研究紹介 Archive

[Speaker 1]
Nobuharu Sako

[Title]
Time evolution of X-ray jet's velocity

[Abstract]
An X-ray jet is a kind of flares in the Sun. The model of X-ray jets based on magnetic reconnection (Shibata et al. 1992) predicts that two flows with the different velocities are included in one X-ray jet. The velocity of one flow roughly equals to Alfven velocity (~1000 km/s), and the flow is accelerated by the magnetic force. The other one is
accelerated by the pressure gradient and its velocity is similar to the sound velocity (~200 km/s). However, the observational results (e.g. Shimojo et al. 2000) before the Hinode era show that the velocities of most X-ray jets are slower than the sound velocity.
Because the X-ray telescope (XRT) aboard the Hinode satellite has capability to observe the corona with the high temporal (< 1 min) and high spatial (~ 1 arcsec) resolutions, the XRT data revealed that an X-ray jet includes two components with the different velocities
(Cirtain et al. 2007). The properties of the components have some differences from the model. For example, the components are not observed simultaneously. One component with sound velocity continues to appear until the peak time of the X-ray jet. The other one with Alfven velocity appear transiently.
There is only one report using four X-ray jets by Cirtain et al. (2007) and their result does not show the time evolution of the velocity in X-ray jets, yet. In order to reveal the evolution of the X-ray jet's velocity, and investigate how the high velocity component
occurs transiently in an X-ray jet, we detected 13 polar X-ray jets from the coronal data observed with XRT and investigated the time evolution of the velocity of the X-ray jets. The result shows that it is common that an X-ray jet includes the plural components with the different velocities. However, we could detect component with Alfven velocity in only three of the 13 events.
In the talk, I introduce our data analysis and show the details of our result.

[Speaker 1]
Jungmi Kwon

[Title]
NEAR INFARED CIRCULAR POLARIZATION IMAGES OF NGC 6334 V

[Abstract]
We present results from deep imaging polarimetry measurements of circularly and linearly polarized light towards the massive star forming region NGC 6334-V. These observations show high degrees of circular polarization (CP) in the Ks band of as much as 22 % with an asymmetric positive/negative pattern, measured in the infrared nebula associated with the outflow. The CP region is very extended (~80" or 0.65 pc). Both the large CP and the extended size of the CP region are comparable to those seen in the Orion CP region. The CP pattern is shifted along the axial axis and such an asymmetry does not conform to the classical alternating symmetry seen in other objects and models.
The asymmetry may be a clue indicating the range of influence of a helical field. Three-dimensional Monte Carlo light-scattering models are used to show that this may occur with a scattering geometry, which contains a dusty envelope surrounding the accretion disk as well as aligned grains. The detection of the large and extended CP in this source and the Orion supports the CP origin of the biological homochirality on Earth.
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[Speaker 2]
Anjali John K

[Title]
Association of Polar faculae with the Polar magnetic patches as observed by Hinode

[Abstract]
The polar region of the Sun, as observed with Hinode SOT/SP is found to be covered by patches that harbour strong magnetic field and that the large unipolar patches with flux > 10^18 Mx determine the polarity of the polar field. It is also observed that there are small
bipolar patches (< 1018Mx) with balanced flux in the polar region. The polar faculae, the small-scale bright magnetic structures observed at heliographic latitudes > 70 deg., have been considered as a good proxy for the polar magnetic field. The aim of this study is to understand the magnetic properties of faculae, which are believed to be associated with the polar magnetic patches. We analysed data of the north polar region taken by the Hinode/SOT- spectropolarimeter (SP) in September 2007. There are patches without faculae and they outnumber those with faculae. Faculae are present in all the patches with flux > 10^19 Mx. Magnetic patches are not uniformly bright but contain smaller faculae inside. We find that a positive correlation exists between total flux and intensity of faculae within the magnetic patches and that the faculae intensity depends on cosine of the heliocentric angle .

[Speaker 1]
Nobuyuki Sakai

[Title]
Absolute Proper Motion of CB 3 Away from the Galactic Plane Measured with VERA in a Galactic Superbubble

[Abstract]
TBA

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[Speaker 2]
Daehyun Oh

[Title]
Powerful high-contrast imaging techniques on direct detection of exoplnaets

[Abstract]
Direct detections of very faint exoplanets and brown dwarfs near bright stars are essential in understanding substellar for- mation and evolution around stars. The task is dauntingly difficult. The exoplanet or brown dwarf image is usually much fainter than the background from the brilliant PSF image. Aside from the Poisson noise, ground-based tele- scopes suffer from atmospheric turbulence that produces random short-lived speckles that mask faint companions. I will talk about two techniques called ADI and LOCI, can be used on ground-based altitude/ azimuth telescopes to subtract a significant fraction of the stellar quasistatic noise.

[Speaker 1]
Amnart Sukom

[Title]
Near-infrared Imaging Polarimetric Study of Orion A molecular cloud

[Abstract]
Orion Molecular Cloud (OMC) is the nearest region of massive star formation, which was intensively studied as a representative of star-forming regions. The northern part of Orion A molecular cloud,
OMC-1, -2, -3, and the southern part, OMC-4, are often referred to Integral Shape Filament (ISF), and contain intermediate-sized molecular cores, low and high mass young stars, dozens of Herbig-Haro (HH) objects and molecular outflows.
We present the first wide-field deep near-infrared images of 15' x 50' area of the Orion A ISF, obtained by SIRPOL, simultaneous JHKs imaging polarimeter on the IRSF telescope. Point-source aperture polarimetry suggest the magnetic field orientations are perpendicular to the elongation of the filament. Moreover, the hour-glassed shape magnetic field pattern in OMC-1 is confirmed by our polarization maps.
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[Speaker 2]
Takuya Suenaga

[Title]
Revealing the lower side of IMF and Searching for planetary mass objects

[Abstract]
Initial mass function (IMF) is one of the most important physical parameters in the star formation theory. Many author have investigated the IMF for a long time, however it has not been completely understood. I'm studying the lower side of IMF, in particular the bottom. Here, I'll introduce some studies related to IMF, and my ongoing works.

[Speaker 1]
Akimasa Kataoka

[Title]
Static compression process of dust aggregates in protoplanetary disks

[Abstract]
Planetesimal formation process in protoplanetary disks is a key issue in planet formation. Recently, internal density evolution of dust aggregates with collisional compression has been proposed to solve this problem (Okuzumi et al. 2012). However, other compression processes, which are caused by gas drag or self gravity, have not been considered. Such compression processes may differ from collisional compression processes, and thus it may greatly affect internal density evolution of dust aggregates. Therefore, we investigated static compression processes of porous aggregates by calculating N-body
simulation with considering direct interaction forces (Wada et al. 2007), and we determine the equation of state of porous aggregates.

[Speaker 1]
Takatoshi Shibuya

[Title]
Galactic-scale Outflow at z>4 revealed by Adaptive Optics

[Abstract]
Characterization of the large-scale galactic outflow is very important to understand many astrophysical phenomena at high-z, such as the escape of LyA photons from the galaxy, the relation between the galaxy populations, and IGM metal-enrichment history. Although galactic outflows are ubiquitously found in star-forming galaxies at 2 ------------------------------------------------------------------------------------------

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[Speaker 2]
Jun Toshikawa

[Title]
Spectroscopic Follow-up Observation of a High-redshift Protocluster Candidate

[Abstract]
Galaxy clusters play an important role in the large-scale structure of the universe and galaxy evolution.
Protoclusters, that are progenitors of galaxy clusters, would provide a great deal of information on the primordial condition at their birth.
However, it is difficult to discover them due to very low number density in the early universe, and only a few protoclusters were discovered currently.
In order to approach the question of cluster formation, we have to begin with searching other protoclusters.
We have carried out the survey of galaxy distribution at z~6 in the very wide field of the CFHT Legacy Survey Deep fields (~4 square degree),and found two protocluster candidates.
Subsequently, spectroscopic follow-up observation was conducted for one of the candidates with Gemini/GMOS.
Although there are some indication of a protoclsuter, we could not clearly confirm due to the small sample.
In the colloquium, we present the results of the follow-up observation.

[Speaker 1]
Junya Sakurai

[Title]
Measurement of Mass Distribution of Dark Matter Using Weak Gravitational Lensing

[Abstract]
According to the observational results from high-z supernovae and CMB, the universe almost consists of the dark matter and the dark energy.
Unfortunately, these components haven't entirely understood yet. To understand these unknown objects, some techniques are proposed. One of these techniques is the gravitational lensing. The gravitational lensing is the effect that the shape of the background galaxy is distorted by the foreground object. We can estimate the mass
distribution of the foreground object from the distortion of the background galaxy. Even if the foreground object is the dark matter, we can estimate the mass distribution of the dark matter. In my talk,
I present the gravitational lensing of the basis of this technique.
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[Speaker 2]
Rhythm Shimakawa

[Title]
Nature and Nurture Effects on the Formation and Evolution of Cluster Galaxies

[Abstract]
In low-redshift clusters, most galaxies appear to be quiescent.
These galaxies tend to be elliptical or S0 galaxies, which constitute conspicuous red-sequence on the color-magnitude diagrams.
In contrast, in high-redshift proto-clusers, galaxies tend to have complicated morphologies and high star-formation rates (SFRs) of 100s $M_\odot/yr$.
Such truncation in star formation activities can be caused by "nature" effects, i.e.\ accelerated galaxy formation in dense environments, and/or by "nurture" effects, i.e.\ galaxy-galaxy interactions/mergers and gas-stripping (e.g.\ Kodama et al. 2001).
Recent works (Daddi et al 2007; Mannucci et al. 2010) have presented double (main and sub) sequences of star forming galaxies on the SFR versus gas-mass plane, and a fundamental metallicity relation (FMR) where gaseous metallicity of star forming galaxies in the SDSS are determined as a function of stellar mass and SFR, both of which describe the modes of star formation and the evolutionary stages of galaxies.
Motivated by these observational phenomena, we now aim to explore these relationships (main/sub sequenes and FMR) in clusters/proto-clusters based on near-infrared specroscopy (FMOS/MOIRCS on Subaru) and ALMA observations (Mahalo-Subaru and Gracias-ALMA projects).
By comparing these relationships in clusters with the field counterparts, we will quantify the roles of environments to shape galaxies, and thus understand the origin of environmentally dependent galaxy formation and evolution.
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[Speaker 3]
Shogo Ishikawa

[Title]
the determination of the masses of dark matter halos by clustering properties of sBzK galaxies

[Abstract]
The existence of vast "dark matter halos" around luminous galaxies is strongly implied by some evidence. It is extremely difficult, however, to measure the masses of high-redshift galaxies' dark matter halos.
One method to quantify them is to measure the amplitude of galaxy clustering, since CDM models predict a monotonic correlation that more massive halos are clustered more strongly. Measuring galaxy clustering requires a large sample from wide area.However, it is still hard to do this at z~2, where BzK color selection can allow us to accumulate larger samples, due to a lack of combination of wide optical and NIR data. I will show our challenge to overcome this difficulty.
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[Speaker 1]
Zhao Zhengshi

[Title]
Spectroscopy of blue straggler stars in Galactic open cluster NGC 2682 (M67)

[Abstract]
In this presentation, we report spectroscopic analysis of eight blue straggler stars (BSSs) and three turn-off stars (TOs) in the old open cluster (OC) NGC 2682. From the high resolution (R~60,000) spectra obtained by the Subaru / HDS, we derived radial velocity, rotation velocity, and calculated chemical abundances of lithium, carbon and oxygen. Radial velocity of the target stars is consistent with the mean radial velocity of member stars of the cluster. Thus, we confirm the targets are indeed the real members of the cluster. Rotation velocity of BSSs distributes in a wide range of few km/s to hundred km/s, while those of TOs is restricted to a small value (vsini ≦7 km/s) . Both mass transfer scenario and collision scenario are expected to spin up BSSs. Target stars with measured Li abundances show a good agreement to the trend between A(Li) and Teff found in previous works . Moreover, BSSs have C and O abundances not significantly different from those of the TOs. Exceptions are BSS S997 and S1273. S997 shows a slight enhancement in O abundance, while S1273 shows a significant depletion in C abundance and a slight depletion in O abundance compared to other BSSs and TOs in the same cluster. These anomalies in C and O abundances may be interpreted by mass transfer scenario.
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[Speaker 2]
Cheul Hong Min

[Title]
VERA observations of SiO masers in Symbiotic star R Aquarii

[Abstract]
R Aquarii (R Aqr) is one of the closest symbiotic systems and one of the SiO maser sources associated with the Mira variable in Symbiotic star. These systems are very interesting target, and R Aqr is very exciting laboratory because of the existence of jet-like feature.
Though observations of the system have not yielded consistent values of the orbital parameters, the binary parameters of the orbit give an evidence whether or not Roche lobe outflow in the long period variable and interacting stellar winds of the formation of accretion disk and jet in secondary star. VERA has performed the observations toward R
Aqr since 2004. VERA its unique observation system is a powerful tool for astrometry, and we can hopefully obtain information about its orbital motions. In this presentation, I will present the result of VERA observations for R Aqr.

[Speaker 1]
Ayumu Matsuzawa
M2, SOKENDAI, Mitaka（supervisor : Satoru Iguchi）
[Title]
Evaluation of pointing error on ALMA ACA antenna

[Abstract]
The pointing error is difference between actual direction and directed direction of the antenna. I evaluate the activity of scientific performance by pointing error for ALMA antenna. The pointing error of ALMA antenna has three components: The components of antenna, the component of the optical pointing telescope and the components of the atmosphere. The purpose of my research is extract and evaluates the only component of radio antenna. Because, the component of antenna specification be established.
Therefore, the component of antenna can correctly evaluate rather than other two components.

For evaluate the pointing error, I estimate the pointing error from measurement data. The measurement of pointing error uses the optical pointing telescope (OPT). OPT installed in surface of antenna, and shooting a star by CCD in OPT. In the image of CCD, the pointing error assumed the difference center of image between centroid of star. But, this image included same noise. I made a program for remove the noise in image. I confirm that this program perform in ideal image as expected.

The component of antenna has some components (wind, thermal, servo, meterology). For extract these components, I measure the pointing error by Long tracking (measure the pointing error when tracking the one source over 15min). It can extract using the data of resolver and thermocouple. Now, I measure the pointing error by many long tracking, also I will measure the pointing error by Fast switching (measure the pointing error when the antenna is moving fast). After this, I will evaluate the component of radio antenna from pointing error. By this research, I expect improve the precision of pointing error for ALMA antenna.

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[Speaker 2]
Nagisa Shino
D1, SOKENDAI, Mitaka（supervisor : Mareki Honma）
[Title]
Testing the formation scenario of massive star by CH3OH maser

[Abstract]
Now classⅠ CH3OH maser is thought to be associated with outflow, while classⅡ CH3OH maser is thought to be associated with accretion disc.
If this is true, classⅠ CH3OH maser is expected to be distributed perpendicularly with respect to rotating disk.
Detecting (or rejecting) this will play a major role in understanding the scenario of massive star formation.
To do this, we plan to observe distributions of two classes of CH3OH masers with VLBI. For that purpose, first we have to look fortarget sources in which both of classes are detected.
We performed the single-dish observations of both classes of CH3OH maser using Nobeyama 45m and Yamagucchi 32m telescopes.
As a result, we discovered 89 sources detected in both classes.

[Speaker 1]
Katsuya Hashizume

[Title]
The outflow from accretion disk around the Black Hole

[Abstract]
The accretion disks around Black Holes(BHs) are believed to drive high energy astrophysical phenomena , such as high-energy radiation, disk outflows, and jets of Active Galactic Nuclei and black hole binaries.
But, structure of the disks and mechanisms of driving outflow have poorly understood. Especially, super-Eddington accretion disks, of which luminosity exceeds the Eddington luminosity, is a hot debated issue.
If the super-Eddington disks are feasible, the ultra luminous X-ray sources are explained without assuming intermediate mass black holes.

By two-dimensional radiation-hydrodynamics (2D-RHD) simulations, super-Eddington accretion disks around BHs are successfully reproduced, implying that quasi-steady super-Eddington accretion is possible (Ohsuga et al. 2005).However, the computational domain of the simulations is restricted tobe 500 Rs (Schwarzschild radius).Thus, the behavior of outflows at the distant region (>500Rs) is not investigated.
The structure of the super-Eddington flows might change if the outflowing matter of >500Rs get back to the vicinity of the black hole.
In order to understand more realistic structure and dynamics of the super-Eddington flows, it is needed to reperform 2D-RHD simulations with much larger computational domain.

In this talk, I present the fundamental mechanisms of BH accretion disks and outflows,and also my research plan of master thesis.
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[Speaker 2]
Daehyeon Oh

[Title]
Finding Brown Dwarfs in star formation region with subaru telescope

[Abstract]
TBD

[Speaker 1]
Yuriko Saito

[Title]
Investigating the coevolution between SMBHs and Galaxies at z~3

[Abstract]
In the local universe, there is a tight correlation between the masses of super massive black holes (SMBHs) and stars in the spheroidal components (bulge and elliptical galaxies), suggesting that their formation is physically closely related. Various models assuming different physical mechanisms are proposed to explain the observational result at z=0.
Since these models predict different redshift evolution of the SMBH-spheroid mass ratio, it is important to observationally constrain the mass ratio at high redshift. Since the predicted difference becomes larger at higher redshift, going to higher redshift is better to distinguish among these models, but at the same time observational difficulties increase at higher redshift.
By taking into account these factors, we have concluded that z=3-3.5 is the best redshift range.
However, previous studies have mostly been limited to z<2.

We have embarked on (1) systematic near-infrared spectroscopy of z=3-3.5 QSOs, to derive the SMBH masses, based on the the Balmer beta emission line width and nearby continuum luminosity, using 3--4m telescopes, and (2) Subaru LGS-AO near-infrared multi-color imaging observations, to estimate spheroidal stellar masses in the host galaxies of these QSOs.
The use of Balmer beta line, PSF-stable Subaru LGS-AO, and multi-color imaging data make our study the most reliable and promising to investigate the redshift evolution of SMBH-spheroid mass ratio and to observationally constrain the physical mechanism behind the correlation.

In this talk, I will present our strategy and current progress of this project.
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[Speaker 2]
Sumire Tatehora

[Title]
Morphological Evolution of Passively Evolving Early-type Galaxies at z~2

[Abstract]
Understanding the formation of massive elliptical galaxies is an unsolved problem. The discovery of a widespread population of passively evolving early-type galaxies (ETGs) at z>1.4 have proved that quenching star formation in most massive galaxies was well under way by z~2. And such objects are extremely compact, having much smaller effective radii compared to local ETGs with the same stellar mass, while massive ETGs
with similar effective radii have also been found. If we understand their dynamical and structural properties in detail, it is important to measure the stellar velocity dispersion of galaxies. However the number of high-z ETGs with measurement of the velocity dispersion is still extremely small.
So we have deep NIR spectroscopic observations of 33 massive passive BzK-selected galaxies (pBzKs) from the COSMOS field using Subaru/MOIRCS. In this talk, I will present progress of an analysis.

[Speaker 1]
Takatoshi Shibuya

[Title]
Surveys for Lyman Alpha Blobs at z=2 and 3

[Abstract]
LyA blobs (LABs) are mysterious extended sources at z ~ 2-6. Because LABs are thought to closely relate to the formation of / the feedback from massive galaxies, investigating the origin of their brightness and spatial extent is quite important. However, despite intensive observational and theoretical approaches, the formation mechanisms of LABs have been poorly constrained. In order to understand their hidden total energy budget and relationship with other galaxy populations, such as compact Lyman Alpha Emitters (LAEs) or massive Sub-Millimeter Galaxies (SMGs) selected by using various wavebands, surveys for LABs in well-observed fields in multi-wavelengths are crucially required.
For this purpose, we have undertaken narrow-band imaging surveys in 2 MUSYC fields, the Extended Chandra Deep Field-South and the Extended Hubble Deep field-South, for LABs at z=2.1 and 3.1. In this presentation, I will provide our preliminary results.
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[Speaker 2]
Jungmi Kwon

[Title]
Infrared Linear and Circular Polarimetry of the NGC 6334 Star Forming Region

[Abstract]
Magnetic fields have been thought to play a crucial role in regulating accretion onto protostars, both in powering and shaping outflows and removing angular momentum from disk material, to allow the protostar to gain mass. However, the precise role of the magnetic field is poorly understood and evidence for its shape and structure has not been forthcoming. Getting evidence for the morphology of these fields has been tricky though - and this is an area in which polarimetry can help. In particular, circular polarization can provide evidence for changing grain/field alignment directions along the line-of-sight and hence the presence of twisting fields. However, the observational database of circular polarimetry in star forming regions is still very small. In this presentation, we present deep linear and circular polarization images of the NGC 6334 massive star-formation complex observed in the near-infrared bands.

[Speaker 1]
John K Anjali

[Title]
Preliminary study on the characteristics of polar faculae

[Abstract]
TBA
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[Speaker 2]
Takuya Suenaga

[Title]
Searching for Planetary Mass Objects in Taurus Molecular Cloud

[Abstract]
A large number of substellar-mass objects isolated in star forming regions are now known, with masses ranging from those of brown dwarfs (BDs) to Planetary Mass Objects (PMOs). However, it is not well known the frequency of these objects or how they are formed. We have conducted deep i', z' observations toward the Taurus molecular cloud.
Based on the color selection, we have first found PMO candidates in Taurus. After planning spectroscopic follow-up, if these are confirmed to be YSOs and low effective temperature, we can suggest that the Initial Mass Function in Taurus continues into the planetary mass.

【日時】5月16日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹　中央棟（北）1階 講義室
【発表者１（敬称略）】片岡章雅（総研大 D1・三鷹、指導教員 : 富阪幸治)
【タイトル】
Settling Process of Dust Aggregates in Protoplanetary disks with Porosity Evolution

アブストラクト

abstract: How micron-sized dust aggregates evolve to kilo-meter-sized planetesimals in protoplanetary disks is one of the most important problems of the planet formation. Some previous studies using BPCA and/or BCCA models have shown that porosity has strong effects on coagulation and settling of dust aggregates. However, effects of the porosity evolution have not been taken into account before. We simulate coagulation of dust aggregates settling to an equatorial plane in a protoplanetary disk, using QBCCA model, in which the porosity evolution depends on the volume ratio of colliding two aggregates. We show that porous aggregates grow slowly and settle in longer timescale compared to compact grains. We also calculate wavelength-dependent optical depth and find that the 10 $\micron$ silicate feature remains in the case of porous aggregates even after they grow in the disk. Moreover, we find that compaction of dust aggregates affects optical depth in (sub)mm wavelength, which would be detected by ALMA.

【日時】4月25日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹　中央棟（北）1階 講義室
【発表者１】Yoshifumi Ishizaki （総研大 D2・三鷹、指導教員 : Nobunari Kashikawa）
【タイトル】High-z QSO survey at z ~ 6 and 7 with Suprime-Cam

アブストラクト
We are on going deep zB/zR imagings for 7 deg^2 in total of UKIDSS-DXS fields in order to detect high-z QSOs around z ∼ 7 down to J<23.5. This observation is a new search for the most distant QSOs around z = 6 and 7 utilizing the unique capabilities of wide-field imaging of Subaru/Suprime-Cam,
its high-sensitivity CCDs at 〜 1μm, and special filters to effectively isolate high-z QSOs from M/L/T dwarfs. I will speak about the unique way of observation mainly.

【発表者２】Keisuke Imase （総研大 D2・三鷹、指導教員 : Masatoshi Imanishi）
【タイトル】The new black hole mass estimator: Paα

アブストラクト
Active Galactic Nuclei (AGNs) are luminous objects, found in the centre of galaxies.
It is believed that they have supermassive black hole and accretion disk in their central region, surrounded with broad-line region(BLR).
This picture is called "Unified model for AGN" (e.g., Antonucci 1993)
Today, the correlation between masses of black holes of AGNs (MBHs) and the properties of their host galaxies has been found (so-called "co-evolution").
Therefore, it is very important to estimate MBHs of more AGNs in more accurate way.
MBHs are mainly estimated with broad optical and UV emission lines (Hβ, MgII), using their line width and flux.
More than half of AGNs, however, are affected with the foreground gas and dust.
For such AGNs (so-called "dusty AGNs"), it is difficult to use UV/optical lines as estimators of MBHs.
On the other hand, Paα line, the strongest line in near-infrared(NIR) and free of blending, are detectable in "dusty AGNs" and ultra luminous IR galaxy(ULIRG).
We have observed 21 nearby PG QSOs with IRTF/SpeX in order to establish Paα lines as a new estimator of MBHs for dusty AGNs.
In the colloquium, we report the present results and our future work.

【日時】4月18日(水) 10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹 中央棟（北）1階 講義室
【発表者（敬称略）】（総研大 D2 坂井 伸行・三鷹、指導教員：本間 希樹

【タイトル】
Galactic Outer Rotation Curve project with VERA

【アブストラクト】
I will talk mainly about two topics,
(1) Sakai et al. 2012 in accepted and
(2) Future prospects of our project.

The abstract of (1) is shown as below：

We report measurement of trigonometric parallax of IRAS 05168+3634 with VERA.
The parallax is 0.532 +/- 0.053 mas, corresponding to a distance of 1.88+0.21 －0.17 kpc. This result is significantly smaller than the previous distance estimate of 6 kpc based on kinematic distance. This drastic change in the source distance revises not only physical parameters of IRAS 05168+3634, but also its location of the source, placing it in the Perseus arm rather than the Outer arm. We also measure proper motions of the source. A combination of the distance and the proper motions with systemic velocity
yields rotation velocity (Θ) of 227+9－11 km s－1 at the source, assuming Θ0 = 240 km s－1. Our result combined with previous VLBI results for six sources in the Perseus arm indicates that the sources rotate systematically slower than the Galactic rotation velocity at the LSR. In fact, we show observed disk peculiar motions averaged over the seven sources in the Perseus arm as (Umean, Vmean) = (11 +/- 3, -17 +/- 3) km s－1, indicating that these seven sources are systematically moving toward the Galactic center, and lag behind the Galactic rotation.

【日時】2月22日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹　中央棟（北）1階 講義室
【発表者（敬称略）】Sukom Amnart（総研大 D1・三鷹、指導教員 : 田村　元秀）
【タイトル】A Near-infrared Polarization Study of the BIP14 Bipolar Nebula

【アブストラクト】
We present new J(1.25um), H(1.63um) and Ks(2.15um) linear imaging polarimetric observations of bipolar nebula BIP14.
BIP 14 is excited by four stars of spectral types B0.5-A5 and has 3 lobes of nebulosity. The two bright lobes are bisected by a central dust lane (the dust disk) which is obviously identified in infrared observations. The polarization maps of two main lobes
show symmetric pattern about a single illuminating source in the main eastern lobe. The low polarization degrees of the main inner lobes (< 10 percent in J,H and Ks wavelengths) show this bipolar nebula is an combination of emission and reflection nebulosity .
In addition, the position of trapezium stars in optical wavelengths, radio continuum observations and IRAS source are agreed with these infrared observations.

【日時】2月8日(水) 10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹 中央棟（北）1階 講義室
【発表者（敬称略）】（総研大 Min Cheul Hong M2・三鷹、指導教員 : 本間 希樹）

【タイトル】
Orbit determination for R Aquarii

【アブストラクト】

R Aqr is one of the closest symbiotic systems and the only D-type system with radial velocity data suitable for orbital parameter estimation. The aims of our study are to determine reliable orbital parameters of R Aqr, and to establish connections between the orbital motion and other phenomena exhibited in this system.

R Aquarii (R Aqr) is a symbiotic system composed of a mass losing Mira long period variable and hot white dwarf companion which is believed to have an accretion disk. Interesting thing in this system is presence of a jet. A lot of orbital solutions were published, but came up with different results had wide range. Though observations of the system have not yielded consistent values of the orbital parameters, the binary parameters of the orbit determine whether or not Roche lobe outflow of the long period variable is a possibility or if interacting stellar winds are necessary to the jet and formation of accretion disk. Futermore, R Aqr is one of the only two symbiotics to have circumstellar masers asscoiated with the Mira so that VLBI observation gives us a great chance for studying symbiotic system beyond AGB stars.
In this presentation, we introduce the symbiotic system, R Aqr, expected orbital model from radial velocity data, and the VERA observation results so far achieved.

【日時】2月1日(水) 10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹 中央棟（北）1階 講義室
【発表者（敬称略）】（総研大 舘洞 すみれ M1・三鷹、指導教員 : 有本 信雄

【タイトル】
Morphological Evolution of Passively Evolving Galaxies at 1.4

【アブストラクト】
巨大楕円銀河形成の理解において，銀河の進化と形成は依然として未解決の問題である．
z>1.4の静的に進化している楕円銀河の深い静止系紫外分光探査により，巨大銀河はz~2ですでに星形成が抑制されていることがわかっている．
またそのような遠方楕円銀河は，同程度の質量の近傍楕円銀河に比べて有効半径が1/2-1/5倍程度小さいと多数報告されている．
これはつまり10-100倍高密度であるということを示している．
また近傍楕円銀河と同程度の大きさを持つz>1.4の楕円銀河も見つかっており，同時にサイズを過小評価している可能性も指摘している．

これらの問題をチェックする方法は，速度分散を測定することである．
もし遠方楕円銀河が本当に高密度ならば，同程度の質量の近傍楕円銀河に比べて速度分散は大きくなるはずである．
1.4 また静止系可視分光観測では，近傍楕円銀河と良く似ているz=1.82の銀河が見つかっているが，その一方でz=2.186のコンパクトな銀河も見つかっている．
しかしながらこれらのサンプル数は少なく，体積数密度やその進化は明らかになっていない．

そこで我々は原始楕円銀河候補であるCOSMOSフィールドのmassive pBzKsについて，Subaru/MOIRCSで多天体近赤外分光観測を行った．
本発表ではその解析の進捗状況と今後の展望について報告する．

【日時】1月25日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹　中央棟（北）1階 講義室
【発表者（敬称略）】松澤 歩（総研大 M1・三鷹、指導教員 : 井口 聖）
【タイトル】Evaluation of servo error in ALMA 7m antenna

【アブストラクト】
電波望遠鏡の観測において大きな問題となるのが、アンテナに指示した方向と実際にアンテナが向いている方向の誤差、すなわちpointing errorである。pointing errorにより、天体から受信するフラックスが減少してえられた画像の信頼度が下がる。電波観測において許容されるpointing errorは、一般にアンテナの分解能の1/10以下とされている。ALMAではアンテナに搭載された光学望遠鏡を用いてpointing errorを測定している。Pointing errorにはoffset pointing errorとabsolute pointing errorがあり、offset pointing errorの測定結果にはアンテナ自身のpointing error、星の位置揺らぎ、servo errorのそれぞれに起因する成分が含まれている。私の研究テーマは、このoffset pointing errorからアンテナ自身による成分の抽出を目的としている。そのために昨年11月から12月にかけてALMA7mアンテナのポインティング観測を行い、様々な速度におけるservo errorを測定した。その結果、速い速度においてerrorが高くなる傾向が見られた。想定されるservo errorは0.07[arcsec]を下回るとされており、速度0.1[deg/s]以下ではservo errorはその要件を満たしていることが分かった。

【日時】1月18日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹　中央棟（北）1階 講義室
【発表者（敬称略）】Oh Daehyeon（総研大 M1・三鷹、指導教員 : 田村元秀）
【タイトル】Narrow Band Photometry to Detect Young Brown Dwarf in NGC1333

恒星と惑星の中間的な質量を持つ褐色矮星はLate-M型星として分類されてきたが、近年の様々な観測的研究により、もっと低温と思われるL・T型矮星が次々と発見され、さらにはY型矮星の候補も上がってきている。LおよびT型矮星はその質量が巨大惑星に近いと思われるため、様々な低質量星候補を対象に分光観測によるM・L・T型矮星の判断が行われてきている。そしてM・L・T型矮星を見分けるより簡単な方法として二つのNarrow Band撮像が最近扱われている。
今回の発表では、Narrow Band撮像を使って褐色矮星の観測を行った先行研究の成果と、同じ種類の方法で11月に行われた観測について紹介する。

【日時】1月11日(水) 10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹 中央棟（北）1階 講義室
【発表者（敬称略）】（総研大 橋詰 克也 M1・三鷹、指導教員 : 藤本 眞克

【タイトル】
Gravitational Wave Data analysis and Experiments

【アブストラクト】
現在、重力波の初検出を目指して世界で地上大型重力波望遠鏡の開発が進められている。
重力波は微弱な信号であり、次世代の重力波望遠鏡が恒等的に持つであろう雑音レベルと同程度かそれ以下の成分であると考えられる。従って望遠鏡の出力の雑音から重力波信号の成分を取り出す処理をしなければならない。雑音の1つに鏡を吊るす懸架系のワイヤーの共振周波数が励起されたようなものなど、狭帯域で強いパワーを持つもの（ライン）があり、その帯域のバースト性重力波の観測を困難にする。LCGT世代の地上大型重力波望遠鏡でもラインは高感度な帯域に存在し感度の悪化を招くため、ラインの除去は重要となる。
我々はそのライン除去法に関する開発を進めており、本講演では手法の概要、解析のシミュレーション結果を報告する。

また、地上大型重力波望遠鏡の他に重力波観測を宇宙空間で行う計画も進められており、現在日本のスペース重力波アンテナ：DECIGOの開発が行われている。宇宙空間での重力波観測は地面振動の影響無いことや基線長を稼ぐことができるため、低周波の重力波観測に適している。そのため地上大型重力波望遠鏡とは異なるサイエンスが期待できる。
DECIGOの技術検証を目的とした前哨衛星：DPF（DECIGO
Pathfinder）に搭載される姿勢制御用スラスターには、太陽風などの外乱の中で高精度なドラッグ・フリー技術を達成するためにマイクロスラスターが用いられようとしている。我々は低インテンシティCWレーザー推進に注目し、その技術開発も行っている。
本講演では低インテンシティCWレーザー推進によるスラスター開発の現状と今後の課題も合わせて報告する。

【日時】12月14日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹　中央棟（北）1階 講義室
【発表者（敬称略）】濟藤 祐理子（総研大 M1・三鷹、指導教員 : 林 左絵子 & 今西 昌俊）
【タイトル】Cosmological Evolution of SMBH mass-Bulge mass Relation investigated by SDSS QSOs at z~3

　近傍宇宙では、銀河中心の超巨大ブラックホール質量M_BHとその母銀河のバルジ質量M_bulge との間に強い相関があり、両者が共進化してきたことを示唆する観測結果が多数得られている(e.g. Marconi & Hunt 2003)。一方、複数の理論モデルでは、M_BH/M_bulge比の異なる赤方偏移進化が予言されており、特に高赤方偏移ほどモデル間の差は大きくなっている。これらのモデルに対し観測的に制限を与える事は、ブラックホールと銀河の進化において鍵となるメカニズムを特定する上で重要であり、そのためには赤方偏移3 以上の天体について観測を行う必要がある。しかしながらこれまでのブラックホール・バルジ関係の観測的研究は、主に赤方偏移が2 以下の観測しか行われておらず、赤方偏移進化の理論モデルについて強い制限は与えられていない。

　そこで我々は、SDSSクエーサーサンプルの中から赤方偏移3.11-3.50の天体を選び出し、これらに対して近赤外線分光観測によるブラックホール質量の導出とAO撮像観測によるバルジ質量の導出を行い、提唱されている理論モデルに対して観測的に制限を与えたいと考えている。これまでに、WHT/LIRIS、IRTF/SpeX、UKIRT/UISTを用いて分光観測を行い、我々のサンプルのうち明るい天体についてはほぼ分光観測が終了している。本講演では、具体的な研究手法について紹介すると共に、現在の研究の進行状況について報告する。

【日時】11月30日(水) 10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹 中央棟（北）1階 講義室
【発表者（敬称略）】利川 潤（総研大 M2・三鷹、指導教員 : 柏川 伸成

【タイトル】
A High Redshift Protocluster Proved by Wide-field Imaging

【アブストラクト】
銀河団は宇宙で最も重い、重力的に束縛された天体である。このような大質量の天体はダークマターの密度分布の特に高密度な領域において形成され、フィラメント構造の交差点のような場所に存在すると考えられる(Springel et al. 2005)。
また銀河団のように高密度環境に存在する銀河は"red sequence"(Visvanathan 1977)や形態密度関係(Dressler 1980)などのようにフィールド銀河とは異なる性質を持っていることが分かっている。
銀河団がどのように形成されたかを調べることにより「宇宙の構造形成がどのように進むのか」、「高密度環境において銀河はどのように進化するのか」という問題にアプローチすることができる。
銀河団形成を解明するためには様々な段階を調べることが必要であるが、銀河団が完成する前の段階の"原始銀河団"を研究することも重要である。
我々は特に形成の最初の段階と予測される遠方の原始銀河団を研究する。

まずSubaru Deep Fieldにおいて赤方偏移６の原始銀河団の発見を目指し研究を行ってきた。
Subaru/SprimeCam z'-bandで30時間積分の撮像データを用いることで258天体ものz~6 Lyman Break Galaxyを発見することができ、銀河の空間分布を詳細に調べることができた。
その結果、有意に高密度な領域が存在し、その高密度領域に対して分光追観測を行うことで８天体が奥行き方向についても集中していることが確かめられた。これをもって我々はz~6原始銀河団を発見したと考えている。
本発表ではこの発見について報告する。

この非常に遠方の原始銀河団の発見から、最初に述べたような大規模構造や銀河進化に関する問題にどのように取り組んでいくか、現在行なっている解析も踏まえて今後の展望についても紹介したい。

【日時】11月16日(水) 10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹 中央棟（北）1階 講義室
【発表者（敬称略）】佐古 伸治（総研大 D1・三鷹、指導教員 : 渡邊 鉄哉

【タイトル】
Statistical study of transient active phenomenon around polar corona using Hinode/XRT.

【アブストラクト】
我々が観測できる太陽大気の内、最外層である太陽コロナはさまざまなスケールを持つ爆発現象が発生している。その中でも短寿命な活動現象は、流れを伴うX線ジェットや単純な増光現象であるトランジェントブライトニングがあげられる。これらの短寿命活動現象は、太陽観測衛星「ようこう」の観測から、太陽コロナで生じる磁気リコネクションによって発生すると考えられるようになった。
「ようこう」衛星に搭載された軟X線望遠鏡で撮像された太陽全面強度画像からX線ジェットを検出した結果、コロナホールは10%程度と他の領域よりも低いことが報告されている。コロナホールは極域に分布しやすいため、太陽極域が活動の低い領域と考えられるようになった。2006年から太陽観測衛星「ひので」が打ちあがり、高分解能観測で緯度勾配の強い極域の現象も詳細に観測できるようになった。「ひので」衛星に搭載されたX線望遠鏡の観測結果から、太陽極域コロナホールではX線ジェットが頻繁に発生しておりいることが示され、「ようこう」衛星のときの解釈と異なる見解であった。
本研究の最終目的は、短寿命活動現象の磁気リコネクションによるエネルギー解放過程を詳細に研究することである。このエネルギー解放過程は周囲の磁場環境によって変化することが考えられる。そのため、それぞれ異なる磁場構造を持つ領域で発生した短寿命活動現象の違いを調べる必要がある。特に、活動が高いことが明らかになった極域に含まれるコロナホール・静穏領域の異なる磁場構造をもつ領域で発生する短寿命活動現象の特徴を比較した研究はない。今回、「ひので」衛星のX線望遠鏡で撮像されたコロナホール、静穏領域を含む極域周辺及び緯度の異なる赤道域静穏領域のそれぞれのX線強度画像からX線ジェット、ブライトニングを検出し、磁場構造の違いが短寿命活動現象の特徴に現れるかどうかを調べた。その結果、X線ジェットは、コロナホール・静穏領域よりもコロナホール境界のほうが発生頻度が高く、トランジェントブライトニングの発生頻度は、コロナホールよりもコロナホール境界・静穏領域のほうが高いことがそれぞれわかった。今回のコロキウムでは、検出したX線ジェット及びトランジェントブライトニングの特徴に関する統計的結果を報告し、主にその発生頻度の違いを考察していく。

【日時】11月8日(水)　10:30～12:00【場所】国立天文台・三鷹　中央棟（北）1階 講義室
【発表者（敬称略）】末永 拓也（総研大D1・三鷹、指導教員 : 田村 元秀）
【タイトル】Multi-Object and long-slit spectroscopy of very low mass brown dwarfs in Orion Nebular Cluster
【アブストラクト】
初期質量関数(Initial Mass Fucntion)は星形成理論で説明されるべきもっとも重要な観測量の一つである。
この関数は、Salpter(1955)によって提唱されて以来長きにわたって研究がなされてきており、
太陽質量付近では比較的よくその描像が分かってきているが、大質量側・低質量側の両端では
まだよく分かっていない。本研究ではその低質量側を詳細に調べることを目的としている。

低質量側のうち80木星質量以下を構成する天体を褐色矮星という。
褐色矮星は非常に低温で内部で定常的に核融合反応を起こすことができないので、年齢ともに冷えて暗くなってしまう。そこでそのような天体が非常に若く明るく存在している領域である星形成領域で初期質量関数の低質量側の研究が進められている。
私たちはそのうち、非常に有名な大質量星形成領域であるオリオン大星雲において分光観測を行ってきている。
オリオン大星雲は比較的近傍で星が密集して存在しているため初期質量関数の研究には最適である。
観測はすばる望遠鏡に搭載された多天体分光器MOIRCSと、岡山観測所の近赤外分光装置であるISLEを用いて、
14天体の褐色矮星候補天体に対して行われた。
解析の結果9天体が褐色矮星質量をもつことが分かり、そのうち2天体は本研究で初めてその分光質量が求められた。

本発表では以上のようにこれまで行ってきた研究の内容を説明し、
最後に先行研究を含めてオリオン大星雲の初期質量関数について言及する予定である。

【日時】11月2日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹　中央棟（北）1階 講義室
【発表者（敬称略）】Kwon Jungmi（総研大 D2・三鷹、指導教員 : 田村 元秀）
【タイトル】Linear and circular imaging polarimetry of the Chamaeleon infrared nebula

ABSTRACT ( Gledhill et al. 1996 )

We present linear and circular imaging polarimetry observations of the Chamaeleon infrared nebula, a bipolar reflection nebula in the Chamaeleon I dark cloud, at near-infrared (JHKn) wavelengths.
These are amongst the first imaging circular polarimetry results for a star-forming region. The detection of both high degrees of linear polarization and a significant degree of circular polarization in the extended nebulosity allows us to comment on the scattering geometry and the range of particle sizes present.
We develop a model incorporating a polarized source which can successfully account for the observed linear and circular polarimetry and for the asymmetries in nebular brightness (the 'bright rim' structures) seen in this and other objects (e.g., NGC 2261/R Mon). In order to do so, the model requires a non-axisymmetric illumination of the nebula, and we discuss possible origins for this asymmetry, including disruption of a circumstellar disc by binary protostars.

【日時】10月26日(水) 10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹 中央棟（北）1階 講義室
【発表者（敬称略）】石崎 剛史（総研大 D2・三鷹、指導教員 : 柏川 伸成

【タイトル】High-z QSO survey at z ~ 6 and 7 with Suprime-Cam

【アブストラクト】
宇宙はビッグバンによる誕生の後、宇宙空間中の水素原子核と電子の再結合が起こり中性化した。しかし,現在の宇宙空間はほぼ完全に電離されていることが知られている。これを「宇宙の再電離」と呼び, 宇宙誕生後 10億年以前に起こったことが分かっているが、具体的な時期やどのような天体が主に寄与したのかはよく分かっていない。クェーサーは再電離に影響したと考えられている天体の一つであり、宇宙再電離領域に存在するクェーサーの個数密度から再電離への寄与度合いを見積もることができる。赤方偏移 z ＞ 6.5 のクェーサーの発見は極めて重要であり、再電離期のクェーサー光度関数に制限をかけることができる。また、z～7クェーサーの個数密度は初期巨大ブラックホールの形成モデルにも強い制限を与える。
我々はすばる望遠鏡主焦点カメラ (Suprime-Cam) を用いてUKIDSS DXS 領域に対して2009年6月に 3晩のサーベイを行った。Suprime-Cam の CCD はアップグレードされ、波長 1 ミクロン付近の感度が従来に比べ約 2倍なり観測効率が上がった。観測に用いたフィルターは zR、zB の２バンドである。zR バンドの測光データは、クエーサーと M/L/T型晩期型星との区別に極めて有効である。この観測データと UKIDSS J バンドで撮像された画像データを用いて、z~7のクェーサー候補を探す。
本発表では、z>6.5のクェーサー探査の近況を報告する。

【日時】10月19日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹　中央棟（北）1階 講義室
【発表者（敬称略）】坂井 伸行（総研大 D1・三鷹、指導教員 : 本間 希樹）
【タイトル】VERAを用いた銀河系外縁部回転曲線プロジェクト

アブストラクト

(目的)
距離の不定性により未だ明らかでない銀河系の質量分布を観測的に明らかにし、銀河系の力学と構造の理解を深めたい。

(方法)
　VERAを用いたVLBI観測により距離の不定性を克服する事が出来る。VERAは目標位置精度10マイクロ秒角を有し、10kpcの距離を10%のエラーで測定する事が可能である。
　一般的に質量を見積もるツールとしては距離の関数である回転曲線が良く使われる。VERAを用いて銀河系の回転曲線を高精度に構築し、質量分布を高精度に求めて行く。

(結果)
2009年10月よりVLBI観測を始め、プレリミナリーなものも含めると4天体の年周視差測定に成功した。
特に本発表では、IRAS 05168+3634と言う天体の年周視差(距離)と固有運動測定の詳細を報告する。
この天体について、(π、μαcosδ, μδ)=(0.537 +/-0.038 mas, 0.23+/-1.07, -3.14+/-0.28 mas/yr)の測定に成功し、過去の研究では6.08kpc(Molinari et al. 1996)と求められていた運動学的距離よりも、三倍以上近い結果を得た。

(議論)
特に以下の2点に絞って議論を行う。
(i)IRAS05168の距離の妥当性
本研究の結果により、この天体の物理量はTable(下記)の様に変化する。
我々の結果は、IRAS05168の力学質量とLTE質量との比(α)が0.7と、過去知られていた0.2よりも1に近い値を示す。これはディスクの分子雲が概ね力学平衡にある(α~1)と言う過去の研究を考えると、妥当な結果と言える。

(ii)ペルセウスアームの特異運動
IRAS05168は我々の観測で、アウターアームではなくペルセウスアームに位置する事が分った。
また円運動からのズレ(特異運動)を考察すると、過去のVLBI観測で測られたペルセウスアームの天体と傾向が一致する事が分った。具体的には、銀河中心方向に向かい、かつ銀河回転から遅れる運動である。
　この様な傾向は過去の研究でも指摘されていて、例えばRusseil et al. (2007)では測光学的距離を用いる事で同様の議論をするのみならず、密度波理論との比較・見当も行っている。我々のVLBI観測でもRusseil et al. (2007)と同様な手法で、共回転半径(CR)を12.6kpcと求める事に成功した。
　この値はRusseil et al. (2007)で得られたCR=12.7kpcには極めて近いが、一般的なCRの値として知られている太陽近傍の値(CR~9kpc)とは一致しない。

上記の内容に加え、時間が許せば、現状の問題点と今後の展望、更には本研究のインパクト
などについて発表します。

【日時】10月12日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹　中央棟（北）1階 講義室
【発表者（敬称略）】今瀬 佳介（総研大 D1・ハワイ、指導教員 : 児玉 忠恭 & 今西 昌俊）
【タイトル】近赤外線PaαによるMBHの推定(Estimating Black Hole Masses Using Paα emission line)

Abstruct：
Active Galactic Nuclei (AGNs) are luminous objects, found in the nuclei of galaxies.
It is believed that they have suppermassive black hole and accretion disk in their central region, surrounded with broad-line region(BLR).
This picture is called "Unified model for AGN" (e.g., Antonucci 1993) Today, masses of black holes of AGNs (MBHs) are mainly estimated with broad optical and UV emission lines (Hα, Hβ, MgII), using their line width and flux.
More than half of AGNs, however, are affected with the foreground gas and dust.
For such AGNs (so-called "dusty AGNs"), it is difficult to use UV/optical lines as estimators of MBHs.
On the other hand, Paα and Paβ lines, two of the strongest lines in near-infrared(NIR) and free of blending, are detectable in "dusty AGNs" and ultra luminous IR galaxy(ULIRG).
We have observed 21 nearby PG QSOs with IRTF/SpeX in order to establish Paα lines, the strongest line in NIR, as a new estimator of MBHs for dusty AGNs.
In the colloquium, we report the present results and our future work.

【日時】10月5日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹　中央棟（北）1階 講義室
【発表者（敬称略）】澁谷　隆俊（総研大 D2・三鷹、指導教員 : 家 正則 & 柏川 伸成）
【タイトル】The First Systematic Survey for Lyman Alpha Emitters at z=7.3

【アブストラクト】
We have performed deep imaging survey for Lyman alpha emitters (LAEs) at redshift 7.3 in two blank fields, the Subaru Deep Field (SDF) and the Subaru/XMM-Newton Deep Field (SXDF), using the Subaru/Suprime-Cam equipped with new red-sensitive CCDs and a new narrow-band filter NB1006 (center=10,052A, FWHM=214A).
The limiting AB magnitudes (2", 5sgm) attained were NB1006=24.8 and 24.6 with effective integration times of 17.2 and 14.3 hours, respectively, in the SDF and the SXDF.
By comparing the NB1006 magnitudes of detected objects with the archived Suprime-Cam data taken at other in shorter wavelength bands, we identified four objects that exhibit a luminosity excess in the wavelengths covered by the NB1006 filter. Carrying out deep follow-up spectroscopy of three candidates out of them using Subaru/FOCAS and Keck/DEIMOS, we identified one of them as a real z=7.215 LAE, and another as a tentative z=7.288 LAE.
In the colloquium, I will demonstrate how to constrain the neutral fraction at z=7.3 using this LAE.

【日時】6月29日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹　中央棟（北）1階 講義室
【発表者（敬称略）】大井渚（総研大 D3・ハワイ、指導教員 : 有本 信雄 & 今西 昌俊）
【タイトル】
Masses of Supermassive Black Holes in ULIRG estimated by effective radius
【アブストラクト】
活動銀河核(AGN)の中心部に存在する超巨大ブラックホール(SMBH)と毋銀河の性質(速度分散・光度・有効半径)には正の相関関係があることが観測的に分かっており、AGNと銀河が互いに影響を与えながら進化してきた(共進化)ことを示唆している。
しかしこの関係が、いつどのようにして出来たのかは未だ明らかになっていない。

超高光度赤外線銀河(ULIRG)は、 AGN の中で最も明るい (Lopt>10^12Lsun) クェーサー(QSO) と同程度のエネルギーを赤外線領域で放っている天体であり、QSO に匹敵するエネルギー源が塵に隠されて存在することを意味する。またULIRGは塵に富む銀河の合体末期に選択的に見つかっていることから、銀河が衝突合体することで銀河・SMBHの成長が共に促進され、ULIRGの段階後、QSO的AGNに進化するという理論がある。
一方で、ULIRGのエネルギー源は星生成であり、QSOとは無関係で、QSOには進化しないとする主張もあり、その状況は混沌としている。

我々はこの問題を解決すべく、ULIRGの中心に存在するだろうSMBHの質量(MBH)を見積もる。
ULIRGがQSOに進化するならば、ULIRGのMBHはQSOのものに匹敵するはずである。
ULIRGは中心に塵を大量に持つため、従来用いられている可視光を用いてガスの輝線幅からMBHを測ることが不可能であった。
そこで、我々はMBHと相関がある銀河の有効半径を塵の影響の少ない赤外線の撮像データからMBHを見積もる。
本講演では、南アフリカにあるのIRSF1.4-m望遠鏡で観測した50天体のULIRGに対して見積もったMBHとそこから示唆されるQSOとの進化関係について議論する。

【日時】6月22日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹　中央棟（北）1階 講義室
【発表者（敬称略）】鈴木 重太朗（総研大 D3・三鷹、指導教員 : 梶野 敏貴）
【タイトル】Cosmic history of Core-collapse Supernovae and Supernova Relic Neutrinos(重力崩壊型超新星爆発にみる宇宙史と残存超新星起源ニュートリノ）

　本研究は、超新星背景ニュートリノを観測手段として用い、その検出率を予測する際の理論的な仮定の妥当性を定量的に評価することにより、ニュートリノ振動パラメータ及び超新星爆発時のニュートリノ温度を従来より厳密に制限することを目的とする。また、大質量星形成の時間進化をより詳細に知ることを併せて目的とする。
　重力崩壊型超新星爆発の際には、多量のニュートリノが発生して重力的束縛エネルギーのほとんどを運び去ると考えられているが、ニュートリノは他の物質との反応性が乏しいため、過去の超新星爆発の際に発生したニュートリノは背景ニュートリノ（以下、SRNと略記）として現在も宇宙空間を飛び交っていると考えられている。但し、そのエネルギースペクトルを精度よく予測するためにはいくつかの不定性が障害となる。
これらの不定性のうちの主なものは超新星爆発時のニュートリノ温度の不定性であり、また、これまであまり着目されていなかったfailedSN（爆発後にブラックホールを残す超新星爆発）やガンマ線バースト（GRB）及びO-Ne-Mg核超新星爆発からの寄与についても検討の余地がある。
　本研究では、SRNエネルギースペクトルを決定する各要素がどのような不定性をどの程度有するか、及びそれらを減ずる方法を紹介し、これを踏まえて現在計画中の106 t級水チェレンコフ型検出装置において得られるエネルギースペクトルを予測する。そして、さらにこれを踏まえて、ニュートリノ振動パラメータ及び超新星ニュートリノ温度へ制限を加えうる可能性を議論する。

【日時】6月8日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹　中央棟（北）1階 講義室
【発表者（敬称略）】秦 和弘（総研大 D3・三鷹、指導教員 : 川口 則幸）
【タイトル】活動銀河ジェットM87における超高エネルギーγ線フレア領域のVLBI観測

アブストラクト
活動銀河中心核（AGN）に付随する相対論的ジェットではしばしば電波～X線に渡り強い非熱的放射が観測される。このうち幾つかのAGNジェットではテラ電子ボルト(TeV)に至る超高エネルギー(Very-High-Energy:VHE)γ線が観測されており、相対論的ジェットが卓越した粒子加速の現場となっていることを示唆している。

しかしながらジェットのどこで、如何にしてこれらの現象がもたらされるのか、その詳細は未だ明らかでなく、宇宙物理学における重要課題の１つとして残されている。
この問題に切り込む有力なアプローチは、VHE観測と同期して高分解能VLBI観測を行うことである。

おとめ座銀河団の中心部に位置する電波銀河M87は最近傍のVHEγ線源である。
その近さゆえジェットが他のγ線AGNに比べ圧倒的な空間スケールで分解されており、γ線放射の起源を紐解く上で鍵となる天体である。
これまで2005年、2008年に大規模なVHEフレアが観測されており、フレアに同期して行われたVLBI観測はγ線放射領域の特定および物理状態に極めて重要な制限を与えている。

2010年4月、M87で再び大規模なVHEγ線フレアが報告された。
我々はこのフレアとほぼ完全に同期してVLBAによる高分解能観測に成功した。
そこで今回は2010年VHEフレア時のVLBIスケールの様子について報告し、本観測から示唆されるフレアの発生場所、物理状態等について議論する。

【日時】6月1日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹　中央棟（北）1階 講義室
【発表者（敬称略）】Zhao Zhengshi（総研大 D2・三鷹、指導教員 : 有本 信雄）
【タイトル】Behavior of Blue Straggler Stars in Dwarf Spheroidal Galaxies

Blue straggler stars (BSSs) are located above and blue-ward of main sequence turn off (MSTO) in color-magnitude diagram (CMD) of stellar systems. They have been identified in many stellar systems during past 60 years, since discovered by Sandage (1953) in globular cluster (GC) M3. The locations of BSSs imply that they are more massive than MSTO stars if they are normal single stars, and considering all stars in a cluster had formed at the same time, according to standard theory of stellar evolution, BSSs should have evolved to white dwarfs long ago.
However, they appear along the MS and lazy to evolve as other stars in the same cluster. Two different mechanisms of them are commonly believed nowadays: mass transfer in binary systems and stellar merger occurred through a direct stellar collision. The former might be dominant in lower density environments, whereas the later might be considered to mainly occur in high-density environments.
Relative frequency of bimodal distributions, concentrating in central regions and decreasing at intermediate radius and rising again in the outskirts, are a characteristic phenomenon of BSSs in GCs. Dynamical simulation of Mapelli et al (2004) showed that these distributions can be reproduced by requiring the central BSSs formed mainly by CL
mechanism, and the outskirt BSSs formed by MT mechanism. On the contrary, radial distributions of BSSs in three dSphs Draco, Ursa Minor and Sculptor, shows quite flat distribution and that are consistent with model predictions for BSS formation by MT mechanism (Mapelli et al 2007 & 2009). However, in dwarf galaxies both of young
MSs and old BSSs are located on the blue ward of current MSTO. Momany et al. (2007) derived a statistically significant anti-correlation between BSSs' relative frequency and absolute magnitude of dSphs which had been found in GCs and OCs, and mentioned that the anti-correlation can be used as a discriminator: galaxies obeying the anti-correlation are more likely to possess genuine primordial BSS rather than young
main sequence stars.In view of small range of luminosity of their samples (-10 In this presentation, the observational properties of BSSs in different stellar systems are introduced. Then, our photometric studies about BSSs in dSphs with Subaru telescope are also introduced.

【日時】5月25日(水) 10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹 中央棟（北）1階 講義室
【発表者（敬称略）】内海 洋輔（総研大 D3・三鷹、指導教員 : 宮崎 聡）
【タイトル】Exploring galaxy clusters using weak lensing and spectroscopic redshift

銀河団は重力的に束縛した宇宙最大の系であり．その質量の殆どはダークマターで占められている．
銀河団の進化は自己重力と宇宙膨張のせめぎ合いで決まるので，銀河団の個数や質量関数，その進化を調べることで，宇宙論パラメータを決めることができる．
こうした研究をすすめるためには，まず銀河団カタログを構築しなければならない．
我々は弱重力レンズによる検出法を採用した．この手法は質量を直接トレースできるので，複雑な物理過程を仮定することなく銀河団を検出できるのが特徴である．一方で，視線方向に重なった構造をすべて積分した結果が観測されてしまうという欠点もある．
我々は弱重力レンズによる質量分布と分光観測結果を比べ，奥行き構造について調べた．今回はさらに質量分布の構築法を改善し，より銀河団らしく，よりノイズを落とすような "Optimal" フィルタを採用しテストした．その結果について報告し，将来的な HSC を使った弱重力レンズによる銀河団カタログ構築と，それを使った宇宙論パラメータの制限についての展望を述べる．
また今回の観測では偶然にも多数の $z=0.5$ の比較的赤方偏移の大きい銀河団を発見した．本観測領域の特徴や銀河団プロファイルに対する観測的制限も行ったので合わせて報告する．

【日時】5月11日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹　中央棟（北）1階 講義室
【発表者（敬称略）】富田 賢吾（総研大 D3・三鷹、指導教員 : 富阪 幸治）
【タイトル】原始星形成過程の輻射磁気流体シミュレーション

星形成過程では様々な物理が重要になるが、多次元の輻射流体計算に基づく研究は始まったばかりである。これまで、低質量星の形成においては輻射輸送の効果は比較的重要ではなく、バロトロピック近似でも定性的に尤もらしい結果が得られると考えられてきた。しかし最近の研究では、原始星コアが形成される際に莫大なエネルギーが輻射で放出されて周囲のガスを加熱し、アウトフローが放出される（Bate 2010）、ファーストコアが破壊される（Schoenke & Tscharnuter 2011）といったこれまでの理解とは全く異なる現象が起こり得ることが報告されている。

これまで我々は多重格子輻射磁気流体計算により星形成過程初期に形成されるファーストコアについて研究を進めてきたが、原始星コア形成にまで研究を進めるため、目下化学反応を考慮した現実的状態方程式を取り入れたコードを開発している。本発表では関連する先行研究を紹介するとともに今後の方針について述べる。

【日時】4月20日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹　中央棟（北）1階 講義室
【発表者（敬称略）】小池 一隆（総研大 D3・野辺山、指導教員 : 出口 修至）
【タイトル】Low Frequency Radio Observations for M-dwarfs with the GMRT

【アブストラクト】
　M型矮星は、恒星の中でも特に質量の軽い星です。このような低質量星に関する電波での詳しい研究は、始められてまだ10年ほどしか経っていませんが、これまでに低質量星からの電波と考えられるものが十数個程のM、L型星に対して4.8GHzや8.4GHzで検出されています。これら電波の放射機構としては、当初、その周波数や激しい強度変動からgyrosynchrotron 放射であると考えられてきましたが、その後、100％に近い円偏光度を持った電波放射が観測されると、新たに electron-cyclotron maser放射という放射機構が提案され、さらに今日では、そういった変動の見られない定常的な電波放射も観測されるなど、複数の放射機構が存在すると考えられています。

　そこで私たちは、他の低質量星についても電波観測を行い、いずれの放射機構が多数を占めるのか、また新たな特徴を持った電波放射は見られないのか、調査をすることにしました。本発表では、2009年6月にインドのGiant Metrewave Radio Telescope (GMRT)を用いて行ったM型矮星の電波観測結果について報告します。この観測では、近くにM型矮星が見られる電波源(FIRST天体、1400MHz)8天体について、3つの低周波数(1400、610、240MHz)で観測を行いました。

またその他、今回は低周波電波観測において広い領域のイメージを作成する方法(Polyhedron Imaging)についても簡単にご紹介します。

【日時】4月13日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹　中央棟（北）1階 講義室
【発表者（敬称略）】金子 紘之（総研大 D3・野辺山、指導教員 : 久野 成夫）
【タイトル】Molecular Gas Property and Star Formation in the Interacting Galaxies

銀河は大きな固有速度を持って運動しているため、頻繁に他の銀河 と重力相互作用を起こす。
特に近接相互作用(衝突、合体)を起こすとき、その形状や運動は大きく変化し、銀河の進化に大きな影響を及ぼす。
例えば、銀河の多様性や、高輝度赤外線銀河(ULIRGs)の発現にも相互作用銀河と呼ばれるこのような天体が影響しているといわれて いる。

相互作用銀河の特筆すべき性質の一つに爆発的な星形成活動があげ られる。
1970年代後半以降の観測によって、衝突の進行につれて星形成が活発化していくことが明らかになった。
この現象は数値計算によって多くの研究が進められており、いくつ かのメカニズムが提唱されている。
しかしながら、星形成の直接の母体である分子ガスに関する今まで の観測は、装置的、時間的資源の制限からその殆どがごく限られた領域で行わ れているに過ぎず、星形成が活発化する過程の理解は不十分である。
爆発的星形成の前段階である相互作用初期～中期の天体に対して系の内部を分解して観測し相互作用が分子ガスに与える影響を詳細 に調べることは爆発的星形成のメカニズムを明らかにする上で非常に重要である。

そこで我々は野辺山45m電波望遠鏡を用いて、比較的近傍にあるいくつかの相互作用初期～中期と目される相互作 用銀河に対して12CO(1-0)輝線マッピング観測を続けてきた。

この結果、4天体から十分なS/Nでデータを取得でき、総質量や分布といった基礎的な、しかしこれまであまり得られていない情報を得た。
更に、野辺山COアトラスとの比較から通常銀河との分子ガス状態の違いの議論も可能となった。
今回のコロキウムでは、相互作用銀河における分子ガスの大局的、局所的性質を中心に議論していく。

【日時】2月2日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹　中央棟（北）1階 講義室
【発表者（敬称略）】利川 潤（総研大 M1・三鷹、指導教員 : 柏川 伸成）
【タイトル】Protocluster at z ~ 6 in SDF

原始銀河団とは遠方宇宙において銀河の数密度が高い領域を意味し、銀河団の形成途中であると予想できる領域である。
銀河が高密度領域に存在するか、低密度領域に存在するかで銀河の進化は大きく異なることから銀河進化の観点からも原始銀河団は非常に重要である。これまでの原始銀河団の発見の
多くはクエーサーや電波銀河のような天体をプローブとして行われてきた。

私達はSubaru Deep Field（SDF）においてi'-dropout 天体の探査を行ったところ、その数密度が極めて高い領域を発見した。
深い撮像データであるのはもちろん、すばる望遠鏡の広視野を活用することで、非常に稀な天体であるz~6の原始銀河団と考えられる高密度領域を発見できた。

可視のB、V 、Rc、i'、z'バンド、さらに近赤外のJ バンドの撮像データを用いた。特にi'、z'バンドの限界等級はそれぞれ27.72、27.09（3σ、2" 、AB）という深い撮像データなので、SDF 全体で258 個ものi'-dropout天体を検出できた。この258 個の天体について数密度を求めると、有意に高密度な領域が一つ存在した。
その領域の数密度の有意性は最大で6σにも達し、3σ以上の領域もおよそ10Mpc 四方の広さであった。そして3σ以上の領域に含まれるi'-dropout 天体の数は21 個であった。

この高密度領域を中心に分光観測を行ったところ3次元的にも集中していることが分かった。このことからこの領域が原始銀河団である可能性が高い。さらに特異的な3次元分布を持つことも分かり、このことについても議論する。

【日時】1月26日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹　中央棟（北）1階 講義室
【発表者（敬称略）】秦 和弘（総研大 D2・三鷹、指導教員 : 川口 則幸）
【タイトル】VLBI多周波位置天文計測による相対論的ジェット天体M87の中心エンジン位置の推定

アブスト：
活動銀河中心核(AGN)で観測される相対論的ジェットは宇宙最大の高エネルギー現象である。ジェットは巨大ブラックホールと降着円盤からなる"中心エンジン"から駆動され、電波～γ線に渡って莫大な放射を解放する。その形成機構や放射機構には今なお多くの謎が残されており、これらの解明は宇宙物理学における最重要課題の1つである。

おとめ座銀河団の中心部に位置する巨大電波銀河M87はこれらの問題を探るキーソースとして長年精力的に研究が行われている。その近さ（16.7Mpc）と大きなBH質量(6x10^9Msun)故、VLBI観測によって～100シュバルツシルト半径(Rs)という圧倒的な空間スケールで構造が分解されている。

しかしながら、最も根本的かつ重要な情報である中心エンジンの"位置"は未だ明らかでない。一般に、VLBI画像に映るジェット根元の高輝度領域"電波コア"は中心エンジンの位置に対応していない。ジェット中のシンクロトロン放射の光学的厚さ～1の表面に対応する。実際、幾つかのAGNジェットでは電波コアから10^4～10^6Rs以上も離れた領域に中心エンジンが位置するという主張がある。

そこで本研究ではM87の中心エンジン位置を突き止めるため、電波コアのコアシフト現象に着目した。コアシフトとは、コアが光学的厚み～1 の領域に対応する場合、高周波で観測されるコアほど上流側に位置がずれる現象である。その周波数依存性を精密に調べることで、中心エンジン位置を推定することができる。

これらを踏まえ、2010年4月にVLBAを用いて2～43GHzで多周波位置天文観測を実施した。その結果、M87の中心エンジンは43GHz 電波コアからわずか20Rs程度しか離れていない場所に存在することが明らかになった。
これは他のジェットで提唱されるコア-エンジン間距離に比べ100倍以上も小さい。
本結果は、43GHzのunresolved regionの中にBH質量降着及びジェット生成の現場をとらえ始めていること示唆している。

【日時】1月5日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹　中央棟（北）1階 講義室
【発表者（敬称略）】大井 渚（総研大 D2・ハワイ、指導教員 : 今西 昌俊）
【タイトル】Can ULIRG evolve into QSO?

近年の研究から、活動銀河核(AGN)とその母銀河は共進化してきたと考えられており、銀河形成を理解するのに重要であるAGNの中で最も明るい(L_opt>10^12Lsun)QSOは非活動的な銀河と比べて１桁重い～10^8Msun程度の質量の超巨大ブラックホール(SMBH)をもっていることが観測からわかってきている。
gas-rich mergerで形成可能であるというシミュレーション結果もあるが、その形成過程の詳細については未だわかっていない。

超高光度赤外線銀河(ULIRG)はQSOと同程度のエネルギーを赤外線領域で放っている(L_IR>10^12Lsun)天体である。多波長の観測から、ULIRGの多くがgas-rich mergerの最終段階にあるとわかってきており、ガスが晴れ上がった後にQSOに進化する可能性がある天体と考えられている。
これまで可視光観測や浅い近赤外のデータ、また数が限られたサンプルに対して研究が行われてきたが、ガスを多く含み、(合体末期といえど)異なる進化段階にあるULRIGが、本当にQSOに進化するのかどうかを確かめるには不十分であった。

そこで我々は、一様で大きな"1Jy ULIRG サンプル"から、観測可能な50天体に対して十分に深いKバンドの撮像観測を行い、母銀河の有効半径を見積もった。
母銀河の有効半径はSMBHの質量(M_BH)と関係があり、進化段階に鈍感であるため、ガスが晴れ上がった後のM_BHを見積もることができる。
これをQSOのM_BHと比較することで、ULIRG->QSOのシナリオが正しいのどうかを調べる。

本発表では近年のULIRGの研究の状況について紹介するとともに、我々の研究の進捗を報告する。

【日時】11月24日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹　中央棟（北）1階 講義室
【発表者（敬称略）】今瀬 佳介（総研大 M2・三鷹、指導教員 : 今西 昌俊）
【タイトル】近傍PG QSOにおける広輝線領域の近赤外分光観測

活動銀河中心核（AGN）の構造は、中心領域に降着円盤を有する超巨大質量BH、その周囲に幅の広い輝線を出す広輝線領域(BLR)が存在し、それらを取り囲むようにダストトーラスによって覆われていると考えられている(AGN統一モデル：Antonucci 1993)。
特にBLRはその輝線幅がBHの質量を求めるために使われているように、AGNの中心部分を探る上で欠かすことができない領域である。
長い間主に紫外線・可視光の領域で研究がすすめられてきてはいるものの、その構造が球対称か円盤状なのかなど、現状では未だわかっていないことが多い。
一方で赤外線を用いた分光観測によるBLRの研究は、「減光の影響を受けにくい」、「低電離状態の領域を探ることができる」などのメリットを持つにもかかわらず、十分に研究がなされているとは言えない。
またBLRの物理状態を研究する上で、各波長間の比較をすることは重要である。

そこで現在我々は、近傍のPG QSOサンプルをIRTF/SpeXを用いて近赤外(K,Lバンド)分光観測することによって得られたデータから、主にPaα輝線に着目してBLRの研究を行っている。
今回の発表では現時点での進捗状況を報告し、将来の展望について述べる。

【日時】11月17日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹　中央棟（北）1階 講義室
【発表者（敬称略）】石崎 剛史（総研大 M2・三鷹、指導教員 : 柏川 伸成）
【タイトル】すばる望遠鏡を用いた赤方偏移z>6.5クェーサー探査

宇宙はビッグバンによる誕生の後、宇宙空間中の水素原子核と電子の再結合が起こり, 中性化した。しかし, 現在の宇宙空間はほぼ完全に電離されていることが知られている。つまり、一度中性化した宇宙を再び電離する事象が起こったことになる。これを「宇宙の再電離」と呼び, 宇宙誕生後 10 億年以前に起こったことが分かっているが、具体的な時期やどのような天体が主に寄与したのかはよく分かっていない。クェーサーは再電離に影響したと考えられている天体の一つであり、宇宙再電離領域に存在するクェーサーの個数密度から再電離への寄与度合いを見積もることができる。赤方偏移 z ＞ 6.5 のクェーサーの発見は極めて重要であり、再電離期のクェーサー光度関数に制限をかけることができる。また、z～7 クェーサーの個数密度は初期巨大ブラックホールの形成モデルにも強い制限を与える。

我々はすばる望遠鏡主焦点カメラ (Suprime-Cam) を用いて、UKIDSS DXS 領域に対して2009年6月に 3 晩のサーベイを行った。Suprime-Cam の CCD はアップグレードされ、波長 1 ミクロン付近の感度が従来に比べ約 2 倍なり、観測効率が上がった。
観測に用いたフィルターは zR、zB の２バンドである。zR バンドの測光データは、クエーサーとM/L/T 型晩期型星との区別に極めて有効である。この観測データと UKIDSS Jバンドで撮像された画像データを用いて、z~7のクェーサー候補を探し、15個の候補天体を見つけた。

また、これら候補天体に対し、2010年10月にすばる望遠鏡FOCASを用いて1晩の分光観測を行った。本発表では、z>6.5のクェーサー探査の近況を報告する。

【日時】11月10日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹　中央棟（北）1階 講義室
【発表者（敬称略）】末永 拓也（総研大 M2・三鷹、指導教員 : 田村 元秀）
【タイトル】オリオン大星雲における浮遊惑星質量天体の近赤外分光観測

惑星と同程度の質量にもかかわらず、恒星の周りを公転するのではなく孤立して存在している天体、それが浮遊惑星質量天体である。
このような軽い天体は温度が低いため非常に暗い上に、内部で水素燃焼を起こすことができず年齢と共にさらに暗くなってしまう。
そのため浮遊惑星質量天体が比較的明るいような、若い星形成領域を観測することが最適である。
実際、カメレオン座分子雲で初めて浮遊惑星質量天体が発見され以来様々な星形成領域で観測が行われてきている(Tamura et al.1998, Oasa et al.1999)。
しかし、そのような領域では母体となる分子雲によって減光が生じるため、超低質量天体がどのくらい存在するのかという質量関数や、それらがどのようにして生まれたのかという成因は明らかになっていない。
今回我々が観測対象としたオリオン大星雲は活発な星形成領域(距離～400pc、年齢～1Myr)であり、いくつかの浮遊惑星質量天体の存在が確認されている(Lucas et al. 2006,Weights et al.2009)。
浮遊惑星質量天体の有効温度や星団に対するMembershipを議論するためには撮像観測に加えて分光観測が必要不可欠である。
しかし、浮遊惑星質量天体は非常に暗いため、従来のロングスリット観測では観測効率が悪く、天体数が限られていた。

そこで我々はすばる望遠鏡に搭載された多天体近赤外撮像分光装置MOIRCSを用いて同領域の超低質量天体候補に対して同時分光観測を行った。その結果、新たに10天体に対する分光観測データを取得することが出来た。
本講演では、これらの超低質量天体の近赤外線スペクトルを示すとともにそれに基づく分類とその物理パラメータに関する議論を行う。
また、他の近傍星形成領域における浮遊惑星質量天体探査との比較も行う。

【日時】10月20日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹　中央棟（北）1階 講義室
【発表者（敬称略）】高橋 安大（総研大 M2・三鷹、指導教員 : 田村 元秀）
【タイトル】Introduction of the Direct Imaging Method: which stars should we target?

長らく惑星と言えば太陽系内だけであったが、1995年の最初の系外惑星発見以降、人類は急速に系外惑星を発見してきた。
これまでに我々が発見した系外惑星の数は500近くにのぼり、系外惑星発見の時代から、統計的に系外惑星を科学する時代に入ったと言っても過言ではない。
しかしながら系外惑星を取り巻く科学には明らかにされていない事柄が多く、その形成、進化などは未だに謎に包まれている。
とりわけ、ホットジュピターやエキセントリックプラネットと呼ばれる、太陽系内惑星にはない姿の惑星がどのように出来たかには惑星軌道移動や相互作用モデルなどいくつかの仮説があり、今も議論がある。そこで我々のチームはこれらの仮説を検証するべく、SEEDSプロジェクトに参加しHiCIAOを用いて惑星の直接撮像を試みた。
今回はそのintroductionとpreliminaryな結果を紹介する。

【日時】10月13日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹　中央棟（北）1階 講義室
【発表者（敬称略）】Kwon Jungmi（総研大 D1・三鷹、指導教員 : 田村 元秀）
【タイトル】Scattered Radiation Field and Local Magnetic Field of the Protostellar Clusters in NGC 2264

The NGC 2264 IRS 2 region in the Mon OB 1 cloud was observed in the near-infrared (IR) J, H, and Ks bands, and imaging polarimetry was performed.
Our polarization data revealed various infrared reflection nebulae (IRNe) associated with the central IR young star cluster NGC 2264 IRAS 12 S1 core and identified their illuminating sources, and revealed at least three infrared reflection nebula cluster (IRNCs).
In addition, 270 point-like sources w ere detected in all three bands.
The near-IR polarizations of these sources seem to be caused mostly by the dichroic extinction.
The mean polarization position angle of sources with P /δP 3 is about 68°, which is interpreted as the projected direction of the magnetic field in the observed region of the cloud.
The distribution of the polarization angle has a dispersion of about 27°.

【日時】10月6日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹　中央棟（北）1階 講義室
【発表者（敬称略）】Zhao Zhengshi（総研大 D2・三鷹、指導教員 : 有本 信雄）
【タイトル】Blue straggler stars in dwarf galaxies

Blue straggler stars (BSS) are located above and blue-ward of MS turn-off in a CMD of stellar clusters. They have been found in many stellar environments in observational studies during past 50 years.
Two different mechanisms of them are commonly believed nowadays: mass transfer in binary systems and stellar merger occurred through a direct stellar collision. The former might be dominant in lower density environments, whereas the later might be considered to mainly occur in high-density environments. The most studies on these objects are focus on the globular clusters because the dynamical environment of them could produce both of BSS formed by different mechanisms.

In recent years, researches for BSSs in dwarf spheroidal galaxies (dSphs) are increased. Considering dynamical environments of dSphs, BSSs in them should be mainly formed by mass transfer. The observed radial distributions of BSSs in several dSphs are consistent with model predictions for BSS formation by MT mechanism. More interestingly, a statistically significant anti correlation between the relative BSS frequency respect to HB stars and absolute magnitude is found in dwarf galaxies, it is similar to that observed in globular clusters. In this presentation, the previous studies on BSSs, involving with several observational properties will be introduced.
Meanwhile, our works of BSSs in dwarf galaxies based on data observed by Subaru telescope are also introduced.

【日時】9月8日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹　中央棟（北）1階 講義室
【発表者（敬称略）】伊藤 紘子（総研大 D1・三鷹、指導教員 : 青木 和光）
【タイトル】低金属量ターンオフ星のリチウム組成

低金属量星のうち進化の進んでいないターンオフ星のリチウム組成は金属量によらずほぼ一定値を取ることが知られている（Spite plateau）。
この値はビッグバン元素合成によるリチウム合成量に相当すると考えられていたが、WMAPから求められたバリオン密度を標準ビッグバン元素合成モデルに適用するとSpite plateau の数倍ものリチウム合成量が予測され、観測と理論の不一致が問題となっている。
また、近年の観測によって[Fe/H]<-3ではリチウム組成が従来のplateau値より低くなる傾向が示され、ビッグバン元素合成や低金属量星内部でのリチウム破壊を理解する手がかりとして注目されている。
このような超低金属量下でのリチウム組成のふるまいを解明するために、これまでほとんど測定例がなかった[Fe/H]<-3.5におけるサンプルの拡大が求められている。

そこで、我々はSDSS/SEGUEによって新たに発見された低金属量ターンオフ星をすばる望遠鏡HDSで高分散分光観測し、リチウム組成を調べている。
これまでに観測・解析した9天体はほぼすべて[Fe/H]<-3.0であり、さらに約半数は[Fe/H]<-3.5であった。
今回の発表では現時点での進捗状況を報告し、今後の展望を述べる。

【日時】9月1日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹　中央棟（北）1階 講義室
【発表者（敬称略）】澁谷 隆俊（総研大 D1・三鷹、指導教員 : 家正則）
【タイトル】SDF and SXDF survey for Lyman Alpha Emitters at z=7.3

宇宙は高温・高密度状態で開闢したとされているが、宇宙膨張と共に温度・密度は下がり宇宙空間における原子核・電子が結合した中性期に入る。
やがて天体の形成が始まるが、形成直後の銀河は大きなエネルギーを放射するため、結合した原子を再び電離していく。これを「宇宙再電離」と呼ぶが、その終焉時期は、赤方偏移6~11と未だ正確には分かっていない。
この形成時期に観測的制限を与えるためには、再電離終焉時期である赤方偏移7前後のライマンアルファ輝線銀河(LAE)の光度関数を調べ、その時代の中性水素残存量を推定することが有効である。

分光赤方偏移同定が可能なほど明るい高赤方偏移銀河は個数密度が低く、それを検出するには広視野観測が必要となる。
すばる望遠鏡では主焦点にある広視野カメラ(Suprime-Cam)を活かして赤方偏移3から7にかけて、LAEのLya光度関数の進化を詳細に調べてきた。
我々はさらに遠方のLAE探査のために、2009年の春と秋に中心波長1006nmの狭帯域フィルター(NB1006) を装着したSuprime-Camを用いて、すばる深宇宙探査領域(SDF) とすばるXMM-Newton深宇宙探査領域(SXDF) において赤方偏移7.3のLAE探査を行った。
その結果、4つのz=7.3 LAE候補天体を検出することができた。

今回の発表では、今年の春に上記候補天体の半分を分光観測したのでその現状を述べる。

【日時】7月7日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹　中央棟（北）1階 講義室
【発表者（敬称略）】佐藤 八重子（総研大 D2・三鷹、指導教員 : 田村 元秀）
【タイトル】AKARI赤外線観測による星形成領域のＹＳＯ分類

2006年に打ち上げられたAKARI衛星では、多数の星形成領域の観測を行なってきた。我々は、赤外線カメラIRCを用いて、約200視野の星形成領域の観測を行ない、その解析を進めている。これらの中から、星形成過程における個々の星周構造を研究していくために、星のクラスターがあり、重い星を含まない領域について、統計的な議論を行なって行く予定である。O型星のような重い星を含まない中質量星形成領域では、原始星の進化は比較的遅いため、また大質量星による影響がないため、星周構造が残りやすいと考えられる。

今回は、これまで解析を進めてきた星形勢領域GGD12-15とSerpens領域に対して結果をまとめたので、報告する。GGD12-15領域は約１kpcにあるクラスターを伴う星形成領域で、HⅡ領域や水メーザー、COアウトフロー、多数の近赤外線源や電波源といった活発な星形成活動を示す天体が多く確認されている。Serpensは260pcという近距離にある低質量星形成領域として知られる有名な星形成サイトで、class0/I天体を含むような若いクラスターが存在しており、多くの研究がなされてきた。

約10分角の広視野を持つAKARI/IRCにより、どちらの領域においても、近赤外線（3,4μm）では350天体以上、中間赤外線（7,11μm）でも100天体以上を検出した。3,4,7μｍのデータによる２色図や、GGD12-15領域とSerpens領域を比較したところ、中心のクラスター天体と視野外縁に位置する天体のばらつきの特徴が良く似ていた。中心のクラスター天体は赤化や赤外超過を大きく受けているのに対して、外縁部の天体は赤化をほとんど受けていなかった。またGGD12-15領域では、南アフリカIRSF/SIRPOLによる近赤外線偏光観測から、JHKsで約300天体が検出されている（中間レポート報告内容）。JHKsによる２色図では、赤外超過を持つ天体は約15％程度であったが、これは中間赤外線を含めた２色図から得られる割合より小さい。さらに3,4,7μmの２色図による赤外超過を持つ天体のうち、H,Ksでも検出された天体についてSEDを作成したところ、ほぼ全てがclassⅠ天体であり、これらは中心クラスター付近に位置していることも確認された。

今回は、GGD12-15領域の２色図などを用いて進化段階を分類し、それらの天体の空間分布について解析を行なった結果を踏まえて、近赤外線(IRSF)と中間赤外線(AKARI)によるYSOの分類法を提案していく。また、比較対象として、Serpens領域のIRSF/SIRPOLの結果（Sugitani et al. 2010）も含めて議論を行なっていく。

【日時】6月30日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹　中央棟（北）1階 講義室
【発表者（敬称略）】松本 尚子（総研大 D3・三鷹、指導教員 : 本間 希樹）
【タイトル】JVNによるUC HII領域W3(OH)に付随する6.7GHz帯メタノールメーザー源観測

銀河系棒状構造を探るための試験観測として、VERAによる位置天体観測のための新しいツールである6.7GHz帯メタノールメーザー源の観測を行ってきた。
対象天体は大質量星形成領域かつUltra Compact HII領域のW3(OH)である。
今回のコロキウムでは、VERA局を含む大学連携 VLBIネットワーク(JVN)を用いて測定したこのW3(OH)までの年周視差およびLSRに対する絶対固有運動の結果と、W3(OH)領域内の6.7GHz帯メタノールメーザー源の内部固有運動の結果を報告する。
今回得られた距離測定精度はアメリカの電波干渉計 VLBAによる12GHz帯メタノールメーザー源観測と誤差の範囲で一致する結果が得られ、本結果はRygl et al. (2010)に続く２例目の6.7GHz帯メタノールメーザー源の年周視差計測結果となる。
また、6.7GHz帯メタノールメーザー源の内部固有運動を初めて計測した。
W3(OH)に関して、6.7GHz帯メタノールメーザー源はOHメーザー源と比較的良く似た領域に分布すること、12GHz帯メタノールメーザー源と視線速度や相対位置が酷似していることが報告されている(Menten et al. 1992)が、視線速度・相対位置に加え、天球面上の運動についても比較可能になった。

【日時】6月23日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹　中央棟（北）1階 講義室
【発表者（敬称略）】堀井 俊（総研大 D3・三鷹、指導教員 : 渡部 潤一）
【タイトル】様々な彗星からもたらされる流星雨の可能性

流星群は、地球が彗星から放出された濃いダストのトレイルを横切るときに出現する。彗星から放出されたダストは、その放出されたときの軌道要素をもとに宇宙空間を運動し、惑星などによる様々な摂動を受けながら母彗星の動きとは独立した軌道進化をたどる。それにより、母彗星の動きではなく、それぞれのダストの道筋によって流星群の出現の可能性のありなしがかかってくることになる。
これがダスト・トレイル理論である。このダスト・トレイル理論は本格的に使われるようになってから月日は浅いが、より正確で精度のよい流星群の出現予測ができるようになってきている。
今回の発表では、これまでにこのダスト・トレイル理論を用いて調べてきたいくつかの彗星からもたらされる流星雨の可能性について紹介する。
また、今年の秋にハートレー第2彗星(103P/Hartley)が地球に接近することが今注目されている。地球に最も接近するのは10月20日頃で、その距離は約0.12AUであり、等級にして約4等まで明るくなるとされている。さらに、この彗星の軌道は地球の軌道に沿うように並行しており、公転速度に大きな差もないため、10月から11月にかけて、両者が接近した状態が長く続くことが大きな特徴になっている。この彗星と地球が長い期間に渡って接近することに伴い、流星群の出現も期待される。その出現の可能性についても計算の途中経過を発表する。

【日時】6月16日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹　中央棟（北）1階 講義室
【発表者（敬称略）】小池 一隆（総研大 D3・野辺山、指導教員 : 出口 修至）
【タイトル】M型矮星に対する低周波電波観測の結果について

M型矮星は、恒星の中でも特に表面温度の低い星(<3900 K)です。
このような低温矮星に関する詳しい研究は、始められてまだ10年ほどしか経っておらず、電波での研究は、近年ようやく観測が行われるようになり、議論されはじめたところです。
低温矮星からの電波は、これまでに十数個程のM、L型星に対して4.8GHzや8.4GHzで検出されています。
これら電波の放射機構としては、当初、その周波数や激しい強度変動からgyrosynchrotron 放射であると考えられてきましたが、その後、100％に近い円偏光度を持った電波放射が観測されると、新たに electron-cyclotron maser 放射という放射機構が提案され、さらに今日では、そういった変動の見られない定常的な電波放射も観測されるなど、複数の放射機構が存在すると考えられています。
そこで私たちは、他の低温矮星についても電波観測を行い、いずれの放射機構が多数を占めるのか、また新たな特徴を持った電波放射は見られないか、調査することにしました。
本発表では、昨年の６月にインドのGiant Metrewave Radio Telescope (GMRT)を用いて行ったM型矮星の電波観測結果について報告します。
この観測では、近くにM型矮星が見られる電波源(FIRST天体、1400MHz)8天体について、3つの低周波数(1400、610、240MHz)で観測を行いました。

【日時】6月9日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹　中央棟（北）1階 講義室
【発表者（敬称略）】鈴木 重太朗（総研大 D3・三鷹、指導教員 : 梶野 敏貴）
【タイトル】超新星背景ニュートリノ検出率予測のニュートリノ温度依存性について

重力崩壊型超新星爆発の際には、多量のニュートリノが発生して束縛エネルギーの大半を持ち去ると考えられている。また、ニュートリノは他の物質との反応性が極めて乏しいことから、過去の超新星爆発の際に発生したニュートリノが現在でも宇宙空間に存在していると考えられており、近年中に稼動を始める見込みの大型の水チェレンコフ検出器を用いれば、これらの持つ情報を解析することが出来る可能性があり、超新星爆発やニュートリノ自体についての研究に大きく寄与すると考えられる。
但し、超新星背景ニュートリノの検出率に関しては幾つかの不定性が指摘されており、そのなかでも検出率及びエネルギースペクトルに大きく影響を及ぼす要素として、超新星内部のニュートリノ温度が明らかになっていないことがあげられる。
そこで、本研究では、超新星元素合成と銀河化学進化モデルを元にニュートリノ温度をフレーバーごとに分けて推定することで、このような不定性を減じ、ニュートリノ検出率及びそのエネルギースペクトルをこれまでより精密に予測する方法を提案する。
今回の発表では、研究の概要と結果のうち、前回発表以降に進展した部分を中心に報告する。

【日時】5月26日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹　中央棟（北）1階 講義室
【発表者（敬称略）】金子 紘之（総研大 D3・野辺山、指導教員 : 久野 成夫）
【タイトル】銀河間重力相互作用が分子ガスに与える影響について

銀河同士の近接相互作用(衝突、合体)現象を起こしている天体、相互作用銀河は銀河の進化に対して重要な役割を持つ。
例えば、渦巻銀河から楕円銀河へと進化や、高輝度赤外線銀河(ULIRGs)の発現にもこれら相互作用銀河が影響しているといわれている。

相互作用銀河の特筆すべき性質の一つに爆発的な星形成があげられる。
数値計算によって、多くの研究が進められており、いくつかのメカニズムが提唱されている。
しかしながら、星形成の直接の母体である分子ガスに関する今までの観測は、装置的、時間的資源の制限からその殆どがごく限られた領域で行われているに過ぎず、星形成が活発化していく過程を理解するには不十分である。
爆発的星形成の前段階である相互作用初期～中期の天体に対して系の内部を分解して観測し相互作用が分子ガスに与える影響を詳細に調べることは爆発的星形成のメカニズムを明らかにする上で非常に重要である。

そこで我々は、野辺山45m電波望遠鏡を用いて、比較的近傍にあるいくつかの相互作用初期～中期と目される相互作用銀河に対して12CO(1-0)輝線マッピング観測を続けてきた。
本発表では、この観測結果を中心に報告する。

【日時】5月19日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹　中央棟（北）1階 講義室
【発表者（敬称略）】押野 翔一 (総研大 D3 ・三鷹、指導教員 : 牧野 淳一郎）
【タイトル】惑星形成過程にガス抵抗があたえる影響について

太陽系形成の標準モデルによると、惑星系は水素、ヘリウムなどのガスが質量の約99%をしめ、残りがダストで構成されている原始惑星系円盤から形成される。
円盤中のダストから微惑星ができ、その後微惑星同士が衝突合体することにより現在の岩石惑星及びガス惑星のコアが形成されたと考えられている。

この段階の形成過程では、微惑星どうしの重力相互作用によって微惑星は集積しているためN体シミュレーションを用いた研究が多く行われている。
先行研究で行われているN体シミュレーションでは計算量の問題から一つの微惑星の質量が10の23乗gの初期条件が用いられている。
一方、重力不安定説によれば原始惑星系円盤中に存在するダストから形成される微惑星の質量は不安定の波長内のダスト質量となるため、太陽系標準円盤の面密度を仮定すると、重力不安定によって形成される初期の微惑星の質量はより小さい可能性がある。
微惑星は円盤内のガスから抵抗を受けるが、この効果は小さい粒子ほど相対的に重力にたいするガス抵抗の影響が大きくなる。そのためより小さい微惑星の初期条件を用いてガス抵抗が惑星形成過程にどう影響するか調べる必要がある。
本発表では現在行っているガス抵抗を考慮したN体シミュレーションについて報告する。

【日時】5月12日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹　中央棟（北）1階 講義室
【発表者（敬称略）】秦 和弘（総研大 D2・三鷹、指導教員 : 川口 則幸）
【タイトル】VLBI多周波アストロメトリによるM87相対論的ジェットの放射領域とブラックホールの位置関係の推定

活動銀河中心核(AGN)から生成される相対論的ジェットはAGNの活動性を特徴づける最も激しい現象であり、様々な高エネルギー現象の現場として電波からγ線にわたり古くから研究されている分野である。

しかしながら、しばしば観測される激しい時間変動は放射領域が極めてコンパクトであることを示唆しており、分解能の低い高エネルギー観測から空間分解によって直接現場の物理状態を検証することは極めて困難であるのが実情である。そこで鍵を握るのが圧倒的な空間分解能を有するVLBIであり、VLBI観測からAGNジェット最深部の物理的描像を直接的に構築していくことは高エネルギー放射機構などを解明する突破口になるであろう。
これらを踏まえ、現在我々は観測されるジェットの放射領域と中心エンジンであるブラックホールの位置関係を調べている。一般に、放射領域の"サイズ"は光度変動のタイムスケールから推定することが出来るが、"中心エンジンからの距離"を評価することは難しく、これまで放射領域とブラックホールの位置関係を観測的に検証した例は極めて少ない。Marscher et al.(2008)らはあるジェット天体をVLBI及び他波長で同時観測し、その放射領域は中心エンジンから1～10pcの場所で初めて起こるとする観測結果を得ているが、比較的遠方天体であったため未だその解釈には議論が続いている。

そこで我々は今回、最も近傍のジェット天体であるM87について、多周波アストロメトリという観点からこの問題に取り組んでいる。
M87は典型的なAGNに比べ約100倍リニアスケールで分解できる点で理想的である。今回のセミナーではその途中経過を報告する。

【日時】4月28日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹　中央棟（北）1階 講義室
【発表者（敬称略）】内海 洋輔（総研大 D2・三鷹、指導教員 : 宮崎 聡）
【タイトル】Weak lensing+photo-z catalog による銀河団探査

銀河団は宇宙最大の重力束縛系である．
質量のほとんどがダークマターでしめられている．
銀河団の進化は自己重力による収縮過程と宇宙膨張による成長の阻害の二つの過程が支配しているので，銀河団の個数や質量関数の進化は宇宙論パラメータに強く依存している．

この点に着目して宇宙論パラメータを調べる研究は可視光観測，X線観測によってすでに多くなされてきた(e.g. Abazajian et al., 2005; Vikhlinin et al., 2009)．
しかしこれらの手法では質量となんらかの観測量の間の関係を仮定する必要があるため質量関数などを構築する上で，系統的なバイアスを生みやすい．
そこで質量を直接反映する弱重力レンズ効果を使った研究が重要になる．

一方弱重力レンズ効果を使った銀河団探査では銀河団の存在を確認することはできるが，その赤方偏移を測ることができないために質量を決めることができない．
しかし将来的に計画されている1000平方度を超える HSC wide survey では分光フォローアップが現実的ではなくなるので photo-z を使うことを検討している．
今回は予備的な研究として SDSS photometric redshift catalog と比べることで銀河団の赤方偏移が決められるかを検討した．
本講演ではその経過報告と今後の展望について述べる．

【日時】4月14日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹　中央棟（北）1階 講義室
【発表者（敬称略）】大井渚（総研大 D2・三鷹、指導教員 : 今西昌俊）
【タイトル】近傍ULIRGのブラックホール質量

超高光度赤外線銀河（ULIRG）はクエーサーに匹敵するほどのエネルギー（10^12Lsun)を赤外線で放射していて、銀河の衝突・合体の末期に選択的に発見されている。クエーサーの中心にあるブラックホールは普通の銀河中心のブラックホールよりも一桁重く（MBH>10^8Msun）、この質量のブラックホールは、ガスに富む普通の銀河(MBH~10^7Msun)の合体で形成できるというシミュレーション結果がある。
これらのことから、ULIRGはクエーサーに進化するという可能性が示唆されているが両者は進化関係にないと主張する結果も出ており、状況は混沌としている。我々はULIRGのブラックホール質量をクエーサのと比較することで、この問題に観測的な制限をつけることを目指している。ブラックホール質量と相関があり、進化段階に鈍感な銀河の有効半径を、減光の影響が小さい近赤外線Kバンドから求め、ガスに隠されているULIRGのブラックホール質量を見積もる。本発表では南アフリカにあるIRSF望遠鏡を用いた深撮像データの解析結果を報告する。解析が終わった天体についてブラックホールを見積もったところ、半分以上の天体でクエーサーに匹敵する質量のブラックホールをもっている可能性があることが分かった。
またIRSF望遠鏡は近赤外線J, H, Kバンドを同時に観測できるため、バンドごとの有効半径の違いについても議論する。

【日時】2月10日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹 北研1階講義室
【タイトル】Studies on Blue Straggler Stars in different stellar environments
【発表者(敬称略)】趙正実 （総研大 D1・三鷹、指導教員 有本信雄）

Blue straggler stars (BSS) are located above and blue-ward of MS turn-off in a CMD of stellar clusters. They have been found in many stellar environments in observational studies during past 50 years.
Two different mechanisms of them are commonly believed nowadays: mass transfer in binary systems and stellar merger occurred through a direct stellar collision. The former might be dominant in lower density environments, whereas the later might be considered to mainly occur in high-density environments.
The most studies on these objects are focus on the globular clusters because the dynamical environment of them could produce both of BSS formed by different mechanisms. In recent years researches for BSS in dwarf spheroidal galaxies (dSphs) are also increased.
Interestingly there is found a statistically significant anti correlation between the relative BSS frequency respect to HB stars and absolute magnitude in dwarf galaxies, it is similar to that observed in globular clusters.
In this presentation, the previous studies on BSS, involving with observational properties- binarity, rotation velocity, abundance, radial distribution in different environments etc., will be introduced.
However, these properties were not enough to distinguish different formation mechanisms.
It is clear that a great deal of work remains to be done both observationally and theoretically on characteristics and physical mechanisms of BS.

【日時】2月3日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹 北研1階講義室
【タイトル】系外惑星軌道の起源
【発表者(敬称略)】高橋安大（総研大 D2・三鷹、指導教員 田村元秀）

初めて1995年にMayor & Quelozによってペガスス座51番星に惑星系が発見されてから今年で15年となる。
その後主に視線速度法やトランジット法と呼ばれる主星からの光を観測する間接観測法を用いて発見された惑星数は400個を超え、統計的議論が可能になろうかとしている。
しかしながら、これまでに発見された惑星系は観測バイアスも相俟って、従来太陽系を基に考えられてきた惑星形成理論から予測される姿とは大きく異なり、軌道長半径は非常に小さく(0.05 一方、2008年に成功した惑星を直接撮像によって収める直接撮像法(Kalas et al., Marois et al.)はこれまで知られている惑星系とはまた異なる側面を示した。
特に軌道長半径$a>20$AUという主星から遠く離れた惑星たちは、その形成時間の問題からこれまで最有力候補と言われたコア集積モデルよりも重力不安定モデルを支持するのではないかと言われ、ますます惑星形成理論を混沌へと叩き込む結果となった。
このようにとりわけ惑星を特徴づける重要な要素である公転軌道は現在の観測からも比較的よく求まる物理量であることから研究の対象とされている。

本発表ではこれまでに提唱されている惑星形成理論を概観した後、間接観測の手法と結果をおさらいし、これまでに有力とされている惑星軌道移動モデルを紹介する。
その後、新しい惑星探査手法である直接撮像について述べ、具体例としてThalmann et al. 2009の論文を紹介する。
そして、直接撮像によって新しく考案された軌道移動モデルのうちのひとつとしてCrida et al. 2009を、最後にこれまでの形成モデルの困難を解決しうる、最も新しい星惑星形成モデルとして考えられたInutsuka et al. 2009を紹介する。

【日時】2月3日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹 北研1階講義室
【タイトル】超低質量天体の起源解明へ向けて
【発表者(敬称略)】末永　拓也 （総研大 D2・三鷹、指導教員 林正彦）

初期質量関数(IMF)の起源の解明は星形成を考える上で非常に重要な課題である。
例えば太陽近傍のfield starに関してはSalpeter(1955)以来、多くの研究がなされ低質量側では0.08太陽質量までは良く分かっている。
しかし、さらに低質量側の褐色矮星質量や惑星質量となるとそのIMFは未だに良く分かっていない。
このことは、そのような天体は1995年以降に発見されたため研究の歴史が浅い、可視で非常に暗い天体なので観測が難しい、といったことに起因する。
近年、赤外観測技術の発達に伴い、そのような超低質量天体のIMFを決めるために若い星形成領域の観測が盛んに行われている。
超低質量天体は年齢とともに暗くなっていくが、年齢が若いような領域ではまだ比較的に明るく観測することが可能だからである。その結果、褐色矮星質量や惑星質量のIMFが従来予想されていた星のIMFから逸脱した様子を見せていることが分かった。
これは、超低質量天体特有の形成メカニズムが存在することを示唆している。
超低質量天体形成メカニズムは現在まで十分には理解されておらず、IMFを決めてやることで制限をかけることができると期待される。
このような観測には、深い測光観測とそのfollow-upのための分光観測が不可欠である。
というのは測光観測だけでは銀河との分離や、membershipを議論することが難しいためである。
分光観測では得られたスペクトルの特徴からこれらを議論することが可能となる。
本研究では、若い星形成領域であるトラペジウムのouter partに対してSubaru/MOIRCSによる多天体分光観測を行った。
観測天体は、同領域の測光観測であるLucas,Roche& Tamura(2005)から主に選出している。
今回は、以上の様な観測のバックグラウンドを中心に、これから研究していくにあたっての展望を述べる。

【日時】1月27日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹 北研1階講義室
【タイトル】M型矮星のインド・GMRTでの観測結果について ２
【発表者(敬称略)】小池 一隆 （総研大 D2・三鷹、指導教員 出口 修至）

低温矮星(cool dwarfs)は、恒星の中でも特に表面温度の低い矮星(<~3900 K、M,L,T dwarfs)です。
低温矮星に関する詳しい研究は、始められてまだ10年ほどしか経っておらず、低温矮星の磁場活動をよく反映しているとされる電波領域の研究については、近年ようやく観測が行われるようになり、議論されはじめたところです。

恒星からの電波は、これまでに10個程のM、L型星に対して4.8GHzや8.4GHzで検出されています。これら電波の放射機構としては、当初、その周波数や強度から gyrosynchrotron 放射であると考えられていましたが、その後、100％に近い円偏光度を持った電波放射が観測されると、新たに electron-cyclotron maser 放射という考えが登場し、また、そういった変動が見られない電波放射も観測されるなど、現在のところ、まだ良く分かっていません。

そこで私たちは、他の低温矮星についても電波観測を行い、いずれの放射機構が多数を占めるのか、また新たな特徴を持った電波放射が見られないか、調査することにしました。

本発表では、前回の発表に引き続き、私たちが昨年６月にインドのGiant Metrewave Radio Telescope (GMRT)を用いて行ったM型矮星の電波観測についてご報告します。
この観測では、近くにM型矮星が見られる電波源(FIRST天体、1.4GHz)8天体と、以前私たちが行った観測から、同じくM型矮星に近く、低周波数(74MHz、230MHz)で明るい電波源1天体について、3周波数(1400、610、230MHz)の電波観測を行いました。

【日時】1月20日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹 北研1階講義室
【タイトル】メタノールメーザー源を用いたアストロメトリと銀河系棒状構造
【発表者(敬称略)】松本尚子 （総研大 D2・三鷹、指導教員 本間希樹）

銀河系の棒状構造について過去の様々な観測や理論モデルからその存在が示唆されており、大体の傾向は捉えられている。
しかし、絶対位置や３次元運動を抑えた観測はこれからであり、不確定性が大きい。特に、ガスの運動については、３次元的にガスの固有運動を直接議論できるような観測はなされていない。
そこで、我々はこの銀河系棒状構造を対象に、VERA・JVNを用いた超長基線電波干渉計による高精度アストロメトリ観測を計画・遂行中である。
この観測により、棒状構造を構成していると考えられるメーザー源の絶対位置・絶対３次元運動を捉えることを目標とする。

メーザー源の中でも、6.7GHz帯メタノールメーザー源は大質量星形成のみに付随し、系内のガスの運動をとらえることができる魅力的なツールであり、3kpc arm付近の天体を見るのに、天体数・fluxなどの観測条件を十分に備えている。
現在VERAでは、これらのターゲットのフリンジチェック観測を終え、11月から本観測に乗り出している。

今回は、主にフリンジチェック観測結果の報告とVERA・JVNによる6.7GHz帯のメタノールメーザー源のアストロメトリ試験観測データの解析経過報告について紹介し、関連して、昨年シリーズで出版されたVLBAを用いた12GHzメタノールメーザー源のアストロメトリ観測関連の論文や銀河系N体シミュレーションの論文(Baba et al. 2009)についても少し触れる予定である。

【日時】1月6日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹 北研1階講義室
【タイトル】DIB POPプロジェクト
【発表者(敬称略)】今瀬　佳介（総研大 M1・三鷹、指導教員 今西昌俊 ）

DIBs(Diffuse Interstellar bands)は、可視光から近赤外の領域(4300\AA~1.3um)において観測される、幅の広がった吸収線の総称である。80年ほど前のMerrilによる最初の発見以来、現在確認されているDIBの総数は300以上にも上る。
DIBの大きな問題として、ほとんどのDIBでその吸収物質(DIBキャリア)の正体が解明されていない、ということがあげられる。現在ではその候補としてPAH、フラーレンといった有機化合物のような、巨大で複雑な構造をもった化合物が考えられている。
またどこにDIBが存在しているのか、ということも問題である。これまでにDIBの存在は、マゼラン星雲や近傍銀河、スターバースト銀河などのさまざまな方向の星間物質において確認されている。このように、DIBキャリアは宇宙に広く存在していると考えられているが、その物理的性質等もいまだ解明されていない。

現在近赤外線の領域において、9577/AAと9632/AAの２つの波長に存在するDIBは、そのキャリアの候補が挙がっている数少ないDIBである。この２つのDIBのキャリアはC60であると考えられているが、同時にC60がキャリアであれば存在が予測される波長域にDIBが検出されていない、という問題点もある。
しかし、9017,9210,9258/AAにおいて2009年にMisawa et al.がC60がキャリア候補であると考えられるDIBを発見しており、9577/AAと9632/AAの２つのDIBのキャリアがC60であることは確実であると考えられる。

そこで上述の２つのDIBに注目し、宇宙における生命の起源を探るべく理研の三澤氏、Poshak氏と総研大の院生によって2009年の夏にDIB POPプロジェクトを開始した。
このプロジェクトの狙いは、生命関連物質である有機化合物を宇宙空間において検出することである。
しかし、星間ガスの組成をそのまま地球上の生命の起源と直結させるのには飛躍があるため、太陽系の材料となった物質がガスとして存在する、惑星系円盤のような地球の化学組成が反映されていると考えられる領域において研究を行う。また同時に現在の少ないDIBサンプルに大量のDIBサンプルを提供するということも本プロジェクトの意義としてあげられる。
本講演では、DIBの概要およびDIB POPプロジェクトの進捗状況について報告する。

【日時】1月6日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹 北研1階講義室
【タイトル】赤方偏移z～７クェーサー探査
【発表者(敬称略)】石崎　剛史（総研大 M1・三鷹、指導教員　柏川伸成 ）

宇宙はビッグバンによる誕生の後、宇宙空間中の水素原子核と電子の再結合が起こり,中性化した。
しかし, 現在 の宇宙空間はほぼ完全に電離されていることが知られている。
つまり、一度中性化した宇宙を再び電離する事象が 起こったことになる。
これを「宇宙の再電離」と呼び, 宇宙誕生後 10 億年以前に起こったことが分かっているが、具体的な時期やどのような天体が主に寄与したのかはよく分かっていない。
クェーサーは再電離に影響したと考えられている天体の一つであり、宇宙再電離領域に存在するクェーサーの個数密度から再電離への寄与度合いを見積もることができる。赤方偏移 z ＞ 6.5 のクェーサーの発見は極めて重要であり、再電離期のクェーサー光度 関数に制限をかけることができる。
我々はすばる望遠鏡主焦点カメラ (Suprime-Cam) を用いて、UKIDSS DXS 領域に対して2009 年 6 月に 3 晩のサーベイを行った。
Suprime-Cam の CCD はアップグレードされ、波長 1 ミクロン付近の感 度が従来に比べ約 2 倍なり、観測効率が上がった。
観測に用いたフィルターは Zr、Zb (中心波長はそれぞれ9841A、8842A)の２バンドである。
Zr バン ドの測光データは、クエーサーと M/L/T 型晩期型星との区別に極めて有効である。
この観測データと UKIDSS の J バンドで撮像された画像データを用いて、z=7 付近のクェーサー候補を探す。
本発表では、z～7 の クェーサー候補の観測と解析状況を報告する。

【日時】12月2日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹 北研1階講義室
【タイトル】シュヴァスマン・ヴァハマン第3彗星からもたらされる流星雨の可能性と今後の展望
【発表者(敬称略)】堀井 俊 （総研大 D2・三鷹、指導教員 : 渡部 潤一）

流星群は、地球が彗星から放出された濃いダストのトレイルを横切るときに出現する。
2006年に回帰したシュヴァスマン・ヴァハマン第3彗星(73P/Schwassmann-Wachmann)の核は、少なくとも過去2回の回帰の間に多くの破片に分裂してきており、今までに50個以上の分裂核が検出されている（一説には大小合わせて154個のミニ彗星が検出されたとも言われている）。それに関連した濃いダストのトレイルが、スピッツァー宇宙望遠鏡による赤外観測で検出されているので、将来、これらが活発な流星群の活動を引き起こすことが大いに期待される。
実際、過去の事例を探ってみると、1842/1843年に分裂したビエラ彗星(3P/Biela)が、後にアンドロメダ座流星群(Andromedids)として、1時間あたり数万個という流星雨をもたらしたという記録が残っている。
そこで、我々はこのシュバスマン・ヴァハマン第3彗星に対して、いわゆるダスト・トレイル理論を適用し、この彗星がもたらしうる流星群が将来あるかどうか、その可能性を調べてみた。その結果、将来、いくつかのダストのトレイルが地球に非常に接近し、流星群の活発な活動の可能性があるということが分かった。
今回の発表では、この研究の途中経過と今後の展望について発表する。

【日時】11月25日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹 北研1階講義室
【タイトル】超新星背景ニュートリノの検出率予測における星形成率およびニュートリノ温度依存性の検討
【発表者(敬称略)】鈴木　重太朗（総研大 D2・三鷹、指導教員:梶野　敏貴）

　近年中に大型の水チェレンコフ観測装置が稼働を開始する予定であるが、観測装置の大型化に伴う測定効率の向上は、超新星背景ニュートリノ（以下SRN）の観測に一層の進歩をもたらすものと期待される。
　重力崩壊型超新星の爆発の際には、そのエネルギーの99％をニュートリノが持ち去ると考えられており、その名残とも言えるSRNは、天の川銀河や宇宙論的距離にある系外銀河の時間進化に関する情報を蓄積していると考えられる物質の一つである。
　SRNに関するこれまでの理論的研究は、専ら大質量星の形成率を辿ることに焦点を当てており、それは近年の観測的宇宙論において、第1世代天体の形成過程を知るために着目されているものである。
　しかし、SRNのエネルギースペクトル推定の根拠には幾つかの不定性が含まれており、これらの不定性は、大質量星の形成率が高い精度で見積もられても減ずることができないと考えられる。そのうちの一つは、重力崩壊型超新星におけるフレーバー毎のニュートリノ温度が分かっていないことである。
　今回の発表では、大質量星の形成率に関する最近の観測データを踏まえたうえで、超新星爆発におけるr-過程等に関する数値計算の結果及び軽元素における銀河化学進化（以下GCE）の観測結果等を用いて、理論的計算における上記の不定性を減ずる方法と、これを用いて算出した結果、および今後の研究方針について述べる。

【日時】11月18日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹 北研1階講義室
【タイトル】星形成領域におけるAKARI赤外線観測(3)
【発表者(敬称略)】佐藤　八重子 (総研大 D2・野辺山、指導教員 田村 元秀)

2006年に打ち上げられたAKARI衛星では、多数の星形成領域の観測を行なってきた。我々は、赤外線カメラIRCを用いて、約200視野の星形成領域の観測を行ない、その解析を進めている。これらの中から、星形成過程における個々の星周構造を研究していくために、星のクラスターがあり、重い星を含まない領域について、統計的な議論を行なって行く予定である。
O型星のような重い星を含まない中質量星形成領域では、原始星の進化は比較的遅いため、また大質量星による影響がないため、星周構造が残りやすいと考えられる。

今回は、このうち星形成領域GGD12-15についての新たな解析結果とSerpens領域についての比較を議論する。
GGD12-15領域は約１kpcにある中質量星形成領域で、HⅡ領域や水メーザー、COアウトフロー、多数の近赤外線源や電波源の存在が確認されている星形成活動が活発な領域である。
Serpensは260pcという近距離にある低質量星形成領域として知られる有名な星形成サイトで、class0/I天体を含むような若いクラスターが存在しており、多くの研究がなされてきた。

近赤外線（3,4micron）・中間赤外線（7,11micron）のデータを用いて、星形成領域GGD12ー15において解析を行なった。
この天体は、これまでにIRSF/SIRIUSでの観測・解析を行ない、議論してきた。その結果もふまえ、2色図やSEDなどから得られる星周構造の有無についてやこの領域に属する若い天体について分類・議論していく。

【日時】11月11日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹 北研1階講義室
【タイトル】M型矮星のインド・GMRTでの観測結果について
【発表者(敬称略)】小池 一隆 (総研大 D2・野辺山、指導教員 出口 修至)

　低温矮星(cool dwarfs) は、恒星の中でも特に表面温度の低い矮星( < 3900 K、M,L,T dwarfs) です。低温矮星に関する詳しい研究は、始められてまだ10 年ほどしか経っておらず、低温矮星の磁場活動をよく反映しているとされる電波領域の研究については、近年ようやく観測が行われるようになり、議論されはじめたところです。
　恒星からの電波は、これまでに10 個程のM、L型星に対して4.8GHzや8.4GHz で検出されています。これら電波の放射機構としては、当初、その周波数や強度からgyrosynchrotron放射であると考えられていましたが、その後、100 ％に近い円偏光度を持った電波放射が観測されると、新たにelectron-cyclotron maser 放射という考えが登場し、また、そういった変動が見られない電波放射も観測されるなど、現在のところ、まだ良く分かっていません。
　そこで私たちは、他の低温矮星についても電波観測を行い、いずれの放射機構が多数を占めるのか、また新たな特徴を持った電波放射が見られないか、調査することにしました。
　本発表では、今年の６月にインドのGiant Metrewave Radio Telescope(GMRT) を用いて、M型矮星の電波観測を行いましたので、そのことについて報告します。この観測では、近くにM型矮星が見られる電波源(FIRST 天体、1.4GHz)8 天体と、以前私たちが行った観測から、同じくM型矮星に近く、低周波数(74MHz、230NHz) で明るい電波源1天体について、3 周波数(1400、610、230MHz) の電波観測を行いました。

【日時】10月28日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹 北研1階講義室
【タイトル】大粒子数を扱える惑星形成過程向けハイブリッドN体シミュレーションコードの開発
【発表者(敬称略)】押野翔一 (総研大 D2・三鷹、指導教員 牧野淳一郎)

現在、標準的な惑星形成論としてコア集積モデルが考えられている。このモデルは主に4つの段階を経て惑星が形成されると考えられている。最初の段階では原始星周囲にガスとダストからなる円盤が形成される。次にダストが赤道面に落下しキロメートルサイズの微惑星ができる。その次の段階では微惑星どうしが衝突合体しより大きい原始惑星へと成長する。最後の段階では原始惑星どうしの衝突やガス集積がおこり惑星になったとされている。

このうちの微惑星衝突段階は重力が支配的でその進化の研究にはN体計算が用いられている。しかし、先行研究で行われているのは粒子数が数万体、1粒子当たりの質量が 10^{23} g 程度のミュレーションであるが、初期に形成される微惑星の質量は 10^{19}-10^{21} g と考えられておりこの質量の微惑星の振る舞いについては良く分かっていない。

そこで本研究では粒子数を増やし高い質量分解能でのシミュレーションを行なえる計算コードを開発し、これらの未解決の問題を解決することを目標とする。大粒子数を扱うには近似計算であるツリー法を使うと計算量を減らせるが、微惑星衝突を精度良く計算したいのでここでは使用する時間刻みを短くする必要がある。
そこで本研究では近接遭遇を取り出し、異なる計算法を用いることで精度と計算速度を両立させる。本発表では今回開発したコードのテスト計算の結果と今後の展望について述べる。

【日時】10月21日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹 北研1階講義室
【タイトル】金属欠乏星スペクトルの徹底解析 -修論予告編-
【発表者(敬称略)】伊藤紘子 (総研大 M2・三鷹、指導教員 青木和光)

ビッグバン直後の宇宙には水素やヘリウムなどの軽元素しか存在しなかったが、その後生まれた星々によってさまざまな重元素が作られ、時間とともに重元素量が増えて現在のような宇宙が形成された。
この進化過程は「宇宙の化学進化」と呼ばれるが、特に宇宙初期でどのように進化が進んだのか、また、そのきっかけとなる宇宙の第一世代星がどのような星だったのかはまだ明らかにされていない。

このような問題にアプローチする手段として、我々は「金属欠乏星」の化学組成を調べて手がかりを得ようとしている。
金属欠乏星とはその名のとおり、太陽に比べて金属量（鉄の量を指標とする）が極端に少ない星である。まだ重元素が少なかった宇宙初期に誕生し、現在も大気中に宇宙初期の化学組成を保持していると考えられる。

我々はすばる望遠鏡の可視高分散分光器HDS を用いて、[Fe/H]=-3.7（鉄が太陽の5千分の一しかない）の9等星BD+44$^\circ$493を見出し、炭素過剰の原因として第一世代星の超新星爆発が最も有力であること、ベリリウム組成が非常に低いこと、などを明らかにした。（Ito et al. 2009, ApJL, 698, L37）

今後、この星のスペクトルのさらに徹底した解析を行い、修士論文にまとめる予定である。今回のコロキウムでは、その予告編として、これから取り組む課題について説明する。

【日時】10月14日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹 北研1階講義室
【タイトル】原始星形成過程の輻射磁気流体シミュレーション
【発表者(敬称略)】富田 賢吾 (総研大 D1・三鷹、指導教員 富阪 幸治)

星形成過程はALMAなどの次世代の大型観測計画の重要なターゲットの一つであり、観測と比較できるような精密なモデルの構築が強く要請されている分野である。星形成は非常に大きなスケールの変化を伴う過程であり、また重力・磁場・輻射などの物理過程が複雑に絡み合う現象である。この問題に取り組むため我々は多重格子、自己重力、MHD、そして新たに開発した流束制限拡散近似に基づく輻射輸送計算を取り入れたシミュレーションコードにより研究を進めている。
本発表では輻射磁気流体シミュレーションによる原始星形成過程の初期段階であるファーストコアの形成・進化計算の結果について報告する。輻射流体計算によりこれまでのバロトロピック近似によるシミュレーションよりも現実的にガスの熱的進化を取り扱うことができる。これまでで、典型的な回転と磁場を持つ分子雲コアを初期条件として、中心温度が1500K、磁場によって加速されたアウトフローがおよそ100AUに達するまで計算を進めることができた。バロトロピック近似による計算結果と比べると、ファーストコアやアウトフローの進化について定性的に大きな影響はないものの、コアの寿命やサイズなどに定量的な差異が現れることがわかった。特に (1)ファーストコアの外層は衝撃波と輻射による加熱の結果高エントロピーになる (2)ファーストコア円盤の中心面付近のエントロピーは初期の回転と角運動量輸送効率に依存し、回転の効果が強いほど低エントロピーになる という違いを見出した。前者はファーストコアの熱放射或いは分子輝線による観測的性質を予測したり、原始星形成過程における化学進化を調べたりする際に重要となる。一方後者は、原始星形成過程における分裂・連星系形成確率に影響を与える可能性がある。

【日時】10月7日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹 北研1階講義室
【タイトル】Kinematics and Environments of starburst ring in NGC1097
【発表者(敬称略)】大井 渚 (総研大 D1・三鷹、指導教員 今西昌俊)

近年の研究から、大多数の銀河の中心には超巨大ブラックホールが存在することがわかってきているが、その中のわずかな銀河は活動銀河核（AGN）を含んでいる。
AGNは宇宙空間において最も活動的な天体の一つであり、そのエネルギー源は、中心にある大質量の超巨大ブラックホールによる重力解放エネルギーであると考えられている。
しかし何故AGNを持つものと持たないものが存在するのか、またAGNから放射される膨大なるエネルギーをまかなう程の膨大なガスやダストを超巨大ブラックホールに効率的に落とし込むメカニズムについては未だ未解決問題として残されている。

NGC1097は近傍セイファート銀河（中心にAGNを持つ、近傍銀河で最も数の多い種族）の一つであり（14.5Mpc）、広輝線が観測されることから、Seyfert 1と分類されている。
その中心領域1kpcには、ガスやダストで形成されたring状の構造（starburst ring）が存在することが知られている。
また中心領域には高密度のガス（$n_{H_2}>10^4{\rm cm}^{-2}$）が存在していることが、HCN(J=1-0), CO(J=1-0), CO(J=2-1)などの輝線による研究からわかってきた。
これほどの高密度ガスは、これまでSeyfert 2銀河でしか観測されておらず、AGNを取り巻くガス/ダストのドーナツ状の構造（トーラス）を高傾斜角から見込んでいる為だと考えられていたが、NGC1097はSeyfert 1銀河で初めて高密度ガスが見つかった天体である。
それ故、circumnuclear torusの候補と考えられるNGC1097のstarburst ringを調べることによって、AGNの燃料となるガスやダストの運動の状態やその環境を理解することができると考える。

そこで我々はハワイ島マウナケア山頂にあるSubmillimeter Array (SMA)によるCO(J=3-2)輝線の高空間分解能のデータを用いて、このstarburst ring内のガスの運動を調べ、また先行研究のCO(J=1-0), CO(J=2-1)のデータと比較することで、starburst ringの物理的状態を調べた。
本研究は7/1 - 8/31の期間に台湾の中央研究院(ASIAA)で行われたsummer student program内で行った。
本発表では、NGC1097のCO(J=3-2)の結果を報告すると共に、本プログラムの紹介も行う。

【日時】9月2日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹 北研1階講義室
【タイトル】太陽観測衛星「ひので」データの局所的日震学解析
【発表者(敬称略)】長島 薫（総研大 D3・三鷹、指導教員 関井 隆

これまでの約2年半の博士課程での研究では、太陽表面振動の観測に基づいて太陽の内部構造を探る研究手法「日震学 (helioseismology) 」による太陽データ解析に取り組んできた。
その日震学の中でも特に注目してきたのは、黒点など太陽面上の特定の領域のローカルな表面下構造を探るのに適した手法「局所的日震学 (local helioseismology)」である。
この手法は、表面上の特定の二点間を波がどう伝わるか、例えば波の伝播距離と伝播時間の関係をもとに、その波の通った領域の物理的状態を探る方法である。

1960年代の「五分振動」の発見に端を発する、いわゆる「グローバルな」日震学は、太陽の固有振動の解析から太陽の大局的な内部構造（音速分布や自転角速度分布など）を調べるのに威力を発揮し、現在までの進展で太陽の内部構造モデルは非常に精密なものとなってきた。
これに対して、局所的日震学は1990年代以降に発展してきた比較的新しい分野である。
このため、実際に黒点の表面下構造を描き出すといった成果は出ているが、手法として確立してはいない部分があることも事実である。

今回のコロキウムでは、博士課程におけるこれまでの自身の日震学研究を簡単に振り返りながら、局所的日震学の問題点を議論し、局所的日震学の方法を「つめる」ために取り組んできた試み、たとえば振動シグナルの相互相関関数の統計的モデリング等について紹介したい。

【日時】7月15日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹 北研1階講義室
【タイトル】低光度AGN M 87の電波コア位置周波数依存性の検証
【発表者(敬称略)】秦　和弘 (総研大 D1・三鷹、指導教員 川口則幸)

活動銀河核（AGN）は宇宙で最も激しい活動性を示す天体であり、その活動性の中心的役割を担っているのがブラックホール極近傍に形成される降着円盤である。
降着円盤はコンパクトな空間スケールゆえ未だ直接撮像には至っていないが、AGNの重力エネルギー駆動という根本的描像の実証、そしてジェット生成機構、角運動量輸送機構などの解明にとって直接撮像の意義は極めて大きい。
VSOP-2やサブミリ波VLBIといった次世代のVLBI技術では40マイクロ秒角という圧倒的な空間分解能を武器に降着円盤の直接撮像を目指す。

VSOP-2における円盤撮像ターゲットは低光度AGNと呼ばれる種族である。
低光度AGNは質量降着率が低いために円盤が光学的に薄く、幾何学的に厚い高温降着流(Radiatively-inefficient accretion flow; RIAF)状態になっていると考えられており、VLBIで検出可能な輝度温度の電波コアを持つ。更に近傍宇宙に数多く存在するためシュバルツシルト半径直近まで空間分解可能であり、まさに円盤撮像にとっては理想的な天体である。
しかしながら、観測される電波コアはRIAF成分とジェット成分の混合であることに注意する必要があり、ジェットからの寄与はRIAF成分を検出する上で大きな障壁となる可能性がある。
低光度AGNの電波コアがRIAF/ジェットのどちらに支配されているのか、この問題は長らく議論が続いているが、空間分解能以下のスケールで放射モデルが縮退しているために未だ決着していない。

そこで今回、電波コアの起源を特定するための１つの可能性としてコアシフトに注目した。
コアシフトとは、電波コアの位置が周波数によって変化する現象であり、指向性を持ったシンクロトロン放射源の光学的厚さが空間変化することによっておこると考えられている。すなわち、もし電波コアが指向性のあるジェット支配型ならばコアシフトは起こり、球対称に近い放射形状を持つRIAF支配型ならばコアシフトは起こらないはずである。
現在VLBAアーカイブデータを用いて試験的に近傍低光度AGN M87のコアシフトの有無を調べており、本講演ではその進捗状況について報告する。

【日時】7月8日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹 北研1階講義室
【タイトル】Super Suprime-Cam で探る最遠方 QSO 周辺環境
【発表者(敬称略)】内海洋輔(総研大 D1・三鷹、指導教員 宮崎聡)

近年の観測によりz~6の高赤方偏移ですでに QSO が形成されていることが確認されている．
階層的構造形成モデルの枠組みでは，QSO のような非常に重い天体を形成するためにはその周囲がダークマターの密度超過領域であることが示唆される．
銀河は同様にダークマター中の密度超過領域で形成されると考えられているので，QSO 領域には個数密度超過が検出されることが期待される．
ところが，こうした高赤方偏移 QSO 領域の HST/ACS によるi-drop 銀河の観測では必ずしも密度超過があるとは確認されていない．
これの一つの可能性として QSO による数Mpcにわたる輻射フィードバックが QSO 周辺部の銀河形成が抑止されている可能性を示唆するが，HST/ACS の視野が 3.4'x3.4'（一辺~1Mpc/h）
と狭いために確認されていない．

そこで我々は34'x27'（一辺~10Mpc/h）の広視野をもつすばる望遠鏡主焦点カメラ Suprime-Cam を用いることにした．
さらに新 Super Suprime-Cam には 10,000nm を超える波長でも感度がある完全空乏型 CCD が搭載され，これまで困難であった z'(9,106nm)-z_R(9,881nm)を用いたz-drop 法が容易に可能となった．
z-drop は 6

本講演では Super Suprime-Cam の組み上げ総合試験，試験観測結果，そして上述したQSOフィールドの観測結果を紹介し，今後の方針について述べる．

【日時】7月1日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹 北研1階講義室
【タイトル】GRAPE-DR による重力多体問題シミュレーションおよびLU 分解
【発表者(敬称略)】小池 邦昭(総研大 D3・三鷹、指導教員 牧野 淳一郎)

自己重力多体問題は球状星団や銀河などをモデル化する方法として強力な方法であるが、粒子数の増加によって相互作用の計算量が莫大になる。
このような問題を解決するために相互作用のみを高速に計算する専用計算機
GRAPE (Sugimoto et al. 1990)が開発されてきた。現在開発中のGRAPE-DRはプログラム可能な512個の小規模な演算器を1個の演算プロセッサに集積し、高性能化を実現する(J.Makino,2005)。
このため重力相互作用・SPH・Lennerd-Jones相互作用のようなさまざまな相互作用型のアプリケーションを実装することができる。また、演算器で動作させるプログラムを変更することで行列乗算などの応用も可能になる。

実際のハードウェアの構成としてはGRAPE-DRの演算ボード(GRAPE-DR Model 1800)は演算プロセッサ(SING)、制御プロセッサ、粒子データ用メモリを1ブロックとした4ブロックで構成されている。このうち制御プロセッサはホストPCと演算プロセッサのデータのやり取りの制御や演算プロセッサへの命令投入や粒子データメモリへの転送制御を担当する。制御プロセッサはFPGA(再構成型論理素子)としてボード上に実装されているのでボードが完成した後でもハードウェアの変更が可能になる。

このFPGA上で動作する演算プロセッサ用の制御回路を開発した。アクセラレータ部で動作する重力相互作用計算と行列積計算ライブラリを実装し、1ノードでの性能評価をおこなった。現在それぞれのライブラリについて最適化が進行中である。現状では重力相互作用計算では362.6GFlops($N=262144$)、行列積計算では635.1GFlops($M=N=32768,K=2048$)の演算性能となった。これを用いてLU分解のパッケージであるHigh Performance LINPACK(HPL)の加速を行い、演算性能値は284.3GFlops($N=34816,NB=2048$)となった。現状では通信部分の最適化が不十分である。性能向上に向けての方針についても議論する。

【日時】6月24日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹 北研1階講義室
【タイトル】超新星背景ニュートリノの検出率予測におけるニュートリノ温度依存性の検討
【発表者(敬称略)】鈴木 重太朗(総研大 D2・三鷹、指導教員 梶野 敏貴)

　水チェレンコフ観測装置の測定効率の向上は、超新星背景ニュートリノ（以下SRN）の観測に一層の進歩をもたらしたと言える。
　重力崩壊型超新星の爆発の際には、そのエネルギーの99%をニュートリノが持ち去ると考えられており、その名残とも言えるSRNは、天の川銀河や宇宙論的距離にある系外銀河の時間進化に関する情報を蓄積していると考えられる物質の一つである。
　SRNに関するこれまでの理論的研究は、専ら大質量星の形成率を辿ることに焦点を当てており、それは近年の観測的宇宙論において、第１世代天体の形成過程を知るために着目されているものである。
　しかし、SRNのエネルギースペクトルには幾つかの不定性が含まれており、その不定性はSRN検出率の信頼性を揺るがせるほどのものである。
そのうちの一つは、重力崩壊型超新星におけるフレーバー毎のニュートリノ温度が分かっていないことである。
　本研究では、大質量星の形成率に関する最近の観測データを踏まえたうえで、超新星爆発におけるr-過程及び系元素における銀河化学進化（以下GCE）の観測結果を用いて、理論的計算における上記の不安定性を取り除く方法と、これを用いて算出した結果について発表する。

【日時】6月17日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹 北研1階講義室
【タイトル】VLBI観測で探る銀河系棒状構造
【発表者(敬称略)】松本尚子(総研大 D4・三鷹、指導教員 本間希樹)

　銀河系の棒状構造について過去の様々な観測や理論モデルからその存在が示唆されている。
棒状構造の長軸の向きは太陽から銀河中心方向に対して、20 °程度の傾き(ex. Binney et al. 1997; Dwek 1995) を持っているといわれ、CO分子ガスのPV図とモデルを照らし合わせた研究(ex. Bissanz et al. 2003)などからはNuclear ringや3kpc armなどの構造が示されており、大体の傾向は捉えられている。
しかし、絶対位置や３次元運動ではまだ捉えられてはおらず、不確定性も大きい。特に、ガスの運動については、３次元的にガスの固有運動を直接議論できるような観測はなされていない。

そこで、この銀河系棒状構造を対象に、VERA・JVNを用いた超長基線電波干渉計による高精度アストロメトリ観測を計画した。
この観測により、棒状構造を構成していると考えられるメーザー源の絶対位置・絶対３次元運動を捉えることを目標とする。
メーザー源の中でも、6.7GHz帯メタノールメーザー源は大質量星形成に付随し、系内のガスの運動をとらえることができる魅力的なツールであり、3kpc arm付近の天体を見るのに、天体数・fluxなどの観測条件を十分に備えている。
５月に新6.7GHz受信機がVERA全局配備され、７月からは6.7GHz帯VLBI観測が本格始動可能となった。
　銀河系の棒状構造を運動学的にとらえる本研究計画について、今回はSakamoto et al. 1999を用いたガスの非円運動成分の見積もりの結果をはじめ、新受信機の紹介、現在進行中のメタノールメーザー源の観測状況およびフリンジチェック観測の結果などについて報告し、絶対三次元固有運動計測の実現性について述べる。

【日時】6月10日(水)　11:00～12:30
【場所】国立天文台・三鷹 北研1階講義室
【タイトル】星形成領域におけるAKARI赤外線観測(2)
【発表者(敬称略)】佐藤 八重子(総研大 D2・三鷹、指導教員 田村 元秀)

　2006年に打ち上げられたAKARIは、赤外線での全天サーベイを目的とした赤外天文衛星である。AKARIには２つの装置が搭載されており、近赤外線から遠赤外線（1.7～180 micron）の広い波長域で撮像・分光観測が行なわれ、多くの成果を残してきた。

　これまでに、我々は星形成グループのミッションとしてAKARIでの撮像観測を行なったが、その数は約200視野に及ぶ。これらの中から、星形成過程における個々の星周構造を研究していくために、今後は星のクラスターがあり、重い星を含まない領域について、統計的な議論を行なって行く予定である。O型星のような重い星を含まない中質量星形成領域では、原始星の進化は比較的遅いため、また大質量星による影響がないため、星周構造が残りやすいと考えられる。

　今回は、近赤外線（3,4micron）・中間赤外線（7,11micron）のデータを用いて、星形成領域GGD12ー15において解析を行なった。この天体は、これまでにIRSF/SIRIUSでの観測・解析を行ない、議論してきた。その結果もふまえ、2色図やSEDなどから得られる星周構造の有無についてやこの領域に属する若い天体について分類・議論していく。

【日時】5月27日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹 北研1階講義室
【タイトル】相互作用銀河の観測的研究 ~アンテナ銀河の$^{13}$COマッピング観測~
【発表者(敬称略)】金子　紘之 (総研大 D2・野辺山、指導教員 久野　成夫)

複数の銀河が近づきあった際に生じる近接重力相互作用は、各銀河の恒星やガスの分布及び運動を大きくかき乱す役割をもつ。
更に、これら相互作用している銀河(相互作用銀河)は楕円銀河や高輝度赤外線銀河の形成といった銀河の進化、爆発的星形成やAGNに代表される銀河の活動性と密接な関連がある。
また、初期宇宙に於ける銀河自体の形成にも大きく影響を与えることが明らかになりつつあり相互作用銀河は銀河研究にとって重要な研究対象である。

相互作用銀河の持つ最も特徴的な性質の一つに、通常の銀河に比べ赤外領域やH$\alpha$線での超過、即ち活発な星形成活動が行われる点を挙げることができる(e.g., Soifer {\it et al.}, 1984)。
一方で、何故このような活発な星形成活動が引き起こされるかは未だ解明されていない。
相互作用銀河は比較的遠方宇宙に多く、空間分解能、感度の制限があり、観測的理解が難しいためである。
そもそも、星形成とは分子ガスを原料として行われる現象として捉える事が出来る。
従って、近傍の相互作用銀河の分子ガスを詳細に観測することで相互作用が分子ガスに与える影響を明らかにし、相互作用による爆発的星形成のトリガーの理解が可能となる。

これまでの研究から、(衝突・合体後ではなく)相互作用中期の時点で劇的な星形成活動(スターバースト)の生じている天体が複数例報告されている(e.g., Zhu, 1999)。
中でもアンテナ銀河(NGC4038/39)は近傍(22Mpc)にあり、銀河間で非常に活発な星形成が行われている相互作用銀河として知られている。
この天体では精力的に多波長観測が行われており、$^{12}$COを中心に分子ガス観測も進められている(e.g., Wilson {\it et al.}, 2003)。

本発表では、これまでの研究を概観しながらNRO45mを用いて行われた$^{13}$CO({\it J}=1-0)輝線マッピング観測の結果を報告する。

【日時】5月20日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹 北研1階講義室
【タイトル】大粒子数を扱える惑星形成過程向けハイブリッド N 体シミュレーションコードの開発
【発表者(敬称略)】押野　翔一（総研大 D2 ・三鷹、指導教員 牧野淳一郎）

惑星形成の標準モデルは Safronov (1969) や Hayashi et al. (1985) で提案されたモデルが基になっている。その形成過程の中の微惑星衝突段階では、微惑星同士が衝突合体を繰り返すことで原始惑星に進化したと考えられている。この過程の研究には N 体計算が用いられており、暴走成長や寡占成長 (Kokubo & Ida 1998, 2000) といった形成過程が解明されている。
しかし、先行研究では粒子数が数万体、1 粒子当たりの質量が 10^23 g 程度のシミュレーションが行われておりこれより軽い微惑星の振る舞いについては良く分かっていない。また、扱える粒子数に制限があるため、殆ど全てのN 体計算は perfect accretionを仮定して行われてきた。
この仮定が、特に惑星成長の後期の過程で適切かどうかは明らかではない。
そこで本研究では粒子数を増やし高い質量分解能でのシミュレーションを行なえる計算コードを開発し、これらの未解決の問題を解決することを目標とする。
N 体計算は粒子数の 2 乗で計算量が増加する。また惑星形成の場合、微惑星の公転周期に比べ形成時間がはるかに長いため非常に長時間の積分が必要になる。
以上の理由により惑星形成過程向けの高速に計算できるコードが必要となる。
今回開発したコードでは大粒子数を扱うためにツリー法(Barnes & Hut 1986)を用いてN体計算の計算量をO(N log N)に減らしている。
また惑星形成の計算は衝突系のため近接遭遇を精度良く計算する必要がある。
そこでハイブリッド法 (Chambers 1999) を用いて近接遭遇した粒子間重力を取り出し、細かい時間刻みで積分することにより精度を保ちながら高速に計算する。
本発表では今回開発したコードのテスト計算の結果と今後の展望について述べる。

【日時】5月13日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹 北研1階講義室
【タイトル】シュヴァスマン・ヴァハマン第3彗星からもたらされる流星雨の可能性と今後の展望
【発表者(敬称略)】堀井 俊 (総研大D2・三鷹、指導教員 渡部 潤一)

流星群は、地球が彗星から放出された濃いダストのトレイルを横切るときに出現する。
2006年に回帰したシュヴァスマン・ヴァハマン第3彗星(73P/Schwassmann-Wachmann)の核は、少なくとも過去2回の回帰の間に多くの破片に分裂してきており、今までに50個以上の分裂核が検出されている（一説には大小合わせて154個のミニ彗星が検出されたとも言われている）。それに関連した濃いダストのトレイルが、スピッツァー宇宙望遠鏡による赤外観測で検出されているので、将来、これらが活発な流星群の活動を引き起こすことが大いに期待される。
実際、過去の事例を探ってみると、1842/1843年に分裂したビエラ彗星(3P/Biela)が、後にアンドロメダ座流星群(Andromedids)として、1時間あたり数万個という流星雨をもたらしたという記録が残っている。
そこで、我々はこのシュバスマン・ヴァハマン第3彗星に対して、いわゆるダスト・トレイル理論を適用し、この彗星がもたらしうる流星群が将来あるかどうか、その可能性を調べてみた。その結果、将来、いくつかのダストのトレイルが地球に非常に接近し、流星群の活発な活動の可能性があるということが分かった。
今回の発表では、この研究の途中経過と今後の展望について発表する。

【日時】4月22日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・ハワイ観測所
【タイトル】SIRPOLによる広視野赤外線偏光観測：大質量星形成領域NGC6334における磁場構造
【発表者(敬称略)】橋本 淳（総研大D3 ・三鷹、指導教員 田村 元秀)

星形成過程における磁場の役割としては, 一般的には、分子雲の自己重力収縮の支持(e.g., Shu et al. 1987),角運動量の輸送(e.g., Shu et al. 2000)などが知られており,オリオン大星雲においても, 分子雲の収縮により磁場が砂時計型に曲げられることが観測的に確かめられている(Schleuning 1998;Kusakabe et al.2008).
しかし, これまで行われてきた可視光・近赤外線や遠赤外線・サブミリ波波長での磁場構造の観測は効率が悪く,磁場が星形成に与える影響についての観測的研究は遅れている.
そこで我々は、磁場と星形成の関係を調べるために,南アフリカにあるIRSF 望遠鏡に近赤外線偏光観測装置SIRPOL を取り付け,銀河面付近(b=0.7 度)にある比較的近傍(1.7kpc) の大質量星形成領域NGC6334の詳細な磁場構造の観測を行ってきた. この領域には少なくとも7 つの大質量星形成サイトが様々な進化段階にあると考えられており,大局的な環境が同じであることから、系統的に大質量星形成と磁場の関係を明らかにすることが可能になると考えられる.一般的に回転している非対称な星間ダストは局所的な磁場によって磁場と垂直に整列することが知られており(Davis & Greenstein 1951),背景星の偏光観測を行うことは領域を貫く局所的な磁場を検出する有力な手段となる.
観測の結果, およそ4500 個の点源から偏光を検出することができ, 本領域には銀河磁場と平行な偏光成分とそれにほぼ垂直な成分が存在することがわかった.また, 解析の結果、約4500 個のうち約3500 個の点源に対して近赤外線カラーと偏光の情報が得られた。本講演では、カラーと空間情報を利用して、銀河磁場と星形成領域に付随する磁場構造を分離し、大質量星星団形成領域における（単なる垂直成分だけでない）複雑な磁場構造の存在を示す。また、過去のミリ波連続波の観測等とも比較し、磁場構造の形成原因を議論する。さらに、分子雲における偏光効率を比較することによって、領域内の５つの大質量星形成領域NGC6334I-V における磁場構造の違いについても考察する。

【日時】2月20日(金)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹　北研1階講義室
【タイトル】PICES project 及びCL0016に関する論文紹介
【発表者(敬称略)】山田 和範 （総研大 M1・三鷹、指導教員 児玉 忠恭)

　銀河団は宇宙におけるもっとも大きな構造である。力学的タイムスケールがHubble timeに匹敵するため、これらの系は未だ力学的成長を続けている。
コールドタークマターシナリオによると、小さい構造が衝突合体を繰り返すことで大規模構造を形成し、その集合のプロセスにおいて銀河は他の銀河などから環境効果を受ける。しかし、精力的な研究にもかかわらずこの環境効果の背景にある物理プロセスは未だ確定的には把握されないでいた。これまでは、望遠鏡の集光力が弱く、まだ、一度に観測できる視野も狭かったため、銀河団か一般フィールドのどちらかに焦点を定めており、これら2 つの環境を橋渡す領域に関しての知見はほぼ得られていなかった。

PISEC project はすばる望遠鏡の30' をカバーするsuprime-cam を利用することで、銀河団中心に始まり、周辺構造を経て、一般フィールドまで一気に観測することが出来る。このプロジェクトではこの特性を利用し、様々な進化段階における遠方銀河団の詳細な観測、また、それらの物理量の詳細を比較することで、銀河団スケールの集合化、星形成史及び環境効果を扱う。
今回紹介する論文は、PICES project の構想と、その内の3 つの銀河についてをまとめ、更に、中でも最も豊富な銀河を持ち広大な構造を持つ銀河団であるCL0016 の分光観測について書かれたものである。これらの論文は修士論文で解析する予定であるデータの基となるものであるため今回紹介することにした。

【日時】2月6日(金)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹　北研1階講義室
【タイトル】炭素過剰金属欠乏星の化学組成解析
【発表者(敬称略)】伊藤 紘子（総研大M1・三鷹、指導教員 青木 和光)

ビッグバン直後の宇宙には水素やヘリウムなどの軽元素しか存在しなかったが、その後生まれた星々によってさまざまな重元素が作られ、時間とともに重元素量が増えて現在のような宇宙が形成された。この進化過程は「宇宙の化学進化」と呼ばれるが、特に宇宙初期でどのように進化が進んだのか、また、そのきっかけとなる宇宙で最初に生まれた星がどのような星だったのかはまだ明らかにされていない。
このような問題にアプローチする手段として、我々は「金属欠乏星」の化学組成を調べて手がかりを得ようとしている。金属欠乏星とはその名のとおり、太陽に比べて金属量（鉄の量を指標とする）が極端に少ない星である。まだ重元素が少なかった宇宙初期に誕生し、現在も大気中に宇宙初期の化学組成を保持していると考えられている。
我々はすばる望遠鏡の可視高分散分光器HDS を用いて、[Fe/H]= －3.7（鉄が太陽の5千分の一しかない）の金属欠乏星を新たに発見し、化学組成を調べた。この星は9 等星でとても明るく、さらに進化の進んでいない準巨星であるため、宇宙初期の情報を多く引き出すことができる。
この星は鉄に対して炭素が異常に多い「炭素過剰金属欠乏星」である。なぜ炭素が過剰な金属欠乏星があるのかについてはいくつかの説が提案されているが、ここでは第一世代星の超新星爆発が最も有力な原因であることがわかった。
さらに、この星の明るさを生かして紫外域でも観測を行い、3130Åにあるラインからベリリウムの組成を調べたところ、これまで報告されている中で最も低いupperlimit が得られた。これは宇宙線による軽元素合成を探る手がかりになる。
コロキウムでは金属欠乏星の紹介を行い、観測と解析の結果、および今後の展望について述べる。

【日時】1月30日(金)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹　北研1階講義室
【タイトル】SIRPOLによる広視野赤外線偏光観測:大質量成形星領域NGC6334における磁場のねじれ
【発表者(敬称略)】橋本 淳（総研大D2・三鷹、指導教員 田村 元秀)

　星形成過程において一般的に知られている重力収縮は磁場に影響を受ける(もしくは与える) ことが知られている(e.g., Shu et al. 1987). オリオン大星雲においても、分子雲の収縮により磁場が砂時計型に曲げられることが観測的に確かめられている(Schleuning1998;Kusakabe et al. 2008).
しかしながら、磁場が星形成過程に与える影響について詳細に明らかになってはいない。一般的に回転している非対称な星間ダストは局所的な磁場によって磁場と垂直に整列することが知られており(Davis & Greenstein 1951),背景星の偏光観測を行うことは領域を貫く局所的な磁場を検出する有力な手段となる. 一方,Chandrasekhar & Fermi (1953) は得られた偏光角の分散とガス速度の分散から星間磁場の強度を見積もる方法を考案し, CF 法として知られている.
　本研究では, 南アフリカにある1.4mIRSF 望遠鏡に偏光撮像装置を取り付け, 比較的近傍にある(1.7kpc)大質量成形領域NGC6334 の近赤外線直線偏光観測を行なった.この領域には少なくとも7 つの大質量星形成サイトが様々な進化段階にあると考えられており,大局的な環境が同じであることから、系統的に大質量星形成と磁場の関係を明らかにすることが可能になる. 観測の結果,およそ2000 個の点源から偏光を検出することができ,
本領域における磁場がねじれていることが明らかになった.本研究ではおよそ180 arcmin^2をカバーしており,これまでの星形成領域における最も広い近赤外偏光観測の一つである.本講演ではNGC6334 における磁場の役割を議論し,これまでSIRPOL で得られた大質量成形領域の磁場の観測結果との比較を行う予定である.

【日時】1月16日(金)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹　北研1階講義室
【タイトル】星形成領域におけるAKARI赤外線観測
【発表者(敬称略)】佐藤 八重子（総研大 D1・三鷹、指導教員 田村 元秀)

2006年に打ち上げられたAKARIは、赤外線での全天サーベイを目的とした赤外天文衛星である。AKARIには２つの装置が搭載されており、近赤外線から遠赤外線（1.7～180 micron）の広い波長域で撮像・分光観測が行なわれ、多くの成果を残してきた。
現在は冷却用のヘリウムがなくなり、近赤外線のみの観測を行なっている。
これまでに、我々は星形成グループのミッションとしてAKARIでの撮像観測を行ない、その数約200視野に及ぶ。これらにおいて、一次処理を行ない、測光解析を行なうための工夫を議論してきた。
星形成過程における個々の星周構造を研究していくために、星のクラスターがあり、重い星を含まない領域を数視野選んだ。
O型星のような重い星を含まないような中質量星形成領域では、原始星は比較的進化が遅いため、また大質量星による影響がないため、星周構造が残りやすいと考えられる。こういった領域で、クラスターとしてより多くの天体が検出されることで、より多くの星周構造を持つ天体を検出されると期待される。
近赤外線（3,4micron）・中間赤外線（7,11micron）のデータを用いて解析を行ない、各視野においてそれぞれ星の分類を行なっていった。
今回は、その１例として、IRSF/SIRIUSでの観測・解析を行なってきた星形成領域GGD12-15の解析結果を紹介する。

【日時】12月19日(金)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹　北研1階講義室
【タイトル】M型矮星の低周波数帯での電波観測について
【発表者(敬称略)】小池　一隆（総研大D1 ・野辺山、指導教員 出口　修至)

これまでに恒星からの電波は、10 個程のM、L型星に対して4.8GHz や8.4GHz で検出されています。これら電波の放射機構としては、当初、その周波数や強度からgyrosynchrotron放射であると考えられていましたが、その後、100 ％に近い円偏光度を持った電波放射が観測されると、新たにelectron-cyclotron maser 放射という考えが出てくるなど、現在のところ、まだ良く分かっていません。
これら２つの考えを選り分ける手段としては、MHz 帯での低周波数電波観測が考えられ、もし、electron-cyclotron maser 放射であるとすると、低周波(数十～数百MHz) においても強い電波放射が期待できます。
そこで、私たちは低周波電波源のカタログ(LVSS カタログ、74MHz)の中から低温矮星に同定できる低周波電波源があるのかどうか調査し、これら低温矮星の電波放射機構を解明したいと考えました。
そして、今年の６月にインドのプネーにあるGiant Metrewave Radio Telescope (GMRT)で２つの低温矮星について、240MHz の低周波数電波観測を行ってきましたので、今回はその結果について報告します。
また、先行研究において、電波放射をする低温矮星が光学観測でも増光することが確認されており、低温矮星の電波放射機構を調べる上でも、増光の有無を観測する必要性が指摘されています。
そこで、インドで観測した２天体のうちの１天体について、今年の５月に、東京大学の木曽観測所において、105cm シュミット望遠鏡を用いた光学観測も行っているため、その結果についてもお話ししたいと思います。

【日時】12月5日(金)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹　北研1階講義室
【タイトル】Signature of Chromospheric Downflows in Acoustic Travel-time Measurements from Hinode
【発表者(敬称略)】長島 薫（総研大 D2・三鷹、指導教員 関井 隆)

We report on detection of chromospheric downflows in two emerging magnetic flux regions by time-distance helioseismology analysis. We use both chromospheric intensity oscillation data in Ca ii H line and photospheric Dopplergrams in Fe i 557.6nm line observed by Solar Optical Telescope (SOT) onboard Hinode for our analyses. By crosscorrelating oscillation signals, we have detected a travel-time anomaly in these emergingflux regions; outward travel time is about a half minute shorter than inward travel time in the Ca ii H data but not in the Fe i data. This can be interpreted as a signature of downflows in chromosphere.
The downflow speed is estimated at ～ 8 km/s, which is consistent with the typical picture of emerging-flux regions. This result demonstrates a new possibility of studying chromospheric flows by time-distance analysis.

【日時】11月28日(金)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹　北研1階講義室
【タイトル】準汎用並列計算機GRAPE-DR用制御プロセッサの開発および性能評価
【発表者(敬称略)】小池 邦昭（総研大D2 ・三鷹、指導教員 牧野 淳一郎)

　自己重力多体問題は球状星団や銀河などをモデル化する方法として有力な手段である。重力相互作用は無限大の到達距離をもっているためにすべての質点にかかる重力を計算する必要がある。この相互作用の計算量は粒子数の2 乗に比例するために多大な時間を要していた。このような問題を解決するため、重力の計算のみを高速に計算できる専用計算機GRAPE-1が開発された(Sugimoto.et.al,1990)。
　このGRAPE-1から6までのGRAPE型の計算機の特長はパイプライン構造の専用回路を多数並列化することで高性能化を実現している。それに対して現在開発中のGRAPEDRはプログラム可能な512個の小規模な演算器を1個の演算プロセッサに集積する方法を
とっている(Makino,2005)。このためGRAPE-DRは演算プロセッサを制御するための制御回路が別途必要になる。本研究ではこの制御プロセッサの実装を行い、重力相互作用の計算を実機で行い性能評価を行った。現時点では重力相互作用では1ボードあたり420Gflops の処理性能が実現されている。最適化は今後の課題である。
　またGRAPE-DR では演算器のプログラムを変更して密行列の計算を高速化することにより大規模な連立1次方程式を解くことが可能になっている。
密行列用に最適化された制御回路を用いて、並列LU分解用ソフトウェアであるHigh Performance Linpack(Petiet.et.al,2004)を高速化した。
　発表では重力相互作用およびLU 分解の高速化に関する性能評価結果について発表し、今後の展望について述べる。

【日時】11月21日(金)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹　北研1階講義室
【タイトル】銀河系棒状構造の運動学的検証に向けて
【発表者(敬称略)】松本 尚子（総研大 ・三鷹D1、指導教員 本間 希樹)

銀河系のバルジおよび中心領域に関して、過去の可視光や近赤外の測光観測より、銀経方向に偏りのある輝度分布をしていることが知られており、三軸不等の棒状構造の存在が支持されている。その軸比は1:0.6:0.4 (Binney et al. 1997) などといわれている。また、棒状構造の長軸の向きは太陽から銀河中心方向に対して、20 °±10 °程度の傾き(cf. Binney　et al. 1997; Dwek 1995) を持っているといわれている。これらの観測から、棒状構造の大体の傾向は捉えられているといえるが、不確定性は大きい。別のアプローチとして、銀河系中心およびバルジ領域中の晩期型星に付随するSiO メーザーのサーベイ観測が野辺山45m 電波望遠鏡によって多数行われている(cf. Izumiura et al. 1999; Deguchi et al. 2000,2004)。そして、SiO メーザー源の視線速度から、これらの天体が3kpc arm などをトレースしている可能性が示されている。他にも、OGLE-II やHST をはじめとする可視光や近赤外線望遠鏡によって、数年から数十年かけて星の天球面上の相対固有運動が測定されているが、領域や観測精度の制限が大きく、また、相対的な運動しか求められていない。したがって、銀河系棒状構造の運動学的な検証がすでに十分行われているとはいえない。
今回の発表では、銀河系棒状構造の運動学的検証のために我々が計画しているメーザー源を用いたVLBI 観測による絶対三次元固有運動測定の可能性と、現在の進捗状況・今後の展望について報告する。

【日時】11月14日(金)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹　北研1階講義室
【タイトル】低光度セイファート銀河における星形成活動の寄与
【発表者(敬称略)】大井　渚（総研大 ・三鷹M2、指導教員 今西　昌俊)

活動銀河核(AGN) とは母銀河と同等がそれ以上のエネルギーを銀河中心から放射している天体で、輝線幅から2 つのタイプ(1 型,2 型)に分類されている。莫大なエネルギーを放つエンジンとして、中心に存在する超巨大ブラックホール（SMBH）による重力開放エネルギーが考えられている。しかし、物質を効率よく降着させるメカニズムについては未だ解明されていない。近年、中心付近で起こる爆発的星形成活動（SB）が強い影響を及ぼしている可能性があると考えられているが、SMBH からの放射が非常に強いためにその影響を調べることは困難であった。
これまでの研究から、近傍の高光度セイファート銀河においては、星間空間に広く分布する多環芳香族炭化水素(PAH) の輝線や星の大気に含まれるCO 分子の吸収帯を用いることで、星からの放射をAGNからの放射から分離し、AGN規模と中心部でのSB の規模に強い相関があることがわかっている。
そこで我々は、ハワイ島マウナケア山頂にあるNASA の望遠鏡IRTF/SpeXを用いて、LINER に近い低光度セイファート銀河８天体、先行研究でSB の影響が強いと思われる高光度セイファート銀河８天体について近赤外K,L-band 同時分光を行った。その結果、低光度セイファート銀河においてもSB 規模はAGN と良い相関を持っていることがわかった。
これはSB がAGN の活動に大きく影響を及ぼしていることを示唆している。
しかしCO 吸収から求めた星光度が、セイファート１型・２型銀河で大きく異なるという結果を得た。また２型セイファート銀河については、PAH輝線強度から見積もられた星光度に対し、CO 吸収から見積もられた星光度の方がはるかに大きいという結果となった。この結果から、PAH輝線とCO吸収帯は別のものを見ている可能性があることを示唆している。
本コロキウムでは、観測と解析の結果を報告し、これからの展望について発表する。

【日時】11月7日(金)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹　北研1階講義室
【タイトル】Tνを考慮したSupernova Relic Neutrinoの検出率について
【発表者(敬称略)】鈴木　重太朗(総研大D1 ・三鷹、指導教員 梶野敏貴)

観測的宇宙論における最近の関心事の一つに大質量星の形成率があげられる。
大質量星の形成率を時間的に遡って調べるための手段としては、これまでに用いられてきた紫外線のほかに、最近のニュートリノ検出装置の性能向上により、2 型超新星爆発の際に多量に放出されるニュートリノ（SRN）のエネルギースペクトルを使って調べる方法が用いられ始めている。
但し、SRN を使って大質量星の形成率を調べる方法にはいくつかの問題点があり、その一つとしてニュートリノのフレーバー毎の温度が明らかになっていないことがあげられる。本研究では、軽元素に関する銀河化学進化（GCE) を用いて、SRN 検出率におけるニュートリノ温度由来の不確かさを取り除く方法を提案する。
具体的にはB(11)がType-2 超新星と宇宙線の両方によって合成されるのに対し、B(10) は宇宙線によってのみ合成されることを用いると、フレーバー毎のニュートリノ温度を推定することができ、SRN のエネルギースペクトルをより精密化することができると考えられる。今回の発表では、本研究の概要・手法および結果の一部について述べる。

【日時】10月31日(金)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹　北研1階講義室
【タイトル】重力相互作用の初期段階にある銀河ペアNGC4567/4568の観測的研究
【発表者(敬称略)】金子　紘之（総研大 D1・野辺山、指導教員 久野　成夫)

銀河間の重力相互作用は楕円銀河や高輝度赤外線銀河の形成といった銀河の進化、及び爆発的星形成やAGN に代表される銀河の活動性と密接な関連がある。また、初期宇宙に於ける銀河自体の形成にも大きな役割を担っていることが明らかになりつつあり、銀河間重力相互作用は銀河研究にとって重要な現象である。
相互作用をしている銀河(相互作用銀河) は一般の銀河に比べ遠赤外領域で強い放射が見られ、星形成活動が活発化していることが知られている(e.g., Soifer et al., 1984)。一方で、何故このような活発な星形成活動が引き起こされるかは未だ解明されていない。
これまでの研究から、(衝突・合体後ではなく) 相互作用中期の時点で劇的な星形成活動(スターバースト) の生じている天体が複数例報告されている。従って、星形成が活発化する原因を探るには、活発化前である相互作用の初期段階に於いて、星形成の材料である分子ガスに対し、相互作用が与える影響を明らかにすることが不可欠である。
数値計算によると星形成活動の活発化は、分子ガスが銀河中心に落ち込んで密度が増大することに伴う星形成効率の上昇が原因(e.g.,Barnes & Hernquist, 1996) とされている。
こうした背景もあり、今までのCO観測は比較的フラックスの強い銀河中心領域などの一部分に限定されて行われているものが大半であった(e.g., Zhu et al., 1999) 。その為、ガスの分布や運動構造に関する観測的な知見、そして各銀河の質量と言った基本的な物理量の情報でさえ得られていない。そのため、銀河中心のみならず相互作用銀河全領域をカバーする観測が求められる。
そこで我々は、野辺山45m 電波望遠鏡を用い、NGC 4567 とNGC 4568 の2 つの銀河からなる相互作用の初期段階にある銀河ペアの系全面に対して12CO(J = 1 - 0) 輝線のマッピング観測を行った。本コロキウムでは、この観測の詳細と得られた結果について議論し、今後の展望について発表する。

【日時】10月24日(金)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹　北研1階講義室
【タイトル】N体計算を用いた惑星形成過程の研究
【発表者(敬称略)】押野　翔一（総研大D1 ・三鷹、指導教員 牧野淳一郎)

現在、惑星系は原始惑星系円盤と呼ばれる恒星の周囲にある円盤から生まれることが示唆されている。形成過程としては、まず円盤中のダストが凝縮し微惑星となり、その後微惑星同士が衝突合体して固体惑星やガス惑星のコアが出来たと考えられている。
しかし惑星形成理論にはいまだに分かっていないことも多く、理論と観測の両面から盛んに研究されている。
本研究ではN 体計算と言う手法を用いて重力相互作用を計算して微惑星の進化過程を明かにすることを目的としている。
惑星形成でN 体計算を用いる場合2 つの困難がある。
1 つは計算する微惑星の粒子数である。N 体計算は計算量が粒子数の2 乗に比例して大きくなる。そのため領域を広くとって計算しようとすると計算コストが高くなってしまう。
2 つ目は惑星形成時間の長さである。惑星の形成時間は惑星系円盤の寿命程度(10e6 年から10e7 年) かかると考えられている。
惑星の軌道周期はこれよりずっと短いために計算時間を長くとらなければならない。以上の理由により惑星系でのN 体計算には長い時間がかかる。
そのため現在研究に用いるためのN 体計算を高速に行うコード開発を行っている。今回のコロキウムではその現状について報告する。

【日時】10月17日(金)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹　北研1階講義室
【タイトル】Low-luminosity AGN M81の電波放射機構の観測的研究
【発表者(敬称略)】秦　和弘（総研大M2 ・三鷹、指導教員 川口 則幸)

活動銀河中心核の中でも比較的暗いAGNは低光度AGN(low-luminosity AGN,LLAGN)と呼ばれている。低光度AGN は近傍銀河の約40%に存在することがわかっており、また全AGN 種族の中でも圧倒的多数が低光度AGNに属するという、極めてありふれた天体である。しかしながらその暗さゆえ、明るいAGN に比べて観測的蓄積が乏しくその描像に関しては明らかになっていない点が数多く残されている。
低光度AGN 研究において、その降着機構、放射機構の解明というのは1つの重要なテーマである。低光度AGNは極めてsub-Eddington な光度、紫外線バンプの欠如という観測事実から、標準円盤とは全く異なる性質を持った降着流が存在する事が示唆されている。
理論的には、ガス密度が薄く放射冷却が極めて非効率ないわゆるADAF(Advection-Dominated Accretion Flow) またはRIAF(Radiatively-Inefficient Accretion Flow) が広い波長帯に渡ってSED を説明することから有力なモデルだとされる。
ところが電波帯に限ってADAFは実際に観測される電波強度を再現できない傾向にある。この追加電波成分の起源が現在も論争中である。
そこで現在、低光度AGNの電波放射機構についてより詳細に追求するため、代表的な低光度AGN M81 についてVLBIデータを用いた解析を行っている。M81 は例外的に近い低光度AGNであり、みかけのシュバルツシルト半径も大きいため、よりブラックホールに近い領域まで分解して放射機構を検証する事が可能である。
今回はM81 のVLBI データ解析から得られた電波放射の性質について途中経過を報告する。

【日時】10月3日(金)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹　北研1階講義室
【タイトル】輻射磁気流体シミュレーションによる連星系形成条件の研究
【発表者(敬称略)】富田　賢吾 （総研大M2 ・三鷹、指導教員 富阪　幸治)

星間媒体から分子コアを経て原始星へと至る星形成過程（特に低質量星形成）は古くからよく研究されている分野であるが、今なお未解決の問題が多数残されている。
特に、Initial Mass Function(IMF)を理論的に決定することは星形成研究の究極的目標の一つであるが、理論的・観測的に幾つかの示唆は得られているものの、未だ統一的な理解は得られていない。観測的には分子雲コアの質量関数(CMF)がIMFと似通っていることが指摘されており、解析的または数値的にCMFを再現する
研究もなされているが、"初期条件"であるCMFから"終状態"のIMFに至る過程は非常に複雑であり単純に対応付けることはできないという難しさがある。
Machida et al. 2008は分子コアが重力収縮する過程で分裂する条件を数値計算を用いて統計的に調べた研究である。このシミュレーションは(i)三次元(ii)大ダイナミックレンジを扱うための多重格子法(iii)自己重力(iv)磁場といった星形成で重要となる要素を含んでいるが、ガスの熱的進化を球対称一次元輻射流体計算の中心要素の進化から求めたポリトロープ関係で扱っている。この近似は中心部分については正しいが、外側では熱的進化を大きく誤ることがWhitehouse & Bate 2006で指摘されている。自己重力的なガスが
分裂する条件は系の温度分布に強く依存するため、熱的進化の取り扱いが系の動的進化に影響する可能性は極めて高く、ガスの熱的進化をより正確に取り扱う必要がある。
このためには(v)輻射輸送を取り扱う必要があり、近似的にではあるがこれを取り入れたシミュレーションコードの開発に現在取り組んでいる。
輻射流体シミュレーションはその計算コストの大きさからこれまであまり取り組まれてこなかったが、計算機の発達に伴って近年各地で積極的に研究が進められている。この様な問題に限らず輻射輸送は宇宙物理学における素過程として重要であり、これを取り入れることでコードの応用範囲はこれまでよりも大きく広がることが期待される。
本発表では星形成過程に残された問題とそれに対する我々のアプローチを説明し、コード開発の現状及び今後の展望について報告する。

【日時】9月3日(水)　10:30～12:00
【場所】国立天文台・三鷹　北研1階講義室
【タイトル】重力レンズで探る銀河団質量光度比の研究
【発表者(敬称略)】内海　洋輔（総研大 M2・三鷹、指導教員 宮崎　聡)

階層的構造形成モデルによれば、多数の銀河が重力で引きつけ合って銀河団が形成されるので、銀河の集合体である銀河団の質量光度比が大きくばらつくことは期待されない。従来の銀河団のメンバーの速度分散を使った質量の推定からは銀河団物理状態を仮定する必要があったために質量光度比のバラツキを議論するのは困難であった。
一方で、銀河団による弱重力レンズ効果を使えば、銀河団の物理状態を仮定することなく質量を推定することができる。ところが、弱重力レンズ効果を使った銀河団質量光度比の測定を行っても、依然銀河団質量光度比が100～1000(Msun/Lsun)程度と大きくばらついて報告されている。
これは、異なる観測システムで決められたり、定義が異なっていたりするために質量光度比の測定値同士の比較が容易ではないためである。したがってこのばらつきが銀河団固有のものであるか、系統的なものであるかを結論づけるのが難しいのが現状である。
これをアーカイブデータで統一的に調べることにした。2001年4月から現在までに公開されている、すばる/Suprime-Camのアーカイブデータを整理し、観測条件の良いものを調べたところ、0.1 測光キャリブレーションは0.02～0.03等程度で精度が保障されているSDSSの星カタログを用いて、どの領域も一様の精度で決定した。
また、銀河団楕円銀河の色等級関係を用いることで、銀河団メンバーの大多数を占める楕円銀河を抽出した。これにより、光度測定の統計的な誤差の減少と背景銀河の選択精度をあげることで質量決定の精度も向上させた。
こうして、可能な限り系統的な不確かさを持たない銀河団質量光度比データセットを作成し、質量光度比の質量、赤方偏移依存性を調べた。本講演ではその結果について報告する。

【日時】7月9日(水)　10:30-12:00
【タイトル】シュヴァスマン・ヴァハマン第3彗星からもたらされる流星雨の可能性とこれから
【発表者(敬称略)】堀井 俊（総研大D1 ・三鷹、指導教員 渡部 潤一)

　流星群は、地球が彗星から放出された濃いダストのトレイルを横切るときに出現する。
　シュヴァスマン・ヴァハマン第3彗星(73P/Schwassmann-Wachmann)の核は、少なくとも過去2回の回帰で多くの破片に分裂してきており、今までに50個以上の分裂核が検出されている。それに関連した濃いダストのトレイルが、スピッツァー宇宙望遠鏡による赤外観測で検出されているので、将来、これらが流星群の活発な活動を引き起こすことが大いに期待される。
　実際、過去の事例を探ってみると、1842/1843年に分裂したビエラ彗星(3P/Biela)が、後にアンドロメダ座流星群(Andromedids)として、1時間あたり数万個という流星雨をもたらしたという記録が残っている。
　そこで、我々はこのシュバスマン・ヴァハマン第3彗星に対して、いわゆるダスト・トレイル理論を適用し、この彗星がもたらす流星群が将来あるかどうか、その可能性を調べてみた。その結果、将来、いくつかのダストのトレイルが地球に非常に接近し、流星群の活発な活動の可能性があるということが分かった。
　今回の発表では、この研究の途中経過と今後の展望について発表する。

【日時】7月2日(水)　10:30-12:00
【タイトル】低温矮星の電波観測について
【発表者(敬称略)】小池　一隆（総研大 D1・野辺山、指導教員 出口　修至)

低温矮星(cool dwarfs) は、恒星の中でも特に表面温度の低い矮星( ≦ 3900 K、M,L,Tdwarfs) です。低温矮星に関する詳しい研究は、始められてまだ10 年ほどしか経っておらず、低温矮星の磁場活動をよく反映しているとされる電波領域での研究については、最近になってようやく観測が行われるようになり、議論されはじめたところです。
低温矮星については、先行研究から彩層のH α放射やコロナの X 線放射の強度が急激に減少することが知られています。
これは低温のため光球や大気における電離領域が減少し、それらとカップルした磁気エネルギーの散逸が抑えられ、プラズマ加熱が減るためと考えられています。しかし、これは磁場強度の減少を意味するものではないため、低温矮星からの極めてエネルギーの大きなフレアが、光学、UV、X 線の観測によって確認されており、これは磁気リコネクションが起きていることの証拠とされています。そして、電波観測においても、数個のM,L 型矮星から、フレアによる非熱的な電波放射(サイクロトロンメーザー放射) と考えられるものが検出されており、今後、さらに多くの低温矮星においてこのようなサイクロトロンメーザー放射を検出することが、低温矮星における一般的な磁場活動を調査する手段としてとても大切であると考えられています。
そこで、今回私たちは新たな低温矮星からのサイクロトロンメーザー放射の検出を目指した観測を行いましたので、本発表では低温矮星に関する先行研究を紹介するとともに、その観測結果についてお話します。

【日時】6月25日(水)　10:30-12:00
【タイトル】Identification of the exciting source of CO outflow in the star formation region GGD12-15
【発表者(敬称略)】佐藤　八重子（総研大 D1・三鷹、指導教員 田村元秀)

We present results of near-infrared imaging polarimetry of the GGD12-15 region with the IRSF 1.4 m telescope
and SIRIUS camera/SIRPOL polarimeter and mid-infrared imaging with the AKARI telescope and Infra-Red Camera (IRC).
Two infrared sources, IRS9E and IRS9M near an H2O maser source situated on both sides around a VLA source (VLA7), have been believed to be two bipolar lobes associated with a massive CO outflow.
However, our polarimetric observations have revealed that IRS9E is stellar-like and not part of reflection nebula.
Furthermore, IRS9M itself is not stellar but a bipolar nebula extending north-south. Both polarization vector maps and polarized intensity images show that the true illuminating source, IRS9Mc, is not resolved and situated near the peak of the intensity image. Our astrometry also indicates that the position of IRS9Mc does not coincide with the water maser position but rather coincides with the VLA7 position. We suggest that the unresolved illuminating source IRS9Mc is the true exciting source of the CO outflow, corresponding to a mid-infrared source detected by AKARI with a lower spatial resolution.
Fluxes of the newly identified source at 1 to 11 μm are derived by separating contributions from nearby infrared sources; the spectral energy distribution is consistent with that of a class I/0 source.

【日時】6月11日(水)　10:30-12:00
【タイトル】赤外線偏光観測による褐色矮星の円盤の探査
【発表者(敬称略)】橋本　淳（総研大 ・三鷹、指導教員 田村　元秀)

概要：星形成領域には多数の若い褐色矮星および惑星質量天体候補が存在することが知られている（Tamura et al. 1998;
Oasa et al. 1999; Lucas & Roche 2000; Muench et al. 2001)。
しかし、その形成過程にはまだ決着がついておらず、standard formation scenario (e.g. Jayawardhana et al. 2002)
とejection scenario (Reipurth & Clarke 2001)が提唱されている。前者は低質量星の形成過程のように分子雲コアの収縮により形成され、後者は星が形成されるごく初期の段階で他の星との相互作用により放り出されることを提案している。したがって、ejection scenarioでは星周円盤のはぎ取りが起こるため、若い褐色矮星の円盤を詳細に調べることでそれらの形成過程の解明に繋がると考えられる。
そこで本研究では、南アフリカにある1.4mIRSF望遠鏡に偏光撮像装置を取り付け、おうし座、へびつかい座、カメレオン座領域にある若い褐色矮星約20天体の近赤外線偏光観測を行なった。
観測対象の褐色矮星は、中間赤外線での赤外超過もしくはHα輝線の観測から星周円盤の存在が間接的に
確かめられている天体である。偏光観測によって円盤からの散乱光を直接検出することが期待される。
本講演では観測と解析の結果を報告し、褐色矮星の形成過程について議論する。

【日時】6月4日(水)　10:30-12:00
【タイトル】太陽の「音色」の分析法―日震学のアプローチ―
【発表者(敬称略)】長島　薫（総研大D2・三鷹、指導教員 関井　隆）

　日震学helioseismology とは、太陽表面の振動の観測に基づいて、太陽の内部構造を探る研究分野である。
　太陽表面ではいわゆる「５分振動」と呼ばれる振動が観測される。
この「５分振動」の主成分は、太陽内部のプラズマが乱流的対流により音波を放射し励起する、多数の固有振動である。太陽の固有振動数は太陽の内部構造で決まる、太陽独自の「音色」である。この音色をうまく聞きわける、すなわち、固有振動数スペクトルを調べることで逆に、太陽内部の音速・密度構造や自転角速度分布を求めることができる。
この手法（インバージョン）により、太陽の内部構造モデルは非常に精密なものになってきた。
　また近年では、黒点など太陽面上の特定の領域のローカルな表面下構造を探るのに適した局所的日震学local helioseismology も進展が著しい。
　これは、表面上の特定の二点間を波がどう伝わるか、例えば波の伝播距離と伝播時間の関係をもとに、その波の通った領域の物理的状態を探る方法であり、地震学で従来から使われてきた手法に対応する。現在活躍中の太陽観測衛星「ひので」や今年度中の打ち上げが予定されているSolar Dynamics Observatory といった、最新の観測衛星で得られる高分解能観測データを活かし て、今後発展が期待される。
　今回のコロキウムでは、このような日震学の基本的な考え方を紹介するレビューを行う。内部構造を求めるプロセスの解説とともに、実際のデータによる解析結果、また自身の研究の現状などについて述べたい。

【日時】5月21日(水)　10:30-12:00
【タイトル】W31A領域に付随する水蒸気メーザーによる3次元的速度構造
【発表者(敬称略)】山下一芳（総研大D3 ・三鷹、指導教員 柴田克典)

W31A領域は一酸化炭素や赤外線の観測などから，数千太陽質量相当のガスがあると見積もられている
大質量の星形成領域である。この領域は電波の連続波観測からUltra-Compact HII Regionであることも知られており，また，NH3・H66α・CS など多くの分子輝線が検出されている。
それらの分子輝線のマップから，中心に落ち込みながら回転するガス雲の系であることも分かっており，NH3の分子輝線から，この降着流の回転軸は北東-南西方向で，軸は天球面に対し視線方向に4度傾いており，我々はほぼ円盤のへりを見ているということが観測から見積もられている。(Sollins et. al. 2005)
この天体において，22GHz帯に存在する水蒸気メーザーは1991 年にVLA 干渉計でマッピング観測されている。(Hofner et.al.1996)
この時の観測結果のマップからは，水蒸気メーザーのスポットは直線状に降着円盤の北西側に，軸に垂直な方向に付随していることが確かめられていた。また，水蒸気メーザーの視線速度のドリフトも23年にわたる単一鏡観測で確認されており(Lekht et. al. 2006)，これらが降着流にのっていると示されていた。
しかしながら，2005 年10 月から2006 年3 月にかけてVERAの観測から，これらの水メーザーは円盤に付随しているものではなく，いくつかの星の系が起源であることがその速度場から推測できた。
今回はこの観測で得られた水蒸気メーザーの付随する雲の速度場と個々の水蒸気メーザーに対する考察をし，また今後の展望についても発表する。

【日時】5月14日(水)　10:30-12:00
【タイトル】Variability of Blazar ”NRAO512”
【発表者(敬称略)】貴島政親（総研大 D3・水沢、指導教員 川口則幸)

Blazars are very compact and highly variable sources.
According to unification scheme, they have a relativistic jet that is pointing in the general direction of the Earth.
They were divided into two sub-classes ”BL Lacetae Objects (hereafter”BLO”)”
and ”Flat-Spectrum Radio Quasar (hereafter ”FSRQ”)”.
The primary difference is that BLO has no(or weak) emission line, FSRQ has strong emission line. Many authors have attempted
to explain their differences in terms of evolution(FSRQ into BLO) or beaming effect or others. Discussion have been continued over 15-20yr, and haven’t completed yet.

Authors have reported many studies on flux variability of AGN , however their periodicities have been still unclear. Only OJ287 shows
the clear evidence of 12 yr periodicity. The origin of variability have been investigated using VLBI. According to recent publications,
there are two kinds of flare which has freq-lag ”core-flare” and no freq-lag ”jet-flare”.

Pyatunina et al.(2000,2007) defined the activity cycle as the time interval between two successive ”core (optically thick) flare”. Between 2000 and 2007, they found periodicities of flux variations for 6 sources, and investigated the origin of variation using VLBI mapping technique.

I found that the Blazar ”NRAO512” flared in 2007/06 using Japanese eVLBI-array ”OCTAVE”. Above-menthioned, periodicity of flare
is important. I analyzed over 100 epoch archives of VLBI. I found the periodicity of flux variation for Blazar ”NRAO512”. The periodicity is 9-10 yr.
This result is important to support existence of periodicity.

Because ”NRAO512” is very compact source, many authors could not determine the orientation of jet and their structure
using VLBI with 2 milli-arcsecond resolution. I analyzed more higher resolution (less than 1 mas) datum, and first determined the orientation and proper motion of jet knot.

Finally, I introduce a new hypothesis that the period of variability may be a good tool to investigate difference between BLO and FSRQ.

【日時】5月7日(水)　10:30-12:00
【タイトル】 多様体補正法を用いた衛星の軌道数値積分法
【発表者(敬称略)】 梅谷 真史 (総研大 D3・三鷹、指導教員 福島 登志夫)

衛星の軌道を高精度かつ高速に求める数値積分法の研究を行った。この研究では多様体補正法と呼ばれる方法を用いた。多様体補正法は Nacozy(1971) により考案された手法であり、近年 Fukushima(2003) によって改良された方法である。その原理は系の持つ物理的な保存量 (もしくは変化が微小である準保存量) を基準に数値解を補正することである。
Fukushima による多様体補正法では摂動二体問題の形で記述される運動方程式において、二体問題の保存量が摂動により時間変化する (準保存量となる)、この値から解を補正した。しかし、衛星及び人工衛星の運動では、いわゆる J2 項 (地球重力場の軸対称性からの
差による摂動) による摂動が大きく Fukushima による多様体補正法では充分な結果が得られていない。
我々は摂動を形式的に分類し全エネルギーやいわゆる Jacobi 積分と呼ばれる量を準保存量として導入した。さらに解の補正法に Ma et al.(2008) による速度スケール変換を用いた。発表では詳しい手法と数値実験による結果、そして今度の発展について報告する予定である。

【日時】4月30日(月)　10:30-12:00
【タイトル】IRTF Observation Proposal：Star-formation and the origin of SMBH-growth in nearby QSOs
【発表者(敬称略)】彭之翰 （総研大 M1・三鷹、指導教員 今西 昌俊)

活動銀河中心核 (AGN) は、太陽の数 100 万倍以上の質量を持った超巨大ブラックホール (SMBH) への 質量降着をエネルギー
源として輝いている天体である。最近の観測結果から、SMBHsの降着率とスフェロイド成分(楕円銀河、バルジ成分) の星形成の相関を発見した。

AGN では、中心核の SMBH 活動による放射が支配的であるが、上記の事実は、その周囲に星生成が生じ、AGN に影響を与えると同時に、AGN からの影響も
受けていると考えられる。しかしながら、AGN の中心核の明るい放射のために、周囲に存在しているかも知れない星形成を観測するのが、極めて困難であった。
この問題を解決するために、我々は、銀河の星間空間に広く分布している PAH(Polycyclic Aromatic Hydrocarbon; 芳香属炭化水素)の輝線を用いる。
PAH分子は、AGNの近傍では、AGN からの X 線に破壊されるため、AGNでは、PAH輝線は観測されない。それに対し、星形成領域では、星からの遠紫外線に
よって、PAH 分子が破壊されずに励起されるため、PAH 輝線が観測される。
従って、PAH 輝線は、星形成活動の優れた指標となる。PAH 放射は元々非常に強いため、弱い星生成活動をも検出できる。また、短波長の紫外線や可視光線に比べて、ダスト吸収の影響が小さく、星生成の規模を、PAH 輝線の観測フラックスから定量的に見積もることができる。

我々は、米国ハワイ島マウナケア山頂の米国 IRTF 3m 望遠鏡のSpeX赤外線分光器を用いて、赤外線の波長 3.45μm(L バンド) で、クエーサー(吸収を受けていない明るいAGN)を分光観測する。そして、静止波長3.3μmのPAH輝線の観測フラックスから星生成の規模を定量的に見積もり、中心AGNの光度との相関、及び、質量降着の激しさとの関系を調べる。