スペクトルの観察　　
　　　 　　（恒星のスペクトルを理解するための実習）

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◆　観察のねらい　；　恒星のスペクトルには多数の吸収線が含まれていることを理解する。

�T　直視分光器　


　 ★直視分光器の構造と特長
　　　　スリット（slit;狭い隙間）とプリズムとから成る。フリントガラスプリズムの両端にクラウンガラスのプリズ
　　　ムを組み合わせて，ほぼ直線方向に光を分散させているので，観察しやすい。
　　　　直視分光器ではスリットの後方にレンズが組み込まれていて，スリットを通った光を平行光線にして
　　　プリズムへ送っている。

　１．操　作
　　Ａ．スリットの調節 （図のＡ）
　　　　 スリットの幅は狭い方がよい。しかし，あまり狭くすると暗くなって見にくい。そのため，スリット調節の
　　　リングを静かに動かし，一旦暗くなるまでスリットの幅を狭くし，わずかにもどす。
　　Ｂ．視度調節 （図のＢ）
　　 　　レンズが組み込まれている関係で，視度調節（焦点合わせ）が必要となる。中筒を引き出して，各自
　　　の目ではっきり見える位置で止める。近視の人ほど中筒は奥へ押し込むとピントが合う（遠視の人は引
　　　き出す）。
　　Ｃ．注意事項
　　　�@　スリットは壊れやすいので，Ｂの視度調節のリングは静かに動かす。
　　　�A　直視分光器は光学ガラスを用いた精密な製品なので，特にショックに弱い。落とさないようにくれぐれ
　　　　も注意すること。机の上に置くときも転がらないようにケースの中へ入れ，手渡しの際にはお互いに気
　　　　を付ける。
　　　�B　スリットと視度の調節がきちんとできているかどうかは，蛍光灯の光の輝線の見え方で判断させる。

★　カラー写真の色について
　　　　カラー写真はRGBの３原色で構成せられいるため，スペクトルをカラー写真で撮ると３原色以外の色の発
　　　色が良くありません。例えば紫色はB（青）となってしまい全く表現できません。また，黄色が暗く写ったりNa
　　　の炎色反応のオレンジ色がかなり赤っぽく表現されたりします。

�U　いろいろな光のスペクトルの観察
　１．観察の準備
　 　従来の蛍光灯１）の光を直視分光器で観察すると，明るい細い線（輝線という）が見える。古い型の蛍光灯で
　　は黄・緑・藍の３ヶカ所にあるが，黄色の部分にある輝線は接近した２本がある。これが２本に見え，他は細い
　　１本であるように見えなければ上記のＡ・Ｂの調節が不良である。
　　　近年の蛍光灯では水銀以外の輝線が多数見られるが，メーカーは金属の種類を明かしてくれない。
　←古いタイプの蛍光灯のスペクトル

　２．太陽光の観察
　　ａ． 上の1.で記した準備が完了したら，戸外の光のスペクトルを観察する。ただし，大陽を直接覗くことはせず，
　　　　空や風景など大陽の反射光を観察する。
　　　　 太陽光のスペクトルは赤から紫までの連続した帯（連続スペクトルという）が見え，その明るい帯を無数の
　　　　黒い細い線が横切っている（吸収スペクトルという）。
　　　　　太陽光のスペクトルに見られる無数の吸収線は，これを発見した人の名を記念して，フラウンホーファー線
　　　　と呼んでいる（Josef von Fraunhofer 1789-1826独）。

↓　太陽光のスペクトル	↓　　Ｎａの輝線スペクトル

　３．その他の光源の光の観察
　　ｂ．白熱灯　　　　　　　　ｃ．Ｎａの炎色反応

�V　Naの吸収線の観察
　　　Ｎａの炎色反応の炎を通過した白熱灯の光を観察する。


　◆光 源
　　　上の実験では光源に昔のスライド映写機を使用している。
　　　　スライドの位置には小さな穴を開けたアルミホイルをペーパーマウントにセットして挿入している。
　　　下左の写真の注）を参照。

◆Ｎａの炎色反応
　　　この実験では，化学実験用の三角架を分解して素焼きのチューブをとりだし，食塩水をつけてトーチの
　　炎に　かざしている。（右上の写真参照）
　　　　注意点　　下の「◆留意点の２」にも記したように、Naの炎が非常に明るくなるように素焼きの
　　　　　　　　チューブと炎の位置や食塩水の補給・チューブに付着した食塩の量に気をつける必要が
　　　　　　　　ある。
　　　　　　　　　　また、素焼きのチューブがキメ細かいセラミックの場合はNaの炎が明るくなりにくいよう
　　　　　　　　だ。　　

↓　遮光用のしぼり		↓　直視分光器

↓ Ｎａの吸収線		↓ 左の写真の一部の拡大

◆　留意点
　　１．光源からの光がＮａの炎の最も明るい部分を確実に通過していることを確認する。　
　　２．Ｎａの炎色反応は，炎が非常に明るくなるように食塩水を次々に補給する必要がある。
　　３．Ｎａの炎色反応を通過した光以外の光が直視分光器に入らないように，絞り（上の実験
　　　では穴を開けたアルミホイルで遮っている。）
　　４．Ｎａの吸収線は非常に細く淡いので，直視分光器のスリット幅と視度調節を適切に行う
　　　必要がある。　

�W　フラッシュスペクトル
　　　　写真は下記の図書・ＵＲＬを参照して下さい。
　　　�@　「天文資料集」東京大学出版会　大脇直明ほか著1989，p.100，図�Z-12　彩層の輝線スペクトル　
　　　�A　http://www.live-universe.org/le2003a/ja/conceptmap/con5b1.html　
　　　　　　ただし，上記のページは「彩層」のページであるが，ここからフラッシュスペクトルのページへ入ることがで
　　　　　きる。

　　　　　　フラッシュスペクトルとは，皆既日食になる直前の数秒間だけ見えている彩層のスペクトルのことで，通常
　　　　　吸収線が見えている大陽のスペクトルが、皆既日食直前にパラパラと輝線に変わるり明るく見えることから
　　　　　名付けられている。
　　　　　　この現象を上のNaの吸収線の実験と比較してみると，通常の太陽光がNaの炎を通過したときのスペクトル
　　　　　（吸収線）に，Naの炎色反応の光がフラッシュスペクトル（輝線）に，白熱灯の光源の光が太陽の光球の光
　　　　　（連続スペクトル）に対応させられる。
　　　　　　つまり，太陽光の吸収スペクトルは彩層での吸収によって作られていると考えられる。一般の恒星のスペク
　　　　　トルに吸収線が見られることから，恒星は一般に光球・彩層などの構造を持っていると理解できる。

�X　恒星のスペクトル　
　　　　以下の写真は星用直視分光器を望遠鏡の接眼部に取り付けて撮影したもの。
　　　　星用直視分光器にはシリンドリカルレンズついていてスペクトルに幅をつけるようになっているが，写真の
　　　像がシャープにならないため、シリンドリカルレンズを外して，赤道儀の赤緯微動を少しずつ動かすことでス
　　　ペクトルの幅をつける方法をとりました。

↓　 シリウス（αCMa）　A1		↓　プロキオン（αCMi）　F5
↓　カペラ（αAur）　G8		↓　ポルックス（βGem）　K0
↓　アルデバラン（αTau）　K5

　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　２００５年６月２７日作成
　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　2008.8.23更新

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