本間 希樹 （国立天文台） ＠メタノール研究会（2007/Nov/22) VERAにおける6.7GHz観測 本間　希樹　（国立天文台） ＠メタノール研究会（2007/Nov/22) VERA石垣島局と、6.7GHzメタノールメーザーのVERA初のスペクトル　 (W3OH @ Ishigaki-jima, on 2005/Feb/3)

内容 ＶＥＲＡにとってのメタノール 受信機開発状況 メタノールメーザー源についての（かなり適当な）考察

VERA 6.7GHz帯追加の利点 銀河系位置天文の新たなプローブ 約800個のメーザー天体が存在。 半数は水メーザー天体と独立 内部運動が小さく銀河回転計測に有利 周波数が低く、22 & 43 GHzのbackupに最適、特に夏場は重宝するバンド 星形成研究の多様化 有名な星形成領域は水およびメタノール両方で観測可能　＞　 異なる領域 ?、　ジェット vs YSO、 星形成領域の内部運動、構造

世界のメタノール観測網の比較 局数 最長基線 コメント VLBA － 12GHz有 EVN 8 ~7000 km 北天、集光力大 － 12GHz有 EVN 8 ~7000 km 北天、集光力大 機動性小（年~３回） LBA 5 1700 km 南天で唯一 ＶＥＲＡ， 大学連携 4 ~ 8 2300 km 専有性、機動性、短基線高密度UVを売りに

VERAメタノール関連の進展 ２００４年１２月 Ｖ懇シンポ（山大藤沢さんと6.7 GHz試 験観測の可能性を議論） ２００５年６月 水沢にＶＬＢＩ試験観測用受信機を搭載 水沢でVERA 6.7GHzファーストライト ２００５年８月 山口－水沢間でファーストフリンジ （日本発の6.7GHz VLBI !!） ２００５年９月 山口－水沢－石垣島　３局ＶＬＢＩ ２００６年夏 山口、臼田＋ＶＥＲＡ２局以上での観測 ２００７年 大阪府立大を中心としたホーン開発

水沢局6.7GHz試験 (2005/6/8) 市販品で組み上げた受信機 Ｘバンド標準ホーン、Tsys~120 K（常温アンプ！） Ｗ３ＯＨを無事検出（１秒積分）、開口能率の推定値～１５％程度 この受信機でＶＬＢＩ観測も行い、マップも得た（Sugiyama et al. 2008) メタノール観測可能性を実証するという目的は果たした。

ＶＥＲＡに最適化した新受信機の開発 設計、作成： 氏原（ＮＡＯＪ）、木村、利川、小川（大阪府立大） 設計、作成：　氏原（ＮＡＯＪ）、木村、利川、小川（大阪府立大） 受信機室の高さに制約があるため、軸長が短くなるマルチモードホーンを採用 上図 ホーンパターン（計算値） 副鏡縁はホーンから約12度であり、それまではEH面は比較的対称である。また、副鏡には約87％の電力が照射されている。 下図 アンテナパターン（計算値） 受信機室での配置の制約があり、最適にホーンを配置できないため、若干収差が見えている。これでも能率は約６０％(表面荒さ等は考慮していない)。 6.7GHz帯マルチモードホーン

マルチモードホーンの測定評価 ２００７年１１月に、京都大学生存圏研究所にある近傍界測定装置(NSI社)を 用いて評価を行い、計算値との一致を確認した。 同軸導波管変換器 円角変換 被測定ホーン プローブホーン 上図　京都大学生存圏にある近傍界測定装置を用いた測定風景 6.7GHzビームパターンの主偏波と交差偏波の3D分布。最大交差偏波強度も-25dBと十分に低い事が確認できた。 6.7GHzビームパターンの計算と測定の比較

ポーラライザーの設計 ポーラライザーは、方形導波管内部にリッジ状のセプタムを挿入するタイプを採用し、設計製作をおこなった。 セプタム 出力部 HFSSを用いて設計を進めた。 セプタム 出力部 (右旋) 入力部 出力部 (左旋) 製作したポーラライザー 直線偏波から円偏波が生成できるしくみ （元ファイルの動画が表現できないのが残念です。）

受信機ホルダーの設計 開発を行った受信機部品を組み合わせて、望遠鏡に搭載するためのホルダーの 設計を進めている。支持する箇所はホーン中程に設計した固定用のフランジ (ホーン自体は一体物)およびポーラライザー部分である。 ２００７年１１月末に水沢でアンテナ搭載試験を行う。 検討中のホルダー 約690mm 穴をあけた板でホーン 固定用フランジに固定 L字パーツでポーラライザー を固定 VERA搭載のイメージ図 （注あくまでイメージです。） 柱間に、壁や筋交いを設置して強度を上げることを検討中

期待される性能 開口能率５０％以上 システム温度 １２０Ｋ （常温受信機） システム温度　１２０Ｋ　（常温受信機） アンプ単体は常温で６０Ｋなので、冷却アンプを採用すれば５０Ｋはさがる →　システム温度最終目標　７０Ｋ 22G帯に対して、感度が２～３倍良い

メタノールメーザー源に関する考察 （個人的なたわごと？） メタノールメーザーの一般的性質 狭い線幅、系統的な速度構造 小さい構造変化、固有運動 周期的な強度変動（一部） リング状構造（一部） 水メーザーでみえるアウトフローとは明らかに異なる性質 大質量星周囲の円盤起源の可能性も（期待込み）

Cep HW2のケース 原始星周囲のリングに見える 適当に物理量を評価すると リング半径 ~750 AU 線幅 ~ 4 km/s →　質量 ~ 13.3 M_sun 励起温度 120 Kを仮定すると →　中心星の光度　L ~ 60000 L_sun 一方、Patel et al.(2005)より 中心星の質量 ~ 15 M_sun　(B0~B1) B0星の光度　～ 53000 L_sun Sugiyama et al. それになりに合致（偶然？）

周期変動：中心星の脈動？ Goedhartらの周期変動：周期 130~520 day ミラ型変光星とほぼ同じ ＞ 星の脈動か？ ミラ型変光星とほぼ同じ　＞　星の脈動か？ 周期を決める密度（多分妥当な仮定） τ~ (1/Gρ)^1/2 典型的なミラを 1M_sun, R~2 AU　とする 同じ周期を得るには同じ平均密度が必要 Cep A HW2の場合 M ~ 15 M_sun, R~ 5AU なら良い →　T_eff ~ 2700 K

中心星は林トラック付近の原始星？ 前述の（かなり適当な）評価が妥当なら、中心星 はＨＲ図で林トラック付近に星が存在（ＡＧＢと同様） 林トラックを離れ ＭＳへ行く前のフェーズ を見ている？ 15太陽質量の星の進化 絶対等級 Cep A HW2 温度

メタノールへの（勝手な）期待 大質量原始星のある特定のフェーズを見ている？ 本当なら以下のような情報が引き出せるか 分布の大きさ →　中心星の光度 分布＋線幅 →　原始星の質量 脈動周期 →　星の密度、半径、温度 　大質量星の初期進化フェーズの定量的な研究？ 上記研究には、マップ、距離、強度モニター　が必要 このシナリオの予言：　メタノールメーザーの周期光度関係！？

やるべきこと ＶＬＢＩマッピング（ＪＶＮ） 距離決定（アストロメトリ　with VERA+JVN） 強度変動モニター　（単一鏡モニター）

まとめ メタノールメーザーはＶＥＲＡの位置天文観測の拡充にとって重要 現在、ＶＥＲＡに最適化された受信機を開発中 メタノールメーザーは大質量星本体に迫れるユニークなツールかも知れない（今後の進展が非常に楽しみである）

まとめ 参加～２０人、発表１６件 日本のおかれた状況（蜂須賀、杉山、藤沢） 感度的には世界と差、でもまずまず使える装置になってきた 大質量星形成領域の研究 単一鏡モニター：　（周期？）変動 統計的変動　（石川）、　Cep-A変動　（杉山） マッピング：　disk/jet問題、進化フェーズ 水との比較　（今井、廣田）、分子輝線との比較　（梅本） メーザーサイズ　（岸本）、多数天体の比較（廣田、梅本） アストロメトリ：　回転運動？、視差 内部運動 （杉山）、絶対位置（土居） 系外銀河　（佐藤） 晩期型星　（松井） 観測システム：　ＶＥＲＡ（本間）、臼田（望月）、山口（藤沢）、茨城（小林）

我々の方向性 単一鏡 サーベイは不要 （銀河面以外なら余地有り） 強度変動はまだやることがある イメージング 感度では世界と勝負できない サーベイは不要　（銀河面以外なら余地有り） 強度変動はまだやることがある イメージング 感度では世界と勝負できない 数を稼ぐ観測なら可能 他波長データの収集（電波、赤外etc） Ｈ２Ｏとの比較（ＶＥＲＡと共同） 大質量星の進化、環境の理解？ アストロメトリ 内部運動は時間をかけて頑張ればできる VLBA, EVNとは競争（my telescopeの強みはある） 工夫すれば精度は出そう、要検証

今後の長期ビジョン ２００７年度 ＶＥＲＡ６．７Ｇ新受信機評価 ２００８年度 ＶＥＲＡ新受信機の各局配備 山口高感度化、広帯域化、ＶＥＲＡとの1Gps観測 茨城の整備 ２００９年度 茨城のメタノール定常観測？ 中国との連携

今後の短期ビジョン ２００７年度・０８年度 単一鏡 山口での継続 ＶＬＢＩ観測 １００時間： ～１０天体程度か １００時間：　～１０天体程度か 科学観測はマッピング、内部固有運動あたり ＋試験観測も（新システム、位相補償） ＶＥＲＡ６．７Ｇの受信機評価 茨城をどう巻き込むか