Nバンドは波長8-14mの、大気の窓と呼ばれる大気の透過率の高い領域である。この波長域には多数のダスト起源の放射が存在しており、ダストの物性を決める上で重要な波長域と考えられる。例えばシリケイトはアモルファス形状の場合には9.8mをピークとした広がった放射形状を示すのに対し、結晶化してオリビンになると11.3mに鋭いピークを持つ。この様な差異はダストの生成や進化に対して有用な情報となる。他にも未同定赤外バンド(8.6,11.3,12.7m)や炭化硅素など、この波長帯によって観測できるダストは多種存在する。

　我々はこのNバンドでの観測的研究を主目的とした地上望遠鏡用の装置を開発した。我々の開発した装置の性能を表-1にまとめる。

　この装置の特徴は撮像モードと分光モードの両方を備えている点にある。分光モードではNバンド全域を一度の積分でカバーする事ができる。波長分解能はR〜100程度であり、ダスト放射の波長構造を分解するに足る波長分解能を有する。空間分解能はほぼ望遠鏡の回折限界を達成する事ができ、United Kingdom Infrared Telescope(UKIRT、口径3.8m)に取り付けた際には1 arcsec程度の空間分解能を達成できる。1 arcsecの空間分解能はこれまでの中間赤外観測の中でも高い値であり、この装置によって他波長(特に可視光や近赤外)の高空間分解イメージと中間赤外のイメージの直接的な比較が可能になる。

　検出器としてはRockwell製のSi:As 128x128 BIB(Blocked Imupurity Band)アレイ検出器を用いている。これは低ノイズ、低暗電流で高い量子効率をもっており、現存する中間赤外用検出器の中でも最も優れた検出器の1つである。実験室での評価実験から検出器のノイズは読みだし回路を含めても600e/frame程度と見積もられ、背景放射によるショットノイズよりも充分低く押えられている。暗電流は7.7×10⁵e/secと高めであるが、観測時に予想される背景光起源の電子の1/100以下であり、実用上問題ないレベルにあると思われる。

　装置の性能を確かめる為、望遠鏡に取り付けての試験観測を97年9月にUKIRT3.8mを用いて行った。この観測で達成された空間分解能は約1 arcsec、波長分解能は約100であり、ほぼ設計性能を達成する事が分かった。感度は点源に対する検出能力を1siglsec(1秒間でSN＝1となる明るさ)で表すと広帯域撮像観測(〜1m)で約400mJy、分光観測では約1.0Jyであった。

　この装置はJoint Astronomy Centreとの提携により、98年度からUKIRT3.8m望遠鏡用の共同利用観測装置の1つとして広く天文観測に使われる予定である。

表-1 中間赤外分光撮像装置MICSの性能

図-1:得られたスペクトルの1例(Y Cas)(a)観測されたNバンドのスペクトル10m付近は大気のオゾンの吸収が激しい為削除してある。また点線は星からの放射をモデルでフィットしたものを示す。(b)星を差し引いてshell放射のみとしたもの。10,11,13mに放射のピークが見える(c)IRAS LRSのデータとの比較。各々の線がLRSで得られたスペクトルを示す。右上の数字は各々の変光フェイズを示す。

図-2:変光phaseと各放射の寄与縦軸は星の放射強度で規格化されたダストシェルの放射強度を表す。また線で結ばれた点は同一天体のデータである事を示す。(a)10micron放射の規格化された強度とフェイズとの関係(b)11micron放射の規格化された強度とフェイズとの関係

　我々は前述の観測装置を用いたの初期観測プロジェクトとしてミラ型変光星の星周シェルの中間赤外分光観測を行った。

　ミラ型星は強い質量放出現象を示す天体であり、その放出ガスからはダストが大量に生成されると考えられる。そこで生成されるダストは星の化学組成に依存しており、酸素過多星の周りでは酸化物を主成分としたダストが生成されると考えられている。我々はダスト生成現場としてのミラ型星星周シェルに注目し、酸素過多ミラ型星18個について中間赤外域での分光観測を行った。得られたNバンドスペクトルの多くは主に強いシリケイト放射を示すが、シリケイト放射の他に11mと13mをピークとした放射構造を持つ星も複数個見つかった(図-1(b)参照)。

　これらのシェル放射を解釈する為に、単純なシェル構造を仮定してのモデルフィットを行った。その結果、観測された全てのシェル放射は2種類のダスト放射の足し合わせで説明できる事が分かった。これはミラ型変光星周りのシェル放射が主に2種類のダストから放射される事を示している。

　フィットに用いたダスト放射の一方は10mのに強い放射構造を持ち、他方は11mに放射を持つ。放射構造をこれまで知られているダスト放射のプロファイルと比較する事で、これら放射の放射源の検討を行った。その結果10mの放射の起源はアモルファスシリケイトである事が示唆されたが、11m放射はこれまで知られているダスト放射で合致する物が無く、物質を特定する事はできなかった。しかしながら、アルミナ起源と思われる13m放射とこの放射が良く相関している事、またアルミナの中には近い放射形状を持つ物が存在する事などから、11m放射の起源はアルミナかそれに関連した物質である事が推測される。特に-Al₂O₃は放射ピークが10.8mであり、放射の形状も11m放射と同様に長波長側が強い非対称な形をしている事から、もっとも有力な候補の1つと思われる。

　このようにシェル放射は星ごとに様々な形状を持つ。その一方でミラ型のような変光星は星の変光に伴ってシェルの放射形状も変化することが知られている。我々はこのシェルの変光を定量的に評価するために、我々の取ったデータとIRAS LRSで得られたスペクトルの比較を行った。その結果、ミラ型星の幾つかで星本体の変動よりも激しい変光が確認された。またシェルは強度だけでなく放射形状も変光フェイズによって変化し、中心星がもっとも明るい時により青いカラーを持つ傾向にあることが分かった。

　この変光を先の2成分モデルをもとに解析すると、ダスト放射の変光は10m放射と11m放射で大きく異なる事が分かった。図-2に星の連続光強度で規格化したダストの強度とフェイズとの関係を示した。この図から分かるように、10m放射では強い変光を示すものがあるのに対して11m放射では星の明るさに対する比が変光フェイズによらず一定となっている。

　単純なシェルモデルを仮定すると、ダストシェルの内径はダストの昇華温度で決まっており、ダストが受ける星からの放射量が大きい程シェルは明るくなることが示される。これらの星では変光に伴って星の温度が変化しており、放射強度は、黒体放射のRayleigh-Jeans側にあたる長波長よりもWien側にあたる短波長側の方が激しく変化すると考えられる。したがって短波長側に強い吸収があるダストは星から受け取る放射量が変光によって大きく変化し激しく変光すると推測される。実際、一般的に用いられているシリケイトは近赤外に強い吸収を持つのに対し、アルミナは強い吸収を持たない。したがってダストによって変光の様子が違うのは近赤外域の吸収の差によって定性的に説明することが可能である。