【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。