VSOP-2で狙う星形成­非熱的連続波観測­
梅本智文（国立天文台VSOP室）
VSOP-2サイエンスワーキンググループ

サブミリアークセカンドの角分解能で探る星形成

Very Long Baseline Interferometer
ミリ秒角の非常に高い分解能
非常にコンパクトで強い天体（AGN, メーザー源）
VERA

VERAは日本国内のVLBI観測網で、基線長は約2300 km。

楕円軌道を回る「はるか」は地球の直径12700kmと合わせると、約30000 kmの基線長を実現する。

VSOP-2計画とはVLBIの手法を使って38マイクロ秒角の分解能で撮像
地上望遠鏡と協力して直径４万kmの開口合成望遠鏡
VSOPより分解能10倍
感度10倍、観測周波数10倍

VSOP-2計画諸元
アンテナ口径９m、オフセットパラボラ
2010年M­Vで打上げ
遠地点25,000km、近地点1,000km楕円軌道
８, 22, 43GHzの３周波数で両偏波

高速スイッチングによる位相補償

VSOP-2が目指すサイエンス

原始星の概念図
近傍星形成領域（d=150pc)

単一鏡
単一鏡ALMA
干渉計単一鏡干渉計

VSOP2VLBIALMA
ALMA干渉計
VLBIVSOP2VLBIVSOP-2で目指す星形成
メーザー輝線観測により1-10AUスケールの原始星円盤（降着円盤）やジェットに付随したガスの３次元運動を探る
詳しくは次講演(望月)

降着円盤より内側のYSO磁気圏と降着円盤との相互作用領域からの非熱的連続波を観測し磁場構造を探る
分解能と感度向上による新しい領域

YSO周辺の磁場構造の存在
理論的傍証
outflowの収束・加速 (Uchida & Shibata 1984 , Shu et al. 1997)
降着円盤の角運動量制御 (Bouvier et al. 1993 , Montmerle et al. 2000)

観測的傍証
T Tauri星や原始星からのＸ線 (Koyama et al. 1996, Feigelson &Montmerle 1999)
円偏波・直線偏波(Andre et al.1992, Phillips et al. 1996, Feigelson et al. 1998)
WTTSからの非熱的連続波電波 (Andre 1996)

Outflow モデル

X-windmodel(Shuetal.1997)
MHDdiskwindmodel(Uchidaetal.)YSOsからのＸ線放射
頻繁にX線フレア

X線天文衛星Chandra でみたOrionクラスター(Feigelson et al. 2002)
X線天文衛星ASCAによるYLW15のX線フレア(Tsuboi et al. 1999)

非熱的連続波電波の起源
円偏波
MeV電子、B~kGからのジャイロシンクロトロン放射

Ｘ線光度と電波光度に相関(Gudel 2002, Furuya et al. 2003)
放射メカニズムや場所に密接な関係

太陽フレアとのスケーリング則(Shibata & Yokoyama 1999)
磁気リコネクションによる巨大フレア(R >20 Ro) (Hayashi et al.
1996, Montmerle et al. 2000)

Lx-Lr, T-EMの相関関係
Lx/Lr~10^15

太陽フレアとの類似性EM∝ B-5T17/2
L=constantEM

YSOflare

Solarflare

Ｘ線光度と電波光度の相関(Furuya et al. 2003, originated from Gudel 2002)

Shibata&Yokoyama(1999)

温度(Ｔ)とemission measure(EM)スケーリング則磁気リコネクションによるＸ線フレア

画像提供：林満（国立天文台）

YSOsからの非熱的連続波<5-30Ro107-109K

VLBI観測の結果

出検

未はらか星
始/原S
T

CT

(1)
T Tau Sb

TaurusM

16.9(8.4GHz)

14.5 Ro

0.4-1.0

(2)

GMR-A

Orion

K5

19.6(86GHz)<36 Ro>0.5(3)(4)

最近進展fromTable1inAndre(1996)(1) Garrington et al. (2002), (2) Smith et al. (2003), (3) Bower et al. (2003), (4) Furuya et al. (2003)

巨大電波フレアの例:GMR-A
86GHz

WTTS in Orion(450pc)
86GHzで巨大フレア
Ｘ線フレア直後
変動大きい
70日後までセンチ波で検出

円偏波を検出ジャイロシンクロトロン放射

地上VLBIでは分解されず

100

X線

140

Flux (mJy)

数時間以内〜160mJy

120

Chandra
BIMA 86 GHz
BIMA 86 GHz ULNRO 150 GHz
NRO 100 GHz
VLA 43 GHz
VLA 22 GHz
VLA 15 GHz

160

IR

IR Spec
VLBA

22/43GHz

80
60
402001015202530
UT Days in 2003

35

GMR-Aのミリ波、センチ波、Ｘ線での光度曲線(Bower et al. 2003)40

GMR-Aのスペクトル時間変化
高周波で強い／フラットなスペクトル
100

Flux (mJy)

22 Jan 03

２日後

４日後

25 Jan 03

24 Jan 03
7 Feb 03

1018日後29 Mar 03

10Frequency (GHz)GMR-Aのスペクトルの時間変化(Bower et al. 2003)

69日後
100

野辺山ミリ波干渉計によるGMR-Aの光度曲線(Furuya et al. 2003)

未確認の磁場構造の存在
原始星(R CrA IRS5; Feigelson et al. 1998)から円偏波を検出
原始星から巨大Ｘ線フレアの検出(Tsuboi et al. 2000)
磁場構造の存在を示唆

CTTS/原始星では非熱的電波受からない
これまでは光学的に厚い低周波のみ伴っている電離ガスのwind/jetによる自由ー自由吸収またはシンチレーションによるサイズ拡大(Andre et al. 1992)

光学的に薄い20-40GHzのVLBIで初めて検出可能

VSOP-2の重要性
近傍の星形成領域(距離~150pc)
100

VSOP-2の分解能：
38µas(@43GHz)=1.2Ro
Flux (mJy)

フレアを起こす磁気圏を詳細にマッピング

22 Jan 03

４日後

位相補償を行えば十分検出

偏波観測で磁場構造を探る

25 Jan 03

24 Jan 03
7 Feb 0310

18日後

フレアの直後高周波で (cf. GMR-A)

２日後

29 Mar 03

10Frequency (GHz)

69日後
100

GMR-Aのスペクトルの時間変化 (Bower et al. 2003)とVSOP-2の検出感度（▼）。位相補償した場合の感度は（▼）で示す。

YSO磁気圏の構造• YSOᵪᶨᶍX線：• 星形成過程のシナリオに多大なインパクト• 日本ᶍX線天文学：• 原始星からのX線の発見など世界をリード• だがX線フレアを直接的撮像は困難• VSOP-2ᶆ直接的証拠ᶗ᳃

• フレアを直接撮像し、磁気リコネクションを検証• X線観測で蓄積された知見をさらに発展YSO磁気圏の模式図=20Ro

X線では分解できない
フレアの様子／運動VSOP-2
分解能=1.2Ro(@150pc)
Hartmann (1998)

降着円盤から中心星への質量降着が起こっている領域の様子を解明したい

星形成のサイエンス
YSO磁気圏の構造
X線／電波フレアのメカニズム

磁場による星­円盤の相互作用
メーザー源の力学的中心
近接連星系
アストロメトリーetc

ALMAによる高感度観測
Rate of Flaring Activiity (Bower et al. 2003)
S0N (S > S0 ) = A()−α100 mJy
A = 0.01 − 0.1 day−1;α = 1~100-1000 flares at 10µJy by ALAM
ALAMだと数時間の積分で数百個検出