明るい星の近赤外観測	
東北大学 板 由房	

明るい星の近赤外線測光データ	
• ２MASS : Ksで5等ぐらいを境に酷いことに。	

明るい星は何個くらいある？	
• Ks<6mag は全天に189,416天体• 内訳は以下
Ks[mag]	

m<=-5	Number	 0	-5<m<=-4	-4<m<=-3	-3<m<=-2	-2<m<=-1	-1<m<=0	0<m<=1	

1<m<=
2	2<m<=
3	3<m<=
4	4<m<=
5	5<m<=
6	3	

5	

11	48	

1068	

555	

1948	5346	

13900	

46751	

119781	

• このうち北天から観測できるもの(δ>-30deg) 120,539天体• 内訳は以下
Ks[mag]	

m<=-5	Number	 0	-5<m<=-4	-4<m<=-3	-3<m<=-2	-2<m<=-1	-1<m<=0	0<m<=1	1<m<=
2	2<m<=
3	3<m<=
4	4<m<=
5	5<m<=
6	2	

3	

7	34	

977	

406	

1347	

3662	

8984	

30039	

75078	

有名どころの星と、その絶対等級	
星の種類	

絶対等級
@K-band[mag]	

見かけ等級 [mag]（Ak/Av=0.1, Av=1mag/kpc）	
100 pcAk=0.01	

1 kpc
Ak=0.1	

5 kpc
Ak=0.5	

ミラ（P ~ 300 day）	

~ -7.5	

-2.5	

2.6	

6.5	

古典的セファイ
ド（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	

Red Clump	~ -1.6	

3.4	

8.5	12.4	明るい星のいいところ	• 距離が分かる• 絶対値が決められるということに等しい• Hipparcos 100pc, 10%• GAIA 10kpc, 10%• 色んな手法/ややこしい観測方法で観測できる• より詳細なデータが手に入る• e.g., 高分散分光、偏光分光• 遠方／暗い天体では感度的に難しい• 感度が悪い波長でも、近いから受かる可能性も• e.g., 中間赤外、遠赤外

明るい近傍天体の理解をして初めて遠方天体の理解ができる。
明るい星をないがしろにしてはいけない。	

明るい星を“赤外で”観測する意味	• 星間減光が可視に較べて小さい• Ak/Av ~ 1/10
• Av ~ 1mag/kpc -> Ak ~ 0.1mag/kpc• なので、近傍の星を赤外で観測すると• ほぼ星間減光は無視できる• 真の明るさ• 真の色

m = M + 5 log(D/10) + Ac12===

M1m1m2

M 2+A 1A2C12

例えば明るい変光星	

近傍変光星カタログ GCVS(ver.Sep2015)	
• Kで6等より明るいものの数/（）の中は2MASSデータ無し/全体の数• Cepheid 18(3)/200• W Virginis 1(12)/263• RR Lyr 482(453)/7940• Luminous Blue Variables 0(1)/4• Wolf-Rayet 8(0)/35• Irregular variables 3015(32)/4139• Semi regular 3857(37)/6442• Mira 3893(86)/8077• R Coronae Borealis 13(1)/47• RV Tau 27(0)/153• ZZ Ceti 0(23)/70

セファイド変光星の周期光度関係	
可視よりも、近赤外の方が関係がタイト理由：
脈動不安定帯は有限の温度幅を持つ。その温度幅に対する明るさの変化が、可視の方が赤外よりも大きいから。

c.f.
赤色巨星(例えばミラ型)の場合は分子の深いバンド吸収帯が可視にあり、その影響も加わる。	

Freedman&Madore 2010	

周期光度関係でセファイド変光星の距離を求める？	
• 星間減光をどう見積もる？

m = M + 5 log(D/10) + A
M 1 = a 1 log P + b 1
M 2 = a 2 log P + b 2
C12= ↵ 1, 2 log P +1, 2c 1 2=m1 m2=

M 1 M 2+A 1 A 2=

C 1 2+A 1 A 2

減光補正レシピ：
1.見かけの色を観測
2.周期を観測3.P-C関係で真の色を見積もる
4.1と3を較べてカラーエクセスを知る
5.減光量を見積もる
6.補正して、距離を出す。	

例：Matsunaga et al, 2011, Nature	なので、	• 近傍のセファイド変光星を• 赤外で観測して• 赤外だと星間減光の影響を受けにくい• 星周減光フリー（としてもよい）のセファイド変光星のみを使って周期光度関係を求めて、• 更に、周期と真の色の関係式を作るのが、周期光度関係を使って距離を出す上ですごく大事。
• GAIAで遠いところにあるセファイド変光星の数がいくら増えたところで、減光の影響があるので、結局、近間のセファイド変光星が一番重要な役割をはたすことになる。
• 真の色と周期に、メタル量依存性があるかどうかを知りたい場合は、近間のセファイドならメタル量だって容易に測れる。

ミラ型星は？
GAIAで言われているサイエンスケース	• 周期光度関係の校正	

van Leewwen et al., 1997
Hipparcos + K data	Hipparcos:
エラーを支配しているのは距離の誤差↓GAIA:
エラーを支配するのが測光誤差は嫌

LMCの傾きを使って、ゼロ点だけ求めた。
Universality(メタル依存性)の議論ができていない。	

GAIAが見る範囲	

短周期 nor C-rich?	
• 周期光度関係の校正• VERA等、VLBIもいいが、、、• メーザー天体• 長周期にバイアス• 観測されてるのはO-rich Miraのみ	
Nakagawa et al., 2014	

なので、	
• 近傍のミラ型変光星を（ただしGAIAでサチらないような）• 赤外で観測して、時間平均された光度を求めて、• 赤外だと星間減光の影響を受けにくい• 星周減光フリー（としてもよい）のミラ型変光星のみを使って、更に、様々な周期のものを使って周期光度関係を求めて、• 周期と真の色の関係式を作るのが、ミラ型星の周期光度関係を使って距離を出す上ですごく大事。

• ただし、、、• ミラ型星の場合は、星間減光の他に星周減光も考えないといけないので、セファイド変光星程単純ではない。

例えば明るい Red Clump	Red Clump？	

コアでHeが安定的に燃焼している段階滞留時間が長いために、“クランプ”する。	

Girardi, astro-ph/9912309	

Red Clump stars	
• Age and Mass
• 1から10Gyrまで分布、1Gyrあたりにピーク。
• Initial massが0.8-1.2Msunのものが大半	

Salpeter IMF
Constant SRF from
0.1 to 10 Gyr ago	Girardi, astro-ph/9912309	

近傍Red Clump stars	
• Hipparcos• 約600個のRC星• Δω/ω < 0.1 を満たす。
• 太陽から約125pc圏内に相当• 絶対等級のエラーが0.22等以下に相当• e.g., Paczynski & Stanek 1998, Alves 2000, Laney & Pietrzynski 2009

• Metallicity• 近傍RCのメタル量の幅• -0.6 < [Fe/H] < +0.35• McWilliam 1990, Liu et al., 2007

Red Clump
絶対光度のage/metallicity依存性 	
可視（I-band）
Udalski 2000	

年齢依存性は±0.05mag程度	

Within the range of metallicities covered by the nearby
red clump stars (-0.5 < [Fe/H] < 0.1) the slope of thebrightness-metallicity relation in the I-band turned out tobe a small but nonnegligible 0.14 mag dex-1	

近赤外Helshoecht&Groenewegen 2007	

MK(RC) can be neglected for metallicities between –0.5 and +0.4 dex andfor ages between 10^8.5 and 10^9.9 years.

宇宙の距離を測る物差しとしてのRed Clump	• 近赤外の絶対等級がmetallicity, ageにはほぼ依存しない。
• 近傍の(星間減光フリーとしてもよい)Red Clump星の明るさをきちんと決めておけば良い。
• 明るすぎるので、近赤外の観測データが無い。。。
• ２MASSだと精度が悪い >15%

真の明るさと真の色	
• 近傍星の観測をして明らかにすれば、減光則の研究に使えるはず。
• 西山さん＠宮城教育大等の素晴らしい仕事がある。
• セファイド変光星を使えば、方向別、距離別の減光則まで調べられるかも？？	

減光則といえばこれ！というくらいの論文
Rieke & Lebofsky, 1985, ApJ, 288, 618	
意外と知られてない事実：	

この7つの星を使って、減光則を導いている。
各photometryの精度は〜10%	

Name	(J-K)0	(H-K)0	(K-L)0	(K-M)0	

E(J-K)	

E(H-K)	

E(K-L)	

E(K-M)	

GC7	

1.13	

0.30	

0.15	

-0.21	

6.05	

2.30	

1.90	

2.96	

GC22	1.25	0.35	

0.21	-0.19	

4.36	

1.40	---	

---	

GC23	

1.25	

0.35	

0.21	-0.19	---	

1.88	

1.19	

2.44	

GC24	

1.25	

0.35	

0.21	-0.19	

---	

1.99	

1.56	

2.79	

Kob9	

1.13	

0.30	

0.15	-0.21	---	2.00	1.45	---	

銀河中心方向に存在する星の真の色を「仮定」し、それと観測を較べてカラーエクセスを計算した。 οScoとVI Cyg NO.12は仮定した真の色が書いてない。。。	

で、作っちゃいました。
Thirty Millimeter Telescope
略称TMT ?	
某大望遠鏡と同じ略称ですが、“ミリメートル”です。
はいはい、ニッチなやつですよ。
でも、「山椒は小粒でもぴりりと辛い」と言うではないですか。	

TMT/TMMT/IR-TMT	
観測地	

岡山天体物理観測所
4mドーム	

有効口径	30mm	

フィルター	J, H, K’
お金があればKsを買いたい	

焦点距離	500 mm	

飽和限界／検出限界	

1／9 [mag] @ K’, 100sec(10secx10dither), 10σ

検出器	

Virgo-2K 2K x 2K, 20um/pix	Pixel scale	

8.7 arcsec/pix	

視野	5 deg x 5 deg	カメラ	OAO 4mドーム	

完成予想図	現状ステータス	
• 東北大で試験観測終了＃ちょっと時間をおいて2枚の画像をとって、それ同士を引き算した画像
ピンぼけしているのが残念だが、ちゃんと写るべきものは写っている。	

2MASS Ks, 5deg x 5deg	

TMT K’, 5deg x 5deg	今後の予定	• 12月上旬に岡山天体物理観測所に搬入、組み立て• 12月中旬から観測開始• 大学院生がOAOに張り付いて観測。
• 架台の制御はOAOの筒井さんが担当• 完成済み。
• 将来は東北大からリモート観測できるようにしたい。	

乞うご期待！
明るいものしか観測できませんが、観測時間は豊富にあります。
このスペックで何か観測したい天体があれば、是非共同研究しましょう。

まとめ	
• 小口径望遠鏡を遊ばせておくのは勿体無い。
• 赤外の検出器（きょうび、市販のものでKまで行けるのもある）をつけたら、結構いい仕事ができるのではないでしょうか。

おしまい	
ありがとうございました。