2014/12/22

非常に長い周期を持つ変光星の位置天文観測の検討

Current purpose:

天の川銀河ミラ型変光星
周期光度関係の確立
位置天文に基づいたミラ型変光星の周期光度関係の確立

中川亜紀治 (Kagoshima university)
nakagawa@sci.kagoshima‐u.ac.jp

・天の川銀河のミラ型変光星に対する周期光度関係（Period-Mk relation）
・電波干渉計VERAを用いた位置天文VLBI観測
・直接の観測対象は星周の水メーザー（及びSiOメーザー）→10天体の計測に基づいた周期光度関係（Period-Mk relation）
・500日を超える長い変光周期の周期光度関係（Period-Mk relation）
・LSP天体やOH/IR星に対する水メーザー探査→例：OH/IR星 QX Pup の観測
・水メーザーの位置天文観測
・Kバンド測光モニター → 変光周期の検出

VLBI
Astrometry

Current result from VERA
Nakagawa et al. 2014 PASJ

Distance：DAbs. mag. ： MkApparent mag: mkDetermination of
PLR （Mk‐LogP）

Period ： LogP

IRPhotometry

VERAを用いたVLBI 位置天文

VERA入来局での単一鏡モニター観測

Measurement of annual parallax usingwater maser emission.

・ H2O メーザーの長期監視
・観測頻度 ～1ヶ月間隔

・Single‐dish monitoring and surveys at IRIKI.

・T Lepの水メーザーの変動・強度監視に基づき、VLBI観測のタイミングを決定

・VLBI monitoring using with VERA.

Period distribution oftarget Mira variables

・AP Lynの水メーザーの変動
速度が違う２つの成分を監視
・光学観測の変更周期と同様な周期を示す例
Nakagawa et al. 2014 (2015?)

VERAによるモニターVLBI観測

VLBIによる星周ガスの計測例：T Lep

・Phase referencing observation of H2O and SiO maser
・Typical monitoring duration 1.5～2 yr＜年周視差 3.06 mas;VERA＞
・星の半径
2.9 mas → 0.95 AU ( 205 R0 )・分子シェルの半径7.5 mas → 2.45 AU (527 R0 )1.5～2年の連続観測が必要

Le Bouquin et al. 2008
＜年周視差 5.95 mas、Hipparcos＞
・星の半径2.9 mas → 0.5 AU ( 100 R0 )・分子シェルの半径7.5 mas → 1.25 AU (270 R0 )※ Hipparcosによる年周視差 1.37 ±1.44 mas

T Lepのメーザー分布と運動 （Nakagawa et al. 2014 (2015?)）1

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VLBIによる年周視差の計測例：QX Pup（OH 231.8+4.2）

現在までの結果－VERAによるミラ型変光星のVLBI位置天文観測－

Parallax of variable stars
with VLBI astroemtry

観測量（位相と振幅）

赤経方向の時間変動

・Parallax = 0.55 ±0.05 mas→ 距離 D =1.83 kpc

Period‐luminosity relation of the Galactic Miravariables obtained from VLBI astroemtry.

F・T

電波マップ

・従来の距離 1.5 kpc（散開星団 M46 に属すると仮定）

Nakagawa et al. 2014 PASJ （2015？）

Long Period Variables （LPV） の系列• Ita et al. 2004 shows several sequences of variable stars in LMC.

Long Period Variables （LPV） の系列•Ita et al. 2004 で見られるLMCでの様々な系列•

天の川銀河では・・・変更周期 ５００日を超えるような天体で VLBI位置天文観測は皆無
C
Mira variables pulsating in the fundamental mode?

A+ Cyan
RGB variables and metal‐poor and old AGB variables
A‐ Yellow
Less regularly pulsating AGB variables
B‐ Orange
RGB variables and metal‐poor and old AGB variables
B+ Green
Less regularly pulsating AGB variables
C' Blue
Mira variables pulsating in the first‐overtone mode
C Red
Mira variables pulsating in the fundamental mode
D Steel‐blue Some obscured variables and unknown variables
F Magenta Cepheid variables pulsating in the fundamental mode
G PurpleCepheid variables pulsating in the first‐overtone modePeriod> 500 days
> 1000 day

鹿児島大学1m光赤外線望遠鏡による非常に長い周期（ “超”長周期）を持つ変光星の検出

観測的研究の検討• OH/IR 星は長い周期を示す傾向• 変光周期が分かっていない多くの OH/IR 星tars whose pulsation period are not determined.
• 同じく年周視差（距離）が分かっていない多くの OH/IR 星• それらは周期光度関係を示すのだろうか• 周期が1000日を超えるような領域の関係は• Long secondary period (LSP) の原因• Pulsation ? ・・・What kind of pulsation mode, mechanism ?
• Binary system ? (Red giant with a low‐mass companion, interaction withcircum stellar matters. )• Symbiotic system ?
• Spotted star ? (Dark spot on their photosphere.)

Results of Fourier analysis of light curve in K-band.

Magnitude (mag)– Reason of the periodicity

・OH/IR stars ?
・LSP ?
・Miras ?

632日

Parallax measurements of the stars give distances, free from any assumptionof their properties, and it helps to deduce accurate physical parameters.

MJD (day)
IRAS 19303+1553, Data and best‐fit model.

IRAS 19235+1034, Data and best‐fit models.
It shows three possible periods of 540, 651, and 462 days.

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入来局での“超”長周期変光星水メーザーの探査•••••~280 candidate sources. (OH/IR, Carbon star, Mira, SR, LSP, IR source, ... )K‐band variable star with period of ~1500 day found from 1m Kagoshima telescope.
H2O maser survey at 22 GHz.
Detection criterion : ~3 Jy
Vlsr range : ‐200 < Vlsr < +200 km/s

“超”長周期変光星からの水メーザーの検出
P=?day, OH/IR

P=1500day, C‐star
IRAS 18176‐1848
Fourier analysis ininfrared photometry
gives a period of1114 day.

P=537day, OH/IR

P=1114day, ? star

P=2000day, OH/IR

H2O maser, Detect or not ?

P=?day, OH/IR

P=?day, OH/IRP=?day, C‐star

15 detection

Vertical axis shows an antenna temperature. Flux density in [Jy] can be obtained by multiplying 19 to the values.

QX Pup（OH 231.8+4.2） の電波と光による観測
・OH, SiO, H2O の各種メーザーの存在・ダストやガスの双極流・ミラ型変光星と主系列性の連星系？
・ショック領域・分子輝線
・距離 1.5kpc で議論

Desmurs et al. 2007

QX Pup（OH 231.8+4.2） の電波と光による観測
・変光周期得られていない。
→鹿児島大学1m光赤外線によるKバンド測光モニター
・星を分離できない→ダストを丸ごと測光
鹿児島大学1m鏡
2MASS・VERAによる観測
Parallax= 0.55 ±0.05 mas→ 距離 D =1.83 kpc

・メーザーの運動を追跡、双極流の根元の様子を探る
size: 30" → 54500 au → 0.26 pc → 0.86 ly

QX Pup（OH 231.8+4.2） の電波と光による観測

QX Pup（OH 231.8+4.2） の電波と光による観測

・変光周期 ＝ 548 日
・中心のミラ型変光星の脈動による変光が見えている？

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ミラ型変光星 FV Boo のVLBI観測• VERAにより年周視差が得られた• 脈動周期 340日 のミラ型変光星• これを大きく超える緩やかな変動→ 原因は？

まとめ

V, J, H, Kバンド測光観測

10000日＜進めている活動＞
・天の川銀河のミラ型変光星に対する周期光度関係
・電波干渉計VERAを用いた位置天文VLBI観測→ 10天体の計測に基づいた周期光度関係
今後も継続、精度向上とPLRをベースとした展開→ ミラ型変光星の銀河内分布、LMCの距離

Current result from VERA
Nakagawa et al. 2014

P=1500day, C‐star＜検討中の内容＞
・500日を超える長い変光周期の周期光度関係
・このような星の脈動（変光）の原因
・LSP天体やOH/IR星に対する水メーザー探査と測光モニター→新たな水メーザーの検出→OH/IR星 QX Pup の観測
・水メーザーの位置天文観測
・Kバンド測光モニター → 変光周期の検出
・VLBI位置天文の新たな観測対象

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