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2

H2O メーザーで探る大質量星形成領域 IRAS 06061+2151の構造とガス運動
北海道大学大学院理学院宇宙理学専攻

1

元木業人

高密度であり、温度も 400 K と高いことから一般に強い衝撃波によって圧縮されたガス層で励起されると考えられている [1] 。したがって H2 O メーザー源の固有運動は衝撃波の伝播とそれによってはき集められるガス層の運動を反映していると考えられ、
MYSO と周囲の分子雲との相互作用を探る
のに最適のプローブだと言える。

はじめに大質量星形成過程についての研究は、銀河系内の局所的星形成活動を考える上で非常に重要である。生まれたての大質量星、または未だ質量降着中の大質量恒星状天体（Massive Young Stellar Object ; 以下
MYSO）が放つ強力な紫外光や恒星風、双極分子流等は母体となった分子雲に強く影響し、周辺の星形成に対してフィードバック
作用をもたらすことが知られている。しかしながら、これらのフィードバック作用がどのような場合に星形成を促進、あるいは抑制するのかということについての定量的な評価は未だ不十分である。そのような評価を行うためには MYSO と母体分子雲の境界におけるガスの運動を直接的に観測することが望ましい。観測される MYSO の多くは距離が 500 pc 以上離れており、さらに分子雲深くに密集して形成される。そのため単一鏡の電波観測では観測者は複数の MYSOの影響が入り混じった複雑な結果を元にモデルを立て、現象を推定しなければならない。このようなモデル依存性の高い単一鏡観測に対し、超長基線干渉計（VLBI）を用いた各種分子線メーザーの観測は 1 ミリ
秒角（1 mas）を超える高い空間分解能によって個々の MYSO 近傍の三次元的なガス運動を直接知ることができる非常に強力な手段である。特に H2 O メーザー（回転遷移 Jka kb 616 –523 、波長 1.3 cm）は励起に必要とされる体積密度が 109 cm−3 と非常に

2

JVN による IRAS 06061＋ 2151 の観測

我々は 2005 年 5 月から 2007 年 10 月までの 6 回に渡り、大学 VLBI 連携観測網(Japanese VLBI Network, JVN) を用いた
大質量星形成領域 IRAS 06061+2151 に対する H2 O メーザーのマッピング観測を行った。同領域はふたご座 OB1 分子雲複合体の最北辺に位置し [2] 、太陽からの距離は
1.5 kpc である [3] 。3 つの超コンパクト電
離水素 (UCHII) 領域 [5] と 5 つの B 型原始星 [6] が密集した非常に活発な大質量形成領域であり、観測された H2 O メーザー源
は UCHII 領域の１つに付随していると考えられている。同 UCHII 領域は 2 つの B型原始星に接した形で存在していることから、UCHII 領域と分子雲の相互作用が 2 つの原始星の誕生に寄与している可能性が示唆される。観測に使用した望遠鏡は国立天文台 VERA 20 m 鏡（水沢、入来、小笠原、
石垣）、情報通信研究機構鹿嶋 34 m 鏡、北海道大学苫小牧 11 m 鏡の全 6 局である。

1

3

300 AU

300 AU50 km s -1

図 1: (左) メーザーフィーチャーの空間分布。点の色は局所静止系に対する視線速度に対応する。黒い四角は VLA 3.6 cm 連続波のピーク強度の位置。黒い三角、点線、破線はそれぞれモデルフィッ
ティング (4 章参照) から得られた分子流の原点、軸、開き角を示している。(右) 位置参照メーザー
フィーチャーに対する相対固有運動ベクトル。

典型的な角度分解能は 1 mas、速度分解能は 0.21 km s−1 である。この角度分解能
は 1.5 kpc で 1.5 AU に相当し、典型的なH2 O メーザーのガスクランプ（メーザーフィーチャー）の大きさと同程度である [6] 。
データ解析は NRAO のデータ解析ソフト
Astronomical Imaging Processing System(AIPS) を用いて行った。

していると推定される。この場合メーザー
分布から推定される UCHII 領域の大きさ
は 6.0×10−3 pc 以下となる。このことから
同 UCHII 領域は誕生直後であり、励起源
である MYSO も未だ質量降着段階にあると考えられる。

メーザーの空間分布と

図 1 右は位置参照メーザー源に対する相対固有運動ベクトルを示したものである。
固有運動の大きさは最大で 100 km s−1 を超え、双極状の膨張運動を示している。このことから同メーザーが MYSO からの双極分子流によって励起されている可能性が示唆される。これに対し、我々の行った円錐状双極分子流モデル [7] を用いたモデル
フィッティングの結果、非常に開き角の大きな (> 50◦ ) 分子流によって同メーザーの分布および運動が説明可能であるということが明らかになった。

3

4

UCHII 領域の広がり検出されたメーザーフィーチャーは 300
AU×600 AU の狭い範囲に密集しており(図 1 左)、系の視線速度-1.0 km s−1 に対して赤方偏移した北側の成分と青方偏移した南側の成分に大別できた。またメーザー
分布の絶対位置が電離ガスの指標となる
3.6 cm 連続波の分布 [4] とほぼ一致したことから、同メーザーは UCHII 領域を取り巻くように電離ガスと中性ガスの境界に分布

24

相対固有運動と双極分子流また特筆すべき点は得られた円錐双極流の軸 (図１左) が 2.1 µ m の水素分子線で観測された原始星ジェットの傾き [5] とよく一致していることである。このことは MYSOの自転軸に沿った高速のジェットと開き角の大きな大質量の双極分子流が非常に小さなスケールで独立に存在しうるという近年の MHD シミュレーション結果を支持する結果であると考えられる [8] 。
また同領域における分子線の単一鏡観測からは大質量分子流の存在は確認されていないことから、分子流自身は MYSO とともに分子雲深くに埋もれており、高速のジェットのみが厚いガスを貫いて広がっているのではないかと推定される。さらに前述した 2
つの B 型原始星は同軸上に位置していることから、UCHII 領域の膨張に加えて MYSO
からのジェットがこれらの原始星の形成に深く関わっていることが強く示唆される。

5

V-wingH-wingKink Area

図 2: 南側のメーザー分布の拡大図。点の色は青、水色、緑、黄緑、黄、赤の順に観測期に対応している。

考えられる。したがって上記の結果は 1 枚の圧縮ガス層が非一様な速度を持っていることに他ならない。
図 3 は各ウィングの速度勾配を示した図である。この図からわかるように弧の折れ
曲がり部分（キンク）の速度が最も小さく、いずれのウィングもキンクから遠ざかるほ
ど速度が増していることがわかる。また同時に V-ウィングが H-ウィングに比べてはるかに勾配がきついことも明らかである。
我々はこのような明らかな傾向の違いが衝撃波によって圧縮される分子雲の密度構造に帰着されるのではないかと考え、単純な解析モデルによる検証を行った。
モデルでは MYSO からの双極分子流のラム圧によって分子雲が圧縮をうけると仮定する。圧縮を受ける分子雲を一様密度のガス平面と考えた場合に、はき集められるガス層の単位面積あたりの運動方程式は以下のようになる。

メーザーの速度勾配と密度構
造

図 2 は領域の南側のメーザー分布を拡大したものである。図 2 からわかるように初期の観測において弧状に分布していたメー
ザーフィーチャーの配列が、時間とともに直線状の配列に変化してゆく様子がはっきりと見て取れる。このことは図で垂直に分布しているグループ（V-ウィング）と水平に分布しているグループ（H-ウィング）に大きな速度差があることを意味している。
前述のように H2 O メーザーは圧縮ガス層で励起されるが、その放射方向はガス層にたいして平行な向き（すなわち衝撃波面に対して垂直な向き）に限られる。これはメーザー現象に必要な速度がコヒーレントな増幅経路が面に平行な場合のみ十分長くとれるためである。このためメーザーの配列はそのまま圧縮ガス層の輪郭を示していると

35

図 3: 各ウィングにおける速度勾配。横軸にキンクからの相対距離、縦軸に各位置での固有運動の平均値をプロットしたもの。1 mas yr−1 はおよそ 7 km s−1 に相当する。

勾配は主に母体分子雲の密度勾配によるものと考えられる。一般に衝撃波による圧縮
でメーザーを励起するために必要な母体分
子雲の密度は 107 cm−3 以上とされている[1] 。今回検出された H-ウィングと V-ウィ
ングの速度比は最大で 5 倍に達しており、これは (3) から密度に換算して 25 倍に相当する。このことから数 100AU 程度の極小スケールで 107 cm−3 程度の分子雲中に108 cm−3 を超えるような非常に濃いクランプが存在しているという密度構造が推定される（図 4）。

d
2
(Rρcloud Ṙ) = ρflow vflow(1)dt
ここで ρ は体積密度、v は速度、R は圧縮された距離である。(１) の右辺は単位面積あたりの運動量の時間変化に相当し、左辺は分子流のラム圧である。今、分子雲の密度が一様と仮定しているため (１) からṘ = (

1
nflow 2
vflow − RR̈) 2
ncloud(2)が得られる。ここで n はガス粒子の個数密度である。さらに衝突直後においては R が十分小さいためガス層の初速度は、

nflow 1Ṙ0 = (
) 2 vflow
ncloudではこのような極小の密度構造はどのようにして生まれるのだろうか？最も有力なのは UCHII 領域の膨張による形成である。
これは電離ガスの膨張にともなうラム圧の非等方性によって波面の凹凸に沿ったガス流が生じることで起こる一種の不安定性である。このような不安定性は電離領域と中性領域の境界の比較的小さなスケールに非常に強い密度勾配を形成することが近年の
MHD シミュレーションによって明らかになっている [9] 。またこの他にも磁気圧や重力によっても同様の不安定性によって密度勾配を生じることが知られている。しかしながら、いずれも場合もこのような極小ス(3)と与えられる。
この式はもし母体分子雲の密度に勾配がある場合、または分子流にムラがあった場
合に、圧縮ガス層が速度勾配を持つことを示している。実際にはメーザー配列の空間
スケールが 100 AU 程度であることを考慮
すると、このような小さなスケールでラム圧が 1 桁以上変わるようなムラがあるということは考えがたい。また分子流のムラでは 2 つのウィングの勾配の違いを説明できないことから、南側ガス層に見られた速度

4

6

Axia

South Groupl Je tMYSO
Massive Outflow

V- w

Ram Pressureing

H-wingDense Clump
Ambient Cloud

図 4: 南側のメーザーの模式図。圧縮ガス層の速度は密度の薄い場所ほど速くなる。

正確な距離や UCHII 領域の形状などの決定によって定量的な議論がさらに進むことが期待される。またメーザーの固有運動か
ら推定される圧縮ガス層の速度勾配は、数100AU スケールの極小の密度構造の存在を反映していると考えられる。このような密度構造は UCHII 領域の膨張などによって形成されうると推定されるが、さらなる高分解能の観測および数値シミュレーションによる検証が必要である。
以上の結果は近日中に査読論文に投稿予定であり、詳細な説明と議論はそちらを参考にしていただければ幸いである。

ケールを対象としたシミュレーションは存在していないため、さらなる高分解能のシ
ミュレーションによる検証が望まれるところである。もちろん現時点では分子雲自身が元々そのような構造を有している可能性も十分に考えられるため、今後 ALMA な
どの高感度かつ高分解能の観測によってその起源を明らかにしたいと考えている。

6

まとめ

2 年間にわたる IRAS06061+2151 に対する H2 O メーザーのマッピング観測の結果、メーザーの付随している UCHII 領域が非常に若く、励起星である MYSO からの双極分子流によってメーザーが励起されていることが強く示唆された。また MYSO 起
源のジェットが隣接する 2 つの B 型原始星の形成に大きく関与していることも明らかになってきており、同領域は大質量星の集団的形成メカニズムを知る上で重要な研究対象であると考えられる。今後天体までの本研究は大学 VLBI 連携の観測として実施され、渡邉祥正、徂徠和夫、羽部朝男、
南谷哲宏 (北海道大学)、本間希樹、小林秀行、柴田克典 (国立天文台)、藤澤健太 (山口大学)、面高俊宏、今井裕 (鹿児島大学)、
若松謙一、高羽浩、須藤浩志 (岐阜大学)、村田泰宏 (宇宙航空研究開発機構)、川合栄
治、久保木裕允 (情報通信研究機構）の各氏(敬称略) との共同で行われたものである。

5

7

参考文献
[1] Elitzur, M. 1992, Astronomical Masers(Dordrecht:Kluwer)[2] Carpenter, J. M., Snell, R. L., & Schloerb, F. P. 1995, ApJ, 450, 201[3] Snell, R. L., Huang, Y. -L., Dickman, R. L., & Claussen, M. J. 1988, ApJ, 325, 853[4] Kurtz, S., Churchwell, E., & Wood, D. O. S. 1994, ApJS, 91, 659[5] Anandarao, B. G., Chakraborty, A., Ojha, D. K., & Testi, L. 2004, A&A, 421,1045[6] Reid, M. J., & Moran, M. 1981, ARA&A, 19, 231[7] Moscadelli, L., Cesaroni, R., & Rioja, M. J. 2000, A&A, 360, 660[8] Combet, C., Lery, T., & Murphy, G. C. 2006, ApJ, 637, 798[9] Franco, J., Garcı́a-Segura, G., Kurtz, S. E., & Arthur, J. 2007, ApJ, 660, 1296

68

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N†[²„g_[&789, ‰ŠS_•€Uœ%&_xy_ 789, k[œ®A~¤e•9F[²X‹—•pjõ¹^ug•&'txy_11表 1: Results of OCTAVE observations for 23 BAL quasars.

Source(1)0043-001∗1

0217-005∗20756+371
0800+402∗10815+330

0928+444
1005+480∗3
1013+491

1018+053

1020+432

1030+085

1034+592

cor
S8.4GHz
(mJy)
(2)
<9.9
<3.4
<4.6
<2.6
<5.5
<7.4
43
<3.4
<4.6
<2.6
<5.5
<7.4
140
133
133
<3.4
<2.6
<5.5
30
20
18
314
311
305
16
21
20
90
49
28
554
530
520
196
191
62
66
56
59
45
31
40

Buv
(Mλ)
(3)
1.5
4.3
5.8
17.4
21.5
22.9
1.5
4.4
5.9
18.7
22.9
24.3
3.0
10.0
12.8
3.3
11.2
14.2
2.8
9.0
11.4
3.2
9.6
12.7
3.4
10.3
13.6
3.4
10.5
13.9
2.6
10.5
12.8
3.1
9.0
12.1
2.6
11.2
13.5
3.4
13.0
16.9

fit
S8.4GHz
(mJy)
(4)
...

φfit
FWHM
(mas)
(5)
...

φfit
FWHM
(pc)
(6)
...

log (TB )
(K)
(7)
...

FIRST
I1.4GHz
(mJy)
(8)
103

FIRST − S cor−max )α(I1.4GHz
8.4GHz...

42–92

340–750

4.5–5.2

212−0.9

139±142.0±0.6

16±5

8.9

239

−0.3

...

...

...

...

190

...

31±4

7.5±0.7

61±6

7.1

328

−1.3

315±321.5±0.2

13±2

9.6

156

+0.4

...

<51

<420

>5.0

206

−1.3

97±10

8.7±0.1

72±1

7.5

267

−0.6

555±562.2±0.1

19±1

9.5

284

+0.4

234±929.9±2.4

83±20

7.8

108

+0.3

65±8

3.0±1.2

25±10

8.3

108

−0.3

42±12

3.5±2.8

29±23

7.9

193

−0.8

12

(9)
...

Source(1)1042+074

1057+032

1103+023
1119+600∗41159+011

1223+503

1228-030

1405+405

1432+410

1510+595
1528+531∗2

cor
S8.4GHz
(mJy)
(2)
131
62
50
23
15
15
71
56
52
102
...
...
170
168
170
102
113
96
222
224
224
179
193
170
45
26
21
18
20
17
12
<2.6
<5.5

Buv
(Mλ)
(3)
2.6
10.5
12.8
2.8
11.2
13.8
2.8
10.9
13.4
3.9
...
...
3.4
13.3
16.5
3.5
17.5
21.1
3.6
13.9
17.4
2.8
15.6
18.4
2.9
15.6
18.4
3.8
18.1
21.9
3.6
17.4
21.0

fit
S8.4GHz(mJy)(4)
133±18

φfit
FWHM
(mas)
(5)
7.2±0.5

φfit
FWHM
(pc)
(6)
58±4

log (TB )
(K)
(7)
7.8

FIRST
I1.4GHz
(mJy)
(8)
374

FIRST − S cor−max )α(I1.4GHz
8.4GHz23±3

5.8±0.8

42±6

7.2

138

−1.0

72±7

4.7±0.3

38±3

7.9

163

−0.5

...

< 21

< 170

>5.5

186

−0.3

169±17

<0.7

<6

>9.9

267

−0.3

105±15

<2.1

<15

>8.8

222

−0.4

222±22

<2.0

<17

>9.2

144

+0.2

182±24

<2.4

<20

>8.9

206

0.0

46±5

5.3±0.1

45±1

7.6

257

−1.0

19±3

<2.5

<21

>7.9

182

−1.2

...

7.9–51

62–4005.0–6.6

172

−1.5

(9)
−0.6

Col. (1) Truncated name of target source; Col. (2) Correlated flux density; Col. (3) Baseline length; Col. (4)Fitted flux density of a Gaussian profile; Col. (5) Fitted FWHM size of a Gaussian profile; Col. (6) Fitted FWHM
in pc; Col. (7) Brightness temperature; Col. (8) FIRST 1.4 GHz peak intensity; Col. (9) Spectral index between
1.4 and 8.4 GHz, calculated from the FIRST peak intensity and the maximum correlated flux density.
∗1 : Undetected at all baselines. Indicating a 7σ upper limit of the shortest baseline.
∗2 : Detected at only the shortest baseline.
∗3 : Complex visibility profile, cannot be fitted with a Gaussian.
∗4 : An only single baseline observation.

13*+, -./0 123456789:;<=>?@ABCDEFG)‹tŒ•9:;<=>?@ VERA ABCE!""#$;&'#(HIJKLM1)#@&çèä>?[_r‘}MN†_ 789, ij•@¬U4Af^uX+8HOPIGJ!QN!I2Ô!=>>µ.!=>>º<!oHGGQL!
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7ººA´oI0+Ê·!=?Aˆˆº2œº‡fJFKLU²X$ëw o´oI0GO 4ç+•QIÑ!8OPQ!o´oI0GO!-NIG.!•oo-2[²Xhñç•cCäf^ºz&’â,ÌT"RÌ”Ì"U`Xr‘}MNUV+Ó{O22OML! QN! I2Ô! C33|2/Š]^Øu 1
wËãÉ+oL0KHO! QN! I2Ô! C33?2c‹‹W&½Ç~EŒ•_½¾S•@˜¹^uXh789, U`Xr‘}ñÉNi
jU`X@•EM~jU`z&PQœ Cˆ?MÕ —pPõ¹^uX+8QLNGIJQ!QN!I2Ô!C3332h7ººA´oI0 _MNØyœ
µ= D•¦[ËãÉc‹‹W‹—•@˜¹^ºz+/ILLO!QN!I2Ô!=>>=2&Ð_ËãÉ_jkDœ A B C| D—~„^uXh?ŒÊ„ ¤[œËãÉfsuŽeœ A´ˆ Dºú_•¦}ËãÉ•‹‹z&#ç¥¬•¤UÆAU~X‹—•@˜¹^uXhËãÉ¤_Øyœ&‹¹&[_ij[œÆA Aµ!Ò01 •jkõ¹^uXhš›_456 789, [œ&%¤?ijU`Xtuxy_g]&h$~r‘}ñÉNc C F‡y_•uiF¤e[HíU‰ŠWX‹—Uä‘f^uXh‹_‹—œ&)&}U456 789, c-ugh$~ •oo- /ñç•_,—;’"_ijU`XE)C’_ó$—u‡•fuT,ÿ"¥czzdà‚ƒScŠf^uXh&g&456 789, U`XaÉ§ž,<ÖV€ÝU`z&ij = DsUœ5§cOX‹—U•ä‘f^uXh‹_`‡~aÉ§ž,<Sœ&ž,<¥h;§_•uËãÉÚÛ_ij}ab[œŸû}U;F[²z&)&}Uœ456 789, U`X+“ž;ij”ËãÉ_‰Š”ËãÉis™˜_,—;’"_ij—u‡•¹U`z&DeçEŒ•_deC’/UVBC_
ó$&²Xuœå¦}+“ž;U`Xñç•_‹¾»P/@•EM~j—u‡T,ÿ"¥U•ÇAWX‹—•‚ƒU~X—¦Xõ¹Xh!

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oHGGQL!QN!I2Ô!=>>º.!.M0.!|ºC.!C?CA!

8HOPIGJ!QN!I2Ô!=>>µ.!.M08.!|C3.!8Cº3!

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15

ù'úV773-Tau /èûèââ£Ùüý¹þÿr!ý¹"ÁÙù 2úV773-Tau /ùæß½mH{y-(SNR, 1 ž#ž)Ù

16

ù 3úV773-Tau /$½$æ˜%&êW‘yD/â&Ù&ê'œ¹r()æ*•HX(J0530+1331)/ù+PkYÈvî,(1 Jy)WõLjÔ2-¬õY.Hæßçù{kXH½/dØÙù{kXH2 oÁ/0î1È1LW2d‚ÊLÙ34õ&ê(ù+PkY)'œ¹5^/n¬Ù

17cdefghij 32m kAlmn; 20GHz oFGpqrs¢ˆMc£e¤N¥c¦§¥¤echi) fgAB¦§¨™š›œr•tžbrŸ
1.

¡—Y˜|65) :nŽed••‘ 32m ’ˆ“”•9ù 1E¹räÊ×J 2/8 GHz –/ VLBI AB)WÏ
5rBŽAB97ÛrMc VLBI †´2jL<=ABE2ÎÓ‚Ê5ÓØÙ¢ˆMcfg
AB¦§¨¹:nŽedWËÌ¦§<î½yÛr32m •289 20 GHz –JDá½:;Ïr
×Ø<v•WÏ5ë<=AB2=ÎJLLjÔ2$%½H¿5ÓLÙ

K–
920 GHzE

JDá¨

—l`XH

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