Red supergiants are massive evolved stars. For many years, their location on the HR diagram was not accurately reproduced by stellar evolutionary theory, with the stars characterized as too cool and too luminous to agree with the predictions of the evolutionary tracks. One of the reasons is uncertain distances of the red supergiants, since the luminosity deeply depends on the distance. In recent progress in Very Long Baseline Interferometry (VLBI), we can obtain trigonometric parallaxes of the red supergiants and estimate the luminosity with high accuracy.

High mass loss from the red supergiants release a thick circumstellar envelope of molecular gas and dust. Understanding the mass loss process from red supergiants is important to study their evolutions, as well as the structure of their surrounding envelopes. Strong OH, H2O and SiO masers are detected in circumstellar environments of the red supergiants. Phase referencing observations of masers are good probes to study the structure and kinematics of the circumstellar envelopes around red supergiants.

We have observed H2O masers (H2O 6(16)-5(23) transition at the rest frequency of 22.235080 GHz), v = 1 and v = 2, J = 1 - 0 SiO masers (at a rest frequency of 43.122027 GHz and 42.820542 GHz, respectively) around the red supergiant VY Canis Majoris (VY CMa) with VLBI Exploration of Radio Astrometry (VERA) for 13 months.

Simultaneous observations for both H2O masers around VY CMa and a position reference sourceJO725-2640were carried out at 10 epochs.The motion of the H20 maser relative to the reference source is the sum of annual parallax and proper motion. We successfully detected a trigonometric parallax of 0.87 + 0.08 mas,corresponding to a distance of 1.15 kpc from Sun. With our result, we estimated the luminosity of VY CMa using bolometric flux which is obtained by integrating the observed fluxes at optical and near-IR wavelength. The estimated luminosity is (3 + 0.5) x 105 L. When we adopt the effective temperature of 3650 K, our result suggests that the location of VY CMa on the HR diagram is consistent with the evolutionary track of an evolved 25 M and the stellar radius is about 1400 RE.

In addition to parallax measurements, proper motions and absolute positions for the H2O maser features are measured. The proper motions of the H2O masers show the tendency of expansion. The average of the absolute motions for the H2O masers is (p,cos6, po) = (-3.24 +0.16 mas yr-1, 2.06 ± 0.60 mas yr-1). Although we measured the absolute positions and proper motions for the H2O maser features, stellar position is still uncertain. Therefore, we measured the absolute positions of the SiO maser features, which are located in the closest region from the star, to estimate the position of VY CMa itself.

Since the continuum source J0725-2640 is not bright enough at 43 GHz as a reference for phase referencing analysis, we had to try phase referencing analysis using maser source as a reference, inferred to "inverse phase referencing" in this thesis. We successfully detected J0725-2640 and measured the position of that relative to the one of the SiO maser spots. To evaluate the accuracy of the inverse phase referencing analysis, we compared a positional difference between the result of phase referencing analysis and that of inverse phase referencing analysis at 22 GHz. The difference between two methods of phase referencing is smaller than 30 microarcseconds. We confirmed that the inverse phase referencing is effective method to measure the absolute position of maser source using a weak continuum source. This is the first time to try and evaluate for VERA dual-beam data. We expect that a number of observable samples for VERA will be increased by the inverse phase referencing analysis.

As a result of the inverse phase referencing analysis, we measured the absolute positions of the v = 1 and v = 2, J = 1 - 0 SiO masers. The SiO masers show ring-like distribution, so we assumed that the star lies in the center of the ring and fitted a ring to the distribution of the SiO masers. The radius of the ring was 15 mas, corresponding to 3700 R at the distance of 1.15 kpc. This result shows that the SiO masers are located in near radii of about 2.6 R.

With successful detection of absolute positions of H2O masers and SiO masers, we compared the distributions for different frequencies of masers without any assumption. We clearly confirmed that the H2O maser features moved away from the estimated stellar position. Using the positions on the celestial sphere and the 3-dimensional velocities of the H2O masers, we consider the 3-dimensional structures and kinematics of the circumstellar envelopes. The 3-dimensional structure and kinematics suggest a bipolar outflow along the line of sight. We also found that velocity of each H2O maser increases as a function of distance from the star and it means the H2O masers are accelerated in their environments.

本博士論文は5章からなる。赤色超巨星においては、質量より決定される理論的な進化モデルと観測結果とが必ずしも一致していない。この原因として、赤色超巨星までの距離の不定性が挙げられ、正確な距離測定の重要性が指摘されている。また、大質量星の進化において重要な現象に質量放出があり、赤色超巨星の回りには質量放出による星周構造が存在する。星周構造の観測は、メーザー輝線のVLBI観測により進められているが、星とメーザー源の空間及び速度の三次元的な関係が明らかでないため、構造自身の物理的な描像や質量放出の起源に迫ることができていない。そこで、本論文では、赤色超巨星であるおおいぬ座VY星を対象に、メーザー輝線の位相補償VLBI観測を行うことで上記の問題を解明し、赤色超巨星の進化過程を観測的に研究することが提案されている。第1章では、以上のような本論文の目的が簡潔に述べられている。

第2章では、VERAを用いて13ヶ.月に渡って実施された・10エポックのH20メーザー源の観測と、データ解析の方法が記述されている。各エポックにおけるメーザー源の位置を求め、10エポックでの測定から、三角視差法を用いて年周視差及び固有運動を決定した。各エポックでのメーザー源の位置の誤差要因についての記述についても言及した上で、赤経方向について、これまでにない10%の精度で年周視差と固有運動が求められた。正確な年周視差から、おおいぬ座VY星までの距離は、1.15kpc(+0.10,-0.09)と決定され、その光度は、(3.0±0.5)x105Loと導かれた。この光度と、先行研究から求めた有効温度を用いて進化モデルと比較すると、おおいぬ座VY星の初期質量は25Moと推定された。高い位置測定能力を有するVERAの観測システムを有効に活用し、本論文の目的の1つである距離の決定を高い精度で実現できた点は重要である。

第3章は、22GHzのH20メーザーの観測と1-2日の間隔で実施された、43GHzのsioメーザー源の観測とその結果が述べられている。43GHzでは参照電波源が非常に弱く、各時刻の参照電波源のデータだけでフリンジを検出することができない。そこで、十分に強く、強度変動の少ないメーザー成分を用いて大気による位相変動を解き、その解を参照電波源に適用してフリンジを検出した後、較正された参照電波源のデータからメーザー成分の位相を較正するという手法を適用した。この方法自身は既に提案されていたものであるが、今回の観測で初めて実際のVLBI観測データに適用してその手順を確立するとともに、H20メーザー源のデータを使って手法自身の精度の検証も行った。以上の解析・検証により、位相補償vLBI観測を行うことで初めて、sioメーザー源の絶対位置を決定し、第2章のH20メーザー源の結果と合わせて、周波数の異なる2種類のメーザー源の絶対位置を、1mas以下の高い精度で決定することに成功した。SiOメーザー源は、H20メーザー源の広がりの内側に円弧上に存在し、その分布から星の位置を推定した。これらの結果は、赤色超巨星の星周構造の研究に大きな意義があるだけでなく、今回のメーザー自身を用いた位相補償法が、今後のVERAによる位相補償観測に、非常に有効であることを実証した。

第4章では、第2章で求められたH20メーザー源の絶対位置と運動、及び第3章でSiOメーザー源の絶対位置から推定したおおいぬ座VY星の位置を用いて、H20メーザー源の3次元分布と運動を求めた。その結果、星の位置が先行研究の結果よりずれており、H20メーザー源が星を中心として対称に運動していることを観測的に初めて明らかにした。さらに、視線方向に双極流のように伸びたメーザー源の分布が示唆され、運動についても加速の兆候を示すことがわかった。2つの周波数の異なるメーザー源の絶対位置を決めることに独自に成功したことから、以上のように星周ガスの運動構造を推定することが可能になった。これらの結果は、今後さらに議論を深める必要はあるが、星の質量放出を研究する上で新たな研究成果として評価できる。第5章は、以上のまとめである。

本論文は、VERAの高精度位置測定によって赤色超巨星おおいぬ座W星のメーザー源の固有運動と年周視差を決定し、メーザー源の位置と運動から質量放出現象を立体的に研究したもので、天文学上高い意義を有すると評価できる。

なお、第2章はVERAグループとの共同研究であるが、論文提出者が主体となって観測を計画し、データ解析及び較正方法の検証を行ったもので、論文提出者の寄与が十分であると判断する。

したがって、博士(理学)の学位を授与できるものと認める。