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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