談話会
Colloquium

李 建鋒（東北大学）
Probing the connection between radio jets and molecular gas in high-redshift radio galaxies
Radio active galactic nuclei (AGN) feedback is one of the most plausible scenarios to interpret the observational drop at the bright end of the galaxy luminosity function. To understand how radio feedback works in massive systems, high-redshift radio galaxies are good test beds. High-redshift radio galaxies (HzRGs) are the most massive galaxies in the early universe, with characteristic powerful radio jets. In contrast to local quiescent massive galaxies, HzRGs are actively star-forming, lying either on or below the corresponding star-forming main sequence. Compared to other populations of galaxies, HzRGs show high star formation efficiencies and short depletion time. In the literature, studies of CO observations indicate that HzRGs have a low molecular gas fraction up to z~4, suggesting that they are on the road to being quenched. In this talk, I present VLA CO(1-0) observations of seven radio galaxies at 4.5<z<5.7 and further discuss the results of one of our targets, a 'gas-rich' radio galaxy at z=5.2. The non-detection of CO(1-0) in six targets indicates their low molecular gas fraction. In the target at z=5.2, not only is the CO(1-0) emission detected, but the off-center molecular reservoir and alignment between the radio jet axis and the molecular reservoir are observed. I will discuss the interpretation of this phenomenon.

工藤祐己（東北大学）
Hierarchical gas structure in outflows of active galactic nuclei
The multi-phase gas outflows observed in active galactic nuclei (AGN) are important for understanding the supply onto the central supermassive black hole (SMBH). The widely believed AGN unification scheme does not provide a clear picture of the outflow and its variability based on recent observations. Our simulations for the dusty wind and ultra-fast outflow (UFO) in AGN have been carried out with the computational domain of the dynamic range of 4 orders of magnitude (i.e. 10² -10⁶ Rs ~ 10^-4- 1 pc). We have performed the axisymmetric 2D hydrodynamic simulations using the CANS+ code taking into account dust and radiation. We found that dust-free and dusty gases blow out from the dusty disk by radiation force and radiative heating. The viewing angle dependence of column density is determined by dust-free gas which is sublimated. UFO is dominant above the angle of 40 degrees, measured from the equatorial plane, while the dusty outflow is around the disk surface. UFO contributes significantly to the variability of the column density. These outflows are expected to build the AGN gas structure and explain the absorbers and time-varying phenomena observed in X-ray.

Christopher Irwin（University of Tokyo）
Insights on the origin of low-luminosity GRBs from a revised shock breakout picture for GRB 060218
Despite ~two decades since the discovery of low-luminosity gamma-ray bursts (LLGRBs), their origin remains poorly understood. Shock breakout from a progenitor with an extended (~10¹³), low-mass (10^-2 Msun) envelope provides a possible interpretation for the smooth prompt X-ray light curve lasting ~1000 s and the early optical peak at ~0.5 days observed in some events. However, even in the best-observed case, GRB 060218, current shock breakout models have difficulties explaining the unexpectedly strong optical emission at a few hundred seconds, the simultaneous presence of thermal and non-thermal components in the X-ray spectrum, and the rapid evolution of the peak energy. We suggest that these peculiar features can be explained by a previously unexplored regime of shock breakout. Applying recent advances in shock breakout theory which predict more rapid thermalization in the early planar phase of evolution, we show that for sufficiently fast shocks breaking out of especially extended progenitors, a non-standard breakout scenario is expected in which the gas and radiation are initially out of thermal equilibrium, but the time to reach equilibrium is less than the light-crossing time of the envelope. In this case, due to light travel time effects, the observed X-ray spectrum is a multi-temperature blend of blackbody and free-free emission components. The bremsstrahlung component extends down to the optical band, which can account for the excess optical emission observed at early times. As the system thermalizes, the non-thermal component quickly evolves toward lower energies and eventually fades altogether, resulting in a rapid peak energy decay consistent with observations. These results strengthen the case for a shock breakout origin of LLGRBs, and provide further evidence connecting LLGRBs to peculiar progenitors with extended low-mass envelopes.

Bovornpratch Vijarnwannaulk（Tohoku University）
The obscuration of of luminous AGN at high-redshift unvield by deep & wide multiwavelength survey
Nuclear obscuration by a dusty toroidal structure has long been used to unify population of unobscured and obscured active galactic nuclei (AGN). However, it has been shown by statistical X-ray AGN studies that the fraction of obscured increases with redshift, but the trend is not well determined above redshift 2 especially for luminous AGN (log Lx [erg /s]>44.5). These observations indicate that high redshift black hole growth occurs under heavy obscuration and are not fully explained under the nuclear obscuration which implies additional components obscuration from the host galaxy are needed. Using the unique deep & wide multiwavelength imaging datasets in the HSC-Deep XMM-LSS field, we investigated the obscured fraction of luminous AGN with log Lx [erg /s]>44.5 above redshift 2. We find an obscured fraction of 76±4% which is more than twice the fraction in the local universe (~30%). Both the obscured and unobscured z>2 AGN show a broad range of SEDs and morphology, which may reflect the broad variety of host galaxy properties and physical processes associated with the obscuration. We further investigated the incidence of obscuration in samples of Type 1 & 2 AGN at redshift 0.8-1.8 under AGN obscuration scenarios which describe obscuration properties in the local universe. For most of the sample, we find that the Eddington ratio of Type-2 AGN is lower than Type-1 broad-line detected AGN. The distribution is consistent with dusty nuclear obscuration regulated by radiation pressure, but we find evidence of non-nuclear obscuration among the sample of Type-1 AGN. We finally discuss the difference between optical and X-ray obscuration and how each affect the optical SED of AGNs.

Zhiying Mao（Tohoku University）
Understanding galaxy quenching through statistical analysis of recently quenched galaxies
Recently quenched galaxies (RQGs), as a transitional population between quiescent and star-forming galaxies, is crucial in investigating physical mechanisms behind quenching processes. A statistical sample of RQGs is necessary for studying mass and environment dependence of quenching. However, the rarity of RQGs hampers statistical spectroscopic analysis. To prepare for the coming spectroscopic survey of RQGs at intermediate and high redshifts, we used the rest-frame UVJ diagram to select RQG candidates and compared our selection with the PCA selection method. As the UVJ and PCA methods are both photometric methods, we further confirmed these two methods with LEGA-C and UDSz spectroscopic data. In addition to archived spectroscopic data, we also obtained and reduced our own spectral data at z~2 to confirm the photometric methods. The two methods are generally consistent, with a slight preference towards different sub-population. Based on this, we conducted a statistical analysis of UVJ-classified galaxy populations in photometrically selected clusters and X-ray-confirmed groups in the COSMOS field. We use the ratio of different galaxy populations to quantify the quenching efficiency, quenching stage and quenching timescale of galaxies. For galaxies within HST coverage, we also analyzed the mass and environment dependence of their structural parameters. Through these analyses, we gain insights into the quenching scenario at different redshifts. These analyses can also benefit the further spectroscopic RQG survey at intermediate and high redshifts.

木村 和貴（東北大学）
Evolution of Circumstellar Disk and Stellar Structure in the Primordial Star Formation
Primordial stars, also known as Population III stars, are formed in the pristine universe after the Big Bang. Their radiation and supernova explosion affect the interstellar medium dynamically and chemically. Moreover, their remnant black holes are possible seeds of high-redshift supermassive black holes. Elucidating primordial star formation is thus necessary to understand their roles in the subsequent structure formation. In this seminar, we talk about the formation processes of primordial stars. We especially focus on the accretion phase, where circumstellar disks emerge and protostars grow in mass. First, we discuss the evolution of circumstellar disks using our one-dimensional disk model. Our model demonstrates that the accretion rates throughout the disks are lower than the mass supply rates from the infalling envelope. Due to this fact, disks become more massive than central stars and gravitationally unstable in the early stage. Second, we talk about the evolution of rapidly accreting primordial protostars. We have performed three-dimensional radiation hydrodynamic (RHD) simulations resolving stellar interior with a newly developed RHD solver. Our simulations show that protostars rotate rapidly due to the angular momentum of the accreting gas. Such rotation is critical to the stellar evolution and the accretion process via circumstellar disks. We finally discuss the implications of our results and future directions.

前田 龍之介（東北大学）
Formation of Young Massive Clusters by Fast HI Gas Collision
Young massive clusters (YMCs) are dense aggregates of young stars, which are essential to galaxy evolution, owing to their ultraviolet radiation, stellar winds, and supernovae. The typical mass and radius of YMCs are M~10⁴ M_{sun-1, which is the typical velocity of the galaxy-galaxy interaction. In this study, we examine whether the fast HI gas collision triggers YMC formation using three-dimensional magnetohydrodynamics simulations, which include the effects of self-gravity, radiative cooling/heating, chemistry, and the stellar feedback effect. We demonstrate that massive gravitationally bound gas clumps with M > 4*10⁴ Msun and L∼4 pc are formed in the shock compressed region induced by the fast HI gas collision, which massive gas clumps can evolve into YMCs. Our results show that the YMC precursors are formed by the global gravitational collapse of molecular clouds formed by fast HI gas collision. We find that the formed sufficiently compact massive gas clumps have a large escape velocity compared to the sound speed of the HII region, which means that gravity prevents gas evaporation and thus they form stars with a high star formation efficiency keeping high-density structure. We also examined the initial condition dependence of YMC formation by fast HI gas collision. Our results show that YMCs can be formed even in low-metal environments, such as the Magellanic Clouds. Additionally, the very massive YMC precursor cloud, with M > 10⁵ Msun, can be created when we consider the fast collision of HI clouds, which may explain the origin of the very massive stellar cluster R136 system in the Large Magellanic Cloud.}

長谷川 幸彦（東北大学）
Collisional Growth and Fragmentation of Dust Aggregates
One of the key mechanisms in planet formation is the evolution of solid materials (called dust) in protoplanetary disks. The dust grains grow and fragment through collisions between dust grains. In order to clarify the evolution process of dust grains, we need to know the detailed physical properties of collisions between dust grains, which depend on the masses, the collision velocity, the impact parameter, the internal structures, the material properties, and so on of colliding dust grains. In this seminar, we talk about collisional outcomes of water-ice dust aggregates with various mass ratios; we particularly focus on unequal-mass offset collisions. We carried out three-dimensional numerical N-body simulations of collisions between two dust aggregates in a wide range of the mass ratio 1-64. First, we found that the mass transfer from a larger target to a smaller projectile is a dominant process in collisions with a mass ratio higher than 3. As a result, the critical velocity for fragmentation of the largest body is considerably reduced due to the mass transfer for such unequal-mass collisions; the critical velocity of collisions with a mass ratio of 3 is about half of that obtained from equal-mass collisions. This result implies that the reduced critical velocity for unequal-mass collisions would delay growth of dust grains more than previously thought in protoplanetary disks. Next, we derived analytic expressions of the mass distribution of large remnants and small fragments by numerical fitting to the simulation results. Our analytic formulae for masses of the large remnants can reproduce the contribution of mass transfer from a larger target to a smaller projectile. Our fragment model can roughly reproduce the results of our simulations and be applied to statistical simulations of the dust evolution.

Kei Ito（The University of Tokyo）
Environment, AGN activity and morphology of massive quiescent galaxies 1-2 Gyrs from the Big Bang
Recent observations have found that massive galaxies with suppressed star formation activity exist even in the high redshift universe to z~5. On the other hand, many of their properties are still unknown. In this talk, I will introduce our three recent works on these quiescent galaxies at z>2, focusing on their environment, AGN activity, and morphology. First, I report discovering an overdense structure of quiescent galaxies at z=2.77 in the COSMOS field, which is spectroscopically confirmed by Keck/MOSFIRE observation. The four confirmed quiescent members imply that this structure is more than 68 times denser than the general field. This structure is likely a protocluster that will evolve into a Coma-like cluster at z=0. Secondly, I report X-ray (Chandra) and radio (VLA) image stacking analysis of quiescent galaxies to z~5. We detected the average stacked signal of quiescent galaxies in X-ray and radio. Their luminosity could not be explained without AGNs. Moreover, the AGN luminosity of quiescent galaxies is higher than those of star-forming galaxies with the same stellar mass. This could imply that the AGN activity is related to quenching. Lastly, I report our recent study, which constrains the morphological properties of quiescent galaxies at 3<z<5 based on James Webb Space Telescope/NIRCam imaging. We find that the average size of quiescent galaxies at z>3 is ~0.6kpc at logMstar/Msun = 10.5, which is significantly smaller than those at z<3. In addition, most of them have bulge-dominated shapes. This implies that the size evolution and the bulge formation have begun as early as z>3.

Kento Masuda（Osaka University）
Toward understanding the evolution of close-in exoplanets
Exoplanets orbiting close to their host stars may undergo various changes in their orbits and physical properties. It has long been discussed that the shortest-period planets may have orbits unstable to tidal dissipation and spiral into their host stars. Recent transit observations of low-mass planets have also provided evidence for evaporation of their atmospheres, which provides clues to the internal composition of those planets. In this talk, I will describe our ongoing efforts to probe those changes in planetary systems throughout the main-sequence life of their host stars. I will present our recent work to derive the age dependence of the occurrence rate of giant planets orbiting Sun-like stars based on isochronal ages, and also briefly mention insights into gyrochronology from high-resolution spectroscopy of Sun-like stars belonging to twin binaries.

Akio Taniguchi (Nagoya University)
Data-science-combined development for the future large submillimeter telescope
Imaging spectroscopy at the submillimeter wavelength is a promising approach to surveying the huge cosmic volumes, uncovering star formation history and galaxy evolution in the early universe by bright nebular lines (e.g. [O III] 88 μm, [C II] 158 μm) and multi-color continuum emission. Complementary to large interferometers (e.g. ALMA) that are proficient in pinpointing individual targets at high angular resolutions, next-generation large submillimeter single-dish telescopes (e.g. LST 50 m) have been proposed to achieve wide-field (~1 deg^2) and wide-band (> 100 GHz) imaging spectroscopy. However, construction, observation, and analysis are all challenging for such facilities due to the required high surface accuracy (~45 μm r.m.s) and the identification of faint signals from noisy big (~petabytes) data. In this talk, I would like to introduce new approaches in each step combined with data-scientific methods. We developed a noise removal method based on matrix decomposition that avoids direct subtraction between two noisy spectra. It then offers us to improve the observation sensitivity by a factor of √2. For the high surface accuracy, we are developing the millimetric adaptive optics by wave-front modeling and the optimization of the telescope support structure by genetic algorithm. These methods will compensate for dynamic and static surface deformation, respectively. I would like to introduce the early results in both simulation and observations.

Mainak Mukhopadhyay (Pennsylvania State University)
Multi-messenger signatures from core-collapse supernovae: neutrinos and gravitational waves
In the current era of multi-messenger astronomy, gravitational wave (GW), neutrino, photon, and cosmic ray observations are combined to extract information about astrophysical sources and phenomena in the Universe. A core-collapse supernova (CCSN) serves as nature’s very own laboratory. They have been one of the prime focuses of multi-messenger astronomy. In this talk, I will discuss my work on understanding the information that neutrinos from CCSNe can provide us with in the context of multi-messenger astronomy. I will present a new phenomenological description of the neutrino GW memory effect, highlighting its detectability, and physics potential in the present context. I will also present a novel idea of how observations of the neutrino GW memory from CCSNe will enable time-triggered searches of supernova neutrinos at megaton scale neutrino detectors. I will conclude with discussing my work on how neutrino observations at future neutrino detectors may enable us to constrain turbulence in supernovae and the pre-supernova alerts using pre-supernova neutrinos. Overall, the main theme of this talk will be to show how neutrinos from the various phases of a CCSN can be used to gain insights and understanding in a much broader context.

Kimihiko Nakajima (National Astronomical Observatory of Japan)
Unveiling the Interstellar Medium and Stellar Population in High-Redshift Galaxies: Insights from the Early JWST/NIRSpec Observations
The advent of the James Webb Space Telescope (JWST) has opened up a new window to investigate the Interstellar medium (ISM) properties and the stellar population in detail in high-redshift galaxies (z=4 to 10) using the rest-frame optical spectroscopic signatures. In this talk, I will provide an overview of recent advancements in our understanding of ISM properties and stellar populations. Specifically, our research focuses on exploring the evolution of the mass-metallicity (MZ) and star-formation rate-mass-metallicity (SFR-MZ) relations across the redshift range of z=4-10. We have analyzed a sample of 135 galaxies identified in the JWST/NIRSpec data from the three major public spectroscopy programs: ERO, GLASS, and CEERS. Our findings reveal a modest evolution in the MZ relation from z~2-3 to z=4-10. Interestingly, the SFR-MZ relation shows no significant evolution up to z~8 but exhibits a noteworthy decline at z > 8 beyond the error. This decrease in the SFR-MZ relation at z > 8 may indicate a break of the metallicity equilibrium state driven by star formation, gas inflow, and outflow. While our sample reveals a mild evolution in metallicity, it is worth noting that recent studies have reported the existence of extremely metal-poor objects that resemble Pop-III star galaxies. I will review these recent progresses in our understanding of galaxies during the early phase of galaxy evolution.

津久井 遼（株式会社ロジストラボ）
Birefringent PDI Wavefront Sensor for Extreme Adaptive Optics
This talk is based on my presentation at the Ph.D. defense (March 2023). Direct observations of exoplanets are capable of providing important information on the mechanism of planet formation and the environment of potentially habitable planets. Potential targets have small angular separations (≪ 1") from their host stars and high planet-to-star contrasts (> 6 orders of magnitude). Such observations with ground-based telescopes are affected by the Earth’s atmospheric turbulence and resulting wavefront aberration. Thus, an accurate wavefront correction with Extreme Adaptive Optics (ExAO) is crucial. ExAO has much more elements (> 1 k/8-m aperture) and runs faster (> 1 kHz) than conventional AO to achieve more accurate (~ lambda/20) correction. ExAO system requires a high-performance Wavefront Sensor (WFS) that can measure the incoming wavefront fast (> 1kHz) and accurately (< lambda/20) with a weak flux from stars. For this purpose, we proposed and developed a new type of WFS: Birefringent Point-diffraction Interferometer (PDI). We manufactured a key optical device by microprocessing technologies on a birefringent crystal TiO2. We tested the Birefringent PDI in the laboratory and demonstrated accurate wavefront sensing. I will talk about the details of the concept, microprocessing, and demonstration.

Yohei Kawazura (Tohoku University)
Ion vs electron heating by turbulence in hot accretion flows
Accretion of matter onto a compact object is triggered by turbulence driven by magnetorotational instability. The energy of turbulent fluctuations cascades down to microscopic scales and dissipates as heat. In low-luminosity accretion flows, such as those observed at M87 and Sgr A* --- the primary targets of the Event Horizon Telescope (EHT) ---, the heat is not radiated away. Instead, it accumulates as the thermal and nonthermal energy of particles, making the plasma into a collisionless state, where ions and electrons can exhibit different temperatures. Understanding what dictates the energy partition between ions and electrons is a pivotal question in accretion flow studies as it plays a critical role in the theoretical interpretation of observations made by EHT. In this colloquium, I will demonstrate how we estimated the differential heating of ions versus electrons caused by the cascade of magnetorotational turbulence. In this methodology, we utilize reduced MHD and gyrokinetics, two models that are commonly employed in the studies of magnetic confinement fusion. With the help of these models, we, for the first time, bridged the gap between the injection and dissipation processes of magnetorotational turbulence, whose spatial scales are usually separated by nearly ten orders of magnitude.

Yoshinobu Fudamoto (Waseda University)
Observations of FIR [CII]158um emission lines in the epoch of reionization
Over the past decades, several optical/near-infrared surveys have built large samples of high-redshift galaxies at z > 6. Further, the arrival of the James Webb Space Telescope (JWST) has opened a completely new window to study the very high redshift Universe. While JWST observations provides unprecedented information about star-forming ionized media via its rest-frame optical spectroscopy, however observations of neutral gas, such as in photo-dissociation regions and molecular gas regions, is challenging. To understand conditions and kinematics of neutral gas ISM in star-forming galaxies, deep mm/submm observations are, thus, essential. In this talk, I present FIR emission line observations of star-forming galaxies at z~6 to z~10. These observations allow us to study the neutral gas and dust formation of galaxies at very high-redshift, to which JWST does not have full access. I will further discuss the importance of future mm/submm observations of very high-redshift galaxies using NOEMA and ALMA.

Daisuke Yonetoku (Kanazawa University)
HiZ-GUNDAM 衛星計画：ガンマ線バーストで探る「宇宙の一番星」と「赤ちゃんブラックホール」
宇宙最大の爆発現象であるガンマ線バーストを用いて、遠方宇宙の物理状態を観測や初代星起源の ガンマ線バーストを探査したり、重力波観測と同期した観測でブラックホールの誕生現場を理解する ための人工衛星「HiZ-GUNDAM」計画を推進しています。いずれの観測も、広視野Ｘ線モニターに よるガンマ線バーストの発見と、近赤外線望遠鏡による追観測を同時に実現する必要があり、 分野横断型で推進する人工衛星計画です。数多のガンマ線バーストの中から重要な観測ターゲットを 即座に選出し、大型望遠鏡に観測の機会を提供していきます。
本講演では、この計画の立案に至るまでの経緯を含めて、HiZ-GUNDAM 衛星計画の現状をお伝えします。また、将来の大型望遠鏡での分光追観測に対するご協力のお願いもさせていただこうと思いますので、ご聴講いただければ幸いです。

Ellis Owen (Osaka University)
Exploring the signatures of cosmic ray feedback effects in galaxy ecosystems
Cosmic rays go hand-in-hand with violent and energetic astrophysical conditions. They are an active agent within galactic and circumgalactic ecosystems, where they can deposit energy and momentum, modify the circulation of baryons, and even have the potential to regulate star-formation on local and galactic scales. Their influence in galaxies can be probed using observable signatures across the electromagnetic spectrum, with high energy radiation being particularly important to determine their energy budget, feedback power and hydrodynamic effects. In this talk, I will discuss some of the astrophysical impacts hadronic and leptonic cosmic rays can have in and around galaxies, how their influence can be probed using signatures in X-rays and gamma-rays, and the opportunities soon to open-up that will allow us to map-out the multi-scale effects of cosmic rays in galaxies near and far.

齋藤 晟（東北大学）
Constraints on the Inner Power Source of Superluminous Supernovae
超高輝度超新星は、最大光度が通常の超新星の約10-100倍にも達する天体である。この光度を通常の超新星の主な放射のエネルギー源である56Niの放射性崩壊によって説明するには、1太陽質量を超える多くの量の56Niが必要である。そのため、他のエネルギー源の候補がいくつか挙げられているが、どれが超高輝度超新星のエネルギー源であるかは解明されていない。超高輝度超新星は、通常の超新星のスペクトルには見えないO IIの吸収線によって特徴づけらていれる。このO IIの吸収線は高い励起状態からの遷移によるものであり、熱平衡の分布からのずれが必要であることが先行研究によって示唆されている。これは通常の超新星に見られるHe Iの高い励起状態から生まれる吸収線と状況が似ており、He Iの場合は56Niの放射性崩壊から出てくるガンマ線による非熱的電子によって熱平衡からのずれが生まれる。そこで同様に、O IIの吸収線を用いて超高輝度超新星のエネルギー源に迫ることができると考え、本研究では一次元輻射輸送コードを用いて超高輝度超新星のスペクトルの網羅的な計算を行い、観測スペクトルとの比較から必要な熱平衡からのずれを定量化した。その結果、O IIの吸収線は温度に敏感であり、温度がT ~ 14,000 - 15,000 Kの範囲のみで強い吸収が見られること、観測スペクトルに見られる吸収線はその狭い温度範囲における熱平衡の分布で説明できることも明らかになった。この結果をもとに、56Niがエネルギー源であると仮定してO IIの励起状態の占有数を見積もることで、超高輝度超新星の56Niの存在量に新たな上限値を与えることができた。

佐藤 元太（東北大学）
New insights on the dynamics of satellite galaxies: effects of the figure rotation of the host galaxy
ΛCDMモデルは宇宙の大規模構造を説明できるが、銀河や衛星銀河のスケールでは未解決の問題が残されていることが知られている。特に重大な問題の一つにSatellite Plane Problemと呼ばれるものがある。これは、銀河系やM31の衛星銀河の多くは特定の大規模な平面に沿って存在していることが観測されている一方、ΛCDMモデルではこの平面構造が発生し、かつ安定して存在し続けることが説明できない、という問題である。本研究ではホスト銀河のポテンシャルの回転(figure rotation)に着目し、流体粒子を用いた数値計算に基づいて、回転するポテンシャル内での天体の軌道構造を求め、衛星銀河平面が安定して存在するメカニズムを調べた。その結果、粒子の軌道は歳差運動を行う特定の平面上で安定することが分かり、観測された衛星銀河平面に対応しうる構造を発見した。ただし、実際の銀河系に近い三軸非対称なポテンシャル内で長期的に軌道の安定性が維持されるためには、figure rotationの軸方向が、衛星銀河の降着方向と垂直になる必要があることが示唆された。実際、先行研究によると、このような関係は、宇宙のフィラメント構造に沿った降着によって実現されることが示されており、このSatellite Plane Probleの解決に対して新しい知見を得ることができた。

Takashi Moriya（National Astronomical Observatory of Japan）
Supernovae interacting with circumstellar media
Supernovae are explosions of stars. Stars lose their mass in various ways during their evolution, and supernova progenitors are surrounded by circumstellar media formed during their evolution. When supernovae explode, supernova ejecta collide to their circumstellar media. The interaction between the supernova ejecta and circumstellar media leaves several observational signatures in supernovae, and we can investigate their progenitors’ mass-loss history by studying such signatures. In this talk, I will first discuss observational signatures of supernovae caused by the interaction between supernova ejecta and circumstellar media. Then, I will show that these signatures are revealing that a significant fraction massive stars are experiencing unexpectedly active mass loss shortly before their explosions. I will also discuss some future directions to uncover the unknown mass-loss mechanisms of massive stars through multi-messenger signals.

定成 健児エリック（東北大学）
Magnetohydrodynamic simulations of the first star formation: the effect of turbulent magnetic fields
初代星は、宇宙で最初に誕生した星であり、宇宙最電離や化学進化に 影響することから、宇宙進化を理解する上で重要な天体である。これ までの流体計算から、初代星は単独星よりも、連星・多重星として形 成されることがわかてきたが、多くの場合、星形成において重要な役 割を果たす磁場が考慮されてこなかった。現在の星形成雲において観 測されているような一様で強い磁場は、磁気制動やMHDアウトフロー を駆動することで 、ガス雲内の角運動量を引き抜き、星周円盤や連星 の形成、星形成効率などに影響する。一方、初代星形成領域では、微 弱な磁場が乱流ダイナモによって増幅され、ランダムに乱れた乱流磁 場が卓越する。しかしながら、このような乱流磁場が、形成過程及び 初代星の性質にどのように影響するかは明らかになっていない。そこ で、我々は、乱流を含む始原ガス雲コアが重力収縮して原始星を形成 し、その後、ガス降着によって原始星が成長するまでの一連の星形成 過程について、3次元磁気流体シミュレーションを実施した。その結 果、磁場が原始星形成までに乱流エネルギーと同程度まで増幅できれ ば、磁気トルクによる角運動量輸送及び磁気圧が円盤分裂を抑制する ことが明らかになった。この場合、磁気圧勾配風(タワージェット)が 星周円盤中心から駆動することが確認できたが、その持続時間は短く、 星形成への影響は小さい。実際の初代星形成領域においても、このよ うな強い乱流磁場の生成が期待されることから、初期の磁場が微弱な 初代星形成環境下においても、乱流磁場が初代星の形成数、特に、低 質量星の数を減少させると考えられる。

Keitaro Takahashi (Kumamoto University)
Close to Detection: Nano-Hertz Gravitational Wave Background
Pulsar timing array is an experiment to detect gravitational waves with a frequency of nanohertz by accurate long-term observation of pulsars. The pulsar timing array has various systematic errors such as dispersion delays caused by interstellar plasma and uncertainty in the position and motion of solar system objects, which inhibit detection of gravitational wave signals. Recently, these have been signs of gravitational wave background through appropriate modeling of systematic errors and correlation between pulsars. The estimated power spectrum of gravitational wave background is consistent with one from supermassive black hole binaries, but other possibilities such as secondary generation due to density fluctuations and inflation are not excluded. In this talk, I cover the principles of pulsar timing arrays, data analysis methods and the physical interpretation of recent results. In addition, I introduce the Indian Pulsar Timing Array, which is a joint project by Japan and India.

辻井 未来（東北大学）
宇宙再電離光学的厚み測定値の検証を目指すGroundBIRD実験の偏光角較正装置の開発
宇宙マイクロ波背景放射(Cosmic Microwave Background: CMB)の偏光観測は、宇宙初期の謎を解明するための不可欠な手段である。例えば、CMB偏光Bモードの観測からニュートリノ質量和の測定が可能である。しかしながら、その値は宇宙再電離期の光学的厚さτの値に大きく左右される。τの値は、大角度スケールのCMB偏光Eモードの観測によって測定される。 WMAPとPlanck衛星によってτの測定値は報告されているが、それらには系統誤差の混入が疑われている。よって、独立な実験によるτの測定値の検証が求められている。GroundBIRDはPlanck衛星以降初めてτの再測定が可能な地上CMB偏光観測実験である。特徴としては1分間に20回転という非常に早い速度で望遠鏡を回転させること、1秒間に1000回という高速なサンプリングをすることである。これらによって、大気放射の変動に打ち勝ち広い領域の観測をおこなうことができる。GroundBIRDは応答性の早い超伝導検出器 MKID を採用している。各MKID素子には直線偏光と結合するアンテナが搭載されている。アンテナの方向は45°間隔で4つの方向を向いている。GorundBIRDの科学目標を達成するためには、これらのアンテナが観測する直線偏光の方向を較正することは非常に重要である。本研究では、GroundBIRDに搭載搭載された各検出器のアンテナの向きを較正するための偏光角較正装置の開発に向けて以下の3点を行なう。
1. 角度誤差が及ぼすτの推定値への影響の評価及び、偏光角較正の目標精度の評価。
2. 較正装置へ要求される製作精度の評価。
3. 簡易ワイヤーグリッドを用いた試験測定。
本発表では、偏光角較正装置の開発に向けた途中経過を発表する。

齋藤 瑞葉（東北大学）
GRB残光の偏光：衝撃波の非一様性の影響
ガンマ線バーストは、数百ミリ秒から数百秒の間に数百KeVほどのガンマ線を放出する宇宙で最大規模の明るさの天体現象である。ガンマ線放射の後、電波からX線において残光が数日から数ヶ月続く。残光は、相対論的な速度の無衝突衝撃波で加速された電子からのシンクロトロン放射と考えられている。残光の衝撃波下流には、星間磁場の衝撃波圧縮よりも100倍以上強い磁場が存在すると観測から示唆されているが、その増幅機構は明らかになっていない。磁場増幅機構は電子の加速機構にも密接に関連しており、根本的に重要な問題となっている。磁場増幅機構はプラズマ不安定によるものと電磁流体(MHD)不安定によるものが提唱されており、それらで作られる乱流磁場の波長は大きく異なるため、偏光観測から波長を推定することで増幅機構を絞り込めると考えられる。プラズマ乱流モデルでは偏光角が90度変化するが、観測では偏光角が90度以外の変化をする残光がほとんどである。そこで本研究では、プラズマ乱流モデルにおいて衝撃波が非一様である場合を考え、偏光角の90度以外の変化を再現できるかを検証した。最終的には非一様衝撃波からの放射の光度曲線、偏光度、偏光角に普遍的な相関関係があるかどうかを明らかにする。発表では本研究の途中経過を報告する。

岡崎 莉帆（東北大学）
近赤外中間帯域撮像で探る銀河形成最盛期における大質量静止銀河の形成史
赤方偏移2~3の時代は、銀河形成が最も盛んに行われていた時期であり、「Cosmic noon」とも呼ばれる重要な時代である。この時代において、現在の楕円銀河の祖先となる、既に星形成を静止した大質量銀河が急速に現れたことが予測されている。これらの銀河の出現と成長を定量的に描き出し、形成過程を明らかにすることは、銀河形成論にとって重要な課題である。これらの銀河は、非常に若い星は既に寿命を迎え、比較的古い星種族から構成されるため、スペクトルにバルマーブレークと呼ばれる水素の強い段差が見られる。
そこで本研究では、すばる望遠鏡に一時的に搭載された近赤外カメラSWIMSを用いて、Y, J1, J2の3つのフィルターで撮像観測を行い、まず赤方偏移2~2.5の時代に存在する大質量静止銀河を探索して系統的なサンプルを構築した。この時代の銀河のバルマーブレークがちょうどこれらのフィルターの間に赤方偏移することから、スペクトルの段差を捉えることで候補天体をより精度よく発見することができる。これらのサンプルに対して、同時に取得したSWIMSのK1, K2, K3バンド撮像データや、HSC-SSPなどによる可視光域の測光データを使ってSEDフィッティングを行い、各候補天体の星質量や年齢、星形成率などの物理的性質を調べた。本発表ではこれらの初期成果について報告し、先行研究との比較や今後の課題についても述べる。

安達 孝太（東北大学）
遠方銀河団の近赤外線分光観測によって探る質量-金属量関係の環境依存性とその起源
銀河の星質量と金属量の間に存在する関係性は、代表的なスケーリング則の一つとして、質量-金属量関係(MZR)と呼ばれている。MZRは赤方偏移に対し単調に発展していくことや、環境依存性があることが知られている。またMZRには星形成率及びガス質量に二次的な依存性があり、その効果を考慮したより基本的なスケーリング則である Fundamental Metallicity Relation(FMR)の存在が示唆されている。これらの事実は銀河の金属量が、星形成活動や化学進化以外にも、周辺の大規模構造からのガスの流入、AGN・SNフィードバックによるガスの銀河ハローへのアウトフローなど、銀河の活動に関わる多くの要素が互いに影響し合い決定されることを示している。
このような点で、MZR, FMRの環境依存性・時間発展の調査は銀河の形成・進化に関わる物理過程に制限を与えられる可能性がある。周辺環境の影響を強く受けながら、銀河がまだ形成・進化の途中段階にあると考えられる高赤方偏移の銀河団における研究は特に重要である。しかし高赤方偏移におけるMZRの環境依存性については、観測ごとの差異が大きく、未だ明確な結論が出ていない。またFMRの銀河団環境における振る舞いについての調査・議論している研究は未だ少ない状況である。
我々はKeck 望遠鏡に搭載された近赤外線多天体分光器 MOSFIRE を用いて、z = 1.46 の銀河団 XCS2215のメンバー銀河に対して J, H バンドでの分光観測を行い、Ha輝線を検出した約30天体の星形成率・金属量について調査を行った。 結果、これらのターゲットは FMOS-COSMOS で捉えられた z ∼ 1.5 のフィールド銀河と比較して平均0.1 dexほど高い金属量を有することが明らかになった。 この傾向は星形成率が同赤方偏移の星形成銀河の主系列を下回る銀河ほど強くなり、FMRを示唆する結果となった。更にこれらのデータと ALMA band 3で得られたガス質量のデータを組み合わせ、gas regulator modelを適用することで、銀河団の中心領域に存在する銀河ではアウトフロー率/星形成率 < 0.5 となることを示した。 これはフィールド銀河のアウトフローと比較して弱く、銀河団ガスによってアウトフローが抑制されていることに起因する可能性がある。 講演ではこれらの観測結果や考えられうるシナリオについて詳細に紹介する。

西尾 恵里花（東北大学）
宇宙線による電離を考慮した星・原始惑星円盤形成・進化シミューレーション
原始惑星系円盤の進化を考える時、磁場による角運動量輸送が重要である。この効果はガスの電離度に依存している。低電離度では磁場とガスとの相互作用が弱まり、磁場が拡散し弱まることで円盤半径は大きくなる。従って原始惑星系円盤の構造や進化を考える上でガスの電離度を決めることは重要となる。
星形成領域のガスを電離するのは主に宇宙線である。これまでの研究から宇宙線による電離率を変えると形成される円盤に大きな影響があることが明らかになっている。宇宙線の電離率は磁場の構造やガスの密度分布に依存することが知られている。宇宙線の電離率分布と磁場の構造、ガスの密度分布は相互に影響を及ぼし合う為、より現実的な原始惑星系円盤の形成と進化を理解する為には非理想MHDと宇宙線の輸送方程式を同時に解く必要がある。
本研究では、磁気流体計算コードのAthena++に宇宙線輸送モジュールを追加し、現実的な宇宙線の効果を取り入れた星・円盤形成進化を計算するコード開発を行なっている。最終的には開発したコードを用いて分子雲コアから原始星コア直前まで星形成シミュレーションを行い、宇宙線による電離が星・原始惑星円盤の進化に与える影響を調べる予定である。本発表では本研究の途中経過を報告する。

尾浪 龍太郎（東北大学）
機械学習を用いたDustyな共生星探索法の開発
共生星は白色矮星と晩期型巨星からなる連星天体である。大きな特徴は赤色巨星特有 の吸収線と、通常は高温度星からのみ観測される電離輝線が同時に観測されることで ある。また相互作用により赤色巨星から白色矮星への質量降着率が高いため、最終的 にチャンドラセカール質量を超えIa型超新星になる可能性があると考えられている。 したがって共生星を研究することは、Ia型超新星の前駆天体となる天体を探る上で重 要である。しかし既知の共生星の数は予想されている数に比べ非常に少なく、あまり 研究が進んでいない現状だ。
本研究では、赤外線のカラーから機械学習を用いることで、共生星の候補となる天体 をこれまでより効率よく見つける方法を探した。その結果これまでの方法に比べ候補 天体を約1/25に絞ることに成功した。この方法を用いてWISEカタログから共生星の候 補天体を選別し、仙台から観測可能な天体を実際に観測した。その結果共生星の可能 性が高い天体を二つ発見した。本発表では機械学習の方法を用いて作った分類器につ いて説明し観測の結果を報告する。

押切 翔（東北大学）
Tomo-e Gozen 高頻度サーベイデータに基づく銀河系外Fast Optical Transientの発生率への制限
可視光突発天体のうち、超新星爆発や古典新星などの天体は、発生率の高さと数十日という長いタイムスケールから発見が容易で、研究の歴史は長い。また近年、広視野カメラで高頻度の突発天体探査が可能になったことにより、典型的な超新星爆発よりも速い光度進化を示すRapid Transientと呼ばれる天体が発見されるようになってきた。しかし、変動の時間スケールが更に短い、数時間程度での変動を示す突発天体（Fast Optical Transient, FOT）は依然観測の難易度が高いこともあり、発見数はごくわずかである。さらに、理論的な予測も難しいことから、どのような天体がどれくらい存在するのか未知である。そこで、我々は東京大学木曽観測所の105cmシュミット望遠鏡に搭載されているTomo-e Gozenカメラを用いた可視光広視野高頻度サーベイのデータを利用し、銀河系外FOTの探査を行った。このサーベイでは、約3000平方度の領域を一晩あたり4回程度、1時間程の間隔で観測しており、数時間で変動する天体を検出することが可能である。約3年に及ぶTomo-e Gozenの観測データの中から、検出期間が5日以内の突発天体を探し出し、113天体のFOT候補を選出した。これらをPan-STARRS1やZTFなど他のサーベイデータも合わせて光度曲線の比較を行い分類した結果、多くが、銀河系内の矮新星と考えるのが妥当であることが分かった。そして、銀河系外FOTに対して、タイムスケールごとに発生率の上限値を定めた結果、絶対等級が–26等級より明るい天体に対して、例えば、4時間のタイムスケールで4.4×10^–9 Mpc^–3 yr^–1、通常の超新星爆発の0.001%程度という制限をつけることができた。

村井 結太（東北大学）
低輝度超新星の初期観測で探る大質量星の爆発と星周物質の性質
重力崩壊型超新星は、恒星進化の最後に大質量星が重力崩壊することで起こる爆発である。爆発直後（数日）の明るさは主に爆発直前（数年）の星の性質で決まるが、放射のタイムスケールが短いため観測することが難しい。そのため、爆発直前の星の進化や性質は詳しく理解されていなかった。近年は高頻度突発天体サーベイによって爆発直後のデータが取られるようになりつつあることで、爆発直前の星についての研究が進められている。例えば、爆発直前の星は大規模な質量放出を起こし、周囲に高密度星周物質を形成することが示唆されている。しかし、重力崩壊型超新星の中でも特に低輝度な超新星は観測することが難しいため観測例が少なく、未だに理解されていないことが多い。本研究では、東京大学木曽観測所105cmシュミット望遠鏡などを用いることで、低輝度な超新星爆発 SN 2021gmjの爆発初期のデータを取得することができた。そこで、SN 2021gmjの撮像データを超新星エジェクタと星周物質の相互作用の光度曲線モデルと比較することで、爆発直前の星の質量放出率を推定した。その結果、赤色超巨星の典型的な質量放出率（10^-5 Msun/yr）よりも高い質量放出率（10^-3 Msun/yr）のモデルが初期の観測を再現することを確認した。さらに、極初期の分光データからも高密度星周物質による輝線が発見された。これらの結果は、一般的な明るさの超新星と同様に、低輝度な超新星でも爆発直前の星が大規模な質量放出を起こし、周囲に高密度星周物質を形成することを示唆している。

坂田 晴（東北大学）
多面重力レンズで探る視線方向サブハローによる暗黒物質モデルへの制限
標準的な宇宙論モデルでは、物質総量の85%は暗黒物質(DM)でできていると考えられている。その存在は銀河の回転曲線などから示唆されるが、物理的性質は未だ明らかにされていない。現在、いくつかのDMの候補が挙げられており、その中で最も有力なものは、cold dark matter(CDM)である。CDMモデルは大きなスケールで観測をよく再現するが、小さなスケールにおいては複数の説明できない問題が指摘されている。このことから他の候補としてwarm dark matter(WDM)、 self-interacting dark matter(SIDM)、 fuzzy dark matter(FDM)などが検討されている。
このDMモデルを検証する方法の一つとして、銀河や銀河団による強い重力レンズがある。銀河の重力レンズの観測はsmoothなレンズモデルでは説明できず、DMサブハローのperturbationを考える必要があることが知られているが、視線方向サブハローによる寄与を考えるためには単一面のレンズでは記述できず、多面重力レンズを用いることが必要になる。
本研究では、Pythonの公開コードのpyHaloとlenstronomyを用いて、多面重力レンズ系のモックデータを生成し、二次元面密度κとその相関関数ξを計算した。そして、視線方向サブハローの影響を定量的に議論するために、ξの四重極モーメントに注目した。これを各DMモデルやパラメータごとに計算し、最終的には観測と比較してDMモデルを制限することを目標とする。本発表では途中経過と今後の課題について報告する。

中村 友哉（東北大学）
軌道の重ね合わせに基づいた、恒星系動力学構造の解析
暗黒物質が支配的である矮小銀河は、暗黒物質の正体に迫るために理想的な天体である。現状では、天球上の位置と視線方向の速度情報のみと使える観測情報に乏しく、密度など力学的情報を理論と比較する際、力学的な解析が必要不可欠である。力学的解析には無衝突のボルツマン方程式を変形して得られる"Jeans 方程式"を使う方法や、重力場中で軌道を発生し、軌道を重ね合わせる"Schwarzschildモデリング"を使う方法などがある。しかし、"Schwarzschildモデリング"については、実際に矮小銀河に適用した研究例が数例しかないなど、悲しいことに研究があまり進んでいない。実際の暗黒物質の形状、観測値の再現精度、信頼性など、不明なことが依然として多い。そこで本研究では、"Schwarzschildモデリング"の再現精度を明らかにすることを主眼に、分布関数が既知である恒星系モデルを用いた軌道の重ね合わせモデルのふるまいを解析することで、研究を進めている。今回の発表では本研究の途中経過を報告する。

田村 真大（東北大学）
すばる望遠鏡広視野データによる宇宙後半生のAGNの活動性とその環境依存性
活動銀河核(AGN)は銀河とその中心のブラックホールの共進化の関係を探る手掛かりであると同時に, 銀河の星形成活動の制御において重要な役割を果たしており, AGN発現のメカニズムは銀河進化の理解のために必要不可欠である。
現在, AGN発現の主要なメカニズムとしては銀河合体が考えられているが, 合体の頻度は周辺の環境に依存することから, AGN発現の環境依存性を調べることが重要である。 しかしながら, これまでの先行研究では実際にAGNの発現に合体が重要かどうかについては結論が異なっており, まだよくわかっていない。狭帯域測光による輝線銀河の選択は投影効果が少なく, 特定の赤方偏移の環境の定義に適している。さらに, 赤い星形成活動が低い銀河は高密度領域に多く見られることから, 両者を組み合わせることで銀河環境を正確に捉えることができる。本研究では, COSMOS領域に着目し, すばる望遠鏡に搭載されたHyper Suprime Cam(HSC)の広視野の測光データと, パブリックな他波長データおよびAGNのカタログを用いて研究を行った。HSCのデータから, z ~0.9における [OIII] 輝線銀河,赤い銀河を選択し, それらの空間分布から表面数密度を計算し, AGNの割合や活動性の環境依存性を調べた。その結果, X線と中間赤外線で選択されたAGNは降着効率が高く, 合体が起きやすい中間的密度の領域に好んで現れるのに対し, 電波で選択されるAGNは前者と比べて降着効率が低く, 銀河団中心のような高密度な領域によく現れることが分かった。その一方でAGNの光度は環境によらずほぼ一定であった。中間発表ではこれらの結果から考えうるAGN発現のメカニズムについて考察する。

穂満 理生（東北大学）
すばる望遠鏡オンスカイ試験観測データを用いた補償光学における時系列解析による予測制御の研究
上空の大気揺らぎの影響をリアルタイムで補正する技術である補償光学は現代の大型望遠鏡の性能を引き出す上で必須の技術である。補償光学系は一般的に波面センサで大気揺らぎを測定して可変形鏡で補正するという構造となっているが、大気揺らぎの測定と補正の間には時間差が存在し、その間に大気揺らぎが変化することが補償光学の性能を下げる要因となっている。これに対し、過去のデータを用いてデータサイエンス的手法で未来の波面を予測することで、時間差を補償して性能向上を図る手法が提案されている。 本研究は、多変数時系列解析モデルにより、時間方向だけでなく隣接した点との空間的な相関を予測に取り入れ、大気揺らぎが風で移動することを考慮した時系列予測を行うことで大気揺らぎの測定と補正の間の時間差を高精度に補償すること、さらに観測条件が予測性能に与える影響を定量的に評価することを目標としている。 解析にはすばる望遠鏡に設置するレーザートモグラフィ補償光学系を開発するULTIMATE-STARTプロジェクトの一環で2022年までに行われたシャックハルトマン波面センサーを用いた測定実験のデータを用いた実際の測定データおよび補償光学のシミュレーションコードOOMAOにより生成した仮想の測定データを使用している。これまでの解析の結果として、特に風速の強い状況や低周波数での波面測定を行う場合において時間差の補償が効果的であることや、風速や風向のプロファイルの縮退、波面センサによる波面測定の際のノイズが補償性能を制限する要因であることが分かった。本発表においては、これらの解析の途中経過と今後の課題について発表する。

加藤 勢（東大宇宙線研）
Origin of PeV cosmic rays in the Galaxy probed with the observation of sub-PeV gamma rays
Detection of PeVatrons: astrophysical accelerators of cosmic rays around the knee energy range (~ PeV) of the energy spectrum observed on the Earth are yet to be established. The search for PeVatrons includes various astrophysical topics covering the acceleration and propagation of PeV cosmic rays and their chemical composition. It is effective to probe PeVatrons through the observations of sub-PeV gamma rays which are produced from the decay of neutral pions generated by collisions of cosmic rays and interstellar gas. So far, the sub-PeV gamma-ray astronomy has been largely developed by observatories located in the northern hemisphere. This presentation gives an overview of the current status of sub-PeV gamma-ray astronomy mainly focusing on the scientific results published by one of the northern observatories: the Tibet air shower array equipped with an underground muon detector array. The presentation also gives the prospect of sub-PeV gamma-ray astronomy to be developed by a future scientific project called ALPACA.

Suchetha Cooray (National Astronomical Observatory of Japan)
ML methods in Galaxy formation
We need to extract the maximal information about galaxy formation and cosmology from observed images of telescopes. In traditional analysis, however, we discard most of the observations due to the difficulty in handling the high-dimensional image data. With recent advancements in machine learning architectures, we can perform inference at the pixel level (field-level inference). I am developing a flexible galaxy-halo connection model that simulates galaxy field images to accomplish this. In addition, I will introduce my works and other machine learning applications used for galaxy formation studies and give an overview of the direction the field is heading towards.

Kazunari Shibata (Doshisha University)
Threats of the Sun and Superflares
When huge solar flares occur and their effects reach the Earth, the global environment and society suffer various damages. Recently, a superflare, which is 10 to 1000 times more energetic than the largest solar flare, was discovered on solar type stars similar to the Sun. We will discuss what would happen to the Earth if a superflare were to occur on the Sun, and whether superflares occur on the current Sun, based on the latest findings.

Doris Arzoumanian (National Astronomical Observatory of Japan)
The role of hub-filament systems in the formation of star-clusters with low- to high-mass stars
Observations reveal the organization of the interstellar medium into filament networks. In molecular clouds, the densest filaments are identified as the precise birthplaces of solar-mass stars, while high-mass stars form in the hubs where the filaments merge. To understand the formation process of star-clusters, it is thus essential to describe the formation and evolution of filaments and hubs and their fragmentation into pre-stellar cores, the progenitor of stars. I will present theoretical and observational studies indicating the formation of filamentary molecular clouds at the edge of expanding bubbles. I will then show observational results suggesting the role of filament coalescence and hub-filament systems in the formation process of stars from low to high masses. I will also discuss our new study proposing the formation of the Sun along a dense molecular filament. We suggest that the host filament may play an important role in shielding the young solar system from a nearby supernova explosion while intercepting the required amount of supernova ejecta to explain the observations of primitive material found in meteorites.

Sakurako Okamoto (National Astronomical Observatory of Japan)
Stellar Peripheries of Galaxies
Over the last decade, wide-field resolved star studies have shown a remarkable variety of stellar (sub-)structures in the halos of the Milky Way and M31, attesting to the fact that accretions have played an essential role in shaping their evolution. Pushing these studies to galaxy systems beyond the Local Group is crucial to increasing sample size and deriving representative trends. In this talk, I briefly summarize the recent studies of galaxy outskirts in both observations and simulations, then introduce the ongoing survey with Subaru Telescope, Subaru Near-Field Cosmology survey, targeting several Local Volume disk galaxies to elucidate the dependence of stellar halo properties. The resolved stellar photometries with Subaru/HSC reached down to 2 mag below the RGB tips and covered more than half of the virial radii of target galaxies, which enabled us to map the stellar halos and discover faint substructures around galaxies. If time permits, I also discuss future studies with upcoming projects such as Subaru/PFS, Euclid, Rubin, Subaru/ULTIMATE, and Roman, which enable great leaps in the number of systems that can have their stellar contents analyzed via their resolved star populations.

Francesco Valentino (Cosmic Dawn Center)
Cosmic Chronicles: Unveiling the Secrets of Galaxies Through Synergistic Observations
In contemporary observational astronomy, the synergy of powerful telescopes probing the entire electromagnetic spectrum is pivotal for uncovering the true nature of celestial objects. This seminar explores the distinctive characteristics of two cosmic realms using this synergistic approach: the enigmatic small, faint star-forming galaxies that may have played a major role in reionizing the universe, and the colossal, quiescent galaxies that puzzlingly appeared only a few hundred million years after the Big Bang. Grasping how the numerous population of typical young, low-luminosity, low-mass galaxies at high redshifts assemble their stars in the first phases of their life is a cornerstone of every theory of galaxy formation and has deep implications on our view of the epoch of reionization. However, severe limitations on the sensitivity and resolution of our observations have been preventing us from drawing firm conclusions. In the first part of the talk, I will report on a deep and high-resolution multiwavelength campaign with JWST, ALMA, and more facilities targeting a quintuply lensed sub-L* galaxy at z=6.072. The galaxy is resolved into at least ~15 star-forming clumps with effective radii of ~10-60 pc. Yet, the cool gas traced by ALMA reveals the presence of a smooth, but gravitationally unstable rotating disks with high gas surface densities. Due to the combination of depth and lensing, ALMA also detects relevant pockets of dust, consistent with the expected gas mass estimates of a 25% solar metallicity derived with the direct method. The combination of clumpiness and smooth rotating disk challenges current zoom-in simulations. The large gas surface densities might be at the origin of the highly clumpy structure and reduced negative feedback effect. This also offers an explanation for the quick formation of a large number of stars early in the history of the Universe, consistently with the overabundance of UV bright galaxies reported in the first years of JWST observations. In the second half of the talk, we will fast-forward to the end of the galaxy life cycle. I will present recent results on the large number of massive, quiescent galaxies that JWST now allows us to find at z>4. I will introduce a simple and effective color diagram to identify these systems even recently after their main quenching epoch, demonstrating its application to purely public data and highlighting the importance and preciousness of archives.

Toshiya Ueta (University of Denver)
目標天体の輝線分光データを自家減光補正しつつ輝線ガスの電子温度・密度を一括同定する新手法について
観測天文学において、減光は避けられない事象であり、その補正は永遠の命題と言える。しかしながら、ともすると減光は目標天体の「前景」の問題と捉えられ、減光補正は目標天体の解析とは切り離されて扱われる傾向にある。ところが、輝線天体の減光量を正しく見積るには、目標天体輝線ガスの物理状態を知る必要がある。従い、実際には減光補正とプラズマ解析は包括的に行って無矛盾最適解を求める必要がある。しかし、先行研究を紐解くと、無矛盾最適解を厳密に追求するケースは期待に反して多くはない。
一般的な減光則を用いて輝線天体分光データを補正する場合、標準波長（一般的には水素バルマーβ輝線）の青側・赤側で逆センスの補正になる。そのため、プラズマ診断で用いる輝線が標準波長の両側にまたがって分布している場合、減光量見積りの精度がプラズマ診断の精度に如実に影響を与えることになる。日常的に多波長分光データを扱うようになった昨今、これは由々しき問題になりかねない。
そこで我々は、最低5本の水素再結合線を検知できれば、目標輝線天体の分光データから、目標天体視線方向の減光量（c(Hβ); 天体周辺、星間、銀河間由来すべて含む）と規格化された選択減光（Rv）、並びに、目標天体輝線ガスの電子温度（Te）と電子密度（ne）を一括同定する方法を開発した。ここに提案する方法では、減光補正とプラズマ解析の相互依存性からc(Hβ)とRvをTeとneの関数と表すことにより、減光補正とプラズマ解析の無矛盾最適解を求めることが可能となる。特に、自家分光データのみから目標天体視線方向のRv値をも求められる、という点は画期的である。
ランダムモデルを用いた検証により、輝線強度の観測精度が数%の場合、c(Hβ)とRvは10%程度、Teは数%の精度で解が求められることが示された。neの精度は、水素輝線がそもそも電子密度にセンシティブな輝線ではないために劣るが、この方法で決まるTeと他の密度診断輝線によるプラズマ解析を組み合わせれば、数%の精度で求められる。この新手法は、惑星状星雲のプラズマ解析精度の向上を動機として開発されたが、得られる輝線が少ないような暗い遠方の輝線天体にこそ有益な手法と思われるため、この機会に紹介させていただきたい。
この研究は2023年度の国立天文台(大学支援経費)「委託研究」事業の支援を受けて行われている。