Transcript ミラ型変光星観測からわかる天の川銀河の構造

Kagoshima
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ミラ型変光星観測からわかる
天の川銀河の構造
面高,宮ノ下,中川,1mグループ（鹿児島大）
松永(東大),永山(名大)
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VERA入来局と
1m光赤外線望遠鏡
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～天の川銀河の姿～
銀河中心方向
天の川
(ALMA観測所OSFにて、長谷川哲夫氏撮影)
2000億個の星
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VERAによる物差しつくり
国立天文台VERA入来局
• 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。
年周視差の略図
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天の川銀河の精密立体地図作成
・ＶＥＲＡで天体までの距離や運動を決定する
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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
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ミラ型変光星を使った物差し
• 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。
過去10年間
• 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。
ミラの変光
• 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。
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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
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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1ｍ光赤外線望遠鏡を使い、距離と変光周期を
求める。
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結果：S Crt , T Lep 星周内部運動
VLBI map (Water maser) + IR Interferometer
(VLTI, 1.76μm)
S Crt
T Lep
Nakagawa et al. 2008
Distance!
Angular Size
Actual Size
Nakagawa in prep.
Radius (T Lep)
Angular size
Actual size
Star
2.5 mas
1.9 AU
Molecular layer
15 mas
4.9 AU
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結果：年周視差による距離計測
S Crt, SY Scl, RX Boo, T Lep
R.
A.
S Crt : Nakagawa et al. 2008
SY Scl : Nyu et al. 2012
Source
S Crt
T Lep
R UMa
SY Scl
RX Boo
Y Lib
RW Lep
U Lyn
RX Boo : Kamezaki et al. 2012
R Aqr
VLTI （ESO）
Parallax
[mas]
err
[mas]
err
[%]
2.33
3.058
1.72
0.75
7.31
0.87
1.62
1.29
4.7
0.13
0.042
0.09
0.03
0.5
0.08
0.16
0.08
0.8
5.6
1.4
5.2
4
6.8
9.2
9.9
6.2
17
De
c.
Time [day]
T Lep : (Nakagawa in prep.)
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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
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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
鹿児島大学1m光赤外線望遠鏡
（観測は現在も継続中）
近赤外線カメラ
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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,Ⅲa, Ⅲb, の天体を中心に選出
⇒約600天体
• 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
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）
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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
– 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
IRAS03301+5658
IRAS06344-0124
周期フィッティング結果
観測日
(Kバンド)
|← 1年 →|
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変光周期・振幅ヒストグラム
変光周期ヒストグラム
500~600日にピーク
（IRAS2色図領域分類。
van der Veen et al.
1988より)
振幅ヒストグラム
0.5~1.5日にピーク
（IRAS2色図領域分類。
van der Veen et al.
1988より)
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星間減光の見積り
• 色超過EH-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
• 減光量Ak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
Ak/EH-K = 1.44±0.01
Whitelock et al. (2000)
(H-K) =-0.53(±0.10) + 0.39(±0.04) logP
（使用したのは上図）
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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
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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
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結果：銀河系分布 (Edge on)
ＳＵＮ
背景は、国立天文台4D2Uプロジェクト提供
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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？
Type
古典的セファイド
ミラ
ミラ ： 周期が長い程
・Initial massが大きい
・年齢が若い
Initial Mass
Age
4—10 Msun
20 –300 Myr
1—6 Msun
100 Myr –10 Gyr
Ⅱ型セファイド
~1 Msun
~10 Gyr
RRライリ
引用 ： 天の川研究会2012 松永発表資料
• 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