17th Mizusawa VLBI Observatory Users Meeting in 2019

Extreme-OH/IR星 NSV17351の観測的研究

鹿児島大学 理工学研究科 M1

k1391832@kadai.jp

守田篤史1

中川亜紀治1、倉山智春2、須藤広志3、松野雅子1、VERA project4

OH/IR星はAsymptotic Giant Branch(AGB)段階にあり、惑星状星雲に至る直前の瞬間を表していると言われている。また、Mira型変光星はOH/IR星に進化するとも考えられている。我々はこのAGBの進化過程についてVLBI観測から得られる情報と合わせて観測的に理解することを目的として、2017年からVERAによるOH/IR星の位置天文観測を開始した。
本ポスターで発表するOH/IR星NSV17351はその一例である。

1:鹿児島大学

2:帝京科学大学

3:岐阜大学

我々はNSV17351の水メーザーを観測し、年周視差π=0.251±0.014 ミリ秒角(距離D=3.98(+0.24/-0.21) kpc)であると求め

4:国立天文台水沢VLBI観測所

た。また、入来局での水メーザーモニター観測から変光周期1114日と決定した。さらに、過去40年間にわたる水メーザー
スペクトルの形状の変化から、水メーザーは加速度0.21±0.08[km s-1 yr-1]で加速していることが分かった。我々はこの加速現象を、星周の速度場の加速であると解釈。質量放出率の増大など星の物理状態の変化に起因すると考えられることから、NSV17351はMira型変光星からOH/IR星に移行している天体であると推定、AGBの進化理解に貴重なサンプルである

Kagoshima Univ.

可能性が高いといえることが分かった。

̶̶̶̶̶̶̶̶̶̶̶̶̶̶̶̶̶̶̶̶̶̶̶̶・望遠鏡：VERA20m電波望遠鏡
・観測回数：11観測（2018〜2019）【VLBI観測】・観測周波数：22GHz 水メーザー
NSV17351の年周視差を計測
・速度分解能：0.42 km s-1するためにVERAでVLBI観測・観測天体：NSV17351
座標(J2000) 赤経 07h07m49.380s
赤緯 -10°44’05.90”
・位置参照電波源 ：J0709-1127
̶̶̶̶̶̶̶̶̶̶̶̶̶̶̶̶̶̶̶̶̶̶̶̶
・望遠鏡：VERA入来局20m電波望遠鏡【単一鏡観測】・観測期間：2015年11月〜2019年5月
水メーザースペクトルの取得と、・観測周波数：22GHz 水メーザー
強度変動周期決定のため・速度分解能：0.42 km s-1
入来局でモニター観測
・帯域幅：32 MHz
・分光点数：1024点・積分時間：10〜30分
・r.m.sノイズレベル：0.01K 〜0.05K
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1.Introduction

2.Observations【OH/IR星とは？】・中小質量星(0.8~8M⊙)の進化末期(AGB段階)・惑星状星雲段階移行の直前の瞬間(te Lintel Hekkert+1991; Etoka&Diamond 2006)−4-1
・質量放出率は激しいもので10 M⊙yr (te Lintel Hekkert+1991)
・星周にH2O、SiO、OHメーザーが付随
・変光周期100日から3000日まで幅広く存在する【研究背景と目的】
OH/IR星はAsymptotic Giant Branch(AGB)段階にある。Mira型変光星がさらに進化が進んだ姿であるとも考えられているが、その恒星進化の詳細(周期が長くなる、質量放出率が大きくなるetc…)についてはまだまだ未解決な問題が多い。我々はこのような恒星進化の理解について、位置天文観測により得られる星周メーザーの分布や運動だけでなく、メーザーのスペクトルやその変動性の解釈など観測的側面からアプロー
チしていきたいと考えている。
本ポスターで発表する OH/IR星 NSV17351は、その成果の一例目である。

3.Results & Discussion【水メーザー積分強度の時間変動】(blueshiftとredshift成分の速度差)の時間変化図。

Figure 2:水メーザースペクトル例. 我々の得たス ピークの速度差の時間変化を調査→加速を検出！
ペクトル(top),及び先行研究の例(bottom).

Figure 1:水メーザー積分強度の時間変動図。矢印付き白抜きは非検出を示す。
実線はフィッティング結果。

Period=1114day
108-peakoubled6

2015-2018 VERA-Iriki 20m(Morita et al., In prep.)

1978 Haystack 37m(Blitz&Lada 1979)m！

ruspect

2009 KVN 21m(Kim+2010)

1991 Kashima 34m(Takaba+1994)

42018 VERA-Iriki 20m(this work)

20
57200

57400

57600

57800

58000
MJD

58200

58400

58600

▶︎加速現象の解釈 → メーザー放射領域内の速度場の加速

58800

1991 Kashima 34m(Takaba+1994)

NSV17351の変光周期は不明だったが、水メーザーの強度変動から変光周期を推定することができた。
水メーザーは脈動にsensitiveであることが先行研究で分かっており、我々が得たメーザーの変動がNSV17351の変光周期を良く反映していると考えられる。

-85

R.A.

・中心星の位置に重なるように、最も青方偏移するmaser featureが分布(fig.5)
・その周りには、それ以外の成分がまばらに存在→水メーザーシェルの手前と奥が見えていることを示唆②メーザースペクトルの形状
62.5

0.5 mas yr-1

057.5-95

2019.6

Decl.

Mean maserposition
-105

52.5

★

5047.5-110

水メーザーがOHメーザーと似たような力学状態にあると推測される(spherical, terminal velocity, steadily outflow…)

LSR velocity (km/s)

2019.455-10031mas

Year2019.2

Decl. offset (mas)

-0.2

2019

・OHメーザースペクトルと比較するために、重ねてみる(fig.6)→切り立ったピークエミッション、U字型のくぼみ

609.5 km s-1 @3.98kpc-90

2018.8Mira型変光星から①水メーザースポットの分布・20mas × 31mas (80AU × 124AU @3.98kpc).
・おおよそ等方的に分布・大局的に中心星から外へ向かう運動

0.2

2018.6(輻射圧の増大→mass-loss増加)【OHメーザーとの類似点】

Figure 5:水メーザースポットの空間分布と内部運動図。

2018.4星の物理状態の変化

説

この仮説が立証できれば、非常に貴重なサンプルとなりえる

Figure 4:NSV17351の年周視差振動成分。
Parallax : 0.251±0.014 mas
Distance：3.98(+0.24/-0.21) kpc
・全メーザーの平均固有運動(μx, μy) = (-1.20±0.12, 1.30±0.18) mas yr-1

2018.2

仮OH/IR星に進化中である可能性【メーザー分布と内部運動】-0.4

何が起きたのか？

仮説が正しければ・・・【位置天文観測結果】

0.4

R.A. Offset (mas)

直線は一次近似線。
An acceleration of 0.21 ± 0.08 km s-1 yr-1

我々が得たスペクトルと先行研究のスペクトルと比較してみると、ピークの速度差が大きくなっていくような変化をしていることが分かった。

12

Integrated intensity[K*kms-1]

Figure 3:1978年から2019年までのΔV=|Vblue-Vred|【水メーザーの加速現象】

22GHz H2O maser(this work)
1612MHz OH maser(Le Squeren+1979)

45-11542.5-120-125

4020mas135130125120115
110
R.A. offset (mas)

105

100

95

37.5

Figure 6:水メーザースペクトルにOHメーザースペクトルを重ねた図。