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東邦大学理学部
物理学科 宇宙物理学教室

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研究紹介

 
宇宙は、微視的スケールから巨視的スケールにわたる多くの物理過程が複雑に絡まり合いながら成り立っています。我々の宇宙・素粒子教室では、これらを考慮しつつ、中性子星、ブラックホールといった高密度天体、 銀河・銀河団などの大規模構造、宇宙全体の進化などについて理論研究を行っています。また、2015年9月についに初検出がなされた重力波の観測や、さまざまな波長の電磁波観測に関する研究も行っています。

数値相対論

一般相対性理論の基礎方程式であるアインシュタイン方程式は大変複雑な方程式であり、特別な場合については厳密に解くこと不可能です。そこで、ブラックホールや中性子星のような興味深い天体の形成・合体といった過程を理論的に明らかにするには、コンピュータ シミュレーションにより方程式を解く必要があります。例えばブラックホール形成の現場で起きていることを、コンピュータ上で再現してその解明に挑むわけです。宇宙・素粒子教室では、様々な物理過程(輻射輸送、流体力学、電磁気学、原子核物理学、素粒子物理学)を組み入れた最先端のシミュレーションによって、これらの現象の解明に取り組んでいます。

重力波源を探る

重力波源を探る

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重力波は光速で伝わる時空の歪みであり、アインシュタインの予言からおよそ100年来の宿題でしたが、2015年9月、米国の研究グループが初めてその直接検出に成功しました(ガリレオの部屋:ついに解かれたアインシュタインからの宿題)。
重力波検出器の開発は日本でも推進されており、宇宙を重力波で観測する「重力波天文学」の時代がはじまろうとしています。その際、重力波は 極めて微弱なので、どのような波形の重力波が到来する可能性があるのかを理論的に予測しておくことが観測の際に重要になります。
我々の研究室では、もっとも有望な重力波源である2つの中性子星からなる連星中性子星、およびブラックホールと中性子星からなるブラックホール・中性子星連星の合体の数値相対論シミュレーションにより、合体時に放射される重力波波形の理論予測を行っています。

ガリレオの部屋:ついに解かれたアインシュタインからの宿題

ブラックホール形成過程の解明

ブラックホール形成過程の解明

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太陽の数十倍を越えるような非常に重い恒星は、自身の重力によって重力崩壊し、その最期にブラックホールを誕生させると考えられています。特に重力崩壊前の恒星が高速に回転している場合には、ブラックホールとともに高温・高密度の降着ガス流がブラックホールの周囲に形成されると期待されます。このようなシステムは、宇宙最大の爆発現象であるガンマ線バーストを発生させるのではないかと予想されています。また、重力波源である中性子星連星が合体した場合にも、ブラックホールとそのまわりの降着流が形成される可能性があります。我々の研究室では、重力崩壊および連星合体によるブラックホール形成の理論的研究とガンマ線バーストの発生機構の探求を進めています。

重元素の起源

重元素の起源

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つい最近まで、金やプラチナ、ウランといった重い元素は恒星がその進化の最期に起こす超新星爆発に伴って作られ、宇宙空間にまき散らされたと考えられてきました。しかし、最新の理論・観測的研究に照らすと、超新星爆発はこれら重元素の起源ではないらしいことが示唆されています。代わって注目を集めているのが、重力波源でもある中性子星連星の合体です。金やプラチナ、ウランなどの重元素は、連星合体の際に膨大な量の放射能として誕生するので、そのエネルギーで明るく輝くと期待されています。重力波検出では、重力波以外のシグナルが 同時に観測されたほうが信頼性も高まるため、重元素の起源は重力波観測の観点からも注目を集めています。我々の研究室では、重元素の起源を探るとともに、来る重力波検出にも貢献するべく研究を進めています。

原始銀河の形成

銀河が形成されるためには、ガスが内部エネルギーを放出しながら冷却・収縮することが必要であり、特に重元素量が少なかった初期宇宙では、水素分子の振動・回転準位間の遷移が本質的なエネルギー放出過程であったと考えられます。このため、原始銀河形成の効率は、水素分子の形成・破壊のバランスによって強く制御されますが、これは周囲の環境(温度、輻射の強さなど)に複雑に依存します。我々は、原始銀河のダイナミクス、水素分子の非平衡化学反応、光子の輻射輸送、を取り入れた輻射流体シミュレーションを用いて、この過程を明らかにするための研究を行っています。

銀河団の形成と進化

銀河団は、現在の宇宙における最大スケールの自己重力系であり、宇宙初期における密度ゆらぎの性質を最も直接反映している天体であると考えられます。同時に、銀河団は100を超える銀河の集合体でもあるので、宇宙の星形成史を解明する上でも重要な天体です。我々は、銀河団の力学進化、高温ガスの加熱・冷却、星形成などの諸過程を統合し、さまざまな観測事実を説明するための理論の構築を進めています。

銀河団の多波長観測

近年、遠方宇宙の研究手段として、Sunyaev-Zel'dovich(SZ)効果と呼ばれる現象の観測が注目されています。SZ効果は、銀河団に付随する高温プラズマが宇宙マイクロ波背景放射光子を散乱し、背景放射スペクトルに歪みを生じる現象であり、これを用いればX線や可視光よりもさらに遠くの天体の観測が可能です。我々は、日米欧がチリに建設した大型ミリ波サブミリ波干渉計(ALMA)などを用いた、SZ効果の観測を行っています。また、アメリカの赤外線衛星Spitzer、日本のX線衛星Suzakuなどを利用した、多波長における銀河集団の観測を行っています。

サブミリ波検出器の開発

サブミリ波長帯は、検出技術が未発達であるため天文学において未開拓な波長帯です。我々は、国立天文台において進められているサブミリ波検出器の開発に参加し、特にボロメータ冷却装置の完成に貢献してきました。また、さらなる検出精度向上(高感度化、多画素化)を目指して、超伝導素子を用いたサブミリ波カメラの開発にも携わっています。