2020 年度 第 50 回 天文・天体物理 若手夏の学校
銀河・銀河団分科会 アブストラクト

招待講演アブストラクト

諸隈 佳菜 (東京大学 大学院・理学系研究科・天文学教育研究センター・日本学術振興会特別研究員（RPD）)

8 月 24 日 14:30–15:30 room 2

居住環境が銀河の低温星間物質・星形成の性質に与える影響
銀河の星形成活動性は、銀河の質量だけでなく、その居住環境によっても異なることが知られている。質量の大きな銀河は居住環境に関係なく一般的に星形成活動性が低いものが多い。一方で質量の小さな銀河は、銀河が疎な環境下では活発な星形成をしているものが多いが、銀河が密な環境下では星形成活動性が低いものが多くなる。宇宙の超初期を除いて、銀河における星形成の材料は、基本的に水素分子ガスであると考えられており、銀河の星形成活動性を左右するものを明らかにするためには、水素分子ガスの情報が不可欠である。また、銀河が密な環境としては、銀河群・銀河団などが挙げられるが、質量とその内訳（ダークマター・銀河間ガス・星など）や、力学状態にも多様性がある。そのため、銀河群・銀河団の性質と、そこで働く星形成抑制機構の関係を明らかにすることも重要である。そこで、我々は様々な銀河群・銀河団銀河の水素分子
ガスや中性水素原子ガス（低温星間物質）の観測データを取得・収集し、所属銀河の低温星間物質と星形成の性質を系統的に調査している。本講演では、銀河における低温星間物質の性質や、銀河群・銀河団環境下で働くと考えられている星形成抑制機構に関する研究などの現状をレビューし、我々が主にアルマ望遠鏡を用いて進めているプロジェクトを紹介する。

澁谷 隆俊 (北見工業大学 工学部 助教)

8 月 25 日 15:45–16:45 room 2

銀河形態 - 現状の理解と未解決問題 銀河の研究が始まって以来，最も古くから調べられてきた性質の一つ，銀河形態．これまでの数々の観測により銀河形態の規則性と多様性が認識されている．SDSS やハッブル宇宙望遠鏡の大規模データからは，赤方偏移 z 0-10 の銀河形態進化の大枠が見えてきた．また，面分光装置や ALMA による観測から，銀河形態と他の物理的性質との関係性が明らかにされつつある．観測データのビッグデータ化, 機械学習などの情報科学技術の発展, 次世代望遠鏡で得られる高解像撮像/分光デー
タにより，銀河形態研究は今後益々進展すると期待される．本講演では，銀河形態に纏わる最近の研究を紹介し，現状の理解について整理する．さらに，銀河形態研究の未解決問題をまとめ，今後の展望について述べる．

1

ないかと考えられるようになった．すなわち Dark Satellite

銀河 1 ダークマター欠乏銀河はどうやってできたのか？

自身は観測が困難であるが，仮に Dark Satellite と観測可
能な Bright Satellite が衝突過程を起こすならばその際

大滝 恒輝 (筑波大学 数理物質科学研究科物理学の Bright Satellite を観測することで Dark Satellite の専攻 M2)

存在を間接的に示すことができる．しかし Subhalo どうしの衝突頻度や衝突過程については未だ詳しく調べられておら現在の銀河形成の標準模型では、コールドダークマターによず，衝突が起こり得るのかも定かではない．そこで本研究でる階層的な構造形成がその主要な枠組みとして受け入れられては，Ishiyama et al. 2015 の宇宙論的 N 体シミュレーショ

いる。しかし最近の観測で、楕円銀河 NGC1052 に付随する衛ンから得られたデータのうち，特に天の川銀河に類似した星銀河 NGC1052-DF2 と NGC1052-DF4 のダークマター質量がHost Halo を探し出し，その Host に束縛された Subhalo の理論的に予測される量よりも極端に少ないことが示唆された

位置・速度座標を初期条件にして Subhalo 同士の衝突頻度を(van Dokkum et al. 2018, van Dokkum et al. 2019)。

求めた．このとき衝突頻度計算では、Subhalo の分布と運動

こ れ ら の 銀 河 は 、天 の 川 銀 河 程 度 の 有 効 半 径 に 対を単純化したモデルで解析的に求める方法と，Subhalo 自体

し て 、表 面 輝 度 が 矮 小 銀 河 程 度 で あ る 特 徴 を 持 つを質点近似し直接計算法を用いた N 体数値計算，Subhalo をUltra Diffuse Galaxies(UDGs) に 分類 さ れ て い る。さら多粒子で表現することで有限の大きさを持たせて Tree 法を用に、HI 輝線が観測された 6 つの UDGs の回転速度が、他の銀河いて解いた N 体数値計算の 3 つの方法から独立に算出し，そに比べて約 3 倍遅いことが発見され、ダークマターをほとんどの衝突頻度をそれぞれの近似レベルに応じて求めた．その結含まないことが確認された (Mancera Pina et al. 2019)。

果，現在見積もられている宇宙年齢の間に少なくとも数回の

他にも、赤方偏移 z=0.6-2.6 の大質量星形成円盤銀河に対しオーダーで Subhalo 同士が正面衝突することが解析的にもシてスタックされた回転曲線が半径とともに減少していることがミュレーションからも判明した．これより Dark Satellite

発見された (Genzel et al. 2017)。以上のようなダークマと Bright Satellite の衝突が現実的に起こり得ることが示

ター欠乏銀河の存在は現在の銀河形成論では非常に困難であされ，Dark Satellite を衝突過程から見つけ出すことが可能

り、それらの形成シナリオを検討する必要がある。

であることを突き止めた．講演では更に Host 銀河の進化を考

我々はダークマターサブハロー同士の衝突によってダーク慮した場合の Subhalo の衝突回数についても議論する予定で

マター欠乏銀河が形成される可能性を考え、3 次元銀河形成シ

ある．

ミュレーションを行った。その結果、衝突速度 100 km/s の場合にダークマターバリオン比が 0.4 となるダークマター欠

銀河 3 銀河団 RXJ1347-1145 の数値シミュレーション

乏銀河が形成されることを示した。さらに、ダークマターサブ
ハローの衝突速度がダークマター欠乏銀河の形成可能性に与え石崎 滉也 (筑波大学 数理物質科学研究群物理学
学位プログラム M1)る影響を調べた。低速衝突の場合には通常の銀河が形成され、300 km/s を超える速度の場合にはダークマターバリオン比が 0 の銀河が形成されることがわかった。本発表では、ダー銀河団 RXJ1347-1145 は X 線表面輝度と X 線表面温度の分布

クマター欠乏銀河の形成条件について、一次元の流体モデルをのピークが柱密度の分布のピーク位置からずれており、柱密用いた解析結果とともに報告する。

度の分布の長軸短軸比が約 1.5 の細長いサブ構造も確認されている。これが銀河団同士の衝突でどこまで再現できるかを、

銀河 2 天の川銀河における Subhalo の衝突過程

SPH+N 体コードを用いて数値実験をした。その結果、球対称

数野 優大 (筑波大学 宇宙物理理論研究室 M1)の銀河団同士の衝突では、X 線表面温度分布は近いものが再現できたが、X 線表面輝度と柱密度の分布のピークの位置のオフ

現在の銀河形成論では宇宙初期の Cold Dark Matter(CDM)

セットが２倍以上となった。そこで、２つの銀河団の質量比やのわずかな密度揺らぎによって銀河や銀河団が作られたとす

中心集中度を変え、空間分解能をあげた計算も行った結果、概る CDM 理論が隆盛を極めているが，銀河サイズほどの小さ

ね X 線表面輝度・X 線表面温度分布は再現できた。しかし、柱密なスケールになると理論と観測で一致しない問題が複数現れ度の細長いサブ構造を再現することはできなかった。そこで、る．銀河 (Host Halo) に束縛された矮小銀河 (Subhalo) の銀河団の初期状態を楕円体として数例計算してみたところ、こ個数が桁違いに異なる Missing Satellite Problem もこののサブ構造を得られる可能性があることがわかった。このこと問題の一つであるが，これを解決する考えとして観測不可能なは、形成段階で既に極端に潰れた楕円体の銀河団が存在していほど暗い Subhalo が存在すると主張する Dark Satellite

た可能性を示唆している。

仮 説 が 挙 げ ら れ る ．先 行 研 究 で は Dark Satellite がStellar stream と衝突した可能性を示唆する観測結果が発表され，Dark Satellite の存在を衝突現象から示せるのでは2回転とは偏波が磁場中を通る際に偏波面が回転する現象であ

銀河 4 QU-ﬁtting による複雑なファラデースペクト
ルの構築る。観測された偏波は視線方向に積分された量であるため、その分布情報は分からない。そこで、磁場の視線分布を推定する

國分 厚志 (熊本大学 自然科学教育部理学専攻

新しい手法としてファラデートモグラフィーが注目されている

M1)

[1]。

ファラデートモグラフィーは観測されるシンクロトロ

ン放射の偏波スペクトルからファラデースペクトルと言われ磁場は惑星や恒星、星間空間、銀河間空間といった宇宙のあらるφ空間における偏波強度分布を構築する手法である [2]。φゆる階層に普遍的に存在しており、天体の進化を明らかにするはファラデー深度と呼ばれ、熱的電子密度や視線方向に沿った上で重要な手掛かりの一つとなる。磁場の情報を得るため、本

磁場の積分量である。我々は QU-fitting と呼ばれるモデル研究ではファラデートモグラフィーという手法を採用していフィット法によって観測データをよく説明するファラデースペ

る。この手法は、観測されたシンクロトロン放射の偏波強度ス

クトルを求めている。QU-fiting ではファラデースペクトル

ペクトルから視線上の磁場分布を推定するというものである。

を複数のガウス関数やデルタ関数などのシンプルなモデルを仮

視線上の磁場分布はファラデースペクトルにその情報が含まれ定して、パラメーターサーチの手法としてマルコフ連鎖モンテている [1]。偏波スペクトルとファラデースペクトルは互いにカルロ法 (MCMC) を用いる [3]。

フーリエ変換の関係にあり、偏波スペクトルを波長の２乗に関本研究では ASKAP と呼ばれる望遠鏡で観測された偏波スペクトルを用いる。ASKAP の観してフーリエ変換することで、ファラデースペクトルを得るこ

測データは 1GHz 帯で系外銀河のサーベイ観測である。我々はとができる。しかし、波長の２乗空間の全ての点を観測するこQU-fiting を用いてファラデースペクトルを構築し、その中かとが不可能であることから、得られるファラデースペクトルは

ら銀河磁場の情報を探る。

不完全なものとなる。

参考文献:

そこで、より精度良くファラデースペクトルを構築するため

QU-fitting という手法を用いる。この手法では、ガウシアン[1]SKAJP Science Book 2020

やデルタ関数などのモデルを仮定し、観測量を良く説明するモ[2]Brentjens M. A., de Bruyn A. G., 2005,A&A, 441, 1217

デルパラメータを MCMC によって推定する。

[3]Miyashita Y., Ideguchi S., Nakagawa S., Akahori T., Taka-

本研究では、シミュレーションで作成したシンプルな銀河モ

hashi K., 2019, MNRAS, 482, 2739

デルを、銀河磁場のピッチ角と視線の傾きを系統的に変化させ

銀河 6 銀河の確率的モデリングと大規模サンプリングで探る元素存在量確率分布の銀河進化

た場合の観測を想定し、ファラデースペクトルを解析的に計算する [2]。得られたファラデースペクトルが QU-fitting に

山崎 雄太 (国立天文台・東京大学 理学系研究科
天文学専攻 D1)

よってどの程度再現できるかシミュレーションを行う。構築はガウシアンの組み合わせで行い、情報量規準によってモデルを選択することにする。また QU-fitting は複数回行い、構築さ鉄以降の重元素は中性子捕獲過程により合成され、れるモデルのパラメータ値が局所解にトラップされる頻度も見そ の 半 数 は r-process と 呼 ば れ る 過 程 で 生 成 さ れ る

る。さらに構築されたモデルのガウシアンの偏光角が一定値、(Burbidge et al. 1957)．r-process は非常に高速で進む線形の時で QU-fitting の結果を比較し、偏光角のファラデー

非平衡過程であり、核実験的にも理論的にも未解決の議論を多スペクトルやその位相への寄与を考察する。

く残している．宇宙における物質進化の理解には r-process
元素の時間進化の解明が不可欠である．

参考文献：

r-process は 中 性 子 星 連 星 合 体 (NSM) や 超 新 星 爆 発[1]Brentjens M. A., de Bruyn A. G., 2005,A&A, 441, 1217

(SN)、コラプサーで発生すると考えられている．特に 2017[2]H. Eguchi, M. Suzuki, Y. Miyashita, S. Ideguchi & K.

年の NSM に伴う重力波、短ガンマ線バースト、キロノヴァ

Takahashi, 2020, Astrophys. J., acceptedの同時観測により注目を集めただけでなく、重力波や短ガンマ線バーストが NSM の発生頻度の指標として利用可能であること

銀河 5 ファラデートモグラフィーを用いた銀河磁場
探査が観測的に示された (Abbott et al. 2017)．
また、銀河における重元素の観測も近年 SUBARU や LAMOST

二木 惇太朗 (熊本大学 自然科学教育部博士前期課程理学専攻 M1)を中心に行われており、元素進化の観測的データが急速に増えている．
そこで、我々は銀河における元素存在量の分布を理論的

宇宙には様々な天体に磁場が存在し、ダイナミクスや高エネルに解明し、観測データと比較することを目標とした．我々

ギー現象と深く関わっている。 そのため、磁場はその天体のの先行研究により、銀河内での平均的な r-process 発生頻進化の解明に不可欠である。宇宙磁場はシンクロトロン放射の度は理論的側面からも見積もられており、元素観測データ

ファラデー回転を観測することによって分かる。ファラデー

3

に見られる平均的な傾向と無矛盾なモデルが得られている

銀河 9 星団の高速・高精度シミュレーション用アル
ゴリズム BRIDGE とその応用(Yamazaki et al. 2020 submitted)．
本研究では、先行研究における r-process の単位時間あた平島 敬也 (東京大学 理学系研究科天文学専攻

り頻度を発生確率とみなし、銀河内で r-process 元素合成が確

M1)

率的に発生するモデルを構築した．これを用い、異なる歴史を持った小銀河を大量にサンプリングした．各小銀河は実際の銀銀河内部に存在する星団に対し、十分にセルフコンシステン

河を空間的に分割したものの一つと見なすことができる．サン

トな N 体シミュレーションを行うためには、星団部分は高い精

プル内の重元素存在量のばらつきを統計的に評価することで、度が必要なのに対して、銀河部分は高速に計算できるスキーム

重元素存在量の確率分布を推定した．また、それらを [Fe/H]が必要になる。本講演では、このシミュレーションを行うための関数として表すことでその時間進化の理論的予測を行った。

に、新しいアルゴリズムとして、星団部分と銀河部分をそれぞ

本研究は NSM、SN、コラプサーで合成される重元素の分布をれ別の方法で計算するハイブリッド法（BRIDGE）を提案した論

同時に計算した初めての研究であり、銀河内の星々に見られる文（Fujii et al. 2007）をレビューする。まず、星団内部の元素量の分散を理論的に議論できる新しい枠組みである．

積分では、銀河部分とは独立したタイムステップを決め、直接
エルミート法を用いることにより高精度に計算した（ダイレク銀河 7 降着した球状星団ストリームを通したダーク
マターの性質の調査

ト法）。次に、銀河部分は二次のリープ・フロッグ法を用いてツ
リーコードにより高速に計算した（ツリー法）。銀河部分の運常盤 晟 (東京大学 理学系研究科物理学専攻 M1)動に対応するハミルトニアンはリープ・フロッグ法を用いて積分されるので、シンプレティックである。BRIDGE を用いるこMalhan et al. による恒星ストリームを用いて銀河サブハとで、銀河内部に存在する星団の十分にセルフコンシステント

ローの内部分布を調べる新しい方法を提案する論文のレビュー

なシミュレーションが可能になり、ダイレクト法を用いて星団を行う。低質量銀河の中心ダークマター密度分布が、宇宙論的の内部進化と軌道進化を計算した結果と良く一致した。また、N 体シミュレーションでは小半径で急峻（ cusp ）であるが、観測ではフラット（

BRIDGE は星団のシミュレーションだけでなく、頻繁に衝突がcore ）という core-cusp 問題がある。

起こる領域を内部に含む、大規模な N 体シミュレーションにお矮小銀河などの低質量銀河のハロー領域におけるダークマター

いて広く一般に応用が可能であることが示唆されている。本レ

中心密度分布の急峻さは、ダークマターの性質を知るための有ビューでは、BRIDGE のアルゴリズムの詳細やシミュレーショ

力なプローブである。著者らは降着した球状星団ストリームのン結果の説明を行い、BRIDGE を応用した展望について述べる。

現在の形態学的・力学的特性が、その親となる低質量銀河の中心ダークマター密度分布と質量に敏感であることを示した。球銀河 10 バー共鳴によって作られる Hercules streamの 3 重構造状星団の降着と考えられる天の川銀河のストリーム GD-1 とJhelum とシミュレーションを比較した結果、 cusp な CDM

朝野 哲郎 (東京大学 理学系研究科天文学専攻

サブハロー由来の球状星団よりも core なサブハロー由来のM2)

ものがよりよく説明できることを示した。これらの結果は将来のデータによって否定されなければ、ダークマターのcusp

Gaia 衛 星 や Hipparcos 衛 星 に よ る 位 置 天 文 観 測 か ら 、さは、活動銀河核や超新星爆発などのバリオンフィードバック

太 陽 近 傍 の 星 の 速 度 空 間 分 布 に は Hercules stream とによって払拭されたか、それらのサブハローは CDM を超えた素呼ばれる特徴的な構造が見られることが知られている。

粒子物理学モデルを示唆する core な密度分布を自然に持つ

Hercules stream は、軸対象銀河モデルでは説明できないことを意味している。また、降着した球状星団のストリームは高度な構造を持ち、平行構造や構造であるため、バーや渦状腕といった銀河の非軸対象構

spurs などの複雑な形態的

造 と 関 連 付 け て そ の 起 源 が 議 論 さ れ て き た 。具 体 的 に は 、特徴を示している。このことは、最近観測された幾つかの天のバ ー 由 来 の川銀河ストリームの特異性を降着シナリオが自然に説明できる

2:1 outer Lindblad resonance (OLR)や Corotation resonance (CR) に 束 縛 さ れ た 星 がことを示唆している。加えて、球状星団の親サブハローの残骸

Hercules stream を 形 成 し て い る と 考 え ら れ て い る が 、がのちに球状星団ストリームを通過する際に、恒星ストリーム

その詳細は未だ解明されていない。

にギャップを形成する新しいメカニズムを提案した。これは、

我 々 は 、世 界 最 大 規 模 の 天 の 川 銀 河 N 体 シ ミ ュ レ ー シ ョ

球状星団ストリームと親サブハローが小さな相対速度で似たよン (Fujii et al. 2019) のデータを解析して、バー共鳴とうな軌道にあるため、これまで考えられてきた DM サブハロー

粒子の位相空間分布の関係を調べた。モデル銀河内の様々なとのランダムな遭遇よりも、より長い時間持続させることがで場所で粒子の速度空間分布を求めると、銀河中心から 8 kpc、きるということである。

バーの長軸に対する角度 20°の位置で、 Hercules streamに類似した速度空間構造が現れるることがわかった。粒子4

の 軌 道 解 析 を 行 う と 、Hercules-like stream に 属 す る 粒

天の川銀河は地球や太陽が含まれる、我々に最も近い銀河で子の多くが 4:1 OLR と 5:1 OLR に属していた。さらに、動ある。しかし、それでもその空間的構造・動力学的構造は完全

径-回転速度空間などでも観測とシミュレーションで星の分に理解されているとは言えない。特に、ハローと呼ばれる空間

布を比較することで、観測でも 4:1/5:1 OLR さらに CR の的に広い領域を占める構造に属する天体は、銀河の中心部 (バ組み合わせで Hercules stream を説明し得ることが示されルジ) や銀河円盤の恒星と比較して暗いものが多い。したがった (Asano et al. 2020)。この結果は、Hercules streamて長らくそれらの天体を正確に観測することは難しかったたが 3 重構造をもっているという Gaia DR2 の観測事実とも整合

め、ハローの構造や特徴にはまだ明らかになっていない点が数的である。本講演では、銀河構造の時間変動が星の位相空間分多く残されている。

布に与える影響等についても議論する。

本研究では、このハロー天体に着目して、観測データを基に軌道を計算することでハローの構造を明らかにした。ハロー天

銀河 11 渦状腕構造中の星のエピサイクル位相同期
メカニズム

体の観測が難しいことは上述の通りだが、太陽近傍を通過する
天体は観測によりその位置や速度を決定することができる。ただし、太陽近傍を通過する天体にはバルジや円盤に所属する

吉田 雄城 (東京大学 理学系研究科天文学専攻

ものも含まれるため、ハロー恒星を識別するために、金属量をM2)

ベースにデータを選別した。ハローは銀河の中で最も古くに形銀河の渦状腕構造形成は銀河研究の大きな問題の一つである。

成された構造であるため、それに属する恒星は他の恒星と比べ近年の研究により、渦状腕は破壊と形成を繰り返す準定常パターて重元素の量が少ない。この特徴を利用して、観測データベー

ンであることが示され、恒星が集団として運動している物質腕スからハロー天体のデータを抽出して、本研究で取り扱った。

であると考えられている。この形成過程として、leading の恒星の軌道を計算し、それを基に構造を解析する手法は波が差動回転により trailing の波になり、その間に自己重Jesper Sommer-Larsen \& Chen Zhen 1990 と同様の手法

力によって個数密度が増幅されるというスウィング増幅がを採用した。具体的には、まず銀河の重力場を適切な形式で仮考えられている (Julian \& Toomre 1966; Toomre 1981)。

定し、その重力場内での観測された各天体の軌道を計算した。

スウィング増幅のメカニズムとして、銀河円盤中の密度揺らぎ

次に、それらの軌道ごとに適切な重みを設定し、重み付きで軌を摂動源とする重力散乱により、その周辺で渦状腕構造が形成

道を足し合わせることで、系全体の確率密度分布とした。このされることが考えられている。また、スウィング増幅による渦確率密度分布が実際のハローの密度分布を再現しているため、状腕の形成を調べた N 体シミュレーション研究では、渦状腕ハローの特徴を明らかにすることができるのである。なお、本形成時に恒星の軌道の位相が同期することが確認されている研究において、天の川銀河の重力場として St\UTF{00E4}ckel(Michikoshi \& Kokubo 2016; 2018)。

型ポテンシャルと呼ばれるものを採用した。この形式の重力場

我々はこの摂動源による重力散乱に注目し、スウィング増幅を用いると、天体の軌道を厳密に数式で表現することができるの素過程を制限三体問題に還元して考えた。恒星の軌道進化とため、密度分布を正確に計算することができるという利点があ

位相同期を調べるために、周転円近似を用い、摂動源を質点とる。

みなし、恒星の質点による重力散乱過程をシミュレーションし銀河 13 Gaia DR 2 による観測的 HRD の作成た。その結果、摂動源の重力散乱が恒星の周転円運動の位相を同期させることを示した。次に我々は、一様分布の恒星集団を

掛川 魁 (新潟大学 宇宙物理学研究室 M1)用意し、各恒星の軌道進化を制限三体問題として解き、重力散乱で生じる恒星の個数分布の構造を調べ、スウィング増幅の引欧州宇宙機関 (ESA) の位置天文衛星 Gaia はおよそ 13 億き金となる高密度領域を確認した。そして、円盤パラメータや個 の 星 に 対 し て そ の 位 置 ，運 動 ，光 度 ，表 面 温 度 ，組 成 な

初期の恒星軌道要素に対する高密度領域の構造の依存性を調べどを測定し，銀河系の非常に精巧な 3 次元地図を作成する。

た。また、より現実的な系を考えるために、摂動源を長楕円体

2016 年に最初の Data Release 1(DR 1) が行われ，2018 年とみなし、長楕円体の大きさ、軸比、ピッチ角に対する位相同

Data Release 2(DR 2) の公開によって，およそ 13 億個の光期の依存性を調べた。そしてこれらの結果から恒星軌道の位相源に対する高精度の位置測定と 3 バンド測光観測が可能となっが収束する条件と実際の銀河渦状腕構造が、どのように対応すた。前身となる Hipparcos では距離が 100pc 以下の星までのるのかを議論する。

距離しか見えなかったのに対して，Gaia では距離が 10kpc までの観測が可能となっている。次の Data Release 3 によっ

銀河 12 軌道計算に基づく天の川銀河ハローの構造解析て星の研究が新たな段階に進むと考えられており，具体的には
データの完全性，精度，正確性の向上だけでなく分光測光や分光などの分野おける発展をもたらすことが期待されている。

佐藤 元太 (東北大学 理学研究科天文学専攻 M2)

現在，DR 2 をもとにして様々な分野の研究が行われている5

が，ここでは DR 2 で得られたデータを用いて，星の種族に応じダストは星の放射を吸収・散乱し，一般に銀河の観測されるスペ

た様々な Hertzsprung-Russell diagram(HRD) の微細構造

クトルを赤化し，吸収したエネルギーを遠赤外線として再放射の研究を行った論文のレビューをする。フィールドと星団の両する．これにより本来のスペクトルを得るためにはダストによ方の星について，観測結果をこれまでの分類や星の進化トラッ

る減光の補正を行わなければならない．また，減光によって紫クと比較し，星の年齢，金属量などに対する Gaia HRD の変化

外線が過小評価され星形成率の推定を困難にするため，推定にを見ていく。Gaia HRD は，銀河系の様々な星の種族や進化段は紫外線と赤外線の両方の観測を総合する必要がある. このよ

階の精度と填補範囲において前例のないものとなっており，星うに銀河における物理量を考える上でダストの減光量を考えるの年齢や金属量による変化は大規模な星団の主系列や巨星分枝ことは非常に重要である．本研究ではダストの減光量についてによって明確に描かれる。したがって，Gaia DR 2 は星の進化調べるために減光量―星形成率，減光量―星質量の関係に注目や種族の研究のための大規模なサンプルに対して正確な位置測した．これまでの研究でそれぞれの銀河全体を積分したグロー

定と測光観測を組み合わせるという可能性を示唆し，HRD ベー

バルな関係が得られているが (Garn \& Best 2010) ，銀河スの研究に新たな領域を開いた。

を空間分解した場合の関係は未だ明らかになっていない．渦巻銀河ではバルジに古い星が多くディスクでは星形成が活発なよ

銀河 14 すばる/HSC で探る近傍極金属欠乏銀河の動力学

うに，銀河ではその場所ごとに環境が異なっているため，空間分解すると局所的な違いを考慮することができ，積分されていない幅広い値での関係が得られると期待される．そこで，本研

磯部 優樹 (東京大学 理学系研究科物理学専攻

究では近傍銀河における 1 kpc スケールでの減光量―星質量M2)関係，減光量―星形成率関係について求めることを目的として，

我 々 の 研 究 グ ル ー プ は, HSC-SSP の 深 撮 像 デ ー タ か

それぞれの関係に対しての空間依存性について調べた．

ら 機 械 学 習 を 用 い て 選 ば れ た 27 個 の 近 傍 極 金 属 欠

近傍銀河のサンプルは DustPedia から選択した．使用する

乏 銀 河 (EMPG; Kojima et al. 2019) 候 補 天 体 に つ い

UV，IR バンドのデータが揃っていること，渦巻銀河であることて 調 査 を 進 め て い る. こ れ ま で の 研 究 で EMPG は 若用いるパイプラインである CAAPR (Clark et al. 2017) がく (< 30 Myr), 小星質量 (10^(5 − 6) Msun) であり, 高

動作することを条件とした．ここで，CAAPR は DustPedia のい比星形成率 (~ 100 Gyr^(-1)) を示すことが分かっておために開発されたパイプラインで，天文データのノイズを除去

り, これらの性質は遠方初期銀河と類似している. 我々はこするために使用した.

れまでに 27 天体中 17 個の EMPG 候補天体を分光し, そ

結果として，kpc スケールに空間分解した銀河における減光のうち 14 天体がごく近傍 (z = 0.01 − 0.06) の輝線銀量―星質量関係と減光量―星形成率関係は共に，銀河全体を積河であると同定され, そのうちの 11 天体は EMPG の条件分したグローバルな関係と同じ傾向を示すことがわかった．加で あ る Z ≦ 10% Zsun を 満 た す こ と が 確 か め ら れ た. まえてこれらの結果の詳細について議論する．

た, Isobe et al. 2020 では, 我々の EMPG の過半数には1, Garn, T., & Best, P. N. 2010, MNRAS, 409, 421

淡い銀河 (potential associated galaxy, 以下 PAG) が2, Clark, C. J., Verstocken, S., Bianchi, S., et al. 2018, A&A,

付随していることを報告した. この性質は他の EMPG でも報609

告されているが, 長らく EMPG は PAG 内部にあるとされて銀河 16 空間分解した星質量-星形成率関係から見る銀河内部での星形成活動と分子ガスの割合

きた.
本講演では, 分光同定された 11 天体のうち PAG からも輝線を検出できた 4 天体について赤方偏移差から相対速度を調べ

梶川 明祐実 (北海道大学 宇宙理学専攻 M2)たところ, PAG の回転運動では説明できない程度の比較的大きな速度差 (~ 130 km s^(-1)) を示す EMPG が 1 天体見

銀河全体の星質量 (M*) と星形成率 (SFR) の間には正の相関つかった. この結果は EMPG が PAG 内部にあるとする従来があることが知られており、この相関関係にある銀河は星形成の描像には当てはまらず, PAG 外部で形成した EMPG が存在

主系列 (SFMS) と呼ばれている。これまでの研究より、星形成する可能性を示唆するものである.

が非常に活発な銀河や現在ほとんど星形成を行なっていないような銀河は SFMS から外れて分布することがわかっており、

銀河 15 空間分解した近傍渦巻銀河におけるダスト
減光量と星形成率，星質量関係

M*-SFR 平面上で銀河の全体的な星形成の段階を推測することができる。また、分光撮像観測の増加に伴い、銀河内部における星形成の進行過程を明らかにするために、銀河を空間分解し北條 妙 (名古屋大学 理学研究科素粒子宇宙物理
学科素粒子宇宙物理学専攻 M1)て求めた星質量面密度-星形成率面密度 SFR 関係についても
よく調べられている。本研究では、銀河中心から同心円環をと星間空間には重元素の固体微粒子であるダストが存在する．

り、その M*-SFR 関係を求めることで、銀河の中心からの距離6に応じて星形成がどのような段階にあるのか調査した。我々はが活発であれば青色に、そうでなければ赤色に見える。過去のCOMING で観測された銀河のうち 91 天体について SFMS を決観測から、赤方偏移が高いほど銀河団に含まれる青い銀河の定し、この SFMS からのずれ (Δ MS) によって M*-SFR 関係

割合（ブルーフラクション）が増加するブッチャー・エムラー

がどのように変化するか調べた。その結果、全サンプル銀河の効果 (Butcher &Oemler 1984) が知られている。また、近傍外縁部における と SFR の間には良い相関が見られたの銀河群ではメンバー銀河に含まれるブルーフラクションがが、Δ MS が負の銀河、すなわち星形成が終息に向いている銀大きいほど、広がって分布している高温ガスの X 線光度が低河では、銀河中心部における SFR の減少が顕著であり、星質量

い、あるいはほとんど X 線放射をもたないことが知られているに対する分子ガス質量の割合も SFMS 銀河に比べて 1 割程度(Mulchaey 2003; Ota et al. 2004)。このような反相関が減少していることがわかった。このことは、過去の星形成によ存在する理由は、より小さな質量を持つ系ではガス加熱におけり分子ガスが消費されることで、銀河中心部から星形成が行わるメンバー銀河の役割が相対的に大きくなるためではないかとれなくなっていることを示していると考えられる。

予想されるが、詳細は分かっていない。また、遠方銀河団については詳しく調査されていないため、遠方にある青い銀河団の銀河 17 スペクトルのモデル計算による Recently
Quenched Galaxy の星形成史の推定

ブルーフラクションと X 線光度の相関関係を調べることが研究目的である。これは、銀河団中の銀河と高温ガスの共進化の解明につながる。

安達 孝太 (東北大学 理学研究科天文学専攻 M1)

研

究

で

は

、す

ば

る

望

遠

鏡

の

銀河の星形成の様子は銀河質量や環境に依存性があることがわ

Hyper Suprime-cam(HSC) を 用 い た 銀 河 団 探 査 で あ る

かっており、その依存性の起源、特に星形成が止まるメカニズム

Hybrid Search for Cluster with HSC(HSC-HSC) サ ー ベの解明には注目が集まっている。この目的において星形成を止イのカタログを参照し、z=0.84 にある 43 個の青い銀河団のめたばかりの銀河 Recently Quenched Galaxy(RQG) は優れ

X 線光度を XMM-Newton 衛星のアーカイブデータを解析し求めたサンプルである。本研究では銀河の過去の星形成史からスペた。その結果、１３天体から銀河団放射が確認され、その X 線

クトルを計算するモデルを作成し、RQG の星形成史に何らかの光度の重み付き平均は、L_X (0.5-2 keV)=(6.8 ± 0.7) ×

制限をつけることを目標とした。また Balogh et al., 1999

10^42などの先行研究との相違として、化学進化と整合的に計算する

ルーフラクションと X 線光度に顕著な関係は見られなかった。

ことを目指した。

さらに、可視銀河団カタログ (Oguri et al. 2018) と比較す作成したスペクトルモデルでは、Bruzual & Charlot 2003

ると、青い銀河団の方が暗い傾向にあることが分かった。まの stellar population synthesis model を用いて計算した、7 天体には活動銀河核（AGN）が存在し、SDSS のデータか

た同一年齢・金属量の population が持つスペクトルを、想ら見積もると、X 線光度における AGN の寄与が支配的であると定する星形成史・化学進化史に沿って合成している。ここでの考えられる。本講演では、青い銀河団の高温ガスの進化段階に星形成史は星形成タイムスケールと quench パターン (バースついて議論を行う。

[erg/s] であった。X 線光度は上限値をとるため、ブトの有無など) をパラメータに持つ。本研究ではこのモデルを

銀河 19 すばる超広視野観測で解明する銀河形成最盛期以降の大規模構造形成と銀河進化

用いて Balmer 吸収線と 4000\UTF{00C5} break の大きさを計算した。Balmer 吸収線の強度の変化には過去 0.1-1Gyr における星形成活動の様子が反映され、4000\UTF{00C5} break山本 直明 (東北大学 理学研究科天文学専攻 D1)は銀河のスペクトル進化の指標となる値である。
計算の結果、星形成タイムスケールと Balmer 吸収線のピーク

銀河の多様性がどのように生じてきたのか未解明な部分は多値に正の相関が見られるなど、星形成を止めたあとのスペクトい。近傍宇宙の観測によると、銀河の特性（色、年齢、形態なルにそれ以前の星形成史が影響することが確認できた。今後はど）は銀河の周辺環境によって大きく異なっている。この銀星形成領域からの輝線を考慮したモデルへのアップデートや、

河進化の環境依存性がいつどのように生じてきたのかについ観測データに対して実際に制限をつけることを目指していきたて過去に遡って理解を深めることは、銀河形成・進化の歴史をい。

紐解く上で非常に重要なテーマである。しかしながら遠方宇宙における環境依存性の研究には銀河団のサンプル数が限ら

銀河 18 すばる望遠鏡で見つかった青い銀河団の高温ガスの性質れており統計的な調査が少ないという問題や、比較的形成から十分に時間の経った銀河団にバイアスされているという問題があった。そこで従来よりも視野が広く深い観測データが美里 らな (奈良女子大学 人間文化総合科学研究
科数物科学専攻 M2)

利用できる、超広視野撮像装置すばる HSC に着目し、そのレガシーデータ (HSC-SSP) を使って大規模な遠方銀河団探査を

宇宙の基本的な構成要素である銀河は、銀河中の星生成活動行った。ここでは星形成を終えた赤い銀河と星形成が活発な

7

輝線銀河の 2 つの銀河種族を手掛かりにハイブリッドな銀河

銀河 21 z=2.39 53W002 原始銀河団における大質量銀河候補の探査と性質の調査

団サーベイを行い、様々な進化段階の銀河団候補を見つけることに成功した (HSC2:HSC project 110)。さらに輝線銀河

米倉 直紀 (愛媛大学 理工学研究科数理物質科学の密度超過領域の中で、輝線銀河が支配的に群れている領域

専攻 M2)を Blue dominated cluster、赤い銀河と青い銀河の双方が群れている領域を Dual cluster と命名し、z~0.84 において銀河団のような銀河の密集した領域には楕円銀河のような大銀河団の発達段階によるメンバー銀河の性質の違いを銀河の質量銀河の割合が高いことが知られているが、そのような銀河

種族ごとに調べた。さらに本講演では主により広く深くなったがどのように形成され進化してきたのかは明らかにされていHSC-SSP DR2 の新しい輝線銀河カタログを使用して、異なる赤ない。この問題を解明するためには、過去の時代へ遡り高密度

方偏移スライスに探査を拡張した結果について報告する。この環境にどのような銀河が存在し、どのように進化していくのか

データリリースでは狭帯域フィルター NB816 でも同様に約 16を調べる必要がある。そのため遠方の高密度環境である原始銀

平方度の探査が実現可能であり、メンバー銀河の赤方偏移進化

河団に属する銀河を探査し、その性質を理解することが重要にについて詳細に調べることができる。最後に近赤外観測と組みなる。

合わせた 1.0<z<1.7 のより遠方の銀河団探査や、次世代多天本研究では 53W002 原始銀河団に注目した。53W002 原始体分光装置 PFS との関連について触れる予定である。

銀河団は z=2.39 にある電波銀河 53W002 周囲に、Ly α輝線銀河 (Lyman Alpha Emitters: LAEs) の大規模構造が発銀河 20 宇宙の星形成最盛期 z=2 における原始銀河団コアの系統的探査

見された原始銀河団である (Mawatari et al. 2012)。LAEs
は非常に若く軽い星形成銀河であり、原始銀河団に対して

安藤 誠 (東京大学 理学系研究科天文学専攻 D1)

特定の種族の銀河しか探査することができていない。そこで

53W002 原始銀河団に対して、Subaru/S-Cam の BVi

銀 河 の 星 形 成 活 動 や 形 態 の 進 化 は ，周 囲 の 銀 河 数 密 度

3 バン

ドと Subaru/MOIRCS の JHKs 3 バンドの観測データを用いるを は じ め と し た「 環 境 」に 依 存 す る こ と が 知 ら れ て お り

ことで、53W002 原始銀河団に属する大質量銀河候補の探査と（e.g. Dressler+1980），z<1 では銀河団において特に顕著性質の調査を行った。まず、バルマーブレイクを利用した JHKs

で あ る ．こ の よ う な 環 境 依 存 性 が い つ・ど の よ う に 生 じ た

カラーセレクション (Kajisawa et al. 2006) で大質量銀河の か を 明 ら か に す る た め ，z>2 に 存 在 す る 銀 河 団 の 祖 先 ，候補を選出した。さらに BVi

原始銀河団の探査が盛んに行われている．多くの先行研究

JHKs 6 バンドのデータを用いた SED フィッティング (Mawatari et al. 2020) を行うこと（e.g. Chiang+14）では，10 Mpc 程度の広い領域にわたる銀で、53W002 原始銀河団に属するメンバー銀河候補の選出と、星河の数密度超過をもとに原始銀河団を同定するが，これでは環形成率、星質量といった銀河の性質の調査を行った。

境依存性が最も強いと思われる原始銀河団の中心部＝’ コア’

その結果、すでに星質量が 10^10M_sun を超えるメンバー銀を見つけ出すことが難しい．本研究では，宇宙の星形成の最盛

河候補が見つかった。その中には 10^11M_sun を超える大質量期である z=2 の原始銀河団のコアに属する銀河の進化を調べるなメンバー銀河候補も存在した。これらのメンバー銀河候補のため，コア領域をピンポイントで探す手法の開発を行った．こ大部分は LAEs 探査では見つかっていない銀河であり、53W002

こでは銀河団をホストしているダークマターハロー（DMH）の原始銀河団には LAEs とは別の種族の銀河が存在することが分質量進化に着目し，z=0 までに銀河団程度の質量に成長するよ

かった。さらに、銀河の進化段階の指標になる比星形成率で、うな十分重い (z=2 で >2*10^13 Msun) DMH を原始銀河団コ星形成をしている銀河と星形成を終えた銀河に分けて LAEs のアと定義する．こうした非常に重い DMH は，大きな星質量を持空間分布と比較した。その結果、星形成を終えた銀河は LAEs

つ銀河をホストしていることが予想される．

の個数密度の低いところに偏っていることが分かった。これは本 研 究 で は COSMOS 領 域 の 銀 河 カ タ ロ グ（Laigle+16）

原始銀河団の中でも、場所ごとに銀河の進化段階に違いがあるを 用 い て ，1.5<z<3.0 に お い て 非 常 に 重 い 銀 河

可能性が示唆される。

（log(Mstar/Msun)> 11）が 近 接 し て 複 数 存 在 す る 場 所
を目印に，75 個の原始銀河団コア候補を探し出した．クラ銀河 22 銀河形成最盛期における小質量銀河の星形
成活動

スタリング解析でこれらの DMH 質量を推定し，十分な質量(~ 2.6*10^13 Msun) を持つことを確かめた．コアに属する

大工原 一貴 (東北大学 理学研究科天文学専攻

銀河のうち，星形成を止めた銀河の割合を調べると，フィール

M1)ドと比べて数倍程度高かった．さらに所属銀河とフィールド銀河の星質量関数を比較したところ，コアのほうが重い銀河の比

銀河の形成進化を調べる上で、様々な年代や環境における星率が相対的に高い傾向が見られた．これらは原始銀河団コアで形成史を調べることは非常に重要である。そこで我々の研究

は銀河の進化が加速していることを意味する。

グループでは、すばる望遠鏡に搭載されている近赤外撮像分

8

光装置 (MOIRCS) と可視光撮像装置 (Suprime-Cam) に多数に依存しているかについて、フィールド領域から求められたスの挟帯域フィルターを取り付け、星形成銀河から放射されるケーリング則と比較したのでその結果について報告する。

輝線を捉えることで星形成銀河のサンプルを構築してきた

銀河 24 HSC 広視野撮像観測による z∼4 における原始銀河団銀河の光度関数(Mahalo-Subaru; Kodama et al. 2013)。現在は、銀河形
成の質量依存性を理解するために、さらに深いデータの取得を進め、より低質量・低星形成率の銀河の検出を進めている伊藤 慧 (総研大/国立天文台 物理科学研究科天文科学専攻 D2)(Mahalo Deep Survey)。
Hayashi et al. (2016) では、Mahalo Deep Cluster
Survey によって取得されたデータから z=2.5 の銀河団にお銀河の高密度領域では早期から星形成が行われ、他の領域

ける星形成銀河サンプルを構築した。その結果、10^9.3 M☉以と比べ銀河の進化段階が進んでいる描像が理論予測から考上の星形成銀河は星形成主系列上に位置しているのに対し、えられている。近傍の銀河団の初期構造であると考えられ

10^9.3 M☉以 下 の 星 形 成 銀 河 は 、主 系 列 よ り 上 側 に 多 く 散る原始銀河団の銀河では、星形成率や星質量が卓越する傾在していることがわかった。これは低質量銀河の多くがス

向 が 観 測 か ら も z~2 ま で 既 に 示 さ れ て い る 。 一 方 で z>3

ターバースト状態にあることを示唆している。同様の示唆

では原始銀河団のサンプル数が小さく、また SED fitting

は、3<z<4 の ZFOURGE Survey の報告からも得られているを行うために必要な多波長データが揃っている領域は多く(Tran et al. 2020)。現在私は、Mahalo Deep Survey にない為に十分な議論が行えていなかった。これまでに我々よって取得された一般フィールド (COSMOS,GOODS-S) のデー

は Hyper Suprime-Cam Subaru Strategic Program の 可タ解析を進め、銀河形成最盛期における小質量銀河の星形成活

視撮像データを用いて検出したライマンブレイク銀動について調査を行い、これらが環境に依存するものなのかそ

河 を 元 に 、z~4 の 原 始 銀 河 団 候 補 を 179 領 域 検 出 し たれとも普遍的な振る舞いなのかを調べている。

(Toshikawa et al. 2018)。 この系統的に選択された大規

本講演では、低質量銀河における星形成活動の質量依存性に模なサンプルを用いて、本研究では星形成率の指標ともなる静ついて報告された論文についてレビューし、現在私の進めてい止系紫外光の光度関数を z~4 の原始銀河団銀河に対して初めてる研究との関連性について議論する。

求めた。概形を同赤方偏移のフィールド銀河のものと比較した
ところ、原始銀河団光度関数は MUV<-20.8 でより平坦な形を

銀河 23 ALMA で探る原始銀河団の環境効果持つ傾向が見られた。この結果は z~4 で既に原始銀河団銀河がより高い星形成率を持つことを示す。また、星形成主系列を仮

青山 皓平 (東北大学 理学研究科天文学専攻 M2)定し原始銀河団銀河の星質量関数を求め、他の赤方偏移の (原周囲の環境の違いが銀河の進化にどう影響するかを調べるこ始) 銀河団に存在する星形成銀河のものと比較した。光度関数とは、銀河進化を考える上で非常に重要である。

から示唆されるようにフィールド銀河に比べてより重い銀河が

例えば、近傍宇宙においては、密度の高い領域では古い楕円銀存在する傾向はあるものの、z~4 からより低赤方偏移にかけて、河が、密度の低い領域では若い渦巻銀河が支配的であるという(原始) 銀河団では大質量銀河の割合が増加するということがことがよく知られている。このような銀河の棲み分けがいつど明らかになった。また光度関数をもとに原始銀河団領域におけのようにして生じたのかを明らかにするためには、まさに銀河る星形成率密度を推定した所、原始銀河団は宇宙全体の星形成形成が盛んに行われていた時代 (z~2) に遡ってその時代の異率密度の 6-20% を占めているとことがわかった。これらの結なる環境に属する銀河を調べる必要がある。この時代の銀河を

果は原始銀河団領域では z~4 で既に一般領域に比べてより活発調べるためには、可視光近赤外の観測に加えて、ダストに包まな星形成が行われていることを示唆する。

れた星形成銀河を捉える sub-mm の観測が不可欠である。

銀河 25 z = 1.45 の星形成銀河における分子ガスの内部分布

そこで、我々は z=2.5 の原始銀河団 USS1558 の銀河の密度が非常に高い領域に対して、ALMA Band6 による深いダスト連続光の観測を行った。この領域は ALMA band3 で CO(3-2) 輝

牛尾 海登 (京都大学 理学研究科物理学・宇宙物理学専攻 M2)線を狙った観測が行われているのに加えて、可視から中間近赤外までの多波長の撮像データがある。HAE の分布から求められたその領域の mean separation は 150kpc であり、銀河同士

赤方偏移（以下、z）が 1-3 の銀河は現在の銀河と比べて平の相互作用といった環境効果が期待される。CASA を用いた解

均的におよそ 10 倍も活発に星形成をしている。また、バルジ

析の結果、先行研究で CO(3-2) が検出されているメンバー銀や円盤といった円盤銀河の主要な内部構造が発露したのもこの河に加えて、より低質量のメンバー銀河からのダストの連続光時代であると考えられており、z = 1-3 は宇宙史において銀河を検出した。本研究で検出した 12 個のメンバー銀河に対して、が最も急激に進化した時代であるとされている。この時代の星

ガス質量の割合や星形成効率といった物理量が環境にどのよう形成銀河の半数以上は中心部以外の領域に 1 kpc スケールの9

巨大な星形成領域（clump）を持つことが知られている。数値

Planck 衛星や Herschel 衛星、WISE 衛星によって発見されシミュレーションによると、clump はガス円盤の重力不安定性

た z~2-4 の 8 つの SMG の CO 輝線観測データの解析を行った。

によって生まれ、星形成をしながら銀河中心へと移動し、最終

B4R は 125 から 163 GHz をカバーする SIS 受信機である (川的には合体してバルジを形成すると考えられている。円盤銀河

邊他 2020 準備中)。今回の観測では積分時間が 5 分で、観測対の進化・形成過程をより理解するためには、星の材料である分象は CO J=3-2 から J=6-5 と中性炭素原子輝線 (CI) である。

子ガスの研究も必須である。z = 1-3 の星形成銀河内部におけスペクトル解析の結果、それらのうち Planck 衛星で発見される分子ガスの分布や clump での分子ガスの性質を明らかにすた重力レンズ効果を受けた、もしくはその可能性が高い 5 天

る必要があるが、ほとんど解明されていない。

体で CO 輝線を信号雑音比~10 で検出することに成功した。こそ こ で 、z = 1.45 の 星 形 成 銀 河（ 星 質 量 ~ 1.2 ×の結果から LMT の感度の高さが窺える。さらに CO J=4-3 と10^11 Msun, 星形成率 ~ 130 Msun/yr）で、近傍の円盤銀

J=5-4 を観測した天体については、それぞれの輝線強度から少河のような形態を示し、clump を１つ持つ銀河を対象として、なくとも Jup=5 までは LTE にあることが推測された。その結CO(2-1) および CO(5-4) の２つの分子ガス輝線の観測を ALMA

果、この銀河では SMBH によって加熱された~80 K で高密度なによって行なった。円盤モデルフィットの結果、CO(2-1) の分子ガスの存在が示唆され、SMBH の共進化を研究する上で重分布は回転運動が支配的な円盤でよく再現され、その半光要な天体であると言えることが分かった。

度半径は 2.3 kpc と、星の分布の半光度半径（3.5 kpc）と銀河 27 ALMA で探る近傍活動銀河核 NGC 7469 中
心領域の熱源診断

比較して、分子ガスの方が銀河中心に集中して分布していることがわかった。また、分子ガスの密度・温度の指標である

CO(5-4)/CO(2-1) フラックス比の空間分布を見ると clump の中野 すずか (国立天文台/総合研究大学院大学 物
理科学研究科天文科学専攻 M2)

位置でピークを示していた。この結果は clump において分子ガスが高密度 and/or 高温であることを示唆しており、3 次元
流体シミュレーションから予想されている clump の分子ガス

超巨大ブラックホール (supermassive black hole:の性質と矛盾しない。本講演では得られた分子ガスの分布を星SMBH) の有力な成長メカニズムとして、ガスが豊富な複数成分の分布と比較してより詳しく報告する予定である。

の銀河の衝突合体に起因する SMBH へのガス降着が考えられている。そうした激しい質量降着を伴う SMBH は活動銀河

銀河 26 大型ミリ波望遠鏡 LMT を用いたサブミリ波
銀河の高励起一酸化炭素回転遷移輝線のスペクトル解析

核 (active galactic nucleus: AGN) として存在するが、発現したばかりの AGN は塵の奥深くに埋もれているため、可視光線で発見することは非常に難しく、塵吸収の少ない波長での観測が重要となる。

萩本 将都 (名古屋大学 理学研究科素粒子宇宙物理学専攻 (素粒子宇宙物理系) M1)

こ こ で 、観 測 事 実 と し て AGN は 爆 発 的 星 形 成 に 比
べ て X 線 放 射 が は る か に 強 い 。そ の た め 、AGN 周 囲 に本講演では口径 50 m の大型ミリ波望遠鏡 LMT に搭載されたは X-ray dominated region (XDR) と い う 、系 の 物 理 化

2 mm 帯受信機 B4R で観測されたサブミリ波銀河 (SMG) の高励

学 的 性 質 が X 線 で 決 ま る 特 異 な 領 域 が 形 成 さ れ 、星起一酸化炭素分子 (CO) 回転遷移輝線の初期成果について発表

形成領域 (photodissociation region: PDR) とは異なるする。

輝 線 強 度 比 を 示 す と 期 待 さ れ る 。そ の よ う な 輝 線 強 度

SMG はサブミリ波で明るい銀河種族で、赤方偏移 z~2-4 に多比 の 候 補 と し て 、我 々 は [CI]/CO 強 度 比 に 注 目 し て い

く存在する爆発的星形成銀河 (星形成率~100-1000 Mo/yr) でる 。X 線 に よ る CO 分 子 の 解 離 反 応 に よ り 、XDR で の こある。また、この時代は宇宙全体の星形成率密度が大きく、銀の 強 度 比 は PDR よ り も 数 桁 大 き い と 理 論 予 測 さ れ て い河の急速な星質量の獲得とその中心の超大質量ブラックホール

る (Meijerink et al. 2007)。本研究では、この予測が正(SMBH) の共進化が起こった時代であると考えられている。ししいかどうかを検証するために、ALMA を用いて AGN とそれ

かしこうした爆発的星形成や SMBH の成長はガスやダストに埋を取り囲む円環状 (半径約 1.5 秒角) の星形成領域を持つ近もれて進行するため、可視光等での観測が困難である。この問

傍活動銀河 NGC 7469 (~70 Mpc) に対して、複数の CO 輝

題に対しては CO 輝線エネルギー分布測定による BH で加熱され線と [CI](1-0) 輝線の観測を行なった。特に、光学的に薄た高温高密度分子ガスの探査が有効である。通常、SMG 内部のい 13CO 輝線に注目すると、確かに AGN 周辺では星形成領域

ガスは局所熱力学平衡 (LTE) にないが、中心に SMBH がある場に比べて 10 倍近く高い [CI](1-0)/13CO(2-1) 比が観測さ合はその放射によって加熱され LTE に近づくことが知られていれており、理論予測と整合する傾向がみられた。また、この結る。

果を意味する中心領域の物理・化学状態を調べるため、 5 輝

そこで、本研究では銀河内部のガスの物理状態を明らかにする線 (CO(1-0),

ため、2019 年に行われた B4R の性能評価試験の一環として、[CI](1-0)) の 輝 線 強 度 に つ い て RADEX を 用 い

10

CO(2-1), CO(3-2), 13CO(2-1),

た non-LTE 解 析 を 行 っ た 。本 講 演 で は 、こ う し た 輝 線（SuperMassive Black Hole;SMBH）が 存 在 し 、SMBH と強度比の空間分布と中心領域の物理・化学状態の解析結果を紹

銀河は互いに影響を与えながら共進化してきたと考えら

介し、サブミリ波による熱源診断の有用性について議論する。

れ て い る 。銀 河 の 進 化 を 解 明 す る 上 で SMBH の 進 化 を 理
解 す る 必 要 が あ り 、そ れ の 鍵 と な る 天 体 が 、活 動 銀 河 核

銀河 28 XCLUMPY モデルを用いた Circinus galaxy
におけるトーラス内縁半径の推定(Active Galactic Nucleus;AGN) である。SMBH へ質量降着する銀河では、降着円盤からの放射により、中心核が非常に明るく輝く。このような銀河を活動銀河 (Active Galactic)

植松 亮祐 (京都大学 理学研究科宇宙物理学教室と呼び、光っている中心核を活動銀河核 (AGN) と呼ぶ。こM1)

れまでの観測から、AGN の構造は「統一モデル」で説明でき

巨 大 ブ ラ ッ ク ホ ー ル（Supermassive Black Hole; SMBH）

ると考えられていた。統一モデルとは AGN は SMBH、降着円の進化の歴史を解明することは天文学における重要盤、それを取り囲むダストトーラスから成り、ダストトーラな 課 題 の 一 つ で あ り 、そ れ を 解 決 す る 鍵 が 活 動 銀 河 核スにより広輝線と狭輝線を持つ１型セイファート銀河と、狭（Active Galactic Nucleus; AGN）で あ る 。 な ぜ な ら ば輝線のみを持つ２型セイファート銀河の違いが説明できるとAGN とは SMBH への大量の質量降着により銀河中心が明るくいう仮説である。しかし近年の観測で polar region におけ輝く現象であり、SMBH が成長する過程であると考えられている

るダスト放射が観測されるなど (Tristram et al. 2014;ためである。AGN には、中心の SMBH を囲むようにガスやダス

Asmus et al. 2016)、従来のダストトーラスモデルでは AGN

トでできたトーラスが存在すると考えられている。このトーラ周りの構造が説明できなくなっていた。本講演で紹介する論スは SMBH への質量供給源の役割を担うため、その構造解明は

文ではこの観測結果などを説明できる

SMBH 進化の理解に不可欠である。近年、高い透過力によりガス(Radiation driven fountain) （Wada+2016）を提案してやダストを含めたトーラス全物質を調査できる X 線観測が着目いる。このモデルでは、中心核からの輻射や Supernovae によされ、トーラスからの X 線スペクトルモデルが多く開発されてるフィードバックなど力学的計算を行なっていて、観測結果をきた。トーラスからの反射成分には、鉄をはじめとする蛍光輝

説明できるだけでなく、従来不明だったダストトーラスの生成線が含まれる。ケプラー運動に伴うドップラー効果により蛍光についても説明することができる。本講演では（Wada+2016）

輝線は広がるため、その幅を精密に測定することで、トーラスの詳細なレビューを行うとともに、金属量を変えた際にどのよの内縁半径を推定できる。しかし、トーラスを構成する物質のうな Fountain flow になるか検討していく。

運動を考慮したスペクトルモデルは、これまで存在しなかった。
そこで我々は、クランプ状構造を反映した現実的な X 線トー輻射駆動噴水モデル

１. Wada 2012, ApJ, 758, 66
２. Wada 2016, ApJ, 828 ,19

ラ ス モ デ ル (XCLUMPY; Tanimoto et al. 2019) を

銀河 30 SDSS/MaNGA データを用いた狭輝線領域の起源に関する調査

基 に 、モ ン テ カ ル ロ 輻 射 輸 送 計 算 コ ー
ド MONACO (Odaka et al. 2016) を 用 い て 、ド ッ プ
ラー効果による輝線の広がりを考慮したモデルを構成した。
さらにモデルの検証も行うため、近傍で鉄蛍光輝線が特に

城 知磨 (愛媛大学 理工学研究科数理物質科学専
攻 M2)

強 い 2 型 AGN で あ る Circinus galaxy を 対 象 に 、X 線
衛 星 Chandra の 高 分 散 分 光 デ ー タ (HETG) に 、NuSTAR、

AGN の狭輝線領域 (NLR) の起源解明は、銀河中心の SMBH と

XMM-Newton、 Suzaku、Chandra/ACIS のデータも加えて広母銀河をつなぐ物理を理解す るうえで重要である。NLR の起

帯域 X 線スペクトル解析 (3-100 keV) を行った。その結果、源に対して有用な示唆を与えるとして近年注目されているモ

広帯域の X 線スペクトルが再現でき、鉄輝線幅からトーラス内

デル の一つに輻射駆動噴水モデル [1] がある。このモデル

縁半径は重力半径の ~10^5 倍であると初めて特定した。このは、AGN のトーラス構造が SMBH 周りにお けるインフローや

値は X 線光度 から推定したダスト昇華半径よりもやや小さい。

アウトフローによって形成されることを示している。この動

この結果はダストトーラスよりも内側の領域 に多量のガスが的な描像において自 然に形成されるアウトフローが母銀河ス

存在することを示唆している。

ケールまで広がり、AGN からの放射によって電離される こと
で NLR を形成することが示唆されている [2]。このシナリオ

銀河 29 輻射流体計算による活動銀河核周辺ガスの多相構造の解明

では、アウトフローは AGN の 輻射圧によって駆動されると考えられるため、AGN の活動性の違いによって NLR のガス密度や 乱流強度が決定される可能性がある。そこで、我々は様々

牧野 和太 (筑波大学 数理物質科学研究科物理学

な活動状態にある AGN に対して NLR のガス密度と運動状態

専攻 M1)の調査を行った。

銀 河 の 中 心 に は 超 巨 大 ブ ラ ッ ク ホ ー ル

SDSS の大規模分光サンプルを用いて、NLR のガスの密度11と速度分散を AGN の活動性ごとに 調査した。AGN の活動性

銀河 32 すばる望遠鏡 HSC で発見されたは BPT 図 [3] を用いることで評価した。その結果、NLR の電”blue-excess dust-obscured galaxies (BluDOGs)” の離ガスは、 AGN の活動性が高いほど高密度・高速度分散にな

可視光線スペクトルる傾向があることが分かった。さらに、NLR の空間的に広がっ

登口 暁 (愛媛大学 先端科学特別コース D3)た構造を詳細に調査するため、近傍銀河の面分光サーベイである MaNGA の データを用いた。ここでは、同程度の星質量を近年、クエーサーの発言メカニズムを表している一つのシ持つ AGN 母銀河と星形成銀河について各領域ご とで電離ガナリオとして、ガスを豊富に持つ銀河同士の合体進化シナリ

スの速度分散を比較することで、AGN 活動により SMBH 周辺

オがある (Hopkins et al. 2008)。このシナリオでは、銀から噴き上げられたガ ス雲が NLR の速度構造に影響を及ぼ

河同士の合体後、ダストに覆われた星形成段階から、ダスト

すかどうか調べた。その結果、AGN 母銀河と星形成銀河で はに覆われた活動銀河核 (AGN) の段階を通して、ダストの晴星質量に対する電離ガスの速度分散の振る舞いに顕著な違いがれた AGN (すなわち、クエーサー) へ進化するとされてい見られた。本講演ではこれらの 結果をもとに輻射駆動噴水モる。 Noboriguchi et al. (2019) では、 WISE 中間赤外デルの描像と比較し、NLR の起源について議論する。

線全天サーベイとすばる望遠鏡 Hyper Suprime-Cam サーベ[1] Wada, K. 2012, ApJ, 758, 66

イを掛け合わせることで、ダストに覆われた AGN である性質[2] Wada, K., Yonekura, K., & Nagao, T. 2018, ApJ, 867, 49

を示しながらも可視光線の短波長側で明るさの超過が見られ[3] Baldwin, J. A., Phillips, M. M., & Terlevich, R. 1981,

る Blue-excess dust-obscured galaxies (BluDOGs) を

PASP, 93, 5

観 測 領 域 ~ 100 平 方 度 か ら 8 天 体 発 見 し た 。この BluDOGs は 可 視 光 線 と 中 間 赤 外 線 の 間 で 赤 い 一 方 で 、

銀河 31 An introduction of the paper about IR-bright

可視光線だけを見ると青い天体であるという特徴から、ダスト

DOGsに覆われた AGN からクエーサーへ変化している最中にある天Ren Yi (早稲田大学 先進理工学物理学及応用物
理学専攻 M1)体であると示唆された。

The paper I d like to introduce is

Optical properties of

用 い て 行 な っ た BluDOGs の 可 視 分 光 観 測 の 結 果 にInfrared-bright Dust-obscured Galaxies Viewed with Sub-

つ い て 報 告 す る 。今 回 の 観 測 で は BluDOGs の 中 で 、aru Hyper Suprime-Cam , published in The Astrophysicalr-band で 明 る い 順 に 4 天 体 を 分 光 し た 。結 果 と し て 、Journal on May 13, 2019. In this research, Noburiguchi et~ 150 angstrom に達 す る 非 常 に 大 き な 等価 幅 を 持 つ 広 輝

al. (2019) selected 571 IR-bright DOGs and studied their線 (CIV 等) が BluDOGs の "blue-excess" の正体である

statistical properties using the latest data release catalogsと判明した。また、 CIV の輝線プロファイルから求めたブ

of HSC-SSP, VIKING and WISE surveys. They compared

ラックホール質量は ~10^8-9 Msun であり、エディントン比their result with previous study of Toba and Nagao (2016).

を見積もるとスーパーエディントン降着を起こしていた。このMost of their DOGs are fainter in optical, suggesting their

結果は、 BluDOGs がブラックホールへの激しい質量降着によDOG samples are complementary. Then, they compared the

る強い放射圧でガスとダストを吹き飛ばそうとしている段階に(g-z)AB color of their DOG sample with that of ULIRGs,

いることを示唆している。

本公演では、すばる望遠鏡 FOCAS と ESO/VLT FORS2 を

HyLIRGs and quasars. Their sample is much redder. Next,
after studying the HSC (g-z)AB color and α MIR distribu-

銀河 33 Convolutional Neural Network intion of PL DOGs and bump DOGs, they found PL DOGs

Astrophysics

are bluer than bump DOGs. Finally, they studied the distri-

仲 宇星 (早稲田大学 先進理工学研究科物理応物

bution of the photometric redshifts of PL DOGs and bump

M1)

DOGs and found no signiﬁcant diﬀerent between them. To

Artiﬁcial neural network (ANN) is widely used in image

probe why some PL DOGs show very blue color (referred

recognition and classiﬁcation.

to BluDOGs), the authors quantiﬁed the blueness of DOGs,

As one majored in obser-

vational astrophysics, one of our main tasks is to process

selected 8 BluDOGs and studied their morphological shape.

images of astronomical objects. Therefore, it is to natu-

As a result, most BluDOGs seem to be consistent with point

ral apply ANN on astronomy. I will present few papers

sources. Then, they derived the mean SED of BluDOGs andon topic of applications of ANN with diﬀerent purposes.

compared it with a template spectrum of type 1 quasars.

Barchi et al. (2019) developed a system called CyMorph to

The similarity in the spectral index at the blue part between

compare the overall accuracy (OA) of Traditional Machine

them suggests the blue excess in BluDOGs is originated from

Learning (TML) and Deep learning (DL) using datasets fromunobscured AGN emission.
12

Sloan Digital Sky Survey Dara Release 7 (SDSS DR7), com-

ばれる関係に沿っており、星形成が維持されることが判明した。

bined with Galaxy Zoo 1 (GZ1) and GZ2, for the purpose(3) 星形成率と全波長光度 (質量降着率に対応) に正の相関がof galaxy classiﬁcation, ﬁnding that Convolutional Neural

見られた。これらの結果は、円盤部分が優勢な銀河はバルジ部

Network (CNN) is the best choice with an OA higher than

分が優勢な銀河より SMBH 質量が大きいこと、および z~1.4 の80% in 3 classes (E, S & SB) classiﬁcation. In order to時代でも母銀河と SMBH は共進化しているというシナリオを示

detect Quasars and to predict the related photometric red-

唆する。

shifts in SDSS Stripe 7, Pasquet-Itam & Pasquet (2017) de-

銀河 35 AGN の同定を目的とした JVLA による
SSA22 原始銀河団の連続波観測データ解析

veloped a CNN and successfully detected 175 new quasars,
and found that their CNN trained with light curves in ugriz
bands has a near constant OA whatever how the redshift

松田 慧一 (名古屋大学 理学研究科素粒子宇宙物理学専攻 (素粒子宇宙物理系) M1)

changes, but is highly wavelength sensitive. And in the ﬁeldof spectroscopy, Parks et al. (2017) developed a QSO-Ly α
detection pipeline based on CNN. Their system is not lim-

本講演では、カールジャンスキー超大型電波干渉計 (JVLA) の

ited to detect the Damped Ly α (DLA) system in the 1-D

C-band(波長 6cm) を用いて行われた原始銀河団 SSA22 の連続

spectrum, but also capable of detecting Super Lyman Limit

波観測の解析結果を紹介する。

System (SLLS) and making implication of the corresponding

現在の標準的な宇宙論モデルでは、物質はフィラメント状に分

neutral hydrogen column density. The pipeline has an OA

布し、その交点で銀河の密度超過が起きる。そのような領域でclose to 98% and many spectra with signal-to-ratio smaller

は、サブミリ波銀河 (SMG) のようなガスやダストが豊富な銀

than 2 are safely identiﬁed to host DLAs.

河が選択的に存在すると予想されている (Kauffmann 1999)。

SMG においては星形成や SMBH への降着が盛んに生じているこ

銀河 34 SXDS 領域における z∼ 1.4 の AGN の研究とから、銀河の進化が活発な段階にあると考えられている。

瀬戸口 健太 (京都大学 理学研究科 M2)

SSA22 は z = 3.1 に 存 在 す る 原 始 銀 河 団 で あ る(e.g, Steidel et al. 2000) 。こ の 領 域 で は 、一 辺

超巨大ブラックホール (SuperMassive Black Hole; SMBH)

50 Mpc の 三 次 元 フ ィ ラ メ ン ト 構 造 が 発 見 さ れの質量と母銀河のバルジ質量には強い相関が見られる。し(Matsuda et al. 2005) 、原始銀河団の中では最も高密度なか し 、SMBH と そ の 母 銀 河 が ど の よ う に 影 響 を 及 ぼ し 合 い

領域であると考えられている (Yamada et al. 2012) 。よっな が ら 進 化 (共 進 化) し た の か は 謎 に 包 ま れ て い る 。謎 をて、SSA22 は SMG における SMBH の役割を研究するのに適した解く上で重要なのが、z(赤方偏移)=1-3 に存在する活動銀河核 (Active Galactic Nuclei; AGN) である。AGN とは、

SMBH の強い重力による質量降着によって銀河中心が非常に明領域であり、SMG と活動銀河核 (AGN) のトレーサー観測が有効だと考えられる。

Umehata et al. (2015) では、アタカマ大型ミリ波サブミリ

るく輝く現象で、SMBH 進化の現場といえる。また、z=1-3 の波干渉計の band6(波長 1.1mm) を用いて SSA22 の観測を行い、時代は宇宙史において銀河の星形成と SMBH 成長が最も活発で複数の SMG を検出した。しかし、Chandra X 線観測衛星によあることが知られている。従って、z=1-3 の AGN に着目し、母る観測で検出された AGN の個数は、検出感度の問題で SMG と比銀河と SMBH の性質 (母銀河の星質量・星形成率、SMBH の質

較して少ない。

量・質量降着率) の関係を解明することが共進化の理解には必

そこで我々は、JVLA/C-band を用いて、SSA22 原始銀河団の中須である。
そこで本研究では、Subaru XMM-Newton Deep Survey (SXDS)
領 域 に 着 目 し た 。な ぜ な ら 、こ の 領 域 で は z ~1.4 の

心3× 6 に対し、超新星残骸や AGN から放射されるシンク

ロトロン放射の連続波観測を行った。解析の結果、分解能が 1程度であり、rms = 0.5 μ Jy/beam といった、他領域の観測

AGN 116 天 体 に 対 し て SMBH の 質 量 と 質 量 降 着 率 がと比較して約 4 倍良い感度を持つデータを得た。また、5 σ以

推 定 さ れ て お り (Nobuta et al. 2012)、星 質 量 と 星上の放射を持つ天体を 100 個以上発見し、そのうち 20 個以上形成率の推定に必要な多波長観測データが得らの天体が SMG と対応している。

れ て い る (Akiyama et al. 2015) か ら で あ る 。我 々今後、この解析の結果と他波長による同領域のマップを比較す

は 、X-CIGALE code (Yang et al. 2020) を 利 用 し た 可ることにより天体の同定を行う。また、他波長の観測結果と比視光から赤外線までのスペクトルエネルギー分布

較することで SMG における SMBH の役割を解明する。

(Spectral Energy Distribution; SED) の モ デ ル フ ィ ットにより、85 天体の星質量と星形成率の導出に成功した。その結果、z~1.4 の AGN では (1)SMBH 質量と星質量の比が近傍宇
宙 (z<1) の BH 質量とバルジ質量の比に近い値{10^(-2.2)}であった。(2) 星形成率と星質量の分布が main sequence と呼13

迫ることを目指した。結果として、我々は 5 天体から輝線を検

銀河 36 すばる望遠鏡 Hyper Suprime-Cam を用いた
高赤方偏移電波銀河の調査

出し、それらを z=4.6 の一階電離炭素の再結合線 ([CII]) を発する銀河と結論づけた。輝線幅から見積もったハロー質量を山本 優太 (愛媛大学 理工学研究科数理物質科学元にしたハローの個数密度と、Λ CDM モデルから推定される

専攻 M1)

ハローの個数密度とを比較した結果、大質量ハロー (Mh>4 ×

10^12) に高確率でサブミリ波銀河が存在することが推定され銀河の中には、非常に狭い中心領域で銀河全体よりも強い電磁た。この事実は、大質量ハローにおいてサブミリ波銀河が長期波を発している活動銀河核というものがある。活動銀河核の中間にわたり星形成を続けている可能性を示唆している。長期間で、電波を特に強く放出している天体を電波銀河という。活動の星形成を支える冷たいガスの降着を元にモデルした [CII] 光

銀河核の中心に存在する超巨大ブラックホールと母銀河のバル度関数と我々の観測から新たに得られた制限を合わせて考える

ジ質量に正の相関が報告されていることから、銀河と超巨大ブラックホールは共に進化した (共進化) と考えられているが、その中でも電波銀河は共進化の最終段階であると考えられていと、冷たいガス降着でサブミリ波銀河の星形成を説明できることが示唆された。よって我々は z>4 においてはサブミリ波銀河の爆発的星形成に主に寄与するのは大規模銀河合体ではなく冷る。このため、遠方の電波銀河を調べることで宇宙初期の共進

たいガスの降着ではないか、と結論づけた。現在 z~2 ではサブ化シナリオの理解が深まると期待される。しかし、これまでにミリ波銀河の爆発的星形成に主に寄与するのは銀河合体である見つかっている遠方の電波銀河は非常に少なく、そのため遠方宇宙における電波銀河の実態や共進化の理解は不十分である。
そこで本研究では、最新のデータカタログを用いて遠方の電波と考えられているので、我々の結果はサブミリ波銀河の爆発的星形成への寄与に対して赤方偏移依存性が存在する可能性を支持していると言える。発表ではこれらの詳細について述べる。

銀河を多数発見することを目的とした。
本研究では、遠方の電波銀河を系統的に探査するために、可視光

銀河 38 輝線強度マッピングで探る z 2-7 星形成銀河
周りの巨大ライマン alpha 構造

データとしてすばる望遠鏡の Hyper Suprime-Cam を用いて行われている広域多色撮像サーベイ (HSC-SSP) の最新カタログ

菊地原 正太郎 (東京大学 宇宙線研究所 D2)(S19A) を使用した。また、電波データとしては、アメリカ国立電波天文台の望遠鏡の一つである VLA (Very Large Array)

本講演では、赤方偏移 z~2-7 におけるライマン alpha (Lya)の広域サーベイ FIRST によって作成された波長 21cm の電波

輝線天体 (LAE) の周りに非常に淡く広がっている水素ガスの源カタログを使用した。データから遠方の電波銀河を選出する

構造、進化、および起源について示す。

ために、本研究ではライマンブレイク法を用いた。今回は特にLAE の周囲には Lya ハロー (LAH) と呼ばれる Lya で輝く

g-band dropout を示す赤方偏移 4 程度の電波銀河を探査し水素ガスが広いスケールで付随している。さらに近年、z~6た。その結果、HSC-SSP S19A と FIRST の両方で検出されてで 水 素 ガ ス が LAH よ り も 外 側 (銀 河 の ビ リ ア ル 半 径 を 超いる高赤方偏移電波銀河候補天体は 265 天体選出された。これ

え る よ う な ス ケ ー ル) ま で 広 が っ て い る 可 能 性 も 示 さ れは遠方電波銀河候補のサンプルとし過去最大のものである。講た (e.g., Kakuma et al. 2019)。しかし、こういった 巨

演では、サンプルの統計的性質に加え、多波長での性質につい

大 Lya 構造 の起源はまだ分かっていない。さらに、近傍からても議論する。

遠方までの構造の進化がまだ議論されていない。
そこで我々は、すばる望遠鏡/Hyper Suprime-Cam

銀河 37 ALMA を用いた z¿4 サブミリ波銀河の統計的調査(Subaru/HSC) で 得 ら れ た 広 域・深 撮 像 デ ー タ (視 野
~2 deg^2, 5sigma 限界等級~26 mag) の撮像データに対して

三橋 一輝 (東京大学 理学系研究科天文学専攻

機械学習を適用し、z=2.2, 3.3, 5.7, 6.6 に渡る計~2,000

M2)個の LAE を効率的に選択した。これらの LAE の位置と、同じ赤方偏移での Lya 輝線をトレースする HSC 狭帯域画像のピクセ

高赤方偏移においてダストに覆われた爆発的星形成銀河はサブル値との相関をとることで、LAE の周りから放たれる Lya 輝線

ミリは銀河と呼ばれ、高赤方偏移での銀河形成を探る上で非常の平均的な表面輝度を求めた。この手法を輝線強度マッピングに有効かつ重要である。サブミリ波銀河は静止系遠赤外でのダといい、個々の銀河を観測するだけでは検出できない淡い構造

スト連続光が非常に明るく、z~1 から z~10 までほとんど変わらない見かけの明るさで観測することが可能である。一方で、ダスト吸収により紫外・可視光では観測が難しいため、赤方偏の検出を可能にしてくれる。これらの解析の結果、z~2-7 における Lya 構造は銀河のビリアル半径 (~200 comoving kpc)を超えるスケールまで広がっていることが分かった。さらに各移決定には主に静止系遠赤外の輝線が用いられる。本研究で赤方偏移における Lya 構造の広がりを定量的に表し、その進化

は、分光・撮像が同時に可能な干渉計である ALMA を用いて観をプロットしたところ、いずれの赤方偏移における構造も似た

測した 200 を超えるサブミリ波銀河に対して遠赤外輝線探査をような広がりをもっていることが分かった。最後に、Lya の輻行い、高赤方偏移でのサブミリ波銀河の爆発的星形成の起源に

14

射輸送モデルを取り入れた宇宙論的銀河形成シミュレーションて、我々のチームは ALMA 望遠鏡のサイクル３, ４のデータかと本研究の結果を比べることで、巨大 Lya 構造の形成起源につら、z=9.11 の [OIII]88 μ m 輝線を銀河 MACS1149-JD1 からいても議論する。

観測した。
さ て 今 回 は 、新 た に ALMA 望 遠 鏡 の サ イ ク ル ６ で

銀河 39 Constraint on H α Luminosity Function at z

MACS1149-JD1 に対してより空間分解能を上げる観測を行っ7.8 probed by HST and Spitzer

た。サイクル６のビームの面積はサイクル３、４に対して 0.31倍である。その結果、独立な観測で S/N=8.4 で [OIII] 輝線

浅田 喜久 (京都大学大学院 理学研究科物理学・宇宙物理学専攻 M1)の再確認ができた。また、この観測の目的は、MACS1149-JD1

光度関数 (以下 LF) は、各時代の銀河の統計的性質を知る上で得られた MACS1149-JD1 の [OIII] 輝線のデータをもとに、サ重要である。特に Ly αや H α輝線は銀河進化の主要過程であイクル６のデータとサイクル３, ４, ６を組み合わせたデータ

る星形成と密接に関係し、その LF を調べることは宇宙論的なに対して解析を行った。その結果得られた積分強度図と輝線銀河進化を知るために重要な課題である。

光度を報告する。輝線光度はサイクル３、４において (7.4 ±Ly α輝線の LF については高赤方偏移では調べられているが、1.6)(10/μ) × 10^7 L_ であった。それに対して、サイクル

Ly α輝線は中性水素による吸収の効果が大きい。特に宇宙再６、サイクル３, ４, ６ではそれぞれ、(10.9 ± 1.9) (10/μ)

電離期 (赤方偏移 z で z ≧ 7) において Ly α輝線の LF は急激

× 10^7 L_☉、(8.7 ± 1.5) (10/μ) × 10^7 L_☉であった。

に変化するが、これは銀河間空間の中性水素ガス密度など周囲輝線の強度分布を比較すると、~3.5 × 1.8[kpc^2] の同程度の環境の変化が原因とも考えられ、銀河進化を正しく反映しての構造が確認できた。

のより詳細な構造を得ることである。今回は、サイクル６でいない可能性がある。
また rest UV の光度も星形成の指標で、rest UV の LF から
星形成の宇宙論的進化を調べる研究もなされている。しかしrest UV はダスト減光の効果が大きく、宇宙再電離期でもダストが豊富な銀河が近年発見されていることからも、rest UV とは独立な検証が必要である。

H α輝線は中性水素の吸収を受けず、rest UV に比べるとダス
ト減光の影響も非常に小さい。しかし z>2.5 の銀河では中間
赤外の領域で観測され、地上観測が難しくこの z で H αの LFを調べた研究は非常に少ない。
そこで本研究では、Spitzer 宇宙望遠鏡の中間赤外撮像装置

IRAC の Ch3 バンド (中心波長 5.8 μ m) のアーカイブデータを用いて z~7.8 の H α輝線天体を探査した。さらに重力レンズ効果による増光を利用してより光度が低い銀河まで探査するため、重力レンズ天体領域で Hubble 宇宙望遠鏡と Spitzer/IRACのアーカイブデータから、Ch3 バンドに H α輝線が入る z の銀
河を Lyman break 法で選出し、IRAC の ch3 バンドで測光を行った。その結果、z~7.8 における銀河の H α輝線の LF に制限を与え、同じ z での銀河の rest UV の LF と矛盾がないことを確認した。講演では結果と今後の展望も含めて紹介する。

1 銀河 40 赤方偏移 z=9.11 [OIII] 輝線銀河のALMA 観測データ解析
徳岡 剛史 (早稲田大学 先進理工学研究科物理M1)
銀河がいつ生まれ、どのように進化してきたかという問題は、
現代天文学において重要な問題である。高赤方偏移銀河の観測はこの問題を解明する手がかりとなると考えられている。そし15