KWFC銀河面変光天体探査 松永典之 （東大・天文学教室） 坂本強、三戸洋之、前原裕之、小林尚人、青木勉、酒向重行 松永典之　（東大・天文学教室） 坂本強、三戸洋之、前原裕之、小林尚人、青木勉、酒向重行 征矢野隆夫、樽沢賢一、土居守、中田好一、宮田隆志、諸隈智貴

概要 変光星による銀河系研究の背景 木曽超広視野カメラ（KWFC）の紹介 変光星探査プロジェクト（KISOGP）の紹介

introduction－研究の背景・目的

科学的な動機・背景 銀河系の構造・運動・進化を探る。 理論： 観測： 新たな数値計算からの示唆（馬場さん講演） 広い範囲で構造がわかっていたのはガスだけ。 距離、年齢のわかる星をトレーサとする。 赤外では、特に円盤・バルジの埋もれた領域に注目。

銀河系トレーサとしての恒星 距離の測れることが重要 （位置・速度・年齢・化学組成）で特徴づけられる。 フィールドにある通常の星 年周視差が測れれば→Gaia、JASMINEに期待。 星団（球状星団、散開星団） HR図との比較で距離がわかる。 レッドクランプ CHeB星がHR図で特定の明るさのクランプを作る。 脈動変光星 周期光度関係から距離がわかる。

脈動変光星 古典的セファイド ミラ型変光星 RRライリ変光星 Ⅱ型セファイド Blue loop (4～10 Msun) 周期 3～50日程度 ミラ型変光星 AGB (1～6 Msun) 周期 100～1000日程度 RRライリ変光星 HB (～1 Msun) 周期 0.5～1日程度 Ⅱ型セファイド post-HB （～1 Msun） 周期 1～40日程度 ミラ セファイド RRライリ

脈動変光星の応用 銀河系研究への４つの役割 銀河系構造のトレーサ 恒星種族のトレーサ 化学進化のトレーサ 星の運動のトレーサ

銀河系構造のトレーサ 周期光度関係を距離指標として利用できる。 ひとつひとつの変光星の距離を求められる。 LMCにある変光星の周期光度関係 古典的セファイド Ⅱ型セファイド Matsunaga et al. 2011, MNRAS, 413, 223 Ita & Matsunaga. 2011, MNRAS, 412, 2354 ミラ

恒星種族のトレーサ Type Initial Mass Age 古典的セファイド 4—10 Msun 20 –300 Myr ミラ 100 Myr –10 Gyr Ⅱ型セファイド RRライリ ~1 Msun ~10 Gyr log (Age/yr) log (Period/day) 1 2 8.5 7.5 7.0 8.0 300Myr 100Myr 10Myr 30Myr 古典的セファイドの 周期と年齢の関係 (Bono et al. 2005)

化学進化のトレーサ ディスク内側のサンプルが不十分 ディスク外側はセファイドでどこまでトレースできる？ Pedicelli et al. (2009) (Galactocentric distance) 銀河中心(Rg<0.2kpc)に3個のセファイド （Matsunaga et al. 2011, Nature, 477, 188） 古典的セファイド (20-300 Myr) が示す金属流の勾配 ディスク内側のサンプルが不十分 ディスク外側はセファイドでどこまでトレースできる？

運動のトレーサ 距離（銀河系中での位置）と年齢のわかる星の運動を調べられる。 Hipparcosの固有運動によるセファイドの運動の研究。 ±20 km/s 程度の分散 太陽の運動を補正した後の銀経方向への速度 (km/s) 銀経 (deg) Hipparcosの固有運動によるセファイドの運動の研究。 →おおよそ銀河回転に従う。 Feast & Whitelock (1997)

変光星探査の現状 銀河面の探査は不完全 GC Sun 既知の古典的セファイド約500個の分布（DDOデータベース） http://www.astro.utronto.ca/DDO/research/cepheids/ 背景: (c) GLIMPSE project (2008)

KWFC－木曽超広視野カメラ

木曽シュミット望遠鏡 1974年に東大と Nikonが建設 補正板口径 105 cm 視野は6度角四方 （写真乾板使用時）

超広視野カメラ 開発メンバー PI 酒向重行（東大） 他、木曽観測所と天文学教育研究センターのメンバー

KWFCの現状 2012年4月に共同利用公開。 ハードウェアの開発は、終了 解析ソフト、観測支援ソフトの開発を継続中。 気象監視システムの導入や望遠鏡のシステムの 改良については作業を継続中 解析ソフト、観測支援ソフトの開発を継続中。 すでに2KCCDよりも快適・安定的な観測が可能。 リモート観測の開始が次の目標 さらに次世代の超広視野カメラを計画中

新しい観測の枠組み 通常観測課題 モニタリング観測課題 TOO観測課題 大学実習観測課題 大規模観測課題 観測所課題 KWFC公開に合わせ、2012年4月から 観測の枠組みを刷新 通常観測課題 モニタリング観測課題 TOO観測課題 大学実習観測課題 大規模観測課題 観測所課題 共同利用課題 　3か月に1度の公募

大規模観測課題 2012年度から2件開始 超新星探査 KISS 銀河面探査 KISOGP 参加者を募集中。 2件で100～150夜程度（全時間の２～３分の１） 超新星探査　KISS PI　諸隈（東大） 超新星（特に爆発初期）の探査、ハローの変光星も 銀河面探査　KISOGP PI　松永（東大） 銀河面変光天体（脈動星・新星・矮新星等）の探査 参加者を募集中。 メーリングリスト発足。希望される方はPIまでご連絡を。

KISS (KIso Supernova Survey) 諸隈さん（PI）、田中雅臣さん、冨永望さん他 １晩３～５回の頻度で反復観測する超新星探査 ４～６月の観測で3個の超新星を発見 SN2012cm (CBET 3126) SN2012cq (CBET 3139) SN2012ct (CBET 3145) SN2012cq (z=0.0256のIIn型超新星)

KISOGP－KWFC銀河面変光星探査

KISOGP KWFC Intensive Survey Of the Galactic Plane KWFC大規模観測プログラムのひとつ もうひとつは超新星探査（KISS、諸隈さんがPI） 銀河面に埋もれた変光星および新星・矮新星 などを探査して、銀河系の構造を調べる。 銀河面に沿って銀経60～210度を観測

KISOGPの探査領域 2度ごとのグリッド状に KWFC75視野 3年間に約40回観測 10kpc 4kpc α~21.2h δ~+24deg 10kpc 4kpc α~23.9h δ~+48deg 背景はGLIMPSEに よる銀河系の想像図 黄色の点が既知の セファイドの分布 α~0.4h δ~+63deg α~6.8h δ~+03deg α~4.1h δ~+52deg α~5.8h δ~+29deg

観測領域が銀河面をカバーする様子 30度×30度 銀経80度付近 チャート：前原さん（京大）作成

観測計画 フィルター： Iバンド I =17 magの星をS/N~30で測光。 各領域各観測：10秒積分×1枚+60秒積分×3枚 チップ間の隙間を埋める。 なるべく冗長性を持たせて、1エポックにつき3回の計測。 60秒以上の積分は、銀河面の明るい星の飽和がひどい。 読出時間等のoverheadを入れて各視野 約15分 一晩10時間の観測で 40視野 （160平方度）。 3年間の観測で各視野 40回 の反復観測。

限界等級と変光星の等級 I バンド 17 等（＠S/N=30） ⇔ 19等（＠S/N=5） KWFCでは1バンドにして発見に専念する。 の種類 絶対 等級 絶対等級 1kpc A(I)=1mag 5kpc A(I)=2mag 20kpc A(I)=3mag ミラ I ～－4mag 7 11.5 15.5 セファイド (周期5日) I ～－3.5mag 12 16 RRライリ I ～0mag 11 19.5

KISOGPの現状 2012年4月から観測を開始 少し解析すると、変光星はどんどん見つかりそう。 4～6月は銀河面が沈んでしまう時期 限界等級は予定通り。 データの収集量はいまいち。効率を上げて行きたい。 8月下旬から本格的に観測開始。 少し解析すると、変光星はどんどん見つかりそう。 銀経120度あたり （前原さん作成）

初期成果（１） KISOGP初の変光星候補天体を発見 銀経160度の方向 これまでに変光星としての報告はない J=13.6、H=13.0、Ks=12.7 (2MASS) B=17.1、V=16.2、R=15.7 (USNO) 基準画像 4日後

初期成果（２） まだ、観測回数、解析を行える領域数も少ないが、いくつかの領域を見たところ、それぞれに数個から十数個の変光天体が出てくる。 target reference subtracted rad. prof. 2012/04/08 2012/06/07 銀経+80度の方向 Cyg OB2領域 V=14.47、R=14.38、J=12.77、H=12.01、Ks=11.82 X線での検出あり（ROSAT, XMM-Newton） YSOの変光天体候補

様々な研究へのデータ利用 変光星 →松永、坂本さん 新星・矮新星 →前原さん、今田さん 他にも 小惑星 マイクロレンズ現象 →福井さん WR星・LBVなど大質量星 →田中さん、高橋さん 超新星：減光が小さめの領域なら十分可能。

星形成領域、若い星との関連 Uyanıker et al. 2001, A&A, 371, 675

どれくらいのセファイドが見つかる？ Metzger & Schechter (1998) 銀河面に沿って、銀経50~70°の領域（約6平方度）を10日間に5~8回観測。 11 < I < 18mag　（KPNO 0.9m望遠鏡） 578個の変光星候補（検出天体は約100万個）。10個がセファイドと確認できた。 1平方度あたり2個 かそれ以上のセファイドが期待できる。※領域による変化有り 100～300個のセファイドを発見できるだろう。 ミラはもっとたくさん。 RRライリはさらにたくさん。

プロジェクトの目標とタイムスケール ３年間の観測を行う。 ひとつのサーベイのデータから、いろいろな人が いろいろなテーマで論文を書く。 銀河面にある脈動変光星 VISTA/VVVサーベイなどが結果を出す2015年頃に目標を置く。 突発天体（新星・矮新星） 2012年度のシーズンで発見のシステムを確立させる 追観測できるコミュニティと連携（突発天体の観測者、大学間連携ネットワーク） その他にも多様な天体（YSO、小惑星、トランジット） ひとつのサーベイのデータから、いろいろな人が いろいろなテーマで論文を書く。 大量なデータの有効利用、なるべく早期の公開

まとめ KISOGP = KWFC Intensive Survey Of the Galactic Plane 銀河面の脈動変光星や新星・矮新星を探して、 銀河系の構造や運動を調べる。 観測領域： 銀河面300平方度（75視野） フィルター： I バンド 検出限界: I = 17 mag（＠S/N=30） ~20kpcくらいのouter diskのセファイドが見られる。 有効的な新星・矮新星の探査が無かった範囲 観測頻度と観測回数： 平均して10日に一度、天気が良い時には連夜 3年間で40回の反復