変光星の観測と私たちの銀河系
松永典之（東京大学 天文学教室）

概要• イントロダクション– 変光星（セファイド）とは？

• セファイド変光星概論– セファイドの便利な性質がなぜ生じるのか。

• 研究成果の紹介– セファイドで探る銀河系の形と進化

食連星

変光星の種類• 脈動変光星– 星自身が膨張収縮を行う。

• 食連星
• 新星
• 超新星
• 活動銀河核

超新星

AGN

明るさ

いろいろなタイプの脈動変光星

表面温度

いろいろなタイプの脈動変光星
ウォルフ・ライエ
LBV

明るさ

セファイド
ミラ

βCep
ZZ Cet（脈動する白色矮星）

RRライリ

表面温度

セファイド変光星• 2～50日程度の周期で膨張収縮を繰り返す。
• 変光の周期から、距離と年齢を推定できる。
– 普通の星では距離・年齢を求めるのは難しい。

周期光度関係と距離の決定• 周期が長いほど明るい。
• ２つの観測値– 周期– 見かけの明るさから距離が推定できる

m − M ( P) = 5 log D − 5
周期光度関係周期真の明るさ距離
見かけの明るさLeavittの発見• 1908年： 小マゼラン雲の1,777個の変光星を報告。そのうち、16個のセファイドのデータで周期光度関係を発見。
• 1912年： さらに研究を進めて、25個のセファイドで周期光度関係を定量的に確認。

等級

周期
Henrietta Swan Leavitt(1868—1921)

2本あるのはmaxとminHubbleによる応用（１）• 1924年：M31, M33にあるセファイドを発見し、渦巻星雲が銀河系から遠く離れた独立した銀河であることを明らかにした。
– ShapleyとCurtisによるGreat Debate (1921)

Edwin P. Hubble(1889—1953)
Hubble (1925)

Hubbleによる応用（２）• 1929年：Hubbleの法則を発見。
– 遠い銀河ほど高速で遠ざかっている→宇宙膨張– 宇宙年齢(1/H0)は約20億年

脈動の基本概念と周期光度関係• どうして脈動が起こるのか。
– 脈動を駆動するサイクル• なぜ周期光度関係が存在するのか。
– 周期密度関係– 星の進化と変光星の質量光度関係

脈動の励起・減衰• 熱エネルギーを、振動を増幅する仕事に変える。
• 膨張時にエントロピー減少、収縮時に戻る→励起（エンジンと同じ）
圧力

ほとんどの星の多くの領域では、断熱または減衰が起こっている。
体積κ-メカニズム
電離状態と不透明度の変化。
１） 収縮時に電離し、不透明度が上昇。
２） 効率よく光を吸収し、熱エネルギーが高くなる。
３） 仕事を生み出すサイクルが回る。

Ｔ～10,000K 水素の電離T～50,000K ヘリウムの電離
T～200,000K 重元素の内殻電子の遷移と電離（Ｚ-bump)
温度による不透明度の変化

Cepheid内部でのサイクル• 内部は輻射減衰、Ｔ～50,000Kの層で励起。
• 星全体で積分すると、脈動が励起されている。

He+が50％電離している
領域：励起He+が完全電離している
内部領域：減衰(King & Cox, 1968)

脈動の基本概念と周期光度関係• どうして脈動が起こるのか。
– 脈動を駆動するサイクル• なぜ周期光度関係が存在するのか。
– 周期密度関係– 星の進化と変光星の質量光度関係.

セファイドが帯状に並ぶ理由• ヘリウムの部分電離層がちょうどよい位置にあって、脈動を励起する仕事が、他の層での減衰を上回ること。
セファイド不安定帯
Heの部分電離層が外側すぎる。
密度が小さいので、仕事の量が小さい。

Heの部分電離層が内側すぎる。
星全体で対流が起こっている。
（断熱的温度勾配）

脈動の周期

明るさ• 復元力は圧力の変化（つまり音波）• 高密度⇔固い⇔周期が短い• 低密度⇔やわらかい⇔周期が長い
低密度、長周期（周期-平均密度関係）

高密度、短周期

半径一定

表面温度

もうひとつの条件• 各質量の星の進化経路は、異なる光度で不安定帯を横切る。→質量-光度関係
９太陽質量

光度

質量８７

密度

周期半径６５

表面温度４太陽質量周期‐年齢関係• 観測で得た周期から年齢を推定できる。
– 重い星ほど周期が長く明るい。
– 重い星ほど進化が速く、若くセファイドになる。
９太陽質量
８７６５４太陽質量今も続く周期光度関係の研究• いろいろな銀河の距離測定へ利用– セファイドでは1億光年程度まで– それより遠くは超新星など– ゼロ点の較正– 金属量依存性の検証

光度（太陽を1として）• 周期光度関係の精密化
10,0001,000
Sandage and Tammann (2006)

7000K

6000K

5000K

表面温度

ここまでのまとめ• 脈動の理由– 星の中にエンジンができる。
– ヘリウムの電離によるκメカニズム。
（他に浮力などが原因で起こる脈動もあります。）• 周期光度関係の理由– セファイド不安定帯に並んでいる。
– 質量ごとに整列させるような進化経路。

研究紹介• 私たちの研究テーマ• セファイドなどの変光星を見つける。
• 銀河系の構造を探る。
– 変光星を「灯台」として使う。

• 銀河系の進化を探る。
– 見つけた変光星の年齢や化学組成を詳しく調べる。

銀河系 (＝天の川銀河)(c) Stephen Potter

変光星探しの現状
銀河系での探査は不完全

銀河系中心

太陽

これまでに見つかっているセファイド約500個の分布
セファイドの位置：DDOデータベース/
背景: (c) GLIMPSE project (2008)

研究論文• Three classical Cepheid variable stars in the nuclear
bulge of the Milky Way 天の川銀河のバルジ中心部にある3つの古典的セファイド変光星• Nature, Vol. 477, pp. 188—190 (2011)• Matsunaga, Kawadu, Nishiyama, et al.

天の川の中心とバルジ

赤外線画像
可視光画像

夏の大三角

バルジ

バーデの窓
(銀経+1.0°,銀緯-3.9°)にある減光量の小さい領域

南十字

バルジは古い星だけ？
• バーデの窓などの研究では、ほとんどが古い星であることがわかっていた。
例） Zoccali et al. (2003,A&A, 399, 931)

中心部には若い星がいる！
• 90年代半ばからの観測で年齢数百万年の若い星が見つかった。
• ただし、中心から約100光年の狭い範囲。
分子雲も共存している。
Serabyn & Morris(1996, Nature, 382, 602)

CO(1-0)

1 deg
GCバルジの階層構造
10万光年

Bulge

Disk

COBE衛星（NASA）撮影

Bulge （バルジ）

1万光年
500光年

バルジ：古い星ばかり（約100億歳）⇕バルジ中心部：
若い星も多いNuclear Bulge（バルジ中心部）
Super-massive Blackhole（超大質量ブラックホール）研究の目標• バルジ中心部については、星・ガスなど様々な研究が行われてきた。
– 数百万年前に生まれた若い星は見つかっている。
– それ以前の星形成はわかっていなかった。

• 銀河系中心での星形成に新たな切り口で迫る。
– セファイド変光星によって星形成史を調べる。
– 数千万年前の星形成史が調べられる。

IRSF/SIRIUS• 南アフリカに、名古屋大と国立天文台が設置• 主鏡口径 1.4mの望遠鏡• 近赤外線カメラ SIRIUS• 眼に見えない近赤外線の3波長を同時に観測– 1.25 μm (Jバンド)– 1.63 μm (H バンド)– 2.14 μm (Ksバンド)

実施した観測120光年• バルジ中心部の250光年の範囲。

200光年• 2001～2008年の８年間に約90回繰り返し観測した。
長期間にわたる安定した観測

満月１個分くらいの観測範囲

250光年セファイド変光星の発見

8万天体以上検出した星の中に3個のセファイド変光星を発見。

発見したセファイド変光星の性質• いずれも約2万5千光年の距離にあり、銀河系中心付近に存在する。
• 変光の様子も互いに似ている。
– 典型的なセファイドの変光曲線• どれも周期は約20日。

発見したセファイドの周期

セファイドの周期→年齢• 周期20日のセファイドは2500万年前に生まれた。
• それより年老いたセファイドが見つからなかった。

周期-年齢関係

星形成史に関して得られた情報• 約2500万年前にたくさんの星が誕生した。
• 3～7千万年前はあまり星が生まれなかった。
• 星形成率の変化を検出。
約2500万年前の星形成率3～7千万年前の上限値

最近

昔

星のベビーブーム

過去の研究と比較（Yusef-Zadeh et al. 2009)

最近

昔研究結果のまとめ• 世界で初めて、銀河中心でセファイド変光星を発見した。
– 「赤外線」での「広視野に対する」「長期的」な観測。

• 数千前に生まれた星を銀河中心で初めて発見。
– 星のベビーブームがあった。
– 星があまり作られなかった時期の情報も得られた。

• 今後、見つけた星の化学組成を調べることで、なぜそのような変化が起こるか、という銀河の進化に迫る。

現在進行中の研究テーマ• 銀河系中心で見つけた変光星の運動と組成– すばる望遠鏡での分光観測。
– 銀河系の進化を探る。

• KWFC銀河面探査＠木曽観測所– もっと広い範囲にある変光星を調べる。

The End