5月12日（月）13：30～15：00 太陽系小天体セミナー 南棟2階会議室
May 12 Mon Solar System Minor Body Seminar Conference Room, South Bldg.2F
5月14日（水）10：30～12：00 総研大コロキウム 中央棟（北）1F講義室
May 14 Wed SOKENDAI colloquium Lecture Room
5月15日（木）15：00～16：00 VLBIコロキウム 中央棟（南）2F VLBIセミナー室
May 15 Thu VLBI Colloquium VLBI Seminar Room, Main Bldg. (South)
5月16日（金）16：00～17：00 国立天文台談話会 大セミナー室
May 16 Fri NAOJ Seminar Large Seminar Room
詳細は以下をご覧下さい。
5月12日(月)
- キャンパス
- 三鷹
- セミナー名
- 太陽系小天体セミナー
- 臨時・定例の別
- 定例
- 日時
- 5月12日（月曜日）13時30分～15時
- 場所
- 南棟２階会議室
- 講演者
- 臼井文彦
- 連絡先
- 名前：渡部潤一
- 備考
- テレビ会議またはスカイプによる参加も可
5月14日(水)
- Campus
- Mitaka
- Seminar Name
- SOKENDAI colloquium
- Regular/Irregular
- Regular
- Date
- 10:30-12:00, May 14, 2014
- Place
- Lecture Room
- Speaker1
- Yuriko Saito
- Affiliation
- D2, SOKENDAI, Mitaka(supervisor: Masatoshi Imanishi)
- Title
- Investigating the coevolution between SMBHs and galaxies at z~3 -error estimate-
- 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.
To achieve our goal, we have been carried out both spectroscopic and imaging observations, and obtained 37 spectroscopic data and 9 imaging data of z~3 quasars. We completed to analyze spectroscopic data and obtained BH masses for 28 out of 37 objects.
Now we have started imaging data analysis and obtained preliminary result of SMBH-spheroid mass ratio at z~3 (previous talk).
However, there is too large uncertainty to constrain the mass ratio and it is important to reduce the error.There are three noise sources that contribute to the total error of SMBH-spheroid mass ratio.
1) BH mass error : BH mass is estimated from the Balmer beta emission line width and AGN luminosity at 5100A. So this error is dominated by line width error (i.e. spectral fitting error) and luminosity error (i.e. S/N ratio at ~5100A), and has been already estimated for 28 objects.
2) Spheroidal luminosity error : spheroidal luminosity is estimated by decomposing AGN and host galaxy radiation by fitting both components.Thus, we should consider the fitting error carefully and try to reduce it.
3) Mass to luminosity ratio (M/L) error : to estimate spheroidal mass,we convert spheroidal luminosity to mass using M/L ratio which is derived from host galaxy color in this study. Therefore, accurate M/L determination and reducing its error is crucial.In my past talks, I have been presented BH mass estimates, our preliminary results of spheroidal mass estimates and the redshift evolution of SMBH-spheroid mass ratio.
In this talk, I will explain errors that we should care for the accurate mass ratio determination with introducing related papers,and present current progress of error estimate. - Speaker2
- Anjali John
- Affiliation
- D3, SOKENDAI, Mitaka(supervisor: Y.Suematsu)
- Title
- Unipolar Appearance and Disappearance of the Sun’s Polar Magnetic Patches
- Comment
- TV conference system is available connecting from Nobeyama, Hawaii,Mizusawa, and Okayama.
5月15日(木)
- キャンパス
- 三鷹
- セミナー名
- VLBIコロキウム
- 臨時・定例の別
- 定例
- 日時
- 5月15日（木曜日）15:00 ～ 16:00
- 場所
- 中央棟(南)2階VLBIセミナー室
- 講演者
- 河野裕介
- 所属
- 水沢VLBI観測所
- タイトル
- Frequency standard of the balloon VLBI experiment
- Abstract
- A balloon-borne telescope in the stratosphere is suited for high frequency VLBI observation. We are developing the first balloon-borne VLBI telescope (BVLBI). One of the problems to be solved for BVLBI is frequency fluctuation of the standard clock in balloon environment.
Especially, acceleration dependency of the frequency is key subject to be confirmed. We carried out an experiment to measure the frequency fluctuation of the clock on a gondola in pendulum motion. The experiment shows that the frequency fluctuation is small enough to our requirement. - 連絡先
- 名前：酒井 大裕
- 備考
- テレビ参加可
5月16日(金)
- キャンパス
- 三鷹
- セミナー名
- 国立天文台談話会
- 臨時・定例の別
- 定例
- 日時
- 5月16日(金) 16:00-17:00
- 場所
- 大セミナー室
- 講演者
- 藤井通子
- 所属
- 国立天文台フェロー
- タイトル
- 「若い大質量星団の形成とその力学的進化」
- Abstract
- 多くの星は星団などの星の集団として生まれる。これまで星団の力学的進化の理論研究は、球対称かつ力学平衡のモデルを初期条件として進められてきた。しかし近年の観測から、実際の星形成領域はフィラメント状の構造を持つことが明らかになってきている。本研究では、フィラメント状の 構造やそれらが交わる節（クランプ）で構成される初期条件を作成し、星一つ一つの運動を追うN体シミュレーションを用いて、星団の形成・進化 過程を追った。星団の中でもyoung massive clusterと呼ばれる若くて大質量の星団は、球対称モデルでは説明できない力学的に進化し過ぎた特徴を持つが、これらの星団はクランプ合体モデルによって説明できることがわかった。また、星団の力学的進化が引き起こす様々な現象(星の合体による大質量星形成やOB runaway starの形成)についても紹介する。
- 連絡先
- 名前：鈴木 竜二
以上