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– 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

セファイド

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）

Matsunaga et al. (2009) Ita et al. (2004)

古典的セファイド

Ⅱ 型セファイド

2 種類のセファイド ミラ、その他の赤色巨星変光星

ミラ

横軸　 log ( 周期 )

縦軸

K 等

級

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

固有運動

　高精度の物理量推定　周期光度関係の較正

　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

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

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)

ミラの年周視差

Whitelock et al. (2008)

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。

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）

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。

10Mpc1Mpc 3Mpc0.3Mpc 30Mpc

ミラセファイド

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

• 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

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

0

-5

-10

-50+5 -15

μ δ [m

as/y

r]

μα cosδ [mas/yr]

散開星団 M67 の固有運動Bellini et al. (2010)

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

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-JASMINEHipparcosGaia

セファイドは青い。

Nano-JASMINE

HipparcosGaia

振幅

Whitelock et al. (2000)

ΔV : Δ I : Δ K ～ 2.5 : 1.0 : 0.4

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。

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)

非一様性の効果は赤外域で小さいはず。

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

Sun

IRSF surveys of variable stars in the Galaxy

Region L.O.S. TargetGalactic Centre ℓ=0 Miras

Cepheids

Discℓ=-40, -30, -20, +20, +30,

+40Cepheids

Bulge -10<ℓ<+10 Miras

Matsunaga et al. (2009)

Region2

Region1

20 分 ×30 分角幅 7 分角で -10<ℓ<+10

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=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)

μ0(GC)=14.58 magMatsunaga et al. (2009)

ほぼ全てのミラが±300pc以内に存在

銀河中心ミラの距離決定精度

7.0

7.5

8.0

8.5

9.0

from P-L relation:μ0=14.52±0.2random mag

from JASMINE parallax:π=125±10 μas

[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

Condition NumberH<10.5 10H<11.5 55K<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！

20min×30min にある100<P<350 のミラ

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。