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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 Ishigaki-jima, on 2005/Feb/3)
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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
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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
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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
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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
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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。
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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
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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
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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。）
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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
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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
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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）
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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 ~ 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 ～ L_sun Sugiyama et al. それになりに合致（偶然？）
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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
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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
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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！？
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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）
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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）
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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）
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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
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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
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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
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