KWFC 銀河面変光天体探査
松永典之 （東大・天文学教室）坂本強、三戸洋之、前原裕之、小林尚人、青木勉、酒向重行征矢野隆夫、樽沢賢一、土居守、中田好一、宮田隆志、諸隈
智貴
概要• 変光星による銀河系研究の背景• 木曽超広視野カメラ（ KWFC ）の紹介• 変光星探査プロジェクト（ KISOGP ）の
紹介
INTRODUCTION －研究の背景・目的
科学的な動機・背景
• 銀河系の構造・運動・進化を探る。• 理論：
– 新たな数値計算からの示唆（馬場さん講演）• 観測：
– 広い範囲で構造がわかっていたのはガスだけ。– 距離、年齢のわかる星をトレーサとする。– 赤外では、特に円盤・バルジの埋もれた領域に
注目。
銀河系トレーサとしての恒星• 距離の測れることが重要• （位置・速度・年齢・化学組成）で特徴づけられ
る。
• フィールドにある通常の星– 年周視差が測れれば→ Gaia 、 JASMINE に期待。
• 星団（球状星団、散開星団）– HR 図との比較で距離がわかる。
• レッドクランプ– CHeB 星が HR 図で特定の明るさのクランプを作る。
• 脈動変光星– 周期光度関係から距離がわかる。
脈動変光星• 古典的セファイド
– Blue loop (4 ～ 10 Msun)– 周期 3 ～ 50 日程度
• ミラ型変光星– AGB (1 ～ 6 Msun)– 周期 100 ～ 1000 日程度
• RR ライリ変光星– HB ( ～ 1 Msun)– 周期 0.5 ～ 1 日程度
• Ⅱ 型セファイド– post-HB （～ 1 Msun ）– 周期 1 ～ 40 日程度
ミラ
セファイド
RR ライリ
脈動変光星の応用
• 銀河系研究への４つの役割
– 銀河系構造のトレーサ– 恒星種族のトレーサ– 化学進化のトレーサ– 星の運動のトレーサ
銀河系構造のトレーサ• 周期光度関係を距離指標として利用でき
る。– ひとつひとつの変光星の距離を求められる。
古典的セファイド
Ⅱ 型セファイド
Matsunaga et al. 2011, MNRAS, 413, 223 Ita & Matsunaga. 2011, MNRAS, 412, 2354
ミラ
LMC にある変光星の周期光度関係
恒星種族のトレーサ
古典的セファイドの
周期と年齢の関係(Bono et al. 2005)
log (Age/yr)
log (Period/day)1 20
8.5
7.5
7.0
8.0
300Myr
100Myr
10Myr
30Myr
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
化学進化のトレーサ
• ディスク内側のサンプルが不十分• ディスク外側はセファイドでどこまでトレースできる？
古典的セファイド (20-300 Myr) が示す金属流の勾配
Pedicelli et al. (2009)
(Galactocentric distance)
銀河中心 (Rg<0.2kpc) に 3 個のセファイド（ Matsunaga et al. 2011, Nature, 477, 188 ）
運動のトレーサ• 距離（銀河系中での位置）と年齢のわ
かる星の運動を調べられる。
±20 km/s 程度の分散
太陽の運動を補正した後の銀経方向への速度 (km/s)
銀経 (deg)Feast & Whitelock (1997)
Hipparcos の固有運動によるセファイドの運動の研究。→ おおよそ銀河回転に従う。
Sun
GC
既知の古典的セファイド約 500 個の分布（ DDO データベース）
http://www.astro.utronto.ca/DDO/research/cepheids/背景 : (c) GLIMPSE project (2008)
銀河面の探査は不完全
変光星探査の現状
KWFC －木曽超広視野カメラ
木曽シュミット望遠鏡
• 1974 年に東大とNikon が建設
• 補正板口径 105 cm• 視野は 6 度角四方
（写真乾板使用時）
超広視野カメラ
開発メンバーPI 酒向重行（東大）他、木曽観測所と天文学教育研究センターのメンバー
KWFC の現状• 2012 年 4 月に共同利用公開。• ハードウェアの開発は、終了
–気象監視システムの導入や望遠鏡のシステムの改良については作業を継続中
• 解析ソフト、観測支援ソフトの開発を継続中。– すでに 2KCCD よりも快適・安定的な観測が可能。– リモート観測の開始が次の目標
• さらに次世代の超広視野カメラを計画中
新しい観測の枠組み
• 通常観測課題• モニタリング観測課題• TOO 観測課題• 大学実習観測課題
• 大規模観測課題• 観測所課題
共同利用課題 3 か月に 1 度の公募
KWFC公開に合わせ、 2012年 4月から観測の枠組みを刷新
大規模観測課題• 2012 年度から 2件開始
– 2件で 100 ～ 150夜程度（全時間の２～３分の１）• 超新星探査 KISS
– PI 諸隈（東大）– 超新星（特に爆発初期）の探査、ハローの変光星も
• 銀河面探査 KISOGP– PI 松永（東大）– 銀河面変光天体（脈動星・新星・矮新星等）の探査
• 参加者を募集中。– メーリングリスト発足。希望される方は PI までご連絡を。
KISS (KIso Supernova Survey)• 諸隈さん（ PI ）、田中雅臣さん、冨永望さん他• １晩３～５回の頻度で反復観測する超新星探査• ４～６月の観測で 3 個の超新星を発見
– SN2012cm (CBET 3126)– SN2012cq (CBET 3139)– SN2012ct (CBET 3145)
SN2012cq (z=0.0256 の IIn 型超新星 )
KISOGP － KWFC 銀河面変光星探査
KISOGP
• KWFC Intensive Survey Of the Galactic Plane
• KWFC 大規模観測プログラムのひとつ
– もうひとつは超新星探査（ KISS 、諸隈さんがPI ）
• 銀河面に埋もれた変光星および新星・矮新星などを探査して、銀河系の構造を調べる。
• 銀河面に沿って銀経 60 ～ 210 度を観測
KISOGP の探査領域
10kpc
4kpc
α~21.2h
δ~+24d
eg
α~23.9h
δ~+48deg
α~4.1h
δ~+52d
eg
α~5.8h
δ~+29d
eg
α~0.4h
δ~+63d
egα~6.8h
δ~+03d
eg
2 度ごとのグリッド状にKWFC75視野
3 年間に約 40 回観測
背景は GLIMPSE による銀河系の想像図
黄色の点が既知のセファイドの分布
観測領域が銀河面をカバーする様子
チャート：前原さん（京大）作成
30 度 ×30度銀経 80 度付近
観測計画• フィルター： I バンド• I =17 mag の星を S/N~30 で測光。• 各領域各観測： 10秒積分 ×1枚 +60秒積分 ×3枚
• チップ間の隙間を埋める。• なるべく冗長性を持たせて、 1エポックにつき 3 回の計測。• 60秒以上の積分は、銀河面の明るい星の飽和がひどい。
–読出時間等の overhead を入れて各視野 約 15 分• 一晩 10 時間の観測で 40 視野 （ 160平方度）。• 3 年間の観測で各視野 40 回 の反復観測。
限界等級と変光星の等級
変光星の種類
絶対等級
絶対等級1kpc
A(I)=1mag5kpc
A(I)=2mag20kpc
A(I)=3mag
ミラ I ～－ 4mag 7 11.5 15.5
セファイド
(周期 5日 )
I ～－3.5mag
7 12 16
RRライリ I ～ 0mag 11 15.5 19.5
I バンド 17 等（＠ S/N=30 ） ⇔ 19等（＠S/N=5 ）KWFC では 1 バンドにして発見に専念する。
KISOGP の現状• 2012 年 4 月から観測を開始
– 4 ～ 6 月は銀河面が沈んでしまう時期–限界等級は予定通り。– データの収集量はいまいち。効率を上げて行きた
い。– 8 月下旬から本格的に観測開始。
• 少し解析すると、変光星はどんどん見つかりそう。
銀経 120 度あたり（前原さん作成）
初期成果（１）• KISOGP初の変光星候補天体を発見
– 銀経 160 度の方向– これまでに変光星としての報告はない– J=13.6 、 H=13.0 、 Ks=12.7 (2MASS)– B=17.1 、 V=16.2 、 R=15.7 (USNO)
基準画像4 日後
初期成果（２）• まだ、観測回数、解析を行える領域数も少ない
が、いくつかの領域を見たところ、それぞれに数個から十数個の変光天体が出てくる。
銀経 +80 度の方向Cyg OB2 領域V=14.47 、 R=14.38 、 J=12.77 、 H=12.01 、 Ks=11.82X線での検出あり（ ROSAT, XMM-Newton ）
2012/04/08
target reference subtracted rad. prof.
2012/06/07
YSOの変光天体候補
様々な研究へのデータ利用
• 変光星 →松永、坂本さん
• 新星・矮新星 →前原さん、今田さん
• 他にも–小惑星–マイクロレンズ現象 →福井さん– WR 星・ LBV など大質量星 →田中さん、高橋さん
– 超新星：減光が小さめの領域なら十分可能。
星形成領域、若い星との関連
Uyanıker et al. 2001, A&A, 371, 675
どれくらいのセファイドが見つかる？• Metzger & Schechter (1998)
– 銀河面に沿って、銀経 50~70° の領域（約 6平方度）を 10 日間に 5~8 回観測。
– 11 < I < 18mag （ KPNO 0.9m 望遠鏡）– 578 個の変光星候補（検出天体は約 100万
個）。 10 個がセファイドと確認できた。
1平方度あたり 2 個 かそれ以上のセファイドが期待できる。※領域による変化有り
100 ～ 300 個のセファイドを発見できるだろう。ミラはもっとたくさん。RR ライリはさらにたくさん。
プロジェクトの目標とタイムスケール
• ３年間の観測を行う。– 銀河面にある脈動変光星
• VISTA/VVV サーベイなどが結果を出す 2015 年頃に目標を置く。
– 突発天体（新星・矮新星）• 2012 年度のシーズンで発見のシステムを確立させる• 追観測できるコミュニティと連携（突発天体の観測者、大学間連携ネットワーク）
– その他にも多様な天体（ YSO 、小惑星、トランジット）
• ひとつのサーベイのデータから、いろいろな人がいろいろなテーマで論文を書く。– 大量なデータの有効利用、なるべく早期の公開
まとめ• KISOGP = KWFC Intensive Survey Of the Galactic Plane
• 銀河面の脈動変光星や新星・矮新星を探して、銀河系の構造や運動を調べる。
• 観測領域： 銀河面 300平方度（ 75 視野）• フィルター： I バンド• 検出限界 : I = 17 mag （＠ S/N=30 ）
– ~20kpcくらいの outer disk のセファイドが見られる。– 有効的な新星・矮新星の探査が無かった範囲
• 観測頻度と観測回数：–平均して 10 日に一度、天気が良い時には連夜– 3 年間で 40 回の反復
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