2018年9月25, 26日 VERAユーザーズMtg, 三鷹

VLBIとGaiaによる長周期変光星の年周視差の比較
中川亜紀治, 濱田翔太（鹿児島大学）, 須藤広志（岐阜大学）, 倉山智春（帝京科学大学）, 国立天文台VERAプロジェクト

1. VLBIによる位置天文の結果、周期光度関係
2. VLBIとGaiaのParallaxを比較
3. Gaiaデータを用いた周期光度関係

長周期変光星（LPV）

https://www.cfa.harvard.edu/~mmarengo/me/agb.html

XXXth General Assembly S343
21 August 2018

・Mass 1～8 M◎ （Mira:1～2.5 M◎?）
・C/O-core, He-shell, H-rich envelope → O-rich/C-rich・Period 100～1000 d, P>1000 d
・AGB phase, Mass loss → Chemical enrichment of universe
・H2O, SiO, OH maser → VLBI target
・Period luminosity relation → Distance indicator天の川銀河AGB星のParallax（３４天体）VLBIによる計測（VERA ＋ VLBA）

VERAによる計測

Nakagawa et al. in prep.

天の川銀河Mira型変光星 MK - logP

Nakagawa et al. IAUS343 Proceeding天の川銀河Mira型変光星 MK - logP

期待より暗い方への広がり？
→ Gaiaでは？

Nakagawa et al. IAUS343 Proceeding

Gaia DR2•
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2018年4月25日 リリース
活用データ期間 2014 Aug 22 ～ 2016 May 23 （640d = 1.75yr）
13億天体の位置・固有運動・ Parallaxなど５パラメーター ほか
Single starとして扱い、全天体の５パラメーターを同時に解く
3 mag ＜ G ＜21 mag
Parallax 精度

σπ （Parallax error）~0.04 mas~ 0.1 mas
~ 0.7 mas

G magnitude
G < 14 mag
G ~ 17 mag
G ~ 20 mag

Luri et al. 2018

Gaia DR2

とくにAGB星について見ると…

Summary of the contents and survey properties
Gaia Collaboration 2018

• DR1では皆無だったが…
• DR2では多くのAGB星の結果が公開 （前出リスト 30/34 → 88%）
• DR3はバイナリーも考慮

Parallax ;VLBI vs Gaia
（３４天体）VLBIによる計測（VERA ＋ VLBA）

Nakagawa et al. in prep.

Parallax ;VLBI vs Gaia
（３４天体）VLBIによる計測（VERA ＋ VLBA）

精度 10%より良い

DR2 データなし
負のParallax

Nakagawa et al. in prep.

All src

変光周期とParallax差の関係• 変光周期とResidual
Period vs Residual→ 正の相関あり？
• 変光周期と相関しそうなパラメーター– 光球サイズ– 光度– 質量（1） VLBI parallax ＞ Gaia parallax の傾向（2） Residual が周期に依存

Mira考察１： Lutz and Kelker bias

（Lutz and Kelker 1973）

Luri et al. 2018

Probability density function (PDF) of ρ

ρ：distance•

PDF of ρ•

もし Lutz and Kelker bias だとすると…
→ Parallax を大きく見積もりがち• VLBI parallax ＞ Gaia parallaxの傾向とは逆のセンス

σπ = 0.3 mas
π = 10 mas

σπ = 0.3 mas
π = 0.5 mas

Parallax measurement uncertainty σπParallaxπ考察２： Gaia DR2 に見られる Parallax zero point のオフセット
Lindegren et al. 2018

・ QSOを用いた内部検証
・ Global zero point of the parallax→ －0.029mas
・ Zero point offset に準周期的パターン
・ “－0.029 mas” はVLBI-Gaiaの差より十分小さい

~1.5 au

考察３：表面輝度構造変化の影響
Chiavassa et al. 2018 (arXiv:1808.02548v1)
3D radiative-hydrodynamics simulations of convection~1.8 au~1.5 au116日~1.8 au・シミュレーションからの見解
・１年より短い時間で表面輝度構造が変化

・重心の移動 0.077 to 0.198 AU (~5 to ~11% of R*)

σπ・数auの光球がその数十％のスケールで構造変化

・σπ の周期（P）依存も見えている・影響は大きいが VLBI parallax ＞ Gaia parallax を説明しない

PeriodGaiaの年周視差に基づくP-Mk分布

・約3000天体のLPV・VLBIによるP-Mk分布と同じ傾向を示すようだ

Gaia Error < 50%

Gaia Error < 30%

Gaia Error < 10%

Gaia Error < 5%

LMC のMira型星のP-Mk分布

Ita et al. 2011

O-rich● C-rich●

・LMCのO-rich Mira（●）では暗い側への広がりは見られない
・O-rich Mira（●）の暗い側への広がりは我々の銀河に特有か● O-rich● C-rich・天の川銀河Miraはダストによる星周減光が顕著？

VLBI位置天文はGaiaと相補的・ Gaiaで答えが出ない星もある
・ OH/IR星の位置天文観測・ Extreme-OH/IR星 NSV25875
・ Parallax = 0.38±0.13 mas -> D = 2.60±0.85 kpc
・ Qバンド広帯域（４Gbps）システムの活用
MethodVERA parallax
Phase-lag method
Kinematic distance

Distance [kpc]2.60±0.85
2.1±0.42
2.50±1.18

SiO maser
Peak 1.97 Jy/beamFig : (上)43GHz SiO v=2 maser spot of an OH/IR star NSV25875 on 1 Nov 2017. (左)Sky plane motion of the maser spot from1 Nov., 2017 to 4 May, 2108. (中)RA motion of the spot. Horizontal axis is days from 1 Jan., 2017. (右)DEC motion.