【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。