Results of multi-epoch VLBI observations toward H2O vapor masers and SiO masers in Orion-KL are reported. After the explosive outflows In Orion-KL are detected with H2 and CO, the origins of outflows have been studied by a number of observations (Genzel and Stutzki 1989). However, the origins of outflows and the properties of the driving sources are remain debated until now.

It is known that there are two kind of outflows in Orion-KL: wide-angle, northwest-southeast high-velocity outflow, and northeast-southwest low-velocity outflow. Source I, a radio source, has been a possible candidate for the driving source of both high-velocity and low-velocity outflow since it is located at the center of the outflows. However, recent high-angular resolution observations toward Source I suggest that Source I drives only low-velocity outflow, thus what drives high-velocity outflow remains as one of the unsolved problems.

To explain the origin and nature of the wide-angle outflow, some authors proposed that the Source I, BN and n had a close encounter about 500 years ago, and the energy ejected in this process may power the high-velocity outflow in Orion-KL(Gomez et al. 2008; Rodriguez et al. 2005). Still, there are alternate scenario that the close passage between Source I and BN trigger a accretion on Source I and outburst of outflow, or that the interaction changes the direction of outflow from Source I (Tan 2004; Plambeck et al. 2009).

To investigate the nature of Source I and the kinematics in outflow, 3-dimensional motion of gas will be essential. Strong masers in Orion-KL is useful to trace the outflows and stellar matters surrounding Source I. Thus, high-resolution VLBI observations of masers can be used to probe the structure and kinematics of the disk/outflow surrounding the protostars.

Here, We present the results of VLBI observation toward SiO v=1, J=1-0 and v=2 J=1-0 maser emission and H20 maser emission in Orion-KL. The SiO maser emission; show an X-shaped distribution centered at Source I, and the SiO v=2 emissions lie close] to Source I than the SiO v=lemissions. The radial velocities of maser features are divide(into two radial velocity ranges: -10 to lkms-1 and 5 to 25km s-1 (Fig. 2). Relative to th(systemic velocity of 5km s-1, red-shifted emission is located in western arms, while blue-shifted emission is located in eastern arms. The radial velocities tend to decrease with thE velocity gradient of N0.4km s-1AU-1 along the distance from Source I in both red-shiftec and blue-shifted arm.The proper motions of SiO emissions range from 2 to 26km s-1 anc are mainly outward along the arms of X, and are independent to the distance from Sourc(I. Our observations indicate that the SiO masers trace the rotating and expanding gal around Source I.

We imaged the H20 maser associated with low-velocity outflow and measured the proper motions of individual water maser features using the phase-referencing observa-tion data taken in 2005, 2006 with VERA. H2O masers with line-of-sight velocity range of -5-32km s-1 are spread over the region of 45 x 50 arcsec and centered on the vicinity of IRc 2 (Fig. 1). The distribution shows an elongated pattern in direction of low-velocity outflow, and most of maser emission is located in southwestern region from Source I. Moreover, the positions of maser features show good match with the limb of SiO v=0 emission observed with CARMA, suggesting that H20 masers arise in the dense interstel-lar material heated by the low-velocity outflow from Source I.

The motions of H20 masers shows that the center of expansion is consistent with Source I, while the systemic motion of H20 masers are close to the ambient cloud. It suggests that the maser emissions arise between the dense ambient clouds and the outflow from Source I.

With the result of SiO maser observations, our result shows that the Source I is a massive YSO with accretion disk and collimated outflow. This study provides an evidence of a massive protostar with disk-mediated accretion.

Figure 1: Measured absolute proper motions of 112O maser features. (0,0) is the position of reference spot. Color represents the line-of-sight velocity of each feature.

Figure 2: Proper motions of SiO v=1,2 maser emission. Color corresponds to its line-of-sight velocity of a feature. The length of each arrow is proportional to the (absolute proper motion - proper motion of Source I(Goddi et al. 2010), thus, corresponding to the proper motion relative to the Source I.

本論文は、天体の「絶対」位置を精度良く求めることができる超長基線電波干渉計VERAを使用して、オリオンKL領域から放射されるメーザー輝線を観測し、この領域にある大質量原始星周囲のガスの運動を研究したものである。これまでの超長基線電波干渉計(VLBI)による観測では、天球面上での絶対位置決定精度は0.1秒角程度であったが、本研究ではそれが0.001秒角程度と飛躍的に向上しているため、天球面上でのメーザースポットの絶対位置とその時間変化を精度良く求めることができている。

第1章では、大質量星形成の研究に関する現状が概観された後、本研究の観測対象とした水蒸気(H2O)メーザーと一酸化ケイ素(SiO)メーザーの説明が行われている。次に、観測対象であるオリオンKL天体の研究の現状として、この領域内にソースIと呼ばれる大質量原始星が存在し、メーザー等で観測されているアウトフローの駆動源と推定されていること、またその星周構造として円盤の存在が示唆されていることが述べられる。その後、VLBIによる位置測定の原理が説明され、実際に使用した電波干渉計VERAが解説されている。最後に、本研究の目的として、オリオンKL領域のメーザー放射の3次元運動構造を明らかにし、この領域における大質量星形成に関する知見を得ることが述べられる。

第2章では、VERAを用いたメーザーの観測とデータ処理について述べられている。H2Oメーザーは異なる6回の時期に、またSiOメーザーは異なる11回の時期にわたって観測されている。これらのデータから、メーザースポットの天球面上での絶対位置を観測時点ごとに求めることができ、その時間変化を年周視差(1年周期の成分)と固有運動(直線)に分離することで、メーザースポットの絶対的な固有運動が求められる。

第3章では、オリオンKL領域で観測された多数のH2Oメーザースポットについて、各スポットの天球面上での位置と視線速度が観測結果として提示される。大部分のH2Oメーザースポットは、ソースIを横切って北東から南西に伸びた長さ約20秒角の直線上に分布しており、その直線上での系統的な視線速度の変化は見られないが、固有運動としては、この直線に沿ってソースI近傍から外側に向かう運動が卓越していることが示される。

引き続き第3章で、SiOメーザースポットについても、天球面上での分布と視線速度のデータが提示される。その分布は、ソースIから約0.05~0.1秒角離れて、東西南北4か所に集中しており、視線速度は北と西の集団では赤方偏移、南と東の集団では青方偏移を示す。また、それぞれのメーザースポットの集団内で、ソースIから離れるにしたがって赤方偏移や青方偏移の大きさ(ソースIに相対的な視線速度の大きさ)が小さくなる。これらのSiOメーザーに関する結果は先行研究を確認するものだが、それに加えて本研究ではスポットの絶対的な固有運動が求められるため、メーザースポットが天球面上で幾何学的中心、すなわちソースIから離れる運動を示すことが明確に示せている。また、異なった振動励起状態(v=1と2)におけるSiOメーザーの位置を比較することで、v=2のメーザースポットの位置がよりソースIに近いことも初めて明らかにしている。

第4章では、第3章で得られた2次元的な結果を、3次元的な位置・速度モデルでフィットし、この領域の活動性や運動に関する考察を行っている。H2Oメーザーについては、北東から南西に伸びる直線に沿った外向きのスポットの運動を、3次元的な膨張を仮定してフィットすることにより、その中心が1σ以内の位置精度でソースIに一致することを初めて解明した。これは、オリオンKL領域で低速のH2Oメーザーとして観測される広がったアウトフローが、ソースIに起因することを示した初めての結果である。またSiOメーザーについては、3次元的な位置・速度モデルを用いてフィットした初めての研究である。その結果として、SiOメーザーの運動は、H2Oメーザー方向を軸とする回転が優勢な円盤モデルでフィットできることを示し、中心星(ソースI)の質量を14太陽質量以上と推定した。

以上の結果は、VERAの特徴を生かした観測を行うことにより、H2Oアウトフローの駆動源をソースIと特定し、その周囲にあるSiOメーザーの膨張運動を明らかにし、ソースIの質量をこれまで以上に正確に推定したという点で、これまでにない知見を与えるものである。

なお、本論文中のSiOメーザーに関する研究は、論文提出者を主研究者とし、廣田朋也他30名との共同研究として出版された内容であるが、論文提出者が中心となって観測、解析、考察を行ったものであり、そ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と認める。