ミラ型変光星BX CamのVERAによる年周視差測定
鹿児島大学 松野雅子 (k6908465@kadai.jp)
中川亜紀治、湯田晶斗、加世田大地、守田篤史、橋本真雄(鹿児島大学)、国立天文台VERAプロジェクト

1.導入

3.2 VLBI

ミラ型変光星とは200日〜800日の変光周期を持つ長周期変光星であり、3.2.1 年周視差

Asymptotic giant branch(AGB)の代表的な1つである。質量放出により星の表位相補償解析により、24観測中21観測層の物質を吹き払い、白色矮星へと進化する。質量放出率は10-8〜10­6[M⊙/yr]

でH2Oメーザーを検出にまで到達し、外層には厚いダストや分子ガスの領域が存在、そのため赤外線→視線速度­9.81〜­14.43[km/s]で検出領域での放射が卓越している。その中にはexpanding dust shellの内側にSiOメーした7つのH2Oメーザースポットを使用

ザー、外側にH2OメーザーやOHメーザーが存在する天体がある。中でもH2Oし、年周視差を導出

メーザーはアウトフロー領域で発生、かつVLBIによる位置天文観測の対象とな

年周視差 π=1.73 0.03[mas]距離 D =0.58 0.01[kpc]

るため、星周構造やアウトフロー、進化について議論する上でも非常に重要である。

Gaia DR2
年周視差 π = 4.13 0.25[mas]距離 D = 0.24 0.04[kpc]↑Fig 8. RA(上)とDec(下)のメーザースポットの年周視差振動成分↑Fig.1 Herwig 2005よりHR diagram

3.2.2 運動

↑Fig.2 Wittkowski et al.2005よりAGBの断面図

視線速度­7.29〜­15.69[km/s]で計69

我々はミラ型変光星 BX Camの周りに付随するH2OメーザーのVLBI観測を2年のH2Oメーザースポットを検出。うち23に渡り行い、年周視差とガス運動・分布を計測した。

スポットにおいて固有運動・内部運動を導出できた。

２.観測概要系全体の運動

2.1 VLBI観測

・望遠鏡↑Fig.3 VERA Telescope

2.2 単一鏡観測

μx = 13.11 0.14 [mas/yr]
μy = ­33.42 0.17 [mas/yr]
80AU：VERA4局(水沢・入来・小笠原・石垣島)
・周波数 :22GHz帯 (H2Oメーザー)
・バンド幅 :16MHz
・期間：2012年2月~2014年12月
・観測回数：24回 (およそ月に一回)・対象: BX Cam &J0554+6857
得られたデータはAIPS(Astronomical ImageProcessing System)を使い解析した。

Gaia DR2μx = 15.53 0.32[mas/yr]
μy = ­33.66 0.32[mas/yr]

・望遠鏡: VERA入来局20mアンテナ

また、推定した星の位置に対し(Fig.9 黒・周波数：22[GHz] H2O maser

十字)、天球面横断方向上でおよそ

43[GHz] SiO maser (v=1,2)

14[km/s](SiOメーザーを参考にVsysを決定)

30AU・観測期間 ：2009年11月〜2019年3月(H2O)

4[mas/yr]( 12[km/s] at 0.58[kpc])で運動する双極流的アウトフローを捉えた。
←Fig.9メーザースポット分布&内部運動

2018年6月〜2019年10月(SiO)
・速度分解能 : 0.42[km/s] (H2O)

3.3 GaiaとVLBI

0.21[km/s] (SiO)
・積分時間 ：10分

BX Camの固有運動は、〜2[mas/yr]

得られたデータはJava NewStarを使い解析した。

程度の違いはあったが、大きな差は←Fig.4 VERA 入来局なかった。一方年周視差は、VLBI・Gaiaともに10%以内の誤差にも関わ3. 結果・考察らず、2.4倍の大きな差がある。これは、GaiaがAGBのようなダストや対3.1 単一鏡
長期にわたる単一鏡観測により、BX Camの速度プロファイル・時間変動を得た。Fig.5
より、2018年にVLBI期間中は見えなかったred-shift成分が存在していることがわかる。

天体の測定は得意ではないことが原因の１つであると考えられる。

250
225

↑Fig .10 Chiavassa et al.2018よりRHD simulation
で得られた光学重心の変化

2012/02/20

200

今回は得られた距離を使い光度を計算する事で、年周視差の妥当性を考えた。

175
Flux density [Jy]流により、光学重心の追尾が難しい

Vband見かけ等級 : 15.00[mag] (1) /Kband見かけ等級 : 1.05[mag](2)150

2013/01/06
125

Bessell & Wood et al.1984の放射補正関係式らを使い計算・比較したところ

100

2014/04/28

75

VLBI : Log(L*/L⊙) = 3.68
L* = 4900[L⊙] ①502016/12/1325

2018/11/19↑Fig.6 ­20〜0[km/s]で積分を行なった
積分強度の時間変化

0-20 -17.5 -15 -12.5 -10 -7.5 -5 -2.5
02.5Vlsr [km/s]

57.5

10 12.5 15 17.5 20

Gaia : Log(L*/L⊙) = 2.94

18

↑Fig.5 Total power spectra of H2O maser

また、比較的密に観測されていて、VLBI期間中だったMJD:56500〜56700でメーザーの積分強度の変動周期を求めたところ440 2.2日となり、光学変光周期486日(1)と大きく矛盾しない結果が得られた。

Integrated intensity [K*km/s]

16

L* = 866[L⊙]14②12この結果、AGBの光度としては①が妥108当である、つまりBX Camの年周視差64についてはVLBIで計測した値がより2055650

55800

55950

56100
MJD

56250

56400

56550

↑Fig.7 周期フィッティングの結果

56700↑Fig.11 Bessell & Wood 1984より(V-K)に対する放射補正関係式信頼性があると結論づけた。

・Bessell & Wood et al.1984 /Chiavassa et al.2018/Wittkowski et al. 2005 /Herwig 2005/Gaia Collaboration 2018 /Elitzur, M. 1992/Van Langevelde et al.2018/Kim, J., Cho et al.2014/Zhang, B et al.2012/Bowers, P. F., & Johnston at al.1994/Engels, D et al.1988/
Benson, P. J., & Little-Marenin et al.1990/Little Marenin, L. R., & Benson et al.1991/(1):The American Association of Variable Star Observers ,https://www.aavso.org/(2):Olivier et al.2001/https://veraserver.mtk.nao.ac.jp /