2019/11/23

VLBI懇談会シンポジウム2019

鹿島-日立VLBI基線による核融合開始直後の大質量星に付随する極小HII領域の大規模探査

小倉達也 (山口大学 M2)
元木業人, 藤沢健太, 新沼浩太郎,青木貴弘, (山口大学), 米倉覚則 (茨城大学),関戸衛 (NICT), 岳藤一宏(JAXA/NICT)鹿島34ｍ望遠鏡

大学連携VLBIJVNに参加する30m級アンテナ●Hitachi32m(NAOJ/Ibaraki Univ.)●Takahagi32m(NAOJ/Ibaraki Univ.)●Kashima34m(NICT)〜80 km●●●●Yamaguchi32m●Yamaguchi34m(NAOJ/Yamaguchi Univ.) (KDDI/Yamaguchi Univ.)〜850 km

JVN大口径少数基線の強み
2. データ処理効率

1. 長時間占有可能
大学運用局が多いため、1研究室単位で観測時間を長く、たくさんとれる

ソフトウェア相関処理＊を行うため効率が非常に良い観測からフリンジサーチまでおよそ1，2週間程度＊NICTの協力によりGICO3を使用

3. 分解能と感度アンテナの配置 長基線・短基線

口径30ｍ級の恩恵により高い感度
flux密度[mJy]

輝度温度[K]

山口-茨城 基線

鹿島-茨城 基線

山口-茨城~0.5~105

8.4 mas89 mas

鹿島-茨城~0.5~103→複数分野での研究が可能

JVN大口径少数基線による大規模電波源探査
高い分解能と感度を持つVLBIを大学が運用できる強みを生かした計画として銀河系内ブラックホール

星形成領域を対象にした微弱電波源の大規模探査を実施

活動銀河核

星形成領域

鹿島-日立VLBIによる若い大質量星に付随する極小HII領域の大規模探査

大質量星に付随するHII領域とそのサイズ主系列星に達した大質量星から放射される紫外線によって水素分子ガスが電離されHII領域が形成される

水素分子ガス

0H0H2

H

H2を解離
(14.7 eV)

H0を電離(13.6 eV)

紫外線大質量星+He-

大質量星に付随するHII領域とそのサイズ
ストレームグレン半径 rS
個数密度nの一様な水素ガスを想定。
HII領域のサイズは水素ガスの電離と再結合の釣り合い（電離平衡）によって決まる。

4 3 2NL = rS n α
3

単位時間あたりに星から放出される
紫外線の光子数

単位時間あたりの電離水素の再結合量

水素分子ガスrS

HII領域

大質量星に付随するHII領域とそのサイズ(主系列星に達した直後)

1. 紫外線放射開始直後

2. 圧力平衡に達したとき高密度の水素ガスが存在するため速やかに電離限界の半径まで成長圧力平衡に達すると状態方程式 2nekBTe = nH2kBTH2 より

3NLr0 =
( 4πn 2α )23132Terfin =r0( TH2 )TH2水素分子ガス
外圧と内圧が釣り合うまで膨張

r0nH2
Zero age main sequence の質量を 20 M⊙でサイズを概算
r0 ∼ 50

13− 23( 1047.36 s−1 ) ( 107 cm−3 )NL

TenH2au

rfin

2ne23TH2Terfin ∼ 1800
( 104 K ) ( 102 K )− 23au大質量星に付随するHII領域とそのサイズ
核融合開始直後はHII領域が小さい→大質量星が電離ガスを重力束縛する状況を考える必要がある
大質量星の重力束縛によって与えられるサイズ
重力により電離ガスを留められる最大の半径（重力半径）をrgとしたとき、中心星の重力エネルギーと電離ガスの運動エネルギーの関係より

GMrg ∼ 2ve
Zero age main sequence の質量を 20 M⊙でサイズを概算−2verg ∼ 100au()

13 km/s

重力半径＞ストレームグレン半径のとき
重力半径が電離ガスの熱運動で広がれる上限サイズ

Hll領域の重力半径とSG半径大質量星に付随するHII領域とそのサイズ(主系列星に達した直後)

1. 紫外線放射開始直後

2. 重力半径＞SG半径TH2

水素分子ガス

r03NL
r0 =( 4πn 2α )∼ 50 au

3. 圧力平衡に達したとき

13GMrg ∼ 2ve∼ 100 aunH2Te2nerfin
232Terfin =r0( TH2 )

∼ 1800 au

大質量星に付随するHII領域とそのサイズ
HII領域の観測事実

Size (8 GHz) [pc]

これまでに観測されたHII領域をプロット（Hoare et al. 2007）
Ultra Compact HII 領域
Hyper Compact HII 領域
大質量原始星の電離ジェット

500 au100 auLine width [km/s]

100 auスケールのHll領域の観測報告例はまだない

極小のHII領域を見つけ出す第一段階・・・~100 auスケール
秒角分解能で観測された既知の電波源に対してミリ秒角分解能による大規模探査を実施のコンパクト天体を洗い出す

ターゲットThe CORNISH survey (C.R. Purcell et al. 2013) から選出
観測装置

VLA

周波数
空間分解能

5GHz（Band Width = 25 MHz）
10° ≤ l ≤ 65°, |b| ≤ 1°
1”.5 (B, BnA配列)

感度(1σ)

0.4 mJy/beam

探査範囲

次の2つの条件で絞り込む•VLAの分解能1.5秒角に対して点源•赤外線で暗い＝若い星の指標
合計：662天体

77%が10 mJy以下

観測概要
2019年2月〜8月にかけて合計9回の観測• ターゲットの積分時間：10 min
現在までに255天体観測終了

鹿島-日立VLBI(JVN X-band) アレイ性能
観測周波数
実基線長
最大空間分解能
コヒーレンス時間
相関処理
振幅較正
検出限界
(6σ@10min)

8192 - 8704 MHz
82.3337 km
89 mas
10分以上
ソフトウェア相関器（GICO3）
相対較正法~2.4 mJy

NRAO530を20分積分した際の位相(左)とSNR(右)の推移

観測結果：検出数と空間分布検出条件：SNR ≤ 6, | Res − Delay | ≤ 1 [nsec]→122天体検出、空間分布に偏りは見られない

ミスのによりDEC＜0の天体は観測失敗

観測結果：相関フラックス密度SC =ρTargetρNRAO530Sν ∝ νSNRAO530

相関フラックス密度

5GHz - 8GHz スペクトル指数(下限値)■予想される極小HII領域のフラックス密度■高密度下でのHII領域のスペクトル指数

距離1 kpcに存在する輝度温度104 K、サイズHII領域(100 au)の100 auの領域から放射されるフラックス密度

S8.4GHz = IdΩ = 4.0 [mJy]∫α電子密度が106[cm-3]以上でα=2

観測結果：輝度温度の推定
輝度分布が円形ガウシアンであるとして輝度温度を算出

I(θ) = I0e−( αθ )輝度温度（下限値）

I(θ) = I0e

輝度温度とスペクトル指数−( αθ )

I(θ) = I0e−( αθ )

このモデルではHII領域に該当する輝度温度をもつ天体がない観測結果：輝度温度の推定！ 実際のHII領域は点源ではなく構造を持っている
直径100 auの球状HII領域の温度を104 Kとし電子密度に対する輝度温度を見積もる。
HII領域

T = 104 K
100 au-50

050

rHII region

視線方向

EM = ne2 LTτν ∼ 8.235 × 10−2(K)−1.35

TB = T [1 − exp(−τν)]ν( GHz )−2.1

EM( cm−6pc )単純なガウシアンではない可能性が高い

今後の方針：検出天体の分類
I(θ) = I0e

検出天体には極小のHII領域以外にも−( αθ )

• 背景AGN• 原始星ジェット• 原始星フレアの射放非熱的 あるが性能可• X線連星など非熱的放射をする天体も含まれている

山口-日立VLBIを用いた調査
さらに分解能の高いVLBI観測で非熱的電波源を分類

検出天体の中から真に輝度温度の低い天体を見つけ出す●

8.4 mas (〜850 km)●

まとめ
1.JVN大口径少数基線による大規模電波源探査
星形成領域

鹿島-日立VLBIによる若い大質量星に付随する極小HII領域の大規模探査

2.ターゲット大質量星に重力束縛された100auスケールのHII領域→The CORNISH surveyより選出

3.観測結果255天体中122天体検出された①フラックス密度, スペ
クトル指数から見ると極小HII領域の候補あり②輝度温度の算出方法は輝度分布の仮定方法を考える必要あり③今後は山口-日立VLBIで天体種族を推定する

観測にご協力いただいたNICT鹿島の皆さまに心より感謝申し上げます。