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ミラ型変光星観測からわかる天の川銀河の構造天の川銀河の構造

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VERAVERA 入来局と入来局と1m1m 光赤外線望遠鏡光赤外線望遠鏡

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～天の川銀河の姿～～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

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VERAVERA による物差しつくり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。

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天の川銀河の精密立体地図作成天の川銀河の精密立体地図作成KagoshimaUniversity

・ＶＥＲＡで天体までの距離や運動を決定する

宇宙の物差し作り宇宙の物差し作り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

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周期光度関係周期光度関係• 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。

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結果：結果： S Crt , T LepS Crt , T Lep 　星周内部運動　星周内部運動

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VLBI map (Water maser) + IR Interferometer (VLTI, 1.76μm)

Radius (T Lep) Angular size Actual size

Star 2.5 mas 1.9 AU

Molecular layer 15 mas 4.9 AU

Nakagawa et al. 2008

S Crt T Lep

Nakagawa in prep.

Angular Size

Distance!

Actual Size

結果：年周視差による距離計測結果：年周視差による距離計測S Crt, SY Scl, RX Boo, T LepS Crt, SY Scl, RX Boo, T Lep

VLTI 　（ ESO ）

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T Lep : (Nakagawa in prep.)

Dec.

R.A.

Time [day]

S Crt : Nakagawa et al. 2008 SY Scl : Nyu et al. 2012

RX Boo : Kamezaki et al. 2012

SourceParallax[mas]

err[mas]

err[%]

S Crt 2.33 0.13 5.6

T Lep 3.058 0.042 1.4

R UMa 1.72 0.09 5.2

SY Scl 0.75 0.03 4

RX Boo 7.31 0.5 6.8

Y Lib 0.87 0.08 9.2

RW Lep 1.62 0.16 9.9

U Lyn 1.29 0.08 6.2

R Aqr 4.7 0.8 17

VERAVERA によるによるミラ型変光星の周期光度関係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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近赤外線による近赤外線によるミラ型変光星モニター観測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

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近赤外線による近赤外線によるミラ型変光星モニター観測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

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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• 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

近赤外線モニター観測結果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 800800 個のミラ型変光星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

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変光周期・振幅ヒストグラム変光周期・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

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500~600日にピーク

0.5~1.5日にピーク

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星間減光の見積り星間減光の見積り• 色超過 EH-Kを推定　（ EH-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 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

259259 個のミラ型変光星の距離決定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：銀河系分布結果：銀河系分布 (face on)(face on)

背景は、国立天文台 4D2U プロジェクト提供

結果：銀河系分布結果：銀河系分布 (Edge on)(Edge on)

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背景は、国立天文台 4D2U プロジェクト提供

ＳＵＮ

今後の課題今後の課題• 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

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Type Initial Mass Age

古典的セファイド 4—10 Msun 20 –300 Myr

ミラ 1—6 Msun 100 Myr –10 Gyr

Ⅱ型セファイドRR ライリ

~1 Msun ~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