Planck・AKARI・IRAS衛星 よる
銀河系ダス 放射 モ ル構築
名古屋大学 西原 智佳子

全天を観測すると銀河系内ダス 放射 熱的放射 明るく見える
現在:aw

主流 ： modiﬁed blackbodyIν ∝ ν β Bν (T )4放射強度(対数) [MJy sr−1 ]モ ル2定数黒体放射

β 本当 定数(β0β=β1 + β2 log ν20

放射強度？？
…モ ル1…モ ル2

β0 , β1 , β2 ：定数-2-42.0

2.5

3.0
振動数(対数) [GHz]3.54.0SEDフィッ ィング 結果→ モ ル2 方良いモ ル2016年 6月1～3日 第3回銀河進 研究会 @東大学

輻射輸送を用いた1次元円盤銀河のSEDモデルの構築
目的名古屋大学 銀河進 研究室
博士課程前期2年 永田 拓磨

方法1経験則く理論 基 いた銀河 進化SEDを構築する

イン近似を用いダス散乱 吸収を1次元円盤銀河 おい輻射輸送方程式を解き計算

方法2

結果

ダス
求め

温度分布をン
シミュ ーション
ダス放射を計算グダス
吸収 散乱 再放射を考慮した銀河 SED進化を構築した

WHAT IS THE ORIGIN OF A UNIVERSALITY OF DARKHALO SURFACE DENSITY FOR DWARF GALAXIES?
林 航平、石山 智明、扇谷 豪、千葉 柾司、井上 茂樹

Surface density within a radius of Vmax：

近赤外線分光観測に基づく近傍 イフ ー 銀河の狭輝線領域におけ 電離 カニへの制限
NLRにおけカニを切分け

近赤外線の鉄ンの輝線強度比[Fe II] 1.257 μm / [P II] 1.188 μm によータOAO/ISLE
19 天体
先行研究 ら 22 天体 計 41 天体 (下限値含む)

結果・議論
・NLR の電離 衝撃波
寄与し いる天体 存在
・NLRの衝撃波の起源
い 電波 ェット以外の存在を示唆 (右図)方法

診断 (Oliva+01)■ [P II] detected▲ [P II] upper limit
this work ◆ [P II] detected● [P II] upper limit
literature

1.5log ([Fe II]/[P II])

観測

電離愛媛大学 D1 寺尾航暉

衝撃波

20

1.00.520

光電離radio loudradio quiet-1.5 -1.0 -0.5 0 0.5 1.0 1.5 2.0 2.5

候補：AGN ウ フロー��・1000 km/s ガ運動���� �� Å・kpc ケー ま 広いる・放射立体角 大 い (Rupke & Veilleux 11, Maiolino+12)

銀河形成シミュレーションによるMilky Way-mass galaxyの祖先の姿
北海道大学

修士





•銀河形成シミュレーションにより天の川銀河サイズの銀河の形成過程を調べている•星質量とダークマターハロー質量との比についての観測量を満たすようフィードバックのパラメータを決定した•この場合z~2.5で円盤が形成されつつあるあか
SDSS 探 、最近バーストを起こした主系列銀河
村田一心、山拓時、中川貴雄、小山舜平 (ISAS/JAXA)

Dn4000 HδAか 、最近バーストを起こした銀河を同定.
この銀河も主系列関係 に存在.

銀河形成シミュレーションに向け: SPH法性能⽐較藤原隆寛 (M1 筑波⼤学) 森正夫 (筑波⼤学計算科学研究センター)

Godunov SPH+MUSでL はH不安定性やSedov解を精度よく計算

Kelvin-Helmholtz不安定性
1�$%

2�$%

でSPH

4�$%

8�$%

以下 SPHを⽐較
・でlassical SPH (でSPH)
・とensity-Independent SPH (とISPH)
・Godunov SPH (GSPH)とISPH
GSPH (1st order)

・GSPH 1次精度Riemann Solver(MUSでL+流束制限関数)

GSPH (minmod)

Sedov解でSPH
3 �=12103 GSPH(1st2 order)
10

GSPH (superbee)
GSPH (van Leer)
GSPH (van Albada)

密度 �
0.8

1.0

1.2

1.4

1.6

1.8

2.0

2.2

MUSでL

2次精度

密度 �

でSPH
�=3とISPH
�=1とISPH
�=3GSPH

GSPH

GSPH(minmod)(vanAlbada)(vanLeer)近赤外線 宇宙背景放射 銀河系内拡散光佐野 圭

東京大学/宇宙研

本研究系外銀河
波長 μm

積算光

銀河系内拡散光/100 μm放射nW/m2/sr /(MJy/sr)

宇宙背景放射nW/m2/sr

輝度

宇宙背景放射：個別 銀河観測
検出ない暗い銀河を含む銀河進化探査
以前 研究：銀河系内 星 銀河系内拡散光 評価 不十分
再解析 結果：系外銀河 積算光 数倍→通常銀河以外 謎 放射成分
銀河系内拡散光・・・
星間ダスト 性質を制限

本研究
波長 μm

P9: 0.2<z<1.0 におけるバースト的な星形成を起こしている銀河の進化
鍛冶澤 賢（愛媛大学）

U-B

Old + bursty SFの割合

RedshiftzCOSMOS stacking spectra

B-V

10 "コア" 注目した原始銀河団探査の試み
結果

研究の概要
• 最も重いvirial halo 注目Ø most massive galaxyの先祖 存在
Ø 銀河の形成進化への環境効果

東京大学 入倉和志 嶋作一大

COSMOS field z=2-3
2.8”コア” をtrace
るよう 新た 探査方法を考案し 現状の方法 の比
較を行った

2.6
2.4

DEC[deg]•

2.2
2

最も重いvirial halo

1.8
1.6
151 150.8 150.6 150.4 150.2 150 149.8 149.6 149.4 149.2
RA[deg]原始銀河団コア
原始銀河団候補(Chiang+14)
背景：K-selected galの面密度

Y.-K. Chiang - http://www.as.utexas.edu/~ykchiang/第3回 銀河進化研究会 2016/06/01-03 @東北大学

Paα 探

近傍LIRGの空間分解さ北川 祐太朗 (東京大学 天文学教育研究センター)
K’ ( cen = 2.12 m)

1.0”

IRCS/Subaru

Paα ( 0 = 1.87 m, z=0.11)た星形成活動Pixel-by-pixel SF “Main Sequence”

1.0”

取得した近傍LIRGの撮像データについ

初期解析結果をポスターNo.11に紹介しいます．

P12z<1における銀河団銀河の種族進化

Atsushi J. Nishizawa (Nagoya Univ.), Masamune Oguri(U. Tokyo), Masahiro Takada, SurhudMore, Alexie Leauthaud, Kevin Bundy, Song Huang (Kavli IPMU), Hironao Miyatake (JPL/Caltech), Yen-Ting Lin, Hung-Yu Jian, Lihwai Lin, Nicole Czakon(ASIAA), Michael Strauss,Neta Bahcall(Princeton), Rachel Mandelbaum (CMU), in HSC collaboration
●
● ●●

●
●time●●●●

GAMA09 region : CAMIRA identified
700 clusters in 14 deg^2 at 0.1 < z < 1.1●

No.13
AGN Radiative Feedback to Low-mass Galaxy Formation
Satoshi Kikuta, Masatoshi Imanishi, Kazuhiro Shimasaku, Fumiaki Nakata, Yoshiki Matsuoka

QSOproximity(~a few Mpc)

other normalgalaxies

QSO

AGN hostgalaxy

Draw luminosity functions
within & outside of theQSO proximity→ ind no diference→ no feedback

Subaru/Suprime-Cam obs.
Searched for LAEs/LBGs around two
QSOs @ z~4.86&
Found 200 LAEs & 165 LBGs in total

count/mag/Mpc3

blank ield

MUVcontinuum [mag]grizyNB921

Two things I’d like to discuss in this workshop

1. Photometry for emission line galaxies
2. Selection of emission line galaxies
and then identification of Lya, Ha,[OIII], and [OII] emitters

We plan to share preliminary catalogs of emission line galaxies so that
all those who are interested in NB data can start their own science.

3次元輻射流体力学による球状星団形成モデルの研究!
○安部牧人、梅村雅之（筑波大）、長谷川賢二（名古屋大）• 球状星団 (GC): コンパクトな星団, σ∝L1/2 (楕円銀河 σ∝L1/4)• 紫外線輻射場中の低質量天体の形成過程をモデル化、コンパクトな天体の形成を考える
Observed GCs
Observed dSphs
PromptSupersonic!
- one-sided
Supersonic!
- isotropic

紫外線輻射場中での低質量天体形成過程（1D-RHD計算 , Hasegawa+09ʼ）• Weak UV at an early phase of contraction-

収縮速度 < 10 km/s ~ cs (104 K)

紫外線入射後すぐに自己遮蔽することで星形成開始
prompt star formation (dSph-like star cluster)σ ∝ L1/3

σ0-

σ ∝ L1/2• Strong UV at a later phase of contraction-

収縮速度 > 10 km/s ~ cs (104 K)!

-

電離状態のまま収縮を続ける!

-

十分収縮した段階で自己遮蔽、星形成を開始する!
supersonic infall (GC-like star cluster)

片側照射といった非等方的なケースを想定、モデルの3次元性の重要性について再考→3D-RHD計算

電離ガスの収縮モデル (片側 & 等方)•

自己遮蔽で形成されたものより高い速度分散を持つコンパクトな星団となる•GCの観測と矛盾しない

第３回 銀河進化研究会, Jun. 1-3, 2016

あかりによる全天ダストマップに向けて○梨本 真志 (東北大学), 下西 隆 (東北大学), 服部 誠 (東北大学)
土井 靖生 (東京大学), 大坪 貴文 (東京大学)①ダストの熱収支物理モデルに基づく新SED②あかり全天FISデータへのfitting
による、ダスト柱密度マップ・星間輻射場強度マップ作成

TotalSilicate

PAHGraphite

直接温度法
Noバ19

探z〜2星形成銀河

元素組成比

小島崇史1 大内正己1 中島王彦2 澁谷隆俊1 播金優一1 小主題：窒素酸素比(NパO)

電離ラ

BPT イアグラ

手法：直接温度法 よ元素ー

offset 原因(OパH)

強輝線法 よ 測定
直接温度法 よ 無

結果1: z〜2

NパO増加

こ(qion)

進化し迫

2: ESO )

い？

キーワード
高赤方偏移
ISM
化学進化電離状態進化

NパO qion 測定

平均0バ15dex以下offsetを説明し宜昭1 (1: 東京大学z=0〜2イアスを含イアス 測定

電離状態

必要可欠z〜2(KBSS)

3) N/O +0.4 dex &qion +0.4 dex

1.0い11 53141) N/O +0.4 dex

結果2: 複数z〜2銀河qion

qion 増加

offset 関

結果3: 1)NパO増加 2) qion3) NパO&qion増加 いず
offset 原因

個別増加も存在log([O III]5007/Hβ )90.50.02) qion +0.4 dex

offsetz〜0−0.5

異−1.0−2.0−1.5−1.0−0.5log([N II]6584/Hα )0.0合成起源の異なる重元素で探る矮小銀河でのガス流出過程

P 21

本間英智（国立天文台）

0

metal-enhanced outﬂow ;classical outflow model
SN wind model (¡=0.3)

Ou#low gas

超新星ガスの一部は、星間ガスと混合する前に流出する。

-0.5

AGBlog(N/O)

SN

classical outﬂow ;HII region (IT99)
HII region (ZH06)
HII region (C09)-1

Ou#low gas-1.5星から出たガスは、星間ガスと十分に混合してから流出する。

ISM
SN

AGB

-2
6.5

77.5

812 + log(O/H)

O 酸素 à 主に超新星が合成起源
N 窒素 à 主に中・小質量星が合成起源

超新星ガスが優先的に流出する化学進化モデルでは、矮小銀河の HII region で観測される (N/O) を過大評価する

8.5

1型クエーサー可視域放射の変光と偏光
小久保 (東大); ポスター22● 偏光: 降着円盤放射の赤道面電子散乱→ 降着円盤モデルで上手くフィットできるようなスペクトル形が得られる(Antonucci+2003, Kishimoto+2004)

Ton 202 (z=0.36)
偏光成分スペクトル● 変光: 降着円盤そのものの不安定性→ 変光成分 = 降着円盤スペクトル(Pereyra+2006, Ruan+2014)

降着円盤放射モデル

これらの解釈が正しいとすると、偏光成分と変光成分のスペクトル形状は一致するはず、だが …
Kishimoto+の5天体の変光成分を抽出してみた
結果、予想に反して両者は全く異なるスペクトル形状を持つことがわかった。
→ 偏光の生成機構? 変光は円盤極内縁のみ?
可視偏光測光モニタリング観測進行中

Kishimoto et al. 2004

変光成
分(点線)

実線)
(分成
偏光

Kokubo 2016

輝線入 銀河SEDモ

輻射輸送モ

探 Large EW Lyα LAEsの性質

大塚 拓也1、山田 亨2、松田 有一3、林野 友紀1、Max Gronke4
1東北大学、2JAXA、3国立天文台、4University of Oslo[OIII]5007Å輝線が検出さ たLarge EW Lyα LAEsのSED fitting→ 非常に強いLyα輝線 [OIII]5007Å輝線を再現す SEDを探求(IMF:Salpeter)→ 非常に若い、ダス フ ー
2. Large EW Lyα & 10[M]の古い星成分をもつLAEsのLyα輝線fitting→ 電離源の周 に中性水素のシェ がoutflowし い モ再現
1.