【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。