東北大学大学院 理学研究科
天文学専攻
https://www.astr.tohoku.ac.jp

東北大学天文教室が開発したすばる望遠鏡の多天体近赤外撮像分光装置（MOIRCS）でみたオリオン星雲中心部
12020 年度現在の教員と研究分野
天文学専攻
教授
秋山 正幸 銀河天文学、活動銀河核 （観測・装置開発）
大向 一行 天体形成論、星間物理学 （理論）兒玉 忠恭 銀河天文学、銀河団 (観測・理論)
田中 秀和 惑星形成論、惑星天文学 （理論）千葉 柾司 銀河物理学 （理論）准教授 田中 雅臣 時間軸天文学、超新星、重力波天体 （観測・理論）
富田賢吾
星・円盤形成、シミュレーション天文学（理論）服部 誠
宇宙マイクロ背景放射観測実験 （装置・理論・観測）
村山 卓
銀河天文学、活動銀河核 （観測）李 宇珉
恒星物理学、コンパクト天体 （理論）助教
板 由房
恒星進化、恒星の質量放出現象 （観測）吉田 至順 コンパクト天体 （理論）学際科学フロンティア研究所
准教授 當真 賢二 高エネルギー天体物理学 （理論）助教
市川 幸平（観測）JAXA 宇宙科学研究所・連携講座
教授
山田 亨
銀河天文学 (観測)主な講義、実習
恒星物理学特論、銀河物理学特論、理論天体物理学特論、天体計測学特論、電波天文学特論、星間物理学特論、相対論的天体物理学特論、天文学セミナ―、天文学研究、天体観測の実施（すばる望遠鏡、野辺山電波望遠鏡など）、観測装置の開発

天文学の方法• 理論天文学– 物理学の法則に基づいて、天体現象の理論的理解・予言を行う。
– 純粋理論の構築、コンピュータシミュレーション、天体現象データの理論解析• 観測・実験天文学– 天体現象の観測、またはそのための望遠鏡、観測装置の開発を行う。
– 国内外の天文台（すばる望遠鏡、アルマ望遠鏡、野辺山電波観測所、観測衛星など）の利用、自前の装置開発

1. 秋山 正幸 研究室

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2. 天体理論研究室
星・惑星系や銀河から、宇宙全体におよぶ様々なスケールの天体現象を対象に、理論宇宙物理学を広く研究しています。
&研究員６名、大学院生７名
大向一行
（教授）：
天体形成論

當真賢二（准教授）：
高エネルギー天体物理学

富田賢吾（准教授）：
星・円盤形成シミュレーション

天体形成論（大向ら）：“ビッグバンにより誕生した宇宙は、いかにして現在のような多様な天体からなる宇宙へと進化したのか？”

星・惑星系、 銀河、超巨大ブラックホールなどの天体の起源に理論計算で迫っています。

最近の研究トピック（天体形成論）
宇宙初代星の形成“宇宙で最初に生まれた星はどんな星だったのか？”

宇宙誕生後の状態からスタートして、宇宙最初の星が誕生するまでの過程を、大型計算機によるシミュレーションで追跡した。
太陽の数1０倍の大質量星であったことを発見

初代星の連星形成過程シミュレーションも実行中

40太陽質量20太陽質量

重力波で合体が観測された
ブラックホール連星の起源として注目

巨大ブラックホールの形成“銀河の中心にはなぜ巨大ブラックホールが存在するのだろうか？”

t=0.049
20-401211-5-2010-200z20987log < density >y-3log column density宇宙初期の銀河の内部で巨大星が生まれる過程を追跡。これは太陽の１０万倍を超えるまで成長後、ブラックホールへと重力崩壊することがわかった。この種が巨大ブラックホールへと成長できるか現在計算中。

星・円盤形成 / 数値シミュレーション（富田）：公開磁気流体計算コードAthena++の開発
・磁気流体力学・輻射輸送・化学反応・自己重力・AMR等、多様な物理を含む「世界最強」のコードを目指しています。

原始星で発生する超巨大フレアの起源の新しい理論モデルを提唱しました。

理論シミュレーションに基づいて原始星・星周円盤の観測的性質を予測して実際の観測と比較し、星・惑星形成の初期段階を明らかにします。
ALMA望遠鏡による円盤の大規模サーベイ
分子雲の形成を磁気流体シミュレーションで“eDisk”プロジェクトにも参加しています。
調べ、原始星の質量分布の起源に迫ります。

高エネルギー天体物理学（當真）：“ブラックホールなどの強重力天体は、宇宙で最も効率良く、エネルギー解放している。
周辺の粒子は、地球上では到底達しえない高エネルギーを獲得している。”

宇宙で起こる高エネルギー現象の様々な謎に、理論計算で迫っています。

最近の研究トピック“ブラックホールからなぜ物が噴き出すのか？”“パルサー風はどのようにして減速するのか？”

ブラックホールから電磁的にエネルギーが解放される物理を突き止めました。

パルサーからの光速に近いプラズマ流が超新星残骸の速度にまで減速できるメカニズ
ムを発見しました。

ブラックホール

パルサー風

物質の噴出

他にも色々な現象がテーマです
イベント・ホライズン・テレス
コープに関する理論解釈・予言を行っています。

••••

ガンマ線バーストのメカニズム
重力波天体からの電磁波シグナル
高エネルギー宇宙線の起源
ダークマターの正体

こだま

ただゆき

3. 児玉 忠恭 研究室
http://mahalo.galaxy.bindcloud.jp
研究員：鈴木、Perez Martinez、D1: 山本、M2: Mao、青山、M1: Laishram、
安達、大工原、Liu（１０月から）『銀河・銀河団の形成と進化の歴史、特にその秩序と多様性の起源を、すばる, アルマ等による最新の観測と現象論的モデルで解き明かす』
形成途上の銀河現在の銀河・銀河団
星形成の加速と減衰
AGNとの共進化
形態の獲得, 環境効果

クランプ銀河, 相互作用銀河など

ガスの流入

ガスの流出

円盤銀河

楕円銀河

銀河団

こだまただゆき児玉 忠恭 研究室

『着眼大局、着手小局』

http://mahalo.galaxy.bindcloud.jp


遠方銀河・銀河団の大局的な物理特性を調べる（マクロ） 広視野サーベイによる遠方銀河・銀河団の大量発見(すばるHSC／PFS, SWIMS-18)
 狭帯域・中間帯域フィルター撮像による独創的サンプルの構築(MAHALOすばる, SWIMS-18, ULTIMATEすばる)
 星形成, 質量集積の時間的, 空間的, 階層的な伝搬 (撮像データ解析)
 電離状態, AGN, 重元素量, 星年齢等 (分光データ解析)
遠方銀河の内部構造を解剖(空間分解)する（ミクロ） 星形成の内部伝搬, 円盤とバルジの形成 (すばるAO狭帯域撮像; ガンバすばる), 力学構造 (面分光; ガス流出入, 回転, 合体)
 ダスティーな星形成, 分子ガスの空間分布と力学構造, 星形成モード・効率, 化学進化 (GRACIASアルマ)
現象論的モデルで起こっている物理過程を理解する
 スペクトル進化（星種族合成）、化学進化モデルの構築
 観測データに則りそれを再現するようにモデルパラメータを制限4. 田中秀和 研究室：惑星形成論
系外惑星・太陽系惑星の起源を探る「宇宙の塵から地球や巨大惑星はどのようにできたのか？」「系外惑星の中に”第2の地球”はあるのだろうか？」
これらの問いに答えるため研究しています
惑星が誕生するまでの各段階をコンピュータシミュレーションを駆使して解明しています
惑星形成のシナリオ

塵から微惑星へ

微惑星から惑星へ

第2の地球は存在するか？

巨大惑星の形成

（小惑星）

宇宙の塵

小惑星

惑星巨大衝突シミュレーション

惑星へのガス降着の流体計算

田中秀和 研究室の最近の研究「惑星形成の現場をみる」
惑星形成現場 ＝ 若い恒星のまわりの原始惑星系円盤
すばる望遠鏡やアルマ望遠鏡等が原始惑星系円盤の高解像度画像取得「惑星の形成現場が見えてきた」HL Tau (ALMA)SAO 206462 (Subaru)

GG Tau (HST)

観測v.s.
理論

惑星が円盤につくる溝惑星がたてる波

塵による光散乱5．千葉柾司研究室（I）•

銀河・銀河系の形成と進化の研究––

銀河系、アンドロメダ銀河に代表される局所銀河群銀河などの近傍銀河について、銀河の構成要素である恒星を分離し、それらの物理情報（空間構造、速度構造、年齢・金属量分布）に基づいて、銀河の形成史を解明する。
研究方法： 数値計算・理論解析に基づく銀河化学動力学模型の構築。
すばる望遠鏡などを用いた恒星系の観測とその解析に基づく銀河化学動力学構造と形成史の導出。理論・観測両面からの研究の推進。

アンドロメダ銀河

矮小銀河の色ー等級図千葉柾司研究室（II）•

観測的宇宙論の研究––

膨張宇宙のダイナミクスを決定する基本量（ハッブル定数、宇宙項など）を、宇宙に分布する銀河の構造や重力レンズに基づいて決定する。特に、銀河の形成進化を支配し、物質の大半を占める宇宙の暗黒物質の存在形態とその正体を解明する。
研究方法： 理論数値計算に基づく宇宙のダイナミクス、重力を伴う物理現象（重力レンズ、恒星系力学）の模型構築。すばる望遠鏡などの観測データを用いた恒星系の観測とその解析に基づく暗黒物質の構造の導出。理論・観測両面からの研究の推進。

銀河の暗黒物質分布16
すばるによる重力レンズ観測6. 田中 雅臣 研究室(たなか まさおみ)
https://www.astr.tohoku.ac.jp/~masaomi.tanaka/

時間領域天文学
研究対象
超新星爆発や中性子星合体などの突発天体
研究手法- 広視野観測（すばる望遠鏡、木曽観測所）- 分光/偏光観測（主に可視光）- 数値シミュレーション（輻射輸送）
興味- 宇宙の爆発現象の物理- 宇宙における元素の起源- 誰も見たことのない時間領域のフロンティアを開拓したい「宇宙では何が起きているのか？」

すばる望遠鏡HSCで得られた画像

最近の研究の一例
重力波天体 (中性子星合体)の観測
2017年8月：史上初の重力波＋電磁波観測マルチメッセンジャー
天文学

重力波検出

時間領域天文学

すばる望遠鏡などを使った広域探査観測
数値シミュレーションによる解釈

中性子星合体の物理
重元素の起源
観測と理論の連携

7. 宇宙創成期の観測的研究 服部 誠
1.CMB偏光観測による宇宙創成期の観測的研究
2. 星間ダストの物性の理論・観測・実験的研究

1. CMB
GroundBIRD実験

2.星間ダスト
超高精度CMB偏光観測時代の星間ダスト研究分野開拓：星間ダストからの熱放射はCMB観測にとって深刻な邪魔者

史上初の日本オリジナルの本格的CMB観測実験
2019年度からカナリア諸島 マイクロ波から遠赤外線までの観測スペクトル
テネリフェ・テイデ観測所から星間ダストので観測開始

アモルファス物性を研究する手法を考案（右図）

Simons Observatory実験 https://simonsobservatory.org
米日共同で推進する地上CMB偏光観測実験
日本からは東大・京大・東北大が参画
チリ・アタカマ高地で2020年より観測開始予定
 装置開発: ミリ波フーリエ分光器開発
使用材料の極低温下でのミリ波光学特性測定
超伝導検出器の開発等
 データ解析
極低温下ミリ波光学特性測定装置（上段）と測定結果例（下段）８．村山 卓 研究室(murayama@astr.tohoku.ac.jp)

銀河、特に活動銀河核の観測的研究
 活動銀河核（ＡＧＮ）の観測的研究
クェーサーに代表される活動銀河核は、大質量ブラックホールへの物質降着に伴い莫大なエネルギーを生み出し、電波からガンマ線にわたる広い範囲にわたって強い電磁波を放射する天体である。その構造を理解し、形成と進化を解明するため、すばる望遠鏡などを用いて主に可視光・近赤外線での観測を行っている。

 巨大ブラックホールの形成と成長過程の解明
 ガス降着と母銀河の星形成のつながり
 重元素量を指標とした銀河進化の理解

活動銀河核の構造とその統一的な理解 活動銀河核と銀河の進化に関する研究
銀河はどのように形成されてきたのか、その過程でAGN現象はどのように発現するのか、銀河とクェーサーは互いにどのように進化してきたのかを理解するために、遠方の銀河やクェーサーの探査を行っている。特に、ハッブル宇宙望遠鏡のコスモスプロジェクトに関わり、大規模な銀河やクェーサーのサーベイを行っている。

 クェーサーサーベイとフォローアップ分光観測 ライマンα輝線銀河などの初期銀河サーベイ

コスモスプロジェクトで発見した128
億年前のライマンα輝線銀河

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９. 板 由房 研究室：観測
星の進化、及び、星の死による宇宙の物質循環の観測的研究
永遠の象徴である恒星も、決して不変、不死ではありません。
星が輝くために内部で核融合が起こっており、その結果、内部組成、構造や質量等が時々刻々と変化するため、星は死ぬまで「進化」をし続けます。
誕生時の質量がある値(現在、太陽の約8倍程度と考えられている)より軽い星は小・中質量星と呼ばれ、最終的に白色矮星となって静かに一生終えます。一方で、ある値より重い大質量星は最後に超新星爆発を起こして華々しい死を迎えます。
板研究室では、宇宙に存在する全ての星のうち圧倒的多数を占める小・中質量星が質量放出を伴ってどのように白色矮星になるのかを、年老いた星や、「死に際」の星を様々な装置、波長で観測する事で明らかにしてゆく研究をしています。

年老いて赤色巨星となった星NGC6751

赤色巨星の時に質量放出をし、中心に白色矮星を残して一生を終えた天体

NGC6543

図、写真はNASAのHPより転載

質量放出のメカニズム
前ページの絵で、白色矮星の周りにガスや物質が存在している事がわかると思います。
これは、赤色巨星進化段階時に起こった質量放出現象によって、星の外層から宇宙空間に放出された物です。また、写真の同心円状の輪の存在に注目すると、この質量放出現象は間欠的に、周期的に起こっている事がわかります。
私たちの体を作る物質を含む、身のまわりの物質は全て星内部の核融合で生成され、質量放出によって宇宙空間に還元された物です(ビッグバンで生成された物質を除く)。この質量放出がいったいどのようなメカニズムで起こっているのかを解き明かし、宇宙の物質循環における赤色巨星の役割を明らかにし、身の回りの物質の起源に迫る研究をしています。

放出された物質の性質と量赤色巨星からの質量放出で、どのような物質がどれだけ放出されているのか、という事を、「あかり」衛星を用いた観測データや、Spitzer宇宙望遠鏡が取得したデータを用いて研究しています。宇宙鉱物学とも呼ばれています。観測事実としては、星毎に物質が多尐異なり、特に酸素過多な赤色巨星の周りには、下に示すようなSilicate(ケイ酸塩化合物)がよく見つかります。Silicateが見つからず、アルミ酸化物(AlOx)のみが見つかる事もあり、そのような星毎の星周物質の違いが何故生まれるのかについて研究をしています。
Mg2xFe２(1−ｘ)SiO4 オリビン(カンラン石)

x = 1 → forsterite, x = 0 → fayalite, 0 < x < 1 → olivine.

MgxFe(1-x)SiO3 パイロキシン(輝石)x = 1 → enstatite, x = 0 → ferrosilite, 0 < x < 1 → pyroxene.
（観測でよく見つかるのは、鉄が尐ないフォルステライトやエンスタタイト）

10. 吉田 至順 研究室:理論コンパクト天体の理論的研究をしています。
中性子星、ブラックホールなどのコンパクト天体と呼ばれる天体は、重力が強いため、一般相対論の枠内で扱う必要があります。
一般相対論では、全てのエネルギーが重力の源になるため、ニュートン重力で扱った場合より、重力が強くなります。
慣性系の引きずりや重力波の発生などのニュートン重力では存在しない現象が現れます。
コンパクト天体の平衡状態、その振動と安定性、コンパクト天体からの重力波、一般相対論的な天体における回転と磁場の影響などの研究を行ってきました。
中性子星モデルを構成するためには、中性子星の物質の状態方
程式、回転の様子、磁場の構造などを仮定する必要があります。
理論モデルが得られれば、観測と比較可能な物理量が計算でき、これを観測と比較することで、最初に仮定した物理の妥当性の検証が可能になり、天体物理と基礎物理の橋渡しとなります。

天文学を学びたい方
宇宙に関わる学問を学びたい方
研究者を目指す方

お待ちしています24