脈動変光星による銀河系研究と 位置天文衛星の重要性

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1 脈動変光星による銀河系研究と 位置天文衛星の重要性
松永典之 東京大学　木曽観測所

2 ミラ・セファイド ミラ型変光星 セファイド どちらも周期光度関係を持つ距離指標。 AGB (1～8 Msun) 周期100～1000日程度
M5 Ⅲ～M9.5 Ⅲ セファイド Blue loop (4～10 Msun) 周期1～100日程度 F6 Ⅱ～K2 Ⅰ どちらも周期光度関係を持つ距離指標。

3 ミラとセファイドの周期光度関係 LMCの変光星（IRSF/SIRIUSの観測結果） 縦軸 K 等級 横軸 log (周期)
2種類のセファイド ミラ、その他の赤色巨星変光星 古典的セファイド 縦軸 K 等級 ミラ Ⅱ型セファイド 横軸　log (周期) Matsunaga et al. (2009) Ita et al. (2004)

4 変光星の応用 恒星研究 銀河系研究 系外銀河・宇宙論研究 内部構造や進化が 観測量として現れる。 まだ残る課題はある。
　　観測量として現れる。 まだ残る課題はある。 　（例：セファイドの質量） 銀河系研究 周期光度関係による 　　距離の決定。 トレーサとしての役割。 系外銀河・宇宙論研究 周期光度関係による距離の決定。 LMCの距離は「宇宙のはしご」に 　　残る最も大きい不定性の一つ。

5 位置天文衛星への期待 年周視差 　高精度の物理量推定 　周期光度関係の較正 固有運動 　銀河系中での運動 　恒星種族の分離

6 セファイドの年周視差 σπ/π<0.16のセファイドは12個（Hipparcos）
HST Fine Guidance Sensor 1rは ±0.2 masレベルの年周視差を 10個のセファイドで得た。 (Benedict et al. 2007) van Leeuwen et al. (2007): HipparcosとHSTによる年周視差を組み合わせ セファイドの周期光度関係を較正

7 ミラの年周視差 σπ/π<0.16のミラは5個だけ（Hipparcos、黒丸） VLBI の年周視差が得られつつある。
Whitelock et al. (2008)

8 これまでに得られた年周視差 セファイド HSTの観測も合わせて、太陽 近傍ではそれなりのデータ。 環境依存性について、調査
できるようなデータはこれから。 ミラ まだまだこれから。 VLBI (VERA)による年周視差が 出てきている。（位置衛星では 非質量放出星も見られる利点）

9 ミラの周期光度関係がもつ可能性 JWSTでは非常に遠くの銀河まで距離が測れる。
セファイドではHSTで行った可視の観測からそれほど距離が伸びない。 10Mpc 1Mpc 3Mpc 0.3Mpc ミラ セファイド 30Mpc

10 JASMINE計画への期待 Hipparcosよりも高精度の固有運動 バルジにある変光星（特にミラ）の年周視差 → Nano-JASMINE
変光星の種類・種族による運動の違い バルジにある変光星（特にミラ）の年周視差 周期光度関係の較正 高金属量下での周期光度関係 → Nano-JASMINE → 小型JASMINE

11 Nano-JASMINEによる固有運動計測
少し遠くにあって(~1kpc)、距離は他の方法で 得られる天体の固有運動が面白い。 Hipparcosが年周視差を測ったような星よりも 変光星 散開星団 球状星団 5 -5 -10 +5 -15 μδ [mas/yr] μα cosδ [mas/yr] 散開星団M67の固有運動 Bellini et al. (2010)

12 Nano-JASMINEとミラ型変光星　　 Zwバンドの利点 ミラの赤さ 振幅 spotの影響

13 ミラに対するZwバンドの有効性 新たに固有運動を測れるミラが多いだろう。 （年周視差計測の付加はたぶん無い） Nano-JASMINE
Hipparcos Gaia 新たに固有運動を測れるミラが多いだろう。 （年周視差計測の付加はたぶん無い）

14 セファイドは青い。 Nano-JASMINE Hipparcos Gaia

15 振幅 ΔV : Δ I : Δ K ～ 2.5 : 1.0 : 0.4 Whitelock et al. (2000)

16 ミラの輝度分布と年周視差測定 潜在的な問題 輝度分布が一様ではない。 脈動の周期が1年程度。 半径が1AUよりも大きい。
hot spot, limb darkening, MOLsphere(detached layer) 脈動の周期が1年程度。 半径が1AUよりも大きい。 非一様性の効果は赤外域で小さいはず。 光赤外線干渉計IOTAによるベテルギウス (not Mira!) の表面輝度分布（H-band!) (Haubois et al. 2009)

17 Zwバンドの利点 ミラをNano-JASMINEで再観測する利点は大きい。 Hipparcosでは見えなかった天体が見えてくる。
長波長域での感度を活かして、少し遠くのミラまで。 年周視差測定の精度・確度が上がる可能性。 ミラをNano-JASMINEで再観測する利点は大きい。

18 小型JASMINEと銀河中心の変光星 IRSFによる銀河中心サーベイから どんな天体が観測にかかるか どんな研究が出来るか

19 IRSF/SIRIUS 名古屋大学と国立天文台が南アに建設
IRSF = InfraRed Survey Facility (主鏡口経1.4 m) SIRIUS = Simultaneous InfraRed Imager for Unbiased Survey JHKsフィルターでの同時撮像 視野 7.7 分角 (ピクセルスケール0.45秒)

20 IRSF surveys of variable stars in the Galaxy
Sun Matsunaga et al. (2009) Region L.O.S. Target Galactic Centre ℓ=0 Miras Cepheids Disc ℓ=-40, -30, -20, +20, +30, +40 Bulge -10<ℓ<+10

21 Region2 Region1 幅7分角で -10<ℓ<+10 20分×30分角

22 銀河中心方向のミラ Matsunaga et al. (2009) 20分×30分角の領域を探査 2001～2008: 90回程度反復
1364個の長周期変光星 約150個のミラの距離を決定

23 距離の決定 減光量と距離指数を 同時に求める。 ランダム誤差 0.2 mag 系統誤差 0.15 mag 周期光度関係の分散
減光量と距離指数を 同時に求める。 ランダム誤差　0.2 mag 周期光度関係の分散 系統誤差　0.15 mag 周期光度関係の環境依存性 LMCの距離指数 減光の波長依存性 LMCのミラ（100<P<350）の周期光度関係

24 銀河中心の距離 μ0=14.58±0.02stat±0.11syst[mag] ↔ 8.24±0.08stat±0.42syst [kpc]
μ0(GC)=14.58 mag Matsunaga et al. (2009) ほぼ全てのミラが±300pc以内に存在 μ0=14.58±0.02stat±0.11syst[mag] ↔ 8.24±0.08stat±0.42syst [kpc] Sgr A*近傍のS2星公転運動による結果と一致。 8.33±0.35 [kpc] , Gillessen et al. (2009)

25 銀河中心ミラの距離決定精度 from P-L relation: μ0=14.52±0.2random mag
from JASMINE parallax: π=125±10 μas （統計を稼げれば）JASMINEの 年周視差で、周期光度関係の 系統誤差をほとんど無くせる。 [kpc]

26 星間吸収の構造 視線方向で大きく変わる 複雑な構造があることは ミラの結果でわかる。 詳細な3次元構造を見る には、ミラ以外も必要。
画像を見ただけでも。 詳細な3次元構造を見る には、ミラ以外も必要。 cf. 西さんの講演

27 年周視差の測れるミラの個数 運用年数はぜひエクストラサクセスレベルを！ 中型 JASMINEはぜひ Kバンドで！ Condition
20min×30minにある100<P<350のミラ Condition Number H<10.5 10 H<11.5 55 K<10.5 172 運用年数はぜひエクストラサクセスレベルを！ 中型 JASMINEはぜひ Kバンドで！

28 JASMINEでしかできないミラの研究 赤外線での年周視差計測 バルジにあるミラの周期光度関係を調べる。 可視光より不定性が小さいはず。
電波（VERA）とは違い、非質量放出星も見える。 バルジにあるミラの周期光度関係を調べる。 銀河系バルジのミラは貴重なサンプル 統計をかせげる。 高金属量下のミラ。

29 まとめ 小型JASMINEの運用期間は、ぜひ2年半を。 中型JASMINEはできれば、Kバンドで。