The ISM is one of the most important ingredients in the study of the process of the Galactic evolution. Due to the fact that the ISM is endlessly recycled (gravitationally collapse, star-formation, stellar evolution, and finally supernova explosion), there are various types of ISM which can be categorized in terms of temperature and density. This thesis focuses on two Galactic molecular clouds that are located in wholly different environments and both are observed in FUV bands. The Draco cloud is known as a translucent molecular cloud (optically thin) at high Galactic latitude. The FUV spectra show important ionic lines of C IV, Si IV+O IV], Si $II^*$ and Al II, indicating the existence of hot and warm interstellar gases in the region. The FUV continuum is mostly the starlight scattered off the dust grains in the Draco cloud. The enhanced C IV emission inside the Draco cloud region is attributable to the turbulent mixing of the interacting cold and warm/hot media, which is supported by the detection of the O III] emission line and the $H\alpha$ feature in this region. The Si $II^*$ emission covers the remainder of the region outside the Draco cloud, in agreement with previous observations of Galactic halos. Additionally, the $H_2$ fluorescent map is consistent with the morphology of the atomic neutral hydrogen and dust emission of the Draco cloud. In the Aquila Rift region near Galactic plane, FIMS observed that the FUV continuum emission from the core of the Aquila Rift suffers heavy dust extinction. The entire field is divided into three subregions that are known as the-“halo,” “diffuse,” and “star-forming” regions. The “diffuse” and “star-forming” regions show various prominent $H_2$ fluorescent emission lines, while the ‘halo” region indicates the general ubiquitous characteristics of $H_2$, as supported by previous FIMS studies. The CLOUD model and the FUV line ratio are included here to investigate the physical conditions of each subregion. Finally, the development of an infrared optical system known as the MIRIS instrument is briefly introduced. It can be used in WIM studies through $Pa\alpha$ observations.
성간물질(Interstellar medium(ISM))은 우리은하의 진화과정을 연구하는데 가장 중요한 요소이다. 성간물질은 끊임없이 순환과정을 거친다. 최초로 중력수축에 의해서 별이 탄생되고, 별은 진화과정을 거치면서 다시 우주공간으로 물질을 방출하게 되는데, 이 과정 중에서 여러 형태의 온도와 밀도를 가지는 다양한 상의 성간물질(multi-phase ISM)이 형성되게 된다. 본 논문은 여러 상의 성간물질 중에서 우리 은하 내부의 전혀 다른 상태에서 존재하는 두 개의 분자운(molecular cloud)과 고온 성간물질에 관한 원자외선 관측 결과와 고온 성간물질의 한 형태인 WIM(warmionized medium)의 기원을 연구하기 위해서 현재 개발 중의 근적외선 카메라 시스템 개발에 관한 내용을 다룬다.
Draco cloud는 우리은하의 고위도에 존재하고, 광학적으로 비교적 얇은(optically thin) 분자운(translucent molecular cloud)으로 알려져 있다. FIMS를 이용한 원자외선 관측에 의해서 처음으로 차가운 Draco cloud가 주변의 고온 성간물질들과 상호작용을 하고 있음을 알 수 있었고, 이러한 사실은 현재까지의 연구들과 상당한 부분이 일치하는 사실이다. 또한 우리은하의 고위도에도 수소가 분자형태로 어느 정도 분포한다는 사실도 밝혀냈다. 또 다른 대상인 Aquila Rift는 우리은하의 평면에 분포하는 광학적으로 상당히 두꺼운(optically thick) 분자운 (giant molecular cloud)이고, 별이 탄생하는 지역이 알려져 있다. 역시 원자외선 관측에 의해서 Aquila Rift의 내부에서 원자외선의 방출이 대부분 소광(extinction)되고 있음을 알 수 있었고, 이 대상에서 원자외선 파장대의 수소분자 형광방출선을 다량 검출하였는데, 특정 파장의 방출선 세기를 이용하여, 별이 탄생하는 지역과 그렇지 않은 지역의 차이점에 주목할 수 있었고, 이 결과는 앞으로 추후 연구의 동기부여가 될 전망이다. 마지막으로, 본 저자는 2010년 발사 예정인 과학기술위성 3호 주탑재체 MIRIS의 개발에 광학 및 광기계부 설계에 참여하고 있으며, 성공적으로 발사된다면, 앞으로 WIM의 기원에 대해 중요한 실마리를 제공할 것으로 예상된다.
