増え、v=2 J=2 と v=2 J=1 間で反転分布が起きにくくなっていると考えられる。 [3]。同様に、v=2J=1→0, v=3 J=1→0 が検出され、v=3 J=2→1 が検出されない観測結果もある [8]。
(Soria-RuiZ, 2004) による WX Psc（O-rich Star）と χ Cyg（S-type Star）の VLBI 撮像観測でも、
χ Cyg では v=2 J=2→1 が検出され、WX Psc では検出されないと line overlapping を強く示唆する結果を示した。さらにこの観測では、WX Psc において、v=1 J=1→0 と、v=2 J=1→0 の分布領域が重なり、v=1J=1→0 と、2v=1 J=2→1 は全く異なる領域に存在する結果となっており、それを裏
2, T.
M. Oyadomari1, H. Imai1, Y. Tamura2, T. Nagayama
Oyama , N. Matsumoto2, J. Nakashima3, S. -H. Cho4付ける理論モデルも提唱されている [4]。
12変光星星周SiOメーザー励起機構と変光位相の相関性

Kagoshima University,

Mizusawa VLBI Observatory, National Astronomical Observatory of Japan

3Ural Federal University,

4Korean Astronomy and Space Science Institute

長周期変光星（LPVs）星周のSiOメーザーの励起機構には (1)stellar radiation pumping, (2) collisional pumping,(3)H2O-SiO line overlapping がある[1][2][3][4]．我々は2輝線のメーザーの相対分布の様相から優勢な励起機構が推察可能で、その相対分布の様相は中心星の変光位相と相関性があると考えている。先行研究のW Hyaの観測において、変光位相φ〜0.0（φ=0.0および1.0で可視光ライトカーブ最大）の観測時には、v=3メーザーは中心星に近い領域で、v=1とv=2メーザーはv=3より中心星から離れた領域で観測され、v=3とv=1,2メーザー領域は空間的に重なることはなかったが、φ〜0.2の観測時にはv=2メーザー領域が中心星に近くなりv=3メーザー領域と空間的・速度分布的にも重なる分布を示した[5]。W Hyaのφ〜0.2観測時のように、v=2メーザーがよりエネルギー準位が高いv=3メーザーと同じ領域またはv=3メーザーより中心星に近い領域に存在するのは、H2O-SiO line overlappingが優勢な励起機構になっている時と考えられる[3]．また、変光星星周のSiOメーザー強度は、赤外線放射と同じように、可視光ライトカーブピークを過ぎた位相φ=0.1­0.2あたりで最大となる．これは中心星からの赤外線放射強度が増すこFigure 1 The baselines of VERA and NRO45m.
Table 1 Parameters of observationsとで、H2O-SiO line overlappingの起因となる星周の水蒸気分子からの中間赤外線（〜8μm）が増すためと考えられる．我々はVERAと野辺山45m望遠鏡を用い長周期変光星12天体の星周の一酸化珪素 (SiO) v = 2, v = 3 J = 1 → 0
図 1.1: SiO メーザー 振動-回転エネルギー準位メーザーの2輝線同時観測を行い、星の変光位相とメーザー励起機構との相関性について考察した．
●H20-SiO line overlapping mechanism
水蒸気分子の振動‒回転エネルギー遷移によって放出された中間赤外線 116,6 ν2=1 → 127,5 ν2=0, 50,5
ν2=2 → 63,4 ν2=1 が、SiO 分子のエネルギー準位
v=1 (J=0) → v=2 (J=1) 、v=2 (J=0) → v=3 (J=1)にそれぞれ汲み上げることによって、v=2 (J=1→0)
および v=3 (J=1→0) メーザーが生じることである。
この状況では、 v=1, v=2, v=3 メーザー放射が空間的・速度分布的にも相関をもち、メーザースポットのFigure 2 H2O-SiO line overlapping mechanism領域が重なるこ とが予想される．

図 1.2: H2 O - SiO line overlapping●T CepFigure 3 (a): T Cep v=2(緑) v=3 (赤)メー

v=2

Figure 4 T Cep v=2(上ザー合成マップ．2012年5月20日(φ〜0.2)
4に観測．v=2とv=3メーザーのマップ合成に

図), v=3(下図) トータルパ

は、v=2メーザーの最も明るい速度チャン山45m望遠鏡で取得したに適応させる phase-referencing を使用，その際にアンテナ局位置精度の不確定性の大きい野辺山45m望遠鏡のデータを使用しているため、マップ合成制度は1mas程度.
点線（黒）はv=2メーザーが星を中心に円状の分布していると仮定し目視で描いた．

Total power ﬂux density (Jy)

ネルの解をその他のv=2およびv=3メーザー

ワーフラックス密度．野辺
データ．2012年3月24日(φ〜0.0)と5月20日(φ〜0.2)に観測．
v=3(b): v=2(上図), v=3(下図)の視線速度分布図．
視線速度-4km/sのメーザースポット群はv=2, v=3メーザー存在領域が重なっている．
LSR velocity (km s-1)

●W HyaFig. 1. Synthesized maps of SiO v =2 and v =3 (J =1→ 0) masers around T Cep. (a) Velocity-integrated
v=2contour maps of the v =2 and v =3 masers. A dashed circle is drawn so as to fit
to the v =2 maser
distribution. (b) First moment maps of v =2 (upper panel) and v =3 (lower panel) masers● Results and Discussions
観測した長周期変光星12天体のうち T Cep (Fig. 3), W Hya (Fig. 5), WX Psc, R Leoの4天体でv=2, v=3のマップ合成に成功した(Table 1)．

Total power ﬂux density (Jy)T Cep (Fig. 3)はφ〜0.2の時期に観測されていることから、中心星の赤外線放射強度が強くH2O-SiO line overlappingの効果も高いと推察していた．結果はそれと矛盾なく、v=2メーザー領域はv=3メーザー領域と中心星からほぼ同じ半径の領域に存在していることからv=2メーザーはline overlappingの影響を受けていると考えられる．また、v=3の視線速度-4km/sのメーザースポット群は、φ〜0.0の観測時には観られずφ〜0.2の観測
v=3時に現れているが、v=2メーザー領域と空間的・速度分布的に良く相関していることから、line overlapping によってv=2 (J=0) → v=3 (J=1)へ励起した可能性がある．
W Hyaでは、φ〜0.8よりφ〜0.0の時がv=2,v=3ともに強度が強くなっている．W Hyaのv=2メーザーはv=3メーザー領域より中心星に近い領域に存在しており、位相φ〜0.0の時に既にline overlappingの効果が現れている可能性がある．一方、v=3メーザーはv=2メーザー領域とと空間的・速度分布的相関が全く見られないことから、v=3メーザーの励Figure 5 W Hya v=2(緑) v=3 (赤)メーザー

起機構はとline overlappingではないと推察できる．

ig. 2. Synthesized maps of SiO v =2 and v =3 (J =1→ 0) masers around W Hya.

5
合成マップ．2012年5月20日(φ〜0.0)に観測．phase-referencingによるマップ合成

LSR velocity (km s-1)

Referencesには野辺山45mを除いたVERA4局のみデー

Figure 6 W Hya v=2(上図),

タを使用したため合成精度は50μas程度．

[1] Lockett, P., Elitzur, M, et al. 1992, ApJ, 399, 704

v=3(下図) トータルパワーフラッ

v=3メーザーは、v=2メーザーが星を中心に[2] Bujarrabal, V., 1994, A&A, 285, 953

クス密度．野辺山45m望遠鏡で取円状の分布していると仮定し目視で描いた[3] J. -F, Desmurs, et al. 2014, A&A, 565, A127

得したデータ．2012年3月24日

点線（黒）より外側に存在している．

[4] Soria-Ruiz, R., et al. 2004, A&Ap, 426, 131(φ〜0.8)と5月20日(φ〜0.0)に[5] Imai, H., et al. 2010, PASJ, 62, 431

観測．