資料 - JASMINE

Report
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
ミラ・セファイド
• ミラ型変光星
– AGB (1~8 Msun)
– 周期100~1000日程度
– M5 Ⅲ~M9.5 Ⅲ
セファイド
• 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。
ミラ
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)
ミラ、その他の赤色巨星変光星
2種類のセファイド
縦軸 K 等級
古典的セファイド
ミラ
Ⅱ型セファイド
横軸 log (周期)
Matsunaga et al. (2009)
Ita et al. (2004)
変光星の応用
恒星研究
 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。
(例:セファイドの質量)
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。
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。
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
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
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)
これまでに得られた年周視差
セファイド
ミラ
 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。
 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)
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。
ミラ
セファイド
0.3Mpc
1Mpc
3Mpc
30Mpc
10Mpc
JASMINE計画への期待
• Hipparcosよりも高精度の固有運動
– 変光星の種類・種族による運動の違い
→ Nano-JASMINE
• 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
→ 小型JASMINE
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
μδ [mas/yr]
• 変光星
• 散開星団
• 球状星団
5
0
-5
-10
散開星団M67の固有運動
Bellini et al. (2010)
+5
0
-5
-15
μα cosδ [mas/yr]
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
ミラに対するZwバンドの有効性
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)
セファイドは青い。
Nano-JASMINE
Hipparcos
Gaia
振幅
ΔV : Δ I : Δ K ~ 2.5 : 1.0 : 0.4
Whitelock et al. (2000)
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。
• 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)
Zwバンドの利点
• 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。
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
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)
http://www.z.phys.nagoya-u.ac.jp/~telescope
IRSF surveys of variable stars in the Galaxy
Matsunaga et al. (2009)
Sun
Region
L.O.S.
Target
Galactic
Centre
ℓ=0
Miras
Cepheids
Disc
Bulge
ℓ=-40, -30, -20,
Cepheids
+20, +30, +40
-10<ℓ<+10
Miras
幅7分角で -10<ℓ<+10
20分×30分角
Region1
Region2
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
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
– 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
銀河中心の距離
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)
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
9.0
8.5
8.0
7.5
7.0
[kpc]
(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。
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。
– 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
年周視差の測れるミラの個数
20min×30minにある
100<P<350のミラ
Condition
H<10.5
H<11.5
K<10.5
Number
10
55
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!
JASMINEでしかできないミラの研究
• 赤外線での年周視差計測
– 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。
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。

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