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

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 IRC/AFGL OH/IR Mira 高温

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/AFGLOH/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！ Blue shift excess Red shift excess 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？

鹿島34m鏡による観測 　　長時間変動の例 six 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？

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？

VLBIによる観測例（鹿島ー野辺山） 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？

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

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