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2011-10

Linear and circular imaging polarimetry of the Chamaeleon infrared nebula

【日時】11月2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)】Kwon Jungmi(総研大 D2・三鷹、指導教員 : 田村 元秀)
【タイトル】Linear and circular imaging polarimetry of the Chamaeleon infrared nebula
ABSTRACT ( Gledhill et al. 1996 )
We present linear and circular imaging polarimetry observations of the Chamaeleon infrared nebula, a bipolar reflection nebula in the Chamaeleon I dark cloud, at near-infrared (JHKn) wavelengths.
These are amongst the first imaging circular polarimetry results for a star-forming region. The detection of both high degrees of linear polarization and a significant degree of circular polarization in the extended nebulosity allows us to comment on the scattering geometry and the range of particle sizes present.
We develop a model incorporating a polarized source which can successfully account for the observed linear and circular polarimetry and for the asymmetries in nebular brightness (the ‘bright rim’ structures) seen in this and other objects (e.g., NGC 2261/R Mon). In order to do so, the model requires a non-axisymmetric illumination of the nebula, and we discuss possible origins for this asymmetry, including disruption of a circumstellar disc by binary protostars.

High-z QSO survey at z ~ 6 and 7 with Suprime-Cam

【日時】10月26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 D2・三鷹、指導教員 : 柏川 伸成
【タイトル】High-z QSO survey at z ~ 6 and 7 with Suprime-Cam
【アブストラクト】
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。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す。
本発表では、z>6.5のクェーサー探査の近況を報告する。

VERAを用いた銀河系外縁部回転曲線プロジェクト

【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。

電波観測実習報告

実施日 2011 年8 月22 日(月)-26 日(金)
実施場所 水沢観測所
担当教官 川口則幸(総務、望遠鏡校正、計測実習担当)、
花田英夫(教務担当)、
亀谷 收(観測実習、受信機校正実習担当)、
砂田和良(観測実習、座学講義担当)、
田村良明(受信機調整実習担当)、
河野裕介(座学講義担当)
参加学生
学籍番号 氏名
20110951 舘洞 すみれ
20110953 橋詰 克也
20110954 松澤 歩
20100952 MIN CHEUL HONG
20110901 坂井 伸行
20110903 SUKOM AMNART
茨城大学M1 斎藤 貴文

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近赤外線PaαによるMBHの推定(Estimating Black Hole Masses Using Paα emission line)

【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.

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