【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。