shasinnnokakudaihouwo
>
   拡大法
宇宙の光景 
 2015年6月20日新規登録
     ハッブル宇宙望遠鏡 ( Wikipedia より引用)

 スペースシャトル ディスカバリー号から見たハッブル宇宙望遠鏡(1997年2月サービスミッションSTS-82での画像) 
 Hubble Space Telescope (略称:HST)は、地上約600km上空の軌道上を周回する宇宙望遠鏡であり、グレートオブザバトリー計画の一環として打ち上げられた。名称は、宇宙の膨張を発見した天文学者・エドウィン・ハッブルに因む。長さ13.1メートル、重さ11トンの筒型で、内側に反射望遠鏡を収めており、主鏡の直径2.4メートルのいわば宇宙の天文台である。大気や天候による影響を受けないため、地上からでは困難な高い精度での天体観測が可能。詳細は Wikipedia を参照。
すばる望遠鏡 (写真は AstroArts より引用)

 レーザーガイド星生成用レーザービームの初照射時の画像(30秒露出)。背景に写っているのは天の川。 (提供:国立天文台)
 すばるは補償光学システムを最初に導入した本格的望遠鏡である。
(以下は、すばる望遠鏡のホームページ からの引用)

 東京大学カブリ IPMU、愛媛大学、国立天文台の研究開発チームは、同チームが開発してきた京都三次元分光器第2号機 (図1、注1) と 188 素子補償光学装置 (注2) を接続することにより、可視光波長での本格的な補償光学観測に初めて成功しました。
 補償光学がない場合と比べて、空間解像度が最大 2.5 倍も改善されました。188 素子補償光学装置と京都三次元分光器第2号機を組み合わせた観測は、今後、銀河の詳細な構造や遠方銀河の形成過程の解明に大きく貢献すると期待されています。
はやぶさの機体
   はやぶさのイオン・エンジン

 小惑星イトカワに着陸してサンプルを持ち帰った「サンプルリターン」はこのエンジン無くしてはできなかったと思われます。通常のロケット燃料を積めば重くなりすぎてサンプルリターンは実現できなかったでしょう。
 また、駆動回路を地球からプログラムで変更できるようにした設計技術者(日本電気)は創造力とともに「想像力」に富む素晴らしいエンジニアだと思います。本物の技術者です。
小惑星 イトカワ  weblio 辞書 から引用)

1998 SF36は、1998年9月にアメリカのリンカーン研究所が発見した小惑星です。 2003年、日本のロケットの生みの親である故・糸川英夫博士にちなみ、 イトカワ(ITOKAWA)と命名されました。最長部約535m、最短部約209mの、主に岩石質からできている原始的小惑星です。 2005年秋には小惑星探査機はやぶさが到達し、科学観測を行いました。
地球の入りJAXAホームページより引用)

月周回衛星「かぐや(SELENE)」のハイビジョンカメラ(広角)による「地球の入り」の撮影映像.
この画像は、平成19年11月7日12時07分(日本時間)に「かぐや(SELENE)」ハイビジョンカメラ(望遠)から撮影され、JAXA臼田宇宙空間観測所にて受信した動画の一部を静止画像として切り出したものです。 月面は南極付近で、地球の中央左にはオーストラリア大陸、右下にアジア大陸が見えています(画面の上が地球の南になっているため、オーストラリア大陸の上下が通常とは逆になっています)
宇宙の地図  Tmedia ホームページより引用)

米航空宇宙局(NASA)のジェット推進研究所はこのほど、赤外線探査衛星による多数の写真を組み合わせた全天の画像を公開した。5億以上の星々や銀河が映っており、地球から見た“宇宙の地図”になっている。
 撮影したのはNASAが2009年に打ち上げた「WISE」(広域赤外線探査衛星)。40センチの赤外線望遠鏡を搭載し、4つの波長の赤外線で全天のほとんどを撮影。写真は270万枚以上に上り、これまで観測された中で最も表面温度が低い25度という褐色矮星を発見するなどの成果を上げてきた。運用は既に終了している。
ハッブル超深宇宙 ( ITmedia ホームページ より引)

 
HSTで超深宇宙の姿を探る「Hubble Ultra Deep Field」プロジェクトで得られた10年間の写真を合成して作成。満月よりはるかに小さな領域を合計2万秒かけて撮影した2000枚の写真から得られた。われわれの天の川銀河と同様の渦巻き銀河や、赤方偏移で赤い点として写った遠い銀河などが確認できる。

 ハッブル宇宙望遠鏡がとらえた「これまでの中で最もカラフルな深宇宙の写真」という「Hubble Ultra Deep Field 2014」を米航空宇宙局(NASA)が公開した。約1万の銀河が写っているといい、宇宙誕生から数億年後という初期のものも含む“銀河の進化の標本箱”だ。
 南天の「ろ座」のごく狭い一角をとらえる「Hubble Ultra Deep Field」(HUDF)プロジェクトの写真に、さらに紫外光のデータを追加。近赤外光から可視光、紫外光までカバーする近似的なカラー写真として合成した。

創造の柱  ( Excite ニュースホームページ より引用)

 
NASAのハッブル宇宙望遠鏡の画像で最も有名なものの1つ。
 ファンタジーで宇宙の神秘を感じさせるこの柱は、わし星雲(またはM16)のへび座の星の小さな領域にあり、地球から約7000光年の場所にある。近くの星団からの強烈な紫外線を浴びたその三本の柱は低温ガスとチリでできている。
 今回撮影された写真によって、この柱が「創造」ではなく、「崩壊の柱」であることが示唆された。この柱の構造は、今まさに激しく削り取られているところなのだという。柱のへりの、密度の高い部分にあるこのぼんやりとし青みがかったガスの塊は、加熱され宇宙に蒸発している部分である。
 今回の写真から、柱の先端は高密度でその下にあるガスを陰で覆い、長い柱のように見えているということがわかった。柱の間にあるガスははるか昔に、柱の上にある星団から吹く風によって吹き飛ばされてしまったようだ。この風には物質をイオン化する(原子から電子がはぎとる)効果がある。一番左にある柱の上端ではガスが加熱され柱から吹き飛び、星形成領域の猛烈さを物語っている。
ソンブレロ銀河 ( 国立天文台水沢ホームページ より引用)

ソンブレロ銀河はおとめ座方向に位置する地球から最も近い銀河の1つで、宇宙で最も美しいとの呼び声高い大変有名な渦巻銀河です(ソンブレロ、という名はその形状がソンブレロ帽に似ていることに由来します)。この銀河の中心部には太陽質量の約10億倍という宇宙最大クラスの草食系巨大ブラックホールが存在することが知られており、将来のブラックホール直接撮影の最有力候補の1つとしても注目されています。
しかしながら活動性の弱い草食系の代表格ゆえ中心部の観測は難しく、ブラックホール周辺の詳しい構造は未だ明らかになっていませんでした。ハッブル宇宙望遠鏡の解像度をもってしても中心部にはジェット等の目立った構造はこれまで確認されていません。一般にジェットは可視光より電波で明るいという性質があるためハッブルと同程度の解像度を持つ電波望遠鏡でも観測されていますが、中心部はやはり微弱な点源状にしか映りません。
ソンブレロ銀河の中心で身を潜める草食系ブラックホールの姿を暴くにはどうしたらよいか?天文学者につきつけられた課題は、これまで以上に「ブラックホールに肉薄する高い解像度(視力)で観測」し、かつ「微弱な信号を鮮明に検出する」、この2点を同時に克服することでした。
銀河のばら ITmedia ホームページ より引)

 公開された写真はアンドロメダ座方向に見えるArp 273と呼ばれる銀河で、地球から3億光年の距離にある。中央上の銀河の渦巻きは下の銀河との相互作用で広がっている。渦巻きの腕は若い青い星で形成され、微細な暗黒星雲の様子もはっきり見える。銀河中央部には古い星が集まり、バラの花に彩りを添えている。昨年12月、広域カメラ3(Wide Field Camera 3)で撮影された。
ηカリーナ星雲 ( AstroArts より引用)ary em (STScI)

20周年記念( 「20 YEARS OF HUBBLE」 )で公開された画像には、巨大な星形成領域であるη(エータ)カリーナ星雲の一部がとらえられている。 ちりを含んだ水素などのガスが、まるで巨大なタワーのように星雲の壁から伸びている。この画像は、HSTが1995年に撮影した有名な「わし星雲」の巨大な柱を思い出させるが、見た目の迫力はすば抜けている。

ガスやちりの柱は長さが3光年ほどで、近くに存在する高温の星によって侵食されつつある。また、柱の先端には生まれたばかりの赤ちゃん星が隠れている。その星から宇宙空間に向かって放出されているガスやちりのジェットが、まるで矢の先のように見えている。







     M106銀河 Wikpedia より引用)

M106(NGC4258)はりょうけん座にある渦巻銀河である。

1781年ピエール・メシャンが発見し「1781年7月私はおおぐま座に近い、りょうけん3番星の1°ばかり南で、もうひとつの星雲を発見した…」と記している。ウィリアム・ハーシェルは「かなり大きく、核は輝く」とした。

オリジナルのメシエカタログには記載されていないが、シャルル・メシエも観測しているはずだということから、1947年にM105、M107とともにメシエカタログに加えられた。

1950年代以来電波源が見いだされている。1981年3月に超新星が出現した。M108やM109とともに、りょうけん座II銀河群をなしている。渦巻きの中で青く光る部分は、星の生成が活発に行われている部分である。1995年国立天文台野辺山宇宙電波観測所の45メートル宇宙電波望遠鏡による観測で、中心部に巨大ブラックホールがあることが分かった。

双眼鏡で微かな円形に見える。口径8cmの望遠鏡で南のほうがややはっきりとした楕円であることが分かる。口径10cmで空の条件が良いときに、中心部の核と2本の腕が見えてくる。小口径でこうした銀河の構造が見られる対象は少ない。口径20cmでは腕の構造もよりはっきり見えてくる。
     アンテナ(触角)銀河 AFPホームページ より引用)

欧州南天天文台(European Southern Observatory、ESO)が公開した、米航空宇宙局(NASA)のハッブル宇宙望遠鏡(Hubble Space Telescope)が撮影したアンテナ(触角)銀河(Antennae Galaxies)の画像。

 触角銀河は、NGC 4038とNGC 4039としても知られ、かつては天の川銀河(Milky Way)のように一般的な形状で、安定したらせん構造を持つ銀河だったが、数億年前に衝突した。衝突の影響により互いに他方を囲い込んでいる
     青い銀河 ベクトル (Wallpaperホームページより引用)

CG? gきれいな銀河です、でも銀河の名前は分かりません。
      すばる望遠鏡がとらえたM81の可視光画像
( AstroArts より引用)ar
国立天文台の有本信雄(ありもとのぶお)教授らの研究チームは、すばる望遠鏡の主焦点カメラを用いた観測で、渦巻銀河M81の外側に分布する個々の星を詳細に調べ、この銀河の外部領域の構造を初めて明らかにしました。
今回の観測で、M81の外部領域の星は、銀河系のものに比べると数倍も明るく、重元素の量も高いことがわかりました。これは、一見銀河系と似たように見える渦巻銀河であっても、その形成の歴史は多様であり、外部領域がその理解のための鍵を握っていることを示しています。
M81は約1,200万光年の距離にあり、銀河系と同じグループに属する銀河を除いては、銀河系にもっとも近い渦巻銀河のひとつです。そのために銀河形成のモデルを検証するのにもっとも適した「実験台」とされています。
多くの天文学者に支持されている銀河形成理論によると、M81や銀河系のような大型の渦巻銀河は、多数の小さな銀河が重力による相互作用で合体して形成されたと考えられています。このように、小さな銀河から大きな銀河へと合体によって無秩序的に成長してゆく渦巻銀河の外側には、ハローと呼ばれる広がった星の構造が残ります。
これまで、アンドロメダ銀河(M31、距離約250万光年)をはじめ、銀河系と同じグループに属する銀河のハローの星については、多くの望遠鏡で観測が行われてきました。しかし、研究チームはこのたび、すばる望遠鏡を用いたM81の観測で、銀河系とは別のグループに属する銀河としては初めて、明るい円盤部の外側に淡く広がるハローとみられる構造を発見しました。
この広がった構造の光はあまりにも淡く、夜空のほうが100倍も明るいほどですが、すばる望遠鏡の強力な集光力のおかげで、M81の周辺に広がる1つ1つの星を写しだすことに成功しました。加えて、主焦点カメラの広い視野をいかしてM81の外側を広範囲にわたって観測し、その構造の物理的な特性を解析することができました。
この構造に含まれる星の広がり具合は、銀河系のハローによく似てはいるものの、いくつかの点で様子が異なっていることが判明しました。たとえば、銀河系のハローに比べると、全体として数倍も明るく星の重元素量も2倍近くあることがわかりました。
このような違いは、M81が銀河系よりもはるかに多数の小さな銀河を飲み込んだことによるのかもしれません。あるいは、M81の外側の広がった構造は、銀河系とはまったく異なる歴史を経て形成されたのかもしれません。
いずれにしろ、今回の観測は、一見銀河系とよく似た渦巻銀河であっても、その外部領域は多様であり、銀河の成長を理解する鍵を握っていることを示しています。

     S106の拡大図 ( AstroArts より引用)a

ハッブル宇宙望遠鏡が撮影したS106にすばる望遠鏡が撮影した背景の星を合成したもの。.青色の領域に水素があり、S106は横になった砂時計のようなガスのちょうど中心部分にある。

この星間雲の中でできたと考えられる若い星S106 IRは、現在ではガスを砂時計型の星間雲に猛烈な勢いで吐き出しており、同時に水素ガスに熱や乱流をもたらす原因となっている。周囲のガスは1万度近くまで加熱され、イオン化した水素が画像中で青く輝いている様子が確認できる。画像中の赤い領域は、比較的低温の厚いチリが存在していると考えられる。
S106 IRの質量は太陽の15倍程度あり、現在は星形成の最終段階にいると考えられる。まもなくすれば、激しくガスを吐き出すようなことはなくなり、落ち着いた主系列星の仲間入りを果たすだろう。

   銀河NGC 6946  ( AstroArts より引用)a
すばる望遠鏡がとらえた銀河NGC 6946。赤色が星形成活動を示す電離水素輝線
すばる望遠鏡による渦巻銀河NGC 6946の観測から、銀河の中心から半径6万光年以上という辺境部でも活発に星が形成されていることが明らかになった。
ハワイ観測所では、大学生対象の「すばる望遠鏡観測研究体験企画」を毎年開催している。昨年はこの企画に学生10名が参加し、はくちょう座とケフェウス座の境界にある渦巻き銀河NGC 6946の観測を行った。
NGC 6946は銀河円盤(渦巻き腕)をほぼ真上から見ることができるため、銀河内の場所による星生成活動の差異を調べるのに適している。今回の観測で得られたデータの特徴は、星生成活動の指標となる水素の電離輝線(Hα)をとらえるフィルターを用いて、今まで観測されていなかった銀河の外縁部までを広く深く観測したことにある。
学生らは、すばる主焦点カメラ(Suprime-Cam)を使って40分程の観測を実施した。観測からは良質な画像が得られ、画像の解析も学生らが行った。その結果、1413個もの電離水素領域(HII領域ともいう)が検出された。また、銀河の中心から半径6万光年以上離れた辺境部にHII領域が初めて発見された。電離水素領域とは、重い星が生まれている星形成領域のことである。なお、半径6万光年という距離は、これまでに観測された領域から、さらに2倍以上も銀河中心から離れている。
また、電波(21cm輝線)の観測から得られている中性水素の分布とHII領域の分布を比較した結果、HII領域は、局所的に中性水素密度が低くなっている部分を取り囲むようにして分布していることがわかった。これは、中性水素の局所的な密度の増減が大質量星形成を引き起こす条件の一つであることを示す観測的証拠と考えられている。
この観測結果は、これまであまり理解が進んでいなかった銀河外縁部の星形成活動のようすを示すもので、銀河外縁部の研究における基礎的観測データとして役立つと期待されている。

     かに星雲像 東京大学・高エネルギー研究所ホームページより引用

すばる望遠鏡により得られたかに星雲像(国立天文台提供)。中心部にパルサーがある。