＊＊＊＊＊＊＊＊2007年度の談話会（終了した分）＊＊＊＊＊＊＊＊

第104回：　4月26日（木）　　池田紀夫　 (東京大学・天文センター)

「　近傍巨大分子雲における分子雲コアサーベイ：IMFの起源について　」

" Dense Core Survey toward Nearby Massive Star and Cluster Forming Giant Molecular Clouds:
　　Origin of the Initial Mass Function "

星の進化はその質量で決定するため、星の初期質量関数(IMF)の起源は、 天文学において重要な未解決問題の一つである。 IMFの起源を明らかにする上で有用な方法の一つに、 分子雲中の高密度領域であり、星形成の直接の現場だと考えられている 分子雲コアを研究することが挙げられる。 特に、コア質量関数(CMF)がIMFの形成に関して情報を持っていることが予想される。

我々は近傍巨大分子雲Orion A, Orion B, Cepheus OB3において、 野辺山４５m鏡とBEARSにより、H13CO+(1-0)分子輝線を用いたマッピング観測を行った。 過去に無い広域、高分解能、高感度のデータから、clumpfindを使いコア同定を行った結果、 Orion Aで236個、 Orion Bで98個、Cepheusで31個の高密度コアをカタログすることが出来た。 同定したコアの大多数は、３GMC間で共通の性質を示す。 またいずれのコアもビリアル平衡にあり、将来星形成を起こすことが期待できる構造である。

得られたH13CO+ CMFには、観測限界2 Msunに比べ十分大きい5-10 Msunにturnoverが存在するが、 視線方向にコアが重なるconfusion効果を補正することにより、このturnoverは消えて 単一のベキ乗則で表されることを初めて定量的に示した。 さらに、二重星形成を考慮したモデルによりCMFからIMFを予想すると、 観測されているIMFと良く一致した。 この事実は、IMFの起源を検証することと、密度10^4-5 cm^-3程度の コア形成過程を明らかにすることは同値であることを意味するが、 現在議論されているコア形成過程の内、turbulent fragmentationが 我々の結果と最も調和的である。

第105回：　5月17日（木）　　西山正吾　 (国立天文台)

" Near-infrared photometric and polarimetric survey of the Galactic center "

南アフリカ1.4m望遠鏡IRSFと近赤外線カメラSIRIUSを用いた銀河系中心領域の サーベイ観測によって得られた成果について報告します。 2MASSより2-3等深い限界等級のおかげで、中心領域のバルジにある レッドクランプ星が検出できました。この星を標準光源とすることにより、 銀河中心までの距離やバルジの構造、星間減光則についての 精度のよい研究が可能になりました。

また最後に、現在進行中の同領域の偏光サーベイについてお話します。 10平方度、100万個以上の点源の偏光観測により、 中心領域の磁場構造の解明を目指しています。 解析の途中経過と今後の計画について簡単に述べます。

第106回：　5月31日（木）　　左近 樹　（東京大学）

「　系内及び近傍銀河における星形成活動と赤外PAH放射の性質　」

" Infrared Properties of PAH Features at the Star-Forming Sites in the Milky Way and in Nearby Galaxies "

UIRバンド放射に関する研究は、ヨーロッパ赤外宇宙天文台(ISO)や 日本の赤外線宇宙望遠鏡(IRTS)による宇宙からの赤外線分光観測が 可能になって以降大きく進展し、系内のHII領域、反射星雲、惑星状 星雲、post-AGB星周、銀河拡散光をはじめ系外銀河の赤外スペクトル に極めて普遍的に見られることが報告されている。地上の実験室系 での研究や量子化学計算の研究から、これらのバンドが芳香族炭化水素 (Polycyclic AromaticHydrocarbons : PAH)を含むダストによって担わ れると考えられている。PAHは可視から紫外線域のphotonを吸収し、 分子内のC-CあるいはC-Hの格子振動モードに対応する多数の赤外光子 にを用いてエネルギーを解放する。そのバンドの強度比や中心波長位置、 形状は、周囲の物理環境や、PAHの分子構造、サイズなどによって変化 することが想定される。したがって、実際の星間・星周環境における UIRバンドの系統的な変化と対応する物理環境の差異を同定する試みは、 普遍的なUIRバンドを星間物理環境診断の有効な道具として応用するため にも極めて重要である。
本談話会では、最近のすばるCOMICSによる地上観測やAKARIによる衛星 観測結果を含めて、星形成活動にかかわる物理環境とUIRバンド放射の 性質、及びその応用的な物理環境診断の可能性について紹介する。

第107回：　6月 6日（水）　　Michael Strauss (Princeton University)

" High-redshift quasars; Properties, clustering and reionization "

The Sloan Digital Sky Survey has carried out a comprehensive survey of high-redshift quasars. I will discuss recent results from this survey, including: - Studies of the physical properties of the highest-redshift quasars, seen at an epoch when the universe was less than one billion years old; - Measurements of the clustering of quasars, which allows us to determine the mass of the dark matter halos in which they are found; - Measurements of the reionization history of the universe, as measured by the Ly alpha absorption spectrum of quasars.

第108回：　6月14日（木）　　高木　俊暢　（宇宙研）

「　多波長サーベイで探る大質量銀河の進化：赤外線-サブミリ銀河のSED解析　」

" Studying evolution of massive galaxies with multi-wavelength surveys: SED analysis of infrared--submillimetre galaxies "

赤方偏移z~2で大量に見つかっている大質量銀河では、大規模な 星生成活動 (100--1000Msun/yr)が観測されている。これら、大質量の星生成銀河は、 大量のガス・ダストを含んでおり、赤外線で最も明るい。その最も極端な 例は、サブミリ波サーベイで見つかっているサブミリ銀河である。これら サブミリ銀河は、近傍の超高度赤外線銀河の単なるスケールアップなのか、 それとも銀河形成期に特有の性質を持っているのか？本講演では、銀河の 星・ダストからの放射をカバーする銀河のスペクトル・エネルギー分布 (SED) モデルを用い、多波長サーベイ観測による、サブミリ銀河、及び、赤外 線銀河の 解析を中心に紹介する。また、「あかり」衛星による大規模サーベイの 初期 成果と、期待される結果についても紹介したい。

第109回：　6月21日（木）　　橋本しをり　 (東京女子医科大学)

" Pathophysiology of acute mountain sickness : Maladaptation to high altitude (hypoxic and hypobaric environment) "

低圧低酸素環境である高所への移動により心血管系、神経系、 内分泌代謝系、免疫系にはダイナミックな変化が生じる。 近年、登山は健康維持のための生涯スポーツとしての役割が注目されているが、 高所関連疾患は8000m峰のみならず富士山や日本アルプスなど日本の山々でも発症するので、 臨床上重要である。
私はこれまでに、ブータン・セプチュカン峰(5200m)、中国天山山脈・トムール 峰（7435m）、パキスタン・ガッシャーブルム２峰（8035ｍ）、中国チベット・チョーオユー峰（8201m） チョモランマ峰（8848m）などにおける登山活動、 あるいは国立スポーツ科学センターなどの低圧低酸素室での高所順応トレーニングを通じて、 高所環境が生体機能に与える影響について解析を行ってきた。
今回これらの解析結果を中心に高山病の病態生理および臨床症状について概観するとともに、 高所滞在中の実際的な注意点とその対応法について紹介する。

第110回：　6月28日（木）　　岩田　生　(国立天文台／岡山)

「　赤方偏移5から3でのライマンブレイク銀河の進化：宇宙最初の20億年での銀河形成への示唆　」

近年の初期宇宙(z>2)における銀河の研究は目覚ましい進展をとげてきたが、 銀河形成過程の総合的な理解のためには、異なる時代に観測された銀河を 比較し進化の道筋を理解する必要がある。このような目的のもと、 私たちは赤方偏移5(宇宙年齢およそ12億年)のライマンブレイク銀河 (LBG)のサーベイを二つのブランクフィールド(Hubble Deep Field-Northを 含む)に対して行い、過去に多くの研究がなされている赤方偏移3(宇宙年齢 およそ20億年)の銀河と比較を行った。
すばるSuprime-Cam、FOCAS、Spitzer / IRACなどでの観測から得られた結果として、
(1) UV光度関数のdifferentialな進化
(2) ライマンα輝線透過幅の強いUV光度依存性
(3) SED fittingによる星質量の推定
といった内容をお話ししたい。

" Evolution of Lyman Break Galaxies from z=5 to 3: Implications for Galaxy Formation in the First 2 Gyr of the Universe "

The past decade has seen great advances in our understanding of galaxies in the early universe (z>2). However, to obtain a comprehensive view of the galaxy formation process, we need to connect galaxies at different epochs and find their evolutionary sequence. With this goal in mind, we have carried out a survey of Lyman break galaxies (LBGs) at redshift around 5 (cosmic age ~1.2 Gyr) for two blank fields including the Hubble Deep Field-North, to compare those galaxies with LBGs at z~3 (cosmic age ~2 Gyr) which have been extensively studied. I will present some results from observations for this project using Subaru/Suprime-Cam, FOCAS, Spitzer/IRAC etc. Major topics will be:
(1) differential evolution of UV luminosity function,
(2) strong dependence of Ly-a equivalent widths on UV luminosity, and
(3) stellar mass estimates based on SED fitting using Spitzer/IRAC data.

第111回：　7月 5日（木）　　江草　芙実　(東京大学・天文センター)

「　近傍渦巻銀河の星形成時間とパターン速度　」

" Star formation timescale and pattern speed in nearby spiral galaxies "

パターン速度とは、渦巻銀河の渦状腕もしくは腕を形成する銀河円盤の重力ポテンシャルが 回転する角速度として定義されている。この値と銀河回転速度から様々な共鳴点が決まるので、 銀河力学の理論を観測と比較して理解するのに重要なパラメータである。しかしパターン速度 は実際に物質が運動している速度ではないので、観測から直接測定することはできない。
一方星形成時間とは、分子雲から星（ここでは特にOB型星）ができるまでの時間で、これも 重要な物理量だが観測から直接測定することはできない。
今回は、この2つのパラメータを決める既存の方法と比較しながら、我々が新たに提案している 方法の内容とその適用結果、そしてそこから得られた示唆について紹介する。

第112回：　 9月13日（木）　　市川　隆　（東北大学）

「　GOODS-N領域における低恒星質量銀河のクラスタリング進化　」

" Clustering evolution of low stellar-mass galaxies in GOODS-North region "

MOIRCSグループはGOODS-North領域において、JHバンドでこれまでで最も深く広 いMOIRCS Deep Survey(MODS)プロシジェクトを推進している。
今回は、HUDFを含 む24.4 arcmin^2の領域で限界等級K=25(AB)の銀河について、z=1-4における銀河 のクラスタリングの進化の結果について紹介する。特にこのz範囲における低恒 星質量(10^[9-10]太陽質量)銀河の進化については今回初めて得られたものであ り、銀河系や、M33など近傍にある比較的小さな銀河の先祖に相当する銀河の分 布が明らかになった。南極望遠鏡による今後の展望についても紹介する。

第113回：　 9月20日（木）　　山野井　瞳　（天文台・総研大）

" The Galaxy Luminosity Functions down to M=-10 in Nearby Clusters "

矮小銀河は銀河団メンバーの中で最も多く存在する銀河であり、 銀河団の形成や進化に強く結びついていると考えられる。 しかし、銀河団中の非常に暗い銀河(例えば明るさがM=-10程度)は、 観測が困難なため、これまであまり明らかにされていなかった。 暗い銀河の特性を明らかにするために、私たちは、近傍銀河団である うみへび座銀河団(z=0.0126)とかみのけ座銀河団(z=0.0231)について深い撮像データ を得た。それぞれの銀河団の銀河光度関数は、-20＜M＜-10にも及び、これまで 知られていた明るい側での傾きより、暗い側での傾きがやや急になる傾向が 見られた。 今回得られた光度関数をもとに、光度関数の傾きに影響を与える要因、 また銀河団における矮小銀河の特性などを議論する。

第114回：　10月11日（木）　　玉内 朱美　(Friedrich-Schiller-University Jena)

" Experimental Mid-Infrared Spectroscopic Extinction Measurements of Agglomerate Dust Grains in Aerosol "

Currently, observed spectra are compared mostly with the theoretical calculations, which are assumed simple geometrical models (e.g. spherical or ellipsoidal shapes) for spectral analysis in the infrared wavelength region. Predictions based on these calculations are uncertain because in reality the grain shape might be irregular.
So far, laboratory measurements on real particle ensembles have not been able to provide exact band profiles for a direct comparison due to the use of an embedding medium (e.g. KBr) in the sample preparation, which changes the band profile substantially by the influence of its electromagnetic polarization. Consequently, Jena lab group has been adopted the aerosol technique to measure extinction spectra of free flying particles relevant to astrophysical materials such as silicates, corundum, spinel, and rutile in the mid-infrared region (2-25 microns) with special attention to the morphological effects (size, shape, and agglomeration). I present the experimentally obtained extinction spectra via the aerosol technique and compare with HD113766 (Vega-type star) and g Her & V 1943 Sgr (AGB stars).

第115回：　10月18日（木）　　小林 千晶　（国立天文台）

「　Ia型超新星の新モデルと宇宙の超新星頻度史　」

" Progenitors of Type Ia Supernovae and Cosmic Supernova Rate History "

II型超新星は大質量星の重力崩壊によって生じるのに対し、Ia型 超新星は白色矮星の熱核爆発によって生じ、寿命が長いので楕円銀河で も観測される。親星は、白色矮星と低質量星の連星系と考えられ、我々 のシナリオでは、白色矮星が安定的に質量を増すのに白色矮星からの星 風が重要である。そのため、親星の金属量も重要で、太陽の10分 の1より小さいとIa型超新星が極めて起こりにくいという 金属量効果がある。新たに最近、はぎとり効果を考えると、伴星の質量 が6Msun程度までのびるうることが示された。Ia型超新星 の寿命は伴星の質量によって決まり、0.1Gyrから20Gyrま で幅広く分布し、伴星の進化段階に応じてダブルピークをもつ。金属量 効果があれば、銀河系の化学進化を説明することができる。さまざまな タイプの銀河における超新星頻度にも矛盾しない。宇宙全体の超新星頻 度史の予測を示し、今後の観測に期待する。

第116回：　10月25日（木）　　Cecilia Ceccarelli　（Laboratoire de Astrophysique de Grenoble /France）

" H2D+: a light from the dark places, where all other lights fail "

There are cold places in the Universe that elude the usual way of detection, namely detection by means of CO line emission (or absorption). These are the places where matter is　so cold (temperature less than about 20 K) and dense (density larger than about 10^5 cm^-3)　that all heavy-elements bearing molecules freeze-out onto the dust grains and disappear from the gas phase. At least three classes of objects share the above characteristics:

1) the center of the condensations, from which solar type stars are born;
2) the equatorial plane of the protoplanetary disks, where planets form;
3) the hypothesized cloudlets in galaxies, where a substantial fraction of the dark baryonic matter might be stored.

Probing the matter in these three classes of objects has long been a challenge. Only recently, with a renewed comprehension of the chemistry leading to the molecular deuteration, i.e. the formation of molecules containing deuterium rather than hydrogen, a new method has been identified: the fundamental lines from the deuterated forms of the most abundant molecular ion in those regions, H3+. Of those, the H2D+ line at 372GHz is by far the easiest, even thoughnot so easy, to observe. I will present the recent progresses in the theoretical and observational studies of the H2D+ 372 GHz line in the three classes of objects listed above, and show the huge diagnostic value of this line which promises to have the same role played by CO lines to study warmer molecular regions.

第117回：　11月 1日（木）　 井上　昭雄　（大阪産業大学） ※講演内容のPDFファイル※

「　銀河の電離光子脱出率　」

" The escape fraction of ionizing photons from galaxies "

宇宙再電離における銀河の役割を考えると、電離光子脱出率が重要な 物理量となっていることに気づく。例えば20--30%の脱出率を 仮定すれば、z=6のQSOスペクトルやWMAPから制限されている時期に 宇宙再電離が自然に起こる。一方で、このような電離光子脱出率の 妥当性を我々は検証しなければならない。理論的には、銀河内の電離 光子輸送問題として定式化されるが、結果は仮定する星（光源）と ガス（媒質）の分布に強く依存してしまう。観測的な制限が必要である。
ここ数年、我々を含む複数のグループにより、銀河からの電離光子 フラックスの直接測定が試みられている。それらの結果と、 QSO吸収線系の観測から制限されている電離光子背景放射強度を 比較検討すると、高赤方偏移銀河ほど平均的に大きな電離光子脱出率 を示すことが見えてきた。今後、この傾向を銀河進化論の枠組みで 理解することが重要となろう。

第118回：　11月 8日（木）　　村岡　和幸　（東大・天文センター）

" Dense gas property and star formation in the nearby barred spiral galaxy M 83 "

星形成を支配する"則"を理解することは、銀河進化を解明する上でもたいへん重要である。 その手がかりの一つとして、HCN/CO比と星形成効率（単位ガス質量あたりの星形成率）の 定量的な相関が明らかになってきている。これは、全分子ガス中における高密度ガスの 存在割合（いわゆるdense gas fraction）が星形成効率を支配しているというものである。 しかし、これは系外銀河の中心領域のみで得られた知見であることに注意する必要がある。

そこで、この議論を銀河の円盤領域にまで拡張すべく、近傍の棒渦巻銀河M83において dense gas fractionと星形成効率の相関を調べた。HCN輝線は比較的強度が弱く、円盤領域では 検出が難しいため、CO(3-2)/CO(1-0)比をdense gas fractionのトレーサーとして用いた。 CO比と星形成効率の間には一定の相関が見られ、dense gas fractionが星形成効率を 支配するという描像は銀河の円盤領域においても成立することが明らかになった。 ただし、CO比には温度依存性やガス密度に対する飽和など、HCNに比べて弱点が多いことも 同時にわかってきた。今後は、他の銀河への適用や、13CO(1-0)輝線などの追加による dense gas fractionの見積もり精度の向上、といった展開が考えられる。

第119回：　11月15日（木）　　松田　有一　（京都大学）

「　高赤方偏移宇宙の巨大水素ガス天体　」

" Ly-alpha blobs in the high-redshift universe "

巨大水素ガス天体(Ly-alpha blob)は高赤方偏移宇宙で見つかってきた 水素のLy-alpha輝線で非常に大きくひろがった(〜100 kpc)天体である。 巨大水素ガス天体のひろがった輝線ガス雲の発生メカニズムとしては、 (1)放射冷却にともなう周囲からのガス降着、(2)大質量星、AGNによる 周囲のガスの光電離、あるいは(3)銀河風による周囲のガスの衝撃波 加熱が関係しているのではないかと考えられている。つまり、巨大水素 ガス天体は、銀河の形成、進化と周囲の環境との相互作用がどう結び 付いているかを解明していく上でとてもユニ−クなサンプルであると 言える。今回は、ここ数年、私たちがすばる、Keck、JCMT、SMAを用いて 行ってきた、SSA22天域 赤方偏移z=3.1の原始銀河団とその周囲の領域に おける巨大水素ガス天体の研究結果を紹介する。また、現在解析中の すばるを用いた3平方度にわたるz=3 広視野巨大水素ガス天体探査の 初期結果についても紹介したい。

第120回：　12月 6日（木）　　川口　俊宏　（青山学院大学）

「　狭輝線セイファート1型銀河に付随する分子ガス　」

" Molecular Gas in Narrow-Line Seyfert 1 Galaxies "

現在急速にブラックホール質量が増加中である狭輝線セイ ファート1型銀河が近年、注目を集めている。この種族の 観測的特徴を紹介した後、我々が野辺山ミリ波干渉計と Rainbow干渉計を用いて行ってきたCO(1-->0)輝線の観測結果 を示す。分子ガス質量は、星質量の最大4割に及ぶものの、 星形成効率(~0.1)を考慮すると、バルジ質量は現星質量の たかだか5%しか10^{8}年以内で増加しないことがわかった。 銀河と巨大ブラックホールの共進化は、「バルジ成長の後に ブラックホール質量成長が起こる」、あるいは、「1回毎の 成長量はわずかずつの進化が多数回に細切れになって起こる」 などのシナリオが支持されることがわかった。

第121回：　12月17日（月）10:30am-　　Tushar Prabhu　（Indian Institute of Astrophysics）

" Himalayan Sites for Astronomical Observatories "

The Great Himalayan Range is formed by the collision of Indian sub-continental plate with the Eurasian plate. The buckled Indian plate forms the mountain range reaching over 8 km in altitude whereas the plate slips under the Eurasian plate to the north giving rise to the high altitude Tibetan plataeu which reaches an average altitude of 4.3 km at the Changthang region in India and China. The hills and mountains of 1-2 km altitude rising over the plateau provide large tracts suitable for high altitude astronomical observatories.

The Himalayas and the Tibetan plateau cause the monsoon rains in India. However, the most of the rain clouds moving from south to north, precipitate over the Himalayas and the Tibetan plateau has a large number of clear days and nights. The Changthang region is dry, cold, high altitude site with low atmospheric aerosols, making it an ideal site for astronomy in the near-ultraviolet, optical, infrared, sub-mm and mm-wave astronomy, as also for atmospheric Cerenkov technique gamma-ray experiments.

Indian Institute of Astrophysics has set up a remotely controlled 2-m optical-infrared telescope at Mt Saraswati, Hanle (4500 m altitude) and is currently commissioning a high-altitude gamma-ray observatory (4300 m altitude). Site characterization activities are initiated for a 2-m class solar telescope. There are plans to build a 8-10 m class optical-infrared telescope. China has undertaken site characterization in the adjacent region of Ngari.

Characteristics of the site, geographical description and the current facilities are described in the talk.

第122回：　12月20日（木）　　年吉　洋　（東大生産研）　※講演内容のPDFファイル※

「　ＭＥＭＳアクチュエータの光学応用　」

" MEMS Actuators for Micro Optics "

Microelectromechanical approach has found a wide range of applications in the field of micro optics thanks to the large optical effect generated by the mechanical motions, compared with that of the conventional solid-state devices. For instance, angle change of micro mirror can steer a reflected light in free space, which could be used in the optical crossconnect and image projection display.
Yet smaller mechanical motion in a sub-micron scale can also be used for wavelength filtering when it is implemented as a tunable Fabry-Perot interferometer. Even nanometric motion could have significant influence in optics in the near field region. Figure 1 summarizes typical optomechanical modulation that could be realized by the micro-electro-mechanical systems (MEMS). Considering the variations of mechanical actuators, there are a plenty of room in micro optical demonstration.
Amongst the recent research activities, we give three points of view to utilize the MEMS technology in optics:
(1) for making small fiber optic components that are compatible with the wavelength division multiplex (WDM) system,
(2) for making compact medical instruments such as fiber endoscope, and
(3) for making image projection display. In this seminar, we report optical MEMS examples in each topic.

第123回：　 1月17日（木）　　猿楽　祐樹（東大・天文センター・木曽観測所）

" Morphologies of cometary dust clouds "

彗星から放出されたダストは、サイズ、放出速度、放出時刻などの条件の違いによって、 異なる軌道をとる。さらに、放出率、観測時の幾何学的条件の違いにより、様々な形状の ダスト雲が観測される。ダストのサイズ分布、放出速度、放出率をパラメータとしてダス ト雲の輝度分布のシミュレーションを行い、観測画像と比較することで彗星活動の履歴を 調べることができる。本講演では、特徴的なダスト雲の形状と、そこから推測される彗星 活動の様子について紹介する。また、木曽観測所で行っているダストトレイルのサーベイ 観測についても紹介する。

第124回：　 2月 1日（金）　　James Gunn (Princeton University)

" SDSS-III: A Proposed Massive Spectroscopic Survey Addressing Large-scale Structure and Dark Energy, the Composition, Structure, and Kinematics of the Galaxy, and the Frequency and Distribution of Systems Containing Short-period Giant Planets "

This Talk will outline the proposal for an ambitious 6-year extension of the Sloan Digital Sky Survey. It consists of 4 parts:

1. BOSS, which will obtain redshifts for 1.5 million luminous elliptical galaxies in the redshift range 0.3-0.8 and 160,000 quasars in the redshift range 2.2-3. The data will be used to obtain accurate determinations of the luminosity distance and Hubble parameter over those redshift ranges, which will place powerful constraints on the properties of dark energy.



2. SEGUE-II, which is a continuation of the present SEGUE project, and will obtain spectra of 350,000 stars in the old disk, thick disk, and halo of the Galaxy, from which can be obtained accurate radial velocities, metallicities, temperatures, and gravities. The data will be used to attempt to understand the formation history of the old parts of the Galaxy.



3. APOGEE, which is a high-resolution infrared spectroscopic survey of about 100,000 K giants in the galactic disk and thick disk, which covers the entire Galaxy. These spectra will be used to obtain very accurate radial velocities (and hence kinematics) and accurate and detailed chemical abundances throughout the galactic disk.



4. MARVELS, which is a multi-object, multi-epoch spectroscopic survey with very high radial velocity precision (~10m/s) of 11,000 stars brighter than 12th magnitude, to find planetary systems with giant planets in the period range from a few days to about two years, in a way which is as unbiassed as possible by the characteristics of the parent stars.