{"created":"2023-06-20T13:20:23.826949+00:00","id":408,"links":{},"metadata":{"_buckets":{"deposit":"8d3afc35-4f81-43d0-b65f-5d494a348921"},"_deposit":{"created_by":1,"id":"408","owners":[1],"pid":{"revision_id":0,"type":"depid","value":"408"},"status":"published"},"_oai":{"id":"oai:ir.soken.ac.jp:00000408","sets":["2:427:11"]},"author_link":["8411","8410","8409"],"item_1_creator_2":{"attribute_name":"著者名","attribute_type":"creator","attribute_value_mlt":[{"creatorNames":[{"creatorName":"中島, 淳一"}],"nameIdentifiers":[{}]}]},"item_1_creator_3":{"attribute_name":"フリガナ","attribute_type":"creator","attribute_value_mlt":[{"creatorNames":[{"creatorName":"ナカシマ, 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starが入る可能性がある。天体の種類が明確にわかっているIRAS源によって調べられた天体の割合から判断して、観測天体の凡そ20％程度がyoung starだと考えられる。）この観測では、最終的に51個のSiOメーザー源を検出し、うち45個が新検出であった。運動学的な観点からは、高温のIRAS源（通常のAGB星候補天体）との間に明確な違いは見られなかった。今回のSiOメーザー探査観測では（先に行った高温のIRAS源に対する観測も含めて）振動励起状態の異なる二つの遷移線（J=1-0，v=1＆2）を同時に観測している。この二つのラインの強度比は、通常のAGB星の場合、1に近くなる事が観測的に示されている。しかし、二つの遷移線の励起温度は大きく異なるため（v=1では約1600K、v=2では約3200K）、1に近い強度比は、通常のSiOメーザーの励起機構では説明出来ない。現在、SiOの遷移【（J=0 v=1）-（J=1 v=2）】とH<SUB>2</SUB>Oの遷移【（ν<SUB>2</SUB>=0 12<SUB>73</SUB>）-（ν<SUB>2</SUB>=1 11<SUB>66</SUB>）】のオーバーラップによって、1に近い強度比を説明する方法が提唱されているが、まだ確立した学説ではない。この強度比の問題を考えるためには、ダストエンベロープの、温度の変化に伴うJ=1-0，v=1＆2の輝線強度比の変化を調べる事が重要である。先に行った高温のIRAS源に対するSiOメーザー輝線探査の結果と、低温のIRAS源に対する探査観測の結果を統合して、温度と輝線強度比の関係を調べたところ、温度が下がるにしたがって、J=1-0，v=2の強度がv=1と比べて相対的に強くなってゆく事が明らかとなった。この結果は、これまでにない幅広い温度範囲のIRAS源を観測することによって初めて明らかとなったものである。\n　低温のIRAS源に対するSiOメーザー観測の観測天体の中には、多くの原始惑星状星雲の候補天体が含まれている。2番目の目的は、より進化の進んだ晩期型星、特に原始惑星状星雲（post-AGB星）から放射されるSiOメーザーを探索する事である。SiOメーザーを放射する原始惑星状星雲（以下、SiOメーザーPPNと呼ぶ）は、原始惑星状星雲の中でも特に若い進化段階に位置すると考えられており、AGB期以降の進化を考える上で重要な位置を占めている。本観測では、最終的に、3つの有力な原始惑星状星雲の候補天体（IRAS18450-0148，IRAS18498-0017, IRAS19312+1950）からSiOメーザーを検出する事が出来た。特に、IRAS19312+1950には、2MASSデータによって、40秒角にも及ぶ大きな広がりを持つ近赤外対応天体が確認された。10秒角を越える大きな広がりを持つ原始惑星状星雲から、SiOメーザーが検出された例は、過去にもほとんど無くI RAS19312＋1950からのSiOメーザーが、全天で2例目の発見となった（Chapter5）．2MASSの近赤外イメージでは、北東から南西に伸びた3本のスパー状構造と、中心星が北西から南東方向に伸びた構造を持つことが確認された。IRAS19312+1950は、SiOメーザー、水メーザーが検出されている事から、本来、酸素過多の化学組成を持つ物と判断される。しかしその一方で、H<SUP>13</SUP>CNのサーマルラインも検出された事から、炭素過多の化学環境も入り混じった複雑なダストを持つ可能性が出てきた。実際、IRAS19312+1950に対して行ったマルチ分子輝線探査観測では、C/0-richそれぞれの環境の探査針となる分子が入り乱れた11種類にも上る分子種が検出された（Appendix A）。また、ダストの広がりと運動の様子を探るために、CO 1-0、<SUP>13</SUP>CO 1-0、C<SUP>18</SUP>O 1-0、HCN 1-0、CS 2-1の各分子輝線で、45m鏡を使った15秒グリッドのマッピング観測を行った（Chapter6）。観測したどのラインも、45m鏡のビームで分解できる程度の広がりを持っている事がわかった。特に、<SUP>13</SUP>CO、C<SUP>18</SUP>Oでは、近赤外で確認された中心星の伸びの方向に沿って、速度の勾配が見られた。この勾配は、中心天体が8太陽質量程度の、比較的大きな質量を持つことを示唆している。近年、大きな質量を持つ晩期型星の一部はHot Bottom Burning（HBB）という、AGB星表面の対流層底部で起こる核燃焼によって、一度、炭素星に進化した後、O-rich星に戻る可能性が示唆されている。HBBは、IRAS19312+1950の複雑な化学組成を説明する可能性の一つとして興味深い。\n　本研究では、SiOメーザー輝線のJ=1-0，v=1＆2の強度比が、ダストの温度と相関を持つことを初めて示し、この強度比がAGB星の進化の指標として利用出来る可能性を示した。また、低温のIRAS源を系統的に観測することによって、晩期型星進化の中の、ミッシングリンクとなっていた早期の原始惑星状星雲（SiOメーザーPPN）を新た検出し、晩期型星の進化（惑星状星雲の形成過程）を、観測的にシームレスに研究できる道を開いた。最近では、2MASSデータやMSXデータ等の赤外アーカイブの公開が始まっており、本研究の手法を用いれば、これらのアーカイブデータを利用して、将来より多くのSiOメーザーPPNを検出する事が可能となる。また、本研究で検出されたSiOメーザー源の多くは、近い将来、国立天文台が進めているVERA計画で、重要な観測対象となる。これらの観点から、SiOメーザーを使った晩期型星進化の研究は、本研究の成果を基盤として、今後より発展していくものと思われる。","subitem_description_type":"Other"}]},"item_1_description_18":{"attribute_name":"フォーマット","attribute_value_mlt":[{"subitem_description":"application/pdf","subitem_description_type":"Other"}]},"item_1_description_7":{"attribute_name":"学位記番号","attribute_value_mlt":[{"subitem_description":"総研大甲第587号","subitem_description_type":"Other"}]},"item_1_select_14":{"attribute_name":"所蔵","attribute_value_mlt":[{"subitem_select_item":"有"}]},"item_1_select_8":{"attribute_name":"研究科","attribute_value_mlt":[{"subitem_select_item":"数物科学研究科"}]},"item_1_select_9":{"attribute_name":"専攻","attribute_value_mlt":[{"subitem_select_item":"09 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