日韓VLBI大型観測事業で探る
星周縁の動的振舞い
今井 裕（鹿児島大学・国際電波天文学共同研究推進室）

KaVA Evolved Stars sub-Working GroupESTEMA team

KVN and VERA Array (KaVA)VERA: 複視野同時観測
KVN: ４波長バンド同時観測
KaVA: 高感度・高解像度撮像

KaVAによる
星周メーザー撮像

BX Cam
SiO (J=1→0) masers(Imai et al. in prep.)

10 ミリ秒角~5 AU@500 pc

3バンド同時VLBI分光撮像(KaVA+KVN)
S Per (Asaki et al. in prep.)

50 ミリ秒角~120 AU@2.4 kpc

H2O (22GHz) SiO J=1à0 v=1 (43GHz) SiO J=1à0 v=2 (43GHz)
SiO J=2à1 (86GHz)

Ỉ⣲ศᏊಶᩘᐦᗘ [cm-3] ࡢᑐᩘගゎ㞳୍࣭ᐃ㏿ᗘᣑᩓ㡿ᇦ(OH ࣓࣮ࢨ࣮ᨺᑕ⌫Ẇ )46

動径方向加速領域(H2O ࣓࣮ࢨ࣮࢞ࢫሢ )810ሻ㸦⌛⣲㉁㸧
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メーザー放射層と基本的なAGB星
星周ガス縁の構造との空間的関係

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0
12ᫍ୰ᚰ࠿ࡽࡢ㊥㞳 [AU] ࡢᑐᩘほ ⿦⨨ゎീᗘ
VLBI (H2O ཬࡧ SiO ࣓࣮ࢨ࣮ほ )VLTI( ㉥እ⥺ᖸ΅ィほ )ALMA ( ࣑ࣜἼ࣭ࢧࣈ࣑ࣜἼࡢศᏊ࣭ሻᨺᑕ )KaVA	  大型観測事業で実行したいこと	
星周メーザーを使った星周ガス縁運動の視覚化• 膨張・収縮・対流・回転・加速運動• 実体運動と見かけ運動の分別

見たいもの• メーザー励起の一部始終• 星内部対流によって浮き上がり巻き上げられるガス塊• ジェットや枝状放出 (spurs)• 脈動変光衝撃波の伝播

一般公開で見せられる電波動画を作る
SiO masers around TX Cam(Gonidakis et al. 2014)

何故連続撮像?

測光をするならば周期の1/20くらいの間隔で頻繁にやらないとね〜（by 竹内 峯 先生）

Movie of S Per H2O masers (Asaki et al. in prep.)
メーザースポット運動の誤認定の回避
Christmas tree 効果の同定（メーザー励起領域の伝播）
衝撃波通過（２­３カ月・加速＋減速）の検出

主な対象： ミラ型変光星（周期300—1000日）

放射圧の起源と質量放出への影響力
Höfner (2011)
ミラ型変光星において可視光線に見られる大きな変光振幅はTiO 分子の吸収による？
(Reid & Goldston 2002)| ガスの運動からダストの運動を探求する

ダストが増えれば放射圧が増大するはず ….
ダスト形成領域に凝固していない分子が多過ぎる！
(Kaminski et al. 2013){ 珪素系ダストは透明： 吸収ではなく散乱が放射圧を作り出す{{脈動変光が作り出す衝撃波の大きさは？

with shock waves
without shock waves

Distance from star (stellar radius)

酸素過多星のダストは透明だが、衝撃波ができる？
Shock waves in C-rich envelope Höfner et al. (1995)

同じ領域に見られる複数メーザー輝線は	  どうやって励起される？	
•放射励起	  （星・分子ガス・塵）	  •衝突励起（H２分子）	

SiO	  メーザー輝線(J→J-­‐1,	  J=1,2,3,	  …;	   	  周波数≈43×J[GHz])−2/5!R$
Tenvelope = T* # &" R* %
T* ≈ 3000 K
R* ≈ 1-10 AU

Line overlapping!
H2O 分子による	中間赤外線放射の吸収	異種メーザーマップの重ね合わせ
異なる振動励起状態ではなく異なる回転励起状態のメーザーで分布が重なる高精度のアストロメトリ (VERA) or バンド間位相準拠(KVN)が必要

S Per (Asaki et al. in prep.)

WX Psc (Soria-Ruiz et al. 2004)

メーザー励起条件の時間変化	

W Hya
On 2009 Feb. 27-28

星のサイズ(Imai et al. 2010)	

異種メーザーマップ
重ね合わせ誤差は2 mas以内	メーザー励起条件の時間変化	

W Hya
On 2009 Apr. 11-12星のサイズ(Imai et al. 2010)	

異種メーザーマップ
重ね合わせ誤差は2 mas以内	メーザー励起条件の時間変化	

R Cas(Imai et al. in prep)	

観測時の変光フェイズの違いによる？	

メーザー励起条件の時間変化	

観測時の変光フェイズの違いによる？	

T Cep(Oyadomari et al. in prep)	

周期的メーザー放射の強度変化
1. 周期的変光によるもの： メーザー領域の温度の変化
2. 周期的な脈動変光衝撃波の伝播

空間分布の情報が必要(Kim et al. 2014)

H2O メーザー領域の物理状態変化を連続的に捉える
H2O masers in W Hya

周期的?
メーザー領域の発生/消滅の仕組みは?
{ 衝撃波通過{ 脈動変光| 変光周期以上の長期的変化の原因は?
{ 断続的質量放出{ 連星系||

VLA (baseline 30 km)

2005 January 20

VERA (1000 km)

KNIFE (200 km)

2013 January 8KaVA (400 km)

H2Oメーザー領域に見られたメーザーガス塊急速加速
33Decl. offset (mas)0-40

25 - 26 km s-1
20 - 25 km s-1
15 - 20 km s-1
10 - 15 km s-1
9 - 10 km s-1-80-12012080400Decl. offset (mas)1998 May 11

40

32

Accelerated maser features
May 11May 31
June 19
July 13
August 1

3130-40

R.A. offset (mas)

RT Vir (Imai et al. 2003)

29-9-10-11

R.A. offset (mas)-12メーザースポット形状の時間変化を捉える
メーザービーム角~
見かけのスポットサイズ
÷
メーザーガス塊(maser features)サイズ⇩
衝撃波通過→matter boundedor
弾丸状ガス塊→amplification bounded
Richards (2010)

KaVA 星周メーザー大規模観測事業(2015—2025)| 長周期変光星20天体のメーザー源観測を今後10年間{ 1/20変光周期(2—12 週間に一度)毎に2—3変光周期(最長10年間)にわたる連続電波撮像{ SiO 7mm, 3mm, 2mm SiO及び 13 mm H2O メーザーの同時観測（完全同時+24時間以内に１バンドずつ）{ 年間500時間以内のKaVA望遠鏡時間| 基本的な着想点{ 微視的（メーザースポット, <1AU）から巨視的（星周ガス縁, ~100 AU）までを網羅的にカバー{ 星表面付近 (SiO) から星周縁加速領域(H2O) まで{ 球対称的から質量放出からジェット放射まで{ 世界最大サンプル(１回撮像80天体、モニター20天体）に基づく星周センチ波・ミリ波メーザー放射源の統計的研究

KaVA Large Program ESTEMA(Expanded Study on Stellar Masers)
Running during 2015—2016
Hiroshi Imai1*, Se-Hyung Cho2*, Yoshiharu Asaki3, Yoon Kyung Choi2,Jaeheon Kim2, Youngjoo Yun2, Richard Dodson4, Maria Rioja4,Cheulhong Min5, Tomoaki Oyama5, Sung-Chul Yoon6,Dong-Whan Yoon6, Dong-Jin Kim2,7, Miyako Oyadomari1,Ross A. Burns1, Gabor Orosz1, Akiharu Nakagawa1,James Chibueze O.8, Andrey M. Sobolev9, Jun-ichi Nakashima9※co-PI

1Kagoshima Univ.; 2KASI; 3ISAS/JAXA; 4ICRAR/UWA; 5NAOJ/VERA;
6SNU; 7Yonsei Univ.; 8Univ. Nigeria; 9Ural Fed. Univ.

KaVA ESTEMA (2015—2016)• 連続KaVA撮像に適した星周メーザー源（約20星）の探査• 変光星80 天体のスナップショット撮像 （120時間×2年間）• H2O, SiO (v=1, 2, 3, J=1à0, v=1 J=2à1, v=1 J=3à2, 29SiO v=1 J=1à0)• 約40星の星周メーザー源マップの獲得• 統計的分析

微視的描像 (~0.1 AU) から巨視的描像 (~100 AU) まで
個々のメーザーガス塊から星周ガス縁全体まで異なる変光周期・恒星進化段階の間に見られる相関• Phase-2 (2017~?)連続KaVA撮像につなげる• VERA: 年周視差計測 (KaVAで実行）• ALMA Cycle-5 Large Projectの提案?
• Nano-JASMINEとの連携：中心星との相対位置

KaVA ESTEMAの科学的目標— 過去最大の星周メーザー源の統計的分析 —1. 微視的描像: 個々のガス塊（0.1—1 AU)の構造•

スパー・弧状構造: Matter- / amplification-bounded maser?

2. 巨視的描像: 星周ガス縁の構造及び速度場•••

中心星(≈SiOメーザー環中心）に対するSiO、H2O メーザーの分布
動径方向への加速の大きさ、非等方的ガス放出流
力学的時間尺度や質量放出率の導出（可能であれば）

3. 変光周期・変光位相と上記メーザーの特徴の相関••

周期的なメーザー放射の振舞いの解明
特徴的構造の出現と消滅の傾向の把握

4. 星・星周ガス縁の物理状態と上記メーザーの特徴の相関••

星周ガス縁のSED、恒星の光度、スペクトル型との相関
恒星進化段階との相関可視光・赤外線測光・分光観測との連携| 変光の周期と基準日における位相さえ分かれば良い？
| 正弦関数で近似できる？ ×可視光線○近赤外線？
| 光度曲線（波形・振幅とその変化）は何で決まる？

赤色超巨星における「間欠的」質量放出？
気長に測光するのに良いテーマ？
より細かい時間変動à非等方的質量放出との関連？
|
変光の周期と基準日における位相さえ分かれば良い？
1960

1980

| 正弦関数で近似できる？

2000

S Per (AAVSO, Asaki et al. in prep.)まとめ・今後| 星周ガス縁の空間分解：

VLBI & ALMA| メーザー源動画：

詳細な動画は２０年間でたった１例しかない
歴史に残るVLBI連続多波長分光撮像
à KaVA大型観測事業(2015-2025?)| 光度曲線：

正弦関数で近似しても良い？

{ 気長にかつ綿密にà 天体観測実習の積み重ね、昼間に測光（赤外）可能？
{ メーザー源の振舞いに注目したら面白いかも{ 分光（組成、速度場？）・偏光観測（非等方性）

à脈動変光に伴う時間変化の追求