以下に述べるように、赤外線による観測は、特に低温の宇宙を探るのに 大変強力な手段である。が、地球の大気中に含まれる水蒸気や二酸化炭素 が宇宙からの赤外線を遮ってしまうので、地上の望遠鏡からでは 限られた情報しか得ることができない。人工衛星をあげてまで 観測をするのは、この隠された(かつ重要な)部分を含めた完全な 宇宙の姿を探ろうとするためである。
我々のグループでは、ISOの観測装置の一つSWS(短波長領域の分光器)に よって得られたデータを元に、AGB、あるいはpost-AGBと呼ばれる 進化末期の恒星の研究を行っている。
ここに示すのは、我々がISO/SWSで観測した赤色巨星のうちの代表2つの スペクトルである。これらの星は、太陽のような比較的質量の小さい星の 進化の最終段階にあり、星内部での激しい核反応によるエネルギーを逃すため、 星の半径は太陽が地球をのみこむほどに膨張している。膨張した星の表面 では温度が低い(といっても2000-3000度)ので、様々な分子が出来、 それが赤外線領域のスペクトルで観測される。
図に上げた2つの星は、いずれも赤色巨星であるが、表面の炭素と酸素の 原子の量が、UX Cygの場合には酸素の方が多く(太陽など通常の宇宙では 酸素の方が2倍程度多いのが普通である)、一方R Sclでは炭素の方が多い (このような特殊な星を「炭素星」と呼ぶ)。
宇宙空間では、酸素と炭素が存在するとまず一酸化炭素(CO)の分子が つくられる。炭素と酸素のうちどちらか少ない方は、COを作るのに全て 使い果たされてしまい、余った方の原子は、他の相手を探して様々な 分子をつくる。 酸素が多い方の星では、H2O(水)、SiO(一酸化硅素)、 CO2(二酸化炭素)、二酸化硫黄(SO2)等が つくられ、一方炭素が多い場合にはC3、 C2H2(アセチレン)、HCN(シアン化水素)、 CS(硫化炭素)などの分子が出来ていることが図から分かる。
これらの星のスペクトルの違いは、分子だけに留まらない。星から 十分離れて温度が下がったところでは、ダスト微粒子の形成が始まる。 上に述べたのと同じ理由で、酸素原子が多い場合は硅素やマグネシウムの 酸化物(通常シリケイトダストと呼ぶ)を中心としたダストが作られ、 これは10micronを中心とした幅広い放射／吸収のスペクトルを見せる (UX Cyg)。一方、炭素星の場合には、煤のような炭素質のダストの他、 11.3 micronにピークを持つ炭化硅素(SiC)のダストが出来ることが 知られている。
図1のUX Cygのスペクトルに見られるSO2は、
実は今回のISO/SWSの観測によってその存在が初めて明らかになった
ものである。というのは、この波長帯(7micron付近)は、地球大気が
邪魔をして詳しい観測がほとんど行われておらず、また、理論計算からも
SO2分子は赤色巨星の表面ではできないと考えられて
いたからである。我々の持っている40個あまりの星のスペクトルを
詳細にチェックした結果、UX Cygを含めて3天体から、明瞭な
SO2の赤外線バンドを検出した。興味深いのは、
SO2バンドが吸収だけではなく、輻射バンドとしても
見えているということ。また、検出された星の
一つT Cepを、我々は1年半に渡って繰り返し観測しており、
この星においては、SO2バンドが輻射から吸収へと
時間とともに変化していることが見て取れる。ここに示された
3つの星はいずれもミラ型変光星であるが、T CepにおけるSO2
バンドの変化は、この脈動の周期と一致していない。我々の解析の結果(赤で示されたのが、モデル計算によるスペクトルである)、 この分子は星の半径の2-5倍程度のところにまで広がっており、 分子の温度は典型的に600Kと、星表面の温度よりかなり低いことが分かった。
これまでの予想に反して、SO2分子がこのように大量に存在している 理由はまだ良く分かっていない。また、控えめに見積もっても、 SO2が存在する領域の密度は、これまで考えられてきた よりも数桁大きいことが示唆されている。すなわち、星の半径の 数倍の辺りに、非常に密度の濃い、雲のような層があると考えられ、 そこでは星の表面とは違った、活発な化学反応によりSO2の ような分子が形成されているのだと予想される。この予想の検証が 今後の研究の課題となっている。
e-mail: yamamura@astro.isas.ac.jp
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