VERA によるミラ型変光星R UMa の年周視差計測 ( 改 )

鹿児島大学大学院理工学研究科　物理科学専攻

松井　真荒尾　考洋、丹生　大輔、嘉村 浩二、

中川　亜紀治、今井　裕、面高　俊宏 ( 鹿児島大学 ) 、倉山　智春、柴田　克典 ( 国立天文台 ) 、 VERA プロジェクト

チーム

目次• 研究の目的• イントロ• 観測• 結果• ディスカッション• まとめ

研究の目的　 銀河系内におけるミラ型変光星の周期光度関係を導く

ための第 1 歩としてミラ型変光星 R UMa に付随する水メーザーの年周視差を計測し、距離を求める。　

目次• 研究の目的• イントロ• 観測• 結果• ディスカッション• まとめ

ミラ型変光星のメーザー

OH maser

H2O maser

SiO maser

晩期型星には CH3OH がないのか？or

CH3OH はあるが励起できてないのか？

銀河系内における Mira 型変光星の周期光度関係を見つける意義

1. 周期光度関係を使って、銀河系内の多くの Mira 型変光星の距離を求めることができる。 ⇒VERA の目的である銀河系の地図作りに利用

2. 大マゼラン星雲 (LMC) で見つかっている周期 光度関係と同一のものか検証。 ⇒ 他の銀河までの距離測定に利用

m-M=5logd-5

Ita et al. 2004

m-M=5logd-5

LMC にある周期 P の星の実視等級

銀河系にある周期 P の星の絶対等級 銀河系と LMC の距離

研究の背景ミラ型変光星、セファイド型変光星　周期光度 (P-L) 関係 = 「宇宙のものさし」

上図大マゼランの周期光度関係下図小マゼランの周期光度関係 (Ita et al. 2004)

大マゼラン雲 (LMC) の周期光度関係LMC の個々の星の距離≒ LMC の距離

つまり LMC の P-L 関係は距離の不定性がない！

銀河系内の周期光度関係個々の星までの距離を無視できない！

ヒッパルコスによる太陽近傍の周期光度関係 (van Leeuwen et al. 1997)

ヒッパルコスの精度では不十分！高精度な距離測定が必要

ミラ型変光星のメーザー → VLBI 観測可能

VERA でミラ型変光星を観測して銀河系内の P-L 関係の確立を目指す !

目次• 研究の目的• イントロ• 観測• 結果• ディスカッション• まとめ

R UMa と参照電波源R UMa 10h44m38.42831s +68d46m32.3442s 離角J1056+7011 10h56m53.61517s +70d11m45.91561s 1.8deg

観測と解析• VERA ４局 2beam 観測　　→位相補償• 観測時間は 8~9 時間 / 観測• 周波数設定

16MHz を 16IF

　 ( Ａ： 512ch 、Ｂ： 64ch)• 解析にはＡＩＰＳ

(Astronomical Image Processing System) を使用

観測名 観測日 備考r06101a

2006/4/11

　

r06134a

2006/5/14

r06225as

2006/8/13

未検出　

r06242bs

2006/8/30

未検出　

r06255a

2006/9/12

石垣 PCD エラー

r06302b

2006/10/29

　

r06327a

2006/11/23

r06355a

2006/12/21

r07020b

2007/1/20

r07054a

2007/2/23

r07094a

2007/4/4

r07129c

2007/5/9 未検出

r07254b

解析中

目次• 研究の目的• イントロ• 観測• 結果• ディスカッション• まとめ

• 750pc(Benson & Little-Marenin 1996)距離 - 銀緯 - 減光量関係

• 310pc[3.22±4.69mas](HIPPARCOS 1997)年周視差

• 670pc(P.Whitelock,F.Marang and M.Feast 2000)HIPPARCOS による銀河系の周期光度関係

• 620pc(Y.Ita et al. 2001)距離 - フラックス - 光度 (LMC の PL から ) 関係

これまでに推定された R UMa の距離

解析結果（ r06101a 位相補償1 ）

38.39 km/s1.2Jy/beam

解析結果（ r06101a 位相補償2 ）

39.44km/s4.8Jy/beam

解析結果（ r06101a 位相補償3 ）

42.38km/s7.2Jy/beam

各観測のスポット観測コード

速度成分 1

(km/s)

フラックス 1

(Jy/beam)

速度成分 2

(km/s)

フラックス 2

(Jy/beam)

速度成分 3

(km/s)

フラックス 3

(Jy/beam)

r06101a 38.39 1.3 39.44 5.0 42.38 7.4

r06134a 38.49 1.1 39.54 2.5

r06302b 38.49 1.1 39.54 2.0

r06327a 38.36 1.7 39.41 3.3 42.14 1.4

r06355a 38.38 3.8 39.43 4.0

r07020b 38.40 4.8 39.45 2.5 42.18 1.8

r07054a 38.57 3.1

r07094a 38.39 1.5

天文学会の結果

年周視差 π=0.76±0.17mas kpc32.1 37.024.0

R UMa の年周視差 ( 改 )

年周視差 π=1.73±0.16mas

赤経方向の固有運動 μα=-42.17±0.45mas/yr

pc577 5849

赤緯方向の固有運動 μδ=-25.40±0.30mas/yr

目次• 研究の目的• イントロ• 観測• 結果• ディスカッション• まとめ

銀河系の周期光度関係P=301day(GCVS)⇒logP=2.48 mk=1.37mag(SAAO) mag44.7M 19.0

21.0k

・

R UMa

first-overtone mode

fundamental mode

Ita et al. 2006

Q=P(M/R3)1/2=5.13×10-12PM1/2Teff3L-3/4(Wood 1990)

脈動定数 Q とは変光周期 P を free-fall-timeτff で規格化したもので定義

脈動定数 Q

First-overtone (Fox & Wood et al. 1982)logP=1.5logR-0.5logM-1.40(Q=0.04)

Fundamental (Kholopov et al. 1985-87)logP=1.949logR-0.9logM-2.07(Q=0.0085)

・

M.J.Creech-Eakman, R.R.Thompson 2003

R UMa

赤外線 J,H,K,12μm,25μm,60μm,100μm の flux density から温度 T は 2670±34K

周期半径関係

17.013.073.0M

M

L=4πR2σT4 1916186

半径は R

得られた距離と実視等級から絶対光度 L を求める

193146907

L

Gyr8689220

宇宙年齢を越える !?

質量放出

3.48×10-7Myr-1 Jura 1987 の修正バージョンWhitelocl et al. 1994

超大雑把に AGB 星の寿命を約 106yr と考えると今までに 0.35M を質量放出したことになる

Mini=0.73M+0.35M=1.08M Gyr312582

やっぱり宇宙年齢は越えない f( ＾ _ ＾ ;)

LMC の距離指数

mag23.9M 43.054.0k

kpc13.46mag32.18M-m:LMC 26.529.4

21.019.0kk(LMC)

の距離指数

mk=1.37mag(SAAO)

R UMa の LMC での実視等級 mk=10.88±0.92

P=301day(GCVS)

pc577 5849

mag44.7M 19.021.0k

Feast et al. 1989

目次• 研究の目的• イントロ• 観測• 結果• ディスカッション• まとめ

まとめpc577 UMaR 58

49までの距離は

193146907

光度は L

1916186

半径は R

表面温度は 2670±34K

fundamental mode で脈動17.013.073.0

質量は MMini=0.73M+0.35M=1.08M

晩期型星の距離を正確に決めることで色々なことがわかってくる !!

もしよろしければ・・・いくつかの晩期型星を 6.7GHz で観測して・・・

もし見つかればメタノールメーザーの特性上

・寿命が長い・内部固有運動が小さい・連続波が検出しやすい

などの点から年周視差を求めるのには最適周期光度関係の点数を増やすことができる！晩期型星の星周構造で何かわかるかも・・・

世界で誰も見つけてないなら自分達が見つければいい !!