分光

デジタル大辞泉

ぶん‐こう〔‐クワウ〕【分光】

読み方：ぶんこう

［名］(スル)光をスペクトルに分けること。

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分光法

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2024/03/31 01:51 UTC 版)

分光法（ぶんこうほう、spectroscopy）とは、物理的観測量の強度を周波数、エネルギー、時間などの関数として示すスペクトル (spectrum) を得ることで、対象物の定性・定量あるいは物性を調べる科学的手法である。

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分光

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/10/13 15:38 UTC 版)

「おうし座T星」の記事における「分光」の解説

変光が不規則で、共通する特徴に乏しいため、おうし座T型星を考える上ではスペクトルが重要である。その特徴は、早期型のスペクトル型ではなく、水素、カルシウム、鉄といった元素の輝線がとても明るいことにある。また、星周円盤の存在を示唆する連続光スペクトルの赤外超過も特徴である。 おうし座T星の光度と水素のバルマー輝線の輪郭の時間変化が、どう対応しているかを長期にわたって調査した結果、おうし座T星が明るい時期には、水素輝線の幅が広くなり、しかも輪郭が急激に変化することがあるとわかった。このことは、おうし座T星を取り巻く星周円盤からの降着流が、星表面に衝突する部分の明るい輝きが、変光に関係することを示唆する。

分光

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2018/11/17 14:24 UTC 版)

「ケフェウス座RW星」の記事における「分光」の解説

ケフェウス座RW星のスペクトル型は、G8からM2まで報告されているが、その間を変化しているのかどうか、詳細は明らかになっていない。MK分類においては、初期にはM0: Iaに分類されていた。その後、改訂された超巨星分のMK分類の標準星では、G8 Ia型として記載され、MK分類の妥当性が再検証された際の標準星一覧では、K0 0-Ia型に分類された。最新の改訂では、K2 0-Ia型に修正されている。可視光スペクトルには、M型星に特徴的な酸化チタンの強い吸収帯がみられないことから、M型よりもG8やK型とする方が妥当と考えられる。ケフェウス座RW星のスペクトル線は、同種の恒星よりもかなり強く、色から推定した有効温度は3,700K程度なのに対し、スペクトル線まで細かく理論計算と観測をすり合わせた推定では約5,000Kと差が大きくなっている。温度が一意に決まらず、赤色超巨星と黄色極超巨星との間にあることから、ケフェウス座RW星は赤色極超巨星と呼ばれることもあれば、黄色極超巨星と呼ばれることもある。

分光

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/06/11 14:55 UTC 版)

「宝石学」の記事における「分光」の解説

この方法はプリズムが白色光をいくつかの単一光に分離する原理を使う。宝石用分光器で宝石の特定光波長に対する吸収率を測定するもの。波長はナノメートル単位で測定される。

分光

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/03/08 15:05 UTC 版)

「AT2018cow」の記事における「分光」の解説

分光観測は、2018年6月18日にリヴァプール望遠鏡で行われたのが最初で、6月19日にはリック天文台のシェーン望遠鏡、6月20日に中国科学院国家天文台興隆観測所の2.16m望遠鏡、6月21日にカナリア大望遠鏡、6月22日にヒマラヤ・チャンドラ望遠鏡によって行われている。ハワイ大学2.2m望遠鏡や、ウィリアム・ハーシェル望遠鏡も、早期から分光監視観測を実施し、GROWTH観測網の望遠鏡群も参加している。初期のスペクトルは、非常に高温の黒体放射連続光スペクトルに、非常に幅が広く浅い成分が1つ重なった、特徴に乏しいスペクトルであり、幅が広いスペクトル線のIc型超新星（Ic-BL型超新星）を想起させるようなスペクトルであったので、AT2018cowもIc-BL型超新星ではないかと考えられ、SN 2018cowという超新星名でも呼ばれるようになった。しかし、6月24日にリヴァプール望遠鏡で取得されたスペクトルでは、Ic-BL型超新星の根拠であった幅が広いスペクトル成分が消失し、この分類に疑問符が付いた。更に、7月8日に北欧光学望遠鏡が行った分光観測では、ヘリウム原子・イオンに由来する成分が発見され、ヘリウム成分がみられないはずのIc型超新星との違いが明らかになり、Ib型超新星であると考える天文学者も現れた。

分光

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/05/04 14:56 UTC 版)

「りょうけん座AM型星」の記事における「分光」の解説

可視光スペクトルは、組成や運動など、りょうけん座AM型星の決定的な特徴を示す。組成はつまり、水素が著しく欠乏し、ヘリウムが過剰であるということである。しかし、そのみえ方にはこれもいくつか異なる傾向が現れる。長期的な光度が安定している一群でも、ヘリウム原子のスペクトルが吸収線としてみえるものと、輝線としてみえる、あるいは輝線も吸収線もみえないものとがある。長期的に大きく変光している一群では、ヘリウム原子は、ハイステートで吸収線、ローステートで輝線または成分なしと、状態によって変化する。 可視光スペクトルで、ヘリウム原子吸収線がみえる場合、吸収線の輪郭は幅が広くて浅く、左右対称ではない。また、時間と共に輪郭が変化する。りょうけん座AM型星は当初、単独のヘリウム白色矮星（DB型）であるとする説もあったが、DB型星のヘリウム吸収線は、裾は幅広いが、中心は鋭くて深く、左右対称である。一方、りょうけん座AM型星は、吸収線全体が幅広く、吸収の底は浅いので、DB型星とは恒星大気理論の上でかけ離れた特徴となっている。ヘリウム吸収線の幅は、一般的な激変星における降着円盤の回転速度と同等である。しかし、ハイステートでのみヘリウム吸収線がみえる天体では、吸収線はもう少し深くて狭く、高速回転よりも高い大気の圧力による拡幅の方がうまく説明できるものもある。 可視光スペクトルで、ヘリウム原子輝線がみえる場合、輝線の典型的な輪郭は、二こぶの幅広い輝線とその中心に鋭く強い輝線、という形をとる。鋭い輝線によって、視線速度の時間変化とその周期を求めることができ、変化は連星の軌道運動によるものと考えられる。 ヘリウムイオンのスペクトルは、その一部が多くの天体で輝線としてみえる。一部には、ヘリウムイオン輝線がとても強いものもある。 紫外線スペクトルでは、ヘリウムイオン、窒素イオンなどの吸収線がみられる。可視光での吸収線に比べると、だいぶ狭くて深い。また、系の視線速度に対し、紫外吸収線の視線速度には青方偏移がみられる上、一部にはP Cygプロファイルが現れているので、可視光での吸収線が降着円盤のガスを起源とするのに対し、紫外線での吸収線は高温の星風に起源があると考えられている。 可視光でのヘリウム吸収線の輪郭が時間変化する様子を分析すると、測光周期に数十倍する周期性が浮かび上がる。この周期は、やはりおおぐま座SU型矮新星のスーパーハンプでみられる、降着円盤の歳差運動に起因する「うなり」の周期と考えられ、うなり周期と測光周期から、軌道周期を推定することもできる。

分光

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/06/25 04:43 UTC 版)

「ナノフォトニクス」の記事における「分光」の解説

ナノフォトニクスを利用して、高いピーク強度を生成する：所与の量の光エネルギーをより小さい体積（「ホットスポット」）に絞り込むと、ホットスポット内の強度はより大きくなる。このことは非線形光学（例えば表面増強ラマン散乱）で特に役立つ。また、数百万数十億以上の分子の平均をとる従来の分光法とは異なるが、ホットスポット内の単一分子でも高感度の分光測定が可能である。

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「分光」の例文・使い方・用例・文例

• 顕微赤外分光分析
• 分光[スペクトル]分析.
• 分光色 《にじ色》.
• 分光学
• 分光景分析
• 分光写真手段で
• 常磁性体による放射線の共鳴吸収があるマイクロ波分光学
• スペクトルを分析するための分光器の使用
• 小さな荷電粒子の質量を決定する分光学の使用
• マイクロ派スペクトルで原子または分子共鳴を研究するための分光学の使用
• 分光写真を関するものであるか、を使用するさま
• 分光分析の、分光分析に関する、または、分光分析にかかわる
• 分光学の、分光学に関する、または、分光学にかかわる
• 分光分析
• 質量分光を関するものであるか、含むさま
• 光をプレートホルダーまたは分光器に導くように構成された反射望遠鏡
• イオンを偏向させ薄い割れ目に入れて、電位計でイオン電流を測定することでスペクトルを得る分光器
• スペクトルが写真に撮れる分光器
• 分光分析のための光学機器
• 英国の天文学者で、天文学における分光分析の先駆者となり、赤方偏移を発見した（1824年−1910年）