第241回: 2013/12/20 (Fri) 13:30-14:30 ※曜日・開始時刻注意！†
松岡良樹 (国立天文台/プリンストン大) "Host Galaxies of Active Galactic Nuclei"†
Abstract: The interrelation between supermassive black holes (SMBHs) and
their host galaxies is a central issue of astrophysics today. Energy and momentum
released from the vicinity of SMBHs through active galactic nuclei (AGNs) is proposed
to make a significant impact on galaxy evolution, though direct evidence is
completely missing. This motivates observers to look to host galaxies of AGNs,
where dramatic acts of the putative "co-evolution" may be taking place.
In this talk I will first cover relevant topics of AGNs, SMBHs, and their host galaxies
rather broadly, and then will focus on more specific topics of stellar populations
in AGN host galaxies, including our recent work on this subject.
第240回: 2013/12/19 (Thu) 15:30-16:30†
植田稔也 (Toshiya Ueta) デンバー大 "Herschel Planetary Nebula Survey (HerPlaNS)"†
Abstract:
The Herschel Planetary Nebula Survey (HerPlaNS) is one of the largest
Open-Time programs carried out with the Herschel Space Observatory by
an international team of about 30 astronomers. Our primary aim with
HerPlaNS is to probe the dust and gas components of the target PNs
simultaneously via far-IR thermal dust continuum and ionic, atomic, and
molecular emission lines in the far-IR respectively as the initial
processing sites of the cosmic recycling of matter. Armed with excellent
capabilities in spectral imaging and integral-field spectroscopy, we
diagnose the spatially-variable physical conditions in the target
nebulae to build a more coherent and complete picture of the energetics
for these extended gas-dust systems.
HerPlaNS is part of a community-wide panchromatic (from X-ray to Radio)
effort to furnish substantial PN data resources that would allow us -
a community of PN astronomers - to tackle a multitude of issues in PN
physics, from understanding the nebula shaping mechanisms, to establishing
the self-consistent energetics of the multi-phased gas-dust system
surrounding the central white dwarf, and to properly accounting for
the amount of matter that gets injected into the interstellar space.
In this talk I will briefly summarize the survey and focus on describing
the resulting initial data products and their derivatives using one of
the targets, NGC 6781, as an example.
第239回: 2013/12/12(Thu) 15:30-16:30†
森井幹雄(理化学研究所) 「新星爆発の瞬間：MAXI J0158-744」†
Abstract: 全天Ｘ線監視装置「MAXI」が発見した軟X線突発天体「MAXI J0158-744」
について紹介する。この天体は2011年11月11日、小マゼラン雲の近傍に
発見された。MAXIは、この天体を1300秒の間に、MAXI/GSC(2-30 keV)で
１回、MAXI/SSC(0.5-10 keV)で２回観測した。軟Ｘ線でのみ観測された
ことが特徴であり、類似の現象は、supernova shock breakout 以外には
知られていない。Swift衛星と可視光追観測により、新星爆発の一種である
ことが判明した。MAXIで観測したX線光度は最大で100倍のエディントン
光度に達しており、X線の立ち上がり時間を考慮すると、新星爆発で時々
観測される衝撃波起源のX線放射では説明できない。我々は、この現象が
新星爆発の点火後、数時間だけ発生すると理論的に予測されていた未発見
の「fireball phase」であると解釈した。さらに、SSCのX線スペクトル中
には、ネオン輝線が検出されたため、MAXIJ0158-744は重いO-Ne白色矮星で
あると考えられる。可視光対応天体はBe星であり珍しい連星系で
あることが判明した。Binary modulation の探索についても紹介する。
第238回: 2013/12/05(Thu) 15:30-16:30†
Anil K. Pandey (ARIES, Manora Peak, Nainital, India) "Multiwavelength studies of star clusters and star-forming regions"†
Abstract: In this talk I would like to briefly describe the mult-iwavelength studies
of star clusters and star-forming regions carried out using the Kiso Schmidt telescope,
Indian telescopes and near/mid infrared archival data. The main aim of the study is
to understand the star formation process and evolution of star clusters.
We identified pre-main-sequence objects associated with the regions
on the basis of near/mid infrared colour excess, H_alpha emission and X-ray emission.
The ages of the young stellar sources have been estimated using the optical
colour-magnitude diagram, which indicate a non-coeval star formation in the clusters.
On the basis of our observations we have found evidence for triggered star formation
at the periphery of H II regions.
The colour-magnitude diagrams of open clusters, located in the range 112deg < l < 252deg,
obtained using the Kiso Schmidt and ARIES telescope manifest stellar populations
in the background of clusters. Some of the populations are found to be located
beyond the Perseus arm and may be the part of the Norma-Cygnus
(outer) arm. The outer arm seems to be continued from l ~120deg to ~235deg.
第237回: 2013/11/28(Thu) 15:30-16:30†
小山佑世(国立天文台) "Tracking down the star formation main sequence and its environmental dependence out to z~2"†
Abstract: Recent observations have shown that there is a tight
correlation between star formation rate (SFR) and stellar mass (M*) of
star-forming galaxies. This SFR-M* relation (so-called "star formation
main sequence") is reported to be independent of environment at least in
the local universe. In my talk, I will present our recent effort to
investigate the environmental dependence of the SF main sequence out to z~2.
By compiling our large, H-alpha selected SF galaxy samples in
distant clusters (from MAHALO-Subaru; our ongoing project) and in
general field environments (from HiZELS; lead by UK group), we find that
there is no detectable environmental variation in the SF main sequence
out to z~2, as far as we rely on the simple H-alpha based SFRs. However,
in contrast to this apparently simple picture, we also find an
interesting hint that SF galaxies in cluster environments tend to be
more massive, and perhaps more highly obscured by dust. We speculate
that such massive/dusty galaxies surviving in distant cluster
environments should hold a key for understanding environmental effects
in the early universe.
第236回: 2013/11/21(Thu) 16:00 - 17:00 ※開始時刻注意！†
岡 朋治 (慶應義塾大) 「最近ちょっと気になる分子雲について」†
Abstract: 我々の研究グループでは、国内外のミリ波・サブミリ波望遠鏡を駆使して
銀河系内、特に銀河系中心の観測的研究を重点的に進めてきた。それらの結果から
多くの重要な成果が得られており、引き続きALMA等を使用した観測研究へと
邁進しているところである。閑話休題、このところ非常に興味深い分子雲を幾つか発見した。
これらは分子雲でありながら、銀河系内の磁気活動性あるいは高エネルギー現象と
密接に関係している可能性が高い。本談話会では、そのような特異分子雲、
具体的には、(1)「ぶたのしっぽ」分子雲、(2) トルネード星雲、(3) W44分子雲、
について紹介する予定である。
第235回: 2013/11/14(Thu) 15:30 - 16:30†
鶴剛(京都大)「すざく」衛星による天の川銀河中心領域の活動性の観測†
Abstract: 天の川銀河中心領域の拡散Ｘ線放射は，高温プラズマ起源の高階電離鉄6.7keV輝線と，Sgr~B2などの
巨大分子雲からの中性鉄6.4keV輝線に特徴づけられる．中性鉄6.4keV輝線は，その大きな等価幅(~1keV)，
明るさ，時間変動から，銀河中心超巨大ブラックホールSgr A*が過去に放射し巨大分子雲で反射されたＸ線が，
現在時間差で現在観測されていると考えている．一方，6.7keV輝線が銀河中心から銀経方向に滑らかに
減少していることから，高温プラズマは銀河中心領域を一様に分布していると考えている．
銀河中心領域に局所的に存在する巨大分子雲が観測者から見て手前にあると，その背後にある高温プラズマからの
Ｘ線成分は吸収され，特にその低エネルギーＸ線成分は暗くなる．一方で，分子雲が後方にあると少ししか
吸収されない．この違いはＸ線スペクトルの吸収構造に現れる．それを定量的に評価する事で，巨大分子雲の
奥行き位置を求める事ができる．私たちはこれを「宇宙Ｘ線トモグラフィ」と呼んでいる．この方法を用いて，
今回私たちはSgr~B2, C, D, Eの巨大分子雲の三次元位置を決定する事に成功した．この三次元位置と，
巨大分子雲の質量，中性鉄6.4keV輝線の光度から，光源であるSgr A*の過去50$¥sim$600年の光度曲線を得た．
Sgr~A*の光度は1-3x10^39 ergs/sであった．
上記に加え，10万年前の活動で作られたb=-1.2~-1.5の再結合プラズマの発見，高階電離鉄6.7keV輝線の
放射源などの研究結果を報告したい．
第234回: 2013/10/31 (Thu) 15:30-16:30†
米徳大輔 (金沢大) "宇宙最大の爆発「ガンマ線バースト」の現象解明と初期宇宙観測への挑戦"†
Abstract: ガンマ線バースト(GRB)は数１０秒という短時間に $10^{52}$ erg もの
エネルギーをガンマ線放射として解放する宇宙で最も大きな爆発現象です。
ガンマ線放射メカニズムについては、よくわからないことが多く、
GRB 現象の中でも最大の謎となっています。
私たちの研究グループは「ガンマ線偏光」を観測できる小型の検出器を
開発し、小型ソーラー電力セイル実証機「イカロス」に搭載しました。
これまでに３例の GRB からガンマ線偏光を検出することに成功しましたので、
放射メカニズムは磁場中のシンクロトロン放射であろうと考えています。
近年の宇宙観測は大型化の一途を辿っていますが、この 4kg にも満たない
小型の観測装置で「ガンマ線偏光観測」という新しい分野を開拓し、
最先端の科学成果を示すことができましたので紹介させていただきます。
近い将来に GRB を用いた初期宇宙観測を推進する目的で、小型科学衛星
HiZ-GUNDAM 計画を立案し、検討を進めています。赤方偏移 z>7 の時期は
第一世代星の誕生、宇宙再電離、宇宙で最初のブラックホールの誕生など、
極めて重要な課題が多く、天文学全体にわたって初期宇宙観測を推進しよう
という気運が高まっています。HiZ-GUNDAM と地上望遠鏡の連携で、初期宇宙の
物理状態を探査したいと考えています。このプロジェクトの科学目的や
概要について紹介させていただこうと思います。
第233回: 2013/10/24 (Thu) 15:30-16:30†
須田拓馬 (国立天文台) "連星種族合成モデルで探る銀河系宇宙初期における初期質量関数の変遷"†
Abstract: 宇宙初期に形成されたと考えられている銀河系ハローの金属欠乏星の中には炭素過剰
を示す星が数多く発見されており、その元素組成はAGB星を起源とする連星間質量輸
送によるものと考えられている。我々はこれまでに、初期質量関数のピークが10太陽
質量程度であると仮定することで銀河系ハローの炭素過剰星の分布が再現できること
を示してきた。
本講演では、恒星進化と連星進化を考慮した種族合成モデルを用いて炭素過剰星の
割合を調べ、初期質量関数の変遷がいつどこで起こったのかについて議論する。また、
種族合成モデルのパラメター依存性から、銀河系ハローの星の分布はSalpeter型の
初期質量関数では観測を説明できないことを実証する。
第232回: 2013/10/03 (Thu) 15:30-16:30†
紀基樹 (宇宙科学研究所) 「活動銀河核ジェット最深部の磁場強度」†
Abstract: 活動銀河核で観測される相対論的ジェットの形成メカニズムは、未解決の難問である。
この問題解決に向けた本質的な課題は、ジェットの根元でのエネルギー収支を明らかにすることである。
おとめ座中心のM87ジェットは、VLBI観測によって100シュバルツシルト半径以下まで構造分解されており、
ジェット最深部を探る最適な天体として注目を浴びている。そのM87ジェットにおいて、以下に述べる２つ
の観測的進展があった(Hada et al. 2011, 2013)。
(1) 電波コアの位置が周波数に依存してシフトする現象を多周波相対VLBI観測で検出した。コアシフトの
検出は、観測周波数がシンクロトロン自己吸収ブレーク周波数に等しいことを意味する。
(2) SN比の高い複数エポックにおける43GHz電波コアサイズを計測した。M87の中心ブラックホール質量が
60億倍太陽質量の場合、43GHz電波コアの視直径は16倍のシュバルツシルト半径に対応する。
今回われわれは、上述の観測事実を基に、43GHz電波コア内の磁場と相対論的電子のエネルギー密度比を
推定した。まず、43GHz電波コア内は一様と仮定した。そして、シンクロトロン自己吸収ブレーク周波数
43GHzにおける観測で得たコアサイズおよびフラックス、相対論的電子のランダムローレンツ因子の
最小値を用いて、磁場および相対論的電子のエネルギー密度を一意に求めた。
次に、これらのエネルギー密度を用いて推定されるM87ジェット根元でのジェットパワーは、キロパーセク
スケールで求められているジェットパワー以下であるという制限を課した。その結果、M87ジェット根元での
磁場強度は高々10ガウス程度であり、中心ブラックホール周辺でしばしば仮定される磁場強度10^3-4ガウス
(例えば Levinson & Rieger 2011)よりも有意に小さいことが明らかになってきた。
第231回: 2013/10/02(Wed) 11:00-12:00†
岸本 真 (The Max Planck Institute for Radio Astronomy) "A unifying view of AGN sub-pc scale structure as directly revealed by infrared interferometry"†
Abstract: One of the big reasons why the progress in our understanding of the AGN mass
accretion process has been very slow is the absolute lack of appropriate spatial resolutions.
However, long-baseline interferometry in infrared wavelengths has been breaking the ground
over the last several years. First I will review the recent findings in the interferometric studies
of the innermost dusty structure in AGNs both in the near- and mid-infrared. Based on these
studies, I will show that a unifying view of the sub-pc scale structure is now emerging,
where the radiation pressure on dust grains is playing a central role in forming the structure.
I will conclude with the future prospects for sub-mm and infrared interferometric studies of AGNs.
第230回: 2013/09/06(Fri) 13:30-14:30†
Alain Omont (Institut d'Astrophysique de Paris, CNRS and UPMC) "Herschel high-z sub-millimeter galaxies and gravitational lenses: H2O, a new diagnosis of their starburst"†
Abstract: Herschel extragalactic wide surveys which have observed about 1000 deg2,
are discovering hundreds of thousands of high-z dusty sub-millimetrer galaxies,
and hundreds of high-z sub-millimeter strongly lensed galaxies. Gravitational magnification
there allows a gain by an order of magnitude in sensitivity in studying sub-millimeter galaxies
at high redshift (z~1-5). I will first summarize the main results of these submm surveys,
and the strategy for identifying, characterizing and following up these sources. I will mainly
highlight strongest lenses, highest redshift sources ( z~ 4-6) , and possible proto-clusters
detected by Planck and Herschel.
The easy detection of H2O lines redshifted into millimetre atmospheric windows is a good illustration.
I will first evoke Herschel results on H2O emission in local Ultra-Luminous Infrared Galaxies
(ULIRGs, SFR > 100 Mo/yr). Then millimetre detections of H2O lines will be presented
in similar objects at high-z. Observing a dozen of strong lenses from the H-ATLAS survey
with IRAM interferometer, we have shown that H2O is easily detectable at all high redshifts.
We show that the J=2 H2O line luminosity increases as LIR1.1-1.2. H2O lines provide thus
an important diagnosis in extreme starburst and possibly AGN conditions of warm gas
of these galaxies, especially those with LIR ~10^13 Lo (SFR>1000 Mo/yr), which have
no local equivalents but are abundant at z ~ 2-4. The weaker emission obtained
from the first results of the extension of the observations at J=3 levels might indicate that
the J=2 emitting medium is more extended than the cores of local ULIRGs. However,
modelling H2O emission remains difficult since complex processes take place such as
IR radiation transfer, shocks, cosmic rays, AGN feedback and XDR chemistry, outflows, etc.
Finally, I will evoke the rich prospects with ALMA for various possible extensions of such studies.
第228回: 2013/7/18(木) 15:30-16:30†
川中宣太(東京大) "天体起源の宇宙線電子・陽電子について"†
Abstract: 地球で観測される宇宙線陽電子は、標準的には超新星残骸などに
おいて加速された宇宙線核子が、星間物質と相互作用することによって
生成されると考えられている。ところが、2007年のPAMELA衛星により
10-100GeVにおける陽電子スペクトルが標準モデルから超過していることが
確認された。この傾向は2011年のFermiチーム、さらに2013年の
AMS-02チームによって確かめられており、標準モデルでは考慮されて
いない宇宙線陽電子源の存在を示唆している。また、ATIC, PPB-BETS,
H.E.S.S., Fermiなどの観測により、10GeV-TeVのエネルギー領域にお
いて電子・陽電子フラックスがやはり標準モデルの予測値を超えている
ことが示され、陽電子超過と合わせ系内に何らかの電子・陽電子源が存
在していることを強く示唆している。これまでに電子・陽電子源の候補
としては大きく分けてダークマター粒子（対消滅または崩壊）、パルサー
などの高エネルギー天体の２つが議論されているが、未だに決着はつい
ていない。我々は天体起源説に則り、系内にある単独もしくは複数の天体
から放射される電子・陽電子がどのようなスペクトルで観測されるかを調べ、
現在までの観測で得られているモデルへの制限、さらに将来の観測に
よって天体起源説が裏付けられる可能性について議論した。今回は我々の
成果に加え、最新の話題としてAMS-02の結果及びそれについて現在提示
されている理論的アイデアについてのレビューも行う。
第228回: 2013/6/28(金) 13:30-14:30†
井上開輝(近畿大)「ミニ重力レンズで探るダークマターの起源」†
Abstract: 我々の研究グループは超高解像度N体シミュレーションの
結果を用いて、四重像QSO-銀河レンズ系にみられる中間赤外(MIR)
フラックス比異常が視線方向の小さなハローやボイドによる
弱い重力レンズ効果で説明できる可能性が高いことを初めて示しました。
我々のモデルでは、光源までの距離が大きくなれば、視線方向に
重なるハローやボイドの数が多くなるので、光源の赤方偏移が大きいほど
フラックス比異常の程度が強まる傾向を自然に説明することが可能です。
従来はこの異常は主にレンズ銀河内にある小さなダークハロー（サブ構造）に
起因するものと考えられてきましたが、今回の結果はその「常識」を
くつがえす可能性を秘めています。さらに、この結果を用いれば、
温かいダークマター(WDM)など矮小銀河程度の質量スケールのゆらぎに
カットオフが入るモデルに強い制限を与えることが可能です。本講演では、
初めに構造形成からみたダークマターの分類に関するレビューを行い、
次に重力レンズの基本を説明します。その後、視線方向のミニ構造が
四重レンズ像のフラックス比におよぼす摂動効果に関する最新の結果を
紹介し、最後にサブ構造と識別する方法やダークマターの制限に関する
今後の展望を述べます。
第227回: 2013/6/27(木) 15:30-16:30†
戸谷友則 (東京大学) 「すばるFMOSによる銀河赤方偏移サーベイで迫る宇宙の加速膨張：Fast Sound プロジェクトの進展状況」†
Abstract: 我々は宇宙の加速膨張やダークエネルギーの問題に迫るため、
我が国では初めてと言える宇宙論目的の大規模銀河赤方偏移サーベイ、
FastSound をすばる望遠鏡戦略枠プログラムとして遂行している。
すばるの主焦点を生かした広視野多天体近赤外分光器 FMOS を
用いて、30 平方度にわたり z = 1.2-1.5 の 5,000個以上の銀河の
赤方偏移を測定し、史上最遠方の三次元大規模構造のマップを得る予定である。
その最大の科学目標は、赤方偏移歪み効果から構造形成の成長速度を測定し、
重力理論としての一般相対性理論を宇宙論的スケールで検証することである。
本講演では、プロジェクトの進行状況と、最近完成したばかりの
一部領域での試験的銀河三次元マップなどの初期成果をお見せする予定
である。
第226回: 2013/6/13(木) 15:30-16:30†
新永浩子 (国立天文台) "Submillimeter Astronomy at Mauna Kea"†
Abstract: Mauna Kea on the Hawai'i Island is one of the best sites
to pursue submillimeter astronomy from the ground.
At Mauna Kea, there are thirteen cutting-edge observatories,
and three of them are dedicated for short mm/submillimeter astronomy,
i.e., Caltech Submillimeter Observatory (CSO) of California
Institute of Technology, James Clerk Maxwell Telescope (JCMT)
of Joint Astronomy Centre (JAC), and Submillimeter Array (SMA)
of Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) - ASIAA Taiwan.
I'd like to briefly talk about some of my science projects and
other project using novel instruments at the facilities on Mauna Kea.
第225回: 2013/6/6(木) 15:30-16:30†
高橋智子 (国立天文台) "Millimeter and Submillimeter studies of the Orion Molecular Filaments"†
Abstract: I will present high angular resolution and wide-field interferometric
continuum observations of the Orion Molecular Cloud (OMC) utilizing the Submilllimeter Array (SMA)
and Jansky Very Large Array (JVLA), covering 25'/3.1 pc length of the the northern part of
the OMC filaments. We detect at least 69 spatially resolved continuum sources associated
with OMC filamentary structures through thermal dust emission. Their estimated masses
and a projected source sizes range from 0.09 to 5.8 solar masses and 1010 to 19000 AU,
respectively. An analysis based on the Jeans theorem suggests that these sources are most
likely gravitationally unstable. Comparison of multi-wavelength datasets indicates that
approximately half of the detected continuum sources are associated with outflows,
infrared sources, and ionized jets. These sources show the evolutionary stage from prestellar core
to Class 0/ I phases. We found the source separation within the OMC filaments peaked
at 0.02 pc and 0.05 pc. This spatial distribution is part of a larger hierarchical structure,
that also includes fragmentation scales of GMCs ( 5 degree/ 37 pc), large-scale clumps (1.3 pc),
small-scale clumps (0.3 pc). This suggests that hierarchical fragmentation operates
within the Orion A molecular cloud. Fragmentation spacings are roughly consistent
with the local thermal fragmentation length in large-scale clumps ( 0.3 pc),
while fragmentation spacings in dense cores measured from the SMA observations is
smaller than the local fragmentation length. These smaller observed spacings can be
explained by either that helical magnetic field or global filament collapse.
第224回: 2013/5/30(木) 15:30-16:30†
田中賢幸 (国立天文台) "On the formation time scale of massive cluster ellipticals based on deep near-IR spectroscopy at z~2"†
Abstract: We present improved constraints on the formation time scale of massive
cluster galaxies based on rest-frame optical spectra of galaxies in a
forming cluster located at z=2.16. The spectra are obtained with MOIRCS
with an integration time of ~7 hours. We achieve accurate redshift
measurements by fitting SEDs using the spectra and broad-band photometry
simultaneously, and that allows us to identify probable cluster members.
We find that quiescent member galaxies form a weak red sequence in
the process of forming. The stacked spectrum of these quiescent
galaxies reveals a clear 4000A break with a possible CaII H+K absorption
feature. We then perform detailed spectral analyses of the stacked
spectrum and suggest that these massive quiescent galaxies form at
redshifts between 3 and 4 on time scales of <~0.5 Gyr. We discuss
possible mechanisms for how these galaxies form 10^11 Msun stellar
mass on a short time scale and become red and quiescent by z=2.
第223回: 2013/5/23(木) 15:30-16:30†
南谷哲宏 (東京大学/天文学教育研究センター) "Physical Properties of Dense Molecular Clumps in the Small Magellanic Cloud"†
Abstract:
小マゼラン雲（SMC）は、銀河系の最近傍に位置する系外銀河の１つであり、太
陽系近傍に比べて重元素量が低く、ガス・ダスト比が高いことが知られている。
このような低金属量環境下での巨大分子雲(GMC)の物理状態を明らかにし、そこ
での星・星団形成過程を明らかにするため、口径10mのASTE望遠鏡を用いて、
12CO(J=3-2)輝線による高感度・高空間分解能サブミリ波観測を行った。観測
は、SMC中の9個のGMCに対して行い、14個の分子雲クランプを検出した。これら
のクランプは、大マゼラン雲（LMC）で検出されているクランプに比べてコンパ
クトな構造であった。さらに、ASTEによる13CO(3-2)輝線、Mopra、SEST望遠鏡で
13CO(1-0)輝線観測を行い、これら３輝線のデータのそろった8個のクランプにつ
いて、LVG計算との比較を行った。その結果、これらの分子雲クランプは、温度
13--63K, 密度4x10^3--1.3x10^4 cm-3であると見積もられ、LMC中のクランプに
比べて低温・高密度であった。これらの結果について議論する。
第222回: 2013/5/16(木) 15:30-16:30†
Gu Liyi (Univ. Tokyo/RESCEU) "Multi-wavelength Probe of Galaxy-Hot Plasma Interaction in Rich Clusters of Galaxies"†
Abstract:
Galaxy clusters form as gigantic clumps of dark matter, and their associated
galaxies are pulled together by gravity. The intracluster field is not empty,
in fact, most detected baryons are in form of diffuse gas filling the field,
the "intracluster medium" (ICM, temperature~1e7-1e8 K), which emits mostly
in X-ray. The cluster member galaxies move randomly through the ICM with
transonic speeds.
In nearby clusters of galaxies, the stellar component is spatially much more
concentrated than the ICM, while metals in the ICM distribute more extended
than the stars which have produced them. To explain these puzzling fact,
Makishima et al. (2001) proposed that "galaxies used to have a much extended
distribution, but they have gradually fallen, by interacting with the ambient
hot plasmas, to cluster centre over the Hubble time".
By studying the optical and X-ray properties of 34 clusters, we detected clear
evolution in galaxy light versus ICM mass ratio, so that the stellar component
has indeed become more concentrated than the ICM from z=0.9 to 0.1.
This proves the "galaxy infall" scenario. During infall the metal in interstellar
medium might be transported to the ICM by, e.g., ram pressure stripping.
To explore the nature of galaxy-ICM interaction, we focus on the ram pressure
strippings in the Virgo Cluster/M86 group. At least two tails of stripped galactic
gas were discovered near the M86 region; one behind NGC 4388 emitting in Halpha
and HI, and the other between NGC 4438 and M86 mostly in Halpha. By analysing the
XMM-Newton and Chandra data, we detected X-ray counterpart of both tails. Hot gas
associated with the tails has a temperature of 0.8 keV, and a density of >1e-3
cm^{-3}. This indicates that the stripped galactic gas has been evaporated to
some extent. By analysing Subaru FOCAS data, we identified star forming regions
associated with the NGC 4388 tail, which implies that cooling also plays a role
in such interactions. Furthermore we detected evidence of ICM metal enrichment
by such ram pressure stripping.
第221回: 2013/5/9(木) 15:30-16:30†
遠藤 光(Delft University of Technology) 「アストロフォトニクス：オンチップ超伝導分光計DESHIMAの研究開発」†
Abstract:
私のねらいは、超伝導光路などを用いて、ミリ波サブミリ波帯でアストロフォトニクス(Astrophotonics)[1]を
展開することである。多くの天文観測装置、特に遠赤外より短波長の領域ではこれまで、自由空間を伝搬する
光を反射／屈折光学系で操作する方式が採用されてきた。そこへ近年、急速に進歩したフォトニクス技術に
よって、光ファイバーやオンチップ光路などを用いて光を操作することが現実的となった。これにより、
装置の高性能化・多機能化・簡素化・小型化を追求するアプローチが、アストロフォトニクスである。
さて、ミリ波サブミリ波帯は、光子のエネルギーが複数の超伝導体のエネルギーギャップを跨ぐため、
超伝導電子対と常伝導電子の2つの流体の性質を利用して光路を構成できる点で特徴的である。また、
2万素子を超える多素子化技術、3オクターブにわたる超広帯域アンテナ、低消費電力かつ原理的に
サブミリ波帯まで動作可能な超伝導パラメトリック増幅器、低損失かつ柔軟なリボン導波路などの新技術が
次々に出現しており、「アストロフォトニックなアプローチによる技術革新の機会」という観点で
きわめて肥沃な領域に見える。
このような状況の下、我々TU Delft/SRON/Leidenのオランダグループは、オンチップ
超伝導フィルターバンクとMKID検出器を用いた超広帯域サブミリ波分光の原理を考案し[2]、
この原理に基づく最初の分光装置DESHIMA (Delft SRON High-redshift Mapper)の研究開発を進めてきた。
2013年に入って、実験室で600-700GHz帯での分光実証にも成功し[3]、東大IoA、国立天文台、JAXAの
日本グループがDESHIMAのASTE搭載に向けて研究開発に参加する。
本講演では、我々が世界最高感度かつ最大素子数を達成しているMKID検出器、21,500画素の２色サブミリ波
カメラA-MKID、オンチップ分光計DESHIMAの最新成果を紹介した上で、アストロフォロニックな
多天体分光計、超広帯域撮像装置などの可能性を議論したい。
[1] Bland-Hawthorn and Kern, Phys. Today 65, 31 (2012)
[2] Endo et al., J. Low Temp. Phys. 167, 341 (2012)
[3] Endo et al., arXiv:1303.7151 [astro-ph.IM]
第220回: 2013/4/26(金) 13:30-14:30†
Malte Schramm (The University of Tokyo/IPMU) "The co-evolution between black hole and galaxy over the past 12 billion years."†
The tight link between the masses of supermassive black holes and
their host galaxy spheroids (BH/bulge correlation) observed today suggests a
more fundamental connection between black hole growth and star-formation.
However, when and how this connection was forged remains a significant
unsolved problem for astronomers. During my talk I will present my recent work
to explore the BH/bulge correlation over cosmic time and I will discuss our
efforts to measure the BH and bulge masses consistently out to z~4 using high
resolution imaging which includes HST and SUBARU/IRCS+Adaptive Optics data.
第219回: 2013/4/18(木) 15:30-16:30†
真喜屋 龍 (東京大学天文学教育研究センター) 「宇宙論的銀河形成モデルへの新たなフィードバック機構の導入」†
近年の観測から、銀河のガス面密度やダスト面密度が小さくなると
星形成効率が急激に低下することがわかってきた (e.g., Kennicutt 2012) 。
これは、ダスト面密度が小さい銀河では UV photon が浸透しやすく水素
分子の破壊や dust photoelectric heating によるガスの加熱が起こり星形
成が抑制される、と考えれば自然に理解することできる。
我々は今回、このようなダストの面密度に依存した星形成則を我々の持つ
宇宙論的銀河形成モデルに導入し、銀河形成史にどのような影響を与える
かを調べた。結果として、このようなダスト面密度に依存した星形成則を
考えることで、小質量銀河での星形成を抑えつつ同時に大質量銀河の早期
形成が促進されることがわかった。またそれによって、銀河の光度関数の
進化を従来のモデルより自然に再現できることがわかった。
第218回: 2013/4/11(木) 15:30-16:30†
小麦真也(国立天文台ALMA東アジアセンター)「星形成則の多変数化：星間物質の基本平面の発見」†
銀河は数kpcのスケールではガス密度に対して星形成率が指数関数的に増加する
という経験則がある。近年、巨大分子雲のスケール（~100pc）ではこの法則が
成立しなくなる事がわかってきた。このスケールでは分子雲個々の進化段階が大
きく関わってくるためだと考えられている。一方、分子雲から星を形成する上で
は進化段階以外にも星間塵や星間輻射場、高密度ガス成分の量など多くの変数が
関わってくることは明らかである。我々は、この複雑に相互作用しかつ時間変化
するシステムを統一的に説明するために野辺山の45m電波望遠鏡やASTE望遠鏡、
データベースなどを利用して超近傍の銀河M33の分子雲に対して多変数解析を行った。
その結果、巨大分子雲のスケールでガス密度と星形成率はたしかに相関しないが、
ダストや星間輻射場、高密度ガスなどを含めるとこれらの変数は３次元での平面を
二つ構成する事がわかった。これらが他の銀河でも一般的なものであれば、系内・
近傍銀河・遠方銀河の研究をつなぐ重要な結節点となる可能性がある。
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