2014/09/11-13, 秋季年会 @山形大学

B32a	

EAVNによる 6.7GHzメタノール・メーザーの固有運動計測プロジェクト	
杉山 孝一郎（茨城大学 宇宙科学教育研究センター）	

共同研究者： 藤沢健太, 蜂須賀一也, 元木業人, 平野大樹, 林京之介, 新沼浩太郎 （山口大）, 米倉覚則,百瀬宗武, 齋藤悠（茨城大）, 本間希樹, 廣田朋也, 澤田–佐藤聡子, 松本尚子（国立天文台）, 村田泰宏, 土居明広（宇宙研）, Zhiqiang Shen（上海天文台）, 小川英夫（大阪府立大）	

EAVNによる固有運動計測プロジェクト	

1. 研究背景	

大質量星の形成・進化過程	
4Á. Sánchez-Monge et al.: An ALMA study of G35.20–0.74 N(a) 321 GHz

Fig. 4. (a) Peaks of the(b) 336
GHzCH3 CN(19–18) K=2linesGHz(a) 321emission (solid circles) obtained with a 2-D Gaussian fit
2channel by channel. For each
0.2 corresponding
peak also the50% contour level is drawn(using the same colour as the0.1peak). The colour corresponds
to the line-of-sight velocity, according to the0.0scale displayed
to the right. The ellipse in thebottom right denotes the synthesized beam.
-0.1(b) Comparison
between the velocity of thebest-fit Keplerian disk (colour-0.2emission peaksmap) and theat diﬀerent velocities (solidcircles) obtained for the 2following lines: CH3 CN(19–18)
0.2 0.1 0.0 -0.1 -0.2
K=2,3,4,CH3 OH(71,6–61,5 ) 0.1-0.2
0.2
0.0 -0.1 -0.2
vt =1, CH3 OH(141,13 –140,14RA), offset (arcsec)
RA offset (arcsec)
HC3 N(37–36). The crosses
mark the position of thecontinuum peak.

336 GHz H O line	(c) 43 G

43 GHz SiO maser	

Dec offset (arcsec)

Dec offset (arcsec)

0.2

vlsr (km s(c) 43 GHz SiO maser(b) 336 GHz

0.1
0.0-0.1-0.2

CH3CN 円盤 in G 35.20-0.74N (Sanchez-Monge+ 13)	
0.2

0.1

0.0

-0.1

RA offset (arcsec)

20100

H O 熱的円盤 in Source I of Orion (Hirota+ 14)	
0.2

0.1

0.2

0.0

0.1

-0.1

0.0

RA offset (arcsec)

-0.2

-0.1

-0.2

-100.2RA offset (arcsec)

Fig. 3.— (a) Velocity centroid map of the 321 GHz H2 O line. The coq 回転円盤からの質量降着で形成
Fig. 3.— (a) Velocity centroid map of the 321 GHz H2 O line. The color represents the radialvelocity and the size of the circle is proportional to its intensity. The ty10 −10 M yr

x0 =18h 58m 13.s027±0.s002, y0 =01◦ 40′ 35.′′ 94±0.′′ 07, ψ=157±4◦, relation, the luminosity expected for an 18 M⊙ star ranges from
-3-1	velocity
size etofal.theis4in
proportional
to-6its intensity.
typicalvalues of positional′′ (1σ).
2.5 ×and
104 L⊙the(Diaz-Miller1998),circletoerrors
6.6 × 10L(Martins
θ=19±1◦ , M∗ =18±3 M⊙ .
⊙ the◎ The
Gaussian fitting is 0.005-0.02(b) Same as (a) but for t
A lower limit for the disk radius is Rdisk ≃ 2500 AU, obtained et al. 2005). This means that the 18 M⊙ star should be the main′′errors
in the toGaussian
issolid0.005-0.02(1σ).
(b) Samebut degrees
for the represents
336 GHz Htheline. A2 Omidplane
the luminosityfittingof the wholestarforming
region.
from the maximum deprojected distance of the peaks fromthe contributorline witha position
angleasof(a)140±1center. One may wonder if such a big structure can undergo Such a possibility seems quite unlikely due to the presence ofsolid line with a position anglepeak
ofan140±1
degreesrepresents
the midplane
diskforderivedpositionsof thesechannel maps.
(c) Sameof
asthe(a) but
the 43 fromGHzisHMC
possibly
Keplerian rotation. The mass of the disk can be estimated from multiple cores (see Fig. 2), one of which
hosting at least another high-mass star (core A).
the continuum emission. The integrated flux density frompeakcore positionsof these channelmaser
maps.lines(c) observed
Same as with(a) but
for the43 GHz
vibrationally-excited
SiOVERA(VLBI
Explorationof Radio Astrometr
B at 350 GHz is 0.32 Jy. Assuming a dust absorption coeﬃcient
A possibility is that one is underestimating the true lumi0.5 cm2 g−1 (ν/230.6 GHz) (Kramer et al. 2003) and a gas-tonosity
duetothe“flashlighteﬀect”,
wherepartofthestellar
maser lines observed with VERA(VLBI(KimExplorationof Radio
withpeak
0.8 mas×0.5
resolution
et al. 2008).
Gray Astrometry)crosses represent
positions masof th
dust mass ratio of 100, we obtain ∼3 M⊙ for a dust temperature photons are lost through the outflow cavities. According to theof 100 K. Despite the large uncertainties on the dust opacity
andrecent modelby Zhang
et al.
(2013), when
this eﬀect
is taken(panel(b))
witherror barsof two-dimensionalof eachresolution(Kimet al.
2008).
Graycrosses
represent
peak
positions of the Gaussian
336 GHzfitting
channelmapschtemperature, we believe that the mass of core B is significantly into account, the luminosity obtained assuming isotropic emis445
less than the central mass (∼18 M⊙ ), which satisfies the condi(panelsion(b))
ofastwo-dimensional
Gaussian fitting of each channel map (1σ).
(3.3 ×with10 L⊙ )error
becomesbars
as large
7 × 10 –2.2 × 10 L⊙
tion for Keplerian rotation.
consistent with a single star of ∼20–34 M⊙ .
It is worth stressing that our findings are in good agreement
While the previous explanation is possible, the isotropic eswith the recent study by Ilee et al. (2012). Through measure- timate appears more robust than a model-dependent value, andments of scattered light from G35.20–0.74 N, these authors find we thus consider another hypothesis, namely that one is dealingthat the CO first overtone bandhead emission at 2.3 µm can be with a binary system. In this case, the luminosity is significantly
fitted with a Keplerian disk rotating about a 17.7 M⊙ star.
reduced with respect to that of a single 18 M⊙ object and may
The distribution of the molecular peaks in Fig. 4b clearly be as low as ∼ 7 × 103 L⊙ for equal members. The latter is muchshows that our observations detect only the NE side of the disk. less than the bolometric luminosity, thus allowing for a signifiWe speculate that this could be an opacity eﬀect. If the disk is cant contribution by other YSOs.
optically thick in the relevant lines, flared, and inclined by 19◦ ,原始星進化の進化トラックの違い (Hosokawa & Omukai 09)	The existence of a binary system could also explain why
only part of the surface heated by the star is visible to the obthe N–S jet associated with core B is not aligned with the diskserver. This creates an asymmetry along the direction of the pro-••

理論: 非球対称, 大降着率
(e.g., Krumholz+ 09, Nakano+ 00)
観測: 回転円盤構造の検出(e.g., Cesaroni+ 99; Hirota+14)q これから: 降着現象を3次元速度から議論••

直接的に降着現象の有無を検証可能
直接的にガス降着率の計測も可能

Ø 原始星の進化過程に重大な役割・影響(Hosokawa & Omukai 09)

円盤からの降着現象の検証	
原始星	

ガス・ダスト 円盤	< 0.1 au~10-1000 au
Ext.-ALMA ??	 VLTI, ALMA, VLBI, SMA	エンベロープ	~10000 au (~0.1 pc)
NRO, Mopra, etc …	

大質量原始星周囲における円盤上でのガスの運動≦10 km/s を３次元運動として検出可能なのは、現時点ではコンパクトな高輝度源を対象としたVLBI観測のみ！	

6.7 GHz 帯 メタノール・メーザー	
q 発生場所• 大質量（原始）星周辺

q 放射サイズ• 1-10 auスケール ☞ VLBI可能q 空間分布• 直線/楕円/真円形状 & 速度勾配
(e.g., Minier+00; Bartkiewicz+09)

回転＋膨張運動 in G23.01-0.41 (Sanna+ 10)

q 内部（相対）固有運動• 回転 (＋膨張/降着)(e.g., Sanna+10; Goddi+11; Sugiyama+14))大質量原始星周囲のガス円盤を３次元速度構造から理解する良いトレーサー！	
回転＋降着運動 in Cep A (Sugiyama+ 14)	

動径方向の降着率分布を明らかに !?	
原始星	

ガス・ダスト 円盤	< 0.1 au~10-1000 au
Ext.-ALMA ?? VLTI, ALMA, VLBI, SMA	
周期的な変光現象を利用した間接的計測 ?? (Inayoshi+ 13)	エンベロープ	~10000 au (~0.1 pc)
NRO, Mopra, etc …	q メタノール・メーザーと脈動不安定との関係調査(B33a, 米倉 他; P136a, 内山 他)

EAVNによる固有運動計測プロジェクト	

2. プロジェクト概要	プロジェクト概要q VLBIモニター for 6Gメーザー• 観測網:
東アジアVLBI観測網 EAVN(JVNの発展型)• ターゲット: 36 天体
内34天体は過去にVLBI無し• 期間: 2010-2013 年, ~1 年間隔

q 明らかにしたいこと

5 050

000k0mkm

東アジアVLBI観測網: EAVN.
緑の枠で囲った電波望遠鏡に6.7 GHz帯の受信機を搭載.	

• 6.7 GHz メタノール・メーザーの発生場所を、多数天体に対する 3次元速度計測から系統的に解明Ø 新たなVLBIイメージの取得 & 3次元速度情報カタログの作成• 大質量原始星周囲の回転（・降着）円盤の進化を 3次元速度から理解Ø 直接的なガス降着現象の有無 & 降着率の直接計測

ターゲット: 36天体	

大部分は南半球に位置 ☞ ALMAとのコラボを念頭に	

EAVNによる固有運動計測プロジェクト	

3. 研究成果	

進捗状況	q 観測
• 2013年9月で36天体の3 epochモニター完了q 解析• epoch 1 は完了• epoch 2・3 は進行中
☞ 14天体で固有運動解析完了

q 論文年観測	

相関	解析	

2010	

22	22/22	

22/22	

2011	

36	36/36	

29/36	

2012	

36	36/36	18/36	

2013	

36	36/36	

0/36	

• VLBIイメージを元にした空間分布議論: Fujisawa+ (14)• 固有運動計測結果は随時執筆中: Sugiyama+ submitted

VLBIイメージ & 空間分布の分類(Fujisawa et al. 2014, PASJ, 66 (2), 31 (1-29))

q 35天体で VLBIイメージの取得に成功 (1天体はresolved out)
• 内、33天体は新しいVLBIイメージに相当q 5種類の空間形状に分類 (Bartkiewicz+ 09 の分類を参考に)• カテゴリ: 楕円, 円弧, 直線, ペア, コンプレックス
回転（＋膨張／降着）円盤付随の有力候補！  
楕円	楕円	直線	(直線)	  G 000.54-00.85	

G 025.82-00.17	

G 009.61+00.19	

G 002.53+00.19

q Extended Green Object(Cyganowski+ 08)• Spitzer IRAC 4.5 µm で ~10″に伸びた放射• 若い大質量原始星からのアウトフローに起因するショック／反射光

Dec offset [mas]楕円形状天体:EGOs との空間比較	

bary

10 km s-1

500 AU

500 AURA offset [mas]

GLIMPSE
3.6 µm
4.5 µm
8.0 µm	q 楕円形状天体• 楕円形状に沿った視線速度勾配• 楕円の長軸とEGOの伸びている方向とが垂直関係（日本天文学会 2014年春季年会,杉山他, P114b）	

20 arcsec~0.41 pc

EGOs from NASA/IPAC IRSA web-site	G 002.53+00.19

q Extended Green Object(Cyganowski+ 08)• Spitzer IRAC 4.5 µm で ~10″に伸びた放射• 若い大質量原始星からのアウトフローに起因するショック／反射光

Dec offset [mas]楕円形状天体:EGOs との空間比較	

bary

10 km s-1

500 AU

500 AURA offset [mas]

GLIMPSE
3.6 µm
4.5 µm
8.0 µm	q 楕円形状天体• 楕円形状に沿った視線速度勾配• 楕円の長軸とEGOの伸びている方向とが垂直関係

アウトフロー  
20 arcsec

回転（＋膨張／降着）円盤  付随の有力候補になり得る！  

~0.41 pc

EGOs from NASA/IPAC IRSA web-site	内部（相対）固有運動 in 楕円天体	
G 002.53+00.19

G 006.79-00.25

G 351.77-00.53

302520015
105020100-50510152025530

10 km s-1

500 AURA offset [mas]15202530354010050-10LSR Velocity [km s ]Dec offset [mas]Dec offset [mas]

bary

10-1

-1

LSR Velocity [km s ]1500bary

500 AU 5 km s-1

RA offset [mas]-505-1LSR Velocity [km s ]Dec offset [mas]-10

Flux density [Jy]Flux density [Jy]Flux density [Jy]20bary2 km s-1

100 AURA offset [mas]楕円形状に沿った視線速度の勾配 & EAVNモニタープロジェクトで楕円形状の天体に対して検出された内部（相対）固有運動 (Sugiyama+ submitted; Hirano+ in prep.)	

10回転 + 膨張／降着 モデルフィット	(a)

Vexpy’(b)
yy’x

θ

z

Dec offset [mas]jet axis

Vrot

baryi

500 AU 5 km s-1

face-on(i=0 deg)

Sugiyama+ (14)

RA offset [mas]Sugiyama+ submitted	

2: 膨張/降着成分を考慮した回転円盤モデル。(a) 真上 (傾斜角 i = 0◦ ) から見た場合のモデル。黒塗りの丸印は中心の励起星、q 反時計回りの回転q 回転+膨張／降着モデル

抜きの丸印はメーザスポットに相当。(b) 傾斜角 i の定義。実線はアウトフロー/ジェット軸に相当し、右側が観測者の方向に相当。

そこで、今回図 2 に示すような、膨張/降着成分磁率) との比較から、膨張速度 4.9 km s−1 を達成• 3次元速度+相対位置考慮した回転円盤モデルの次元速度への適用をするためには磁場強度 B ∼ 10 mG が必要である( Vrot: 回転速度; V3exp: 膨張速度; Vsys: 系統速度)( θ : 方位角; i : 傾斜角)	
• 仮定:6.7同心円,
平面みた。その際に、回転速度
Vrot , 膨張速度 Vexp ,ことが予想される。この値は、GHz メタノール

統速度 Vを考慮した以下の式を用いた;メーザのゼーマン分裂観測により実測されている磁回転 + 膨張／降着 モデルフィット	• 3次元速度+相対位置• 仮定: 同心円, 平面☞ 回転＋膨張運動！
• 回転速度: + 2.3 (+2.1-1.4) km/s
• 膨張速度: + 3.4 (+1.8-1.0) km/s
• 系統速度: +21.3 (+1.9-1.9) km/sq 膨張運動は“磁気遠心力による円盤風”に起因？

Dec offset [mas]q 反時計回りの回転q 回転+膨張／降着モデル
bary

500 AU 5 km s-1

RA offset [mas]Sugiyama+ submitted	

プラズマベータ	

βp ~ Pgas / Pmag
~ 0.1-10	

直線, ペア, コンプレックス形状天体の内部（相対）固有運動: 	

Results & Discussion

空間分布
2012年09月21日

４天体中３天体について内部固有運動が得られた。

B34b, 松本 他
直線／コンプレックス	

図8:G025.65+01.05の内部固有計測結果
直線状の構造に沿った運動が見られた。2010年のデータはイメージングが難しく、今回は2011年と2012年のデータのみから内部固有運動を求めた。また、Fujisawa et al. (2014)の結果に対し、新たに北東の成分を検出した。

空間分布
2012年09月29日

空間分布
2012年09月21日

図9: G025.71+00.04の結果
エポック間で同定されたメーザースポットが１つのみであったため、内部固有運動を求めることができなかった。また、上図にはサイドローブの影響もでていると考えられ、今後解析手法を見直し、検出スポット数を増やしたい。
図10:G232.62+00.99の内部固有運動計測結果
南東成分のスポット群が放射状に外側へ広がる運動を示唆している。
今後、原点付近の南向きの運動との関連にも着目しながら、詳細に検討していきたい。

8)
空間分布
2012年09月23日

図11&12: G353.41-00.36の内部固有運動計測結果
原点付近のメーザー群の運動のみに着目すると回転を示唆する運動を示している。
G232.62+00.99と同様、他の分子輝線等のデータとも比較し北西にあるメーザースポット群とB39c, 蜂須賀 他
ペア	

EAVNによる固有運動計測プロジェクト	

4. 今後の展望	

まとめ・展望	まとめ	q 6.7GHzメタノール・メーザーを対象とした、EAVNによるVLBIモニタープロジェクト• 目的:Ø 6Gメーザーの発生場所を3次元速度計測から系統的に解明Ø 大質量原始星周囲の円盤からのガス降着を3次元速度から検証• ターゲット: 36天体 (大部分が南半球)• 進捗: 新VLBIイメージの取得完了 & 固有運動計測は進行中
Ø いくつかの楕円形状天体で、回転（＋膨張）運動の検出に成功

展望	q ALMA cycle 2 (filler):• 回転円盤の空間構造 & 進化の指標となる物理量の推定

q JVNで進行中の位相補償観測• ALMAとの空間位置合わせのための高精度な絶対位置計測