あかり衛星による低温（超）巨あかり衛星による低温（超）巨星の星の

星周ダストシェル観測星周ダストシェル観測泉浦秀行 (1)　 1: 自然科学研究機構国立天文台

植田稔也 (2) 、山村一誠 (3) 、中田好一 (4) 、松永典之 (5) 、板由房 (6) 、松浦美香子 (7) 、三戸洋之 (5) 、福士比奈子 (4) 、田辺俊彦(4) 、橋本修 (8) 、有松恒 (9) 、尾中敬 (9)

　 2: デンバー大物理天文　 3: 宇宙航空研究開発機構　 4: 東大理天文センター　 5: 東大理天文センター木曽観測所　 6: 東北大理天文　 7: ロンドン大学　 8: ぐんま天文台　 9: 東大理天文

2012-02-19@ 京産大

C-rich Post-AGB star C-rich Young PN

O-richPN

C-richPN

原始惑星状星雲（ポスト AGB 星）や惑星状星雲の星周エンベロープでは、形状に多様性が知られている

2006 年 2 月 22 日

　＊ AGB 星段階の質量放出の様子を直接探るために　　 赤外線天文衛星「あかり」による赤外線撮像観測へ

FIS

ISO （１ｈｒ）

ISO （１ｈｒ）Izumiura　et　al.　1996,　AA,　315,　L221

90μm

140μm AKARI （ 10min ）

AKARI （ 10min ）Y　CVn,　100μm

Y　CVn,　170μm

Wide-S

Wide-L

ISO （ 1995 ） で 2 時間　→　あかり（ 2006 ）で 10 分

-90

-60

-30

0

30

60

90

-150-100-50050100150

Galactic LongitudeGalactic Longitude (degree)

Gal

actic

Lat

itude

(de

gree

)

MLHES source distribution on the sky

Far-infrared images in WIDE-S filter (90um) ofsome obviously extended objects.

The central part of ~10’ x 30’ area is displayed.A common pixel size of 15” is used.

M97 M27 PNG094.0+27.4 mu Cep alpha Ori R CrB beta Peg beta Gru

PNe Supergiants PSF references

α Ori

Ueta et al. 2008

R Cas BR Eri RZ Sgr V Tel W Peg V919Cen V370And R Crt

M-type Stars (RZ Sgr is S-type)

Far-infrared images in WIDE-S filter (90um) ofsome obviously extended objects.

The central part of ~10’ x 30’ area is displayed.A common pixel size of 15” is used.

TT Cyg U Ant Y CVn UX Dra RT Cap AQ Sgr V Pav X Tra

Carbon Stars. (X Tra has a record as a nova)

Far-infrared images in WIDE-S filter (90um) ofsome obviously extended objects.

The central part of ~10’ x 30’ area is displayed.A common pixel size of 15” is used.

beta Gru R Crt (M) V Tel (M) R Cas (M) BR Eri (M) (M,PSF Ref.)

RZ Sgr (S) Y CVn (C) U Hya (C) U Ant (C) X TrA (C)

8.5’13.75’

WIDE-S (90um), 15” pixel

R Cas

Ueta et al. 2010

beta Gru R Crt (M) V Tel (M) R Cas (M) BR Eri (M) (M,PSF Ref.)

RZ Sgr (S) Y CVn (C) U Hya (C) U Ant (C) X TrA (C)

8.5’13.75’

WIDE-S (90um), 15” pixel

「あかり」搭載の遠赤外線サーベイヤー FIS による、うみへび座Ｕ星のまわりに広がる絶対温度 45 度（マイナス 228℃ ）前後の冷たい塵（ダストシェル）の様子を捕らえた波長 90 マイクロメートルの遠赤外線画像。（左）星とシェルが一緒に写っている元画像。（右）星を引き去ったシェルだけの画像。ダストシェルの見かけの直径は 210 秒角（ 3.5 分角）あり、満月の 9 分の 1 くらいに広がっている。図で 1 ピクセルは 15 秒角に対応。

U Hya

ベストフィット時のシェルのパラメータ　 (robust numbers in pink)

--------------------------------------------------------------------------------------- R1 ΔR ΔRhm Td(R1) α β M_d Mdot_d (cm) (cm) (cm) (K) (Msun) (MO/yr)--------------------------------------------------------------------------------------- 2.5~2.6 0.8~2.7 4.3~5.7 50~51 -4.5~7.0 1.15 0.9~1.0 5? (E17) (E17) (E16) (E-4) (E-8)---------------------------------------------------------------------------------------　　ダスト吸収係数＠ 100um = 25 cm2 g-1 を仮定。　　 ρ0=1 ～ 4E-24 g cm-3

- これ以前の見積もり : Dust mass (optical) ： ～ 10E-5 M_sun (Izumiura et al. 2007) Total mass ・ 4.E-3 Msun for U Hya (Young et al. 1993a) ・ 0.007 Msun for TT Cyg (Olofsson et al.

2000) ・ 0.007 Msun @1E17cm, 0.01 Msun @5E17cm (Steffen & Schoenberner 2000) - 吸収係数のべき : 1.1 for IRC+10216 (Jura

1986,ApJ,303,327)

観測からモデルを引き算した残差

星に対するシェルのずれの方向（精度 ±12° ）

星の固有運動の方向

Proper motions:41.74, -37.83 (mas/yr)Distance: 161 pcV_RA=32.10 km/sV_Dec= -29.09km/sV_LSR= -31.0km/s=> total 53.3 km/s

beta Gru R Crt (M) V Tel (M) R Cas (M) BR Eri (M) (M,PSF Ref.)

RZ Sgr (S) Y CVn (C) U Hya (C) U Ant (C) X TrA (C)

8.5’13.75’

WIDE-S (90um), 15” pixel

IRC (Infrared Camera) on board AKARI

15um

24um

波長 15μm と 24μm におけるダストシェルの輝度分布。誤差棒のついた点が観測値で、 3 種類の線がモデルフィットの結果。輝度は円周方向に平均してある。横軸は中心星からの秒角単位の離角。縦軸は AUD/pixel単位の輝度。観測は内層（点線）と外層（一点鎖線）の二層のダストシェルの存在を示している。

Single shell Two temperature (double) shell

エラーバーのついた黒いシンボルは観測。（丸と四角はシェル成分、菱形は中心星、△は合計）色つきのシンボルと線はモデル。

「あかり」の近 中間赤外線カメラ ･ (IRC) により波長 15 （青） および 24 （赤）マイクロメートルで描き出された、ポンプ座Ｕ星のまわりに広がる暖かい塵（ダストシェル）の疑似カラー合成画像。見かけ半径が約 50 秒角。中心星差し引き後。中心星付近にはマスク。中間赤外線でこのような広がった塵の雲が年老いた赤い星のまわりに捕らえられたのは、これが世界で初めて。この画像は IRC の高い性能に加え、入念な観測計画、精密な画像解析により、非常に明るい中心星の影響を正確に差し引きできたことで初めて得られた。

beta Gru R Crt (M) V Tel (M) R Cas (M) BR Eri (M) (M,PSF Ref.)

RZ Sgr (S) Y CVn (C) U Hya (C) U Ant (C) X TrA (C)

8.5’13.75’

WIDE-S (90um), 15” pixel

Y CVn － beta Gru R Crt － beta Gru V Tel – beta Gru X TrA – beta Gru

beta Peg – bet GruNGC 7027－ 4*Red Rectangle

AFGL 3068 － 1.5*Red Rectangle

IRC+10216 － AFGL 2688

R Dor － 1.15*Red Rectangle

omi Cet － 1.1*Red Rectangle

まとめ１）あかりの FIS で、晩期型星 144 星について、 65, 90, 140, 160um での　　 10’x40’ の遠赤外線画像を得た。

２）酸素過多星、炭素過多星、 S型星のいずれにも広がったダスト層が検出された。　　それらには、軸対称なもの、非軸対称なもの、いずれも見られた。　　非軸対称なものは、星間物質との相互作用の影響と考えられる。

３）炭素 U Hya では半径約 0.1pc の球対称な星周ダストシェルが明らかにされた。　＊ダスト質量は 10^-4 Msun程度であった。　＊熱パルスによる質量放出の変動、二星風相互作用、過去の星周物質に　　よるせき止めの複合現象の可能性が考えられる。

４）炭素星 U Ant では、半径約 0.07pc の球対称星周ダストシェルが　　中間赤外線で初めて検出された。その構造は大きく異なる二つ　　の温度を持つ二重のシェルと結論された。

５）近傍の激しい質量放出をしている AGB 星の、非常に広がったダストシェルが　　あかりの遠赤外線観測で検出されているのが見えてきた。

－＞　さらに解析を進め、 AGB 星段階の質量放出と中心星の関係を　　　　明らかにしていきたい。