「あかり」による主系列星の伴星探査とKOOLS等による分光観測小野綾子 伊藤洋一 （神戸大学） 岩田生（国立天文台）
概要
赤外線天文衛星「あかり」の近中間赤外線カメラIRCを用いて、99天体の主系列星を直接撮像し伴星を探査した。撮像された異なる星の画像を重ね合わせ、それを元の画像から差し引くことによって、中心星の明るい光を抑え、周囲を見やすくして伴星候補を検出する。この解析をした結果、99 天体中94 天体の主系列星の周囲に暗い点源を834 個検出した。背景星を分けるために、これらの点源を測光してSEDを作成し、モデルスペク
トルと比較することによって、有効温度を見積った。そして、それらの点源を主系列星と仮定したときの絶対等級と測光した見かけの等級から距離を求めた。その結果、主系列星52天体の周囲に139天体の伴星候補天体を検出した。これらの伴星候補天体のより正確な質量を決定するため、KOOLS等を用いて可視分光観測も行った。

背景●結果●連星系の質量比①温度の見積もり
SEDから放射のピークの波長を読み取り、温度を見積もる
ウィーンの変位則： λpTeff ＝3000 ( λp[μm]:放射ピークの波長１．伴星候補天体の選別

連星系の主星と伴星の質量比 M2 / M1 = q0.44μm < λp < 10.45μm‥44天体
287K ≦ Teff ≦ 6800 K

主星が太陽質量程度の場合
q = 0.2程度の天体が最も多い （Duquennoy & Mayor 1991）
q < 0.1では発見数が少ない

Teff[K]:有効温度 )λp ≦ 0.44μm‥42天体
Teff ≧ 6800K →背景星と考えられる②スペクトル型の決定
ピーク波長が0.4μmより長かった44天体について、有効温度からスペクトル型を決める(Vrba et al. 2004)③距離の見積もり主系列星と仮定し、絶対等級と測光した見かけの等級から距離を見積もる
m − M = 5 log d − 5( m：見かけの等級 M：絶対等級 d：距離[pc] )Fig. 1 Duquennoy & Mayor 1991

原因１ 観測バイアス
・質量の小さい天体の有効温度は低く、可視光では検出が難しい
・ドップラーシフト法では軌道長半径の大きな天体は検出しにくい
原因2 形成過程・q が小さな連星系は、ひとつの分子雲コアの収縮では形成されにくい （Bonnell & Bastien 1992）
・星周円盤から褐色矮星質量の天体はできにくい (Rice et al. 2003)
・伴星型の褐色矮星は形成過程で連星系を保てずに放出される (Reipurth & Clarke 2001)④中心星の距離と比較
中心星の距離はHipparcosカタログより中心星の距離d, 暗い点源の距離の下限値dmin, 上限値 dmax
d min < d < d max の暗い点源を伴星候補天体とする

伴星候補天体 139天体
その他の暗い点源は背景星と考えられる

２．質量比q の見積もり・スペクトル型の再決定
有効温度からスペクトル型を決め、質量を見積もる(Vrba et al. 2004)
・q の見積もり
M2 / M1 = q （M1：主星質量 M2：伴星質量）

太陽より重い近傍主系列星の周りを探査する

波長[μm]
Fig. 3 HIP18170 bのSEDとTeff=2950Kのモデル
各波長でほぼ一致している

３．主星の質量とq

●観測方法

モデル
観測値

λFλ[Wm-2]

・SEDと恒星大気モデルをあわせ、有効温度を見積もる
恒星大気モデル
有効温度2050K〜4150K (Allard et al. 2000)

理論
・別にできた星を捕獲して連星を形成した場合には、q が小さな連星系も考えられる （Boss 1988）
・主星から10AU以上のところには伴星型褐色矮星も誕生しうる（Delgado-Donate et al. 2004）
観測
・A3Ⅴ型星にq =0.082の伴星を検出 (Hinkley et al. 2010)

伴星候補天体139天体と先行研究のq と主星の質量を比較

赤外線観測

●

・低質量の晩期主系列星や褐色矮星は温度が低いため、放射のピークは近赤外にある褐色矮星 800〜2500K → 1.2〜3.7μm

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質量比q・長波長域で主星と伴星の等級差が小さくなり、伴星を検出しやすい・赤外波長域では地球大気の放射も強く、地上観測は難しい→宇宙望遠鏡

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（Siegler et.al 2005, Close et al. 2003,
Kraus et al 2005, Radiganet al. 2008,
Metchev & Hillenbrand 2009 ,Hinkley et al. 2010 ）

●

直接撮像

今回の結果

●

質量が大きな主星にq の小さな伴星候補天体を検出

先行研究

・主星と伴星の光を分離できる・ドップラーシフト法で検出が難しい天体も検出できる

主星質量[M☉]

Fig. 4 主星の質量とq
赤外線天文衛星「あかり」を用いて直接撮像による伴星探査を行う

伴星候補天体の可視分光観測「あかり」による伴星探査

検出した伴星候補天体について、より正確な質量を決定するために、可視分光観測を行った●観測
望遠鏡
赤外線天文衛星「あかり」
装置
近中間赤外線カメラIRC
観測時期
2006．9〜2007．8
波長3.2, 4.1, 7.1, 10.5 [μm]視野9′× 9′
積分時間
44.4, 16.4 [s]ピクセルスケール 1.46, 2.34 [″/ pix]

●観測

観測対象
主系列星99天体
距離1.8-109 [pc]スペクトル型 A0-M5
質量0.2-2.7 [M☉]

望遠鏡

ハワイ大学
2.2m望遠鏡
WFGS2

インド Iucaa
2m望遠鏡
IFOSC

装置

岡山天体物理観測所
188cm望遠鏡
KOOLS

観測日

2009/10/19-22

2009/11/21

2009/12/18波長(Å)

5000-9000

5500-9700

5000-10000●解析

分解能〜800〜700〜700１．伴星候補天体の検出

積分時間(s) 60×2-1800×3

300×2-600×2

1200, 600×1

・PSFの差し引き①異なる星の画像を重ね合わせる
明るさを規格化し、medianを取ることで中心星のPSFのみを残す

天体
I mag

37天体
10.8-16.0mag

14天体
14.9-17.2mag

1天体
13.8mag●結果②重ね合わせた画像の中心星の明るさを解析する画像の中心星の明るさにあわせる

KOOLSの結果③中心星の位置を合わせて差し引きする中心星の明るさを抑えて周囲を見やすくする
1′1′
6000

差し引き前
差し引き後
Fig. 2 HIP13665 4μmの画像
・中心星の周囲2′以内にある点源を検出する→99天体の画像を解析し、94天体の周囲に834個の暗い点源を検出

7000
8000
波長 [Å]

HIP6702B
晩期型星と考えられる

6000

7000
波長 [Å]

8000

HIP98819D
早期型星と考えられる

WFGS2の結果

２．測光・主系列星94天体の周囲にある834個の暗い点源を差し引き後の画像でアパーチャー測光・カタログの値を使用し、可視と近赤外のデータと「あかり」の測光値で、834天体についてSpectral Energy Distribution (SED)を作成
2MASS All - Sky Catalog J, H, K バンド
USNO - B1.0 Catalog
B, R バンド

6000

7000 8000
波長 [Å]

HIP18735E
晩期型星と考えられる

6000

7000 8000
波長 [Å]

HIP23497C
早期型星と考えられる

今後、標準スペクトルと比較し、それぞれのスペクトル型を決定し連星の可能性を議論する。
また、より正確な質量比を決定する