口径合成によるメーザー源の時間変動の観測

SKA に向けて

岐阜大学　高羽　浩

東アジア VLBI 網の 22GHz• 日本　　野辺山 45m 、鹿島 34m 、　　高萩、日立、つくば、山口 32m 、　　 VERA20m× ４　　北大、岐阜大 11m 、水沢 10m• 韓国　　 KVN20m× ３＋測地 20m• 中国　　上海 65m ＋ 25m 、ウルムチ 25m

＝＞有効開口面積は 16,000m2 　＝＞　 130mφ クラス

VLBA25m×10 ～ 79mφ より上、 VLA25m×27 ～ 130mφ に匹敵！

メーザー電波源

• OH （ 1.6GHz ）　　星形成領域、晩期型星、銀河中心• CH3OH （ 6.7GHz 、 13GHz ）

　　星形成領域• H2O （ 22GHz ）

　　星形成領域、晩期型星、銀河中心• SiO （ 43GHz 、 86GHz ）　　星形成領域、晩期型星

水メーザー電波源

星生成領域の濃いガス質量放出している晩期型星銀河中心核の回転ガス円盤

１）水素分子との衝突で励起２）同じ視線方向に運動しているガスで増

幅

晩期型星の進化

１）ミラ型変光星　　　光で見える２） IRC/AFGL 天体　近赤外、中間赤外線で検出３） OH/IR 天体　　　　遠赤外線、 OH メーザー

で検出

＝＞　進化過程を反映　　　　質量放出率増大、長周期化

IRAS の２色図で見る晩期型星の進化

低温

高温

Mira

IRC/AFGL OH/IR

メーザースペクトルの速度

• SiO メーザーは星の数倍半径の乱流雲から放射

　　ガスが多いシェル方向にビーミング、星の速度を反映

• 水メーザーは密度一定の領域で励起され、星の進化と共により遠くから放射されるようになり、

　 IRC 天体以降ではビーミング効果で２つに分かれる

メーザー放射領域

　　　　　 OH

　　　　　 H2O

SiO

星

晩期型星水メーザースペクトルの進化

ミラ型星　　　　　 IRC/AFGL 　　　　 OH/IR

ダブルピークのスペクトルの特徴

• 統計的に調べると、ブルーシフト成分が強い天体が多い！

Red shift excessBlue shiftexcess

Takaba et al., 1994 PASJ

Red Shift 成分が弱い理由は？Blue Shit 成分は星の電波を増幅？Red Shift 成分は星の向こうからやってくる

　　星によるブロッキングで弱くなる？　　　　＝＞脈動による長時間変動は？

　　星周ガスによる散乱で弱くなる？　　　　＝＞短時間変動は？　　　　＝＞ VLBI ではシンチレーションで

分解？

6 ヶ月で Red Shift 成分が大きく変化＝＞星の脈動によるブロッキングの効果？

鹿島 34m 鏡による観測　　長時間変動の例

six

短時間変動の例

１０分間で Red Shift 成分が変化？ベースラインのゆがみ？

Blue シフト成分で自己相関と相互相関を合わせるとRed Shift 成分は相関強度が低い　＝＞構造が分解？シンチレーションで強度低下？

VLBI による観測例（鹿島ー野辺山）

開発すべきソフト• VLBI ：シンチレーションの影響の評価ソフト　　　積分時間による相関強度の変化を見る　　　基線ごとの分解の違い• 単一鏡：口径合成と時間変動の表示ソフト　１）多数の望遠鏡データの口径合成ソフト　　　 S/N に応じた重みづけで加算平均　　　キャリブレーションをしっかり！　２）速度成分毎の時間変動を見るソフト　　　ダイナミックスペクトラムの表示　　 VLBA,VLA,VERA のアーカイブデータで？　

SETI へ• メーザー電波源は背景の電波を増幅する• 近くにメーザー電波源があったら？　

SKA で！　

東アジア望遠鏡を使うと

• VLBI で晩期型星水メーザー源を調べる　＝＞　 Blue Shift 成分の増幅は？　　　　　 Red Shift 成分の穴は？　　　　　シンチレーションの影響は？　　　　

• 自己相関を合成し、口径 130m の望遠鏡を作る　＝＞　メーザースペクトルの時間変動の検出

　　　　　星周ガスの物理の解明へ

星形成領域では

• 短時間変動の検出　　 Interstellar Scintillation の検出　　　＝＞星間ガスの物理（電離度、速度等

）

• 長時間変動の検出　　 VLBI によるマッピングと並行して観測　　　＝＞高密度ガスの３次元運動の検出