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
Mira
高温
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
星
SiO
H2O
OH
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!
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
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東アジアVLBIネットワークからSETIへ