Thirty “Millimeter” Telescopeによるモニター観測の紹介と、せいめい望遠鏡に期待する事
東北大学

板 由房

田實さんに頂いたメール：
セッションでキーにしていただきたいトピックは- モニター観測- リモート・キュー・自動化- せいめい望遠鏡での複数装置での観測になってくるかとおもっています。
もちろん全部を入れる必要はございません。
板さんの場合は前ふたつのトピックをカバーしていただけるかと思っています。

今日の話の内容• 板研が岡山で運用しているTMMTの紹介• せいめい望遠鏡に期待すること、大型、中型望遠鏡でやりたいこと• 無邪気にこういう装置が欲しいというのを言ってみます。

TMT じゃなくて TMMT です• Thirty MilliMeter Telescope• 2k x 2k VIRGO, 5deg x 5deg FOV• TMTの 1/1000 です。
• せいめい望遠鏡の ~1/127 です。
• Ks < 7~8 magの明るい星がターゲットです。

• 板研専用のJHKs望遠鏡• Pros:• 観測時間：誰にも遠慮はいらない• ハンズオン：教育に役立っていると自負しています• Cons:• お金！：持ってる人(津村さんと諸隈さん)にたかった• マンパワー：学生さんを岡山に常駐させられない• 様々な方にご協力頂いてなんとかやって行けています。

• 市川先生、泉浦さん、筒井さん、柳澤さん、田實さん、前原さん、黒田さん、歴代の板研の学生さん学生さんが作ってくれたリモート化・自動化

田實さんに頂いたメール：せいめい望遠鏡もモニター的な観測が行われるサイエンスが多く、またこれからリモート化、キュー観測などの自動化を考えていかなければなりません。口径は違いますが、それらを一から作って実現している板さんの経験から、せいめいのリモート化・自動化でどんなところに気をつけたらいいのか、という議論に発展させるきっかけが得られればと思っております。

• 私達が経験したトラブル• 計画停電(年に数回)• 現地に人、協力者が必要• ネットワークトラブル• ネットワークが断線しても自律的に観測できる仕組みが必要• 計算機の故障• 冗長化すれば良いが、、、、• TEXIO電源の故障• 壊れると思っていなかった。
• 一つ間違えれば検出器が壊れるところだったかも。。。

• 自動化に関して• 天体リストを食わせると、西側の天体から優先的に観測するようなソフトは作成した。

• 望遠鏡が動く距離が最小になるよ
うな最適経路、等の最適化はできていない。数理統計の専門家さんにお願いしたいところ。

• ちゃんとデータがとれたか？の判断は、人の目が必要。

• データが取れた後、それなりの時間内にデータ処理がされ、チェック後にフィードバックがかけられるような体制

TMMTの意義
2MASSカタログの等級-Errプロット

2MASSカタログ(赤)と、TMSSカタログ(青)の、Kバンドの明るさ毎の天体数プロット
透明部＝全天体、不透明部＝S/N>20の天体のみ

Ita et al, 2021, PASJ, submitted

2MASSカタログで Ks<6.0 magの分布

TMMTによる２つのサーベイ
銀河面サーベイ観測(single epoch)→ 天源測光カタログの作成|b|<5 deg & 0 < l [deg] < 245の領域をJHKsで観測済み

銀河面モニター観測→ 変光天体

左図の領域を、2016年12月から、〜2回/月程度の頻度でJHKでモニター観測中

KK SgeMiraδ CepClassical
Cepheid

Survey volume
Star
Type

Abs. Mag@K-band[mag]

Apparent Mag（assuming Ak/Av=0.1, Av=1mag/kpc）
100 pcAk=0.01

1 kpc
Ak=0.1

5 kpc
Ak=0.5Mira（P ~ 300 day）

~ -7.5

-2.5

2.6

6.5

Classical
Cepheid（P ~ 5 day）

~ -4.5

-0.5

5.6

9.5

RR Lyr(P ~ 0.5 day)

~ 1.2

6.2

11.3

15.2

~ -1.6

3.4

8.5

12.4

Red ClumpRGB Tipより明るい所はTMMTの独壇場＝AGB星、大質量星
K<7mag1971 OB starCandidates
この折れ曲がりについて

so-called MS “knee” (MS-K), a
particular feature commonly
defined as the reddest MS point
in NIR CMDs. This feature isdue to the absorption ofmolecular hydrogen induced bycollisions (Bono et al. 2010),
and flags the portion of the MS
populated by very low-massstars (with M < 0.55 Msun).
Until now, the MS-K has been
observed only by using HST
optical+NIR images (Milone etal. 2012b, 2014)

明るい天体を研究対象にするメリット→ easy to follow-up!
フォトンを稼げる
感度が悪い波長でも観測できる• 要フォトンな観測• 高分散分光• 散乱光(偏光観測)• 精密測光(トランジット等)• 低感度(地上観測を想定)• 紫外線• 中間赤外• 電波必ずしも 明るい＝近い ではないが近いものは空間分解できる• 干渉計• 星の表面• 星周構造• 直接撮像• 系外惑星• 連星

せいめい望遠鏡で是非follow-upをさせていただきたいです。

これを受けて、せいめい望遠鏡に期待すること、やってみたいこと• 赤外ではTMMTで見えるくらいに非常に明るいが、可視では非常に暗いような赤い天体• 例：強い星周減光を受けた天体• R CrBの星周ダストの生成と破壊の様子• あえて可視で観測するには大望遠鏡を使う必要あり。

• 個人的に欲しい装置・機能• すばる/FOCASのような、高分散偏光分光ができる観測装置• すばるの競争率高すぎ。。。
• 星周ダストの運動を直接測定したい• 中間赤外(N-band)で撮像/分光(低分散)モニターできるような観測装置• すばる/COMICSがデコミッションになっちゃった。。。
• 質量放出の開始のタイミング

R CrB型星の星周減光

話の拠り所となる式
Aは等級スケール。なんとかしてこれを観測で求める。

σにダスト粒子のサイズと種類(複素屈折率)の効果が反映される。
ndだのLだの、見積もるのが難しい変数は、異なる波長で比をとって考えると、消えてハッピーになれる。
この比は「減光則」を表す。

R CrB型星(炭素星、F型)
不定期にダスト塊を「噴出」する。
視線方向と重なると大減光が起こる

A RCB candidate in the SMC

減光の深さを測る

AH

SIRIUS KSIRIUS HAKSIRIUS JAJAI

OGLE I

OGLE VA RCB like star in the SMC星周「減光則」が時間変化する様子

Dust properties (size or compositon) are changing toward
the minimum !
AJ/AI
AH/AI
AK/AI
Ratio expected from the interstellar extinction law

MRN サイズ分布for

アモルファスカーボンを仮定して、q と a_max を変えたモデルを計算
early phase: q=2.5,max0.55μlate phase: q=3.5,max0.55μfits data well.

極小期に向けてダストサイズが急成長し、極小期から時間がたつにつれて、成長したサイズのダストが壊れていっている描像を考えると合うような。
→ダストの成長と破壊を見ている？

中/大望遠鏡• 分光（低分散でよい）モニターができれば、「星周減光則」をちゃんと出せそう。
• 「個性」はある？

• R CrB型星ごとに減光則は違うのか？

• R CrB型星は炭素質ダストによる星周減光則を調べる事に相当する。例えば新星とかでダストを作るような物があればO-rich
星周ダストの星周減光則が出せる？？
• 星周減光則から星間減光則へどう繋がっているのか？が興味があるところ。

ミラ型星の星周減光

ミラのPLR

IはOGLEの<I>、JHKは2MASSの1回観測
青：O-rich、赤：C-rich (OGLEカタログによる、カラーでの分類)

仮定：●

ミラは「O,Cによらず」本来は一つのPLRにのるんだ！

●

PLRから外れて暗く出てる星は「星周減光」を受けたんだ！
○●

実際、λ→大 でズレが小さくなっている

P<200 dayのO-rich星は星周減光を受けてないんだ！ここでPLRを決めたら、全てのミラは本来その延長線にのるはずなんだ！

Ita & Matsunaga 2011

話の拠り所となる式,λλλλ,λ,λP<200dayで決めたPLRが予想する等級= 星周減光を受けてない時の等級

星周減光は、観測された等級とPLRが予想する等級との差として定義。なので単位はmag青：O-rich、赤：C-rich
黒：星間減光則

わかること：
ミラの星周減光則は星間減光則と異なる
OとCで異なる

表面組成を固定すればミラ型星の星周環境は個性がない ＝ ミラ型星の星周環境はどれも似たようなもの。ダストの種類、サイズ。

ダストの運動を直接捉える

Yoshida et al., 2011, 2019, の偏光分光観測手法• 赤：散乱光のみのスペクトル• 黒：total lightのスペクトルM82• ズレからダストの移動速度を直接測定できる。

手法を輝線を出す恒星に適用したい。
M81の場合にくらべて速度が>1桁 遅い→より高分散の観測が必要• P-AGB, PN, Nova等• WR, eruptive stars, LBV等

大規模なマスロスは恒星進化のどの段階で始まる？

Salaris et al.,2016, A&A, 590, 64
https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2016/06/aa28181-16.pdf• 47TucのHB starのモデリングから• the RGB mass loss allowed by the HB modelling is consistent with
∆MRGB ∼ 0.23 ± 0.07M estimated from the detection of theircircumstellar envelopes by means of mid-IR photometry (Origlia etal. 2007).

過去の研究をまとめると• TRGBに相当する明るさ付近で急にMass-lossをはじめる星はある。
• Origliaの47Tucの結果は、~1Msunの星は0.2Msun程度をRGB期間中に捨てる事を示唆している。
• ただ、Origliaの結果はBoyerに否定された。

• モデル側からの要請としてはOrigliaを支持し0.2Msun程度をRGB期間中に捨ててほしい。
• IR-excessがあるRGB候補星は、明るさがTRGBに集中• RGBなのかE-AGBなのかは不明• IRAS/LRSの結果からは、シリケイトは見つからない• IR-excessはダスト起源だとは思われている。free-freeでIR-excessが見えてる可能性は棄却されている• AlOxなのか？

Dust evolutional sequence

https://homepage.univie.ac.at/walter.nowotny/PUBLIKATIONEN/Nowotny-2015-GALAGB3-printed.pdf
http://iopscience.iop.org/article/10.1086/376857/pdf• After the onset of mass loss, thespectra of SRVs with opticallythin dust shells (SE1-3; g Her)are characterized by emission
features of different refractoryoxides, such as amorphousalumina Al2O3, spinel MgAl2O4,or magnesiowuestite (Mg,Fe)O(with some feature identifications
still being debated). With
increasing MLR, emission bysilicates becomes apparent (SE36; EP Aqr) in addition. The
sequence continues with Miras ofintermediate mass loss (SE6-8; oCet)

GAIA+WISE サンプル|b|>20, dec>-30
ω/σω > 10σk < 0.1 mag
σw3 < 0.1 mag
色等級図を書いて、
Ks-W3 > 0.3 mag
Mks > -6.8 && Mks < -5.8を満たすものをピックアップ
全部で119個
その中から19Bで観測できるRAを考えて、
20h<RA<6hかつW3(12ミクロン)は500mJyがだいたい4.5magなので、W3で4.5magより明るい
ものは17星すばる/COMICSで観測してみた
青：標準星
赤：あるTRGB星以上です。
• 超小型の望遠鏡ですが、尖った特徴があると思っています。今後、せいめい望遠鏡をはじめ、中型〜大型の望遠鏡でfollow-upしていけば、結構面白い事ができるような気がしています。
• TMMTの「次」も考えています。

• 国立天文台ハワイ観測所が持つ遊休赤外検出器(HAWAII-2)を獲得しました。
• TMMT(VIRGO, engineering grade) → TMMT2(仮称、HAWAII-2,science grade) ： 測光精度大幅UPを期待。
• 市川隆 東北大名誉教授に教えて頂いています。
• 学部生に戻ったつもりで修行中です。

Appendix

「今更」明るい星のモニター？
• 人類は全てのタイプの変光を見つけていない• 例： Pietrukowicz et al., Nature, 2017, ”Blue large-amplitude pulsators as a newclass of variable stars”• この論文から引用: (青い大振幅変光星の発見を受けて) The evolutionary path that could leadto such stellar configurations remains unknown• 全てのタイムスケール(ミリ秒から、なんなら100年単位)で観測できていない• 全ての波長で観測できていない• 「可視」は、アマチュアの皆さんが、明るめの星を観測されています• 「変化」の• 理由、タイムスケール、規模(or振幅)とその波長依存性• 時間変化しない天体に比べ、情報が増える• 質量、内部構造、大気組成、星周ダスト

n : number density (cm^-3)
N : column number density (cm^-2)

gas to dust ratio

n : number density (cm^-3)
N : column number density (cm^-2)

ダストのサイズについて
C = np.genfromtxt('./Lib_nk/amC-zb1.nk', skip_header=7)#C = np.genfromtxt('./Lib_nk/amC-hann.nk', skip_header=7)#O = np.genfromtxt('./Lib_nk/sil-dlee.nk', skip_header=7)
O = np.genfromtxt('./Lib_nk/sil-oss2.nk', skip_header=7)#O = np.genfromtxt('./Lib_nk/OssOrich.nk', skip_header=7)
dustyの中に入っていた複素屈折率テーブルを使用。
物によって結構違う。。。。右図はZubko1996(amorphouscarbon)とOssenkopf1992(cold oxygen-rich silicate)を使っている。
実線：Mie理論線 青：O、赤：C
点線：観測された比 青：O、赤：C、黒：星間減光則
O-richミラ: 0.1 um 程度、 C-richミラ: 0.4-0.6 um 程度

ダストのサイズ

星間ダスト：a_max ~ 0.25umのMRNでよく合う。典型的サイズは0.15um
星周ダスト(O-rich&C-rich Red giants)

Jura（1994,1996）によるとa0は0.1-0.15umとのこと。
1994:炭素星IRC+10216の散乱光の観測にモデルを当てはめてざっくり0.1umとのこと。1996:O-rich星、なんだか面白そうな方法でみつもって(論文を良く読んで勉強しないと)だいたい0.1-0.15とのこと。

Juraの結果とは炭素星の結果が異なるような？

隕石中に見つかるダスト粒子
Dust in Galactic environment P.248

どっかで大きくなった？それとも大きいものだけが選択的に取り込まれている？