\begin{document}
\baselineskip=16pt
\parindent=12pt

\centerline{\Large \bf Yamamoto Group}
\vskip 0.5 cm


{\large
\begin{namelist}{Subjectsxx}

 \item[{\bf Subjects:}]Submillimeter-wave Astronomy,
Interstellar Molecular Clouds, Laboratory Spectroscopy of
Interstellar Molecules

 \item[{\bf Member:}]Satoshi Yamamoto, Yutaro Sekimoto

\end{namelist}
}


\vskip 0.5 cm

To investigate physical and chemical evolution of interstellar molecular clouds,
we are developing  submillimeter-wave telescopes, observing molecular clouds, and studying microwave spectroscopy of
free radicals related to interstellar molecules in the laboratory.

\begin{enumerate}
\item Development of submillimeter-wave telescopes
to observe the fine structure line ($^3P_1 - ^3P_0$: 492 GHz)
of the neutral carbon atom in molecular clouds and the Galactic plane
\begin{enumerate}
 \item A portable submillimeter-wave telescope (dia. 18 cm)
 \item Mt. Fuji submillimeter-wave telescope (dia. 1.2 m)
 \item Measurements of 220 GHz atmospheric opacity at the summit of Mt. Fuji
with a radiometer/radome system [2]
\end{enumerate}
\item Study of molecular clouds and protostars with Nobeyama 45 m and Caltech Submillimeter telescopes
 \begin{enumerate}
  \item Internal structure of dark cloud cores
  \item Abundance of HCN and HNC molecules in dark cloud cores
  \item Outflows and gas disks of X-ray emitting protostars
 \end{enumerate}
 \item Millimeter-wave and submillimeter-wave spectroscopy of
free radicals related to interstellar molecules in the laboratory
 \begin{enumerate}
  \item Detection of the rotational transitions of the CH$_3$CCS radical by using
millimeter wave and FTMW spectrometers.
 \item Extension of FTMW spectrometer up to 40 GHz and
addition of SSB filter to improve detection efficiency.
 \item Rotational transitions of the linear $^{13}$CCS, C$^{13}$CS, $^{13}$C$^{13}$CS radicals
 \item Microwave spectrum of the linear C$_5$D radical[1]
 \end{enumerate}
\end{enumerate}


%References
\vskip 0.5cm
\begin{itemize}
\item [[1]] T. Hirota, H. Ozawa, Y. Sekimoto \& S. Yamamoto
{\it J. Mol. Spectrosc.}, {\bf 174}, 196$-$204, (1995)
\item [[2]]Y. Sekimoto, H. Yoshida, T. Hirota, Y. Takano,
E. Furuyama, S. Yamamoto, S. Saito, H. Ozeki, J. Inatani, M. Ohishi,
A. Cardiasmenos, S. Hensel, {\it Int. J. of IR \& MM Wave}, in press
\end{itemize}
\end{document}

%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%
\documentstyle[epsf,11pt,a4j]{jarticle}
\makeatletter
\renewcommand{\floatpagefraction}{0.7}
\def\thebibliography#1{\small\section*{\markboth
 {参 考 文 献}{参 考 文 献}}\list
 {[\arabic{enumi}]}{\settowidth\labelwidth{[#1]}\leftmargin\labelwidth
 \advance\leftmargin\labelsep
 \usecounter{enumi}}
 \def\newblock{\small\hskip .11em plus .33em minus .07em}
 \sloppy
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\let\endthebibliography=\endlist
\makeatother
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\end{flushleft}}
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\end{flushleft}}
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\end{flushleft}}
%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%
\begin{document}
\setcounter{section}{0}
\section*{山本研究室}

星間分子雲は恒星が形成される場所であり、宇宙における
物質循環の主要経路にあたる。
本研究室では、そこに存在する原子・分子に着目し、
電波望遠鏡による観測的研究と、実験室での
分子分光学的研究を行っている。
特に、天文学において未開拓の波長領域であるサブミリ波の
望遠鏡開発の開発に取り組むとともに、
国立天文台野辺山観測所の45mミリ波望遠鏡や海外のサブミリ波望遠鏡などを
利用した星間分子雲の物理・化学状態と星形成過程の
研究を進めている。

\section{サブミリ波望遠鏡の開発}

炭素は水素・ヘリウム・酸素に次いで存在量の多い元素で、
イオン化ポテンシャルが低いことから分子雲中の電離度
や冷却率を決める主要な要因である。
星間分子雲が重力収縮して恒星になる過程で、
炭素の存在形態は、炭素イオン・中性炭素原子・一酸化炭素分子の順に
変化する。
従って、これらの3つの分布を比較することにより、
分子雲の構造・熱収支・化学状態について理解が深まる。
このうち、一酸化炭素と炭素イオンについては、
銀河面や近傍分子雲における分布が活発に調べられているが、
中性炭素原子の分布は詳しく調べられていない。
COBE衛星による7度ビームでの観測から、
中性炭素原子が銀河面に広く分布していることが確かめられているに過ぎない。
我々は、中性炭素原子の微細構造線($^3P_1 \rightarrow ^3 P_0$: 492 GHz)
による近傍分子雲と銀河面での広域分布の観測を計画している。

サブミリ波領域の電波は大気中の水蒸気による強い吸収を受けるため、地上か
ら観測可能な場所は標高が高く・気温が低く・乾燥した場所に限られている。
このような場所では観測時間も短いため、
中性炭素原子の観測には専用の望遠鏡が必要である。
サブミリ波の受信技術は難しく、高感度受信機の開発は重要な課題である。
このような観点で次のような課題に取り組んでいる。

\subsection{可搬型小口径サブミリ波望遠鏡}
中性炭素原子スペクトル線(492~GHz)の銀河面広域分布の観測や
新しいサブミリ波観測サイトの開拓のために、可
搬型・小口径サブミリ波望遠鏡を開発している。
アンテナは口径18~cmのオフセットパラボラ鏡で、受信機は小型スターリング冷凍機で80~Kに冷却した低雑音ショットキーバリアダ
イオードミキサー(DSB雑音温度1200K)を搭載している。
望遠鏡システムの総重量は160~kg程度で2--3人による運用が可能である。
昨年度にはスペクトル線観測のためのフィルターバンク型分光計の開発
\cite{hirota-k1}、観測用制御ソフトウェアの開発、アンテナが正しく
天体を追尾できるかどうかを調べるポインティングの試験、各種部品のアンテ
ナ本体への組み込みを行なった。
今年度は受信機を組み込んで望遠鏡システムとして立ち上げ、総合試験・調整
を行ない、夏から秋にかけての富士山頂等での試験観測で中性炭素原子線の
検出を目指す。


\begin{figure}
\begin{center}
\epsfile{file=../sekigai/fuji1m.eps,width=0.8\textwidth}
\end{center}
\caption{Schematic drawing of the planned submillimeter-wave telescope
at the summit of Mt. Fuji}
\end{figure}

\subsection{富士山頂サブミリ波望遠鏡}
富士山頂サブミリ波望遠鏡(口径1.2m)は
日本で初めて観測周波数340 $\sim$ 810 GHz
のサブミリ波を観測する望遠鏡である
(図1)\cite{sekimoto-z1,yamamoto-k1,yamamoto-k3,sekimoto-k3,sekimoto-k4}。
富士山頂の恵まれた観測条件を活かして、
中性炭素原子線(C$_{\rm I}$: 492,809GHz)や星間塵関連分子線
の広域観測をおこない、
星間分子雲や銀河の物理的・化学的進化を研究する。
 本研究は、平成7年度より発足した初期宇宙研究センター(代表: 佐藤勝彦)の
プロジェクトとして推進しており、
分子科学研究所 斎藤修二氏、尾関博之氏、藤原英夫氏
と野辺山宇宙電波観測所 稲谷順司氏、大石雅寿氏、立松健一氏、宮澤敬輔氏、楊 戟氏
との共同研究である。

主鏡は口径1.2m、f/D$=0.4$の軸対称パラボラアンテナである。
小口径ではあるが809 GHzのビーム径は1.2分角と、
野辺山45m鏡の22GHzに匹敵する。
望遠鏡を風雪から守るためのレドーム(直径2.92 m)は、
ゴアッテクスのメンブレンにより492 GHzを90\%以上透過する。
ビーム伝送系は340GHzのEdge Level $-30$ dB (ガウス近似)
で設計しており、
340 $-$ 820 GHz帯の観測が可能である。
受信機はニオブの超伝導素子をもちいたSIS (superconducter-insulater-superconducter) 受信機をもちいる。
直交する2個の偏波を492GHzは SSB (single side band)で345GHzは DSB (double side band)で受信する。
望遠鏡は商用衛星通信をもちいた遠隔制御で運用する。

1996年5月現在、アンテナ・受信機・分光計・制御システムの設計を終え、
製作中である。
1997年4月より野辺山にサブミリ波望遠鏡を仮設置し、総合試験を1年間おこなう。
1998年7月に富士山頂に設置して、本格的な観測をスタートする。


\subsection{富士山頂における220GHz大気透過度測定}

富士山頂のサブミリ波の大気透過度を調べるために、
レドーム付き220GHzラジオメータを
設計・製作した。
本装置は、口径8 cmのアンテナの焦点に常温ショットキーバリアミキサ
受信機をおいたラジオメータを、ゴアテックスメンブレンの窓をもつ
レドーム($50\times50\times60$ cm$^3$)に格納している。
富士山測候所庁の協力により1994年11月に山頂に設置し、1年間自動測定した
\cite{sekimoto96}。
富士山頂の冬季における220 GHzの光学的厚みが0.06以下の割合は全時間の
約45 \%であった。とくに1月は60\%もの時間でサブミリ波が観測可能となる。
これは冬季の富士山頂が、世界的にみてもサブミリ波観測に適した好サイトであることを示す。
1994/95年と過去3年間の水蒸気圧を比較し、
1994/1995年の大気透過度は過去と同様な分布であると推測した。
富士山頂での大気透過度は昼夜の変化が少ないのが特徴である。
ハワイ島のマウナケア山では昼夜の変化が大きく、
昼間は観測をおこなっていない。
富士山頂では昼夜の連続観測が可能である。
観測条件のよい1月は、
銀河中心が昼に南中することから、昼間に観測ができるメリットはおおきい。
夏季における220 GHzでの光学的厚みは冬の約5倍に相当する
ため、345 GHz帯の観測が中心となる。

レドームに付着した氷や雪はサブミリ波を吸収するため、
望遠鏡を遠隔制御で運用するためには、着氷・着雪対策が必須である。
対策として、突起物のない平坦な構造であることと、
雪が付着する前に熱をメンブレンの表面より放出する。
小型レドーム実験ではゴアテックス表面に0.65 kW m$^{-2}$の熱量
をつかい、また、金属面には 0.95 kW m$^{-2}$の熱量をもちいた結果、
雪が降ると付着するが、晴れればすぐに観測が可能になった\cite{sekimoto96}。
直径2.92mのレドームの上半分の面積は13.4 m$^2$であり、着氷着雪を防ぐには
9 kW (0.65 kW m$^{-2}$)の熱量をメンブレンの表面より放出すれば充分である。
冷凍機などの観測装置からの排熱を効率よくレドームから逃がすとともに、
赤外線ランプによる加熱を予定している。

\section{星間分子雲・原始星の観測的研究}

星間分子雲は恒星が形成される場である。
野辺山宇宙電波観測所の
ミリ波望遠鏡などを用いた分子の回転輝線の観測により、
星間分子雲の物理的・化学的進化の研究を行っている。

\subsection{暗黒星雲コアの内部構造}
野辺山45-m望遠鏡を用いて牡牛座暗黒星雲にある高密度分子雲コアTMC-1A及び
TMC-1CをCCS輝線(45~GHz)で観測し、その内部構造を詳しく調べた。
その結果、まだ星形成が起こっていないこれらのコア内部にはサイズが
0.03--0.09~pc、質量が0.3--9~M$_{\odot}$の複雑なクランプ状構造が存在す
ることが明らかになった(図 \ref{fig:yoshida}）。
これは最近のC$_{\rm I}$あるいはC$_{\rm II}$観測から示唆されてい
る、星間分子雲がクランプ状構造をしている、という描像とも一致する
\cite{yoshida-k1,yoshida-k2}。

\begin{figure}
%\epsfile{file=yhiro.eps,width=0.6\textwidth}
\vspace{11cm}
\caption{The velocity channel maps (a--c) and the integrated intensity
map (d) of CCS (\protect{$J_N=4_3$--$3_2$}) at the central core in TMC-1A.
Complex velocity strcture (designated as A1--A6) is apparent.}
\label{fig:yoshida}
\end{figure}

\subsection{暗黒星雲におけるHCN、HNC分子の存在量について}
野辺山45m望遠鏡を用いて、最も基本的な星間分子の1つであるHCNとその
異性体HNCを観測し、多くの暗黒星雲におけるこれら2つの分子の存在量を正確に
決定した。
その結果、暗黒星雲においてはHCNとHNCの存在量に正の相関があること、
不安定なHNCの方が安定なHCNより多く存在していること、星形成の有無に
よってHCN、HNCの存在量があまり変化しないことが分かった。
このことから、暗黒星雲ではHCN、HNC分子はイオン分子反応によって生成され
ていると結論できる\cite{hirota-k2}。

\subsection{硬X線を放出する原始星の観測}
ASCA衛星の観測により、生まれたばかりの星(原始星)が
X線を放出することがわかっている。
X線を放出する原始星のどのような進化段階にあるのか、
多重星なのか、他の原始星と何が違うのか、いまのところ全くわかっていない。
星が形成される過程における他の高エネルギー現象(分子雲流・ガス円盤・水メーザ)
との関係を理解する目的で、
野辺山45m鏡、10m 6素子干渉計、Caltech Submillimeter Observatoryでの
ミリ波・サブミリ波観測をおこなった。
へびつかい座分子雲中のX線を放出する原始星の分子雲流探査や
ガス円盤の運動の観測から、
その物理状態や進化段階を明らかにする。

\section{星間分子の分光実験}

星間分子雲では100を越える分子が検出されている。
星間分子や星間分子として存在する可能性の
ある分子を対象に、実験室でのミリ波・サブミリ波分光、
フーリエ変換型マイクロ波分光を行っている。
特に、暗黒星雲や晩期型星で特徴的に見られる炭素鎖分子(炭素が直線状に並んだ分子)
に着目して研究している。


\subsection{CH$_{3}$CCS ラジカルの基底状態の回転スペクトル}

 CH$_{3}$CCS は $^{2}E$ の電子基底状態をもつ対称コマラジカルである。
我々はこのラジカルの回転スペクトルをミリ波分光計(132$-$261 GHz)および
フーリエ変換型ミリ波分光計(16$-$21 GHz)を用いて初めて検出した。 今回の測定では
 $^{2}E_{3/2}$ 状態をもつ回転スペクトルを測定できた。
 132-261 GHz では $K=-4$ から $K= 6$ までの$K$ 構造
\footnote{回転量子数KはC-C-C-S軸方向への回転角運動量の射影成分を表わす。}
を測定した。
また、16-21 GHz では $K=0$ および $K=1$ のラインが測定でき、
超微細構造がみられた（図 \ref{fig:habara}）。
これらから CH$_{3}$CCS の分子定数(慣性モーメント、遠心力ひずみ定数、LS相互作用
定数他)を
精度良く決定し、分子構造についての知見を得た。

\begin{figure}
 \begin{center}    
\epsfile{file=habara2.eps,width=0.6\textwidth}
 \caption{A spectrum of the rotational transition ($J=7/2-5/2$)
of CH$_{3}$CCS in the $^{2}E_{3/2}$ electronic state.
$K$ is the projected rotational quantum number along C-C-C-S axis.
Each of three hydrogen atoms has nuclear spin of $I=1/2$.
$F$ is a total quantum number ($F=I+J$) and symbols e and f indicate parities.
The spectrum shows hyperfine and parity splittings.
}\label{fig:habara}
 \end{center}
\end{figure}

\subsection{フーリエ変換型ミリ波分光計の改良}

フーリエ変換型ミリ波分光計について、現在改良が続けられている。
本年は測定可能な周波数領域を40GHzまで伸ばすととともに、
分光計の方式を Double Side Band(DSB) 方式から Single Side Band(SSB)
 方式に改良した。フーリエ変換型ミリ波分光計の原理は、ある特定の回転準位間
の遷移周波数に近いパルス状電波を分子にあてて励起し、その後分子が放出する
電波を正確に測定するということである。
従来の方式でははじめにあてたパルスと検出した電波との絶対値しか
わからなかったが、 SSB 方式に改良することによりパルスと検出波との
符合を含めたずれがわかるようになり測定が簡便で明確になった。
このことにより図 \ref{fig:habara}のような 2MHz の広い帯域にわたって CH$_{3}$CCS
の出すスペクトルを検出することができた。

\subsection{直線${\rm {}^{13}CCS}$, ${\rm C{}^{13}CS}$,
${\rm {}^{13}C{}^{13}CS}$ラジカルの回転スペクトル}
CCSラジカルは、${}^{3}\Sigma^{-}$の基底電子状態を持つ直線分子で、
暗黒星雲中に多く検出されている。
その同位体種である、${\rm {}^{13}CCS}$と${\rm C{}^{13}CS}$の、
100-300GHzの回転遷移周波数は、実験室で
測られている。今回、フーリエ変換型マイクロ波分光計を用いて、
${\rm {}^{13}C{}^{13}CS}$の回転スペクトル
を初めて検出し、これら３つのラジカルの、天体観測に必要な10-23GHzの
回転遷移周波数を、5kHz以内の誤差で決定した。
スペクトルの解析から、超微細構造定数b, cも精密に決定した。
${\rm {}^{13}CCS}$と${\rm C{}^{13}CS}$は、炭素鎖分子の生成機構、${\rm {}^{13}
C}$の濃縮、${\rm {}^{13}C}$と${\rm {}^{12}C}$の比など、
分子雲の進化過程をさぐるのに適しており、今年度、電波望遠鏡観測を計画している。


\subsection{直線C$_{5}$Dラジカルの回転スペクトル}
星間分子雲では、重水素が分子に濃縮されていることが知られている。重水素
濃縮の機構や分子生成機構を理解する上で、星間分子雲で重水素化された分子
を検出することは重要な意味を持つ。そこで、星間分子として知られている
C$_{5}$Hラジカルの重水素置換体であるC$_{5}$Dの回転スペクトルを実験室で
はじめて検出した。直線C$_{5}$DラジカルはC$_{2}$D$_{2}$、CO、Heのグロー
放電によって生成し、173-279 GHz の領域でスペクトルを測定した。スペクト
ルの解析から分子定数を決定し、電波望遠鏡での観測が可能な10-25 GHz の回
転遷移の周波数を予想した\cite{hirota95}。


\begin{thebibliography}{99}
%それぞれの分類内で、出版された（講演した）順に並べてください。

%\category{受賞}
%
%\bibitem{ref-1}受賞者名、賞の名称、授与団体、年月日。

\category{報文}
\subcategory{原著論文}

\bibitem{hirahara} Y. Hirahara, A. Masuda, K. Kawaguchi, M. Ohishi,
S. Ishikawa, S. Yamamoto, S. Takano, N. Kaifu\\
"The spatial distributions of SO and N$_2$H$^+$ in Taurus Molecular
Cloud-1 (TMC-1)"\\
Publ. Astron. Soc. Japan, {\bf 47}, 845$-$851 (1995)
\bibitem{ohishi} M. Ohishi, S. Ishikawa, S. Yamamoto, S. Saito, T. Amano\\
"The detection and mapping observation of C$_2$H$_5$OH in
Orion Kleinmann-Low"\\
Astrophys. J. {\bf 446}, L43-L46, (1995)

\bibitem{kanada} M. Kanada, S. Yamamoto, S. Saito, Y. Osamura\\
"Molecular structure of the linear C$_3$H radical: Microwave spectrum
of the $^{13}$C substituted species"\\
J. Chem. Phys. {\bf 104} (6), 2192-2201, (1996)

\bibitem{hirota95} T. Hirota, H. Ozawa, Y. Sekimoto \& S. Yamamoto\\
"Microwave spectrum of the linear C$_5$D radical"\\
J. Mol. Spectrosc., {\bf 174}, 196$-$204, (1995)

\bibitem{sekimoto95} Y. Sekimoto, M. Hirayama, T. Kamae, and N. Kawai
"Long-term stability of pulsed X-ray emission from the Crab pulsar"
Astrophysical Journal, {\bf 443}, 271-273, (1995)

\bibitem{kamae95} T. Kamae \& Y. Sekimoto
"A unified picture for high-energy emission in spin-powered pulsars"
Astrophysical Journal, {\bf 443}, 780-785, (1995)

\bibitem{sekimoto96} Y. Sekimoto, H. Yoshida, T. Hirota, Y. Takano,
E. Furuyama, S. Yamamoto, S. Saito, H. Ozeki, J. Inatani, M. Ohishi,
A. Cardiasmenos, S. Hensel
"Measurements of 220 GHz Atmospheric Opacity
on Mt. FUJI with a Radiometer/Radome System"
, Int. J. of IR \& MM Waves, in press

\subcategory{会議抄録}

\bibitem{sekimoto-p1} Y. Sekimoto, H. Yoshida, T. Hirota, S. Yamamoto, S. Saito, H. Ozeki, J. Inatani, M. Ohishi,
"Measurements of 220 GHz Atmospheric Opacity
on Mt. FUJI with a Small Radiometer/Radome System"
in Proceedings of East Asian Meeting on Astronomy

\subcategory{国内雑誌}

\bibitem{yamamoto-z1} 山本智: 「マイクロ波分光分析$-$星間分子$-$」
、日本分析化学会、ぶんせき {\bf 5}, 65
\bibitem{yamamoto-z2} 山本智: 「星間分子雲の化学を追う」、化学と教育、
{\bf 44}, 249
\bibitem{sekimoto-z1} 関本裕太郎、山本智: 「富士山頂サブミリ波望遠鏡計画」
日本赤外線学会、投稿中

%\subcategory{著書}

\category{学術講演}
\subcategory{国際会議}

\subsubcategory{一般講演}

\bibitem{yamamoto-k1} S. Yamamoto et al. "A Plan for a Submillimeter-Wave
Telescope at the summit of Mt. Fuji"
in East Asian Meeting on Astronomy
Ground-Based Astronomy in Asia, (Tokyo, July 1995)
\bibitem{sekimoto-k1} Y. Sekimoto et al. "Measurements of 220 GHz Atmospheric Opacity
on Mt. FUJI with a Small Radiometer/Radome System"
in East Asian Meeting on Astronomy
Ground-Based Astronomy in Asia, (Tokyo, July 1995)

%\subsubcategory{招待講演}


\subcategory{国内会議}
\subsubcategory{一般講演}
\bibitem{yamamoto-k2} 山本智: フーリエ変換マイクロ波分光器の製作と
短寿命分子種への応用、分子構造総合討論会 (東北大、1995年9月)
\bibitem{yamamoto-k3} 山本智他: 富士山頂サブミリ波望遠鏡プロジェクト、日本天文学会 (新潟大、1995年10月)
\bibitem{sekimoto-k2} 関本裕太郎他 : 富士山頂220GHz大気透過度測定、日本天文学会 (新潟大、1995年10月)
\bibitem{sekimoto-k3} 関本裕太郎他 : 富士山頂サブミリ波望遠鏡: アンテナ設計、日本天文学会 (神戸大、1996年3月)
\bibitem{sekimoto-k4} 関本裕太郎他 : 富士山頂サブミリ波望遠鏡計画、NRO サブミリ波
検出技術ワークショップ(野辺山、1996年3月)
\bibitem{yoshida-k1} 吉田裕茂、山本智、砂田和良、三上人巳、大石雅寿: 暗黒星雲コアの内部構造、日本天文学会(新潟大、1995年10月)
\bibitem{yoshida-k2} 吉田裕茂、山本智、砂田和良、三上人巳、大石雅寿: 暗黒星雲コアの内部構造2、日本天文学会(神戸大、1996年3月)
\bibitem{hirota-k1} 広田朋也他: 可搬型サブミリ波望遠鏡用フィルターバンクの開発、日本天文学会(新潟大、1995年10月)
\bibitem{hirota-k2} 広田朋也、山本智、三上人巳、大石雅寿: 暗黒星雲コアにおける
HCNの存在量、日本天文学会(神戸大、1996年3月)
%\subsubcategory{招待講演}

\end{thebibliography}

\end{document}