VERA&苫小牧11mによる大質量原始星G353.273+0.641の長期モニター観測
元木業人 (北大理D3, 学振特別研究員DC)、 徂徠和夫 (北大理)要旨：現在質量降着による大質量星形成はほぼ確実視されつつある。より定量的な進化を議論するためには質量降着に関する詳細な理解が必要である。これに対して大質量原始星ジェットの性質は降着円盤の環境を調べる有力な手がかりである。Blue Shift Dominant Maser (BSDM)はポールオン配置の大質量原始星ジェット候補天体と考えられているが、実際にジェットの付随が確認された例は未だ無い。我々は典型的なBSDMである
G353.273+0.641に対する初の長期モニターを行い、従来の解釈を裏付ける結果を得た（Motogi et al. 2011b）。今後ジェットの直接観測によってメーザー変動性とジェット駆動の関係を確立できれば、水メーザーの単一鏡観測を元にして簡便にジェットの変動性をモニターできると考えられる。さらにこうしたモニターを利用して降着円盤の磁場環境や光度等をTO観測することで、円盤降着とジェット駆動の定量的な理解が得られると期待される。
6 Tables and Figures

4.Motogi et al. (2011b)

1. 質量降着による大質量星形成○BSDMに対する初の長期モニター観測(単一鏡+VLBI))◯質量降着による大質量星形成はほぼ確実(Kraus et al. 2010：図A)

A	~ 2008年度から現在も継続中
単一鏡 : 北海道大学苫小牧11 m 電波望遠鏡 (10 – 30日間隔)
VLBI : 国立天文台VERA (30 – 100日間隔)

Fig A: (右)VLTIによって得られた大質量星周囲の降着円盤からの近赤外ダスト放射。
中心星質量は20 Msun程度
すでに大方の質量降着は終えていると考えられている。
(左)SEDと輻射輸送から推定される円盤モデル。中心部にはダストの蒸発した領域が存在。

☆ターゲット天体…G353.273+0.641	
南天の典型的BSDM: 距離1.7 kpc D	
(Caswell et al. 2008)17h26m01s.5883, -34d15’14”.905(J2000.0)

Figure 3: Spatial distribution of maser spots
in G353 from Motogi et al. (2011). The coordinate origin is α2000 = 17h 26m 01s .5883,
δ2000 = -34◦ 15# 14## .905. Here, each triangle
indicates detected maser spot and its color
represents a line of sight velocity. We also
☆3年間で3度のメーザーフレアを検出
shows the spatial center of 6.7 GHz methanol
maser emission with the black cross. TheE	◯ most
非常に間欠的な増光
red and blue components are high■：単一鏡
lighted by dashed circles.
▲：VERAデータ	

◯実効的なストームグレン半径(降着率流とダスト吸収込み)が重力半径を突破次第HCHII region 形成(e.g., Keto et al. 2007)◯最大で20 Msunまで未形成、質量降着期の寿命~ 105 yr(e.g., Ben Davis et al. 2011)

2. 大質量原始星ジェット

衝撃波の伝搬間隔>メーザークランプの寿命を示唆◯円盤 + MHDジェット系は普遍的 ? (e.g., McKee & Tan 2003)◯ 少なくとも電波ジェットの性質は

Fig E: 視線速度53 ± 7 km s-1成分の光度曲線。横軸は2008年1月1日からの日数。1000日目以降のデータは論文化後の追加データ。

定性的に低質量星と変わらない（e.g., Anglada 1996）
空間スケール 〜100 au
高速の固有運動 〜500 km s-1

4-1☆非常に狭い空間分布~200au内に120 km s の線幅
Figure2: The light curve of the maser clusters at the line of sight velocity of -53 ± 7F	, which is named C50. The x-axis
km s−1◯ 「ポールオン」配置を反映?
show relative days from the first day of 2008.
空間 ÷ 時間スケール
The squares and triangles show single-dishand VLBI data points, respectively. Follow- = 500 km s-1のジェットを示唆
up single-dish data, which show the 3rd flare,→CepA
FigureHW2のケースと一致
4: Schematic view of the jet and outare added to the dataset presented in Motogi
flow model.
(Torrelles et al. 2011)
et al. (2011).

K. Motogi et al.

1 yr 程度の時変動…
◯ Class 0天体のような分子ジェット(e.g., Lee et al. 2009)は未検出◯時間変動の由来は不明

Fig B:Torrelles et al. 1996より、CepA HW2に →磁場環境 or 降着率の変化?
付随する電波ジェット(1.3 cm)と22GHz H2Oメーザー(十)の分布。メーザーは赤道流状の◯速度から推定される駆動スケールアウトフローをトレース。	

Fig F:VERAによって得られたメーザースポッ
トの空間分布。座標は原点(天体座標、本文参照)からの相対座標で単位はミリ秒角。

(10 – 100 Rsun)のDynamical Timeよりは明らかに長い時間スケール

3. Blue Shift Dominant Maser (BSDM)

間欠ジェット	☆メーザー源の系統的な加速を検出(フレア時のみ)◯高変動?…(長期モニターの例は無し)

母体コア	
降着円盤	

Fig C: 推定されるBSDMの構造(エッジオン視点)。メーザー源はジェットとキャビティー壁の界面で衝撃波励起される	

G◯非常に広い速度幅 (~ 200 km s-1)

キャビティー	 →種光子が原始星の輻射に依存?

C	◯ 運動量供給率 ~ 10-3 Msun km s-1 yr-1
→大質量ジェットとして妥当な値 (e.g., Arce et al. 2007)

indicates that global variation pattern is dominant in C50
rather than random fluctuation during our monitoring. Although large dip was caught in day 473 for C70, same global
pattern was identifiable, i.e., the flare-up continued for ∼ 150days and rapid decaying. The dip in C70 is roughly factorof three weaker than the peak flux density and explainableby short-term fluctuation.
Figure 4 presents time variation of the prominent
part of the maser alignment that contains most flux ofC50. This successive alignment had been appeared after the first flare. The maximum spatial scale of thealignment is roughly 50 mas (∼ 90 au) that is almost typical value for an individual maser filament inan outflow shock (e.g., Elitzur, Hollenbach & McKee 1989;
Motogi et al. 2008; Torrelles et al. 2011). A number written
in upper right part of each panel shows relative day fromthe 1st VLBI epoch (day 183). The alignment was initiallyvertical and dramatically changed to be horizontal during
the flare phase (2nd – 4th epoch). All maser features in thisregion completely disappeared in the 7th VLBI epoch. Another maser alignment appeared in the final VLBI epoch,tracing the second flare.
Because of non-negligible accelerations of VLSR , the-1
identification of individual maser feature in these alignments
is difficult (see section 3.3). We, thus, estimated averaged-1
proper motions of these alignment, where we averaged thepositions of all maser spots in each alignment and calculatedµX and µY for vertical and horizontal alignments, respectively. Here, µX and µY show the linear proper motion ineach directions. Such a motion perpendicular to a maser◯ Fluxの90%近くは高青方偏移成分

メーザー源	

4Figure 1. Spatial and velocity distribution of all maser spots in G353. Colour triangles indicate detected maser spots and their VLSR
values. Coordinate origin is (α,δ)J2000.0 = (17h 26m 01s .5883, -34◦ 15" 14"" .905) which is the position of the brightest maser spot in second
VLBI epoch.

◯特異な22 GHz 水メーザーの種族
ポールオン大質量ジェットの候補天体 (e.g., Caswell et al. 2008)☆予想されるBSDMの構造	
観測者の方向	WeakRed-shiftedemission	

FigureSchematic picture of the blue
Fig 1:
D: ATCAによって2007年に得られた
shift22
dominant
maser, being viewed edge-on.
GHz 水メーザースペクトル（CaswellMaser
clumpsare located on a working suret al.
2008）。緑の破線は系統速度(~-5face between
jet and envelope. Significant
km s-1)。
maser flare is synchronized with episodic jetlaunching.

◯定量的な原始星進化は質量降着率に依存(e.g., Hosokawa et al. 2009; 2010)	
B	

± 100 km s-1	→ジェットの変動性に由来 ?
◯Class II メタノールメーザー源と相関& OHメーザーとは反相関(e.g., Breen et al. 2010)→非常に若い大質量原始星の候補

-5.4

kmsyr

alignment should trace bulk motion of shock front, if weconsider the standard model that H2 O masers are excitedin a thin sheet of dense gas compressed by outflow shock(Elitzur et al. 1989). Estimated µX and µY are 7.8 mas yr−1
from east to west and 7.6 mas yr−1 from north to south, respectively. These averaged proper motions correspond to ∼60 km s−1 at 1.7 kpc and comparable with their VLSR valuesof -50 – -70 km s−1 .
We note that these averaged motions are absolute motions respect to the referenced calibrator, and hence, include
both of the solar motion relative to the LSR and the systemic motion of G353. The solar motion has already been
subtracted from averaged motions above. We used the solar motion estimated from Hipparcos data (0.3 mas yr−1 for
X and -1.1 mas yr−1 for Y direction. ; Dehnen & Binney1998). The systemic motion of G353 is expected to be negligible since rotating motion of G353 should be almost parallel to the sun, if we assume that G353 is moving along
flat Galactic rotation. But if G353 has significant deviationfrom flat rotation, possible contribution can be up to 15 – 30
km s−1 (e.g., Reid et al. 2009; Baba et al. 2009). However,actual systemic motion seems to be enough small because
no constant and systemic velocity vector has been seen formaser features in G353.
3.3-4.8kms -1
yr -1

Maser acceleration

Variations of VLSR during our monitoring is plotted in figure 5. Plotted VLSR values are flux density weighted meansof relevant velocity channels in C50 and C70 (see table 3).

Fig G: フラックスで加重平均を取った視線速度の変化。左は-53 ± 7 km s-1、右は-73± 7 km s-1の速度成分に対するプロット。両者は空間的に独立している。

5. 結論と今後の方針◯長期モニターの結果はBSDMがポールオンの大質量ジェットであるという従来の仮説を支持

一方推測が正しい場合は利用価値が高い◯次のステップとしてジェット本体の観測を行いメーザーの変動性とジェットの変動性を比較を行う予定
電波ジェット、 電波再結合線…ATCA (Feb. 2012)
分子ジェット、特にSiO輝線…ALMA☆小口径の単一鏡でジェットの挙動をモニター可能☆円盤の直接観測に適した空間配置☆ジェット駆動に合わせた円盤-ジェット系のTO観測も容易◯苫小牧11m鏡による新規BSDM探査も実施予定
高変動性のため一回の感度よりも頻度が重要＊全て状況証拠に基づく議論…
ポールオンジェットの付随を検証した例は無い