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口径合成によるメーザー源の 時間変動の観測 SKA に向けて 岐阜大学 高羽 浩
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東アジア VLBI 網の 22GHz 日本 野辺山 45m 、鹿島 34m 、 高萩、日立、つくば、山口 32m 、 VERA20m× ４ 北大、岐阜大 11m 、水沢 10m 韓国 KVN20m× ３＋測地 20m 中国 上海 65m ＋ 25m 、ウルムチ 25m ＝＞有効開口面積は 16,000m 2 ＝＞ 130mφ クラス VLBA25m×10 ～ 79mφ より上、 VLA25m×27 ～ 130mφ に匹敵！
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メーザー電波源 OH （ 1.6GHz ） 星形成領域、晩期型星、銀河中心 CH 3 OH （ 6.7GHz 、 13GHz ） 星形成領域 H 2 O （ 22GHz ） 星形成領域、晩期型星、銀河中心 SiO （ 43GHz 、 86GHz ） 星形成領域、晩期型星
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水メーザー電波源 星生成領域の濃いガス 質量放出している晩期型星 銀河中心核の回転ガス円盤 １）水素分子との衝突で励起 ２）同じ視線方向に運動しているガスで増 幅
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晩期型星の進化 １）ミラ型変光星 光で見える ２） IRC/AFGL 天体 近赤外、中間赤外線で検 出 ３） OH/IR 天体 遠赤外線、 OH メーザー で検出 ＝＞ 進化過程を反映 質量放出率増大、長周期化
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IRAS の２色図で見る晩期型星の進 化 低温 高温 Mira IRC/AFGL OH/IR
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メーザースペクトルの速度 SiO メーザーは星の数倍半径の乱流雲から放射 ガスが多いシェル方向にビーミング、星の速度を 反映 水メーザーは密度一定の領域で励起され、星の進化 と共により遠くから放射されるようになり、 IRC 天体以降ではビーミング効果で２つに分かれる
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メーザー放射領域 OH H 2 O SiO 星
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晩期型星 水メーザースペクトルの進化 ミラ型星 IRC/AFGL OH/IR
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ダブルピークのスペクトルの特 徴 統計的に調べると、ブルーシフト成分が 強い天体が多い！ Red shift excess Blue shift excess Takaba et al., 1994 PASJ
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Red Shift 成分が弱い理由は？ Blue Shit 成分は星の電波を増幅？ Red Shift 成分は星の向こうからやってくる 星によるブロッキングで弱くなる？ ＝＞脈動による長時間変動は？ 星周ガスによる散乱で弱くなる？ ＝＞短時間変動は？ ＝＞ VLBI ではシンチレーションで分 解？
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6 ヶ月で Red Shift 成分が大きく変化 ＝＞星の脈動によるブロッキングの効果？ 鹿島 34m 鏡による観測 長時間変動の例 six
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短時間変動の例 １０分間で Red Shift 成分が変化？ ベースラインのゆがみ？
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Blue シフト成分で自己相関と相互相関を合わせると Red Shift 成分は相関強度が低い ＝＞構造が分解？シンチレーションで強度低下？ VLBI による観測例（鹿島ー野辺 山）
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開発すべきソフト VLBI ：シンチレーションの影響の評価ソフ ト 積分時間による相関強度の変化を見る 基線ごとの分解の違い 単一鏡：口径合成と時間変動の表示ソフト １）多数の望遠鏡データの口径合成ソフト S/N に応じた重みづけで加算平均 キャリブレーションをしっかり！ ２）速度成分毎の時間変動を見るソフト ダイナミックスペクトラムの表示 VLBA,VLA,VERA のアーカイブデータで？
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SETI へ メーザー電波源は背景の電波を増幅する 近くにメーザー電波源があったら？ SKA で！
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東アジア望遠鏡を使うと VLBI で晩期型星水メーザー源を調べる ＝＞ Blue Shift 成分の増幅は？ Red Shift 成分の穴は？ シンチレーションの影響は？ 自己相関を合成し、口径 130m の望遠鏡を作 る ＝＞ メーザースペクトルの時間変動の検 出 星周ガスの物理の解明へ
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星形成領域では 短時間変動の検出 Interstellar Scintillation の検出 ＝＞星間ガスの物理（電離度、速度等 ） 長時間変動の検出 VLBI によるマッピングと並行して観測 ＝＞高密度ガスの３次元運動の検出
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