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Comprehensive and systematic studies of the molecular content of galaxies during the epochs that are associated with the peak (z~1-2), and subsequent winding down (z<1) of star formation in the Universe are enabling us to illustrate the important role that cold gas, , the fuel for star formation, has played in the assembly of galaxies across cosmic time. Surveys, including COLDGASS and PHIBSS1&2, already provide robust molecular gas detections in hundreds of normal, star forming galaxies, from redshifts 0-2.5. In this talk, we focus on results from PHIBSS, comprising two IRAM Large Programs, where we are we have are mapping the CO J=3-2 or J-2-1 line emission in ~200 such galaxies from z=0.5-2.5; we find that galaxies at these epochs are very gas rich, relative to their star-forming counterparts in the local Universe. We discuss scaling relations for massive star forming galaxies that we derive from these data, and the impact of all of these new observations on our understanding of galaxy evolution in the early Universe.
The multi-national SOLA (Soul of Lupus with ALMA) consortium has initiated a very large program to conduct comprehensive studies of the Lupus Molecular Clouds and their star formation processes. The long-term goal is to exploit ALMA and other growing observational capabilities in the southern hemisphere to establish the Lupus region as a prototypical low-mass star forming region on a par with, for example, the Taurus clouds in the northern sky. In this talk, I present how I started the SOLA project and how I managed the team together with the latest status.
おとめ座銀河団の中心に位置する巨大電波銀河M87 は全天で二番目に角半径が大きい超巨大ブラックホールを有し、国際サブミリ波VLBI 観測網Event Horizon Telescope (EHT) の初期観測によって 5.5 Rs の構造が検出されるなど、ブラックホールの事象の地平面の直接撮像が期待されている天体である。本講演では2012 年に行われたEHT のM87 の1.3 mm 帯の初期観測の結果を報告する。
本観測では事象の地平面の構造のイメージングに必要となるクロージャー位相とよばれる観測量の検出に初めて成功した。M87 の1.3 mm波帯の事象の地平面近傍の放射構造として、アプローチング・ジェット卓越型, カウンタージェット卓越型, 降着円盤卓越型の３つのモデルが提案されているが、観測されたクロージャー位相はこれらの理論的予想と一致した。また現状モデルの切り分けは困難である が、2015 年以降のALMA 等が参加するアレイでは切り分けが可能になり、事象の地平面近傍の放射構造に非常に強い制限が与えられることが分かった。
M87 の事象の地平面近傍の構造の輝度温度は2x10^10 K であり、ブラックホールから10^2 Rs 以内に存在する1-86 GHz 帯の電波コアのピークの輝度温度と概ね一致する。これはジェットの磁場のプロファイルがB ∝ r^-1 に近いことを示唆しており、今後のEHT や3 mm 帯の観測、超解像度イメージングを駆使した低周波帯の観測などによりジェットの生成に重要な役割を果たす磁場構造の解明に大きな進展が期待される。
本観測はさらに超巨大ブラックホール近傍で起きた超高エネルギーガンマ線の増光期に実施され、EHTの高い空間分解能や国立天文台のVERA によるフォローアップ観測によって超高エネルギーガンマ線の放射領域の大きさに強い制限を与えることにはじめて成功している。
これらの観測的成果に加えて、近年、本間、秋山、田崎ら日本のグループが進める疎性モデリングを用いた新たな電波干渉計のイメージング技法の 登場などにより、EHT による事象の地平面の撮像の実現可能性は飛躍的に高まってきている。最後に今後のEHT の展望を紹介したい。
The generalized Fermi-Dirac integral, $F_k(\eta,\beta)$, is approximated by a group of polynomials of $\beta$ as $F_k(\eta,\beta) \approx \sum_{j=0}^J g_j \beta^j F_{k+j} (\eta)$ where $J=1(1)10$. Here $F_k(\eta)$ is the Fermi-Dirac integral of order $k$ while $g_j$ are the numerical coefficients of the single and double precision minimax polynomial approximations of the generalization factor as $\sqrt{1+x/2} \approx \sum_{j=0}^J g_j x^j$. If $\beta$ is not so large, an appropriate combination of these approximations computes $F_k(\eta,\beta)$ precisely when $\eta$ is too small to apply the optimally truncated Sommerfeld expansion (Fukushima, 2014, Appl. Math. Comp., 234, 417). For example, a degree 8 single precision polynomial approximation guarantees the 24 bit accuracy of $F_k(\eta,\beta)$ of the orders, $k=-1/2(1)5/2$, when $-\infty < \eta \le 8.92$ and $\beta \le 0.2113$. Also, a degree 7 double precision polynomial approximation assures the 15 digit accuracy of $F_k(\eta,\beta)$ of the same orders when $-\infty < \eta \le 29.33$ and $0 \le \beta \le 3.999 \times 10^{-3}$. Thanks to the piecewise minimax rational approximations of $F_k(\eta)$ (Fukushima, 2015, Appl. Math. Comp., 259, 708), the averaged CPU time of the new method is only 0.9--1.4 times that of the evaluation of the integrand of $F_k(\eta,\beta)$. Since most of $F_k(\eta)$ are commonly used in the approximation of $F_k(\eta,\beta)$ of multiple contiguous orders, the simultaneous computation of $F_k(\eta,\beta)$ of these orders is further accelerated by the factor 2--4. As a result, the new method runs 70-450 times faster than the direct numerical integration in practical applications requiring $F_k(\eta, \beta)$.
多くの銀河形成モデルは観測される銀河の星質量関数を再現するように、星形成の直接的材料である低温ガスを加熱・吹き飛ばすフィードバックを入れている。 そのような銀河形成モデルが、観測される銀河の低温ガスの量も再現しているか検証した。 その結果、10^10-11 Msunの星質量範囲では観測と一致するが、低質量・大質量側では、低温ガスの量を過小評価していることが明らかになった。 このことは、銀河形成モデルにおけるフィードバックが効きすぎていること、ガスを残しつつ星形成を止めるプロセスの必要性を示唆している。 本講演では、上述した研究と関連する最近の研究も合わせて紹介する。
近傍銀河の約半数は渦巻銀河に分類される。 しかし、渦巻構造の起源や維持機構・寿命などについては、 50年以上議論が続いているにもかかわらず、統一的な見解が得られていない。 そこで今回は、分子ガスのトレーサーであるCO輝線観測をもとにした、 2つの研究結果を紹介する。
1つめは、星の質量分布と分子＋原子ガスの質量分布のピーク位置のずれ （=offset）の銀河円盤内での変化である。 理論計算により、腕構造が長寿命（1Gyr程度）である場合には、 このずれが銀河中心からの距離やガスの自己重力の強さに依存すると 考えられるが、近傍渦巻銀河M51で測定したoffsetには、 そのような依存性は見られなかった。 その結果、M51の腕構造は数百Myr程度の時間で変化していると考えられる。
2つめは、COとHαのピーク位置のずれから 腕構造のパターン速度と星形成時間を推定する手法（offset法）である。 12の近傍渦巻銀河にこの手法を適用した結果、 5つの銀河でパターン速度と星形成時間を決定できた。 星形成時間は数〜数十Myrであることから、星形成過程においては 分子雲の自己重力が重要であると考えられる。
The Southern African Large telescope (SALT) is the largest single telescope in the southern hemisphere.Its primary mirror comprises 91 hexagonal segments, each 1 metre across, giving an effective collecting diameter of 9.2 metre. SALT is owned by a number of international partners, of which South Africa is the largest shareholder. I will introduce the telescope, some of its unusual features, and the current suite of instruments. I will finish with some examples of recent science completed with SALT.
活動銀河核 (AGN) の統一モデルによると、すべての AGN は広輝線領域と ドーナツ状のトーラスを持ち、1 型 AGN と 2 型 AGN の違いは観測の視線 方向の違いで説明できる。この「中心を隠すもの」として提案されたトー ラスであるが、そのサイズ・そして種々の幾何構造は、実は中心エンジン、 そして母銀河と強い関わりがあることが示唆されており、超巨大ブラック ホールと母銀河の共進化に欠かせない構成要素であることがわかってきた。
トーラスは中心エンジンによって温められ、その再放射によって中間赤外 線で明るく輝くことが知られている。本講演では、我々が中間赤外線観測 を通して行ってきた研究、特に 1) AGNトーラスモデルへの制限 2) 埋もれ たAGNの探査 3) 種族ごとのトーラスの幾何構造の違いについて紹介する。 また、時間が許せば、我々が最近興味を持っている特殊な性質を持ったAG Nについても、簡単に紹介したい。
系外惑星が普遍的に存在することは明らかとなっているが、それら及び太陽系 惑星がどのように形成したのかは全く分かっていない。惑星形成の過程を理解す るには、原始惑星系円盤で実際に何が起こっているのかを、観測で知る必要がある。 近年、近赤外線では補償光学の性能向上や観測手法の工夫により、星から100AU 以内において10 AU未満の構造を空間分解できるようになっている。すばるを 用いた我々の撮像観測からは、年齡100万年程度のA・F型星について、スパイラル アームや強い非軸対称構造を示す円盤が複数存在することが明らかとなった。 また、ALMAによる観測が始まり、従来標準とされてきた惑星形成理論の改善、 あるいは複数の形成過程の考慮を促すデータが得られつつある。例えば、我々が 観測した円盤においては、星から100 AU以上離れた場所でダスト柱密度が局所的に 上昇している領域が見つかり、ガス・ダスト質量比が円盤内で大きく変化してい る兆候もとらえられた。 本談話会では、このように日本のグループが中心となって行っている原始惑星 系円盤の観測研究について紹介する。
要旨：ブラックホールへの質量降着率や、輻射とアウトフローによるエネルギー放出率、 そしてそれらのメカニズムを明らかにすることは、ブラックホールの成長や母銀河 との共進化を理解する上で必要不可欠である。 ブラックホール周囲の複雑なガスの振る舞いを理解するためには、観測データとの 比較によって理論モデルを検証することが極めて重要である。
談話会では、われわれが実施した輻射流体シミュレーション・データを用いた超臨界降着流 (エディントン限界を超える降着流)の輻射スペクトル計算結果を紹介する。超高光度X線源の X線スペクトルが恒星質量ブラックホールへの超臨界降着モデルで説明できることを示し、 今後の課題についても議論する。また、最近われわれが実施しているG2と相互作用する 銀河中心ブラックホール高温降着流の磁気流体シミュレーション結果を紹介し、今後 約10年の時間スケールで起こると期待される増光について議論する。
要旨：継続時間の長いガンマ線バースト（long GRB）は宇宙最大の爆発現象といわれ、少なくともその一部は大質量星の重力崩壊によって引き起こされると考えられている。しかし、大質量星の重力崩壊が必ずlong GRBを引き起こすわけではなく、どのような星がGRBの起源となっているのかは解明されていない。
2000年代の理論的・観測的研究は金属量の少ない大質量星がlong GRBを引き起こしやすいことが示唆してきた。しかし2010年以降、従来研究の問題点が指摘されるとともに、高金属な起源星の存在を示唆する観測例も複数報告され、long GRBの起源を低金属星とする理解に疑問が投げかけられている。
この談話会ではlong GRBの起源の解明に向けたこれまでの理論的・観測的研究をレビューし、従来研究の問題点を克服するために近年とりくまれている研究を、我々のグループによるSubaru/Gemini時間交換プログラムを利用した分光キャンペーンの結果を中心に紹介する。
要旨：銀河団はその数密度や空間相関が宇宙の初期密度場の情報を保持しているため 宇宙論パラメータを探る有力な手段となっており、また銀河団中の暗黒物質の密度分布は 暗黒物質の性質を探る手がかりとなるなど、宇宙論研究における有用な天体である。 従来銀河団は、銀河集中や銀河団中の高温プラズマによるX線放射を用いて探査されてきた。 一方、銀河団はその深い重力ポテンシャルにより、比較的強い重力レンズ効果を引き起こす。 私は、すばる望遠鏡SuprimeCamによる１１平方度の撮像データを用いて重力レンズ解析を行い その領域の暗黒物質密度分布を求め、そこから７銀河団を検出した。 このデータを用いて、世界で初めてとなる重力レンズ銀河団計測による宇宙論パラメーター推定を行った。 またその将来的な有用性を評価した。
談話会では、始めに重力レンズ現象と銀河団についての基礎的事項をおさらいした後 上記研究（Hamana et al. 2015, PASJ, 67, 34）を紹介します。 最後に現在進行中のHyper SuprimeCam surveyによる大規模サーベイデータを用いた 関連研究の現状と展望を紹介します。
要旨：近傍宇宙の観測から銀河団銀河とフィールド銀河では性質が異なり、 銀河の性質と環境には密接な関係があることが知られている。 また銀河団は宇宙の大規模構造において、フィラメントの結合点の ような最も密度が高いところに位置している。 このことから遠方宇宙に存在する形成途中の銀河団(原始銀河団)を 研究することは、銀河進化や構造形成の理解に繋がると考えられる。
我々はSubaru Deep Field、CFHT Legacy Survey Deep Fieldsにおいて 赤方偏移３から６にわたって原始銀河団探査を行なった。 これまでの研究をレビューした上で、我々の探査の結果を報告する。 またHSC Surveyを用いた将来計画も紹介したい。
要旨：ブラックホール X 線連星は、星質量ブラックホールと恒星の近接連星系であり、 候補天体も含め銀河系内に数十天体程度見つかっている。その多くはトランジェント 天体であり、普段は非常に暗いが、突然急増光を引き起こし、数日から数十日という 短い時間スケールで X 線光度が数桁も上昇する。光度変化にともなって、X 線 スペクトルの形状や時間変動の特徴が大きく異なるいくつかの「状態」が現れ、 光速の 90％ を超える電波ジェットや、降着円盤に沿って噴き出す円盤風も観測 される。近年、これらの観測的特徴とその劇的な変化を、幅広い光度 (= 質量降着率) の範囲にわたって詳しく調べることで、ブラックホール降着流・噴出流の形成と 進化を理解するための手がかりが得られつつある。
本講演では、これまでのブラックホール X 線連星の観測的研究についてレビューを 行うとともに、我々の最近の X 線観測による成果を紹介する。時間に余裕があれば、 来年打ち上げ予定の ASTRO-H 衛星により期待されるサイエンスについても触れたい。
要旨：超新星においては、爆発時に放出されたガス中でのダスト形成、星周 ダストによる超新星光のエコー放射、超新星衝撃波による星周ダスト の破壊、超新星視線方向上の星間ダストによる減光、などダストを伴う 物理現象が数多く観測される。特に超新星でのダスト形成については、 Herschel宇宙望遠鏡の遠赤外線観測によりダスト形成量の理解は 大きく進んだ。その一方で、それらのダストがいつどのように形成され どのようなサイズ分布を持つのか、については観測的にあまりよく制限 されていない。形成されるダストのサイズは、その後のリヴァース衝撃 波によるダストの破壊効率を左右するため、超新星からの最終的な ダスト放出量を見積もる上で解明されておくべき重要な物理量である。 本講演では、超新星でのダスト形成研究のここ数年の動向について 簡単にまとめ、未だ解明されていない上記の問題に対して、自身の 研究を含め世界的にどのような取り組みがなされているかを紹介する。 なお時間に余裕があれば、Ia型超新星で観測された特異な減光則を 引き起こす星間ダストの性質についても言及する。
要旨：間も無く動き出すR=70,000を越す近赤外高分散エシェル分光器の登場によって、これまで可視光高分散分光で主に進められてきたドップラー法による太陽系外惑星の探索が近赤外線分光を用いても可能となってくる。そのため、今後は、これまで観測されてきたFGK型の太陽型星周りの惑星だけでなく、近赤外で効率的に観測できるM型矮星や、恒星表面のノイズが邪魔をして惑星の検出が困難であった若い恒星でもドップラー法で惑星が探せるようになり、系外惑星探索の幅が大きく広がる。
その中でもとりわけ注目が集まっているのは晩期M型矮星などの低質量星周りの惑星系である。0.3太陽質量以下の超低質量星をターゲットにできれば、地球質量程度の惑星の系統的な探索が初めて可能になり、地球のような岩石惑星の形成過程の理解に向けて非常に重要な情報を提供する。また、このような星の周りではハビタブルゾーンが主星に近いため、ハビタブルな（生命居住可能な）地球型惑星候補の発見も可能で、近赤外の系外惑星探索の大きな目標の一つとなっている。
本談話会では、2016年夏のファーストライトを目標にすばる望遠鏡搭載用に製作が進められている近赤外高分散分光器である InfraRed Doppler instrument (IRD）を用いて進める惑星探索計画を紹介し、近赤外系外惑星探索の今後をお話ししたい。
Abstract：We developed a numerical method to compute the gravitational field of an infinitely-thin axisymmetric disc with an arbitrary profile of the surface mass density. We evaluate the gravitational potential by a split quadrature using the double exponential rule and obtain the acceleration vector by numerically differentiating the potential by Ridder's algorithm. The new method is of around 12 digit accuracy and sufficiently fast because requiring only one-dimensional integration. By using the new method, we show the rotation curve of some non-trivial discs: (i) truncated power-law discs, (ii) discs with a non-negligible center hole, (iii) truncated Mestel discs with edge-softening, (iv) double power-law discs, (v) exponentially-damped power-law discs, and (vi) an exponential disc with a sinusoidal modulation of the density profile. Also, we present a couple of model fittings to the observed rotation curve of M33: (i) the standard deconvolution by assuming a spherical distribution of the dark matter and (ii) a direct fit of infinitely-thin disc mass with a double power-law distribution of the surface mass density. Although the number of free parameters is a little larger, the latter model provides a significantly better fit. The determined profile of the surface mass density of the disc is significantly larger than those of the observed stars and gas. This hints a disc-like distribution of the dark matter.
Abstract：A new multi-wavelength study of the GOALS sample of Luminous Infrared Galaxies (LIRGs) in the local universe shows that large molecular gas fractions and galaxy interactions/mergers play a dominant role in powering these objects by fueling BOTH intense starbursts and AGN. As the galaxy nuclei approach coalescence, AGN power reaches it peak, triggering powerful outflows, which rapidly “quench” circum-nuclear star formation as the merger remnant settles into a gas-poor, quiescent phase. Although LIRGs are relatively rare at z ~ 0, more recent deep field far-infrared surveys by Spitzer and Herschel show that they represent a substantial fraction of the massive galaxy population at higher redshift. Early analysis of these faint FIR sources suggested that LIRGs at high redshift were mainly isolated disk galaxies primarily powered in-situ by disk-wide starbursts fueled by “cold streams” of gas accretion. In this new picture, interactions, mergers, and AGN presumably played an insignificant role. This new view for high-z LIRGs was further reinforced by the apparent existence of a simple “Main Sequence” (MS) of star formation, in which the ratio of the current star-formation rate (SFR) to total stellar mass (M*) was largely independent of galaxy stellar mass. HOWEVER, more recent analysis of the log(SFR) - log(M*) relation shows that this early view of the existence of a simple "MS" was incorrect, raising the strong possibility that interactions, mergers, large gas-fractions, and AGN all play a significant role in the evolution of LIRGs at ALL redshifts. More detailed observations with ALMA will be essential for determining the roles of both starbursts and AGN (and the role of mergers) in the evolution of LIRGs at all redshifts.
Abstract：Supermassive black holes, weighing between millions to billions times the mass of the Sun, are believed to power quasars and other energetic activity in the centers of galaxies. With the help of advanced telescopes from the ground and in space, operating across the electromagnetic spectrum, astronomers have now discovered that supermassive black holes not only exist, but that they are very common and play a critical role in the formation and evolution of galaxies in the Universe. A class of intermediate-mass black holes has also been found. These "seeds" help us understand the formation and growth of supermassive black holes and the origin of quasars in the early Universe. Mergers of seed black holes will provide an important source of gravitational wave radiation that can be detected with upcoming experiments. I describe these recent discoveries, which are among the most important developments in astronomy and astrophysics during the past 15 years.
Abstract：The PSF for astronomical telescopes and instruments depends not only on geometric aberrations and scalar wave diffraction, but also on those wavefront errors introduced by the physical optics and the polarization properties of reflecting and transmitting surfaces within the optical system. These vector wave aberrations, called polarization aberrations, result from two sources the mirror coatings necessary to make the highly reflecting mirror surfaces, and the angles of incidence. The analytical tools to calculate the PSF image are described. The point spread function consists of four separate components, which include two faint components with a spatial extent about twice the size of the diffraction limited image. An example telescope system is analyzed to help understand how astronomical image data is affected by instrumental polarization.
Abstract: (N/A)
