2020.09.24 18th VERA UM

高感度短基線VLBIを用いた核融合開始直後の大質量星に付随する極小HII領域探査

山口大学大学院創成科学研究科 小倉達也

研究概要

JVNスナップショット電波源探査
山口大＋茨城大＋NICT局による1基線VLBI（非イメージング）〜80 km●Yamaguchi32m(NAOJ/山口大学)●Hitachi32m(NAOJ/茨城大学)●Kashima34m(NICT)

本研究では銀河面の100masス
ケールのセンチ波微弱電波源に焦点を当てて探査観測をした●●●〜850 km

銀河面のセンチ波電波源探査
現状最高分解能の5GHz無バイアスサーベイ
The CORNISH survey (Purcell et al. 2008, 2013; Hoare et al. 2012)
Spitzer GLIMPSE I (Churchwell et al. 2009)の範囲(北天のみ)をさらにVLAで探査
観測装置

J-VLA

周波数5GHz (BW = 25 MHz)探査範囲

10 ≤ l ≤ 65 , |b| ≤ 1

空間分解能1”.5 (Conf B, BnA)

感度(1σ)

0.4 mJy/beam

観測期間2006/07/12 -2008/02/04(UC)HII領域、惑星状星雲、電波銀河等を分類。
ただし、分解能の不足により種族推定不可能な電波源が存在。
銀河面の中には、銀河系内の熱放射源や背景AGN等の研究価値のあるミリ秒角サイズの電波源が埋まっている可能性アリ核融合開始直後の大質量星に付随する極小HII領域
今回着目する系内の熱放射源：誕生直後の大質量星
分子雲コア105 yr

原始星段階

主系列星

107 yr~~

0 yr

分子雲
分子雲コア

水素核融合開始
free-fall 1st/2nd core

円盤降着期

（HII領域形成）

赤色超巨星
超新星爆発へ

発見例がない
近年の数値計算の結果では20 − 30 M⊙

つまり、大多数の大質量星の・火が付く質量・質量降着率・星の周りの環境が観測的にわからない( ∼ 10−3 M⊙yr−1)で大質量星に火が付く(Hosokawa＆Omukai 2009, 2010)

目標

手法

誕生直後の大質量星を発見し形成直後の極小HII領域を指標に観測的に中心星質量などを検証をしたい発見を目指す

極小HII領域のサイズ/フラックス
HII領域のサイズ

現在発見されているHCHII領域の最小サイズは~500 au (Hoare et al. 2007)※ Kurtz (2005)を参考に作成・想定される誕生直後のHII領域のサイズ(概算)
重力により電離ガスを留められる最大の半径（重力半径）をrgとしたとき、中心星の重力エネルギーと電離ガスの運動エネルギーの関係より

GMrg ∼ 2veve =−1[au]g−32kBTT∼ 13 ×[km /s]( 10 4 K )m

ZAMSの質量を 20 M⊙でサイズを概算

MTrg ∼ 100 ×( 20 M⊙ ) ( 104 K )Mstar r

ただし音速はdθ ∼ 100 ×( 1 kpc )−1

High mass star
Gravitational
radius[mas]

輝度温度が104 Kであると仮定すると、フラックスは4 mJy程になる

観測

探査天体の選出
CORNISHから次の2つの条件で絞り込む• Infrared-Quiet (CORNISHの分類、若い星の指標)• VLAの分解能1.5秒角に対して点源

今回は試験的にDEC>0の天体から無作為に255天体を対象に観測

合計：662天体

77%が10 mJy以下フラックス(＠5GHz)の分布(662天体)

空間分布(662天体)

観測手法
鹿島-日立 (+山口) 基線を用いたVLBI @8.4 GHz帯
空間分解能
・鹿島-日立基線
θksm−htc ∼ 89 mas

・山口-日立基線~80 kmθymg−htc ∼ 8.4 mas~850 km

感度(1σ)

日立32ｍ〜80 km1）600sec積分での1σの値。
2）輝度温度は射影基線長、輝度分布に依存するため概算

鹿島34ｍ

極小HII領域の予想値• サイズ：〜100 mas (@1 kpc)
• フラックス密度：〜4 mJy• 輝度温度：〜104 Kを十分検出可能

●
●
山口32ｍ

●

〜850 km観測手法
ソースリスト VLA 5 GHz

θVLA ∼ 1′′.5

VLA 5GHz 1''.5
HII領域(UC含む) 惑星状星雲
電波銀河 AGN etc...

~10 kmhttps://public.nrao.edu/gallery/vla-panorama/

Infrared Quiet

鹿島-日立 89 mas

STEP1 鹿島­日立（短基線）θksm−htc ∼ 89 mas~80 kmSTEP2 山口­日立（長基線）[熱的放射]
極小HII region 原始星ジェット

山口-日立 8.4 mas[非熱的放射]未同定背景AGN
系内BH
中性子星
原始星フレアθymg−htc ∼ 8.4 mas~850 km

つまり今回のターゲットは鹿島-日立で検出かつ山口-日立で"非"検出

観測結果

結果

短基線：検出天体分布

非検出(133) 検出(122)48%52%

検出条件はSNR 6かつ|res-delay| < 1sample以下（1sample ~ 1nsec）

結果

短基線＋長基線：天体分布

255天体
122天体
38天体
84天体

：短基線検出、長基線"非"検出
熱的放射の可能性が高い天体(該当38天体)

結果

全検出天体：フラックス密度

検出天体のフラックス密度
鹿島-日立
山口-日立
山口-日立 (非検出,検出限界値)

短基線にて検出された熱放射と思われる天体の中には4mJyほどの天体も存在する

結果

短基線検出天体のフラックス各ターゲットのフラックス密度の個数分布（短基線）で示される4mJy付近の天体については極小HII領域の可能性あり

結果

結果まとめ

• 鹿島-日立基線(短基線)に検出されたものは122天体• 短基線検出122天体中、山口-日立基線(長基線)にて"非"検出であったものは38天体• 同38天体については熱放射源である可能性が非常に高い

255天体
122天体
38天体
84天体に該当する38天体について
極小サイズのHII領域が含まれていないか• フラックス密度• スペクトル指数• 輝度温度の観点から考える。

考察

極小HII領域のフラックス

誤差の範囲で4 mJy以下を示した7天体

これらは極小HII領域の可能性がある

考察

極小HII領域のスペクトル指数

観測結果からスペクトル指数を算出し、HII領域のSEDと比較する
VLA(1''.5) と 鹿島-日立(89mas)の結果からスペクトル指数の下限値を算出• フラックスが4mJy以下かつαmin > 0は見られた• ただしα=2の天体はない
HII領域の形状がCore-haloである
場合も考慮する必要がある。

Core-haloの例(Wood, Churchwell, 1989)

VLAとJVNでは分解能に差があるため、詳細なSEDを測定する必要がある（後述)考察

極小HII領域の輝度温度高密度化でのHII領域の輝度分布が円形かつ一様(Uniform circular disk)であると仮定して輝度温度を求めた

HII領域の典型的な輝度温度は104 Kである。
~3 104 Kの輝度温度を示す天体が見られた。
ただし天体表面の温度が数万Kまで上昇すること これは極小HII領域の候補天体を含め、何らかから、極小HII領域であれば104 Kより高くなる可 の熱放射源であると考えられる。
能性がある。

今後の予定今後の予定考察
検討：VLAでのSED測定

CORNISH(VLA B配列)-JVNではSEDを決定することができない（CONRISHの分解能不足）

ただし、VLAの最高分解能(A配列)かつK-band以降であれば鹿島-日立基線の分解能と同等以上の性能を持つ

VLA A配列での空間分解能

1）極小HII領域であれば、100GHzほどまではα＝2を示すことが予測される。
2）K-band以降であれば空間分解も可能。候補天体がHII領域であれば空間構造が確認できる可能性がある。
低い熱放射を示すと考えられる天体から順次VLAによる観測を実施しこれを検証する。

結論と今後の展望誕生直後の大質量星の発見を目指し、鹿島-日立(＋山口)基線による微弱電波源の探査を実施
結果• 鹿島-日立基線(短基線)に検出されたものは255天体のうち122天体（検出率48％）• 短基線検出122天体中、山口-日立基線(長基線)にて"非"検出であったものは38天体

考察• 球状の極小HII領域のモデルから考えると、検出天体の中に極小HII領域の可能性がある天体あり• スペクトル指数が正を示すものが見られた（高密度下でα＝2となると予測される）• 3万K程度の輝度温度を示す天体が見られ、これらは熱放射であると考えられる銀河面方向に存在する〜3 104Kの熱放射源を検出
これらは極小HII領域の候補であるとして追調査を行う

次の段階• VLA A配列によってSEDの測定を行い、予測されるHII領域のSEDと比較