面高, 宮ノ下, 中川,1m グループ（鹿児島 大） 松永 ( 東大 ), 永山 ( 名大 ) ミラ型変光星観測からわかる 天の川銀河の構造 Kagoshima University.

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1 面高, 宮ノ下, 中川,1m グループ（鹿児島 大） 松永 ( 東大 ), 永山 ( 名大 ) ミラ型変光星観測からわかる 天の川銀河の構造 Kagoshima University

2 VERA 入来局と 1m 光赤外線望遠鏡 Kagoshima University

3 ～天の川銀河の姿～ 天の川 (ALMA 観測所 OSF にて、長谷川哲夫氏撮 影 ) 銀河中心方向 2000 億個の星 Kagoshima University

4 VERA による物差しつくり 国立天文台 VERA 入来局 年周視差の略図 VERA は距離を正確に測れる。 ＶＥＲＡで星までの距離を測 れば、星の真の明るさが決ま る。 Kagoshima University

5 天の川銀河の精密立体地図作成 Kagoshima University ・ＶＥＲＡで天体までの距離や運動を決定す る

6 宇宙の物差し作り ①直接測量 三角測量法 VERA 望遠鏡 – 精度は非常に良いが、 距離測定に時間がかかるのが難点。 ②間接測量 変光星は見つけ易いので、 物差しとしてよく使われている。 – 変光星の周期と、 その星の真の明るさを利用 – 仮定が入るため精度は良くないが、 短時間で多数の天体の距離決定が可能。 年周視差の略図 Kagoshima University

7 ミラ型変光星を使った物差し この変光周期と星の絶対等級の間には、 周期が長いほど赤外線で明るいという関係があり、 宇宙の物差し 宇宙の物差しとして使える。 近赤外線は減光が少ないので銀河系全体を観測できる。 ミラ型変光星のような太陽質量の数倍の星は、 年取ると膨張し巨星となる。 星の表面は膨張と収縮を繰り返し、 星の明るさが周期的に変わる。 過去 10 年間 ミラの変光 Kagoshima University

8 周期光度関係 周期光度関係とは・・・ ＬＭＣ (Feast et al 1989,Ita et al. 2003) – 大マゼラン雲の近赤外線モニター観測で発見 – 変光周期と絶対等級に相関、距離指標として利用可 能 Feast et al. 1989 Kagoshima University

9 天の川銀河の周期光度関係 マゼラン雲とは金属量が異なる – 天の川銀河のミラ型変光星にそのまま適用できるのか？ 天の川銀河の周期光度関係を求める –VERA と 1 ｍ光赤外線望遠鏡を使い、距離と変光周期を 求める。 Kagoshima University

10 結果： S Crt, T Lep 星周内部運動 Kagoshima University VLBI map (Water maser) + IR Interferometer (VLTI, 1.76μm) Radius (T Lep)Angular sizeActual size Star2.5 mas1.9 AU Molecular layer15 mas4.9 AU Nakagawa et al. 2008 S Crt T Lep Nakagawa in prep. Angular Size Distance! Actual Size

11 結果：年周視差による距離計測 S Crt, SY Scl, RX Boo, T Lep VLTI （ ESO ） Kagoshima University T Lep : (Nakagawa in prep.) De c. R. A. Time [day] S Crt : Nakagawa et al. 2008SY Scl : Nyu et al. 2012 RX Boo : Kamezaki et al. 2012 Source Parallax [mas] err [mas] err [%] S Crt2.330.135.6 T Lep3.0580.0421.4 R UMa1.720.095.2 SY Scl0.750.034 RX Boo7.310.56.8 Y Lib0.870.089.2 RW Lep1.620.169.9 U Lyn1.290.086.2 R Aqr4.70.817

12 VERA による ミラ型変光星の周期光度関係 VERA によるミラ型変光星の周期光度関係計画 –30 天体のミラ型変光星を用い、精度よく求める計画を進めてい る。 VERA で求めた ミラ型変光星の周期光度関係 Kagoshima University

13 近赤外線による ミラ型変光星モニター観測 近赤外線観測 – 観測装置 鹿児島大学 1m 光赤外線望遠鏡 + 近赤外線カメラ J[17.6mag], H[17.0mag], K ’ [16.3mag] ( 限界等級 ) – 観測期間 2003 年 11 月～ 2011 年 6 月 （観測は現在も継続中） 近赤外線カメラ 鹿児島大学 1m 光赤外線望遠鏡 Kagoshima University

14 近赤外線による ミラ型変光星モニター観測 IRAS Point Source Catalogue –> 12, 25, 60μm Flux density quality = 3 –> 鹿児島で観測可能 Dec > -25° –>van der Veen et al. 1988 より、 Ⅱ, Ⅲ a, Ⅲ b, の天体を中心に選出 ⇒約 600 天体 IRAS より選出した天体の IRAS2 色図 （図中の領域は、 van der Veen et al. 1988 より） Kagoshima University VERA 観測ターゲット天体 (MaserSource) ⇒約 120 天体 新規ミラ型候補星天体 ⇒約 60 天体

15 近赤外線モニター観測結果 この物差しを使って 1m 望遠鏡と赤外線カメラで 800 個のミラ型変光星 – 約 800 個のミラ型変光星を観測。 –259 天体の変光周期、見かけの平均Ｋバンド等級を求める。 ⇒ 距離を求める 観測日 | ← 1 年 → | IRAS03301+5658 (K バンド ) IRAS06344-0124 周期フィッティング結果 Kagoshima University

16 変光周期・振幅ヒストグラム （ IRAS2 色図領域分類。 van der Veen et al. 1988 より ) 振幅ヒストグラム （ IRAS2 色図領域分類。 van der Veen et al. 1988 より ) 変光周期ヒストグラム Kagoshima University 500~600 日にピーク 0.5~1.5 日にピーク

17 Kagoshima University星間減光の見積り 色超過 E H-K を推定 （ E H-K = (H-K) 2MASS – (H- K) ） - (H-K) 2MASS ： 2MASS より - 周期 - 色関係： Whitelock et al. (2000) よ り Whitelock et al. (2000) (H-K) =-0.53(±0.10) + 0.39(±0.04) logP （使用したのは上図） 減光量 A k の見積り -Nishiyama et al. (2006) の赤化 則 - 見かけの平均 K 等級の星間減光補正 A k /E H-K = 1.44±0.01

18 259 個のミラ型変光星の距離決定 国立天文台 VERA により求めた、周期光度関係を使用 VERA で求めたミラ型変光星の周期 - 光度関係 Kagoshima University

19 Kagoshima University 結果：銀河系分布 (face on) 背景は、国立天文台 4D2U プロジェクト提 供

20 結果：銀河系分布 (Edge on) Kagoshima University 背景は、国立天文台 4D2U プロジェクト提 供 ＳＵ Ｎ

21 今後の課題 様々な変光星での年齢別の銀河系分布を明らかにしたい – 腕との関係は？ – 分布の分散は？ 個数の多さが重要 ⇒ モニター観測天体を増やす –2011 年 7 月以降の処理 – 他観測所との共同観測 ⇒精度良く、短期間で観測をする 水メーザー観測 – 視線速度情報を得る Kagoshima University TypeInitial MassAge 古典的セファイド 4—10 M sun 20 –300 Myr ミラ 1—6 M sun 100 Myr –10 Gyr Ⅱ型セファイド RR ライリ ~1 M sun ~10 Gyr 引用 ： 天の川研究会 2012 松永発表資料 ミラ ： 周期が長い程 ・ Initial mass が大きい ・年齢が若い

22

23 結果１ 周期・振幅分布 変光周期分布 振幅分布 Kagoshima University

24 結果２ 周期・振幅分布 周期・振幅ピークが長周期側へ移動 – 星周ダスト量が多くなる II → IIIa → IIIb 順 IIIb 領域の 0< ⊿ K<0.5 が多い – 小振幅の post-AGB 星の可能性 IRAS2 色図の領域で分類した周期ヒストグラム IRAS2 色図の領域で分類した振幅ヒストグラ ム Kagoshima University

25 変光周期 - 振幅関係

26 測光・解析天体 測光完了 : K バンドのみ 507 天体 ~2011 年 6 月までのデータを使用 ＩＩＩaＩＩＩaＩＩＩaＩＩＩa ＩＩＩbＩＩＩbＩＩＩbＩＩＩb ＩＩＩＩＩＩＩＩ Ｉ ⅤＩbⅤＩbⅤＩbⅤＩb ⅤＩaⅤＩaⅤＩaⅤＩa ⅤＩＩⅤＩＩⅤＩＩⅤＩＩ ＩⅤＩⅤＩⅤＩⅤ Ⅴ ⅤＩＩＩⅤＩＩＩⅤＩＩＩⅤＩＩＩ 測光した 507 天体の IRAS2 色図 測光した 507 天体の銀経・銀緯 図

27 近赤外線モニター観測天体 IRAS PSC(245,889 source) より –> 12, 25, 60μm Flux density quality = 3 –> 鹿児島で観測可能 Dec > -25° van der Veen et al. 1988 より、Ⅱ, Ⅲ a, Ⅲ b, の天体を中心に 選出 ⇒約 600 天体を観測 ＩＩＩaＩＩＩaＩＩＩaＩＩＩa ＩＩＩbＩＩＩbＩＩＩbＩＩＩb ＩＩＩＩＩＩＩＩ Ｉ ⅤＩbⅤＩbⅤＩbⅤＩb ⅤＩaⅤＩaⅤＩaⅤＩa ⅤＩＩⅤＩＩⅤＩＩⅤＩＩ ＩⅤＩⅤＩⅤＩⅤ Ⅴ ⅤＩＩＩⅤＩＩＩⅤＩＩＩⅤＩＩＩ 約 600 天体の銀経・銀緯図 約 600 天体の IRAS2 色図

28 周期 f(x) = a*sin(2πx/P) + b*cos(2πx/P) + c P: 変光周期 100~1000 日範囲を最小二乗 fitting を行い、カイ二乗から、最小値 を天体の周期とみなした。 （周期 100 日以下・ 1000 日以上の天体は、目視確認後上・下限変更） 419 天体について変光周期・振幅、見かけの平均 K 等級を求めた。 22 天体は非晩期型星、 13 天体は非変光、 54 天体は周期変光してい ると思われるが周期を求められなかった。 IRAS12341+5945 の X 二乗 - 周期グラフ

29 導入 導入 van der Veen et al. 1988 星周 dust の発達 AGB 星は星の進化の末期 0.8~8 太陽質量の中小質量星 低温で明るく輝いている。 (Teff 3000L ◎ ) 100~1000 日の長周期脈動変光星 大きな質量放出率によりダストを形成、 星周よりメーザーを放出している。

30 周期 f(x) = a*sin(2πx/P) + b*cos(2πx/P) + c P: 変光周期 100~1000 日範囲を最小二乗 fitting を行い、カイ二乗の最小値を天 体の周期とみなした。 419 天体について変光周期求めた。 22 天体は非晩期型星、 13 天体は非変光、 54 天体は周期変光してい ると思われるが周期を求められなかった。 IRAS12341+5945 の 周期 - カイ二乗グラフ

31 変光振幅・平均等級 g(x) = ( ⊿ K/2)*sin( 2π*(x + c 0 ) / P ) + m k ⊿ K : 変光幅、 P : 変光周期、 m k : 平均等級 (c 0 : JD 初期位相 ) 求めた周期 P を、 g(x) に代入し最小二乗 fitting し、 419 天体の変光振幅⊿ K, 見かけの平均 K バンド等級 m k を求め た。 IRAS06344-0124 周期フィッティング結果 IRAS17328-2315 周期フィッティング結果

32 周期 - 振幅関係

33 星間減光の見積り 減光量 A k の見積り -Nishiyama et al. (2006) の赤化則 - 見かけの平均 K 等級の星間減光補正 A k /E H-K = 1.44±0.01 色超過 E H-K を推定 - 2MASS カラー (H-K 2MASS ) - 周期 - 色関係 Whitelock et al. (2000) E H-K = (H-K 2MASS ) – (H-K) Nishiyama et al. (2006) Whitelock et al. (2000) (H-K) =-0.53(±0.10) + 0.39(±0.04) logP （使用したのは上図） Kagoshima University 周期を求めた 419 天体の近赤外 2 色図