1VERAによるミラ型変光星のVLBI位置天文観
中川亜紀治、面高俊宏（鹿児島大学）、国立天文台VERAプロジェクト

ミラ型変光星の変光周期と明るさの間の関係（周期光度関係）が大マゼラン雲で発見されて久しい。この関係は天体の距離を推定する手法としても利用される。しかし大マゼラン雲の距離の不定性や金属量の違いなどから、この関係が天の川銀河のミラ型変光星に当てはまるとは限らない。
鹿児島大学では、天の川銀河内のミラ型変光星の周期光度関係を得るために国立天文台VERAプロジェクトと共同でミラ型変光星の位置天文観測を行っている。天の川銀河の変光星で周期光度関係を得るためには絶対等級（Mk ）が必要である。星に付随する水メーザーをVERAによる相対VLBI（周波数帯は22 GHz）の手法で観測し、高精度な年周視差を得ることによって距離を決定し、この距離と見かけ等級からMkを求める。我々はこれまでにもS Crt, SY Scl, RX Boo など複数の星の距離を計測しており、学会や論文(Nakagawa et al.(2008),
Nyu et al.(2011), Kamezaki et al.(2012))で発表している。
QX Pupもこうした水メーザーを伴うミラ型変光星の一つであり、参照電波源J0737－1534を位置基準として2012
年よりVLBI観測を開始した結果、年周視差は 0.351 +/- 0.09 mas と計測された（preliminary）。しかし計測誤差はまだ大きく、距離D＝ 2.85 （＋1.01,－0.59） kpc である。他の天体と同様に今後も観測を継続し、精度向上を図っている。

Kagoshima
University

2

目的
周期光度関係（Period-Luminosity Relation：PLR）の確立

図１はFeast et al. (1989)による大マゼラン雲（LMC）で観測されたミラ型変光星の周期光度関係である。縦軸は見かけの等級であり、LMCに分布する星までの距離を同一として扱っている。LMCの距離を既知とすることで、変光星の見かけの明るさと変光周期の２つの観測量から距離を算出することができ、距離推定のツールとして利用できる。図２は天の川銀河のミラ型変光星に対する同様の関係であり、縦軸には絶対等級が採用される。しかし、星までの距離の精度不足から絶対等級には大きな誤差が残り、信頼できるPLRが得られているとは言い難い。そこで我々はVERAによる位置天文観測で得られる高精度の距離から絶対等級を求め、天の川銀河のPLR構築を目指す。

PLR of LMC Miras• Based on apparent magnitudes

PLR of the Galactic Miras• Absolute magnitude obtainedwith Hipparcos data
• Large error of absolute magnitudes

図１?
図２

3

観測：天体の選定
ミラ型変光星の質量は１～８太陽質量で、星の進化末期の質量放出が激しい時期にあたると考えられており、星周に存在する水分子によるメーザーが多く検出されている。 我々の観測対象となる水メーザーを伴う星が示す周期と、Feast et al. 2000による光学観測から同定されたミラ型変光星（約８００天体）の周期を比べると、その分布にはやや違いがあることが分かる。

変光周期の分布

図３：変光周期分布のヒストグラム. 青色の破線はFeast ett al. (2000)によるおよそ800個のミラ型変光星, 赤の実線は我々が観測候補とするおよそ80個の水メーザーを伴うミラ型変光星の周期分布ヒストグラム。破線はその分布をガウス関数でフィットしたもの。分布の中心はやや異なり、我々が観測対象とする星の変光周期はやや長い。

4Src.Name
SY SclWX PscR Tau
T Lep
BW CamBX CamU Ori
AP LynU Lyn
GX MonZ Pup
OZ GemQX Pup
R Cnc
X Hya
R UMa
VX UMaT UMa
RS VirY Lib
S CrB
SW Lib
FS Lib
IRC-20540
IRC+10374
SY AqlR.A.
Dec.
Observation
00:07:36.2000 -25:29:40.000 2006年10月～2008年10月
01:06:25.8998 +12:35:53.000 2006年10月～2009年8月
04:28:18.0000 +10:09:44.798 2013年2月～
05:04:50.7999 -21:54:16.500 2004年2月～2006年8月
05:19:52.5600 +63:15:55.798 2012年2月～
05:46:44.2999 +69:58:24.199 2012年2月～
05:55:49.2000 +20:10:30.699 2012年2月～
06:34:33.8999 +60:56:26.199 2005年10月～2007年9月
06:40:46.5000 +59:52:01.600 2009年12月～2011年12月
06:52:46.8999 +08:25:19.000 2008年11月～2009年9月
07:32:38.1000 -20:39:29.199 2008年2月～2010年5月
07:33:57.7500 +30:30:37.798 2013年2月～
07:42:16.8298 -14:42:52.100 2012年2月～
08:16:33.7999 +11:43:34.500 2011年4月～
09:35:30.3000 -14:41:28.600 2010年12月～2011年12月
10:44:38.3999 +68:46:32.298 2006年4月～2008年7月
10:55:39.8999 +71:52:09.800 2008年11月～2009年5月
12:36:23.5000 +59:29:13.000 2009年3月～2010年12月
14:27:16.3998 +04:40:41.100 2012年2月～
15:11:41.2999 -06:00:41.399 2008年2月～2010年12月
15:21:24.0000 +31:22:02.600 2009年10月～2011年12月
15:55:33.3999 -12:51:05.099 2009年11月～2011年12月
16:00:23.8000 -12:20:57.500 2009年11月～2011年12月
19:08:56.0000 -22:14:19.399 2009年10月～2011年8月
18:43:36.7000 +13:57:22.800 2009年10月～2011年8月
20:07:05.4000 +12:57:06.299 2012年5月～

Period[day]415660321368

Src.Name
セミレギュラー RU Ari
RW LepV353 Pup
HU PupS Crt
W Hya
RX BooFV BooSV PegR.A.
Dec.
Observation
02:44:45.5000 +12:19:03.000 2009年12月～2011年12月
05:38:52.7000 -14:02:27.199 2009年12月～2011年12月
07:46:34.1510 -32:18:16.260 2013年1月～
07:55:40.1600 -28:38:54.840 2013年1月～
11:52:45.1000 -07:35:48.100 2005年10月～2007年5月
13:49:01.9980 -28:22:03.488 2004年3月～2006年5月
14:24:11.5998 +25:42:13.000 2008年2月～2009年10月
15:08:25.8000 +09:36:18.199 2011年1月～
22:05:42.0850 +35:20:54.536 2012年5月～

Period[day]354300ミラ型変光星観測：
天体の選定
水メーザーの強度監視を行いながら選定した天体を右に示す。天体にはミラ型変光星とセミレギュラーが含まれている。
またVERA入来局で行った水メーザーの強度監視から得られたスペクトルを図４、図５に示した。

454368450434
527
508

362
301
302
215257354276360292415
510
356

310361278145

5 RX Boo

S Crt

Z Pup

U Lyn

S CrB

FS Lib

X Hya

R Cnc

RU Ari

図４：水メーザーの強度。視線速度幅は0を中心に±100km/s。縦軸はアンテナ温度を示し、19をかけることで Flux Density [Jy] のおよその値が得られる。

6 BX Cam

BW CamU Ori

QX PupRS Vir

SY AqlSV Peg

V353 Pup

HU Pup

図５：水メーザーの強度。視線速度幅は0を中心に±100km/s。縦軸はアンテナ温度を示し、19をかけることで Flux Density [Jy] のおよその値が得られる。

7

VERAによる観測選定した天体のVLBI観測を行う。典型的には1つの天体を2年間に渡りモニターする。

・１カ月間隔で水メーザーのVLBIモニター観測を実施
・周波数：22 GHz
・帯域幅：メーザー源 16MHz、 参照電波源 240MHz
・２ビーム機構位相補償による大気揺らぎのキャンセル
・相対VLBIによりQSOに位置準拠した位置測定

２ビーム機構：
鏡面底部のフィドーム内に、カセグレン焦点面上を動く２つの受信機が配置される。

図７：２ビーム機構とアンテナ

VERA20m鏡

図６：VERAの配置
・水沢、小笠原、入来、石垣島の４局から構成される
国内VLBIアレイ
・周波数：43GHz(SiOメーザー), 22GHz(水メーザー),
8/2GHz(測地ほか), 6.7GHz(メタノールメーザー)
・最大基線長：2300 km (水沢－石垣島基線)

8

これまでの年周視差測定結果
S Crt, SY Scl, RX Boo, T Lep
R.A.

Dec.
S Crt : Nakagawa et al. 2008

SY Scl : Nyu et al. 2012

Parallax err[mas] [mas]
S Crt
2.33
0.13
T Lep
3.058 0.042
R UMa
1.72
0.09
SY Scl0.75
0.03
RX Boo
7.31
0.5
Y Lib
0.87
0.08
RW Lep
1.62
0.16
U Lyn
1.29
0.08
RX Boo : Kamezaki et al. 2012
R Aqr
4.70.8VLTI （ESO）
Sourceerr
[%]
5.6
1.4
5.2
4.0
6.8
9.29.96.217D[pc]42932758113331371149617775213

Time [day]T Lep : (Nakagawa in prep.)
図８：VERAによるミラ型変光星のこれまでの年周視差計測結果: Semiregular9

最近の観測結果

QX Pupは2012年から観測を開始した天体の一つである。１０回の観測で位相補償解析による水メーザーの検出に成功している。年周視差の計測値は図中に示した。赤経方向のデータのみを利用してフィッティングを行っている。まだ十分な精度とは言えず、観測を継続している。前項で示された過去の観測結果に比べると距離は遠く3kpc前後と推定される。複数のメーザースポットを使った計算も行う必要がある。視線速度と固有運動から３次元的な運動速度は61km/s となり、他のミラ型変光星と同様、晩期型星によく見られるような大きな速度を示した。

＜年周視差＞＋1.010.35±0.09 → 距離 2.85 －0.59 kpc＜固有運動＞
μx ＝－4.07 mas/yr → 55.01 km/s
μy＝ 0.00 mas/yr → 0.00 km/s
図９：位相補償により描かれたQX Pupの水メーザー。
Peak Flux = 9.5 Jy/beam
Vlsr=25.39 km/s
図１０：QX Pupの年周視差計測（Preliminary）

最近の観測結果

9.5

AP Lynは2005年10月から2007年9月まで合計１３回の観測が行われた。相関処理の位相追尾中心から大きくずれていることが分かっており、このほど位相補償解析により追尾中心より北西に約４"の位置にメーザーを検出した（使用したデータは2007年9月の観測）。年周視差を求めるべく引き続き複数の観測データのReductionを進めてる。

Maser （Target）

QSO （Reference）

横軸：2003年1月1日からの日数

図：入来局で得られたAP Lyn の水メーザーの変動の様子。２つの速度成分の強度変動を示す。変動は周期的であり、光学観測による周期と同程度の値が得られている。

図：位相補償により描かれた AP Lyn の水メーザー（ Vlsr=－28.22 km/s ）。
Peak Flux = 11.7 Jy/beam,
1σノイズ＝420 mJy/beam, SN比＝27
等高線は420*(-3,5,10,15,20,25) mJy/beam
描画領域は 40 mas四方

図：AP Lyn の参照電波源 J0638+5933のマップ。Peak Flux = 316 mJy/beam

位相補償の結果、上で示したAP Lyn のメーザーの座標として次の値が得られる。
（R.A. , Dec. ）＝（06 h 34 m 33.7979 s, +60 d, 56' 27.635" ）10Preliminary Result : PLR

これまでに得られたミラ型変光星６天体の結果（8ページ参照）から求めたPLRを図11に示した。傾きにはLMCの観測から得られた値を利用し、ゼロ点のみの推定を行っている。新たに得られたQX Pupはまだ含まれていない（赤外線のKバンド変光周期および平均等級の観測中）。

R Aqr
R UMa
U Lyn

Y Lib

T Lep

SY Scl

図１１：ミラ型変光星６天体を利用したPLRの推定。赤い点がVERAによる観測点、緑の破線がそれらを利用して得られた直線。比較のためにWhitelock et al 2008の結果を青の破線で示している。

ρ&δ

M = –2.85±0.91 (LogP – 2.56) – 7.84±0.06 ：VERAによる結果利用。傾きとゼロ点の同時推定。

δM = –3.51 (LogP – 2.56) – 7.83±0.06

Whitelock et al 2008 M = –3.51 (LogP – 2.56) – 7.88

：VERAによる結果利用。ゼロ点のみの推定。
：Whitelock et al 2008の結果。

まとめ

11

天の川銀河にあるミラ型変光星の周期光度関係（PLR）を求めるべく、VERAによる水メーザーを利用した位置天文観測による観測的研究を進めている。これまでにおよそ３０天体の観測を行い、９天体で年周視差の検出に成功している。今後も引き続き観測を継続することで、２０天体を目標に年周視差の計測を目指している。同時に鹿児島大学１m光赤外線望遠鏡によるKバンドの測光観測も行われており、年周視差、平均等級、変光周期が揃いつつある。当初、PLRの傾きとゼロ点の同時推定を想定していたが、傾きに関してはその推定精度が荒いことが予想される。そこで傾きはLMCの値を利用しゼロ点の精度向上を優先することでPLRの精度向上を目指す。
•PLRの精密化を丁寧にすすめる– 距離の決定精度の向上 （右表：誤差の距離精度依存性）
絶対等級の誤差は、位置天文計測起因の誤差と光学観測起因の誤差を含むが位置天文の寄与が支配的であり、位置天文精度の向上が欠かせない。

•– 目標天体数の目安（およそ２０天体）に向けた観測の継続– ゼロ点の精度 → 距離尺度の高精度化
見かけ等級の誤差の最小化は重要– 見かけ等級決定の精度 ： 0.02～0.3 mag
星間減光 （D > 1kpで顕著）や長周期で影響が大きいと考えられる星周減光も考慮に入れることを考える。

–カラーと減光の関係などに先行研究の分析

2013年秋から観測を開始する天体の候補

Src.Name
RS Eri
U Her
V1111 Oph
R Aql
V391 Cyg
AM Cep
IRC+60370
R Cas

R.A.
04:17:55.3671
16:25:47.4717
18:37:19.2600
19:06:22.2514
19:40:52.3890
21:41:27.0800
22:49:59.2000
23:58:24.8734

Dec.
-18:30:25.4208+18:53:32.8556+10:25:42.2000+08:13:48.0067+48:47:41.4700+76:23:11.3000+60:17:55.0000+51:23:19.7011

距離の精度が等級に与える影響