National Astronomical Observatory of Japan

2019 年 3 月 1 日

No.308

特集 HSCが拓く宇宙
後編●高赤方偏移銀河の観測／AGN（活動銀河核）の観測／重力レンズ銀河の観測／
hscMapの開発・運用と市民天文学への活用・展開／HSCの成果画像で市民天文学を創り出す！
● 天文台メモワール 御子柴 廣／松田 浩／大塚朝喜●「IDL講習会（FITSデータ解析編）」報告●「伝える人のための天文学WS」報告●平成32年（2020）
暦要項を発表しました！

3

2 0 1 9

2019

NAOJ NEWS03

国立天文台ニュース
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03

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表紙
国立天文台カレンダー

特集

HSC が拓く宇宙

後編

Ⅱ HSC の科学的成果―太陽系から宇宙論の観測まで―
45

高赤方偏移銀河の観測○ HSC-SSP 探査データにもとづく遠方銀河研究の初期成果――小野宜昭（東京大学 宇宙線研究所）

表紙画像

すばるの主焦点に装着された装着された HSC と、HSCが撮像した星形成銀河。

背景星図（千葉市立郷土博物館）

渦巻銀河 M81画像（すばる望遠鏡）

AGN（活動銀河核）の観測○ HSC-SSP 探査データにもとづく AGN（活動銀河核）の主な研究成果――白崎裕治（国立天文台 天文データセンター）○ HSCで探るクエーサー周囲環境――内山久和（総合研究大学院大学）○すばる /HSC で巨大ブラックホールを探る/ Exploring Massive Black Holes with Subaru/HSC――He Wanqiu（東北大学）○遠方クエーサーの探索――松岡良樹（愛媛大学）

6

重力レンズ銀河の観測○重力レンズ効果と HSC / Gravitational Lensing and HSC――Rachel Mandelbaum（Carnegie Mellon University）○重力レンズ宇宙論の初期成果――大栗真宗（東京大学）

Ⅲ

HSC と市民天文学―hscMap の開発・公開と市民天文学への活用・展開―○ hscMap の開発・運用と市民天文学への活用・展開――小池美知太郎（国立天文台ハワイ観測所）○ HSC の成果画像で市民天文学を創り出す！
――臼田 - 佐藤功美子（国立天文台 天文情報センター）
梅の銀河宇宙（三鷹キャンパス）。

● HSC を越えて――宮﨑 聡（国立天文台 先端技術センター）

25

天文台メモワール
45 m 電波望遠鏡と共に 御子柴 廣（野辺山宇宙電波観測所）
退職のご挨拶 松田 浩（天文情報センター）● パソコンと私
大塚朝喜（野辺山宇宙電波観測所）
●
●

28

おしらせ
「IDL 講習会（FITS データ解析編）」報告 亀谷和久（天文データセンター）「伝える人のための天文学 WS」報告 波田野聡美（天文情報センター）●「一般社団法人 日本カレンダー暦文化振興協会 2018年の活動」報告
片山真人（天文情報センター）● 平成32年（2020）暦要項を発表しました！
片山真人（天文情報センター）●●

31

編集後記／次号予告

32

連載「国立天文台・望遠鏡のある風景」12
アルマ望遠鏡モリタアレイと逆さオリオン
撮影：平松正顕（アルマプロジェクト）

国立天文台カレンダー
2019 年 2 月

2019 年 3 月

2019 年 4 月● 2 日（土）4D2U シアター公開（三鷹）● 2 日（土）4D2U シアター公開（三鷹）● 5 日（金）幹事会議● 8 日（金）4D2U シアター公開＆観望会（三鷹）● 8 日（金）4D2U シアター公開＆観望会（三鷹）● 6 日（土）4D2U シアター公開（三鷹）● 9 日（土）4D2U シアター公開（三鷹）● 9 日（土）4D2U シアター公開（三鷹）● 12 日（金）4D2U シアター公開＆観望会（三鷹）● 12 日（火）科学戦略委員会● 11 日（月）運営会議● 13 日（土）4D2U シアター公開（三鷹）p a g e● 16 日（土）4D2U シアター公開（三鷹）● 12 日（火）幹事会議● 19 日（金）幹事会議● 21 日（木）幹事会議● 16 日（土）4D2U シアター公開（三鷹）● 20 日（土）4D2U シアター公開（三鷹）● 23 日（土）観望会（三鷹）● 20 日（水）幹事会議● 24 日（水）プロジェクト会議02● 27 日（水）プロジェクト会議● 23 日（土）観望会（三鷹）● 27 日（土）観望会（三鷹）● 28 日（木）プロジェクト会議

特

集

後編

HSC が
拓く
宇宙

2020年代の広視野サーベイ観測をリードする「すばる望遠鏡 超広視野主焦点カメラ HSC」のすべて

協力
ハワイ観測所・HSC チーム

2月号に続いて「HSC が拓く宇宙」後編をお届けします。後編では「Ⅱ HSC の科学的成果―太陽系から宇宙論の観測まで」の「4. 高赤方偏移
銀河の観測」「5.AGN（活動銀河核）の観測」「6. 重
力レンズ銀河の観測」を解説します（全体の見取り図は前編の p04-05参照）。さらに「Ⅲ HSCと市民天文学―hscMap の開発・公開と市民天文学への活用・展開」として、読者のみなさん自身が HSC の観測成果を気軽に楽しんだり、もっと踏み込んで研究活動に参加することのできるツールや仕組みをご紹介します。

117P/Helin-Roman-Alu 1 彗星（詳細は21ページへ）。

03

4 高赤方偏移銀河の観測

銀河の色情報や狭帯域フィルターを使った観測により、高赤方偏移銀河を選別することが可能になります。HSC によって探査面積が飛躍的に増えたことで、レアな天体の統計研究までもができるようになってきました。

HSC-SSP 探査データにもとづく
遠方銀河研究の初期成果
小野宜昭（東京大学 宇宙線研究所）●これまでの遠方銀河探査
遠方宇宙にある銀河を探査してその性質を調べることは、最初の頃の結果銀河の形成や進化を理解する上で重要です。これまでハッブ

過去の研究による結果

ル宇宙望遠鏡による深宇宙探査で赤方偏移 z~4を越える宇宙にある数多くの暗い遠方銀河が発見されてきました（Stark
2016, ARAA, 54, 761）。最近では、Hubble Frontier Fields プ
ロジェクトにより銀河団の重力レンズ効果を利用してさらに暗い遠方銀河が系統的に探査されました（Ishigaki et al. 2018,
ApJ, 854, 73）。一方で、明るい遠方銀河の探査は、これまでにすばる望遠鏡の Suprime-Cam やカナダ・フランス・ハワ
イ望遠鏡（CFHT）の MegaCamといった広視野の可視光撮像装置が成果をあげてきました（van der Burg et al. 2010, A&A,
523, A74）。しかし、過去の研究では探査面積が4 deg2 程度と限られていたため、個数密度の低い明るい銀河と活動銀河核（AGN）の間の関係や、銀河団の祖先になったと考えられる遠方
銀河の高密度領域についての理解は不十分なままでした。

■ HSC-SSP データからの遠方銀河選択
そうした研究を可能にしたのが、レアな遠方天体を探査す

図01 上図は最初の頃に選択した LBG サンプルの等級ごとの個数面密度（赤ダイヤ）。過去の研究結果（青丸）に対してかなり大きいのですが、下図に示しているように画像をチェックしてみると何も写っていないものがほとんどでした。
2015年夏の HSC-SSP 共同研究会議での発表資料を修正して転載。

るのに必要な広さと深さを兼ね備える HSC-SSP データです。
私たちは、SSP チーム内でデータがリリースされた2014年

が多数存在していました。厄介なことに、長い波長の画像で秋から遠方銀河探査に取り組んできました★01。当初は、そのみこの問題が生じているものがあり、それらは LBG としてれまでのすばるやハッブルなどでの経験をもとに取り組めば選択されてしまっていました。そのため、LBG の個数面密度大きな問題なく結果にたどり着けるだろうと楽観視していたを見てみますと、過去の結果と比べて有意に大きく、特に明のですが、実際はさまざまな困難に直面することになりました。

るい側で10倍以上食い違ってしまっていました（図01）。そ

最初に発覚したのは測光値に関する問題でした。画像ではこで、それらのニセ天体を効率よく除く方法を模索しました。

何も写っていないように見えるのに、チーム内で配布された

SSP チームの配布するカタログには、測光の際の問題の有無

測光カタログではなぜか明るい等級が得られているニセ天体などを表すフラグも出力されています。Kavli IPMU の安田直樹さんや国立天文台の古澤久徳さんなど HSC データに詳★01 銀河の選択方法は、よく知られた二つの手法に基づいています。ひとつは複数の広帯域フィルターによる天体のカラーから銀河のライマンブレークを目印にして選択する方法で、そのようにして選択された銀河はライマンブレーク銀河（LBG）と呼ばれます。
もうひとつは広帯域フィルターと狭帯域フィルターを組み合わせて銀河のライマンアルファ輝線を目印にして選択する方法で、この方法で選ばれた銀河はライマンアルファ輝線銀河（LAE）と呼ばれます。

04

しい方々から意見を聞く中で、そうしたフラグをうまく組み合わせることで、ニセ天体をある程度除くことができることがわかりました。また、プリンストン大学の Jim Bosch さん
や Paul Price さんたちにニセ天体のカタログを提供して、そもそもそのような天体が生じないよう HSC パイプラインの改善に役立てていただきました。

測光値の問題と並行して取り組んだのが、移動天体や変光もしろい天体がたくさん見つかると良いなという、一連の研天体の問題です。長波長のフィルターでの観測の際にたまた究に対して漠然と抱いていた期待と重なったのを覚えていま

ま視野に入ってしまった移動天体や、そのとき偶然明るかっす。その後、3回に渡るミーティングで議論を重ね、50個以た変光天体は、遠方銀河候補として選択されてしまいます。

上挙がった候補から最終的に GOLDRUSH が選ばれることにそれらのコンタミネーション（混入）を本物の遠方銀河と見なりました。各単語の頭文字だけを使う方が美しいという意分けるためには、スタックする前の単一の露出で取られた画見が出たので、みんなでアイデアを出して修正しました。さ

像をチェックする必要があります。そこで私たちは、単一露らにペンシルベニア州立大学の Alex Hagen さんによるネイ出の画像で測光して、明らかに光度が時間変化しているもの

ティブチェックを受けて、最終的に Great Optically Luminousを自動的に除くようにしました。そして、残された候補天体

Dropout Research Using Subaru HSC の略称と決まりました。

を一つずつ目視で確認していき、除ききれていなかった移動

そして、それに対をなすような形で LAE プロジェクトの方は天体や変光天体、また装置起源と考えられる人工物などと

SILVERRUSH（Systematic Identiﬁcation of LAEs for Visible

いったその他のコンタミネーションを除いていきました。広

Exploration and Reionization Research Using Subaru HSC）

い探査面積ゆえにその作業量は膨大でして、例えば LAE ではに決まり、さらにロゴマークまで作成されました（図02）。

約10万個もの候補天体を目視でチェックしなければならなかったため約2か月もの時間がかかりました。
また、選択完全性（selection completeness）の見積もりにも悩まされました。選択完全性は、遠方銀河の探査体積を計算する際などに必要になります。暗い LBG/LAE ほどノイズに埋もれて選択が難しくなりますので、選択完全性は暗いほど低くなります。また、天体のカラーが赤方偏移に依存しま
すので、選択完全性は赤方偏移にも依存します。そこで、さまざまな明るさや赤方偏移を持つ銀河の画像を実際の HSC
画像に埋め込んで選択完全性を調べる必要があります。ただ、

図02 プロジェクトのロゴマーク。一部のメンバーで議論した内容をもとに、その日のうちに澁谷さんが作成。

独自に疑似 HSC 画像を作成してパイプラインを走らせるこ

ちなみに、他にも秀逸な候補が多くありまして、個人的にとは容易ではありませんでした。2015年秋頃に、当時 Kavli

印象深かったのは北見工業大学の澁谷隆俊さんが提案した

IPMU にいた Song Huang さんたちが SynPipe というソフト

SHENGLONG（Subaru/HSC Explorations for Narrowband-

ウェアを開発していることを知りました★02。これは、任意

selected Gaseous Lyα-emitting Objects and Neutral Gas）での明るさおよび形態を持つ天体を実際の HSC 画像に埋め込した。ただ、議論に参加した若いメンバーの多くがそもそもんだ後、HSC パイプラインを用いて解析してくれるという、

元ネタ★04を知らないということが判明し、ジェネレーショ

まさに私たちが必要としていたソフトウェアでした。当時はンギャップを感じることになりました。また、宇宙線研究所

マニュアルがあまり整備されていかなったり、HSC パイプの樋口諒さんが提案した SHUDEN（終電、Subaru/HSC Ultra

ラインがアップデートされる度に新たなエラーが生じたりと、Deep Exploration with NB ﬁlters）も良かったのですが、ワー

いろいろとつまづいたのですが、Huang さんや安田さん、同

ク・ライフ・バランスがしばしば重要視される昨今、深夜ま

じく Kavli IPMU の村田龍馬さんたちに助けていただいてなで作業していることを連想させる単語はふさわしくないとんとか使用できるようになり、半年くらいかけてようやく選考えられたためか選ばれませんでした。あと、筆者は他に択完全性を得ることができました。

SHAR AZNABLE（Subaru Hsc large ARea And deep search

こうしてサイエンスに使える LBG/LAE カタログが構築さ

for high-Z uNusuAlly Bright Lyman brEak galaxies） を 提 案

れ、光度関数などの結果に大きな問題がなさそうなことが確したのですが、使っていない単語があったり、多くが頭文字認できたのは2016年夏頃のことでした。SSP データを扱いでなかったりといろいろ苦しく、さらに致命的だったのが始めたのが2014年秋頃でしたので、それから約2年もの歳月

SHAR ではなく正しくは CHAR であったことから残念ながらが過ぎていました。やがて、PASJ HSC-SSP 特集号に掲載さボツとなりました。これらの使用は他の機会に検討したいとれる論文の締め切りが SSP チーム内でアナウンスされ、それ思っています。

を目指して論文執筆が始まりました。

●研究プロジェクト名
PASJ 特集号に向けた論文ドラフトが形になりつつあった2017年始め、それらの筆頭著者の間で一連の LBG/LAE 研究

前置きが長くなってしまったのですが、GOLDRUSH および SILVERRUSH（これらをまとめる場合は *RUSH と記します）プロジェクトによる初期成果を以下に紹介します★05。

● GOLDRUSH プロジェクトの主な結果に対してプロジェクト名を付けてはどうかという議論が起

私たちは、当時 HSC-SSP チーム内で公開されていた中でこりました。論文執筆で慌ただしい中でしたが、プロジェ

最新の S16A データをもとに z~4-7 LBG 候補を選択し、明クト名を検討するためのミーティングが開かれることにな

るさごとの個数密度（光度関数）を求めました（Ono et al.

り、それに先立って各参加者が候補を考えて wiki ページ上に2018, PASJ, 70, S10）
。私たちの遠方銀河サンプルの規模は挙げることになりました。そこで筆者が LBG プロジェクト

50万天体に及んでいまして、これは過去の研究と比べて10用に提案したのが GOLDRUSH でした★03。重要な結果やお倍以上に相当します（図03）。100 deg2を超える広い視野に05

また、宇宙線研究所の播金優一さんたちは、LBG の天球面分布から求めた角度相関関数をもとにそれらのダークマター
ハロー質量（ハロー質量）を見積もり、ハロー質量と星形成率の間に高赤方偏移で普遍的な関係があることを発見しました（図05、Harikane et al. 2018, PASJ, 70, S11）
。大変興味深いことに、この関係と宇宙の構造形成理論を組み合わせると、銀河進化を理解する上で基本的な観測量である宇宙の星形成
率密度の過去から現在に至る進化を自然に説明できることがわかりました。
さらに、宇宙線研究所の利川潤さんたちは、LBG の天球面分布をもとに、それらの個数面密度が局所的に高くなってい
図03 LBG の光度関数研究で使われたサンプルの個数比較。赤の棒グラフがわ
れわれのサンプルで、マゼンタと青で示している過去のものと比べて10倍以上に及びます。2018年3月に開催された Lyα 研究会 Sakura CLAW（http://cos.
icrr.u-tokyo.ac.jp/lya_conference/index.html）での発表資料より転載。

る高密度領域を200箇所以上発見しました（図06、Toshikawa
et al. 2018, PASJ, 70, S12）
。一度にこれほどの数の高密度領域が発見された結果は今回が初めてです。宇宙の構造形成理論との比較によると、そのような領域の75 % 以上が現在ま渡って構築されたこの大規模なサンプルのおかげで、レアなでに全質量が太陽質量の1014倍を越える銀河団になると考えため過去の研究では探査できていなかった明るい遠方銀河のられ、銀河団の形成や進化を明らかにする上で重要な研究対個数密度を初めて求めることができました。その結果、遠方象になると期待されています。現在は利川さんを中心にそれ銀河の光度関数は、低赤方偏移の観測結果をよく説明する

らの赤方偏移を決定するための分光観測や、それらに属する

シェヒター関数と比べて、明るい側で有意に超過しているこ銀河の性質を調べるための多波長観測が進められています。

とがわかりました（図04）。これは、遠方銀河ではたらいている AGN などによる星形成抑止効果がこれまで考えられていたよりも弱いことを示唆しています。

図04 LBG の紫外光度関数（Ono et al. 2018）。赤丸は HSC-SSP 探査にもとづくわれわれの結果を表しています。黒のデータ点は過去の研究結果です。緑の領域は、重力レンズ効果を考慮したベストフィットなシェヒター関数を表します。マゼンタの実線は、重力レンズ効果を考慮していないシェヒター関数です。
青の実線はベストフィットな二つのべき乗則です。われわれの結果は、明るい等
級範囲でシェヒター関数からの有意な超過を示しています。

図06 HSC SSP 探査にもとづく z 〜4 LBG の密度超過コントア（Toshikawa
et al. 2018）。赤丸で囲まれた領域が高密度領域です。コントアでは赤い色ほど密度超過が大きいことを示していて、白い領域は探査領域の外もしくはマスクされた領域に対応します。

● SILVERRUSH プロジェクトの主な結果
LAE 探査については、HSC SSP で取得された狭帯域フィルターの1 Gpc2に及ぶ広大なデータをもとに、澁谷さんたちがこれまでで最大規模の z=5.7 & 6.6 LAE サンプルを構築し
図05 ハロー質量に対する星形成率とハロー質量増加率の比（Harikane et al.
2018）。ダイヤ印は HSC-SSP 探査にもとづくわれわれの結果で、他のデータ点
は過去の結果を表しています。黒の実線は観測結果に対するベストフィットな曲線に対応していて、灰色の領域はデータ点の分散を表しています。

06

ました（Shibuya et al. 2018, PASJ, 70, S14）
。特に、Lyα 輝
線で空間的に広がっているきわめて珍しい LAE（Lyα ブロッブと呼ばれます）を多数発見し、宇宙再電離期におけるそれ図07 左図は HSC-SSP 探査で見つかった Lyα ブロッブの例です（Shibuya et al. 2018a）。各画像のサイズは4"x4" です。黄色のコントアは表面輝度の2σ ノイズレベルに対応しています。右図は Lyα ブロッブの個数密度進化です。赤のデータ点が HSC-SSP にもとづくわれわれの結果で、それ以外のデータ点は過去の結果を表しています。灰
色の領域はその進化によく合う関数形のフィッティング結果を示しています。

らの個数密度を初めて導出しました（図07）。その結果、Lyαブ

現在、私たちは新たに HSC-SSP チーム内で公開された

ロッブの個数密度の進化は、星形成史の関数形と類似している

S18A カタログをもとに LBG/LAE カタログの構築を進めていことがわかりました。このことは、Lyαブロッブの起源が銀河のます。LBG カタログは前回 S16A のものと比べますと探査面

星形成活動と関係していることを示唆しており、その形成過積が3倍以上になっています。LAE カタログは、新たに取得

程を理解する上で重要な観測結果となる可能性があります。

された狭帯域フィルター NB387のデータをもとにした z=2.2

また、宇宙線研究所の今野彰さんや大内正己さんたち

LAE が追加されます。また、以前のカタログ構築で膨大な作は、これまでになく高い統計精度で LAE の Lyα 光度関数お業量を要した候補天体の目視チェックについては、筑波大学

よび角度相関関数を求め、それらの z=5.7から z=6.6にかけの天笠俊之さんや大倉真一希さん、宇宙線研究所の伊藤凌平ての進化を明らかにしました（Konno et al. 2018, PASJ, 70,

さんたちが中心となってディープラーニングを含む機械学習

S16; Ouchi et al. 2018, PASJ, 70, S13）
。Lyα 輝線は銀河間物技術を適用することを試みていて、これにより人による作業

質（IGM）中の中性水素ガスによる吸収の影響を受けるため、量が大幅に軽減されると期待されています。S18A カタログ

LAE の Lyα 光度関数および角度相関関数の進化をもとに、当は HSC-SSP データの次の全世界リリースで公開されるもの

時の IGM 中性度を見積もることができます．観測結果と理ですので、それに合わせて私たちの LBG/LAE カタログも公論モデルとの比較から、z=6.6での IGM 中性度は15 % 程度と開できたらと考えています。すでにご存知だった方々も、こ見積もられました。この結果は、Planck 衛星により最近得らの記事で知った方々も、もし興味がありましたらぜひお気軽

れた光学的厚みの観測結果と矛盾しないことがわかりました。

に問い合わせをしていただけたら幸いです。

さらに、澁谷さんたちは明るい LAE をすばる望遠鏡 FOCASや MOIRCS、ケック望遠鏡 MOSFIRE などで分光観測しまし○謝辞

た（Shibuya et al. 2018, PASJ, 70, S15）。過去の低赤方偏移

この記事で紹介させていただいた一連の研究成果は HSC-SSP に携での研究では、Lyα 光度が2.5×1043 erg/s より明るい LAE はわっている多くの方々の尽力なしには得られませんでした。この場をおすべて AGN を伴っているという結果が報告されていました。
しかし、今回 z=5.7 & 6.6の明るい LAE では、AGN でよく見られる電離されたヘリウムや炭素などからの静止系紫外輝線は検出されませんでした。このことは、明るい遠方 LAE で見られる強い Lyα 放射が、AGN 起源でないことを示しています。

● LBG/LAE カタログの応用と更新

借りして厚く御礼申し上げます。また、一連の研究に一緒に取り組ん
でいる遠方銀河ワーキンググループおよび *RUSHプロジェクトのメン
バーの方々には心から感謝しております。そして、この記事のドラフトに目を通してコメントを送っていただいた天笠俊之さん、伊藤凌平さん、大内正己さん、大倉真一希さん、今野彰さん、澁谷隆俊さん、
高橋慶太郎さん、利川潤さん、播金優一さん、樋口諒さん、山下拓
時さんに感謝いたします。

二つの *RUSH プロジェクトにより構築された LBG/LAE カ
タログは、ありがたいことに多くの方々に利用され、幅広い分野での成果につながりつつあります。たとえば、愛媛大学の山下拓時さんを中心に進められているのが、超大型干渉電波望遠鏡群（VLA）による FIRST サーベイの20 cm データとHSC データを組み合わせて遠方電波銀河およびその周辺環境を調べようとするプロジェクトで、そこで私たちの LBG カ★02 当初は fake object pipeline という名前でしたが、ソフトウェアの名前に fake と付けると信頼性を疑われるのではといった意見が出て改名されたという噂を聞きました。
★03 提案時は Great OpticaL search for DRopout galaxies
Using Subaru HSC の略でした。最初に末 尾の ush を思いついたので、辞書で ushで後方一致検索をかけてヒットした中にあったのがこの単語でした。

タログが活用されています。また、熊本大学の高橋慶太郎さ★04 1980年代から連載・放映されている某マンガ・アニメシリーズ。

んたちは電波干渉計 MWA による21 cm データとLAE の相互相

★05 紙面の都合でここで紹介しきれなかった成果も含め、より詳細な解説は天文月報2019年3月号に掲載される予定の大内正己さんの記事にまとめられています。

関をもとに再電離過程に制限を与えようとするプロジェクトを進めており、そこで私たちの LAE カタログが使われています。

07

5 AGN

その中心部に活発に活動するブラックホールを持つ（活動銀河核）活動銀河やクエーサーも HSC によって統計的な研究ができるようになってきました。活動銀河核（Active
Galacitic Nuclei：AGN）に関連した主な研究成果をの観測紹介します。

HSC-SSP 探査データにもとづくAGN（活動銀河核）の主な研究成果
白崎裕治（国立天文台 天文データセンター）● HSC 以前の研究成果の時期に SMBH の成長が急激に進んだことを示唆します。

AGN は 銀 河 中 心 に 存 在 す る 超 大 質 量 ブ ラ ッ ク ホ ー ル

HSC-SSP サーベイは、そうした SMBH が急成長する時代に（SMBH）に物質が降着する際に生じる放射により電波からガおける AGN の光度関数を、その折れ曲がりの位置よりも暗ンマ線にわたる幅広い波長域で観測されます。その放射光度

い側にまでわたって精密に測定することを可能にします。

はホスト銀河の光度を凌駕し、口径数メートルクラスの望遠

東北大学の秋山正幸さん達の研究グループは、HSC と鏡でも高赤方偏移までの観測が可能であり、最遠方宇宙のプ

SDSS のデータを用いて赤方偏移～4の AGN に対して光度関ローブとして活用されてきました。一方、その数密度は銀河数の測定を行いました [5]。求められた光度関数は SDSS ののおよそ1/100程度であるため、多数の AGN を検出するためみを利用した場合よりも4等級暗い範囲まで達し、折れ曲がには広い範囲に渡ってサーベイ観測を行う必要があります。

りの位置とその前後の光度関数を正確に求めることができて可視光観測による AGN 探査が The Sloan Digital Sky Survey

います。その結果、光度関数の折れ曲がり光度は赤方偏移2（SDSS）や2dF QSO Redshift Survey（2QZ）によって行われ、から4までほぼ一定であり、かつその形状を保ったまま数密

赤方偏移毎の AGN 光度関数や AGN 自己相関関数等が求めら度のみ減少する、いわゆる純密度進化モデルに従う結果を得れました。AGN の光度関数は SMBH の質量分布や SMBH へました。

の質量降着率分布と関係し、その進化の測定は SMBH の成長

さらに遠方の赤方偏移～6の光度関数については愛媛大学

過程を理解する上で欠かすことができません。また、SMBHの松岡良樹さん達の研究グループが測定を行っており、そのはそれを内包する銀河と共に成長することがわかってきてい詳細についてはこの後の松岡さんの記事（p14）をご参照くますから、銀河の進化モデルに対する観測的制限の一つともださい。

なります。AGN の自己相関関数はその空間分布を表す指標の一つであり、どれだけ強く局在化しているかを示す観測量● HSC による AGN 周辺銀河分布です。この自己相関関数も銀河の進化モデルに対する観測的AGN の自己相関関数については、それを HSC データのみ制限となります。

から精度良く求めることは、サンプル数が不足しているこ

SDSS 等により求められている AGN 光度関数は折れ曲がとにより困難です。その代わり、AGN とその周辺銀河とのりをもつ二つのべき関数により表されることが分かっており、相関、すなわち AGN 周辺の銀河分布を測定することにより、赤方偏移～6まで測定されています [1, 2]。自己相関関数の結SMBH と銀河の進化における広域的相互作用の重要性につ果からは、AGN の分布は一般的な銀河の分布とほぼ一致しいて検証することが可能です。HSC の銀河サンプルを利用ており、取り分け高密度な領域に分布しているわけではないすることで、より遠方の宇宙においてそうした研究が可能とことが分かっています [3, 4]。

なります。

● HSC による AGN 光度関数

方偏移0.6–3.0の AGN のうち、その SMBH 質量が比較的大き

筆者等の研究グループは、SDSS により検出されている赤そうした成果が得られている一方で、SDSS の感度では赤08

なサンプル（>108 M）を選び出し、それら AGN と HSC で方偏移3以上では光度関数の暗い側のサンプルが不足してお検出された銀河との相互相関関数 ξAG を測定しました [6]。そり、明るい側での光度関数しか測定されていないという問題の結果から、AGN 周辺における銀河の密度超過度を相互相点が残されていました。光度関数の測定結果からは AGN の

関距離 rAG*1を用い様々な AGN- 銀河サンプルに対して調査し個数密度は赤方偏移2–3をピークにそれより遠方、すなわちました。求められた rAG は銀河の明るさに強く依存し、銀河

過去の宇宙へ遡るほど減少していることを示しており、その特徴的明るさ Mλ,**2を越えると急激に値が増加し、最大で−γr*1 ξAG と rAG の関係は ξAG = r AG
。r は AGN からの距離。γ は 1.8とした。
*2 静止系での波長 λ における光度関数が急激に減少を始める絶対等級。

*3*4

comoving distance の単位を cMpc, proper distance の単位を pMpc とする。
現在の所属は Max Planck Institute for Astronomy

40 h−1 c Mpc*3まで達する結果が得られました（図01）。また、λ

この rAG の急激な増加は AGN 周辺銀河の特徴的明るさ Mλ,* がλ同じ赤方偏移の平均的銀河のそれに比べて明るい方にシフトλλ

していることによるものであることも分かりました（図02）。

λ

一方 Mλ,* より暗い銀河との rAG はほぼ一定で～5.5 h−1cMpc とλなり、平均的な銀河数密度に相当する環境であると言えます。

明るい銀河との相関で得られたこれだけ大きな rAG 値は既存の観測結果と大きく矛盾するおそれがあります。というのも、この赤方偏移における AGN と銀河の自己相関関数 ξAA,
ξGG はすでに測定されており、AGN の自己相関距離は rAA ～6–8 h−1cMpc [3, 4]、明るい銀河の自己相関距離は rGG ～10h−1cMpc [7, 8] と得られています。AGN と銀河が直接的な相関を持たないであろうダークマターハロースケールを越える
距離（>1 cMpc）においては、ξ 2AG= ξAAξGG が近似的に成り立
ち、rAG は rAA または rGG を越えない値となりますが、得られた値はそれらを大幅に上回る値となっています。
この矛盾を解決するには、この解析に用いた AGN と明るλλ

図01 AGN と銀河の相互相関距離と銀河サンプルの明るさ等級との関係。銀河
サンプルは与えられた等級より明るい銀河から構成され、各赤方偏移グループ毎に明るさのしきい値を変えたサンプルに対して相関距離を求めた。横軸は銀河の特徴的明るさ Mλ,* と銀河サンプルの明るさ等級の平均値の差。各マーカは図中の凡例に示した赤方偏移における結果。Mλ310, Mλ220はそれぞれ静止系310 nm,
220 nm の波長域における明るさ等級によりデータ選択をした結果を意味する。

い銀河の間には強い相関がある、すなわち何らかの共通の現象によって同時に発生したものと考える必要があると考えています。共通の現象としては、直接 AGN が数 cMpc も離れた銀河に直接作用して星形成を促すということは考えにくいので、銀河団や銀河グループ同士の衝突がひとつの可能性として考えられます。これにより爆発的星形成が複数の銀河で同時に発生し、一方は AGN が活動的な段階、もう一方は星形成が活発な段階で観測されたとすると定性的には説明がつけられます。
さらに遠方の赤方偏移～4の AGN についての銀河との相互相関関数の測定が東北大学の He, Wanqiu さん等の研究グ
ループにより、また同様の赤方偏移における AGN と原始銀河団候補との相互相関解析が総研大の内山久和さんらの研究グループによって行われています。それらの結果の詳細についてはこの後の He さん、内山さんの記事（p11～13）をご参照ください。

λ

図02 AGN 近傍（射影距離0.2–2 cMpc）における銀河の明るさ分布。それぞれのマーカーは図中の凡例で示した赤方偏移における結果。実線は対応する赤方偏移における銀河の光度関数を縦軸方向にスケールさせた関数。そのスケーリン
グファクターはそのサンプルに対する相互相関関数から期待される値。破線はMλ,* と φλ,* をフリーパラメータとして Schehter 関数でデータ点にフィットした結果。いずれの赤方偏移においても AGN 近傍銀河の Mλ,* はその平均的値よりも明るいほうにシフトしている。

これまでの SDSS ならびに今回の HSC による AGN 周辺の銀河分布の測定によると、AGN は特別銀河密度の高い領域

可視では暗く、赤外では明るい天体 Dust-Obscured Galaxiesに存在するわけではないことが分かっていますが、総研大（DOGs）を多数検出し、その自己相関関数を求めていますの尾上匡房さん *4等の研究グループは、AGN のペアに着目[10]。プリンストン大学の Goulding さん達の研究グループは、し、その周辺の銀河密度の測定を行いました [9]。SDSS で検HSC と WISE によるデータを利用して、AGN のホスト銀河出された AGN のうち、射影距離で2 pMpc 以内の距離にペア

は衝突合体の兆候がある割合が AGN を持たない銀河に比べをもつ AGN を選択し、その周辺の HSC により検出された銀て高いことを示しました [11]。愛媛大学の寺島雄一さん達の河の平均数密度からの超過度を求めました。その結果、赤方研究グループは、HSC データに X 線衛星 XMM-Newton によ偏移3.4の範囲で見つかった二つのペアはいずれも平均密度

るデータと赤外観測衛星 Spitzer によるデータを加え、可視より5σ 高い高密度領域に存在することがわかりました。まで暗く X 線で明るいダストに覆われた AGN のサンプルを多た、赤方偏移～1において見つかったペアについてもおよそ数検出し、その性質を調べました [12]。国立天文台の泉 拓磨

20 % のペアについて平均数密度より4σ 以上の高密度領域にさん達の研究グループは赤方偏移 >6の比較的低光度の AGN

存在することがわかりました。

について ALMA によってホスト銀河の観測を行い、それはほぼ星形成主系列上あるいはそれより若干星形成率が低下した● HSC による AGN 多波長観測状態にあることがわかりました [13]。また、SMBH とホスト

HSC による可視光観測データを他の波長域における観測データと組み合わせることにより、HSC データのみではで銀河の質量比は近傍宇宙における測定量とほぼ一致することも示しました。

きない研究も進められています。京都大学所属の鳥羽儀樹さ以上紹介した研究成果以外にもフォローアップスペクトル

ん達の研究グループは、赤外観測衛星 WISE によるデータと観測の結果を利用した研究や多波長データを利用した研究等

HSC のデータを組み合わせることにより、ダストに覆われが続々と産み出されつつあります。

参考文献[1] N. P. Ross et al. 2013, ApJ, 773, 14[2] L. Jiang et al. 2016, ApJ, 833, 222[3] N. P. Ross et al. 2009, ApJ, 697, 1634
[4] S. Eftekharzadeh et al. 2015, MNRAS, 453,
2779
[5] M. Akiyama et al. 2018, PASJ, 70S, 34[6] Y. Shirasaki et al. 2018, PASJ, 70S, 30[7] I. Zehavi et al. 2011, ApJ, 736 59[8] S. Ishikawa et al. 2015, MNRAS, 454, 205[9] M. Onoue et al. 2018, PASJ, 70S, 31[10] Y. Toba et al. 2017, ApJ, 835, 36[11] A. D. Goulding et al. 2018, PASJ, 70S, 37[12] Y. Terashima et al. 2018, PASJ, 70S, 36[13] T. Izumi et al. 2018, PASJ, 70, 36

09HSC で探るクェーサー周囲環境
内山久和（総合研究大学院大学）

宇宙を見渡すと、銀河が密集した高密度領域が観測されており、特に将来的に銀河団になると予想される領域は「原始銀河団」と呼ばれています。原始銀河団では銀河同士の合体が起こり、その銀河中心にある超巨大ブラックホールにガスが降り積もります。その際のガスの莫大な重力エネル
ギーの解放により、「クェーサー」と呼ばれる非常に明るい
天体が発現すると考えられています。従ってクェーサーは原始銀河団に存在するということが期待されますが、その一方で、クェーサーは莫大なエネルギーを辺りに撒き散らしており、周辺の銀河形成を阻害することが数値シミュレーション

図01 z~4の時代での銀河の分布。色等高線は銀河数密度を表し、赤い程、高密度な領域を示しています。黒点は銀河の位置を表します。オレンジ丸は将来的に銀河団に成長すると予想される原始銀河団であり、青丸はクェーサーを表しています。

で予想されています。つまり、クェーサーは自身の明るさに代に存在するクェーサーを、スローン・デジタル・スカイ

よってその周辺を逆に低密度領域にしていくわけです。

サーベイによって見つかったクェーサーのカタログから抽出したがって、クェーサーがいったいどんな密度環境に存在することにより、統計的にクェーサーが存在する環境を特徴するのかを観測的に捉えることは、宇宙の進化や今後辿るそ付けることを試みました。その結果、驚くべきことにクェーの運命を正確に予想することに対して必要不可欠です。過去

サーは銀河とほとんど同じ環境に存在していること、ならびの研究によれば、いくつかのクェーサーは原始銀河団に存在に今回のクェーサーサンプルのうち原始銀河団に存在する

していることが報告されてますが、その一方で、クェーサー

ものは全体のたった1.3 % のみであるという結果を得ましたが存在しない原始銀河団も見つかっています。しかしながら、（図02）。この結果がパソコンの画面に映し出された時、「こクェーサーならびに原始銀河団は時代を遡れれば遡るほどにれはおかしい、また何か間違ったかな？」と何度もコードを非常に稀であるために、クェーサーとその周囲環境について

見直したことを覚えています。というのも、大多数のクェー

統計的な議論に至っておらず、全く分かっていないのが現状

サーが銀河合体によって生じるという従来の有力仮説を覆すです。そこで、我々の研究チームは HSC の広視野撮像観測ものだったからです。

装置の能力を利用することで、クェーサーの謎に挑みました。

ところが、コードの間違いはなく、さまざまな検証を行

まず、大事になってくるのが原始銀河団のサンプル数を拡なった結果、どうやらこれは間違いないぞという確証を得る

大することです。上述したように原始銀河団は極めて稀であに至りました。つまり、大部分の銀河のそれぞれが進化の過り、z~3より昔の時代ともなると10個程度しか見つかってい程でクェーサーという段階を辿るのではないかという仮説をません。そこで HSC による大規模探査 HSC-SSP のデータ

統計的に初めて提唱することに至ったわけです。

を利用することで、そのサンプル数拡大を試みました。HSC

HSC という広大な目を通して我々は天文学の大きな謎をは今現在稼働している撮像装置の中で最も広い視野を持ち、一つ紐解いて見いだすことができました。それは HSC-SSP

かつ、極めて遠い天体からの光を捉えることができるというメンバーの協力はもちろんのこと、望遠鏡に携わる全ての点において他の追随を許さない、この研究には最適な装置で方々の着実な一歩の積み重ねによって得られたものです。そす。

んな努力の結晶に射す光を覗き込み、胸を高鳴らせ、今もな

ただ、HSC-SSP は進行中の観測ですので、天体カタログが更新されるたびに問題点が少なからず出て来ます。更新ご

お着実な一歩を進めています。

とに天体カタログの妥当性を検証し、原始銀河団カタログを作成するという作業が肉体的にも精神的にもとても大変でした。観測が全て完了するまで論文として発表できないのではないだろうかと不安で涙を流しそうになったことが多々ありました。そのような悲境を乗り越え、我々は世界で初めて z~4の宇宙において原始銀河団を179個見つけることができました。これは当時知られていた原始銀河団サンプル数の10倍以上に匹敵します（図01）。
さてようやく、我々はクェーサーがどのような環境に存在するかという前人未到の謎に挑戦することができるわけです。
我々の研究チームは構築された179個の原始銀河団と同じ時

10

図02 クェーサーの存在する場所での密度の分布（青の ヒ ス ト グ ラ ム ）。 一 方 で銀河が存在する場所の密度の分布はオレンジ線で示さ
れ て い ま す。 両 者 の 分 布は有意に異なりません。全
クェーサーの内、1.3 ％だけが原始銀河団に存在しています。

Exploring Massive Black Holes with Subaru/HSC
すばる /HSC で巨大ブラックホールを探る
He Wanqiu（東北大学）

As you may know, there is a black hole of 4 million solar masses at thecenter of our Milky Way. Actually, in our local universe, it is ubiquitous to

もうご存知と思いますが、天の川銀河の中心には4×106太陽
質量のブラックホールが存在しています。最近では、質量の大find those massive black holes at the center of massive galaxies. As the

きな銀河の中心に超大質量ブラックホールが見つかることがしnormal black hole born from ``dead” massive star only has several tens

ばしばです。しかし恒星の進化の末期に生まれた普通のブラッsolar mass, how can those huge “monsters” be formed in our universe?

クホールの質量は太陽質量の数十倍でしかありません。いったい銀河中心の「モンスター」ブラックホールはどのように形成

Obviously, the black hole can become more massive if gas falls onto

されるのでしょうか。

it, and we call this process as ``accretion’’. The mass falling onto theblack hole will then release their large gravitational energy as theelectromagnetic emission, and the central region during this phose iscalled an active galactic nuclei. The active galactic nuclei can be very
luminous, enabling us to probe them in very distant/early universe.
The studies on the number density evolution of active galactic nuclei
show a quite surprising result–active galactic nuclei are more abundantin the early universe (e.g., Ueda et al. 2014), which suggests the massassembly of massive black holes mainly occurs in the early universe!
Then the question becomes what is the mechanism to trigger the

当然ですが、ガスがブラックホールに落ちることにより質量が増えます。これは「降着」（accretion）と呼ばれています。ブラックホールに落ちる物質は大きな重力ポテンシャルのエネル
ギーを電磁波エネルギーに変えて放出します。この現象が活動
銀河中心核（active galactic nuclei：AGN）として観測されます。
とても明るい AGN もあるので、遠い宇宙（遠い昔）も観測できます。
AGN の数密度の進化を調べる研究（例：Ueda et al. 2014）で、

frequent gas inflow onto the black hole in the early universe?

昔の宇宙には AGN がもっと数多く存在したという意外な結果

Major merger can be the scenario to trigger the gas accretion onto

量増加が基本的に昔の宇宙で起こっていたことを示します。とが明らかになりました。これは、超大質量ブラックホールの質

the black holes. This scenario assumes close galaxies will interact

すると、かつての宇宙で、ガスがどのようなきっかけでブラッwith each other due to the gravitational force, and finally merge into

クホールに大量に降着していたのかが問題となります。

one massive galaxy. The strong interaction between the galaxies withsimilar mass can disrupt the original morphology of the galaxies, andそのきっかけは、メージャー・マージャー（major merger ＝大規

transfer the gas toward the center (e.g., Kauffmann & Haehnelt 2000,

模合体）なのかもしれません。このシナリオでは、2つの近接する

Hopkins et al. 2007, 2009).

銀河が引力でお互いを引っ張り合って、最終的に1つの大きな

If the major merger plays an important role in the black hole growthat the early epoch, quasars are expected to reside in the most dense
regions with high merger rate, since they are the most luminous
population among the active galactic nuclei, i.e., under the rapid gas
accretion. The environment of quasars in the early universe thus
becomes a powerful method to verify the merger’s role in the blackhole growth. However, there is a large diversity among previous studies
on the environment of quasars in the early universe. Some found an
exact over-dense environment around quasars (e.g., Orsi et al, 2016),
while others found quasars reside in an average- or even underdense regions (e.g., Uchiyama et al. 2017). Here, the problem is thatthe quasar sample in different works can be quite different in size and銀河に合体します。元の2個の銀河が大体同じ大きさなら、強い引力が銀河の形を曲げて、中心へガスを移動させるのです（例：Kauffmann & Haehnelt 2000, Hopkins et al. 2007, 2009）。
メージャー・マージャーが、本当に昔の宇宙でブラックホールの成長に大切な役割を果たしたとすれば、銀河合体が多い高密度環境にクェーサーも数多く見つかるはずです。クェーサーが急速なガス降着を伴っている AGN の中で、最も明るい天体だからです。そこで、昔のクェーサーの周辺の環境が分かれば、ブラックホールの成長に銀河合体がどのくらい関与したのかがわかります。しかし、今まで論文では、結果に違いがありました。ある論文（例： Orsi et al, 2016）では、クェーサーのluminosity range. Most of their quasar samples are highly biased to the

周りに高い銀河数密度が観測され、別の論文（例： Uchiyama

most luminous ones, which cannot fully represent the typical black holeet al. 2017）では、平均程度かあるいは低い密度が示されましpopulation in the early universe. To settle the discussion, a large quasar

た。ただ、論文によって、クェーサーのサンプル数や明るさの

sample covering a wide luminosity range is necessary. Thanks to the

範囲が異なります。多くのサンプルは明るいクェーサーに偏る

wide and deep imaging from the Subaru Hyper Suprime-Cam strategic

ので、昔の典型的なブラックホールの実態を知るには、数が多survey program (HSC-SSP), we can search for a large quasar sample

くて、明るさの範囲が広いサンプルが必要となります。それがin the early universe with a wide luminosity range for the first time!

HSC-SSP によって初めて可能となりました。
11

In this study, based on the g-band dropout color and stellar morphology,

今回の研究では、HSC-SSP ワイドのレイヤーから、g バン

we selected ~1000 20<i<23.5 quasar candidates at z=4 from the Wide

ド・ドロップアウトのカラーとその形態をもとにして、z ＝

layer of the HSC-SSP, which are ~2 mag fainter than the previous studies.

4で20＜ i ＜23.5のクェーサー候補を1000個ほど見つけるこ

The quasar luminosity function estimated by the sample further suggests
our quasar candidates can be the typical quasar population at the epoch,since they are around the knee of the luminosity function, and the faintend of the luminosity function tends to be flat. Moreover, thanks to thewide coverage of the Wide layer, we are also able to locate a large enoughspectroscopic-confirmed luminous quasar sample at the same epoch
from the Sloan Digital Sky Survey DR12 on the survey area, and to verify
their environment. We show a sub-region of the Wide layer in Figure 01.
The red stars are our quasar candidates, the black ones are the luminous
quasars, and the color contours are the density map constructed from thestar forming galaxies at the same epoch.
As shown in Figure 02, we found the low-luminosity quasars do notprefer residing in the dense regions as their surrounding over-density
significance is just slightly higher than zero, i.e., they have similarとができました。以前の研究と比べて、2等級程度より暗い天体を含むサンプルです。また、クェーサーの光度関数の形から、このサンプルはこの時代のクェーサーを代表するサンプルと考えてよいことも分かります。そして、ワイド・レイ
ヤーは Sloan Digital Sky Survey DR12から分光で確認された
明るいクェーサーを十分に含むほど探査面積が広いので、付近の環境の確認ができます。図01にワイド・レイヤーの一部を示します。赤い星印が今回の研究のクェーサー候補で、黒い星印が明るいクェーサーです。背景は同じ時代の星形成銀河の密度を示しています（青からオレンジに向かって密度は高まります）。
図02を見ると、暗いクェーサーは高い密度の領域に分布しているとはいえないようです（青色の密度数値0が、その時

environment to the star forming galaxies at the epoch. Thus, the merger代の星形成銀河の平均密度です）。とすると、銀河合体が昔

scenario may not play an important role in the early growth of typical blackのブラックホールの成長にあまり貢献していないのかもしれholes. As previous studies found a strong quasar-quasar clustering for theません。以前の研究（例：Shen et al. 2009）では、この時代

luminous quasars at the epoch (e.g. Shen et al. 2009), our result showsには明るいクェーサーは群れを成していることが見つかってa hint on a luminosity dependence of the quasar clustering in the early

おり、今回の研究結果は、クェーサーの明るさによって、生universe- the evolution track between the most massive and smaller black

成環境が異なることを示唆しています。昔は、小さなブラッholes may be different in the early time and converge later! We will carryout the spectroscopic follow-up observation to verify it.
Another interesting result is we found the luminous quasars at the epoch
are also not tightly associated with the most dense regions, especially attheir close vicinity (~1 Mpc). This result is contradictory to the strong autocorrelation of the luminous quasars found in Shen et al. (2009), and we
found the deficit of galaxies around the close vicinity of luminous quasars
can be the reason. At the final stage of merger, the feedback from thecentral massive black hole is thought to be quite efficient to prevent thefalling gas and quench the star formation of the host galaxy (e.g., Ota etal. 2018). On the other hands, other works recently detected obscured
companions around the luminous quasars at z~4.8 (e.g., Trakhtenbrot etal. 2018), which can also be the reason of no tight correlation to the over-

クホールと大きなブラックホールの進化はそれぞれ違っていて、その後収束したのかもしれません。今後の分光観測による確認が必要です。
もうひとつの興味深い結果は、明るいクェーサーの存在と最も高い密度環境との関連が、特に1 Mpc 程度の近接した領域において、さほど強くないことです。この理由として明るいクェーサーの近くに銀河が不足していることが挙げられます。銀河合体の最終段階で中心の超大質量ブラックホールのフィードバックによって、ガスの落ち込み運動がストップ
し、銀河の星形成活動を停止させてしまうと考えられるのです（例：Ota et al. 2018）。一方で、最近の論文で、z ＞4.8のクェーサーの周りに隠れている天体の発見も伝えられました

dense regions of luminous quasars found in our work. Further sub-mm（例：Trakhtenbrot et al. 2018）。これも、本研究で見つけた

observation is necessary to clarify the origin of the deficit.

星形成銀河の密度の高さとクェーサーの間に強い関係がないという結果を説明できます。銀河の不足の原因を明らかにするために、今後はサブミリ波の観測が必要です。

12

Figure 01:“A sub-region of the distribution of our HSC-selected lowluminosity quasars (red stars) and SDSS-selected luminous ones (blackstars) at z~4”

Figure 02:“The stacked average environment around the high- (leftpanel) and low-luminosity (right panel) quasars at z~4. The color
suggests the over-density significance.”

図01：z ～4のある領域で HSC が見つけた暗いクェーサー（赤い星）と SDSS が見つけた明るいクェーサー。

図02：明るいクェーサー（左）と暗いクェーサー（右）のサンプルから計算された平均環境。青色の密度数値0が、その時代の星形成銀河の平均密度です。

遠方クエーサーの探索
松岡良樹（愛媛大学）

HSC & AGN というキーワードで記事を書いて下さいとのて選択し、近赤外線 J バンドで測光してから、3色で最もク

依頼は引き受けたものの、よく考えたら天文月報に似たよう

エーサーらしいものを分光する、という手順で発見されてきな記事を書いたばかりでした。どうか詳しくは月報2018年ました。問題は中間ステップに当たる J バンド測光で、その11月号をご覧ください。ここではその記事に書かなかった

ために半年に一度プロポーザルを書き、観測をする必要があような雑感を、いくつか書いてみたいと思います。

ります。当然曇る時もありますし、J を撮ってみたらどれもさて、私は HSC の SSP データを使って、遠方クエーサーを

クエーサーらしくなく、i, z のドロップアウト選択を見直さ探索しています。もともとこの話が舞い込んできたのは2010年

なければならない場合もあり、そうなるとプロポーザルから頃、愛媛大学の長尾 透さんからの誘いでした。長尾さんたちはやり直しです。スピード感を持って試行錯誤することが難し

2000年代前半から、Suprime-Cam による広域サーベイをやろいわけです。一方で HSC SSP の場合は最初から i, z, y の3色

うという SWANS（Subaru Wide-ﬁeld AGN Survey）計画を構があるので、十分に試行錯誤を繰り返して候補天体を確定し、想しており、何度かインテンシブ・プログラムにも応募していきなり分光観測に臨むことが可能でした。これは非常に大いました。この活動が、後に起こってくる HSC の開発とそきかったと思います。また赤方偏移 z > 6.5のクエーサーになれによる広域サーベイ計画へと合流していきます。したがっると、z バンドではドロップアウトして見えないので y バンて SSP が始まるかなり前から、日本の AGN コミュニティでドのみが頼りです。すでに SSP のデータから、z ~ 7.1のクは広域サーベイを前提としたグループの拡大が行われており、エーサーが発見されています。

その中で私にも声がかかったのだと思います。HSC-SSP の

SSP サーベイはまだ道半ば、私たちの遠方クエーサー探査

AGN グループは今でもよく連携が取れていると言われますもまだまだ続いていきます。クエーサーの最遠記録は2017

が、その背景にはこのような歴史があるわけです。私はその年に z = 7.54となり、HSC で見えるぎりぎりのところまで後前にオーストラリアで同様のクエーサー探査に携わり、見事退してしまいましたが、この記録更新も含めた多くの成果をに敗北した後だったので最初はちょっと気乗りしなかったの

これからも生み出していきたいと考えています（図02）。

ですが、なんだかんだで参加することになりました。
SSP のデータは、ソフトウェアチームの方々の計り知れぬ努力によって、一通り解析が終わってから研究者に届けられます。したがって私たちがデータを手にするときには、遠方クエーサーは検出天体カタログにリストされ、画像にも綺麗に写っています。しかしデータには他にも膨大な数の天体が含まれるので、欲しい天体のみをいかに効率的かつ完全に抜き出せるかが勝負になります。詳細は述べませんが、私たちはベイズ統計に基づく確率的選択法というものを用いて、遠方クエーサー候補を拾い上げています。この手法は非常に強力で、抜き出された候補天体の約70 % が、その後の分光観測によって本当に遠方クエーサーであると判明しています（図01）。なぜこんなに高い成功率になるのか、競合チームをは

図01

HSC-SSP データに写った遠方クエーサーの例。

じめ色々な人から訊かれますが、実は私たち自身にもその理由はわかっていません。私はずさんな観測者なのであまり緻密な理論を構築することを好みませんが、それにしても質の良い観測データに正しい理論的手法を適用すれば、これくらいの成功率にはなるということなのかもしれません。一方でこれだけ誤同定が少ないと、逆に探査の完全性が心配になるのですが、無視できない数の遠方クエーサーを選び落としているという兆候は今のところどこにも見られていません。
細かい選択手法は別にしても、この SSP が遠方クエーサー
探査の分野で大きな成功を収めた要因の1つとして、y バンドの存在が欠かせません。歴史的に遠方（赤方偏移 z ~ 6）
クエーサーは、可視光 i, z の2色でドロップアウト天体とし

図 02 HSC
データから導出された赤方偏移 z=6のクエー
サー光度関数（赤い丸印）。
先行する SDSS（緑の四角）、
CFHT 探査（青いバツ印）よりも低光度まで精度よく決まっている。

13

6 重力レンズ銀河の観測

強い重力レンズ現象はかなり珍しいものですが、広い視野をサーベイする HSC はその発見に一役買っています。また、弱い重力レンズ現象を使った宇宙論
研究は HSC-SSP の主な科学目標として設定された重要分野です。

Gravitational Lensing and HSC
重力レンズ効果と HSC
Rachel Mandelbaum（Carnegie Mellon University）

Einstein’s theory of General Relativity tells us that the paths taken by lightrays traveling through the Universe can be affected by the presence ofmassive objects, which distort space-time itself. Gravitational lensing isthe deflection of light from distant quasars or galaxies due to the mass inmore nearby objects such as galaxies or galaxy clusters (gravitationallybound systems of many galaxies). One especially important feature ofgravitational lensing is that it is caused by all matter: not just normal matterbut also dark matter, which we cannot directly see with our telescopes.
This fact makes gravitational lensing one of the best ways to understandthe way dark matter is distributed throughout our Universe, including forexample how much dark matter surrounds typical galaxies in so-called“dark matter halos.” Gravitational lensing effects can be seen in images
from our telescopes in a few different ways.
The most dramatic manifestation of gravitational lensing is known asstrong gravitational lensing (or “strong lensing”), wherein a more distantobject actually appears in multiple locations on the sky, or as a highly
distorted shape such as a ring. Strong lensing occurs on the very rareoccasions when the mass in the more nearby object is very high andthe more distant galaxy is almost directly behind the more nearby one.
See Figure 01 for an example of strong lensing in an image from HSC.
The appearance of the multiple images in a strongly lensed system tells
us about the amount and spatial distribution of mass in the system thatis causing the lensing, including the dark matter. For cases where thelensed object is a quasar, which has brightness that varies with time,measurements of the time delays between the different images can beused to measure the differences in distances traveled by light rays thattake different paths through space-time, which can tell us not only about
the matter in the lens but also about how the Universe has expanded as afunction of time.
In contrast, weak gravitational lensing (“weak lensing”) occurs even whenthe more distant galaxy is not directly behind the more nearby one. As aresult, only one image of the lensed galaxy appears, but its brightness,position, shape, and size are all slightly changed by the lensing effect.
Weak lensing cannot be visually identified since we do not know theoriginal brightness, position, shape or size of the galaxy; however, bymeasuring coherent patterns in the shapes of large numbers of galaxies(millions!), we can measure the weak lensing effect. This is illustrated

14

アインシュタインの一般相対性理論によると、重い天体が時空自体をゆがめて、宇宙空間を伝わる光の通り道に影響を及ぼします。重力レンズ効果と言うのは、手前の銀河または銀河団（たくさんの銀河が集まった領域）の重力が、背景にあるクェーサーや銀河からの光を曲げてしまう現象です。大切なポイントは普通の物質に限らず、望遠鏡で直接観測できないダークマターも含む全ての物質が重力レンズを生み出す点です。そのため、直接観測できないダークマターが宇宙の中でどのように分布しているか ( 例えば、銀河の周辺に広がるダークマターハローにどのように分布しているか ) を探る
上で、重力レンズは最良の方法の一つと言えます。以下で重力レンズ効果がどのように望遠鏡で撮られた画像 ( イメー
ジ ) に現れてくるかを見ていきましょう。

Figure 01: HSC image of a location with a highly significant dark matter
halo detected through the weak gravitational lensing technique. This
halo is so massive that some of the background (blue) galaxies are
stretched tangentially around the center of the halo. This is called strong
lensing. (Credit: NAOJ)
図01 弱い重力レンズ効果によって発見された確度の高いダークマターハロー
を含む HSC のイメージ。
。中心の銀河のハローの周りに背景の銀河の光（水色のイメージ）が表れています。中心銀河がとても重いため、背景の銀河は中心銀河をかこむ円の接線方向に伸びて観測されます。これが強いレンズ効果と呼ばれる現象です。
（クレジット：NAOJ）

最も目立つ重力レンズが「強い重力レンズ効果」です。この効果によって、背景の天体のイメージがいくつかに分かれて別の領域に表れたり、その形がリング状になったり、さま
ざまにゆがんだ形になって観測されたりします。強い重力レ
ンズは、手前の天体が特に重く、背景の天体がちょうどその
真後ろに位置する条件が必要なので、数は多くはありません。
図01は、強いレンズ効果を表す HSC 画像の1つです。強いレンズ効果で見える複数のイメージの形から、手前の天体の物質の量とその分布の情報を知ることができます。背景の天体が時間変化を伴うクェーサーなら、複数のイメージの時差を測れば、それぞれの光路の長さの違いも分かります。このデータから、物質分布のみならず、膨張宇宙の歴史も調べることができます。
一方、「弱い重力レンズ効果」は、背景の銀河が手前の銀河のちょうど後ろからずれていても観測できる現象です。しかし、個々の銀河に現れる弱い重力レンズによる形状の変化は微小でFigure 02: The color scale shows the matter density in a simulated
universe, and the lines show the orientation a background galaxy would
have if it was gravitationally lensed by the matter field. The fact that thelines show patterns associated with the density field in the Universe iswhat enables us to measure weak gravitational lensing. (Credit: Takashi
Hamana)
図02：色はシミュレーションによる物質密度を表し、線はレンズ効果の影響を受けた場合の背景銀河のイメージに表れるゆがみの方向を示します。線のパター
ンと密度との関係がわかります。これによって、弱いレンズ効果の観測でダーク
マターの調査が可能となります。（クレジット：浜名 崇）

あるため、元の銀河の明るさや場所、形、大きさなどをあらかじ
め知らなければ、弱い重力レンズ効果が表れているかどうかを知ることはできません。とはいえ、数多くの（数百万レベルの）銀
河の形を測って、そのパターンを統計的に調査すれば、弱いレンズ効果を発見できます。図02をご覧ください。弱いレンズ効
果から、物質（ダークマターも含む）の分布のようすが分かります。特に面白いのは引力で集まる物質の塊です。時間が進むと物質が集積することによって、小さい塊が段々と大きな塊へと成長していきます。一方、宇宙の膨張は物質の間の距離を拡大しOne of the challenges in measuring weak lensing is the need to averageover the shapes of a very large sample of galaxies. For this reason,
the HSC survey with the Subaru Telescope is particularly powerful for
weak lensing measurements. The Subaru Telescope provides very deep
images of the distant Universe with very sharp image quality comparedto most telescopes on the ground, which means that even in a small areaof sky it is possible to precisely measure the shapes of many galaxies.
The HSC instrument can see a large patch of sky all at the same time, so
it can efficiently cover a large area of the sky in a reasonable amount oftime. Between the deep images, excellent image quality, and large area
coverage, HSC is currently the best ground-based instrument for weaklensing measurements.
The light that we see with our telescopes has to pass through the Earth’s
atmosphere, the optical system of the telescope, and is finally measured
on CCDs in HSC. All of these steps can introduce apparent distortions
in galaxy shapes that are comparable to or even larger than the weaklensing effect that we wish to measure. Hence, another difficulty in weakて、物質が引力により集積することを邪魔します。そこで、弱い宇宙の構造の形成の進行度合い

in Figure 02. Measuring weak gravitational lensing tells us how matter(including dark matter) is distributed throughout our Universe, including its
clumpiness due to its gravitational attraction, which causes small clumps
to grow into bigger ones over time. This tendency of matter to clump
together over time is counter-acted by the expansion of the Universe,
which draws distant objects farther apart. As a result, weak lensing is an
excellent way to measure how the Universe’s expansion has changed withtime, including the effects of dark energy (which causes the Universe’s
expansion to accelerate over time). Studying weak lensing therefore
teaches us a great deal about dark matter and dark energy, which together
dominate over the effects of normal matter.

米国中心の
観測結果

欧州中心の
観測結果

宇宙における物質（おもにダークマター）の割合
Figure 03: The cosmological constraints on the fractional contributionof matter to the energy budget of the Universe (rest of it corresponds
to dark energy), and the clumpiness of the matter distribution today,
as inferred from the analysis of the 3D dark matter map. The resultsof the clumpiness of the matter distribution from HSC observations of
the distant Universe using weak gravitational lensing are consistent
with results from other similar observations (DES and KiDS) of the
nearby Universe. The results from the cosmic microwave backgroundobservations reflecting the Universe's infancy obtained by the Plancksatellite are shown in blue. (Credit: HSC Project)
図03：物質が宇宙全体のエネルギーに占める割合（横軸）とその分布（構造形
成の進行の度合い）について、ダークマターの三次元地図から推定した制約条件を示しました。HSC の遠い宇宙の弱いレンズ効果の観測から導き出した条件は、近傍宇宙の観測（DES や KiDS）と合っています。宇宙の最初期のようすを表す
Planck 衛星の CMB（宇宙マイクロ波背景放射）観測は、青で描かれています。
（クレジット：HSC プロジェクト）

15

16

lensing measurements is removing the effectsof the atmosphere, telescope, and instrument on
the observed galaxy shapes, so as to accurately
measure shape distortions due to lensing. An
important part of any weak lensing measurement
is testing the shape measurements to ensure
they are free of biases. We have a few ways of
doing this, some using real data and others using
simulations. For example, by making fake imagesof the sky with a weak lensing signal in them, andanalyzing the fake images with the same image
processing software as is used in the real data,
we can test whether our analysis algorithms canrecover the true input weak lensing signal. This
gives greater confidence that the measured weaklensing signal in the real data is free of bias.

レンズ効果が宇宙膨張の歴史（例えば、宇宙膨張を加速するダークエネルギーの影響

After carefully testing our catalogs of galaxy
shapes, we can finally measure weak lensing
and use it to study the clumpiness of dark
matter. Figure 03 shows an example of the latest
results from the HSC survey. Compared to otherweak lensing surveys, HSC gives results thatare consistent within the errorbars. All of thesesurveys seem to suggest that the clumpiness ofdark matter is slightly lower than we would expect
based on measurements of the early Universe.
This tantalizing hint of disagreement with early
Universe measurements deserves further study,
and should be the topic of further investigations by
the HSC survey in the coming years. If the results
persist with further analysis using larger areasof the sky and increasingly sophisticated data
analysis methods, it could be a hint of exciting new
physics beyond our standard cosmological modelthat may be discovered with HSC.

みは観測したい弱いレンズ効果の影響と同程度かやや大きいものです。そこで、弱いなど）を調べるための有効な手がかりになります。弱い重力レンズを調べることによって、ダークマターとダークエネルギーをより深く知ることができるようになります。
弱いレンズ効果の研究の課題の1つが、たくさんの銀河から平均の形を導き出す作業ですが、ここで、すばる望遠鏡の HSC サーベイ観測がとても重要になります。まず、他の地上望遠鏡と比べて、すばる望遠鏡の遠方宇宙のイメージはとても深くシャープなので、狭い天域を観測しただけでも、多くの銀河の形を正確に測れます。加えて、HSC は一度に広い天域を撮ることができるので、効率的なサーベイができます。すばる望遠鏡の素晴らしい像質と集光力に HSC の広い視野が加わることにより、HSC は地球上の望遠鏡の中で、弱いレンズ効果の研究にとって最良の観測装置といえるでしょう。
HSC の CCDで観測される光は、まずは地球の大気と望遠鏡の光学系を通らなけ
ればなりません。このとき、その影響で観測される銀河の形がゆがみます。このゆがレンズ効果によりゆがめられた銀河の形状を正確に計測するためには、大気、望遠鏡の光学系、装置の光学系等の影響を取り除かなければなりません。この補正を施した後、それぞれの銀河の形にバイアスが残っているかどうかを確認します。この確認作業では、本物のデータとシミュレーションデータを使います。一例として、弱いレン
ズ効果の信号を人為的に入れたシミュレーション画像を用意して、本物のデータ解析
ソフトで解析し、入力通りに信号が検出できるかをテストします。そこで入力した弱いレンズ効果の信号が検出できれば、本番で実際に観測する信号にもバイアスはなく、本物の弱いレンズ効果の検出に自信を持つことができます。
銀河の形のカタログを注意深くテストしたのち、ようやく弱いレンズ効果を測って、ダークマターがどのように分布しているのかを調べます。図03に HSC 観測の最新結果を示します。HSC のデータが、誤差内で他の弱いレンズ効果の観測結果と合致しています。Planck 衛星による宇宙初期の観測から計算されたダークマターの分布の密集度と比べて、全ての地上サーベイ観測では少し低い数値が示唆されています。今後の HSC 観測とより精緻なデータ解析で、このずれが確かめられれば、現在の標準的な宇宙論を超える物理学の発見につながるかもしれません。

重力レンズ宇宙論の初期成果
大栗真宗（東京大学）

重力レンズの最大の利点はなんといっても目に見えない

ざまな系統誤差のチェックを行い、すべてクリアした上でダークマター分布を直接得ることができる点です。ダークマ「アンブラインド」され最終結果がチーム内で明らかにされター分布は薄いところと濃いところがあっていわばムラムラ

ます。ここまでの道のりは決して平坦ではなく、解析チーム

していますが、濃いところは重力が強いためにさらに密集しの中でも慎重な人は解析方法にさまざまな注文をつけ、あれていくといった具合にそのムラムラの度合いは時間とともにをチェックしろ、これもチェックしろと指摘します。その要

大きくなっていきます。一方で宇宙膨張によってそのムラム

求の厳しさにさすがの温厚な日影氏もキレそうになっていま

ラの成長は抑えられるので、その成長度合いを調べることでしたが、それをなんとかなだめ励ましてアンブラインド、そ宇宙の加速膨張の様子を詳しく調べられるというわけです。

して論文投稿までたどりつくことができました。

重力レンズを使ってこのムラムラの成長度合いを調べるのがHSC サーベイのゴールの一つです。

そうして得られた HSC 初年度データの結果は、ダークマ
ターのムラムラ度合いは宇宙背景放射観測から期待されるもということで、HSC 初年度データを使った重力レンズ解析のと無矛盾だがそれよりもちょっと少なめにも見える、といの結果を簡単に紹介します。HSC は撮像観測なのでそこにうものです（図02）。これは単なる統計的なゆらぎによる偶写っている銀河までの距離は直接はわかりませんが、測光的然なのでしょうか、それとも宇宙背景放射が発せられた宇

赤方偏移と呼ばれる手法で銀河の色を元におおざっぱに距離

宙年齢40万年から現在の138億年までの間に何か不思議なこを見積もります。ある銀河に対する重力レンズ効果は、そのとが起こっているからなのでしょうか？

手前のすべてのダークマター分布が寄与するのでこのままでサーベイのさらに広い領域の重力レンズ解析によって明らか

は三次元分布は復元できません。しかし、違う距離にある銀になると思われます。

その答えは HSC

河の重力レンズ効果をそれぞれ測定してそれらを組み合わせ
れば、奥行きまで含めたダークマターの三次元分布が復元できるのです！これはトモグラフィーと呼ばれる手法で、あたかも CT スキャンのようにダークマター分布を推定できてしまいます（図01）。
このダークマター分布を目で見ているだけではよくわからないので、実際はムラムラの度合いを特徴づけるパワースペ
クトルという量を測定して宇宙膨張を調べます。この宇宙論解析は東京大の日影千秋氏主導のもとすすめられました。基
本的には HSC データで測定したパワースペクトルをさまざ
まな宇宙論モデルで計算される理論パワースペクトルと比較して最も観測データを説明する宇宙論モデルを探せばいいわ

図01 HSC 初 年 度 デ ー タ か ら 得 ら れ た 三 次 元 ダ ー ク マ タ ー 地 図（Oguri,
Miyazaki, et al. 2018）。

けですが、測定や解析にはさまざまな系統誤差があるのでそれらを十分小さくおさえる必要があり、そこが一番の難関です（p14の Mandelbaum 氏の記事を参照）。
またこういった微妙な違いを見分ける解析では人為的バイアスも見過ごせません。解析者が結果を見ながら解析すると、得てして自分の期待する結果を得たところで思考停止す
る（期待する結果を得なかったら必死にバグを探したり考慮されていない効果を考える）ものですので、最終結果も解析
者の心理的効果に影響を受けたものになってしまう可能性があります。この影響を排除するため、真のカタログと偽カタログを準備して解析者はどれが真のカタログかわからないま
ま解析を行う、また解析の際も最終結果の宇宙論パラメータ
制限の中心値を隠すといった形のブラインド解析が行われました。私たちもこういった解析手法は初めてだったので、手探り状態で解析を行いました。
以上のようにブラインドされた状態で解析の妥当性やさま

図02 HSC 初年度データのパワースペクトル解析にもとづく宇宙論パラメータへの制限（Hikage, Oguri, et al. 2019）。横軸がダークマターの総量、縦軸がダークマター分布のムラムラの度合いを表しています。

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III HSC と市民天文学
hscMap の開発・公開と市民天文学への活用・展開
ここまで、HSC の登場によって天文学の地平が大きく切り拓かれつつあるようすを見てきました。そして、宇宙の姿を一気に写し取ってしまうその優れた能力は、サイエンスの研究のみならず、アウトリーチの世界でも広く利活用されはじめています。それを可能とした「hscMap」の紹介と使い方について解説します。

hscMap で HSC のデータを眺めてみよう
小池 美知太郎（国立天文台ハワイ観測所）● HSC を自在に楽しむための hscMap
HSC が1回シャッターを切ると1.7平方度の領域をカバーする112個の画像ファイルが出力されます。
112個の画像は焦点面の112個の CCD に対応していて、これらの画像を焦点面の CCD の配置に並べ直すと図01の様になり縦横30000ピクセルを超える
大きさになります。これは例えば私が使っている
MacBook（2017年モデル）の200画面ほどに相当する大きさで、この大きさの画像を通常のアプリで開こうとすると開くだけで数十秒かかり、正常に表示されなかったりします。HSC のデータは一露出分を眺めるだけでも大変なのです。
HSC-SSP の観測された領域は日々広がっており、
S18A では1100平方度以上の広さのデータが得られています。この広大な領域をカバーするデータをストレスなく自在に眺めて回りたいというのが人情というものです。hscMap はその欲求を叶えるために開発されました。

図01 112枚の画像を焦点面の CCD の配置に並べたもの。サイズ
は縦横30000ピクセルを超え、CCD1つに対応する部分は4000ピク
セル×2000ピクセルほどの大きさです。

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図02

hscMap を開いた直後。天の川、星座線、HSC-SSP の領域の枠、「VVDS」「GAMA09H」などの領域名が見えます。

● hscMap を触ってみよう！
hscMap は次のアドレスからアクセスできます。
http://hscmap.mtk.nao.ac.jp/
ページを開くと図02のような画面が現れます。視野内には星座線や天の川などが見られますが、所々に「VVDS」や「GAMA09H」などの領域名を囲む
緑色の枠が見えると思います。この枠が HSC-SSP で観測された領域です。

○ PC での操作
緑色の枠内にマウスカーソルを持ってきてマウスホイールを上向きに転がしてください。すると視野が徐々にズームアップしていき次第に HSC で得られた画像が見えてきます。さらにズームアップを続けていくと元データのピクセル一つ一つがわかるまで拡大できます。また、視野内でマウスをドラッグすることで視野を平行移動させることができます。

○タブレット端末での操作
緑色の枠内に2本の指を置き、その2本の指を画面に接したまま広げてください（ピンチアウト）。すると視野が拡大されます。また画面を素早く2回タップすることでも拡大できます。これを緑色の枠内で繰り返すと視野が徐々にズームアップされていき、HSC で得られた画像が見えてきます。また画面を一本指でなぞることで視野を平行移動させることができます。ズームアウト
するには2本の指を画面に接したまま狭めるか、2本指で画面を素早くタップしてください。

図03 M31を拡大していく様子。縦方向の画角は一番上の図で約30度、一番下の図は約40秒です。マウスホイールの操作またはピンチアウトでシームレスに拡大していけます。

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●色調整で見えてくるることができます（もし「SSP 色調整」ウインドウが表示さ一般的にカラーの画像を得るには3種類のフィルターでそれていなければ「解析」メニュー内「SSP 色調整」をクリッ

れぞれ得られた単色画像をコンピューターで合成する必要がクするとウインドウが表示されます）。また「SSP 色調整」

あります。HSC-SSP ではほとんどの領域で5種類のフィル

ウインドウ下部のスライダーを操作すると表示する値のレン

ターでデータを得ているためカラーにバリエーションがあり、ジを調整することができ、例えば図04のように初期の階調でhscMap ではそのバリエーションを選択することができます。

は見えない淡い構造も強調して表示するように調整できます。

デフォルトでは HSC-I、HSC-R、HSC-G のフィルターで撮らこのように表示の調整によって見えてくるものが変わってくれた画像データをそれぞれ赤、緑、青に割り当てていますが、るのも hscMap の面白いところかな、と個人的には思ってい

これは「SSP 色調整」ウィンドウのラジオボタンから変更すます。

図04 階 調 調 整 前 後。「SSP Color」 ウ
インドウ下部のスライダーを調整し淡い
シラスを強調して表示したところです。

○オリオン大星雲（M42）の色調整をしてみよう

画面中央にやってきます。先ほど現れた M42ウインドウにできるようになっています。M42を例に紹介します。画面上あるツマミは画像の表示を調整するパラメーターで、これら部のメニューから「解析」→「星雲・近くの銀河など」→を調整すると例えば図06のように同じ領域でもかなり違っ「M42」を選んでください。すると「M42」ウインドウが現た画像を得ることができます。みなさんも、ぜひ興味のあるれるので、今度はその右上の「三」のマークのメニューから領域でツマミを調整して遊んでみてください。

図05

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「表示」を選んでください。図05のようにオリオン大星雲がM31や M42などいくつかの領域は特別に細かく色調整がオリオン大星雲。星雲の詳細な構造が確認できます。

図06

星雲の一部を拡大したもの。左右の画像は同じ領域を切り取ったもので、右は表示のパラメーターを調整し星雲の構造をより見やすくしたものです。

● hscMap で宇宙散歩

年9月には「すばるの学校（★01）」の授業中に講師と学生

hscMap で何気なくデータを眺めていると、彗星が偶然写

が hscMap を眺めていて偶然見つけたレンズ天体（図09）がりこんでいたり（図07）、変わった形の銀河（図08）があった

きっかけとなって、本格的な研究の成果につながった例もありするのを偶然見つけることがあり、とても楽しいです（こりました（★02）。hscMap を眺めているとまた新しい発見がのような興味深い天体のいくつかはメニューの「ブックマー

あるかも知れません。あなたも是非 hscMap を覗いてみてくク」→「オススメ天体」の中にまとめられています）
。2015

ださい。

★01 すばる望遠鏡を運用する国立天文台ハワイ観測所は大学生向けに「すばるの学校」を毎年開催しています。
★02 観測成果「夜空に浮かぶ太古の目―すばる望遠鏡」
https://www.naoj.org/Pressrelease/2016/07/25/j_index.html

図07 117P/Helin-Roman-Alu 1 彗星（千葉工業大学の吉田二美さんによる同定）。いくつかのショットで写っていたものがスタックされて何重かに写っています。[ 座標：赤経19.889°赤緯0.124°]

図08 UGC 9327 & FIRST J143043.0+001510。クラゲのような形に見える銀河。2017年の国立天文台特別公開日（三鷹・星と宇宙の日）「第3回 HSC
銀河さがしゲーム」に登場しました。[ 座標：赤経217.682°赤緯0.252°]
図09 ホルスの目。2つの遠方銀河が手前にある別の銀河によって同時に重力レンズ効果を受けている極めて珍しい天体（下の概念図参照）。古代エジプトの神聖なる神の目にちなんで「ホルスの目」と名付けられました。[ 座標：赤経216.204160°赤緯 -0.889361°]

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HSC の成果画像で「hscMap」で利用できる最新の観測データは膨大で、市民天文学を研究者がすべてをチェックするのは困難です。そこ創り出す！

通して研究活動を行う「市民天文学」が盛んになっ

で、天文学に関心のある一般の市民が「hscMap」をてきています。

研究者と一緒に、あなたも銀河の謎に挑戦！
臼田 - 佐藤 功美子（天文情報センター）の貢献が大きく、昔からシチズンサイエンスが活発だった分野と言えるでしょう。2000年代になると、インターネットを使って既存の大規模観測データにアクセスし、画像などを見ながらデータ分類する形式のシチズンサイエンスが盛んになりました。今では英語圏を中心に、天文学に限らず様々な分野において、この形式のシチズンサイエンスが活発に行われています。
国立天文台では2017年度より、大規模データを使ったシチズンサイエンスの検討を本格的に開始しました。2015年の国際外部評価にて、「天文情報センターでは、シチズンサイエ
ンスのような双方向のやりとりを一般市民と行うべき」という勧告を受けたことがきっかけです。すばる望遠鏡の HSCを使った大規模戦略枠観測プログラム（HSC-SSP）コアメ
図01 市民天文学プログラムメンバー。左から、臼田 - 佐藤功美子、小池美知太郎、内藤誠一郎、山岡均、田中賢幸、柴田純子（敬称略）。臼田 - 佐藤、内藤、山岡が全体のプログラム作成、小池が hscMap 機能を活かした銀河分類サイトの作成、田中が科学監修を担当。2018年11月より、ウェブデザイン担当として、
柴田がメンバーに加入。

宇宙には様々な形をした銀河であふれています。例えば渦ンバーの一人である田中賢幸さんに相談し、田中さんの研究テーマでもある、衝突銀河の形の分類に市民が参加するプロ
グラムの開発を始めました。また、国立天文台におけるシチズンサイエンスの和名を「市民天文学」に決めました★01。

●日本科学未来館でのデータ収集

巻きのある銀河もいれば、ない銀河もいます。この銀河のこうして、すばる望遠鏡を運用するハワイ観測所と、広報「多様性」がどのようにできたのかは、実はよくわかっていま普及を業務とする天文情報センターの共同で市民天文学プ

せん。銀河は他の銀河と衝突合体を繰り返しながら成長してログラムが本格的に始動しました。そして、小池美知太郎

きたと考えられており、銀河の衝突が鍵を握っている可能性さん（ハワイ観測所）が開発した、自由に宇宙を探索できがあります。あなたも、簡単な質問に答えることで、HSC がる hscMap の魅力を活かした、独自の市民天文学サイトを作とらえた様々な銀河の形を分類し、研究者と一緒に銀河の謎成することにしました（p18–21参照）。非専門家の方々が練に挑戦してみませんか。

習問題を解くことで、自信を持ちながら銀河の分類を行える
トレーニングメニューを充実させたいと考えたことも、独自●市民が研究に参加するシチズンサイエンス

22のサイトを作成する理由のひとつです。メニューについては、

シチズンサイエンス（citizen science）という言葉をご存日本科学未来館（以下、未来館）の科学コミュニケーターの知でしょうか。オックスフォード英語大辞典によると、「一方々より助言をいただきながら、来館者からデータを収集し、般市民が、しばしば科学者や科学研究機関と共同で科学的研作っていきました★02。

究を行うこと」とあります。1990年代頃から使われ始めたこ

第一段階として、衝突している銀河か否かを見分けてもらの言葉の起源やコンセプトは様々ですが、天文学は小惑星やうメニューを作成しました。2018年8月初旬に未来館で行っ彗星の発見、変光星の観測などにおいて、アマチュア天文家たイベントでは、まず天文台職員が銀河の形を説明し、参加者が銀河画像を印刷したカードを分類するトレーニングを行った上で、HSC 画像上の銀河の分類をしてもらいました。2日間で合計239名からデータを集めることができました。その結果、年齢による正答率の差がないこと、淡い腕構
造を持つ銀河を渦巻銀河だと判別できる人の割合が低いことなどの発見がありました。中には、構造がはっきり見えているもののみが銀河で、ぼんやりしたものは銀河ではない、と思っている人がいる、という驚きもありました。
第二段階として、未来館展示室にある操作端末「オピニオンバンク」にて、来館者が自分で解説を読みながら質問に答える方式でデータを収集しました。最終的には解説者を介さず、参加者が各自ウェブ上でトレーニングを行い、銀河判別の知識をつけていただく必要があるからです。今回は、衝突銀河に見られる構造についても分類していただきました。
2018年12月上旬からの1か月間で、990名分のデータを収集できました。①銀河の形を知る、②衝突銀河か否かを見分ける、③衝突銀河に見られる構造を分類する、の3段階にわけ、
全10問用意しましたが、参加者の約4割が最後まで答えて下さいました。さらに、正答率が低かった問題を改善した修正版について、2019年2月の約3週間データ収集を行い、正答率が上がったことを確認しました。

●銀河成長の歴史を紐解く旅にでかけよう
未来館で得られたデータをもとに、現在市民天文学ウェブ
サイトを作成中です。完成を今年夏頃に予定しています。銀河の形の判別は専門家の間でも意見が分かれることがあり、できるだけ多くの方の目で判別していただく必要があります。
HSC のデータは他の望遠鏡による過去の画像に比べて観測領域が圧倒的に広いだけでなく、データ品質が高く、銀河の淡い構造まで見えています。そのため過去の画像ではできない詳細な解析ができると期待しています。あなたも衝突銀河の形を分類し、銀河の謎を紐解く旅に一緒にでかけませんか。

★01 シチズンサイエンスの直訳は「市民科学」ですが、既に別の意味で使っている団体があります。その団体を尊重し、言葉の意味の混乱を避けるため、市民天文学とよぶことにしました。
★02 日本科学未来館市民参加型実験「オープンラボ」事業では、
志野渚さん、鈴木毅さん、片平圭貴さんはじめ、多くの科学コミュ
ニケーター、スタッフの方々にご協力いただきました。この場を借りて深くお礼申し上げます。

図02 未来館でのイベントの様子。銀河カードを分類するトレーニング（画像上）の後、HSC 画像上の銀河を分類（画像中）。上級者編では、田中賢幸さん自ら衝突銀河について解説（画像下）。

3D プリンターですばる望遠鏡の模型を作ろう
http://prc.nao.ac.jp/3d/index.html●臼田 - 佐藤を中心に、視覚の有無に関わらず、触って理解できる望遠鏡等の模型を開発しています。第一弾として、
すばる望遠鏡を製作しました。開発時には、視覚特別支
援学校の先生等のご助言をいただきました。どなたでも市販の3D プリンターで造形できます。詳細については、公式サイトをご覧ください。

図03 未来館展示室の操作端末「オピニオンバンク」に表示した問題のひとつ。
来館者は日本語・英語のいずれかを選んで参加。衝突銀河に見える構造「リング」「おうぎ」「しっぽ」「ゆがみ」は、それぞれ専門用語「リング」「シェル」「潮汐ストリーム」「形のゆがんだハロー」の愛称。ちなみのこの問題の正解は「1. リ
ング」
。

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HSC を越えて

宮﨑 聡（国立天文台 先端技術センター）

私たちの世代は、先輩方から「すばる望遠鏡」という偉大な資産を受けつぎました。私たちは、その性能をより一層引き出すために、HSC を開発しました。本特集で紹介されているとおり、現在多くの人々の努力により、大規模探査観測（HSC-SSP）が遂行され、そのデータが解析・公開されています。この世界的にもユニークなデータに基づき、天文学の幅広い分野で成果が出始めました。一般共同利用観測等においても、HSC は活用され、現在のところすばる望遠鏡のおよそ半分の観測時間は、HSC に割り当てられています。
先代のカメラ、Suprime-Cam は3割程度の高い稼働率を約16年間維持したまま現役を退きましたが、HSC も今後10年以上にわたり同様に活躍し続けるでしょうか？ おそらくそうはならないでしょう。米国の LSST が2022年ころから観測を開始するからです。LSST
は HSC より広視野でかつ専用望遠鏡のため、探査観測のスピードが非常に速いのが特徴です。例えば HSC-SSP では1000平方度を Wide
Survey と位置づけて、6年程度かかる見通しで観測を行ってきていますばる
すが、LSST ★では SSP/Wide の深さのデータが、2年弱で、約20,000
平方度集まってしまいます。HSC-SSP データが「旬」の期間は、それほど長くないことがわ
かります（LSST で HSC ほど高解像度の画像が撮れるかどうかはまだ分かりませんが）。
私たちの次の世代の若い人たちは、「HSC で、もうお腹がいっぱい」とか、「どうせ LSSTに全部塗り替えられてしまう」などと言わず、ぜひ HSC を使って得た経験をもとに、LSSTがもたらす大規模データの時代を、それぞれの分野のリーダーとして走り抜けて下さい。そのためには、LSST データを待ちわびている人々に声をかけて、仲間を増やし、今から共同研究を始めましょう。今が旬の HSC データを最大限活用して下さい。私たちも、このようなことが可能になるように、できるだけお手伝いをしていきたいと考えています。
同時に、私たちは、LSST ができないことが何かを考え、独自な研究手法を確立することも忘れてはいけません。現在 Kavli IPMU のリーダシップの下に開発が進む、Prime Focus
Spectrograph（PFS）は大変重要でユニークな装置で、完成後行われる予定の SSP 観測は、
新しいチャンスを私たちにもたらしてくれるでしょう。
一方、PFS-SSP 終了後も、LSST の探査観測は続いている予定です。
私たちは、それをぼんやりと見物していればよいでしょうか？ 北天は LSST は観測できませんから、HSC で観測するとしても、それに加えて、何かもっと LSST とは根本的に違ったことを、やりたくな
りませんか？ 私たちが今興味を持っているのは、CCD センサーの高速 CMOS センサーへの置き換えです。これにより、現在約15秒読み
出しにかかっているセンサーがわずか0.1秒で読み出せるようになります。CCD と異なり電荷の転送が不要なのと、何千個という ADC がLSST
素子上に内蔵されているからです。こうして、極めて速い時間変動をする天体の検出が可能となります。この CMOS センサーのプロトタイプ開発には、すでに着手していて、近い将来ご紹介する機会もあるでしょう。
すばる望遠鏡が魅力を持ち続け、多くの成果が上げられるよう、私たちは今後もいろいろな工夫をしたいと思っていますので、若い観測者の皆様も、たくましい想像力をもって、観測天文学の限界に挑戦して下さい。
★ Large Synoptic Survey Telescope24

天文台メモワール
私が初めて三鷹キャンパスを訪れたのは、
1973年頃だったと思います。当時私は、調布市にある電気通信大学で働いていました。先測、さらに VLBI 懇談会の事務局など様々な仕事を一緒にさせていただきました。
しかし、M-5ロケットによるVSOP 衛星の打輩職員に誘われて観望会に参加したのですが、 ち上げが近づくと、VLBI のメンバーは次々とこの時に説明してくださったのが天文台の鳥

三鷹勤務になってしまいました。私は、転出し居泰男さんでした。この頃私は、電通大の坂たメンバーとの繋がりを保ちつつ、45 m 鏡の田朗さんらと隕石の分析を試み、その時教えて保守に軸足を移すことにしました。45 m 鏡は、もらった「宇宙化学」「星間分子」といった言葉

性能向上を目指して改良を重ねて来ましたが、にワクワクドキドキしました。坂田さんは、観同時に予期せぬトラブルも発生しました。主鏡測を開始したばかりの6 m 電波望遠鏡を見学

パネルの浸水による劣化、AZレール基礎部のする機会もつくってくださいました。

沈下、ボルトの劣化による主鏡の歪み、日除け

それから十年程後のこと。三十代になってパネルの浸水による劣化などです。45 m 鏡のいた私は、野辺山宇宙電波観測所から「職員責任者である浮田信治さんと共に日夜原因をになりませんか」というお誘いを受けました。

探り、ひとつひとつ対策を講じました。その結それは、信州生まれの私にとってとても嬉しい

果、45 m 鏡は毎年共同利用観測に供され、私話でした。しかし私は、前年の見学で新たなは充実した四十代を過ごすことができました。

仕事が転職に近いものであることを知っていま五十 代になると、45 m 鏡の 保 守に加えてした。また、当時の電通大では技術職員の他マネージメント的な仕事が増えました。その傍大学への転勤は極めて稀なことでした。にもら私は、職員の森明さんと国立天文台最古のかかわらず、坂田さんや中川直哉さんの後押し

電波望遠鏡の復元にも取り組みました。また、

45m 電波望遠鏡
と共に
御子柴 廣

（野辺山宇宙電波観測所）と、天文台の森本雅樹さんらのご尽力によって、 サイエンス・パートナーシップ・プロジェクトの1986年から野辺山観測所で職員として働かせ主講師として、八ヶ岳の西側にある出身高校ていただけることになりました。

で年に数回の授業を4年間にわたってさせてい着任した当時の野辺山は、共同利用を開始

ただきました。また、五十代最後の2年間は三した45 m 電波望遠鏡に加えて、ミリ波干渉計

鷹に勤務することになり、先端技術センターのの試験観測も行われており、まさに活気溢れ皆様にお世話になりました。

る観測所でした。私は VLBIグループに加えて六十代は野辺山観測所に戻り、AZレール

いただきました。平林久さん、森本さん、井上の再設定、架台の補修塗装など再び45 m 鏡

允さん、宮地竹史さんが当時のメンバーでした。 の保守に取り組みました。また、野辺山観測臼田64 m 鏡でのスペースVLBI 実験、45 m 鏡所の安全管理者として、事故防止に務める日々での国際ミリ波 VLBI 観測などワクワクする場

を過ごしました。

面が続きました。しばらくすると平林さんは宇末筆になってしまいましたが、不器用で頑宙科学研究所へ転出なさいましたが、その後固な私を今日まで励まし、導いてくださった国任として通信総合研究所 ( 鹿島 ) から川口則幸

立天文台の皆様に、改めて感謝申し上げます。

さんがいらっしゃいました。川口さんとは、鹿そして、三十年にわたり励まし合ってきた45 m

島34 m 鏡と45 m 鏡を結合した鹿島 - 野辺山

電波望遠鏡にも心を込めて「長い間ありがと

干渉計、ネットワークの構築を目指す出張観う」と言いたい。

01 1987年当時の VLBI グループ（左から、平林、森本、宮地、御子柴、井上）。

02 2006年から2009年まで岡谷工業高校で行った SPP 授業。

25

天文台メモワール
お世話になっております。天文情報センタ

重力波の立ち上げ（画像03）や、子午線部のーの松田浩です。1980年3月公務員初級技

光電子午環の観測当番、セシウム原子時計を術で東京大学東京天文台に入台してからこの使った NTP サーバーの開発などに参加しま

3月で39年になり、メモワールを書く時期にした（画像04）。1996年末に保時室の業務はなってしまいました。

水沢に集約され、その後は光赤外干渉計推進

私の最初の配属先は天文時部の保時室でし退職のご挨拶

た。そこでは写真天頂筒（PZT）観測やセシ

松田 浩

管理、関連する電気回路の製作、その後 GPS（天文情報センター）室（MIRA）で制御系の製作と、プロジェクトの事務的な取りまとめをしました。

ウム原子時計、自動時計比較測定装置の維持を加えた時計比較データの整約、発送に携わりました。天文時部は東京天文台の中でも大所帯で、今は難しいことですが、月々積み立てて部内旅行に行ったりしました（画像01）。
今は暦計算室に所属していますが、当時天文時部と居室が近かったこともあり、暦計算室の溝原さん、中井さんと測光部の田中さんに
北アルプス白馬岳などへ連れて行ってもらったのは良い思い出です（画像02）。

03

1986年 パルサー観測用の測定機器。

2005年に天文情報センター暦計算室に移り、現室長の片山さんと共に暦要項、暦象年
表、理科年表暦部の編制や、ホームページの制作などの業務を引き継ぎました。前任者の伊藤さんが続けてこられた貴重書展示も、図書係と合同で続け私が関わって10年になります（画像05）。その他に2005～2012年まで質問電話や手紙への対応、観望会の質問コーナー、また天文時部の時計、観測機器などを引き継いだことから、旧アーカイブ室の立ち上げにも関わり、ミュージアム推進室の手

01

1991年 宇宙計量部門の部内旅行で北海道へ。

伝いをしていました。2010年からは総務室長としてセンター内の事務的取りまとめなどもしています。

05 2014年 春季天文学会で貴重書展示について紹介。左から私、伊藤節子さん、当時の図書係長の堀さんと前図書係長の山崎さん。

39年間で健康面の大きな変化は太った以
02

1981年 北アルプス縦走中の五竜山荘にて。

1988年国立天文台に改組され、所属は位
置天文・天体力学研究系宇宙計量部門となり外に網膜剥離があります。2003～2007年
左眼を4回、2008年に右2回の手術を経て後遺症は残りつつも、なんとか視力は維持しています。

ました。1992年福島登志夫さん（現天文情

今の私があるのはこれまで出会った皆さん

報センター長）が天文保時室長になり、水沢のお陰です。きちんとお礼をしないで失礼しと三鷹の保時室が連携を始めた頃、私もマネてしまった方々、ご迷惑をかけた方にもこのージメントに関わるようになりました。その場を借りて申し上げたいと思います。ありが他に野辺山45 m や臼田64 m 電波望遠鏡のパ

とうございました。そしてもう少しの間、よルサー試験観測（NRO 速報 No89、No.99）、 ろしくお願いします。

26

04（背景） パルサー試験観測を行った ISAS の臼田宇宙空間観測所64 m パラボラアンテナ。

天文台メモワール
自分が還暦を迎えるとは。未だにピンと来んとか観測所内限定のネットワークで研究室ませんが、確実に年月は流れたようです。皆と繋ぐことができました。そして野辺山独自様のおかげを持ちまして、天文台で32年、前の予算執行事務処理システムを開発しました。

職の財務局時代を含めると42年間、事務職

その名称は、私の趣味がスキーだったことも員として大過なく過ごすことができました。

あり、菅平高原スキー場に裏太郎という好き

この場をお借りして、御礼申し上げます。大なゲレンデがあったので、当時一世を風靡し変お世話になりました。

ていたワープロの一太郎をもじって、「NRO

さて、私が野辺山宇宙電波観測所事務室に会計システム裏太郎」という名にしました。

異動してきたのは、1987年でした。当時は、 おー、なかなか良い名前だと自画自賛してい
まだ、東京天文台の野辺山宇宙電波観測所でたら、裏帳簿みたいだなというご批判をいたした。その頃は、事務作業はほとんどが手書だいたのを覚えていますが、こちらも1990

きの時代でした。唯一、旅費計算書だけがパ

年から法人化するまでの2003年までの14年

ソコンで処理されていました。そんな状況で間にわたり活躍してくれました。今でもそのすから、事務室にはパソコンが1台、ワープ

データをアーカイブ化して検索できるようにロ専用機が1台あっただけだったと記憶してしてあります。

います。もちろんそのパソコンもネットワー

そして2004年に法人化され、財務会計シ

クなんてものには繋がっていませんでした。

ステムが導入され、やっと台内の会計処理が通信方法は、電話か FAX か郵便です。

ネットワーク化されました。法人化後は、財パソコンに興味があった私は、旅費用のパ

務会計システムのデータ検索や予算執行状況

ソコンをお借りして、当時100人近くいた観などをさらに見やすくするための財会支援

測所員の食堂の食事代請求事務を手作業からツールや購入依頼を効率化する NO 遅延シス

自動化することにしました。数か月かけてテム、また勤務時間管理システムなども作成

作った請求ツールにより、手作業だと半日かしました。

かっていた作業がなんと10分程度で処理でこのようにパソコン好きであることを生かきるようになったのを覚えています。そのせる環境であったことに感謝したいと思いま

ツールは OS は変わったものの30年後の現在す。そして少しは事務の効率化のお役にたても現役で動いています。これに気を良くした

たかなと自己満足しております。

私は、新しいパソコンを上司にねだり、購入

パソコンと私大塚朝喜（野辺山宇宙電波観測所）

また、32年間も野辺山においていただき、してもらいました。当時流行していた NEC

おかげさまで趣味のスキーに没頭できたことの PC9801で す。OS は、MS-DOS2.0だ っも深く感謝しております。今後は再雇用職員

たと記憶しています。PC98を使い、今度はとしてあと5年ほどお世話になる予定ですの

共同利用宿舎の予約と収入の事務処理をする

で、今後ともよろしくお願いいたします。

ツールを開発しました。それまでは宿泊予約
は受付順にノートに書いておいて、1週間ごとにホワイトボードに転記するという方法だったので、間違いも結構発生していました
し、宿泊料などの収入は帳簿と現金が合わな
いなんてこともよくありましたが、パソコンで処理できるようになり、かなり改善したと思います。このツールも現在も稼働しています。
そうこうしているうちに、予算執行において手作業で計算していたため、事務室と研究室でその残高が合わないということが問題になっており、所長より予算執行事務を電子化せよとの命令がやってきました。それまで
は事務室内のローカルでの処理で十分だったのですが、研究室と情報を共有するために、ネットワークで繋ぐ必要が発生したのです。今の windows のように簡単には行きませんでした。OS はまだ MS-DOS3.3くらいだったと思います。PC98にはもちろん LANの口なんてものはありませんでした。技術職
員の方に手伝ってもらい、通信用のインターフェースのためのボードを別途購入して、な思い出の写真ですが、パソコンをやっている写真などありませんし、あってもつまらないので、趣味のスキーの写真を2点ほど…。1つは乗鞍岳のコロナ観測所東側の冨士見沢での山スキー仲間との写真、もう1点は乗鞍岳の位ヶ原での滑走中の1コマです。ご笑覧
ください。

27

11 0 1 - 0 2
01

IDL 講習会（FITS データ解析編）報告

No.

おしらせ

2018

亀谷和久（天文データセンター）
天 文データセンターでは、「IDL 講 習にIDLを使いたい」「シミュレーションデー

会（FITSデータ解析編）」を2018年11月1

タの処理に使いたい」など、これからご日（木）から2日（金）の2日間に国立天文自身の研究に IDL を積極的に使いたいと

台三鷹キャンパス南棟の共同利用室においう意欲に満ちた顔ぶれとなりました。

いて開催しました。IDL（Interactive Data

講習会1日目の午前中と午後の前半まで

Language）は、天文学のみならず地球は、テキストに沿って講義（座学）が行わ

科学、医学、工学など科学技術の広い分れました。ここでは、IDLの基礎、利点・野において、大規模なデータの解析や可欠点等の特徴、簡単な文法、プログラミ

視化を早く効率的に実行するためによくングとデバッグ、エラーの読み方と対処方利用されているプログラミング言語です。

法など、IDLを用いてデータ解析を始める

特長としては、画像等のデータを配列とために必要な知識を習得します。要点をして扱い、様々な処理を簡単に直感的に押さえた分かりやすい講義で、受講者自記述できることが挙げられます。また、身の手でプログラミングを始められるよう天文学に特化した豊富なライブラリ群がに工夫されています。次に、1日目午後の存在し、グラフィック機能も充実してい後半と2日目の全ての時間（講習会全体のます。これらを活かして、天文観測デー

75 % 程度）は演習に充てられました。演

タの一次処理から論文用の図の作成まで

習では、すばる望遠鏡の MOIRCSや台湾

多くの場面で利用されていますので、一中央大学 Lulin 望遠鏡によって取得された度は利用したことがある、あるいは使っ

本物の観測データを用いて、基礎的な画てみたいという研究者や学生の方も多い

像処理を実習します。プログラムを自ら考のではないでしょうか。

え試行錯誤を繰り返しながら作成し、分か

03 「初級編」講習会の巻内講師も加わり議論に花が咲く場面も。

天文データセンターが運営する共同利らないところは積極的に質問して講師から用のデータ解析環境「多波長データ解析

すぐにアドバイスを受けることで、はじめえてもらえない）のも良かったです」、「立派な資料もいただけて、嬉しかったです」、

システム」にはIDL がインストールされておはIDLに不慣れだった受講者も効率よく実り、国内外のユーザーにご利用いただい

力をつけていくことができていたようです。 「初めて IDLを触れたにも関わらず、非常ています★01。さらに年に1回以上の頻度

また、過去に本講習会の受講経験があるにわかりやすく楽しく解析できました」

で IDLによる天文データ解析に関する講習

方には、講師から別のデータと課題が与「自分の大学の研究室で復習したいです」

会を開催しています。今回の「FITSデータ

えられ、内容が重複しないように工夫さなどをいただきました。掲載できなかっ解析編」の講師は台湾の中央研究院天文れていました。最終的には、受講者の皆たご意見も含めて、今後の天文データセ

及天文物理研究所（ASIAA）の大山陽一さんが所定の課題をクリアできていたよンター主催の講習会の参考とさせていた

Senior Research Scientist に務めていた

うです。さらに、中には自ら発展的な課

だきます。

だきました。大山氏はこれまで、すばる望

題に挑戦する受講生もいたようです。

最後となりましたが、講師をご快諾く

遠鏡 FOCAS 向けデータ解析ソフト開発ださった大山先生、受講者の皆様、そのや、あかり衛星（JAXA 宇宙科学研究所）

他本講習会にご協力いただきました全ての IRC 撮像分光装置解析パイプライン開の方々にこの場をお借りして感謝申し上

発などに従事され、IDL によるデータ解析

げます。

プログラム開発の非常に豊富な経験をお持ちのため、毎年講師をお願いしています。
2018年7月に開催した「初級編」（2018年11月号30ページ参照）では IDL の基礎を取り上げたのに対して、今回はより実

01

講義中の様子（大山講師）。

践的な天文データ解析を扱うという位置

講習会終了後にアンケートを実施した付けとなります。講師による充実したテ

ところ、受講者の多くから満足度の高い

キスト★02を用いる講義と、すばる望遠

評価をいただき、世話人としては大変嬉鏡などで取得された本物の観測データをしく思っています。受講後の感想として用いる実習で構成される内容で実施さは、「光赤外のバックグラウンドがなくれました。受講者は6名の方が参加されても課題の説明がわかりやすく、取り組ました。学部生や修士課程の学生が多く、 むうちに自信がつきました。納得するま「自分の研究で観測データを処理するの28

02 受講者の質問には丁寧なマンツーマン指導で応えます。

で自分で考えられる（答えをすぐに教★01 IDL のライセンスは有料ですが、天文データセンターでは IDL 環 境を含むデータ
解析用計算機システム（多波長データ解析システム）を提供しています。天文学やその関連分野における大学院生以上の研究者であれば 基 本的に利用できますので、是非ご活用ください。

https://www.adc.nao.ac.jp/J/
kaiseki_top.htm★02 今回の講習会のテキストは、以下のウェブサイトに掲載しております。

https://www.adc.nao.ac.jp/J/cc/
public/koshu_shiryo.html

また、過去に天文データセンターが主催した各種 講 習 会の資料も掲載していますので、ご興味のある方は是非ご参照ください。

12 0 2 - 0 3
02「伝える人のための天文学 WS」報告

No.

おしらせ

2018

波田野聡美（天文情報センター）
天文学の楽しさ・面白さ・大切さを、けが目的ではありません。参加者と講師

なるべく多くの人に届けるためには、どとの双方向の対話が、このワークショッ

うすればいいのでしょう？

プのもっとも重要な目的でした。そこで、

国立天文台

天文情報センターでは、天文学者を日本

多くの時間を割いたのは、講師も加わっ

各地の小中学校に派遣する「ふれあい天て行うグループワークです。スケジュー文学」や、夏休みの子どもたちにホンモルの都合で、すべての講師に参加していノの天文学者のレクチャーと工作を体験

ただくことはできませんでしたが、講師してもらう「夏休みジュニア天文教室」

以外の台内研究者にも協力してもらい、などのイベント、また団体見学の対応やほとんどのグループにひとりずつ天文学

4D2U ドームシアターの公開、50センチ者が加わる形で進めることができました。

公開望遠鏡での定例観望会など、日々、

グループワークのテーマは、「惑星形成を多くの大人や子どもたちに、天文学を届

テーマにどのようなアプローチを考えるか」

ける取り組みをしてきました。しかし、で、1日目は学校教育、2日目は社会教育

直接私たちがアクセスできる人数はどう

での取り組みを考える予定としました。たしても限られてしまいます。そこで、天だ、教員の方の参加が少なかったため、1

文学の楽しさを「伝える人」の存在が重日目は、もう少し条件を広くとらえて、小要になってくるのです。

中高校生を相手にどんなことができるかと近年では、サイエンスコミュニケー

いう議論を行いました（画像02）。2日目は、ションへの興味・関心が高まっており、社会教育での取り組みについて、例えば

教員、博物館／科学館などの職員、科学

若い女性に訴求するには、など、主な対メディア関係者など、「伝える」ことを

象を各チームそれぞれ考え、議論を進め職業としている人だけでなく、個人で観ていきました。2回目で慣れてきたとい望会やサイエンスカフェなどを主催する

うこともあり、各チームのアイデアには、方が増えてきました。まさに、天文学のとてもユニークで実践的なものが見られ楽しさを「伝える人」の範囲が広がってました（画像03）。

02 グループワーク（1日目）の発表。グランドのトラックでたくさんの子どもたちを走り回らせ、じゃん
けんゲームを使って微惑星の合体成長を体感させようというアイデア。

03 グループワーク（2日目）の発表。若い女性を対象としたアプローチを考えたチーム。他の班では、カラフルな綿あめで微惑星形成を理解させる、あるいはお化け屋敷など、さまざまなアイデアが各班から飛び出しました。

●12月2日（日）9:00-17:00

いると言えるでしょう。国立天文台の発終了後に行ったアンケートでは、「とて信した情報が、こうした多くの「伝えるも刺激になった」「有意義だった」という人」を介して広まっていけば、より多く意見が多かった半面、「伝える」という視・イントロダクション：平松正顕（国立天文台）「惑
星系誕生研究の基礎」
・話題提供①：深川美里（国立天文台）「すばる・
アルマ・TMT による惑星系形成観測」
・話題提供②：武藤恭之（工学院大学）「新しい観測から惑星系形成を想像する理論研究」
・参加者事例紹介
・グループワーク①（主に学校での授業向けの内容）の人に情報が届くと考えられます。今回

点に十分に立っていなかったという指摘や、●12月3日（月）9:00-17:00のワークショップは、そのような狙いをグループワークのテーマ・対象に具体性を持って開催されました。

求める声もありました。いくつかの反省

・話題提供③：相川祐理（東京大学）「惑星系形成
における化学」
・話題提供④：堀 安範（アストロバイオロジーセンター）「太陽系外惑星系と惑星系形成」
・参加者事例紹介
・グループワーク②（主に科学館・博物館、天文イ
ベント向け等の内容）

2018年12月2日～3日、大セミナー室

点はありますが、指導者を育てる取り組

を会場に、まずは、5人の講師から（講みは、効果的な天文普及の手段であり、師リスト参照）、テーマに基づいた情報

今後も続けていければと願っています。

提供がありました。テーマは、今まさにホットな話題である「惑星系形成」です。
“現在どんなことがわかっていて、どん
なことがわかっていないのか”まさに惑星系形成研究の最前線を垣間見ることができました（画像01）。
ただし、今回のワークショップは、参加者が、天文学の最前線に触れることだ01

熱心に聞き入る参加者たち。

04

集合写真。皆さんの笑顔に、会場の熱量が感じられます。

29

「一般社団法人 日本カレンダー暦文化振興協会 2018年の活動」報告

03

No.

おしらせ

2018
片山真人（天文情報センター）
暦文協 ★01の活動も早8年目となりました。

総会では、故古在由秀最高学術顧問★02のご冥福を祈り黙祷をささげた後、事業報告や会計報告などが承認されました。

●第8回総会＆講演会
8月30日には、東京大学弥生講堂一条
ホールにて総会＆講演会を開催、約100名の参加をいただきました。

ところ いさおまずは京都産業大学の所 功 名誉教授

★01 暦文協
一般社団法人 日本カレンダー暦文化振興協会の略称（国天ニュース2011年10月号参照）http://www.rekibunkyo.or.jp/●新暦奉告参拝
12月3日カレンダーの日 ★03 には、恒例の新暦奉告参拝を明治神宮にて実施、約95名の参加をいただきました。

から「新しい元号への展望―改元の在り方の見直しは可能か―」と題し、元号使用の始まりや改元理由・手続きなどといった歴史を概観したうえで、元号の出典・文字の選定・新元号の公布と施行のタイミングなどについて、来るべき改元に向けた展望をいただきました。

★02 国 立 天 文台初代台長の古在先生は2018年2月5日にご逝去され ま し た（ 国 天
ニュース2018年4月号を参照）。古
在先生には暦文協の最高学術顧問として温かいご指導をいただいておりました。ここにあらためて感謝申し上げ
るとともに、心よりご冥福をお祈り申し上げます。
★03 国天ニュース2018年3月号などを参照。

参拝の様子。

★04 明治神宮は鎮座百年祭に向けた改修工事の真最中で、今回は仮殿での参拝となりました。

参拝は神楽殿前からの参進に始まり、京都産業大学の所 功 名誉教授による講演。

本 殿 ★04 に て

阪商業大学）の谷岡一郎 理事長・学長

参拝・玉串拝から「世界を変えた暦の歴史」と題して、礼、その後神暦がいかに社会と知を構築し変化・発展

続いて、トークセッション「来年に迫楽殿にて祈願させてきたか、数千年前から存在する

る改元や新元号について」では、毎日新の祈祷、巫女ゲーム盤の穴や升目の数と月の満ち欠け

聞社で「平成」発表に携わった小松浩主

舞の奉納といや二十四節気との関係「原初、ゲームは筆も交え、発表当時の裏話や、元号と西う形で執り行

暦の記載順序・法的根拠・使い分け、さわれました。

まざまな文化のよいところをうまく併せ参拝の後て使いこなす日本人の特質など、さまざは参集殿にて、学校法人 谷岡学園（大まなトークが進みました。

トークセッションの様子。

毎日新聞社の小松浩主筆。

30

谷岡学園の谷岡理事長・学長に
よる講演。

集合写真。

暦表示盤だった…」などといった講演をいただきました。
暦文協では今後もさまざまな形で、活動を続けていく予定です。

02 0 104

平成32年（2020）暦要項を発表しました！

No.

おしらせ

2019

片山真人（天文情報センター）
平成31年2月1日、官報にて平成32年（2020）暦要項を発表しました。

※各地の詳しい予報については暦要項のほか、暦計算室ホーム
ページでもお調べいただけます。

https://eco.mtk.nao.ac.jp/koyomi/yoko/
これにて平成最後の暦要項発表は完了しましたが、来る4月●平成32年は平成という時代の終りと東京オリンピックがあ

1日には新元号の発表が予定されており、平成32年は新元号のいまって、祝日の大変動があります。

2年ということになります。元号・祝日・休日・夏時刻といっ・春分の日、秋分の日は、それぞれ3月20日、9月22日になります。

たニュースに一喜一憂する日々もそろそろ出口が見えてきた……か？

・天皇の即位に伴い、平成32年から「天皇誕生日」は2月23日となります。なお、この日は日曜日にあたるため、翌2月24日は休日となります。
・平成32年から「体育の日」が「スポーツの日」となり、「ス
ポーツを楽しみ、他者を尊重する精神を培うとともに、健康で活力ある社会の実現を願う」日とされました。また、
平成32年に限り、「海の日」は東京オリンピック開会式前日の7月23日、「スポーツの日」は開会式当日の7月24日、「山の日」は閉会式翌日の8月10日となります。
・5月3日「憲法記念日」は日曜日になりますが、翌日の5月4日「みどりの日」も翌々日の5月5日「こどもの日」も「国民の祝日」であるため、更に翌日の5月6日 ( 水曜日 ) が休
日となります。
●日食が2回あります。
・6月21日には金環日食があり、日本では全国で部分食を見ることができます。
・12月14日から15日にかけては皆既日食がありますが、日本では見ることができません。

6月21日 金環日食。

編 集後記
星座柄の折り紙セットを息子にあげたら、気に入ったようす。ただ、むやみやたらに折り上がってくる、鶴や紙飛行機どもをどうしたものか…。
（G）
いつ以来か思い出せないぶりくらい久しぶりのスキーへ。やり始めるとすっかり楽しくなってしまいました。職場からスキー場にすぐ行ける特権を再認識。
（は）先月の出張の後、2週間のつかの間の帰国。また来週頭から出張で次の帰国は4月上旬。海外にいればスギ花粉の影響が少ないのはいいけれど、三鷹の桜はみられるかな～。（I）1990年代初頭から2000年代にかけてのアルマ望遠鏡建設記録が収められたビデオテープをデジタル化。手元で中身が確認できない ED ベータ、Hi-8テープに何が入っているか、
楽しみです。（h）
アジア冬の学校で講師をしました。私の班はタイ、ベトナム、韓国、中国（?）の修士の院生さん。やる気ある若者との議論は楽しかったなあ。
（e）
久しぶりにコマ回しをしたりあやとりをしたりして娘と遊ぶ。コマは一発で回すことができ、父親の威厳を示すことができたと思ったら、娘はうまくできず負けず嫌いの性分もありすねてしまった。失敗の積み重ねが大事なんだよ。（K）
オリオンが傾いて、もうすぐ桜の季節。ああ、桜が今年も見られそう。（W）●2019 年2 月号 p30 の写真（林さんの講演）でお名前に誤りがありました。正しくは「林 左絵子氏」です。訂正しお詫びいたします（係）。

NAOJ NEWSNo.308 2019.3
ISSN 0915-8863© 2019 NAOJ

（本誌記事の無断転載・放送を禁じます）

発行日／ 2019 年 3 月 1 日
発行／大学共同利用機関法人 自然科学研究機構
国立天文台ニュース編集委員会〒181-8588 東京都三鷹市大沢 2-21-1
TEL 0422-34-3958（出版室）
FAX 0422-34-3952（出版室）
国立天文台代表 TEL 0422-34-3600
質問電話 TEL 0422-34-3688

国立天文台ニュース編集委員会● 編集委員：渡部潤一（委員長・副台長）／石井未来（TMT 推進室）／秦 和弘（水沢 VLBI 観測所）／勝川行雄（SOLAR-C 準備室）／
平松正顕（チリ観測所）／小久保英一郎（理論研究部／天文シミュレーションプロジェクト）／伊藤哲也（先端技術センター）● 編集：天文情報センター出版室（高田裕行／ランドック・ラムゼイ）● デザイン：久保麻紀（天文情報センター）★国立天文台ニュースに関するお問い合わせは、上記の電話あるいは FAX でお願いいたします。
なお、国立天文台ニュースは、https://www.nao.ac.jp/naoj-news/ でもご覧いただけます。

4月 号 の 研 究 ト
ピックスは、小型望遠鏡で長時間にわたって数多くの恒星のモニ
ター観測を行い、その掩蔽現象から太陽系の最果てにある極小サイズの天体を捉えた研究成果を紹介します。お楽
しみに！

次号予告

国立天文台ニュース31

No. 308

撮影：平松正顕（アルマプロジェクト）

12

アルマ望遠鏡モリタアレイと逆さオリオン

望遠鏡のある風景

国立天文台

ph

NAoOtoJsketch