示準星としての晩期型星
板 由房＆低温度星グループ
中田好一、松永典之、泉浦秀行
柳澤顕史、三戸洋之、出口修至
植田稔也、福士比奈子、小野里宏樹

用語の意味 示準星

準：物事をはかるよりどころ
 低温度星グループで「作った」。
 英語名は lodestar 道しるべとなる星、北極星、指針、指導原理、指標、目標

 晩期型星

この発表では、主系列を離れた星は全部晩期型星と呼ぶ事にします。
 普通はポスト主系列と言う

示準星としての晩期型星
 測光、分光、距離 → 広く深いデータ収集がなされる

TMTのような次世代装置のデータを活かすには、装置の性能と研究目的に見合った、解析のための新基準/新指標が必要
 例1：セファイド変光星を用いた距離決定

対象銀河の化学進化を考慮した適切なPL関係


赤外でのみ観測可能なセファイド(強い星間減光を受けて)

メタル依存性赤外の減光則、赤外の周期光度関係が無いと、折角のデータが活かせない

例2：GAIA/JASMINE等のアストロメトリデータ
m(λ) = M(λ) + 5 log (D/10) + A(λ)


折角距離D[pc]が解っても、A(λ)がわからないと、M(λ)はわからない。
 Hipparcosの頃は近間だったのでA(λ)はさほど気にならなかった。
A 1 percent error in the luminosity leads to a ~ 4 percent error in thederived age (e.g., Chaboyer et al., 1996)

示準星としての晩期型星
 基準/指標となる星 = 示準星

示準星の研究は次世代装置のデータ解析に必要
 同時に、その研究自体が恒星種族、星間物質の性質等を明らかにする重要な研究となる。
示準星としての晩期型星
 色の指標 恒星自身の理解を深めていく事を通して、晩期型星を示準星として広い分野で応用して使えるようにする。


そのために次世代観測装置を用いて何を調べて行くか？

減光則
 金属量依存性

 物質循環の指標


ダストの運動速度

 年齢の指標

光度と色の年齢＆金属量依存性

 距離＆運動の指標

減光 視線速度、接線速度いろしじゅんせい

色示準星

IRC+10216 VLT@Vband

色示準星となるために
 固有カラーを知る

星自身の理解 固有カラーのメタル依存性

これは後で触れます。

星間減光の除去
 標準減光則

例：Rieke＆Lebofsky law

赤外の減光量を2倍近く過小評価(Nishiyama et al.)「標準則」であって、個々のケースに対応できない。

(更に、必要な物については)星周減光の除去
 ミラ型星の星周減光則
Ita & Matsunaga, 2011, MNRAS, 412, 2345
 星周減光則を議論した初めての論文のはず。

色示準星となるために
 星間減光の除去色(とできれば光度)のプローブは？
 セファイド変光星


レッドクランプ星を使った研究は既にある。

セファイド変光星を使う利点
 変光星→ 個別に認識可能

減光則の方向＆距離依存性 → 立体減光地図作成

 セファイド不安定帯(割と狭い)に存在→固有色の幅：小 周期-固有カラー関係：


周期を測れば固有カラーが解る周期と見かけの色を観測→比較→色超過量→減光量

 周期-光度関係:

周期を測れば距離(減光補正後)が解る

色示準星となるために 進行中の銀河面探査PI:松永典之(東大)KISOGP＠木曽観測所


1m, Iバンドで反復

PI:柳澤顕史(OAO)OAOWFC＠岡山

0.9m, NIRで反復銀河中心の向こうのセファイドやミラ見つけるには空間分解能、感度の面でやや難あり。

NIRより長い波長の反復データは存在しない。

色示準星となるために
 将来は空間分解能の良い装置で、長い波長のデータを、銀河面全体で得たいTAO：銀河面撮像反復観測 近赤外の固有カラー

SPICA：銀河面撮像反復観測 中間赤外固有カラー

 反復観測の理由

時間平均された色を知る
 銀河中心の向こうにある(大きな減光を受けている)示準星を見つける。
 例：向こう側の腕構造が解る(距離＆運動示準星と関連)

色示準星の応用サイエンス
 星間減光則

立体減光地図の作成
Probe候補天体


SSPを仮定全光度に対するそれぞれの進化段階にある星の寄与

セファイド変光星
Miraは△、RR Lyrは？

距離 / 絶対光度m(λ) = M(λ) + 5 log (D/10)+ A(λ)

 星の固有色、光度天体の分類
 遠方銀河の質量推定
 モルスフィアRenzini&Buzzoni,1985,MmSAI,56,637

ぶっしつじゅんかんしじゅんせい

物質循環示準星

物質循環示準星となるために
 質量放出の理解 = 長年の課題


誰：TRGB/E-AGB/AGB/PAGB/RSG

何時 : 継続的、ある時急に強くなる




赤外干渉計

どれだけ : 量

中間赤外分光：ISO, AKARI, Spitzer

何処 : 星周の何処に何があるのか？


散乱光：HST, ガスの分布:ALMA, ダストの分布：SPICA

何 : どんな種類のダストやガス

ダスト熱輻射：IRAS, AKARI, Spitzer, WISE

ダスト熱輻射：IRAS, AKARI, Spitzer, WISE, Herschell

どうやって : 脈動、輻射圧

変光モニターデータ

物質循環示準星となるために
 次世代装置を用いて解きたい課題

何処 : 星周の何処に何があるのか？

 何処でガスからダストになるのか？
ALMA 何処までダストが広がっているのか？
SPICA

星周空間と星間空間との境界現象

 AGB星周ダストの運動速度は誰も知らない。
ガスの運動速度は測られている
 ~ a few x 10km/s
 ガスとダストは一緒に動いているのか？

物質循環示準星となるために ダストの運動速度

Yoshida et al., 2011, PASJ, 63S, 493
 M82のダストアフトフロー速度を、偏光分光観測で求めた



AGB星周に応用する
 星周ダストシェルによる中心星の散乱光が我々に届く。散乱光はダスト粒子が動いている事によってドップラーシフトしている。偏光子で散乱光成分を分離し、それを分光観測してドップラーシフトを測り、ダストの視線運動速度に焼き直す。
 ダストの運動速度Vが問題


Vが速い → 低波長分解能で良い
Vが遅い → 高波長分解能で良い

物質循環示準星となるために
Izumiura et al., 2007, ASPC, 378, 305
U Hya
Carbon Mira/SR

3x10^15m
120’’

25mag/arcsec^2 @ V band物資循環示準星となるために
 現状使えそうな装置


CFHT3.58m+EsPaDOnS
 エシェル偏光分光器 R65000 (AGBの星風は遅い) 2時間積分でS/N~1程度 AGB星周の観測は無理。
WR星の星周であれば、~1000km/sが見込まれる。波長分解能が1000程度あればダスト運動速度が出せるだろう。
 SALT10m+spectropolarimeter で観測できるだろう。

 AGBの星周 → 次世代観測装置に期待

TMT30m+EsPaDOnSのような高分散偏光分光器
 2時間積分でS/N~8程度


厳しいが無理では無い。

物質循環示準星の応用サイエンス 物質循環に対する晩期型星の寄与


超新星爆発しない上限質量の決定

 星間空間で見つかる物質の起源

 星周空間と星間空間との境界現象
バウショック、ヘリオスフィアの恒星版

 星周減光

星間減光との対比
 M-, C-型星それぞれの星周減光則 星周ダストの形成と脈動の関係

ねんれいしじゅんせい

年齢示準星

年齢示準星となるために 絶対光度と年齢の関係＆そのメタル依存性

必要な物
 正確な進化モデル


対流理論、opacity table、計算機速度

 正確な観測データ(絶対光度、色、メタル量)

測光＆分光精度、距離、減光 観測データ

球状星団、局所銀河群等、様々な環境に存在する恒星の測光(主に赤外の)データ＆分光データ
 距離の不定性が割と小さい
 赤外の利点：赤外に行くと減光の影響が小さくなる。

年齢示準星となるために球状星団、局所銀河群がカバーするメタル量vs.年齢空間

―0.5
―1.0

近傍矮小銀河―1.5
球状星団

109.5log(Age)9.0年齢示準星となるために 現状

すばる：赤外 ○高空間分解能 ×狭視野、観測時間



その他：赤外 ○広視野、観測時間 ×低空間分解能

前景星を排除したい → 広視野データ＆運動データが必要
ブレンディングは嫌 → 高空間分解能が必要 → AOに期待 将来

WISH/Euclid/WFIRST：広視野近赤外撮像
 すばる/TAO：視線速度
 R〜数万の広視野多天体分光器が欲しい。



WISH/JASMINE/GAIA：接線速度

年齢示準星の応用サイエンス
 星生成史銀河系
 星が分解できる局所銀河群
 ミラやセファイド1個が代表する星の数

 星が個々に分解できる銀河

恒星の測光データから、年齢とメタル量の推定を行う
 色示準星とも関連

だいなみくすしじゅんせい

距離＆運動示準星

距離＆運動示準星となるために
 距離：絶対光度

絶対光度の年齢/メタル量依存性の調査
 周期光度関係の精密化、多波長化
 星周減光則、星間減光則の理解 色示準星、年齢示準星と関連

 運動：視線速度、接線速度


視線速度 すばる/TAO
 R〜数万の広視野多天体分光器が欲しい。



接線速度 WISH/JASMINE/GAIA

距離＆運動示準星の応用サイエンス
 銀河系の動力学構造 銀河系形成史
 銀河中心のむこう側でのセファイド、ミラの分布

周期光度関係の精密化、多波長化

まとめ示準星としての晩期型星
 色の指標

減光則、遠方銀河の質量推定、星の分類

 物質循環の指標


物質循環に対する晩期型星の寄与
 超新星爆発しない上限質量の決定



星間物質の起源 年齢の指標星生成史

 距離＆運動の指標


銀河構造、銀河系形成史

Appendix
参考資料

色示準星となるためにセファイド変光星を様々な波長で観測→固有カラーと比較→カラーエクセス
個々のセファイドに対して減光A(λ)を見積もる事ができる。
従って、減光則の方向依存性も調べる事ができる。
原理は下図と同じ。下の図のA(λ)は普通のA(λ)ではなく、A(λ)=E(λ-V)/E(B-V)と定義し、これが図の縦軸のA(m)で、横軸は1/λ。
λ → 無限大に行ったときの極限の見積もりが、Rの不定性になっている。この図ではLバンドが一番長い観測波長。長い波長の観測が外挿に一番効くはず。
長い波長では減光が小さいとはいえ、そこでの減光量をきちんと調べる事は大事。
Schultz & Wiemer, 1975, A&A, 43, 133

色示準星となるために
 星周減光則の理解

ミラ型星の星周減光則
周期光度関係が予想する光度(減光フリー)と、減光を受けて観測された光度を比較。→A(λ)
 炭素星の星周減光則は変光周期によって異なり、周期が長くなるにつれて標準減光則に近づいてゆく。


ダストの成長or破壊プロセスを見ている？

Ita et al., 2011, MNRAS, 412, 2345

色示準星を応用したサイエンス
 距離＆運動示準性との関連


恒星をプローブとした銀河系の構造
 銀河中心の向こう側の恒星分布



恒星をプローブとした銀河系の動力学
 距離＆運動のデータ

距離を見積もる時に減光補正が効く。

年齢示準星となるために系の年齢を知る場合
HR図上の位置を調べ、進化モデルを用いて推定する。メタル量はFixまたはフリーパラメーター

Z=0.019(太陽アバンダンス)、RGBで質量放出する(η=0.2)時、TRGBまでの等時曲線 → 光度＆色と年齢の関係
Padova and Trieste stellar evolution code (Bressan et al., 2012, MNRAS, 427,127)

logT [yr]Turn offmass [M◎]

年齢示準星となるためにlogT=9.7、RGBで質量放出する(η=0.2)時、TRGBまでのメタル量毎の等時曲線 →光度＆色と年齢の関係のメタル量依存性
Padova and Trieste stellar evolution code (Bressan et al., 2012, MNRAS, 427,127)

年齢を固定して較べると、メタル量が少ない方が色が青い。
→これが、後で述べると言っていた、固有カラーのメタル量依存性

年齢示準星となるために
47Tuc領域のHSTの観測結果
Kalirai et al., 2012, AJ, 143, 11
MSの暗い所にKink
Teff~4500Kの星の大気に含まれる水素分子の衝突誘起吸収が原因。
赤外の方がその効果がより見える。
kinkの光度、色は年齢やメタル量にさほど依存しない。
将来の観測装置では赤外の深いデータをとる事が望ましい。

47Tuc
MSSMC
WDSMCMS

可視近赤外