ひまわり衛星を用いたベテルギウスの可視赤外多色撮像モニタリング—ベテルギウスはなぜ大減光したのか？—

谷口大輔，山崎一哉，宇野慎介
東京大学2021 年 1 月 29 日
連星系・変光星研究会 2020 ＠ Zoom

谷口大輔 (東京大学)

ひまわり衛星でのベテルギウスのモニタリング 2021-01-29, 連星系・変光星 2020

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目次

1

イントロダクション：ベテルギウスの大減光

2

観測データ：ひまわり衛星アーカイブの可視赤外 16 バンド画像

3

データ解析：測光と SED ﬁtting

4

結果と議論：ベテルギウスはなぜ大減光したのか？

谷口大輔 (東京大学)

ひまわり衛星でのベテルギウスのモニタリング 2021-01-29, 連星系・変光星 2020

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イントロダクション：ベテルギウスの大減光

1

イントロダクション：ベテルギウスの大減光

2

観測データ：ひまわり衛星アーカイブの可視赤外 16 バンド画像

3

データ解析：測光と SED ﬁtting

4

結果と議論：ベテルギウスはなぜ大減光したのか？

谷口大輔 (東京大学)

ひまわり衛星でのベテルギウスのモニタリング 2021-01-29, 連星系・変光星 2020

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イントロダクション：ベテルギウスの大減光

ベテルギウス—最も近くにある赤色超巨星
明るい：log(L/L⊙ ) = 4.91+0.14−0.13
冷たい：Teﬀ = 3611 ± 38 K
近い：D = 0.153+0.02−0.02 kpc

(Taniguchi et al. 2021, in press; arXiv: 2012.07856)(c) 東京大学/木下真一郎
谷口大輔 (東京大学)

Stellarium

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イントロダクション：ベテルギウスの大減光

ベテルギウス—最も近くにある赤色超巨星
明るい：log(L/L⊙ ) = 4.91+0.14−0.13
冷たい：Teﬀ = 3611 ± 38 K
近い ：D = 0.153+0.02−0.02 kpc(Taniguchi et al. 2021, in press; arXiv: 2012.07856)

10105
104

010103
1102
101

0.1

100
10 1
10 240000

20000

10000
[6000 4000](c) 東京大学/谷口大輔(c) 東京大学/木下真一郎
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イントロダクション：ベテルギウスの大減光

ベテルギウスの大減光（2019–20 年）
2019 年末〜2020 年初頭にかけての可視光での大減光．
通常の ∼ 388 日周期の減光と同じタイミングだったが，観測史上最も暗くなった．
2014

2015

2016

2017

2018

2019

2020

0.2

V [mag]

0.4
0.6
0.8
1.0~1.2 mag

1.2
1.4
1.6

(c) NASA/ESA/E.Wheatley(STScI)

Julian Day(AAVSO; Dupree et al. 2020, ApJ, 899, 68)
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イントロダクション：ベテルギウスの大減光

大減光の理由 1—星周ダスト増加説
Levesque+20：可視低分散スペクトルをモデル比較．
→ 通常の減光則に従わないダスト減光が主因だと推定．
Safonov+20：偏光強度を測定．
→ 大減光後に偏光強度が増加，ダスト放出を示唆．

(Levesque et al. 2020, ApJL, 891, L37)
谷口大輔 (東京大学)(Safonov et al. 2020, arXiv: 2005.05215)

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イントロダクション：ベテルギウスの大減光

大減光の理由 2—有効温度低下説
Harper+20：可視近赤外の狭帯域測光をモデル比較．
→ 二温度成分のモデルでの温度低下で観測を説明．
Dharmawardena+20：サブミリ波で測光観測．
→ サブミリも 20% 減光，大気外層で 20% の温度低下を示唆．

(Harper et al. 2020, ApJ, 905, 34)
谷口大輔 (東京大学)(Dharmawardena et al. 2020, ApJL, 897, L9)

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イントロダクション：ベテルギウスの大減光

大減光の理由—ダスト増加 vs 温度低下
目的：多波長高頻度測光により大減光の謎に迫る！
星周ダスト増加説

有効温度低下説∆A(V ) ∼ 1.2 mag

変化量∆Teﬀ ∼ 230 K

赤くなる
変化なし
変化なし
強くなる？

SED
TiO 分子
H2 O 分子

赤くなる
強くなる
強くなる？
変化無し？

ダスト放射

(c) NASA/ESA/E. Wheatley(STScI)
www.cfa.harvard.edu/news/2020-17
谷口大輔 (東京大学)(c) ESO/M. Montargès et al.
www.eso.org/public/news/eso2003/

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観測データ：ひまわり衛星アーカイブの可視赤外 16 バンド画像

1

イントロダクション：ベテルギウスの大減光

2

観測データ：ひまわり衛星アーカイブの可視赤外 16 バンド画像

3

データ解析：測光と SED ﬁtting

4

結果と議論：ベテルギウスはなぜ大減光したのか？

谷口大輔 (東京大学)

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観測データ：ひまわり衛星アーカイブの可視赤外 16 バンド画像

ひまわり衛星が見たベテルギウス
狭い宇宙空間に恒星も写り込んでいる！

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ベテルギウス

4.0 arcsec

8.8 deg

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観測データ：ひまわり衛星アーカイブの可視赤外 16 バンド画像

ひまわり衛星の観測範囲
赤道 ±8.8 deg の一等星を毎日測光可能！
早期型星：リゲル（B supergiant），プロキオン（F dwarf）
晩期型星：Alphard，del Oph（KM giant），ベテルギウス（赤色超巨星），ミラ（ミラ型変光星）
0.25 deg/min

Betelgeuse
Procyonα Cet35,786 km
8.8 deg

ひまわり 8 号

Miraδ Oph

RigelAlphard

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観測データ：ひまわり衛星アーカイブの可視赤外 16 バンド画像

ひまわり衛星/AHI の観測波長
可視光〜中間赤外までの幅広い波長域に 16 バンド．
全体の SED・各分子バンド・ダスト放射等を網羅的に測光可能．
宇宙観測なので，H2 O 分子バンドや中間赤外線に利点．
温度、減光、TiO

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H2O半径、etc.

H2O SiO ダスト放射

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データ解析：測光と SED ﬁtting

1

イントロダクション：ベテルギウスの大減光

2

観測データ：ひまわり衛星アーカイブの可視赤外 16 バンド画像

3

データ解析：測光と SED ﬁtting

4

結果と議論：ベテルギウスはなぜ大減光したのか？

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データ解析：測光と SED ﬁtting

ひまわり衛星の 16 バンド画像の測光一次処理済データが気象庁から配布されている．
フラックス較正済：カウント ↔ 放射照度 変換のテーブル有り．
幾何学画像変換済：衛星から見た角度の座標系．
2.9 arcsec/pix ＠可視，11.5 arcsec/pix ＠赤外．

PSF ∼ 2 pix → 7 × 7 pix2 で開口測光．

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ひまわり衛星でのベテルギウスのモニタリング 2021-01-29, 連星系・変光星 202014 / 21データ解析：測光と SED ﬁtting

ベテルギウスの 5.5 年間のライトカーブ
可視・近赤外：十分高い精度（S/N ∼ 5–20）
赤外：S/N ∼ 1，複数観測日のデータを平均すれば使用可能
1.015401015300.8
5 Band 01 (0.47micron)60

10Spectral irradiance [nW/m2/micron]

2055
0.650

Band 05 (1.61micron)

0.45
0.40
0.4
0.35
0.30
Band 09 (6.94micron)
0.25
0.3
0.2
0.2
0.1
0.0 Band 13 (10.41micron)
0.02016 2017 2018 2019 2020 20210.2

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20

Band 02 (0.51micron)25242322
21 Band 06 (2.26micron)
0.40
0.35
0.30
0.25
0.20 Band 10 (7.35micron)
0.20

3.2
3.0 Band 07 (3.89micron)
0.3
0.2

0.10

Band 14 (11.24micron)Band 04 (0.86micron)Band 08 (6.24micron)

0.3Band 11 (8.59micron)
0.2

0.1 Band 12 (9.64micron)

0.1

0.2

0.0

2016 2017 2018 2019
0.4 2020 2021

0.60
0.55
0.50
0.45

0.2

0.1

0.15
0.05

Band 03 (0.64micron)

3.4

9080
7060

Date

0.0

Band 15 (12.38micron)2016 2017
0.62018 2019 2020 2021

0.2 Band 16 (13.28micron)
0.8
2016 2017 2018 2019 2020 2021
1.0

ひまわり衛星でのベテルギウスのモニタリング 2021-01-29, 連星系・変光星 202015 / 21

データ解析：測光と SED ﬁtting

10 バンド測光データの SED ﬁtting
一次元光球（NextGen）＋ダスト減光（Cardelli’s law）のモデル．
0.5–8 μm（ダスト放射無し）をフィット．
10 μm にシリケイトのダスト放射．
2015/7/7‒2020/12/31 の平均

フィッティング球

光ルデモ

自由パラメーター：
有効温度 Teﬀ
減光 AV（半径 R ）

ダスト放射

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結果と議論：ベテルギウスはなぜ大減光したのか？

1

イントロダクション：ベテルギウスの大減光

2

観測データ：ひまわり衛星アーカイブの可視赤外 16 バンド画像

3

データ解析：測光と SED ﬁtting

4

結果と議論：ベテルギウスはなぜ大減光したのか？

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結果と議論：ベテルギウスはなぜ大減光したのか？

主要な結果：有効温度と減光の時間変化
可視光

大減光

大減光（1.2 mag）の原因は星周ダスト減光（0.6 mag）
有効温度低下（0.5 mag）の両方だった！

有効温度

ダスト放出は大減光の半年前に開始していた？
日頃から温度変化とダスト減光の間にはタイムラグがある？

減光

結果は強くモデル依存するので絶対値はバイアスを含む．

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結果と議論：ベテルギウスはなぜ大減光したのか？

主要な結果：有効温度と減光の時間変化
可視光

ΔV~1.2mag

大減光

大減光（1.2 mag）の原因は星周ダスト減光（0.6 mag）
有効温度低下（0.5 mag）の両方だった！

有効温度

ダスト放出は大減光の半年前に開始していた？
日頃から温度変化とダスト減光の間にはタイムラグがある？
結果は強くモデル依存するので絶対値はバイアスを含む．

谷口大輔 (東京大学)

ΔTeff~90K
減光

ΔAV~0.6mag

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結果と議論：ベテルギウスはなぜ大減光したのか？

主要な結果：有効温度と減光の時間変化
可視光

ダスト放出開始 ?

大減光

大減光（1.2 mag）の原因は星周ダスト減光（0.6 mag）
有効温度低下（0.5 mag）の両方だった！

有効温度

ダスト放出は大減光の半年前に開始していた？
日頃から温度変化とダスト減光の間にはタイムラグがある？

減光

結果は強くモデル依存するので絶対値はバイアスを含む．

谷口大輔 (東京大学)

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結果と議論：ベテルギウスはなぜ大減光したのか？

主要な結果：有効温度と減光の時間変化
可視光

大減光（1.2 mag）の原因は星周ダスト減光（0.6 mag）
有効温度低下（0.5 mag）の両方だった！

有効温度

ダスト放出は大減光の半年前に開始していた？
日頃から温度変化とダスト減光の間にはタイムラグがある？

タイムラグ？
減光

結果は強くモデル依存するので絶対値はバイアスを含む．

谷口大輔 (東京大学)

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結果と議論：ベテルギウスはなぜ大減光したのか？

9.64 μm のダスト放射の時間変化
平常時：有効温度低下と同時にダスト放射も減少？
→ ダスト温度の低下を反映？

大減光

有効温度の低下減光

通常時

大減光：ダスト放射も微増？
→ 大量のダスト放出を示唆？

有効温度2015/7/7‒2020/12/31 の平均

フィッティングルデモ
球光ダスト放射の減少

ダスト放射
ダスト放射

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ダスト放射も増加

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結果と議論：ベテルギウスはなぜ大減光したのか？

6.24 μm の H2O 分子バンドの相転移？？？
2019 年 4 月上旬に同時に：温度が急低下，急停止．
減光の増加開始．
H2 O 分子バンドが吸収線から輝線に転移．

有効温度

減光

MOLsphere の形成に関連？？？

大減光前の転移？

H2O 分子バンド(Hadjara et al. 2019, MNRAS, 489, 2595)
谷口大輔 (東京大学)

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結果と議論：ベテルギウスはなぜ大減光したのか？

まとめと今後の展望
有効温度

気象衛星ひまわり 8 号でベテルギウスを測光した．
有効温度の低下減光

通常時

NextGen モデルで SED ﬁtting を行った．
大減光の原因は，星周ダスト減光（0.6 mag）と有効温度低下（0.5 mag）の両方．
ダスト放出は大減光の半年前に開始していた．
同時に水分子が吸収線から輝線へ転移した？
10 μm のダスト放射は大減光時に微増した．
大量のダスト放出を示唆．
モデルの不完全さ（一次元・一温度）が重大な課題．

大減光

16 バンド，0.45–13.5 μm
5.5 年間・間断無し・平均して 2 日に 1 回程度ダスト放射の減少

ダスト放射

ダスト放射も増加

2015/7/7‒2020/12/31 の平均

フィッティング

谷口大輔 (東京大学)

ル

可視光低分散分光：TiO 分子強度
高分散分光：原子吸収線を用いた表面温度

デモ
球光

他の波長・装置との同時モニタリングが肝要．

ダスト放射

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