JVN Reports!"#$%&'()*+,-./0!""#$%&'() *'+) *!,-.
/0123456789:';<=>? JVN-VLBA @ABCDE

ggg

1

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8

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14

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15

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16

) ) FGHI(JKLMNOPQRS)) ) TUVW(JKLMNOPQRS)XYZ[(\]BC^)X_`ab(cdef)
ehijklmn Cepheus A opqr 6.7 GHz stu9vs9w?Qxmn?
yH) ) zc{W|(cdefef})~`•€•Z#Gbps ‚ƒ„DE…†‡ˆ‰Š‹ŒP•) ) Žd••‘\]BC^’X‚ƒ„ VLBI NO“9ˆ2007 $”ef VLBI •–DE?—˜) ) ™š›œ‘cdef •fž’
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Q¦£) §) ef¨©ª«•–DE¬Ÿ) ) §) cdef

強電波狭輝線セイファート１型銀河核のJVN–VLBA 位置天文観測
土居明広 (宇宙航空研究開発機構)
浅田圭一 (宇宙航空研究開発機構)、永井洋 (国立天文台)、輪島清昭 (山口大学)

2008 年 6 月 1 日

1

研究の背景
狭輝線セイファート１型銀河中心核 (Narrow-Line

Seyfert 1 galaxies: NLS1s) は、小さなブラックホール

0

AKN 564

質量・高い質量降着率という極端なパラメータを持つ

Mrk 766 PG 0804+761

䎵䎴䎴

-1

log L/LEdd-2の性質がこの２つのパラメータにどう影響を受けているかを研究する場合、大変有効なターゲットであると考えられる。 図 1 で示すとおり、ブラックホール質
量が小さく、高い降着率をもっている NLS1 種族は、

3C 273

Lนある可能性があり、大変注目されている。 また、AGN

ⷞశ

䎱䎯䎶䎔

そのため、急激な成長を始めた若いブラックホールでNGC 4051

NGC 1068

-3

3C 84

䮂䭫䮜䭨䯃䮏㔚ᵄ㌁ᴡૐశᐲ䎤䎪䎱

が小さく radio-quiet (R < 10) である。可視光や X 線

NGC 4258
M 81ている一方、電波では非常に暗いので研究はほとんどおこなわれてこなかった。 近年、VLA の FIRST サーベ-6

イデータを使った電波対応天体の調査から、radio-loud

5

6

7

RჇ

-5

では明るいので、降着円盤の研究は盛んにおこなわれ

Ⴧ

ᵄ

L㔚

-4

Radio-loudness R (≡ L5GHz /LB−band ∼ Ljet /Ldisk )䎵䎯䎴Ⴧ(mBH ∼ 105 –107 M! , Lbol /LEdd ∼ 10−2 –101 ) 活動銀河核 (Active Galactic Nuclei: AGNs) の種族である。

M 87

8

9

10

log MBH/M٤
٨

(R > 10) な NLS1 はたった 7% しか存在せず、他のAGN 種族と比較して有意に少ないことが判明している (e.g., Whalen et al. 2006, Komossa et al. 2006)。
一方で、radio-loud NLS1 も少数ながら確かに存在し図 1: ブラックホール質量–エディントン比 (質量降着率) 空間における AGN 種族の分布。 様々な AGN 種族は、ある程度この２つのパラメータで特徴付けられる。 降着円盤光度を反ている。 このような性質を生み出すメカニズムは明ら映する可視光光度は Lopt ∝ mBH (Lbol /LEdd )、ジェット光度

かになっていない。

0.61 なのを反映する電波光度は Lradio ∝ m1.52
BH (Lbol /LEdd )AGN よりも研究が進んでいる X 線連星 (mBH ∼101 M! ) では、降着率の変動による降着円盤の状態変−0.39 となる (土で、R ≡ Lradio /Lopt ∝ m0.52
BH (Lbol /LEdd )居 2005 博論)。 NLS1 は極端に軽いブラックホールと高い降着化とジェット形成が密接に関係していることが観測的に率の円盤から成ると考えられている。

よく知られている。 高い降着率ではジェットが出なくなる high/soft state となる。 また、極端に高い降着率の very high state では、相対論的ジェットが断続的に発生する状態遷移が見られる。 AGN でも同様の現象

11表 1: Radio-loud NLS1 JVN–VLBA 観測ターゲット

Date

Antenna∗ν(GHz)

Targetz

VLA
S1.4GHz
(mJy)

R

(1)

(2)

(3)

(4)

(5)

(6)

(7)

1.667
1.667

RXS J08066+7248
RXS J08066+7248
RXS J16290+4007
RXS J16333+4718

0.098
0.098
0.27195
0.11605

49.6
49.6
11.9
65.0

85.1
85.1
182.0
104.7

RXS J16446+2619
B3 1702+457

0.14426
0.0604

90.8
118.6

199.5
10.7

RXS J08066+7248
RXS J08066+7248

0.098
0.098

49.6
49.6

85.1
85.1

RXS J16290+4007

0.27195

11.9

182.0

RXS J16446+2619
RXS J16333+4718

0.144260.11605

90.8
65.0

199.5
104.7

B3 1702+457

0.0604

118.6

10.7

2006Feb07
2006Feb10

2006Mar17
2006Mar26

2006May20

VLBA×10
VLBA×10

VMI VIR VIS GIF Ks Ud YMG
VERA×4 GIF Ks TKB YMG

VERA×4 GIF Ks Ud TKB YMG

8.424
8.424

8.424

Col. (1) observation date; Col. (2) array; Col. (3) observing frequency at band center; Col. (4) target name; Col. (5) redshift;Col. (6) VLA flux density at 1.4 GHz; Col. (7) radio loudness.
∗ Station code — Ks:

Kashima 34 m of NICT, Ud: Usuda 64 m of JAXA, YMG: Yamaguchi 32 m of NAOJ, TKB: Tsukuba

32 m on GSI, GIF: Gifu 11 m of Gifu University, VMI: VERA Mizusawa 20 m of NAOJ, VIR: VERA Iriki 20 m, VOG: VERA
Ogasawara 20 m, and VIS: VERA Ishigaki 20 m.

が存在するかどうかを確認できれば、X 線連星での状で観測し、ドップラーファクター δ > 2.7–5.5 のビー

態変化の知識を AGN における現象の解釈に利用する

ミングを受けた相対論的ジェット (視線角が 22 度以ことができるため、興味が持たれている。 Radio-quiet

下、光速の 76% 以上) の存在を明らかにした (DoiNLS1 が high/soft state に、radio-loud NLS1 が very
high state に相当するかどうかを知るには、ジェットの詳細な研究が必要である。 しかしながら、NLS1 の電波ジェットの性質はほとんどわかっていない。 干渉

et al. 2006a, PASJ, 58, 829)。 NLS1 のセントラル
エンジンが相対論的な非熱的ジェットを生成できる能力を持つことを初めて示し、ドップラービーミングがradio-loudness に影響しうることを示したのである。

計では、VLA による Ulvestad et al. (1995), Moran

しかしながら、この天体は NLS1 として極端な個体で(2000) の観測のみで、ほぼ点源 (< 300 pc) に見えてあり、NLS1 の一般的な性質を知るためには、さらにいる。 ミリ秒角スケールでは、セイファート VLBI

多くの NLS1 を調査する必要がある。

サーベイの中に紛れ込んでいた radio-quiet NLS1 の

3 天体について報告があるのみである (Midderbelg etal. 2004, Lal et al. 2004)。
我々は、VLBA および JVN を用いて、世界で初
めて NLS1 についての系統的な VLBI 撮像サーベ
イをおこなっている。 まずはじめに、スローンデ

2

観測と結果
そこで我々は、観測計画当時知られていた radio-loudNLS1 5 天体 (Zhou & Wang 2002) について、JVNと VLBA を用いて調査した。 JVN での撮像結果はジタルスカイサーベイ (SDSS) で発見された全天で既に Doi et al. 2007, PASJ, 59, 703 で報告済みであ

最も電波で明るく最も radio-loud な NLS1 である

る。 このサンプルでも NLS1 のセントラルエンジン

SDSS J094857.3+002225 (Zhou et al. 2003) を VLBA
22

な精度であるといえる。 図 2 の VLBA コントアイ

が非熱的ジェットを生成していることが示され、うち2 天体はドップラービーミングの影響を受けている可メージの中に、十字で示したのが JVN で検出した点

能性を示した。 本レポートでは、同じサンプルについ源の位置である。 いずれも最も明るい成分 C0 に一致て新たに得られた VLBA による撮像結果と、JVN イ

した。 AGN ジェットは一般的に、コア–ジェット構造

メージとの重ね合わせから導き出された性質についてからなり、ジェットの付け根付近で光学的に薄くなり報告する。 JVN および VLBA の観測は、2 段階位相

見え始める (τ ≈ 1) のがコアであると考えられる。 見

補償法 (Doi et al. 2006b, PASJ, 58, 777) を用いた注

えるジェットの最も上流がコアであり、フラットスペ

意深い位置天文計測をおこなっており、連続波多周波

クトル (α ∼ 0; Sν ∝ ν α ) のコアは、スティープスペ

クトル (α < 0) のジェット に対して、高周波ほど卓越

イメージ重ね合わせをおこなった珍しい研究となっている。 この重ね合わせが、天体構造を解釈するうえでして見える。 そのため、JVN 8.4 GHz で見えた点源の鍵となった。

はコアと解釈される。 JVN イメージとの重ね合わせ
により、VLBA 1.7 GHz で見えた構造のうち最も明る2.1

い成分がコアであることが確定した。 おかげで、カウJVN 8.4 GHz 観測

ンタージェット成分の同定が確実におこなえる。 これが位置天文を用いた多周波イメージの重ね合わせの威2006 年 3–5 月、5 つの radio-loud NLS1 について、
JVN 8.4 GHz で２段階位相補償観測がおこなわれた。

力である。
カ ウ ン タ ー ジェット 成 分 は 、RXS J08066+7248

観測の結果、5 天体全てが検出された。 全て点源で、と B3 1702+457 の C3 で あ る と 同 定 さ れ た 。

輝度温度 > 10 K を示していた。
7

また、RXS J16446+2619 は片側にしかジェットが2.2

見えないことがわかった。 RXS J16290+4007 とVLBA 1.7 GHz 観測

RXS J16333+4718 については、それぞれ 2 つしか成分が見られないことから、構造についての議論はお2006 年 2 月、同じ 5 つの radio-loud NLS1 につ

こなわないことにする。 なお、1 mas に相当するリニ

いて、VLBA 1.7 GHz で２段階位相補償観測をおこ

アスケールは各天体について、1.8, 4.1, 2.1, 2.5, 1.2 pcなった。 JVN 観測との観測時期とは 最大 3 か月のである (表 2 の順で)。

違いしかなく、構造の時間変化の影響を最小限に抑える狙いがある。 また、空間分解能は JVN 8.4 GHzと同程度であり、空間分解能のミスマッチを最小限に3抑える狙いがある。 JVN イメージではすべてのター
ゲットが点源であったが、より低周波で観測すること議論

Radio-quiet な種族にあって、なぜ radio-loud NLS1
は強い電波を放射しているのであろうか。 X 線連星ので、ジェットの広がりを検出する狙いもあった。 VLBA

1.7 GHz による観測の結果、全ての天体で構造を見出した (図 2)。 輝度温度 > 107 K の非熱的ジェットの構造が見えていると考えられる。 RXS J16446+2619

類推から、radio-loud NLS1 の降着円盤は very highでは、片側だけに顕著に伸びたような構造が見られた。

state にあるのかもしれない。 この状態では、相対論的ジェットが発生し得る。 相対論的ジェットは我々の視線に近い方向に噴き出している場合、ドップラービー

また、RXS J08066+7248 では、北東方向へ広がった

ミング効果によってフラックスが増幅され、強い電波

低輝度の構造が見られた。

源になる。 噴き出す方向が違っていても、ジェットが高密度ガスに衝突した場合には運動学的エネルギーが2.3

効率よく放射に変換されて強い電波源になる。 前者は

2 周波イメージ重ね合わせ

ブレーザータイプ、後者は若い電波銀河タイプの AGN

位置計測精度は、JVN 8.4 GHz で ∼70–300 µas、

電波源である。

VLBA ∼20–70 µas であった。 いずれもビームサイズ

いずれにしても、調査にはパーセクスケールに相当

よりも 1 桁以上小さく、イメージの重ね合わせに十分する空間分解能が必要であり、VLBI が NLS1 の研究

33

表 2: VLBI 観測結果

Name

ν
(GHz)

Astrometric position (J2000.0)
RA
Dec

SνVLBI(mJy)

IνVLBIσ(mJy beam−1 )θmaj × θminPA(mas×mas)

(deg)

(1)

(2)

(3)

(4)

(5)

(6)

(7)

(8)

(9)

RXS J08066+7248

1.667
8.424
1.667
8.424

08 06 38.95732
08 06 38.95744
16 29 01.31065
16 29 01.31060

72 48 20.4071
72 48 20.4042
40 07 59.9067
40 07 59.9061

23.0
5.0
10.5
23.3

9.6
4.3
10.4
26.8

0.117
0.543
0.148
1.820

RXS J16333+4718

1.667
8.424

16 33 23.58080
16 33 23.58079

47 18 58.9285
47 18 58.9298

55.5
22.1

48.9
15.8

0.114
0.926

4.7 × 8.4
3.9 × 7.1
4.1 × 10.7
3.1 × 4.7

−20.5
−17.1
−10.1
−28.8

RXS J16446+2619

1.667
8.424

16 44 42.53403
16 44 42.53399

26 19 13.2266
26 19 13.2257

100.6
150.3

78.4
146.4

0.176
1.940

B3 1702+457

1.667

17 03 30.38309

45 40 47.1683

74.4

59.5

0.177

8.424

17 03 30.38302

45 40 47.1679

18.5

15.3

0.951

RXS J16290+4007

4.8 × 11.6
3.0 × 7.3

35.3
−34.1

4.7 × 11.4

−47.5

4.5 × 9.2
2.4 × 6.5

3.0 × 7.3

−4.1
−32.2
−73.6

Col. (1) target name; Col. (2) observing frequency at band center; Col. (3), (4) astrometric position, measured by our VLBI
observations; Col. (5) total flux density in VLBI image; Col. (6) peak intensity; Col. (7) image R.M.S noise; Col. (7) synthesized
beam sizes; Col. (8) position angle of synthesized beam.

分野において大いに貢献できるところである。 NLS1

ングによるフラックス増幅が radio-loudness に有効にの研究分野で論争となっている inclination の問題や寄与する可能性を考えることができる。

(広輝線成分の速度場が球状ではなくむしろ円盤状で、それを face-on からみたものが NLS1 であるという

3.2

説。 小さなブラックホール質量＋高い降着率という自由–自由吸収の可能性

説との論争)、ブラックホールの成長進化の問題についカウンタージェットを覆い隠すほどの自由–自由吸収ても観測的な示唆を与えることのできる貴重な機会を体が中心核に存在しうるかを考える。 観測されている

VLBI は与えてくれる。

光度が周囲のガスを電離できる範囲を計算する。 ガスの密度 (≈ ne ) と中心核からの電離光子供給率 (N∗ )3.1

における Strömgren 半径 r を考える。 また、電離領

構造の非対称性域を横切る距離 L と電波の光学的厚み (τ ) を考えると、cgs 単位系で、

位相補償観測によってコアが同定され、すべての天体について構造に非対称性が見られた。 ジェットの本

N∗

質的な対称性を仮定すると、見た目の非対称性を生み出す原因として、(a) 自由–自由吸収と、(b) ドップラーτ

ビーミング効果が可能性として考えられる。 いずれ==

1.5 × 10−9 r3 n2e Te−0.73
0.2Te−1.35 ν −2.1 n2e L

(1)
(2)

完全電離 Te > 8000 K、また幾何学的に厚いプラズ

も、明るい側が近づくジェットであり、暗い側が遠ざ

マトーラス (L ∼ r) を最も吸収が効果的となる場合

かるジェットとなる。 単純な論理で言うと、自由–自として仮定しよう。 ターゲットについて観測されて由吸収が非対称性の原因だとすると、中心核領域の高いる X 線光度 ∼ 1044 ergs s−1 を Lyman 限界まで

密度環境のなかでジェットの運動学的エネルギーが効

photon index Γ = 2.0 で外挿すると、N∗ = 1.5 ×1054 photons s−1 が得られる。 すると半径 60 pc 以内の領域が 1.7 GHz において τ > 1 になり得るとい

率的に散逸されて radio-loudness に有効に寄与する可能性を考えることができる。 また、ドップラービーミ
ングが非対称性の原因だとすると、ドップラービーミ

4

4

50

25

0

0

( a ) RXS J08066+7248

C2

50

0

-50

25

0

-25

C0

C1

C0

-25

C1

0

0

25

25

( c ) RXS J16333+4718

-25

25

0

-25

25

-25

C1

C2

0

-25

25

( e ) B3 1702+457

25( d ) RXS J16446+2619

0

C3

0

C4

0

Relative Declination (mas)( b ) RXS J16290+4007

C3C0

VLA FIRST )*\

-25

C0

C2
C1

-25

Relative Declination (mas)

C1

-25

C3 C0

-50

Relative Declination (mas)( a0 ) RXS J08066+7248

10 arcsec

25

0

-25

25

Relative Right Ascension (mas)Relative Right Ascension (mas)

図 2: VLBA images of radio-loud NLS1s at 1.7 GHz. Source names are indicated at the left upper corners in each panal. All
images were made using natural weighting and self-calibrated. Contour levels are separated by factors of√
2 begining at 3 times

the rms noise (Table 2). Nagative and positive contours are shown as dashed and solid curves, respectively. Half-power beam
sizes are given in the lower left corners. The gray-contour map in panel (a0) was made by convolution using a restored beam of
15 mas for easy recognition of low surface brightness emissions. The positions of model-fitted components are shown as points
and labeled; the strongest component in each source is named “C0.” The relative position of unresolved emission detected in aphase-referenced JVN observation (Doi et al. 2007) is shown as a cross, whose horizontal and vertical lengths indicate 10-times
the measurement errors of Ra and Dec directions, respectively.

55う結果となる。 60 pc に広がる 8000 K のプラズマ

速さと視線角に制限をつけることができる。 たとえ

ガスは、ビリアル半径を考えると 10 M! 以上の質ば、rf = 1000, α = −0.5 ならば、Φ < 40.9 deg、

現実的ではない。 我々のサンプルの中で最も顕著な構り得る最大のドップラーファクター δmax を知ること

造を示す RXS J16446+2619 でも、ジェットの長さはができる。 ドップラーファクターが最大になるのは

約 50 pc しかない。 同じ長さのカウンタージェット

由吸収によって構造の非対称性が発生している可能性

cos Φ = β 、つまり δmax = Γ のときであるので、#
1/q
rf + 1.
(6)
δmax =
2は残った。 しかしながら、この結論には影響を受けなとなる。 たとえば、radio-loudness に影響を与え得る

い形で、ドップラービーミング効果の考察から、これ10 倍のフラックス増幅 (δ 3−α > 10) を実現するためには、少なくとも δmax > 1.93、すなわち rf > 690 である必要がある。 このように、近づくジェットと遠ざ

6v > 0.756c (Γ > 1.5) が要求される。 さらに、あ量のブラックホールで束縛できるため、この条件は非があったとしても、プラズマガスによって全て覆い隠されている可能性は否定できない。 すなわち自由–自らの radio-loud NLS1 について重要な結論が導かれる(次節)。

かるジェットのフラックス比を測定することで、ドッ

3.3

プラービーミング効果が radio-loudness に影響を与え

ドップラービーミングの可能性ているかを判定することができる。

RXS J16446+2619 ではジェットが片側しか見えな

ドップラービーミングが非対称性の原因である場合を考える。 ローレンツファクターは Γ ≡ (1 − β )2 −0.5い。 C0 が近づくジェットの最初に見える成分、対応であり、ここで β ≡ v/c (v と c はそれぞれジェットするカウンタージェットが 3 倍のノイズレベル以下の成分と光の速さ) である。 ドップラーファクターは、δ≡1Γ(1 − β cos Φ)

明るさとすると、β > 0.75、Φ < 42 deg が得られる。
すなわち、比較的または非常に相対論的な速度のジェッ(3)

トが、非常にまたは比較的小さい視線角で放出されていることを意味する。 カウンタージェットが受かってである。 ここで Φ はジェットの速度と視線とのなす角いないために、ドップラーファクターには制限は付け(視線角) である。 天体の系での周波数 νrest とフラッられない。 このような pc スケールジェットの考察に

rest
クス密度 Sνrest
は、観測者の系では νobs = δνrest とは、自由–自由吸収の可能性を否定できていない状態

obs
rest
Sνobs
= δ 3 Sνrestとにそれぞれ観測される。スペクト

では、意味がない。 しかしながら、VLA FIRST イ

obs
rest
ル指数 α を仮定すると、Sνobs= δ 3−α Sνobsとなる。

メージでは、pc スケールジェットと同じ方向に光学対

よって、近づいてくるジェットと遠ざかるジェットとの応天体のない電波成分が写っており (成分 K1; 図 2)、

フラックス比は次のようになる：

rf

rest
Sνobs
(β, Φ)=
rest
Sνobs (β, Φ + π)"q!
1 + β cos Φ=,
1 − β cos Φ

30 kpc スケールでもジェット構造の非対称性が続いていることを示唆している。 これほど大きなスケールの自由–自由吸収体は考えることができないため (存在す(4)

るとすれば ∼ 4 Jy の自由–自由放射が観測されていな

ここで q = 3−α とおいた。原理的に β < 1、cos Φ < 1

ルにわたってドップラービーミング効果を受けた非対であるので、

称性構造をもっているといえる。 RXS J16446+2619
1/q

β

>

rf

1/q

rf

1/q

cos Φ

>

rf

ければならない)、RXS J16446+2619 は kpc スケー

は右上がりスペクトル (α > 0) を示しており、これも−1

ドップラー効果 νobs = δνrest で発生しやすい現象であ

+1
−1

1/q
rf + 1る。 本質的にはずっと弱い電波源であり、radio-quiet

NLS1 なのかもしれない。 ドップラービーミング効
果が推定された NLS1 は、SDSS J094857.3+002225(5)(Doi et al. 2006a) に続いて 2 例目である。

となる。 このように、近づくジェットと遠ざかるジ

RXS J08066+7248 と B3 1702+457 には、顕著なェットのフラックス比を測定することで、ジェットの66構造が見え、カウンタージェット成分 C3 が検出された。対応する近づくジェットの成分 C0 (または C1, C2,. . . ) とのフラックス比を考えると、最も強い場合でも、
RXS J08066+7248 について β > 0.31 と Φ < 72 deg、B3 1702+457 について β > 0.46 と Φ < 63 deg となり、実質的には価値がない弱い制限しか得られない。
しかしながら、取り得る最大のドップラーファクターの式から、フラックス増幅は RXS J08066+7248 について 1.8 倍以下、B3 1702+457 について 3.2 倍以下と、非常に強い条件が導き出される。 自由–自由吸収が併発していた場合には、この条件はさらに厳しくなる方向に働く。 すなわち、これらの天体では、ドップ
ラービーミング効果の寄与は、あったとしても弱いと結論される。 電波スペクトルはスティープ (α < 0)
であり、また構造も比較的低輝度で広がっており、これらからもドップラービーミング効果の寄与は小さい
ことが支持される。 本質的に強い電波源であるとい
える。

4

まとめ

VLBA 1.7 GHz 観測によって、5 つの radio-loudNLS1 に非熱的ジェットが存在することが直接イメー
ジングによって示された。 JVN 8.4 GHz との位相補償イメージ重ね合わせによって、ジェット構造のなかからコアを同定することができ、カウンタージェットの同定に成功した。 ジェット構造の非対称性として、
自由–自由吸収とドップラービーミング効果の可能性を検討した結果、(1) RXS J16446+2619（α > 0）には

β > 0.75、Φ < 42 deg の相対論的 pole-on ジェットが付随し、ドップラービーミングが有効に寄与している、(2) RXS J08066+7248 と B3 1702+457（α > 0）ではドップラービーミングによるフラックス増幅はそれ
ぞれ 1.8 倍以下、3.2 倍以下とほとんど寄与がなく、本質的に強い電波源であるといえる。 すなわち、radio-

loud NLS1 には、ドップラービーミング効果が有効に働いているものと、ほとんど効いていないものの両方が存在する。

77

大質量星形成領域 Cepheus A における 6.7 GHz メタノールメーザの発生領域の解明
杉山孝一郎 (山口大学大学院)

2008 年 6 月 3 日
概要
我々は、大質量星形成領域 Cep A において、JVN を用いた 6.7 GHz メタノールメーザの VLBI 観測を行った。その結果、1400 AU に拡がって分布する円弧状の構造が得られた。その中には、今回の VLBI 観測
で初検出されたスポットも含まれている。位相補償法により、メタノールメーザの絶対位置座標を 1 mas よ
りも良い精度で計測することに成功し、分子輝線、電波連続波との位置の重ね合わせを行った。その結果、以下のことが得られた; 1) 電波ジェットにほぼ垂直 (位置角差 ∼65◦ )、2) 中心星の位置に相当する 43 GHz

電波連続波のピークが、円弧状構造のほぼ中心に一致、3) CH3 CN, NH3 輝線が示す分子回転円盤に大きさ・位置角・傾斜角ともに良く一致。これらの結果から、Cep A の 6.7 GHz メタノールメーザは回転円盤に付随している可能性を示せた。中心星の光度から算出されるダスト温度 (∼110 K) も、理論的に予測されているメタノールメーザの励起に適当な温度に矛盾しなかった。Cep A の 6.7 GHz メタノールメーザは、中心に存在する一つの励起源からの赤外線放射により励起されることが可能であることが伺える。

1

研究背景

円盤とアウトフローのどちらに付随しているのかということは重要な問題である。これまでの干渉

太陽の 8 倍以上の質量を有する大質量星は、銀河計観測により、6.7 GHz メタノールメーザ天体の約進化および宇宙における元素合成において重要な役割を担っている。しかし、形成過程という基本的な40%は直線的な空間構造・速度勾配を有することが知られており、真横向きから見たケプラー回転円盤

物理が理解されていない。大質量星の形成シナリオ

として解釈されてきたが、メタノールメーザに一般

としては、 複数の小質量星が合体して形成 1),2) 、的な特徴であるとは言い難い。このメーザのみでは周りのガス円盤からの質量降着 3),4) の 2 説が主発生領域の解釈が困難であるため、我々は水メーザに考えられている。NH3 や CH3 CN などの分子輝や分子輝線、電波連続波などの他プローブとの空間線の観測により、大質量原始星の周囲に回転する円

位置関係を調査することによる、6.7 GHz メタノー盤が存在していることが示唆されている 5),6) が、そ

ルメーザの付随場所の特定を目指した。

れらは空間分布および速度勾配から推測される間接的結果であるため、降着円盤の決定的証拠にはなっ

1.1ていない。直接的に降着現場を観測するためには、
数ミリ秒角 (mas) の高角度分解能で固有運動を観観測天体：Cepheus A

今回、他プローブとの空間位置関係調査の観測天測する必要がある。そのためのプローブとしては、体として、大質量星形成領域 Cepheus A (Cep A) を

放射サイズがコンパクト (数 AU) であり、原始星の選出した。Cep A は、725 pc の距離に存在する大質

ごく近傍から検出されるメーザ源が適当である。

量星形成領域で、その中に少なくとも 9 個の UC HII

6.7 GHz メタノールメーザ (51 → 60 A+ 三軸不等回転遷移) は、水メーザや OH メーザとは異なり、大質量星形成領域においてのみ放射が行われてい領域が存在しており 13),14) 、それぞれ HW1–9 とラベル付けされている。メタノールメーザは HW2 に付随していることが知られているが、この HW2 にる唯一のメーザである 7),8) 。また、このメーザの寿は水・OH メーザも付随しており、また分子輝線や命の長さ (4 年以上安定 9) , 150 年程度 10) )、発生時

電波連続波での研究も非常に多く行われているた期 (Ultra-compact (UC) HII 領域が生成するよりもめ、ジェットの噴出している方向 15)−17) や分子回前の段階; ∼104 yr)11),12) も考慮すると、このメー

転円盤の存在 6),18),19) 、中心天体の質量などが既にザの発生領域の理解が、大質量星形成機構の解明に明らかになっている。そのため、位置の重ね合わせ

おいて重要な鍵になってくると言える。しかし、こによるメタノールメーザの付随場所の特定という観のメーザ自身の基本的描像が未だにはっきりしてい点においては、最適のターゲット天体と言える。

ない。
中でも、メタノールメーザが大質量星形成周囲の

81

2

観測

スポット群が包囲している様子が見て取れる。全体
的なスポットの分布を考えると、楕円でフィッティ

6.7 GHz メタノールメーザの VLBI 観測は、2006

ングできそうな円弧状の構造が見て取れる。

年 9 月 9 日に大学連携 VLBI 観測網 (JVN; Japanese

位相補償法を用いた結果、6.7 GHz メタノール

VLBI Network) を用いて行った。参加局は、山口

メーザの絶対位置座標の計測に成功した。図 1 に32 m, 臼田 64 m, VERA-水沢・石垣 20 m の 4 局である。データは 128 Mbps の転送効率で記録し、2 ビットで量子化している。観測した 16 MHz 帯域の内、示す空間分布の原点の絶対位置座標を、1 mas よ
りも良い精度で RA(J2000.0) = 22h 56m 17s .90421,

Dec(J2000.0) = +62◦ 01# 49## .5769 と計測した (表 1参照)。ダイナミックレンジは 11 を達成している。

Cep A が観測されている 6668-6670 MHz の 2 MHzを切り出し 512 点分光しているため、速度分解能は0.176 km s−1 に相当する。総オンソース時間は約3 時間であり、1 チャンネル当たりのイメージ感度(1 σ) は 160 mJy beam−1 を達成している。また、生成された合成ビームサイズは 9.0 × 3.5 mas であり、その Position angle (PA) は −70◦ であった。データ解析は NRAO の作成した Astronomical Imaging

200 AU

Processing System (AIPS) を用いて行った。
この観測では、高速スイッチングでの位相補償法を適用しており、その参照電波源としては、離角2◦ .19 の J2302+6405 (絶対座標精度 : 0.55 mas)20)を用いている。ターゲットに 120 秒、参照電波源に

図 1: 6.7 GHz メタノールメーザの空間分布。色は視線速度に100 秒のサイクルを、EL>40 の時間帯に 23 回繰
り返して観測している。16 MHz 帯域の連続波デー

強度に対数スケールで比例。

対応 (カラースケールは右バー参照)。丸の大きさはスポットの◦タではイメージ感度 (1 σ) 30 mJy beam−1 を達成した。

3

結果 : 空間分布

4

考察 : 重ね合わせ

4.1

分子輝線・電波連続波

今回の観測で得られたメタノールメーザの空間分

117 個のメーザスポットを検出し、それらの強度の範囲内

布を、過去の観測で得られている分子輝線および電の値を示していた。この観測での周波数 1 チャンネ

波連続波と重ね合わせる。表 1 には、今回求めたメル当たりのイメージ雑音レベル 1 σ は、典型的には

タノールメーザの絶対位置座標の他に、43 GHz 電

160 mJy beam−1 である。検出したメーザスポットのフラックス密度は、ほとんどのスポットが検出感度

波連続波のピークおよび CH3 CN 輝線の絶対位置

は 0.7 Jy beam−1から 121.7 Jy beam−1

座標も記載している。それらを元に、重ね合わせた

5 σ 以上の値を示している (視線速度 −1.24 km sの 1 スポット、−4.93 km s−1 の 3 スポットは 4 σものを図 2(上) に示す。43 GHz 電波連続波のピー得られた空間分布を図 1 に示す。ここで図 1 の空がメタノールメーザの円弧状分布のほぼ中心に位置−1

ク (図 2 上の星印) は、Cep A-HW2 領域の中心星の位置を表していると考えられている 17) が、それ程度)。

チャンネルのしていることが見て取れる。また、43 GHz ピーク

ピークスポットを原点にしており、その位置に対すを中心として北東-南西方向 (PA ∼45◦ ) に伸びてい間分布図は、視線速度 −2.64 km s

−1

る等高線は 22 GHz 電波連続波を示しており、熱的る相対位置として描いている。450 mas 東、100 mas
南の位置に存在しているスポット群と、100 mas 東、ジェットをトレースしていると考えられているが、500 mas 北の位置に存在しているスポット群は、今回の VLBI 観測で初検出したメーザスポットである。

メタノールメーザの円弧状分布はこれにほぼ垂直でメーザスポットは 1900 mas (1400 AU at 725 pc)

子回転円盤 (中心をアスタリスクで表示) は、メタ程度に拡がって分布していた。また検出されたメタ

ノールメーザの分布に、大きさ・位置角などがほぼ

ノールメーザスポットは、少なくとも 5 つのメー

重なるように分布していた。

あるように見える。さらに、CH3 CN 輝線が示す分

ザスポット群を形成し、それぞれのスポット群はそれらの結果を、メタノールメーザの円弧状分布

100 AU 以上分離していた。視線速度を考慮すると、を楕円でフィッティングすることにより定量的に表視線速度の大きいスポット群を、視線速度の小さい

2 に示す。メタノール楕円と 43 GHz ピークは完全92表 1: Cep A-HW2 領域における各プローブの絶対位置座標
プローブ

メタノールメーザ
水メーザ
連続波 (43 GHz)
CH3 CN 輝線

絶対座標 (J2000.0)
RA
Dec(◦ " "" )(h m s)22 56 17.90421 +62 01 49.5769
22 56 17.97635 +62 01 49.3591
22 56 17.982+62 01 49.57
22 56 17.96+62 01 49.6

位置精度
RA
Dec
(mas)
(mas)
0.86
0.68
0.62
0.62
10
10
100
100

Vref

Ref.

(km s−1 )−2.64−13.24
···
···

1
4
3
2

Col. 6: 絶対位置座標に相当するメーザスポットの視線速度; Col. 7: 絶対位置座標のリファレンス。
Ref. — (1) this paper; (2) Patel et al. (2005); (3) Curiel et al. (2006); (4) Sugiyama et al. in prep.

表 2: 楕円フィッティングにより得られたパラメータ

メタノール
連続波
CH3 CN

相対位置RA
Dec(mas) (mas)
442
122
550
−7
420
−5

長径

短径

位置角

傾斜角

Ref.

(mas)
955
···
800

(mas)
287
···
300

(◦ )
110
45a
124

(◦ )
73
···
68

1
2, 4
3

Col. 2-3: メタノールメーザの絶対位置座標を原点とした相対位置; Col. 8: パラメー
タのリファレンス。
a 電波ジェットの位置角。
Ref. — (1) this paper; (2) Torrelles et al. (1996); (3) Patel et al. (2005);(4) Curiel et al. (2006).

には一致していないが、中心付近に存在していることは示している。CH3 CN 分子円盤とは、サイズ・傾斜角的にはほぼ一致している。位置角を見てみると、電波ジェットとは 65◦ の差があるため、高い垂直性が伺える。また、NH3 (青の等高線)、SO2 (赤の等高線) の分子輝線、および 335 GHz 帯のサブミリ
連続波 (白の等高線) と重ね合わせたものを図 2(下)200 AUに示す。これらの分子輝線は CH3 CN 輝線と同様、
分子回転円盤をトレースしていると考えられており
18),19)、サブミリ連続波はダストからの放射だと考えられている。ただし、SO2 の大きさは、CH3 CN
や NH3 に比べて半分程度である。メタノールメー
ザ (黒点) は、NH3 円盤に重なるように分布しているのが見てとれる。また、メタノールメーザが示す
視線速度範囲は −4.93 から −0.36 km s−1 である

が、上記の分子輝線の視線速度 (CH3 CN: −10 to

0 km s−1 ; NH3 : −7.5 to −2.6 km s−1 ; SO2 : −7.8

200 AUto −2.8 km s−1 ) は、メタノールの視線速度に類似しており、CH3 CN の視線速度はメタノールの視線速度を完全にカバーしている。
これらの事実、即ちメタノールメーザ空間構造の

図 2: Cep A における 6.7 GHz メタノールメーザの分子輝

電波ジェットとの垂直関係性、中心星の存在場所、分線および電波連続波との重ね合わせ。(上) 丸の色・大きさの定子回転円盤との空間的一致から、Cep A の 6.7 GHz

義は図 1 と同様。星印 (☆) は 43 GHz ピーク、アスタリスク

メタノールメーザは回転円盤に付随していること(＊) は CH3 CN 円盤の中心、等高線は 22 GHz 電波ジェットにが推測される。これを、メタノールメーザスポッ相当。点線の楕円はメタノール分布に対するフィッティング結トが存在している場所のダスト温度を推定するこ果。(下) NH3 ((4, 4) 遷移: 青い等高線) および SO2 (赤い等高とにより検証する。HW2 領域の中心星の光度 L が線) との重ね合わせ。白い等高線は 335 GHz 帯のサブミリ連続

1.3 × 104 L$ である 21) ことを考慮し、中心星が等方的な放射をしていると仮定すると、半径 R = 700 AU

波に相当。メタノールメーザスポットは黒点で表示。

10
3

の同心円上におけるダスト温度 Td は以下の式 (1)

プラー回転円盤をトレースしているのではないかとを用いて算出される。

考えられている。この水メーザ円盤は、SO2 分子輝

Td = (16πσ)−1/4 · R−1/2 · L1/4

線が示す回転円盤に大きさが類似しており、CH3 CN(1)および NH3 分子輝線が示す回転円盤の半分程度の大きさに相当している。メタノールメーザ (図 3a 中

こ こ で 、σ は ス テ ファン・ボ ル ツ マ ン 定 数の緑丸) の分布は、上記の水メーザ円盤と位置角は(= 5.6705 × 10−8 W m−2 K−4 ) を表す。計算の結類似しているが、大きさは 2 倍程度に拡がっている。

果、ダスト温度 Td は 114 K と算出された。この値
は、理論的に算出されているメタノールメーザの

VERA を用いた観測では、Missing flux や感度リ励起に適当な温度 100-200 K22) に矛盾しない温度

ミット、もしくは水メーザスポット自身の本質的な消滅などにより、VLA で観測されていた水メーザ円である。そのため、Cep A のメタノールメーザは、盤に付随している水メーザスポットを検出すること中心に存在する一つの励起源からの赤外線放射にはできなかった。しかし、Vlemmings et al. (2006)

より励起されることが可能であることが伺える。
この分子円盤の中心質量 (enclosed mass) M はによる Very Long Baseline Array (VLBA) を用い

CH3 CN 輝線に見られる速度勾配から 19 ± 5 M$と推定されている。半径 r = 700 AU のメタノール!
円盤におけるケプラー回転 (v = GM/r) を考えのスポット群 (図 3a 中の点線かっこ I) の検出には

これは Cep A のメタノールメーザの視線速度範囲

ポットであり、視線速度 −46 km s−1 と、他の成分∼4.6 km s−1 にほぼ一致する。ただし、メタノールに比べて非常に高速である。メタノールメーザと空間的に一致しているスポット群は、図 3(a) の点線

Velocity diagram) では、単純なケプラー回転を示

で囲んでいる部分 (I, II) であるので、それらの拡大た観測 25) で検出された 1400 mas 東、150 mas 南
成功した。また、1100 mas 東、100 mas 南のスポッ
トは、VERA を用いた観測で初めて検出されたス

ると、その回転速度 v は 4.9 km s−1 と予想される。

メーザの観測データから描かれる P-V 図 (Position-

図を図 3(b) および (c) に示す。ただし、どちらもスす特徴は見られていない。予想される回転速度は、

ポット同士が重なるほど厳密に一致しているわけで

725 pc の距離では約 1.4 mas yr−1 の運動に相当するので、メタノールメーザ自身の内部固有運動を計はない。

I の 水 メ ー ザ ス ポット に 関 し て 、視 線 速 度 は測することによって検証する必要がある。内部固有−16.62 km s−1 から −13.03 km s−1 の範囲であり、この部分に付随しているメタノールメーザの運動計測を目的とした 3 エポックの観測自体は既に終了しており、現在解析中である。

4.2−4.40 km s−1 から −3.70 km s−1 という視線速度
範囲とは一致していない。これは奥行き方向への空
間的ズレの可能性を示唆している。これは驚くべき

水・OH メーザ

ことではない。理論研究により、水メーザは、様々

4.1 節にて、円盤に付随している可能性を示した
6.7 GHz メタノールメーザを、22.2 GHz 水メーザ
15),16),23)−25)、および 1.6 GHz OH メーザ (1665,

な速度のアウトフローにより生成される、高密度な暖かい領域 (≥ 106 -107 cm−3 、≥ 400 K) を伝播す

るショック層において衝突励起されると言われてい1667 MHz)26),27) とも重ね合わせを行った。重ね合
わせの結果を図 3 に示す。以下、それぞれのスポッ

る 28) が、一方メタノールメーザは、比較的暖かく(100-200 K) 高密度 (106 -109 cm−3 ) な領域において、中心星により暖められたダストからの赤外線放トの存在位置から 50 AU 以内にスポットが存在している場合に、 空間的に一致 と表現している。

射によって励起されると言われている 22),29) 。今回の観測で得られた視線速度の不一致という結果は、

4.2.1

水メーザ

理論研究で提唱されている励起環境の違いを反映していると考えられる。

重ね合わせを行うデータとして、Very Large Ar-

水メーザスポット群 II は、過去の内部固有運動観

ray (VLA) を用いて干渉計観測されたもの 15) (図測の結果から、北東方向に膨張するショック波をト

3a 中の赤丸) と、VLBI Exploration of Radio Astrometry (VERA) を用いて VLBI 観測されたもの

レースしていると言われている 23),24) 。II に付随しているメタノールメーザスポット群は、視線速度的(2006 年度 VERA 共同利用観測: Sugiyama et al.
in preparation, 図 3a 中の赤三角) を用いた。
VLA で観測された水メーザは、22 GHz 電波ジェッにも一致するスポットが存在している。しかし、IIに付随しているメタノールメーザスポットは、全ス
ポットのわずか 12%程度 (14/117) であるため、こト付近に分布しているスポットが直線的に分布しての事実から、6.7 GHz メタノールメーザはショック

おり、電波ジェットに垂直であること、またその直線領域に付随しているとは言えない。ちなみに、上記上に速度勾配を有していることから、edge-on なケ

11
4

4

(b) I
6

(a)

14

12

10

8

6.7 GHz methanol (this paper)
22 GHz water VERA (S prep.)
22 GHz water VLA (T96)
1.6 GHz OH (B05)

16

50 AU

(c) II

II

15

10

5

I

200 AU50 AU

図 3: Cep A における 6.7 GHz メタノールメーザの、22.2 GHz 水メーザおよび 1.6 GHz OH メーザとの重ね合わせ。原点はメ
タノールメーザの絶対位置座標に相当。(a) 緑丸 (●): 6.7 GHz メタノールメーザ、赤三角 (▲): 22.2 GHz 水メーザ with VERA

(Sugiyama et al. in prep.)、赤丸 (○): 22.2 GHz 水メーザ with VLA15) 、青四角 (■): 1.6 GHz OH メーザ。中央付近の楕円は 22 GHz 電波ジェットに相当。(b), (c) それぞれパネル (a) 中に点線で囲んだ I, II 部分の拡大図。色は視線速度に対応 (カラース
ケールはそれぞれの右バー参照)。丸 (●) はメタノールメーザ、三角 (▲) は水メーザに相当。

のショックを生成している励起源は、図中に楕円でり 26) 、中心星から遠ざかるような、即ち膨張する示している電波ジェットとは別の場所 (II の南西方運動が検出されている。この膨張運動は、CO や
HCO+ が示すパーセクスケールの分子アウトフロー(速度 ∼50 km s−1 )30),31) に起因していると考えら向) にある別の星であると考えられている。
上記の議論は、水メーザスポット、特にまだ運動が計測されていない領域 I のスポット群、おれている。OH メーザは、図 3(a) 中の領域 I におい

よび VERA 観測で初検出された高速度スポットて、メタノールメーザと空間的に一致している。こ(1100 mas 東、100 mas 南) の内部固有運動を計測することによってさらなる検討を加える必要がある。この水メーザの内部固有運動は、メタノールの領域 I に存在する OH メーザスポットは、中心星メーザが示す楕円構造が、本当に円盤をトレースしザの示す −4.5 km s−1 とは大きく異なっているたから遠ざかるように東側へ運動しているが、視線速度は −13.3 km s−1 を示しており、メタノールメーているのか、もしくは全スポットが同じ系をトレーめ、東端のメタノールメーザが分子アウトフローにスしているのではなく、個々に異なる系をトレース

付随しているとは、この結果からは断定できない。

しているのかどうかを議論する上で、必要な情報とこれも、今後のメタノールメーザ自身の内部固有運なってくる。既に VERA による 3 エポックの VLBI

動の計測により検証する必要がある。

観測は終了している。

4.2.2

5

OH メーザまとめ
我々は、大質量星形成領域 Cep A において、JVN

1.6 GHz OH メーザは、図 3(a) に青い四角 (■)

を用いた 6.7 GHz メタノールメーザの VLBI 観測をで示しているように、6.7 GHz メタノールメーザ行った。その結果、1400 AU に拡がって分布する円および 22.2 GHz 水メーザを取り囲むように分布し弧状の構造が得られた。その中には、今回の VLBIている。これら OH メーザスポットの内部固有運観測で初検出されたスポットも含まれている。位相動は Multi-Element Radio-Linked Interferometer

補償法により、メタノールメーザの絶対位置座標を

Network (MERLIN) を用いた観測で計測されてお1 mas よりも良い精度で計測することに成功し、分125

子輝線、電波連続波との位置の重ね合わせを行った。

16) Torrelles, J. M., et al. 1998, ApJ, 509, 262

その結果、以下のことが得られた。

17) Curiel, S., et al. 2006, ApJ, 638, 878
18) Torrelles, J. M., et al. 2007, ApJ, 666, L37

1. 22 GHz 電波連続波が示す熱的ジェットにほぼ
垂直 (位置角差 ∼65◦ )19) Jiménez-Serra, I., et al. 2007, ApJ, 661, L187
20) Petrov, L., et al. 2005, AJ, 129, 1163

2. 円弧状構造のほぼ中心に、43 GHz 電波連続波のピーク (中心星の位置に相当) が一致

21) Evans, N. J., II, et al. 1981, ApJ, 244, 11522) Cragg, D. M., et al. 2005, MNRAS, 360, 533
23) Torrelles, J. M., et al. 2001, ApJ, 560, 853

3. CH3 CN, NH3 輝線が示す分子回転円盤に大きさ・位置角・傾斜角ともに良く一致 (SO2 輝線

24) Gallimore, J. F., et al. 2003, ApJ, 586, 306
25) Vlemmings, W. H. T., et al. 2006, A&A, 448, 597

とも一致しているが、SO2 の大きさが半分)

26) Migenes, V., et al. 1992, MNRAS, 254, 501

これらの結果から、Cep A の 6.7 GHz メタノール

27) Bartkiewicz, A., et al. 2005, MNRAS, 361, 623

メーザは回転円盤に付随している可能性を示せた。

28) Elitzur, M., et al. 1989, ApJ, 346, 983

中心星の光度から算出されるダスト温度 (∼110 K)

29) Sobolev, A. M., et al. 1997, MNRAS, 288, L39

も、理論的に予測されているメタノールメーザの30) Rodrı́guez, L. F. 1980, ApJ, 240, L149

励起に適当な温度に矛盾しなかった。水・OH メー

31) Gómez, J. F., et al. 1999, ApJ, 514, 287

ザとの位置の重ね合わせも行い、空間的に一致するスポットもいくつか存在したが、視線速度の不一致
や、運動の不確定性から、発生場所に関する明確な情報は得られなかった。今後は、これらの結果をメ
タノールメーザ自身の内部固有運動を計測することにより検証していく。内部固有運動計測を目的とした 3 エポックの観測自体は既に終了しており、現在解析中であるため、その結果は追って報告、さらには査読論文への投稿を行う予定である。
本研究は、藤澤健太、輪島清昭、澤田-佐藤聡子、
礒野靖子 (山口大学)、本間希樹、小林秀行 (国立天文台)、村田泰宏、望月奈々子、土居明広 (宇宙航空
研究開発機構) の各氏 (敬称略) との共同で行われたものである。

＜参考文献＞
1) Bonnell, I. A., et al. 1998, MNRAS, 298, 93
2) Bonnell, I. A., et al. 2004, MNRAS, 349, 735
3) McKee, C. F., & Tan, J. C. 2002, Nature, 416, 59
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