ラメータ依存性が存在するかは明らかではない。そこで我々はz ≲ 1 における銀河のダストの減少についての準解アンテナ銀河が銀河内の領域によって 2 桁異なる多様な星形成

析的モデルを用いた解析五十嵐 諒 (新潟大学 M2)率面密度を示す衝突銀河であることに着目し、ALMA の分子
ガス観測アーカイブデータを解析して、星形成率と分子雲の質µm ほどの量、衝突速度の関係を調べた。その結果 1M⊙ yr−1 kpc−2 を示

大きさの固体微粒子である。ダストは紫外線を吸収し赤外線をす大規模な星形成領域では、大質量 (∼ 107.5 M⊙ ) の分子雲が放射するため、銀河のスペクトルエネルギー分布に大きな影響

高速 (50-200km/s) で衝突している可能性が示唆された。一方を及ぼす。さらにダストは銀河進化において重要な役割を担っで軽い (∼ 106.5 M⊙ ) 分子雲が高速 (100-200 km/s) で衝突するており、ガスの冷却や、H2 などの分子形成に寄与するばかりでと考えられる領域では、大規模な星形成領域と比べ、星形成率

なく、銀河中心の超巨大ブラックホールへのガス降着の促進が面密度が最大 2 桁ほど低いことがわかった。すなわち衝突銀河もたらされる可能性が示唆されており、その影響は大きい。

に見られる高速の分子雲衝突と星形成にも孤立銀河で見られるダストは星間空間に存在するおおよそ ∼ 1 − 10−3

本講演は Massimiliano et al.2023 [1] のレビュー講演であものと類似した依存関係があると考えられる。

る。観測によって約 8Gyr 前から現在までの間で銀河のダスト

1. Habe & Ohta, PASJ, 44, 203, 1992の量がおおよそ 2 ∼ 3 倍減少していることが示唆されている。

2. Fukui et al., PASJ, 73, S1, 2021

この研究では準解析的モデルの 1 つである”L-Galaxies2020”

3. Enokiya et al., PASJ, 73, S75, 2021をベースに、

4. Maeda et al. MNRAS, 502, 2238, 2021

1. 2 サイズ近似を適用したダストモデル

5. Tsuge et al., PASJ, 73, S35, 2021

2. バルジと中心ブラックホールの成長に関してアップデート

extreme emission line galaxy の探査
今井 聖也 (総合研究大学院大学 博士前期課程１年)した円盤不安定性のモデルという 2 つの新たなモデルを導入することで、ダストの減少を説明できる可能性があることを示した。新モデルはダストのス

宇宙の進化を知る上で、再電離期の詳細な物理プロセスを知ケーリング則を再現したうえ、赤方偏移 z ∼ 1 → 0 でのダストることは重要である。再電離に寄与した銀河の特徴として高いの減少を予測した。また、講演で言及した 2 つのモデルを、準星形成率と金属欠乏が考えられる。大変興味深いことに、類似

2

解析的モデル ν GC に導入した結果を紹介する予定である。

した性質を持つ銀河が現在の宇宙に存在することが観測から明らかになった。これらの銀河は強い輝線を放射していること

1. Massimiliano Parente, Cinthia Ragone-Figueroa, Gian

から EELG(Extreme Emission Line Galaxy) と呼ばれ、特にLuigi Granato and Andrea Lapi, MNRAS, 521, 6105,(Hβ +[OIII]λ4959,5007) で輝いているものは可視光域で緑色

2023に輝く小さな銀河であるため green pea と呼ばれる。[1] 過去の研究の例として z≃3 において green pea を探査した Onodera

分子雲衝突現象から解明するアンテナ銀河における星形成メカニズム
井上 真 (京都大学大学院 理学研究科 M2)

et al 2020 [2] などがある。彼らは広帯域フィルターを用いてカタログから候補天体を選択し、分光観測することで spectralenergy distribution ﬁtting から、星質量、星形成率、イオン化パ

分子ガスを高密度に圧縮する星形成の重要なメカニズムとしラメータなどを求めてその性質を議論している。また、z>6 のて、分子雲同士の衝突が注目されている [1; 2]。天の川銀河やEELGs を観測することは困難であったが、現在では JWST の近傍の円盤銀河の観測的研究から、最大 40km/s 程度で衝突す

活躍によって高赤方偏移の EELG も多数観測されており z>9

る分子雲について、質量が大きく衝突速度が大きいほど大規模のような超高赤方偏移の EELG も観測により発見された。[3]な星形成が誘発されること、分子雲の質量に対して衝突速度がその結果、現在の宇宙では green pea は希少な銀河だが、高赤大きすぎる場合には逆に星形成が抑制される可能性があること

方偏移では普遍的な銀河であることが分かった。
本講演では、JWST で観測された EELG の最新の論文 [4]が明らかになった [3; 4]。すなわち分子雲衝突のパラメータとと筆者の研究の方針を紹介する。

誘発される星形成には依存関係があり、分子雲衝突は多様な星形成率と星形成の抑制を同時に説明し得る、本質的な現象であ

1. Cardamone et al, MNRAS,399,1191, 2009

ると考えられる。

2. Onodera,M.,Shimakawa,R.,Suzuki, T.L.,et al. ApJ, 904,

衝突銀河では分子雲がより高速で衝突していると考えられ、

180,2020d

実際に衝突銀河の活発な星形成領域では ∼100km/s で衝突し

3. Williams, Christina C et al, submittedている分子雲が観測された [5]。しかしながら、小規模な星形

4. Sunna,Withers,Adam Muzzin,Swara,Ravindranath et

成領域、非星形成領域に着目し分子雲衝突の観点から議論した

al, submitted

研究はまだなく、分子雲が高速で衝突する場合にどのようなパ

1

３つのＸ線天文衛星「すざく」「Chandra」「XMM-Newton」がJW ST /MSA シャッターのスリットロスによる物観測した NGC5128 のＸ線スペクトルから、銀河内のプラズ

理量測定への影響碓氷 光崇 (筑波大学宇宙観測研究室 M1)

マ温度分布について解析を行った。はじめに、解析領域を銀河中心から同心円状にとり、銀河中心からの距離によって温度がどのように変化するのかを調べた。その結果、NGC5128 は、

現代の天文学において最も重要なテーマの一つは宇宙再電離の解明である。宇宙再電離は初代天体の放射する電離光子に中心領域（0-60 ）ではガス温度が約 0.7keV、60より外側でよって中性水素が再電離した現象のことを指し、再電離現象をは 0.3-0.4keV 程度の温度分布を持っており、60 -120 で急激解明するためには初代天体の物理状態を知る必要がある。2021

な温度勾配を持つような構造をしていることが判明した。加え年に打ち上げられたジェームズウェッブ宇宙望遠鏡（JW ST ）て、解析領域をジェットとの距離に応じて区分し、ジェットがは当該時代における紫外・可視光を観測することができ、分光楕円銀河のガス温度にどのような影響を及ぼすのかについて議

観測から重元素量や電離パラメータ、電子密度といった星間媒論を行った。本講演では、これら NGC5128 の高温ガスの温度質を特徴づける重要な物理量のより詳細な測定が可能となっ構造について報告し、ジェットとの相互作用について議論する。

た。

Probing the Jet Collimation Proﬁle of M84
Elika Prameswari Fariyanto (The University of TokyoM2)

JW ST の分光観測では主に面分光（IFU）モードと多天体分光（MOS）モードが使用される。IFU は 3” × 3” という小さな視野内を分光し、空間分布を調べることができる [e.g. 1]。

MOS は 3.4′ × 3.6′ の広視野を持ち、多くの天体を一度に分光

The issue of collimation in the jet of active galactic nuclei

観測できる利点がある一方で、1 つのスリットは 0.20” × 0.46”(AGN) has long been a matter of interest in astrophysics.

と小さいため、フラックスを漏らしてしまい誤った物理量を測Recent advancements in very long baseline interferometry

定する可能性がある。そこで本研究では、FirstLight[1] で形成(VLBI) analysis have greatly improved our observational un-

された赤方偏移７のシミュレーション天体に対して汎用的な星

derstanding of jet collimation properties near supermassive

雲輝線モデル CLOUDY[2] を用いて輝線計算を行い [3]、そのblack holes, especially in bright and powerful jet sources.

データに対して擬似的に面分光、及びスリット分光観測するこHowever, previous studies on jet collimation have exclusivelyとでスリットロスによる物理量測定への影響を調べた。その結

focused on such sources. In this study, our focus shifts to果、フラックスは 40 ∼ 70% の大きな漏れがあった一方で、輝M84, a nearby radio galaxy that serves as a prototypical ex-線比から求める物理量については面分光とスリット分光でおよample of a low-luminosity AGN (LLAGN), allowing us to

そ 10% の一致率であり、フラックスの比から計算する物理量

explore jet collimation properties at the lower end of the jet

であればスリットロスの影響は少ないことがわかった。

activity spectrum. By analyzing the detailed jet morphology of M84 using data from the Very Long Baseline Array
and archival Very Large Array, we investigate the jet geom-

1. Hashimoto, incl. Usui et al, arXiv:2305.04741, 2023

etry from approximately 102 Schwarzschild radii (rs ) up to

2. Ceverino et al, MNRAS, 470, 8, 2017

around 107 rs . The well-ﬁtted jet structure exhibits a transi-

3. Ferland et al, RMxAA, 49, 26, 2013tion from a semi-parabolic shape (W (r) ∝ r0.72 ) to a conical

4. Nakazato et al, arXiv:2301.02416, 2023

shape (W (r) ∝ r1.17 ) at a distance of approximately 104 rs .
Notably, this distance is signiﬁcantly shorter than the typical

NGC5128 におけるプラズマガス温度とジェットの相関
浦田

collimation breakpoints observed in more powerful jets, suggesting that the collimation process in low-power jets is less

岬 (広島大学先進理工系科学研究科 M1)

eﬃcient. Additionally, we measure the frequency-dependent楕円銀河の中心には巨大質量ブラックホール（以下 BH）がcore shift eﬀect through phase referencing observations andあるとされており、BH の重力で周囲の物質が降着している。

discuss various physical properties of the jet, including the

質量降着率が高いときには、BH 周辺は極めて明るく輝いておstrength of the magnetic ﬁeld.

り、この明るく輝く領域は活動銀河核（AGN）と呼ばれている。

原始銀河団 SSA22 に位置するサブミリ波銀河のガスの物理状態の推定
岡内 紀翔 (名古屋大学 M1)

また、BH から物質が光速に近い速度で吹き出す「ジェット」と呼ばれる現象も起きている。質量降着とジェットの２つの現象によって BH 周辺の高温ガスは擾乱されている。楕円銀河

NGC5128 は過去に打ち上げられた X 線天文衛星により多数

銀河の進化は宇宙の大規模構造の進化と関係していると考え観測され、AGN（CenA）とジェットの構造が見えやすい天体

られている。銀河団の祖先と考えられている原始銀河団を研究である。本研究ではこの NGC5128 をターゲット天体として、することは、大規模構造の中で銀河進化がどのように進むのか

2

を知るために有効である。SSA22 はライマンブレイク銀河やラ変化を調べる。楕円モデル [2] と hot spot を用いて広輝線領域

イマン α 輝線銀河の密度超過により発見された原始銀河団であの半径や形状などの物理パラメータを推定する。取得した複数

る。SSA22 では、ダストを豊富に持ち活発な星形成を行なって天体の物理パラメータ変化を統計的に比較検討する。

いるサブミリ波銀河も多数観測されている [1]。さらに、SSA22

結果と結論：本研究の過程として増光中の CSQ を高い精度

内の ADF22 領域では、ライマン α 輝線の観測によってフィラで探すことは成功した。実際のパラメータ推定においては一部

メント構造が発見され、この構造に沿ってサブミリ波銀河が分天体では増光に伴う広輝線領域の変化を見ることができる一方布していることが明らかになった [2]。このような環境に存在

で、物理的に解釈が難しい結果も出てしまいさらなる考察が必する銀河のガスの物理状態を知ることは、銀河進化の理解に重要になる天体も発見された。

要であると考えられる。

1. LaMassa et al, Apj, 800, 144, 2015

本研究では原始銀河団 SSA22 内の ADF22 領域に存在する、

2. Eracleous et al, Apj, 438, 610, 1995

複数のサブミリ波銀河で観測された CO 輝線のデータを用いて、ガスの物理状態の推定を行った。CO の励起状態は主にガ

初期宇宙 (z = 4.53) に存在する大質量 Quiescent 銀河の形成過程柿元 拓実 (総合研究大学院大学 M2)スの温度や密度に関係しているため、複数の回転遷移数の CO
輝線のデータから得られた CO spectral energy distribution(CO SLED) をモデリングすることで、銀河のガスの物理状態を推定することができる [3]。RADEX を用いた輻射輸送計算

現在の宇宙で観測される大質量銀河のうち特に楕円銀河は、の結果から、CO SLED を再現するガスの物理量を求めた。得過去に爆発的な星形成を短いタイムスケールで経験し、そのられた結果を他の天体に対して同様のモデリングを行った先行

後すぐに星形成活動を止めてしまったことが推測されている研究と比較し議論する。

[1]。しかしながら、この爆発的星形成の引き金や、その後の星形成を抑制する物理的なメカニズムはまだ謎のままである。こ1. Tamura et al., Nature, 459, 61-63, 2009の疑問を解決するため、形成初期の星形成をやめている天体

2. Umehata et al., Science, 366, 97-100, 2019

(Quiescent 銀河) を探る研究が精力的になされている。しかし3. Casey et al., Physics Reports, 541, 45-161, 2014

ながら、このような大質量 Quiescent 銀河は、高赤方偏移ではまだ確認が進んでおらず、宇宙論的シミュレーションでも再現

Changing State Quasar モニター観測と広輝線領域

できない場合が多い [2]。

の推定及川 雄飛 (京都大学 M2)

そこで本研究では、大質量 Quiescent 銀河の初期宇宙での検出を目指し、keck/MOSFIRE による分光フォローアップ観測

背景： 天文学における一つの問題は「超巨大ブラックホール

により z = 4.53 にある銀河を分光的に確認した。非常に暗い(SMBH: Super Massive Black Hole) がどのように形成された天体ではあったものの、スペクトル解析において弱い [OII ] 輝線

か」がある。SMBH の統計的研究には SMBH の質量推定が重やバルマーブレイクを確認できた。このスペクトルと測光デー要であるが、SMBH 質量を推定するのに用いる広輝線領域にタを組み合わせ、種族合成モデルを用いた SED フィッティン

関しては不明な点が多くある。近年では CSQ(Changing-State

グを行い、銀河の物理量や星形成史を推定した。得られた星形

Quasar) と呼ばれる短期間 (1〜10 年) で広輝線強度が明確に変成史から、この銀河は急速な星形成の抑制を経験したことが明化するクェーサーが発見されてきた [1]。

らかとなった。本講演では SED フィットの結果やこの銀河の星形成史に基づく形成シナリオについて議論する。

目的： 単調増光する CSQ の広輝線の変化から広輝線領域の起源について制限を加える。

1. Thomas et al., MNRAS, 404, 1775, 2010

内容：広輝線の変化から広輝線領域を推定することができる

2. Cecchi et al., ApJL, 880, L14, 2019

ため、明確な広輝線の変化がみられる CSQ のスペクトル変化から広輝線領域の変化について考察をする。増減光を繰り返

遠方銀河の数密度を考慮したダスト放射進化モデルの拡張加納 龍生 (名古屋大学大学院理学研究科物理科学領
域 1 年)

す一般のクェーサーと異なり、単調増光 CSQ であればエネル
ギーが増加している簡単な仮定を用いることが可能になる。広輝線が出現する過程から広輝線領域が現れるまでの起源について統計的な議論を行う。
手法：等級カタログ (ZTF: Zwicky Transient Factory) を用

銀河進化では銀河中のダストが銀河のスペクトルエネル

いて直近 2〜3 年の間に増光しているクェーサーを候補天体とギー分布 (SED) や星形成効率などの物理量に大きな影響を与する。京都大学 3.8m 望遠鏡を用いて候補天体の測光観測を行える。これまで私たちは銀河の進化にダストと化学進化を含め

い増光中かどうかの判断を行う。増光中である天体を増光が終るモデル [1][2] や、このモデルを用いて銀河の SED を計算する

わるまで (1〜2 か月間隔) で分光観測をし、増光過程の広輝線

銀河 SED モデル [3] を構築した。これらのモデルは、近傍のダ3工藤 栞奈子 (東京理科大学大学院理学研究科物理学専攻 1 年)

スト銀河や天の川銀河の観測特性を再現する。しかし、SED モ
デルで遠方銀河の観測特性を再現するためには何らかの修正が必要である。

本研究では、現在の SED モデルの問題点を解

銀河団は宇宙の大規模構造から暗黒物質やバリオンの降着に決し、観測された超高赤方偏移の銀河の SED を再現する。

より成長する。銀河団のような巨大な天体が形成されるためにダスト粒あたりの放射を考慮すると計算コストが膨大になるたは宇宙年齢と同程度の時間がかかり、その結果、銀河団外縁部

め、ダスト散乱の計算処理にメガグレイン近似を採用することは現在も成長過程にある。バリオンの降着により発生する衝撃でこの問題を解決した。若い星の周りの分子雲はクランプと呼波によりガスは加熱され、数千万度の銀河団ガスとなり、エンばれ、球状とみなされる。遠方銀河はコンパクトであると考えトロピーが上昇する。銀河団が成長することにより降着によるられているため、クランプの密度は近傍銀河のものより高くな

衝撃波が強くなるため、銀河団中心から離れるほど銀河団ガス

るはずである。そこで、クランプ半径に銀河全体とは異なる依のエントロピーは増加すると予想されていた。しかし、すざく存性を持たせ、クランプ中のダストの数密度を高めることで観衛星の観測により、銀河団外縁部では理論予測に反して、エン測値と同じ高いダスト放射を得ることができた。このアプロー

トロピー (温度/密度2/3 ) が上昇しないという結果が得られていチにより、より再現性の高いシュミレーションが可能になった。

た [1][2]。銀河団外縁部のような低輝度な放射の検出には、前

この結果は、遠方銀河は近傍銀河よりもダストの数密度が高い

景放射や背景放射影響を慎重に評価する必要がある。近年、すため、ダストの放射が多いことを示唆している。今後、遠方銀ざく衛星により 0.8-1 keV のプラズマからの放射に似た前景放河を一次元平面近似ではなく球面にすることで観測結果を再現

射 (0.8 keV 成分と呼ぶ) が発見された。[3]。この成分は銀河系できるかを検討する。

中心部から天球上に大きく広がるバブル領域で特に明るく銀河団外縁部の温度や密度の測定に影響を与えうる。

1. Asano et al. 2013a,b; 2014;
2. Nozawa etal. 2015

本研究では、このバブル領域の内側にある A1835 銀河団 (rvir =3. Nishida et al. 2022

12.0 ) および A1689 銀河団 (rvir = 15.6 ) のすざく衛星による観測データの再解析を行った。ビリアル半径より外側から、

0.8 keV 成分が検出された。この成分を考慮にいれスペクトル「すざく」衛星を用いた Abell 496 の力学的構造の探査
桐山 拳太郎 (埼玉大学大学院 理工学研究科 M1)

フィットを行った結果、reference1, 2 に比べ高い温度、エントロピーが得られた。A1689 銀河団については理論予測に近い結果が得られた。バブル領域の放射は非常に複雑なため、銀河団

銀河団は数十から数千個の銀河の大集団で、力学的な平衡に内で 0.8 keV 成分の輝度や温度が一定でない場合についても議達した天体として宇宙最大の天体である。銀河団はその進化の論する。

過程において衝突合体を繰り返すが、質量に大きな差のある銀河団の衝突ではスロッシングという ICM が渦巻きのような痕

1. Kawaharada et al., PASJ, 714, 423, 2010

跡が残ることが知られている。これは、質量に差のある銀河団

2. Ichikawa et al., PASJ, 766, 90, 2013

同士の衝突において銀河団の軸がずれていると、ガスが角運

3. Yoshino et al., PASJ, 61, 805, 2009

動量を得るためである。本研究では、X 線天文衛星「すざく」

gzK 選択による赤方偏移 2 の電波銀河探査小林 星羅 (愛媛大学 M1)を用いてスロッシングが確認されている Abell 496 の温度分
布、元素分布、ガス速度の測定をを行なった。空間的に分割した X 線スペクトル解析から、温度、鉄、マグネシウム、ケイ

銀河中心の巨大ブラックホールの質量と銀河のバルジの質量

素の半径分布の方向依存性が確認でき、中心部の ICM 成分は、には相関があり、これらは共進化していると考えられている。

4.5keV と 2.0keV のプラズマモデルで観測されたスペクトル

これを説明するシナリオの一つに、ガスを豊富に含む銀河の合をよく再現することができた。温度はクールコアと呼ばれる銀体による銀河進化シナリオがある。星形成率が低いことや星質

河団中心部に向かって低くなることが確認でき、元素の分布は量が大きいという特徴を持つ電波銀河は、銀河進化の最終段階

全体としては外側に行くほど減少することが確認できた。2023にあると考えられている。つまり、初期宇宙における電波銀河

年打ち上げ予定の X 線撮像分光衛星「XRISM」搭載の X 線マを探査することが共進化のタイムスケールやメカニズムの理解

イクロカロリメータ検出器 Resolve は高いエネルギー分光性能に繋がると考えられる。しかし、遠方電波銀河は希少であり、(E/∆E > 1000) を持つことから、高温ガス内の元素輝線を用

正確な統計的性質は未解明である。

いて、高温ガスの速度分布の測定精度が飛躍的に向上する。本

また、これまで用いられてきた遠方電波銀河の選出方法とし講演では、すざくで観測された速度分布をもとに Resolve でどて、電波スペクトルの傾きに注目する方法や、可視多色撮像での程度決定精度が上がるのかも議論する。

ライマンブレイクを捉える方法があった。しかし、これらの方法は、必ずしも遠方電波銀河の電波スペクトルの傾きとして特銀河団外縁部のエントロピー測定における前景放射の影響定の値を示さないことや、ライマンブレイク法が星形成銀河を

4

選択的に選ぶ傾向があることから、遠方電波銀河の選出方法と体銀河 (UMi dSph) を含む複数の銀河系矮小楕円体銀河に、金してはバイアスを無視できないと考えられる。そこで、本研究属量と速度分散が異なる二つの恒星種族が存在することが明ら

では星形成銀河に加え、星形成を終えた銀河も選出できる手法

かにされた [2]。この結果により、初期宇宙において矮小楕円体を用いて遠方電波銀河候補天体選出を試みた。

銀河が金属量 の異なるガスの塊であるダークマターハローの衝本研究では、すばる望遠鏡の HSC で得られた可視光データ

突により誕生したとする、 merger 説が示唆され、現在二つのと VISTA の VIKING サーベイで得られた近赤外線データを形成シナリオについて活発な議論が続いている。二つのシナリ

マッチングし、モデルトラックにより定めた gzK 選択基準にオにおいて違いとして表れるのは、恒星種族ごとの年齢である

よって赤方偏移 2 の銀河を選出した。それらを FIRST の電波と予想されている。そこで本研究では種族ごとの星形成史を導データとマッチングさせることで赤方偏移２の星形成電波銀河

出することで 2 つの形成メカニズムに制約をかけることができを 200 天体、パッシブな電波銀河を 32 天体得た。これらの遠ると考えた。本公演では、すばる望遠鏡/HSC により観測され方電波銀河候補天体の性質を調査するために、unWISE の中間

た UMi dSph の撮像データから作成した色等級図に対し、遺伝

赤外データも用いて SED ﬁtting を行なった。その結果、赤方的アルゴリズムとアニーリングを組み合わせたハイブリット遺偏移 2 付近の電波銀河候補天体は、平均星質量が 10

11

M⊙ を

伝的アルゴリズム (HGA) を用い、初めて年齢-金属量分布を推超える大質量銀河であることが分かった。

定した。本講演では、この結果をもとに HGA による年齢-金属
量分布上での種族の分離が妥当であると言えるか議論を行う。

活動銀河核によって生まれる銀河風のダイナミクスについて坂井 延行 (大阪大学 M1)

1

1. White&Frenk, ApJ, 379, 52, 1991
2. Pace, MNRAS, 495, 3022, 2020

宇宙進化の大きな謎のひとつに「銀河がどのようにして進化銀河団中の電離非平衡プラズマの探査
宍戸 萌那 (東京理科大学 M1)

してきたのか」というものがある。この謎を解き明かすための方法として、「円盤風」とよばれる高温ガスの膨張を調べることが挙げられる。円盤風は、銀河の中心部にある活動銀河核とよ

宇宙最大の天体である銀河団は衝突・合体を繰り返して進化

ばれる領域からの輻射圧によってガスが高温に熱せられて外側していると考えられており、実際に X 線観測から衝突・合体がに吹き飛ばされることによって生じる。円盤風は分子ガスを系示唆される銀河団はいくつか発見されている。また、銀河団中

外に吹き飛ばすので星生成を強制的に停止させ、銀河全体の進の ICM(Intra-Cluster Medium) は一般に電離平衡状態である化に影響を与えている [1]。

と仮定されているが、銀河団衝突がある場所ではそのタイムス

本公演では、 Faucher-Giguere & Quataert (2012)[2] といケールから電離非平衡の条件の ne t < 1013 s · cm−3 (ne : 電子う論文をレビューすることで円盤風のダイナミクスに対する理密度、t : 電離非平衡が生じてからの時間) を満たす場合も考え解を深める。今後は円盤風から放射されるガンマ線やニュートられる。過去に行われた数値シミュレーションからは衝突銀河

リノの計算を、銀河風のダイナミクスを用いてすることを予定

団や銀河団外縁部の衝撃波において ICM の電離状態が電離平している。

衡時と異なることがわかっており [1][2]、Abell754 の北西領域の X 線スペクトル解析からは電離非平衡状態の兆候が確認され1. 銀河 I-銀河と宇宙の階層構造. 日本評論社. 谷口義明・岡ている [3]。

村定矩・祖父江義明 (2007)

衝突銀河団の ICM における電離非平衡状態の検出は、これま

2. Faucher-Giguere C.-A., Quataert E., 2012, MNRAS,

で銀河団が電離平衡に達したと仮定して行われた ICM の温度

425, 605 (FGQ12)や密度、重元素量の推定をより定量的に行うことにつながると考えられる。さらに、電離パラメータ (τ = ne t ) より ICM で

すばる望遠鏡/HSC で探るこぐま座矮小楕円体銀河の形成メカニズム
佐藤 恭輔 (法政大学 M2)

電離非平衡状態が生じてからの時間を見積もることで銀河団の衝突過程と銀河団の進化の過程を解明することが期待できる。
本講演では、X 線天文衛星「すざく」の X 線データを用いた銀河系に付随する矮小銀河は宇宙初期に形成され、当時の化銀河団の電離非平衡プラズマの探査の先行研究 [3] の紹介をす

学進化の情報を保存しており、ΛCDM モデルにおいて銀河系る。また、現在行なっている「すざく」で取得されたかみのけを形成する最小の要素と考えられている [1]。しかし、銀河系座銀河団と A3667 の解析結果の詳細について報告する。

矮小銀河の形成メカニズムについては詳しく解明されておら

1. Takizawa et al, APJ, 520, 514, 1999

ず、その解明が待ち望まれている。これまで銀河系矮小銀河の2. Akahori et al, PASJ, 62, 335 2010

形成メカニズムとして、単一のガスの自己収縮により形成さ

3. Inoue et al, PASJ, 68, S23, 2016

られたとする、”in-situ”説が支持されてきた。しかし、近年のKeck/DIEMOS による分光観測の結果から こぐま座矮小楕円5DI では円盤からバルジへと移動する星の質量に対して、円盤

すざく衛星を用いた銀河系の超巨大バブル構造の解析
島谷 侑希 (東京理科大学物理学専攻 1 年)

からバルジおよび銀河中心部へと供給されるガスの割合が非常に小さいことを仮定している。そのため、円盤からの星の移動によるバルジの質量増加に対してガス降着による SMBH の質

銀河系を X 線で観測すると、銀河円盤から無数の尾根や谷量増加は小さい。一方、銀河合体では、合体してきた銀河のも間状に広がる高温ガスが、尾根構造のように銀河面と垂直につガスは全てバルジに持ち込まれて、爆発的星形成と SMBH

伸びている。このような構造は、銀河面から垂直に物質やエネへのガス供給に使われることを仮定しているため、特にガスのルギーの流れが存在することを示唆している。特に銀河系中割合の高い高赤方偏移においてバルジ質量の増加に比例するよ心から南北に約 80 度のスケールで広がる、バブル状の構造をうに SMBH の質量は増加する。低赤方偏移になると、このよ

eROSITA bubble(以下、バブル構造) と呼ぶ。[1] バブル構造

うなガスリッチな合体は減り、銀河合体は SMBH 質量をあまの起源については、先行研究 [2] において、銀河系中心の超大り増やさずにバルジを優先的に太らせるようになる。これは、

質量ブラックホールから噴き出したガスが、銀河系ハローの高SMBH 質量―バルジ質量の平面上で、上の系列の銀河を下の温ガスを押し除けてバブル構造を形成したとする説が提唱され系列の方へと移動させる効果をもち、やがて 2 つの系列は近傍ている。

の 1 つの SMBH 質量―バルジ質量関係へと収斂していくこと

本研究では、バブル構造の起源を明らかにするために、すざくが分かった。我々の得た結果は高赤方偏移の SMBH 質量-バル衛星によるバブル構造の約 20 観測のデータを解析した。バブジ質量関係と組み合わせることで、未だ不確かである DI のモル構造からの X 線は比較的低エネルギーであるために、この帯デルに制限を加えることができる可能性を示している。

域でバックグラウンドが低く、やや優れたエネルギー分解能を衝突銀河団 Abell 2163 の XRISM 衛星観測シミュ
レーション
白木 天音 (奈良女子大学 人間文化総合科学研究 科
数物科学専攻 M1)

もつ「すざく衛星」を用いた。[3] 銀河系ハローからの放射は、0.3 keV 成分に加え、新たに銀河円盤に閉じ込められずに吹き出した 0.8 keV 成分を仮定して再現したところ、うまく再現できた。また、バブル構造に沿って高い値を示した放射量の解析
結果から、銀河系中心を頂点とする逆円錐形を仮定すると、観銀河団は自己重力系として宇宙最大の天体であり、衝突合体測された放射量と 2 温度成分のガスの空間分布を再現できるこを繰り返しながらボトムアップ式に成長してきたと考えられてとがわかった。一方、このバブルが超新星残骸だとすると球殻いる。この衝突に伴って莫大なエネルギーが解放され、その一状となることが多いが、そのような形状では観測された輝度分部によって銀河団ガスのバルク運動や乱流運動が引き起こされ布を再現することができなかった。加えて、銀河系の密度分布

ると予想されている。このような銀河団ガスの運動を解明するや、ガスの放射率からも、バブル構造の起源についても議論をことは、銀河団や宇宙の大規模構造の力学的進化と形成を探る行う。

ことにつながる。しかし、バルク運動や乱流運動を精密に測定した例は現在、まだ限られている。

1. Yang, H., et al. 2022, Nature Astronomy, 584YXRISM 衛星に搭載される X 線マイクロカロリメータ分光器

2. Gupta, A., et al. 2023, Nature Astronomy, 91G

Resolve は約 7 eV の優れたエネルギー分解能を持つため、銀河

3. Mitsuda K., et al. 2007, PASJ, 59, S1

団ガスの運動を直接観測することができると期待される。そこで本研究では、衝突銀河団 Abell 2163 に注目し、XRISM 衛星

SMBH 質量ーバルジ質量関係の赤方偏移進化
清水 達生 (北海道大学 M2)

観測シミュレーションを通して、バルク運動や乱流運動の検出可能性を探る。観測天体 Abell 2163 は比較的近傍 (z = 0.203)

ほぼ全ての銀河の中心には超大質量ブラックホール (SMBH)に位置する、明るい衝突銀河団であり、質量比 4 : 1 の銀河団が存在することが知られている。SMBH 質量にはホスト銀河

A1, A2 がおよそ 1250 km/s の速さで衝突していると考えられのバルジの質量や速度分散と相関があるため、SMBH は銀河とる [1][2]。このような衝突シナリオと本研究で行った NuSTAR

共進化していると考えられている。この共進化の描像を理論的

衛星による観測データの解析によって評価した高温ガスの性質

2に調べるために、今回、我々は準解析的銀河形成モデル ν GCをもとに、Abell 2163 の X 線放射スペクトルのモデルを立て、を用いて、SMBH 質量―バルジ質量関係の赤方偏移進化を調

何通りかの観測時間を仮定した XRISM 衛星観測シミュレー

べた。その結果、我々のモデルでは、近傍のよく知られた関係

ションを行った。その結果、A1, A2 が視線速度 −1250 km/s

は、高赤方偏移 (z ≳ 3) では 近傍の関係の上下に位置する 2で衝突したと仮定した場合、70 ks 程度の観測時間があれば鉄つの系列に分かれることを予言することを発見した。このよう輝線のドップラーシフトから十分な有意性でバルク運動が検出に 2 つの系列が現れる理由は、我々のモデルでは SMBH へのできることを確かめた。もしこのようなガス運動の精密測定がガス供給の主なトリガーとして、銀河同士の合体と円盤の不安実現できれば、可視光による銀河の速度分布などとも比較する

定性 (DI) の 2 つを考えているためである。我々のモデルではことで、衝突銀河団の 3 次元的な質量構造の議論が可能になる6

と期待される。

温ガスの圧力に比例する。その結果、両者を比較することにより、銀河団ガスの密度むらや奥行き方向の情報を得ることがで

1. H. Bourdin et al., A&A, 527, 13, 2011

きる。このように X 線観測とマイクロ波による観測は相補的と2. S. Maurogordato et al., A&A, 481, 593-613, 2008

言える。
「かみのけ座銀河団」は近傍で最も巨大な銀河団である。R500

Subaru/HSC-SSP データを用いた銀河系ハローサブ

より内側においては比較的力学平衡に達しているが外側の特定

構造の探査
鈴木 善久 (東北大学 D1)の方向において銀河の降着合体が進行している様子が見られ[1]、さらに R500 付近では圧力の不連続性が確認されており、銀河降着に伴うマッハ数 2 程度の衝撃波の存在が示唆されてい冷たい暗黒物質に基づいた標準的な階層的構造形成論に基づる [2]。

くと、銀河は小さな恒星系が重力を介して合体・降着を繰り返すことで形成されてきたと考えられている。この過程を考慮しPlanck 衛星による「かみのけ座銀河団」の SZ 効果のマップ

た数値実験により、過去の合体・降着の履歴は銀河円盤を取りが公開されているが X 線観測との比較は R500 より内側のみで巻く希薄な領域であるハローに刻まれていることが明らかにさある [2]。本研究ではまずは R500 より外側において、SZ 効果

れてきた [1]。ハローの詳細な構造を観測的に調査する上では、と大規模構造のフィラメント方向との相関を調べ、次にすざく

私たちの住む銀河系はまさに理想的な環境である。それは銀河衛星による温度と放射量度との比較を行う。すざく衛星はバッをその基本単位である恒星にまで分解することが可能であるた

クグラウンドが低く、R500 より外側の銀河団ガスの X 線を検め、恒星の空間分布・空間運動および化学組成パターンから過出することができる。「かみのけ座銀河団」についても数方向去の合体・降着史を紐解くことができるからである。SDSS やの観測が行われた。2 つの衛星の観測結果より、銀河団ガスのGaia といった昨今の大規模観測によって銀河系中心から約 30

温度や密度の 3 次元的な分布を求め、エントロピー分布から銀kpc 以内のハロー構造については恒星の化学動力学的情報を用

河団ガスの加熱について議論を行うことが目標である。

いてよく調べられているが、その外縁部については未開拓な状

1. Neumann et al., A&A, 400, 811-821, 2003

況にある。

2. Planck Collaboration, A&A, 554, A140, 2013

そこで本研究では Subaru/HSC-SSP で得られた暗い恒星の測光データに基づいて、銀河系中心から 30 kpc を超えるハロー

Ruby-Rush: Accelerated evolution of massivequiescent galaxies in high-z protoclusters
高橋 宏典 (東北大学理学研究科天文学専攻 M1)

外縁部に刻まれた過去の合体・降着の履歴を探査した。効率的に検出するために、恒星進化モデル [2] に基づいて色等級図上
で金属量に乏しく年齢が古い恒星系に対する Isochrone-ﬁlterを作成した。その結果、これまでに発見されていたサブ構造

巨大銀河がいつ、宇宙のどこで誕生したか、そしていつどの(e.g., Orphan stream [3]) が再検出されただけでなく、銀河中ように星形成活動を止めたかを理解することは、初期宇宙にお心から約 60 kpc において新たなサブ構造の候補が発見された。

ける銀河形成の効率や現在の標準的な階層的構造形成論に大き本講演ではこの検出されたサブ構造の起源について詳しく議論

な制限を与えるために極めて重要な鍵である。これまでの観測する。

で z = 4.66 で既に銀河系クラス (∼ 6 × 1010 M⊙ ) の銀河が発見されている [1] が、我々はさらに時間を遡り、宇宙誕生後 12

1. Bullock & Johnston, ApJ, 635, 931, 2005

億年 (z ∼ 5) の宇宙の原始銀河団領域を系統的に探査し、同等

2. Bressan et al., MNRAS, 427, 127, 2012の質量を持ち、かつ星形成活動がほぼ終了しているような成熟

3. Grillmair, ApJ, 645, 37, 2006

した大質量銀河 (Massive quiescent galaxies、以下 MQG) を発見し、初期宇宙における初代の高密度領域と、そこで急成長

Planck 衛星と Suzaku 衛星による「かみのけ座銀河する大質量銀河の形成プロセスを明らかにすることを目指す。

団」の圧力構造の探査と大規模構造との相関
須田 一功 (東京理科大学 M1)

そのために、Gold-Rush プロジェクト [2] が見つけたライ
マン・ブレーク銀河が群れている原始銀河団候補領域を狙

銀河団は宇宙の大規模構造の結節点に位置し、フィラメント

う Ruby-Rush プロジェクト (代表、児玉) を推進している。

からの暗黒物質とガスの降着により宇宙年齢をかけて成長を続Subaru/SWIMS を用いて、星形成活動が停止した銀河のスペけている。降着したガスは衝撃波で数千万度に加熱され銀河団

クトルに顕著に見られるバルマー・ブレークを２つの中間帯ガスとなる。このとき、衝撃波によりガスのエントロピーは上域フィルター (K2 , K3 ) で挟み込むことにより、従来の撮像観昇する。X 線波長の解析から温度と放射量度 (密度の２乗の視測では成し得なかった z ∼ 5 という遠方の MQG 候補を発線方向の積分) を推定できる。一方宇宙マイクロ波背景放射が、見することに成功した。より強固なデータセットにするため、銀河団内の高温ガスを通過する際、スニヤエフ-ゼルドビッチ

Subaru/HSC(可視光) や Spitzer/IRAC(∼ 4µm) のデータも効果 (SZ 効果) を起こす。この効果は視線方向に積分された高用いて SED フィットを行い、候補天体を複数同定した。さら

7

に発見した MQG の個数はシミュレーション (TNG300[3]) にオン構造形成に関係していると考え、その鍵は銀河衝撃波伝搬

よる理論予想では再現することが難しいと示唆された。本講の様相が握っていると考える。

演ではこの Ruby-Rush の成果を総括し、さらに最近行われ銀河衝撃波の計算は、Sofue(1994)[1] の手法を採用した。そた Subaru/MOIRCS に搭載された 2 つの中間帯域フィルターの伝搬距離及び方向を決定する主要な要素としては、銀河が存(K3 , K4 ) を用いた z = 5.3 の原始銀河団をターゲットとする観在する赤方偏移 z 及び銀河星質量 M∗ の二つがある。赤方偏移

測成果の報告も併せて行い、年齢約 10 億年の宇宙の原始銀河

z により、銀河間空間のバリオン密度 ρIG とともに、銀河の星団領域における加速的な銀河形成の実態に迫る。

形成率 SF R も変化する [2]。前者は銀河衝撃波の伝搬を抑制す
る一方、後者は促進する効果がある。また、各赤方偏移 z にお

1. A. C. Carnall, et al., arXiv2301.11413, 2023

いて、銀河星質量とともに星形成率 SF R は増加する傾向にあ

2. M. Onoue, et al., PASJ, 70, 10, 2018

る [3] ため、銀河衝撃波の伝搬距離に影響する。

3. Nelson D., et al., Computational Astrophysics and Cos-

本研究では、high-z における最新の研究結果も参考にしつmology, 6, 2, 2019aつ、各赤方偏移 z 及び銀河星質量 M∗ が増加する程、銀河衝
撃波の伝搬距離が大きくなった。銀河星質量 M∗ における銀河

HINOTORI: 若返り銀河の統計的解析
田中 匠 (東京大学/Kavli IPMU M1)

衝撃波時間発展の様相を計算した結果を図で示す。赤方偏移 z
又は特に high- z における銀河衝撃波を調べたことは、今後加

銀河は主に，活発な星形成を行う star-forming galaxy (SFG)

熱圧縮された銀河間物質（IGM）が Missing Baryon の候補天と，星形成をほとんど行わない quiscent galaxy (QG)，および体となり得るかを検証するための手掛かりになると考える。まその中間に位置する green valley galaxy (GV) に分けられる．

た、high- z における銀河観測にも貢献できる可能性もある。

十分成長した SFG が星形成を止めること (quenching) で，GV

1. Sofue, Y., Ap.J., 431, 91, 1994.

を経て QG に進化するシナリオが広く支持されている．本講

2. Kashino, D. et al., ApJL, 777, 6, 2013.

演で取り上げる若返り銀河 (rejuvenation galaxy: RG) は QG

3. Popesso, P. et al., MNRAS, 519, 1526, 2022.

が星形成を再開し，GV や SFG に戻った (rejuvenation を経験
した) 銀河のことである．サンプルサイズや先行研究間の RG

近傍銀河 NGC 1068 における星形成率分布の高精度の画像化
長嶋 悠月 (福島大学 M1)の定義の違いなどの要因から，現状 RG の統計的な研究は進んでいない．
上記の問題点を解消し rejuvenation のメカニズムや銀河進化における役割を明らかにするため，HINOTORI (star for-星は銀河の主な構成要素であり、星の形成過程を知ることは

mation History INvestigatiOn TO ﬁnd RejuvenatIon) プロ銀河の形成・進化の解明につながる。銀河を特徴づける指標のジェクトを立ち上げた．本研究では，MaNGA survey で観測

1 つとして星形成率 (SFR) が知られている。SFR は、１年間された z ∼ 0.03 の活動銀河核を持たない 8423 個の銀河につに形成される星の質量の合計を、太陽質量を単位として示した

いて，分光データと測光データを合わせた SED ﬁtting で星形量である (単位: M⊙ /yr)。星形成に関連する、大量の大質量星成史を推定し，857 天体からなる過去最大の RG サンプルを構が短期間に生成される現象は、スターバーストと呼ばれる。一

築した．選出された RG は QG と似た星質量分布を持つもの

部の渦巻銀河では渦状腕に沿ってリング状の構造を作ることかの，QG よりも disk-like な形態を持つ銀河が多く含まれておら、その領域はスターバーストリング (SB ring) と呼ばれる。

り，disk-like な QG が選択的に rejuvenation を起こす可能性

研究対象の天体である、近傍の典型的なセイファート銀河を示唆している．また，全銀河における RG の割合 (∼ 10%)

NGC 1068 も SB ring を持つ銀河の一つである。本研究では先を用いた概算より，単一の銀河が複数回 rejuvenation を起こす

行研究 [1] の手法に基づき、SFR のトレーサーとなる 2 つの波可能性も示された．本講演では，このサンプルを用いた初期解長のデータを用いて NGC 1068 の SB ring 全体の SFR マップ

析の結果を示し，今後の RG 研究の展望と合わせて議論する．

を作成した。

SFR のトレーサーとしては、ALMA で観測した 100 GHz

各赤方偏移及び銀河星質量における銀河衝撃波時間発展
照井 勇登 (防衛大学校 M2)帯（波長 3 mm）の自由-自由放射と、HST で得られた近赤外線領域に存在する水素再結合線 Paα 輝線 ([2][3])、という 2 つの独立した波長のデータのものを用いた。

ミッシングバリオン（Missing Baryon）問題を解決する分の100 GHz 帯の自由-自由放射は、波長が長く、原理的に塵にバリオンは、銀河間空間に超高温ガスとして存在すると考えらよる減光がないため、若い大質量星からの放射による電離ガスれる。そのためには高赤方偏移（high-z ）におけるバリオンのを直接トレースすることができる。一方で Paα 輝線のような、構造形成を理解する必要があるが、未解明な部分が多い。我々

1 µm 以上の赤外線波長は塵の影響を比較的受けにくく、水素は宇宙再電離期における銀河形成及び進化過程がその様なバリの輝線は特に強い強度を持つ [4]。

8この比較的高精度な 2 つの波長のデータから求めた SFR をントン比であるような電波で明るくない AGN[3] と比較して、比較することで、より信頼性が高い結果が得られると期待され同じ傾向を示すと考えて矛盾しないことが分かった。この事実る。そして本研究により導出された SB ring 全体の SFR は、は、−3 < log λEdd < −1 の範囲において、(1)AGN ジェットの6.9±0.4 M⊙ /yr となった。この結果は main-sequence 銀河の有無とトーラス構造に関係はないということ、(2)AGN ジェッ

結果と一致する。

トはトーラス構造に物理的影響をほとんど与えないということ

この SFR は SB ring 全体で一つの電子温度を決定し求めらを示唆する。

れている。しかし SB ring 内の物質同士の相互作用等により、

1. Kormendy & Ho, ARA&A, 51, 511, 2013

実際の電子温度にはムラができる。そのため SB ring 全体で一2. Wagne, ApJ, 757, 136, 2012

つの電子温度に決定することの妥当性を調べるため、電子温度

3. Ricci, Nature, 549, 488, 2017の空間分布についても考察した。

4. Ogawa, ApJ, 906, 84, 2021
5. Tanimoto, ApJ, 877, 95, 2019

1. T.Michiyama et al., ApJ, 895, 85, 2020

近傍銀河における分子ガス-原子ガス比と星生成の関係
浜 響子 (北海道大学 修士 2 年)

2. S.Garcı́a-Burillo et al., A&A, 567, 24, 2014
3. M. Sánchez-Garcı́a et al., A&A, 660, 30, 2022
4. K.Tateuchi et al., PKAS, 27, 297, 2012

銀河の進化を考える上で銀河における星生成の理解を深める

広帯域 X 線観測で探る電波銀河の中心核構造
中谷 友哉 (京都大学 理学研究科 宇宙物理学教室

ことは重要であるが、銀河ごとあるいは銀河内部の領域によって星生成の活発さが異なる原因など、未だ明らかではない。星M2)を生成する主な材料である水素分子は、星間ダスト表面上の水近傍の観測から、銀河バルジの質量とその中心に普遍的に素原子から生成される。このことから、分子ガスと原子ガスを存在する超大質量ブラックホール (Supermassive black hole;

観測して両者の相対質量を算出することにより、銀河それぞれSMBH) の質量には強い相関があることが明らかになっていに対して分子雲生成がどの程度進んでいるかを推定できる可能

る [1]。このことは、空間スケールが 10 桁以上異なる銀河と性があると考えられる。先行研究によると星間ガス質量は銀河

SMBH は互いに影響を及ぼし合いながら進化していること (共形態に依存していることが報告されており、銀河の形態発現を進化) を示唆している。共進化の機構解明の鍵となるものが、明らかにする上でのヒントとなることも期待される。[1] [2]

SMBH への莫大な質量降着の現場である活動銀河核 (Active

本研究では原子ガスから分子ガスへの転換が、銀河進化に与galactic nucleus; AGN) である。AGN から母銀河へのフィーえる影響について着目した。野辺山宇宙電波観測所 COMING

ドバックの一つとして、光速にせまるジェットがある。このプロジェクト [3] で観測された 12 CO (J =1-0) 輝線と VLA でジェットはエネルギーを母銀河へと輸送し、銀河の星形成活動観測された 21 cm 線 (HI) のデータを使用し、およそ 40 個のを阻害することが示唆されている [2]。シンクロトロン放射に近傍銀河を対象に星間ガスの定量化を行った。

よって電波で輝くジェットをもつ AGN のことを電波銀河と呼各銀河について分子ガスが比較的豊富に分布する内側の領域∑

び、ジェットによる周辺環境へのフィードバックを考える上で(光学半径の 70% の領域) に注目すると、恒星質量面密度

重要な種族である。また、AGN への質量供給源であり、母銀と分子ガスと原子ガスの相対質量比 M H2 /M HI の間には相関

河とを空間的に繋ぐトーラス構造は近年広く調査されている

係数 r = 0.60 の正の相関があることが確認できた。また、星[3][4] が、未だジェットとの関係は十分に調査されていない。ガ

生成率面密度スやダストに覆われているトーラス構造を詳細に調べるために弱いながら、分子ガスの相対比が高いほど星生成が活発になる

は、高い透過力をもつ X 線が有効な手段となる。

ことが確認された。M H2 /M HI が高いということは原子ガス∑∗

SFR と M H2 /M HI の間の相関は r = 0.30 とそこで本研究では、Swift/BAT による硬 X 線サーベイで検から分子ガスへの転換が進んでいることを示唆し、その結果、出された AGN の中で、X 線に対する電波強度の比が特に大き星生成率の値が高い傾向にあると考えられる。一方、ガスとな 7 天体に着目した。そのうち未だ解析されていない 6 天体にバリオンの相対質量比 M gas /M baryon と M H2 /M HI の間にはついて、X 線天文衛星すざく、NuSTAR による観測データを用

r = −0.38 と弱い負の相関があり、分子ガスへの転換が進むといた広帯域 X 線スペクトル解析 (0.5 – 65 keV) を行った。現星生成も進むことを示唆している。
今回対象とした銀河の多くは上記の傾向を示したが、実的なトーラス構造を再現したモデル XCLUMPY[5] を用いる∑∑ことで、これら 6 天体についてエディントン比 (SMBH 質量で

M H2 /M HI が高い銀河の中で明らかに規格化した AGN 光度; λEdd ) とトーラスの幾何構造 (SMBH

他よりも高い銀河も確認されている。これは銀河内部領域へのを囲む立体角) を初めて個々に推定した。

ガスの流入による可能性が示唆される。

その結果、これらの電波銀河のトーラス構造は、同じエディ∗ や

SFR の値が1. Young J.S., Scoville N.Z., ARA & A, 29, 581, 20019

2. Nishiyama K., & Nakai N., PASJ, 53, 713, 2001

団の中心銀河には AGN があることが多い．実際に AGN から

3. Sorai K., et al., PASJ, 71, S14, 2019

噴出する電波ジェットと ICM が相互作用している様子が観測されている．さらに，中心部に限れば，小規模銀河団な方がエ

ニュートリノ観測実験 ICECUBE による 10 年間の
一般公開観測データを用いた AGN 探索
久田 凜太郎 (京都産業大学理学研究科 M1)

ントロピーが高く、中心部のエネルギー供給は銀河群の方が顕著に見られる．

AGN から供給されるエネルギーによって掻き乱されたガス速度を測定するためにガスの乱流を調べることが重要となり，

ICECUBE は電磁波・重力波に続きマルチメッセンジャー天

ガスの乱流はスペクトルでの輝線の幅からわかる．2023 年打文学の新たな一員としてその性能を発揮するニュートリノ観測

ち上げの X 線撮像分光衛星「XRISM」搭載の X 線マイクロカ実験である。南極のアムゼン・スコット基地の地下に設置されロリメータ検出器 Resolve は高いエネルギー分光能力で ICM

南極の分厚く広大な氷床を用いて高エネルギーニュートリノ

内に存在する元素からの特性 X 線の微細構造を分離することがを追っており、宇宙で起こっている高エネルギー粒子の加速現できる．よって、銀河団（群）中心部のガスの速度測定の精度

象に付随するニュートリノについての飛来方向を調べることを飛躍的に向上させることができる．

ができる。高エネルギー粒子の加速機構はまだわかっていない

本研究では，Resolve での観測をシミュレーションするためことが多く、今後の研究が待たれるテーマであり高エネルギーに,X 線天文衛星「すざく」による観測データを用いて NGC507

ニュートリノが解明の鍵を握るのではないかと思われる。

銀河群の中心部を分割して解析を行った. 赤方偏移の値の比較

本研究では、ICECUBE の国際研究チームからの発表論文

からガスの運動を予想でき，シミュレーションに必要な値が得[1] にあった NGC1068 を含むいくつかの活動銀河と Blazar がられた．実際の Resolve の観測シミュレーションも行い、ガス

高エネルギーニュートリノ放射天体であるとの結果を 10 年間の運動の測定精度についても議論する。

分の一般公開観測データの一部を用いて再現を行った。再現は国際研究チームと同様の解析手法を python コードにて実装し、同様の結果が得られるか確認を行った。その結果、NGC1068
を含むいくつかの活動銀河と Blazar の座標付近に高エネル
ギーニュートリノ放射源が現れることを確認され、NGC1068

COSMOS 領域における z ∼ 0.8 の中心に非対称成分を示す Post-starburst 銀河の色勾配
藤本 淳也 (愛媛大学 M1)
銀河は、星形成をしている銀河 (Star-forming galaxies,SFG)の座標付近にある放射源が全天において最もニュートリノで明と、星形成をしていない銀河 (Quiescent galaxies,QG) に分けるいことも確認された。NGC1068 が最もニュートリノで明るられることが知られているが、その原因については明らかにいということは驚きであり、なぜなら NGC1068 は SeyferII 銀

なっていない。爆発的に星を形成した直後に星を作らなくなっ河に分類され銀河の中心部分は地球から見ると隠されてしまっているため、可視光や赤外光での観測では見ることができない。
それにもかかわらず、高エネルギーニュートリノで明るいといた銀河 (Post-starburst galaxies,PSB) の特性を調べることで、星形成を止めるメカニズムを調査する。COSMOS 領域の赤方偏移 0.7 < z < 0.9 の調査で、PSB は SFG や QG に比べて非うことは高エネルギーニュートリノは銀河の中心部で等方的に対称成分の中心集中度 (CA ) が高くなることが発見されている

放射されており、隠されることなく地球に届いていると考えら

[1]。

れる。

本 研 究 で は 、PSB で 見 ら れ る CA の 高 さ の 原 因 を 探 るために、COSMOS 領域のハッブル宇宙望遠鏡 (HST)/ACS

1. IceCube Collaboration, Phys. Rev. Lett. 124, 2020

F814W バンドの撮像データと、COSMOS 領域の一部を観測

精密分光観測で探る NGC507 銀河群中心部のガスの速度構造
藤田 将 (埼玉大学大学院 理工学研究科 M1)

した COSMOS-DASH サーベイの HST/WFC3 F160W バン
ドの撮像データを用いて、これらの銀河の色が中心から外側へ
向かってどのように変化するかを調査した。その結果、PSB は

SFG や QG と比較して、外側に比べて内側の方が青いカラー

銀河団は数十から数千の銀河が重力的に束縛された天体であを示すこと、特に CA が高い PSB においてその傾向が顕著でる．また，銀河団は高温ガス（ICM）で満たされており，X 線

あることが分かった。これらの色の特徴から、CA の高い PSBを放射している．リラックスした（激しい衝突の形跡が見られは外側の星形成が内側より早い段階で止まり、内側のみが直近

ない）銀河団では中心部での ICM の温度降下が見られ，このよで星形成をやめたということが示唆される。

うな銀河団を「クールコア銀河団」と呼ぶ．クールコア銀河団
では「クーリングフロー」と呼ばれるガスの過剰な冷却とそれ

1. Himoto&Kajisawa, MNRAS, 519, 4110, 2023に伴う中心部への落下が起きていると予想されたが，銀河団中
心部では温度が下げ止まっていることが明らかになってきた．
この問題を説明するための加熱源の有力な候補として活動銀河
中心核（AGN）からのエネルギー放射がある．クールコア銀河

10

スリッド分光データを用いた z∼4 クエーサーにおける Ly αハローの検出星

宏樹 (東京大学 M1)

データをまとめた。本講演では、サンプル数が増えたデータに対して同様の解析を行った結果について報告する。

銀河の周囲のハローには普遍的に銀河周縁物質 (CGM) と呼ばれるガスが存在していると考えられている。この CGM を理

1. Prochaska, J. X., et al. ApJ, 776, 136, 2013

解することは、銀河自身の星形成やその中心に位置するブラッ2. Misawa, T., et al. ApJ, 933, 239, 2022

クホールにどのようにガスが供給されるのかを知る上で重要で3. Ishimoto, R., et al. ApJ, 903, 60, 2020ある。この CGM は Ly αで淡く広がって輝いており、この Ly
αハローは CGM を観測的に調べる 1 つの有効な方法となってJWST による高赤方偏移での銀河と SMBH の最近いる。通常、銀河の Ly αハローは表面輝度が低く個別に観測の研究について前原 瑚茉 (総合研究大学院大学 M1)

できる例は限られている。一方、強い輻射場を持つクエーサー
は個々の天体で Ly α検出することができるため、これを解析

これまでの観測的、理論的研究から、大多数の銀河の中心にはすることで銀河やブラックホールの進化に関するより詳細な描超大質量ブラックホール (SMBH : Supermassive Black hole)

像を得ることが可能となる。これまでの研究では、面分光を利が存在することが知られている。近傍宇宙において、SMBH の用する手法が取られてきたが、データの数が限られてしまって質量とその母銀河のバルジ質量に強い正相関が成立している。

いた。そこで我々は通常のスリッド分光データを多数集めてここのことから、BH と銀河が共進化している事が示唆されていの Ly αハローを検出することを着想した。これにより空間方る (Kormendy & Ho 2013) が、それらがどのような物理過程

向の情報は失われるものの、これまでよりも遥かに多くの天体

で相互作用を及ぼし、現在の形にまで進化していったか未だ明を解析することが可能となる。我々は手始めに z∼4 のクエー

らかになっていない。そのため、高赤方偏移において形成初期、

サーにこの方法を適用することにした。本講演では、本手法のあるいは形成途上における SMBH と母銀河の観測を行うこと

有効性、実際に適用して得られた結果及びそこから得られる示は、この謎を解く上で重要である。

唆について議論する。

そこで本講演では、2021 年 12 月に打ち上がった史上最大のBAL クェーサー周辺でみられる近接効果の異方性

赤外線天文衛星であるジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡 (JWSTについて前田 祐輔 (信州大学大学院 修士 2 年)

: James Webb Space Telescope) によって明らかになった高赤
方偏移における BH 及び銀河に関する最新の論文について把握することで、新たに検出された SMBH や銀河の特徴から共進

銀河間ガス (intergalactic medium; IGM) を、クェーサーの化に関する可能性について議論を行う。

スペクトル上で検出すると、クェーサーの近傍では中性水素

例えば、Atek et al. (2023) では、JWST で銀河団 Abell2744(HI) ガスによる吸収線の強度と検出頻度が減少することが知による重力レンズ効果から赤方偏移 z>9 以上の銀河候補を合られている。この結果は、クェーサーの近傍では IGM の電離計 19 天体発見しており、その中には赤方偏移が z>12 の銀河状態が高いことを示唆する (クェーサーの「近接効果」)。この候補が 2 天体含まれている。またこの結果から、質量-光度関係

効果を調べるために、離角の小さいペアクェーサーを探し出が赤方偏移とともに進化していることなどが示唆された。

し、手前のクェーサーの接線方向にある HI ガスを、背後にある

さらに、Baggen et al. (2023) では、JWST で見つかった赤クェーサーのスペクトル上で吸収線として捉えるという観測を

方偏移 7<z<9 で大質量銀河候補の有効半径が、近傍の宇宙に行ったところ、クェーサーの接線方向では HI 吸収が超過する

比べて 10〜20 倍程小さいにも関わらず、中心密度は近傍の宇ことが明らかになり接線方向の IGM の電離状態が低いことを宙における楕円銀河と同等であった。この結果は、大規模な早示唆した。[1] 考えられる原因の一つが、ダストトーラスによっ期型銀河の SMBH は宇宙初期 (ビックバンから約 600Myr 後)てクェーサーからの紫外線放射が、非等方的になった結果、周の時点で形成されており、それらの銀河は近傍の宇宙で観測さ囲の IGM の電離状態にも異方性が残ったというシナリオであれている楕円銀河の祖先である可能性が示唆された。

り、これを検証するためには、降着円盤の傾きを確認する必要があるが容易ではない。そこで、降着円盤を edge-on に近い方

1. Kormendy, J & Ho, L. C., Annual Review of Astronomy

向から観測したときに検出される広吸収線 (broad absorption

and Astrophysics. , 51 , 511 , 2013

line; BAL) をもつペアクェーサーを対象とした同様の研究が2. Atek, H., Chemerynska, I., Wang, B., et.al. , arXive

行われた [2]。その結果、上記ダストトーラスによる説明と矛

preprint, arXiv:2305.01793, 2023

盾しない傾向が見られたものの、サンプル数が少なく、統計

3. Baggen, J. F. W., van Dokkum, P., Labbe, I., et.al.,的に有意な結論を得ることは出来なかった。本研究では、ペア

arXive preprint, arXiv:2305.17162, 2023

クェーサー選定に対する条件を緩め (g < 20 mag という条件を外す)、サンプル数をおよそ 4 倍に増加した。そこから主成分

銀河面広域サーベイ FUGIN の結果を利用した、高密度ガス形成機構の観測的解明

分析 (principal component analysis; PCA)[3] などのスペクト
ルのフィッティングを行い、統計的に有意な結論を得るための11松坂 怜 (鹿児島大学 M2)にガスやダストに覆われた、heavily obscured Active Galactic

Nuclei (AGN) は、初期宇宙における SMBH とその母銀河の銀河はガスと星からなる系であり、ガスを星へ転換していバルジ成分の急激な形成と成長段階を示しているといわれておくことで進化する。特に、星は分子ガスの塊である巨大分子雲り、その理解を進めるのに適した天体種族であると考えられる。

(Giant Molecular Cloud; GMC, 大きさ 40-100pc, 密度 n(H2 )本研究では、明るい AGN に特徴的に見られる、SED の静止〜103 cm−3 ) の内部で誕生する。したがって、銀河進化を理解

系 2-6 µm の excess に注目し、X 線での検出に依存せずに AGNするためには、GMC が銀河内部でどのように誕生し星形成を行うか、その進化過程を明らかにすることが極めて重要である。

を選択することで、z > 3 における heavily obscured AGN を含む AGN サンプルを XMM-LSS 領域において構築した。得

一方で、GMC 自体の形成過程は未解明な部分が多い。なぜなられた 55 の AGN 候補天体のうち、38 天体がこの領域で行わ

ら、高密度 (n(H2 ) ＞ 103 cm−3 ）ガスの集合である GMC が形れた深い X 線探査である XMM-SERVS[2] において非検出で成されるには、低密度 (n(H2 ) ＜ 103 cm−3 ) で広がった希薄ガ

あり、heavily obscured AGN の候補天体となる。また、この全スを集積させる必要があるが、その集積機構どころか、希薄ガ

サンプルに対して SED ﬁtting コード CIGALE[3] を用いた解析

スが銀河のどこにどの程度存在するのかということ自体未解を行った。推定された AGN 全光度は LBOL ∼ 1046−47 erg s−1

明だからである。ゆえに、GMC の形成過程を明らかにするにと、典型的な AGN 光度 (∼ 1045 erg s−1 ) よりも非常に明るく、は、100pc 程度の GMC に対しその周囲、1kpc∼ 数百 pc 程度

今回見つかった 55 という数はこれまでの AGN 光度関数で予(sub-kpc) に広がった希薄ガスの観測的理解を深めることが急想される AGN 個数 (∼ 40) よりも有意に大きい。これらの結務である。sub-kpc に広がる希薄ガスの性質、及び、希薄ガスと果は、これまで見逃されてきたこの種族の、初期宇宙における高密度ガス (GMC) の関係を包括的に調査する強力な方法とし

全 SMBH の成長率に対する無視できない大きな寄与を示唆してガス密度頻度分布 (Gas Density Histogram: GDH [1][2]) がている。

ある。そこで、本研究では、野辺山 45m 鏡で得られた FUGIN（FOREST unbiased Galactic plane imaging survey with the

1. Maiolino, R. et al., arXiv:2305.12492, 2023

Nobeyama 45m telescope [3]）のデータを用い、希薄ガスに最2. Chen, C. -T. J. et al., MNRAS, 478, 2132, 2018

も感度がある天の川銀河の GDH を調査した結果を報告する。

3. Boquien M. et al., A&A, 622, A103, 2019

我々は、GDH を用いた調査により、希薄ガスと高密度ガスの割合が大きく変化している領域を発見した。さらに、その空間

PFS 観測に向けた O2 輝線銀河のターゲットセレク

分布が天の川銀河の渦状腕とされる領域 [4] と一致することをション
山田 祐佳 (東京大学理学系研究科物理学専攻 修士 1年)発見した。これは、渦状腕上で希薄ガスから高密度ガスが形成されていることを観測的に示唆した重要な結果である。

1. Handa et al., Astronomical Society of the Paciﬁc Con-

すばる望遠鏡で実行予定の PFS 観測は、すばる望遠鏡の大口

ference Series, 458, Galactic Archaeology: Near-Field

径と広い波長領域を活かし、赤方偏移 1.6 から 2.4 の O2 輝線

Cosmology and the Formation of the Milky Way, 221,

銀河を観測できるという強みを持つ。本研究では赤方偏移 1.6

2012

から 2.4 の O2 輝線銀河を効率よく観測するためのターゲット

2. Matsusaka et al., Proceedings of the International As-

セレクションを目的としている。

tronomical Union, 17, Symposium S373: Resolving the

赤方偏移 1.6 から 2.4 の O2 輝線銀河が広視野分光観測におRise and Fall of Star Formation in Galaxies, 42, 2023

いてメインターゲットとなるのは初めてのことであり、そのス

3. Umemoto et al., PASJ, 69, 78, 2017

ペクトルについては未だわかっていないことが多い。そのた

4. Reid et al., ApJ, 823, 77, 2016

め、現在測光観測などをもとに推定されている赤方偏移には大きな不定性があることが予測されている。本研究ではより信憑

MIR Search of Heavily Obscured z > 3 AGN Missed
in X-ray Surveys
松本 尚輝 (東北大学理学研究科天文学専攻 M1)

性の高いセレクションを行うために、HSC 分光観測のデータと併せて、COSMOS2015 のデータからシミュレーションしたカ
タログ (ELCOSMOS) を用いて解析を行った。

HSC と ELCOSMOS はそれぞれ強みと弱みを持っている。

銀 河 中 心 の Supermassive Black Hole (SMBH; M• ∼HSC は実際の観測データなので、PFS で観測される色分布と106−10 M⊙ ) が、宇宙論的なタイムスケールの中でどのようより近い色分布を持つことが想定される。一方、ELCOSMOSにその質量を得てきたのかということは、現代天文学の大きは元となった COSMOS2015 の測光のフィルターの数が HSCな謎の一つである。高赤方偏移 (e.g., z ∼ 11; [1]) においてよりも多いため、より精度よく赤方偏移が求められると期待さ

最近見つかりつつある SMBH の質量は、一生の間に Super-れる。解析の結果、HSC と ELCOSMOS の O2 輝線銀河の色

Eddington 降着のような急激な成長過程を必要とすることを示

分布は高赤方偏移領域で特に大きな違いを示すことがわかっ唆している。深い X 線探査においてさえも検出できないほど12

た。二つの色分布の違いの原因を追究したところ、分布の違い

た天体についてのみ議論されている。milliquas を用いることの主な原因は HSC にのみ含まれていたデータのノイズと、表で、増 (減) 光数の不釣り合いがサンプルセレクションの影響を

面輝度の小さいターゲットによるものであることがわかった。

受けているのかを調査する。

本研究では ELCOSMOS のデータにもノイズを加え、HSC の手法：3 カタログの共通天体の内、ブルーミングや散乱光のデータから表面輝度の小さいターゲットを取り除くことで二つ影響が予想される、明るい星の近くの天体と、恒星の増/減光数のデータの色分布を一致させ、ともに適用可能なターゲットセが非対称となる、g-band 等級が 19 等以上の天体を除いた赤方

レクションの提案を行った。

偏移 z ＜ 2.0 の quasar を対象とした。SDSS, PS1 間の各バンドの等級評価の補正、SDSS と PS1 の間約 8 年間での増 (減)U/LIRG の Pa α輝線観測による銀河進化プロセス

光量 (mag) の算出を行った。天体を z で分類して、それぞれのの研究
幸野 友哉 (東京大学大学院理学系研究科天文学専攻
本原研 M1)

範囲の天体を、SDSS で quasar 判定された天体とそうでない
天体 (多くは WISE で quasar 判定されたもの) に分け、その増(減) 光数の比較を行った。
結果：z ＜ 0.5 の、SDSS で quasar 判定されなかった天体にPARADISES(Paschen-Alpha Resolved Activity and Dy-

ついて、増光数が減光数を卓越していることが分かった。

namics of Infrared Selected Extreme Starbursts with Subaru)
は、超/高光度赤外線銀河 (Ultra/Luminous Infrared Galaxy,

結論：減光数の卓越は SDSS で quasar 判定された天体におU/LIRG) 内部の星形成領域を、水素再結合線の Pa α輝線をける事象であり、先行研究の結果はサンプルセレクションの影使って探るプロジェクトである。通常星形成領域の観測には響を受けている可能性が高いことが分かった。z ＜ 0.5 の増光

H α輝線 (0.653 μ m) を用いるが、U/LIRG の星形成領域はした天体は、quasar 活動中に一時的に極端に暗くなったため

ダスト減光が非常に強く H α輝線が観測しづらいため、PAR-

SDSS の可視光カラーでは quasar 判定されなかったものの、

ADISES では代わりにやや弱い輝線であるものの減光の影響が

AGN 活動自体は継続しており、WISE の中間赤外カラーでの弱い Pa α輝線 (1.875 μ m) を利用し、U/LIRG のサーベイをみ quasar 判定されたものが多いと考えられる。

行い銀河進化プロセスの理解を目指している。[1]1. Rumbaugh et al, ApJ, 854, 160R, 2018

これまでに、U/LIRG からの Pa α輝線を観測するため、す2. Shen et al, ApJ, 918L, 19S, 2021

ばる望遠鏡の IRCS を主に利用して 20 天体以上の観測が行われている。この観測から、地上からの観測が難しい Pa α輝線

Line-locked AGN アウトフローの変動メカニズムのの分光観測データなどが取得できており、宇宙で最も活発な星解明
劉 強 (信州大学大学院形成を行う天体のひとつである U/LIRG の研究を行う上で強力な武器となることが期待される。今回は、このプロジェクトのレビューを紹介するとともに、ここ数か月の分光データの解D1)

あらゆる銀河において、母銀河の楕円成分と銀河中心に存在

析結果について発表する。

する巨大質量ブラックホール（SMBH）の質量比はおおよそ数百倍である。この相関関係は銀河と SMBH が同時に進化して

1. 中村, 修士論文, 6, 2021

きたこと（共進化）を示唆する。共進化を実現するためには、何らかの方法で両者が情報交換を行う必要がある。その役割を果

milliquas を用いた quasar の増減光天体数の比較
呼子 優人 (京都大学 M1)

たす候補がいくつか存在するが、現在、最有力候補として注目されているものがクェーサーから吹き出すガスの流れ「アウト背景：quasar における未解決問題の一つとして、増光天体数

フロー」である。アウトフローの諸性質の解明は銀河と SMBHと減光天体数の不釣り合いがあげられる。先行研究では、減光の共進化メカニズムの解明に繋がる可能性があると期待されて数が増光数を上回っていることが示唆されているが [1]、それがいる。本研究ではアウトフローの諸性質を解明するために、そサンプルセレクションによる偏りなのか、あるいは変光タイムの時間変動傾向に注目した。ターゲットは、アウトフローに起スケールの違いなどによるリアルな結果なのかは不明である。

源を持ち、 line-locking 現象を示す HE0151-4326 を選定した。

[2]

アウトフロー観測に伴う最大の課題は放出方向の不定性である

目 的：Sloan

Pan-が、line-locked 吸収線は我々の視線方向への放出がほぼ保証

STARRS1(PS1) の 2 つの等級カタログを用いて、milliquas

される。モニター観測の結果、アウトフローが背景光源を覆う(多くの quasar カタログを統合したリスト) 記載の quasar の比率（掩蔽率）が明らかな時間変動を示すことが確認された。

増 (減) 光量を算出することで、上記の問題の原因究明をする

背景光源としては、連続光領域と広輝線領域が考えられる。こことを目的とする。

れらを基に、観測結果との整合性を確認したところ、２つのシ

DigitalSky

Survey(SDSS)と

内容：先行研究は、いずれも SDSS で quasar 判定された天ナリオ（連続光領域の周辺を輻射圧を受けながら加速されるモ体を対象としており、可視光カラーで中心部の降着円盤を捉え

デル、中心から十分離れた場所にあるガスの電離状態が変動す13

るモデル）に絞り込むことに成功した。今後も分光モニター観測を継続し、シナリオの絞り込みを進めるともに、母銀河へのフィードバック効率を高精度で評価する予定である。

南極 12 m テラヘルツ望遠鏡のサイエンスの検討
若杉 航希 (筑波大学 宇宙観測研究室 M1)
近年アタカマ大型ミリ波サブミリ波干渉計 (ALMA) によって、赤方偏移 6 以上 (宇宙年齢 10 億年未満) の星形成銀河から[Oiii]88µm や [Cii]158µm など遠赤外線の微細構造線の観測が精力的に行われている [1][2][3][4]。遠赤外線の輝線は、可視光の輝線に比べダスト減光の影響が小さい利点があり、その輝線比から星間媒質の基本的な情報 (重元素量、密度) を推定できるため、銀河進化の研究で重要である。しかし、ALMA Band

9 (602-720 GHz) や Band 10 (787-950 GHz) など高周波数帯の観測は、とくに観測条件の良い時期に限られている。それゆえ、[Oiii]88µm([Cii]158µm) の観測は主に Band 8 すなわち赤方偏移 6 以上に限られている。また、赤方偏移 6-7 程度の銀河の電子密度を推定する上で貴重な [Oiii]52µm 輝線を遠方銀河で観測した例が少ない [5]。
このような背景の中で、南極大陸は標高が高く、乾燥しており、年中気候が安定しているため、サブミリ波やテラヘルツ波の観測地点として注目されている。本講演では、筑波大学を中心とする研究グループによって推進されている、南極 12 m テ
ラヘルツ望遠鏡 (ATT12) のサイエンスの検討状況を報告する。

ATT12 の観測できる周波数帯域はおよそ 230GHz 2000GHz
であり、地上で唯一テラヘルツ帯の観測が可能である。我々は、南極での周波数ごとの光学的厚みの情報を用い、システム
雑音を導出し、ATT12 が実際に観測できる周波数帯 (大気の窓) と微細構造輝線の輝線光度の検出限界を調べた。さらに、
輝線光度と赤外線光度 LIR の関係を利用して、輝線を調べられる赤外線光度の検出限界を推定した [6]。結果、[Oiii]88µm
や [Cii]158µm は赤方偏移 1-3 という、宇宙の星形成史において最も星形成活動が活発であった時代まで観測可能と明らかにした。また、[Oiii]52µm 輝線の場合、赤方偏移 7 にある赤外光
度 LIR =1013 L⊙ の天体まで現実的に観測可能と明らかにした。
これをもとに、ATT12 がもたらすと期待される銀河進化への知見を議論する。

1. Hashimoto et al. (2018), Nature, 557, 392
2. Inoue et al. (2016), Science, 352, 1559
3. Tamura et al. (2019), ApJ, 874, 27
4. Fudamoto et al. (2021), Nature, 597, 489
5. Killi et al. (2023), MNRAS, 521, 2526
6. Bonato et al. (2019), PASA, 36, 17

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