Microsoft PowerPoint - HDS060713F

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みさきちゅうか
5 years ago
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1 光学域と遠赤外線で描き出す AGB 星質量放出泉浦秀行 ( 岡山天体物理観測所 ) 中田好一三戸洋之 ( 東大理天文センター ) 橋本修 ( ぐんま天文台 ) 林忠史 ( 富山市科学文化センター ) Y CVn/ISOPHOT/100μm

2 中小質量星の進化の最終局面を支配している AGB 星段階の質量放出現象の様子を観測的に明らかにしたい ( これからは恒星も画像で勝負 ) 赤色巨星 (AGB 星 ) <=> ダストシェルの構造を追う質量放出 ( ガスでは追いきれない ) 時間変動性 & 方向性 Δt > 10 4 年 (~ 熱パルスの周期 ) で調べたい => 半径 > cm ( Ve =15 km/s, t =10 4 yrs, r= cm ) => ダスト温度 < 50 K => SED は遠赤外線でピーク => 常識的には衛星軌道上からの観測 Izumiura et al (Y CVn), 1997 (U Ant)

3 遠赤外線観測 * 温度構造と密度構造の切り離しが難しい * 観測機会が稀少 : ~10 年に一度 ( IRAS 83, ISO 96, Spitzer03, ASTRO-F 06 ) * 空間分解能の不足が当分の間続く => ~1 は ~20 年先? => 新たな観測手段の開発! 高感度高精度大型の可視域 CCD => 散乱光によるダストシェル検出 +) おもに密度分布を反映 +) 豊富な観測機会 +) 高空間分解能 (~1 ) を容易に達成可能ー ) 非常に微光と予測される ( r -3 ) => 明るい点源のまわりの淡く微かな広がりの探査 => 系外惑星探査にも通じる観測技術上の最後のニッチ

4 光学域の観測

AGB 星の広がった光学ダストシェル僅か 3 天体 ( つまり探査そのものが難しい ) IRC+10216 : r~200 (@~120 pc) *Mauron & Huggins 1999 星間輻射の散乱 R Scl : r~20 (@~400pc) U Ant : r~60

6m + EFOSC + Corona-Graph + NBF + Polari IRC+10216 V-band, 223 x223, CFHT, 4 min x20, 25.1 mag/, r ~200, Ambient Galactic light CN, HNC, HC3N (cf.

5 AGB 星の広がった光学ダストシェル僅か 3 天体 ( つまり探査そのものが難しい ) IRC : r~200 (@~120 pc) *Mauron & Huggins 1999 星間輻射の散乱 R Scl : r~20 (@~400pc) U Ant : r~60 (@~250pc) *Izumiura et al. 2000, IAU-Symp. 177 (held in 1996), p.425 UK シュミット乾板上の画像 (DSS) *Gonzalez Delgado et al. 2003, AA, 399, 1021 ESO 3.6m + EFOSC + Corona-Graph + NBF + Polari IRC V-band, 223 x223, CFHT, 4 min x20, 25.1 mag/, r ~200, Ambient Galactic light CN, HNC, HC3N (cf. Gustafsson et al.1997, AA, 318, 535 and refs. therein on NaI and KI resonance scattering lines) ただしどれも対応する CO シェルあり (cf. Olofsson et al. 1990, AA, 230, 405)

6 CO 3-2 CO 2-1 Olofsson et al. 1996, AA, 311, 587 Izumiura et al. 2000, IAU Symp. 177, p.425 Gonzalez-Delgado et al. 2001, AA, 372, 885 DSS-Blue 上段 :R Scl 下段 :U Ant K I

7 AFGL3068, HST, ACS, F606W Mauron and Huggins 2006, AA, 452, つ目の天体

8 我々の新たな取り組み (2002 年 ~) 道具立て : 東大天文センター木曽観測所 105cm シュミット望遠鏡 2K CCD カメラ (SITe 2Kx2K) (1.5 /pix) 広帯域フィルタ & 狭帯域フィルタ処理 : Image( 目的星 ) Image( 参照星 )*C (C: 任意の定数 ) 位置照合と C の決定 : ゴーストパターンスパイダー回折像等級差との一貫性チェック注意点 : 2KCCD 上のほぼ同位置 ( 数ピクセル以内 ) で常に撮像

9 KISO 105cm シュミット /2KCCD うみへび座 U 星 (U Hya) 3x10 17 cm 120 可視域で CO 光解離半径を大きく超えて見えている唯一の AGB 星ダストシェル 25mag/ V-band(500A 幅 ) 5 分 x5 回 x3 地点 75 分積分 PSF~5arcsec(FWHM) ( カウント率 30 倍 ) 27mag/ NB4 (λ A 幅 ) 25 分 x3 回 +30 分 x3 回 165 分積分 PSF ~7arcsec (FWHM) 5x5median, 3x3bin, 4.5arcsec/pix

10 ダストシェル解析 3x10 17 cm(120 ) ダストに関する仮定 : 粒子の密度 : 2 gr/cm 3 ダスト / ガス質量比 : 1/200 粒子の半径 : 0.5μm 粒子の散乱効率 : ~1 (Qsc=σsc/πa 2 ) シェル膨張速度 :15 km/s 距離 (Hipparcos): 160pc V バンドの観測結果シェル半径 :~ シェル輝度 : ~ 25 mag/ (@ ピーク ) シェル光度 :~π*(120 )^2*26mag/ =>14.4 mag 中心星光度 : ~ 4.9 mag => 散乱光総量 ~1/6300 ( 光源は中心星 ) シェル総質量 : ~2x10-3 M_sun (4x10-3 M_sun by Young et al. 1993) (0.007Msun for TT Cyg by Olofsson et al. 1998, 2000) (0.0066Msun@10 17 cm, 0.012Msun@5x10 17 cm by Steffen and Schoenberner 2000) 質量放出率 : ~ 3x10-6 M_sun/yr シェル厚 ~ 15 (3x10 16 cm) 700yr 0.002M_sun in 700 yr 他天体への応用性シェル輝度 r -3 星から 60 (1.5x10 17 cm) の位置なら 10-7 M_sun/yr の質量放出が 10 3 年続いていれば同様に検出可

11 HIRAS 60μm Waters et al. 1994

12 りょうけん座 Y 星 Y CVn (05/03/14) -12 Hya U Hya -etauma V バンド 10 分露出 x14

13 結果 : Y CVn ではダストシェルの検出に至らずピーク輝度の上限 : V > ~27 mag/ (± 約 1mag) 備考 : スカイ部分の RMS~7ADU 画像上 3σ(20 ADU) 以上のダストシェルフィーチャーなし MTF 差し引きの精度限界不良 : <50 ADU 程度 U Hya のシェルは 300s で 50-80ADU これがおよそ 25 等 / Y CVn のシェルは 600s で 20 ADU 以下 300s で 10 ADU 以下スカイの明るさは木曽で約 21.5 等級 /

14 U Hya と Y CVn のダストシェルの比較 R( ) D_Hip(pc) R(AU) V(star) Brtn(shell peak) U Hya pc 19,000AU 4.9 ( ) ~25 mag/ Y CVn pc 40,000AU 5.3 ( ) > 27 mag/ Y CVn のダストシェルは実長で U Hya の 2.1 倍光源として Y CVn は U Hya より約 0.3 等級明るい ( 見かけの等級差約 0.4 距離による等級差 0.70) U Hya のシェルを 2.1 倍に広げると輝度 1/9.3(+2.4 等級 ) ( 散乱光ダストシェルの面輝度は半径の 3 乗に逆比例 ) => もし Y CVn の遠赤外線ダストシェルが U Hya のそれと同等のものであれば Y CVn のシェルの面輝度は +2.1 等級つまり 27 等級 / 程度

15 U Hya と YCVn のダストシェルの相違ダストシェルの質量 (Msun) Far-IR Optical U Hya 2e-5 ~3e-5 # 1e-5 Y CVn 3.5e-5 ~5e-4 * CO mass-loss rate x shell age/200 #: Waters et al *: Izumiura et al.1996 Far-IR と Optical の差 : ダストの温度を低く見積もり過ぎ? ダストの (ρg / fg) (a / Qsc) を高く見積もり過ぎ? U Hya/FIR U Hya/Opt Y CVn/FIR Y CVn/Opt U Hya と Y CVn の相違 : Y CVn のダストの散乱効率が低い? Y CVn のダスト温度を低く見積もり過ぎ? Y CVn のシェルはより厚い? Y CVn の環境で Ambient Galactic Light が弱い? Schoeier et al. 2005, AA, 436, 633

16 シェルの成り立ち Detached shell IRAS 全天サーベイデータに基づく検出同定炭素星に選択的に付随幾何学に極めて薄いダスト質量は約 1E-5 太陽質量程度 Tc s-process は過剰非過剰まちまち Interacting Stellar Wind Model 遅い AGB 星風を速い AGB 星風が掃き寄せる Schoeier et al. 2005, AA, 436, 633 Kwok et al. 1978, ApJ, 219, L125 質量放出の細かい履歴は消されていく可能性 ISW モデルとは独立な疑問なぜ炭素星にだけ detached shell がある?( 進化由来?)

17 星間物質遅い星風 I 速い星風

19 輝度の時間変動明るさ ( カウント ) ダストシェル星起源位相差 ISRF 起源星時間

20 Sky ~ 21mag/ 0.5mag ~25mag/

21 2005 年冬 ~2006 年春の観測 : 目標 : U Hya( 中心星 ) 変光に伴うダストシェルの輝度変化検出 U Hya: SRb 周期 450 日振幅 0.5 等 (p-p)@v-band 約 100 日間に 0.5 等級の増光と減光を示し他期間は静穏観測 : V バンド約 1 ヶ月に一回の観測 ( やや特殊な割当を申請 ) 中心星の測光 : K.3T 観測手法確立ダストシェル測光 : 105cm シュミット観測手法確立目的 : ダストシェルを照らす光源の切り分け -> ダスト粒子の熱収支 -> ダストの理論的平衡温度と観測的温度 -> サイズ分布と吸収係数の波長依存性の情報中心星の光が支配的なら 0.5 等級程度変化するはず

22 *105cmシュミット観測実施日 (2 夜 ) 300s 5 ~9 arcsec (2 夜 ) 300s 15 ~8 arcsec (2 夜 ) 300s 10 ~4 arcsec ( ) (0 夜 ) 300s 0 ~4 arcsec (3 夜 ) 300s 4 ~6 arcsec (3 夜 ) 300s 16 ~8 arcsec *K.3T 観測実施日 *K.3T による測光観測は三戸氏が整約を終えている *105cm シュミットによるダストシェル撮像はまだ整約中

23 今後の予定シュミット画像の解析を進める Wien 研究会 2006/08/07-11 ポスター発表より洗練された輝度変化検出の戦略を練る中心星とダストシェルで輝度変化の時間差は約 120 日中心星の変光周期は約 450 日約 100 日の間に 0.5 等級の上昇と下降を示す特徴的期間中心星の増光 ( 極大 ) を測光観測で検出遅くとも 3 カ月以内にシュミット観測開始短くとも 3 カ月以上シュミット観測を継続 * 南天の天体木曽では年に約 200 日見える * 約 5 年ごとに一年の同じ時期に同じ位相を見る * 極大期を 2 年観測できたら次の 3 年は観測できない *2007 年 4 月付近が次回の極大 * 観測好機は 4 年後の 2010 年春

専用望遠鏡 + コロナグラフ瞳面マスク検出器高精度研磨反射望遠鏡 (3 面軸外し ) 像面マスクフィルタ偏光素子デュワー窓ゴースト散乱光発生源 ( 表面と内部 ) 像面マスクで中心星を遮る前に散乱光をいかに抑えるかが肝心望遠鏡の鏡面に高い研磨精度 ( 局所的滑らかさ ) と無遮蔽の開口

24 専用望遠鏡 + コロナグラフ瞳面マスク検出器高精度研磨反射望遠鏡 (3 面軸外し ) 像面マスクフィルタ偏光素子デュワー窓ゴースト散乱光発生源 ( 表面と内部 ) 像面マスクで中心星を遮る前に散乱光をいかに抑えるかが肝心望遠鏡の鏡面に高い研磨精度 ( 局所的滑らかさ ) と無遮蔽の開口像面マスクで中心星を遮った後は暗いダストシェルと中心星の PSF の裾野 PSF の裾野の光によるゴーストと散乱光の抑制に配慮するリオストップも分解能を犠牲にして PSF を素性の良い形にするガウス型瞳面マスクを試す大気中の散乱の少ない大気のきれいで薄いところへ行く背景光 ( 空の ) 暗い場所で観測する将来はスペースへ

25 まとめ : 木曽光学域ダストシェル探査第二の天体 Y CVn を観測ダストシェルは非検出シェル輝度の上限は約 27 等 / U Hya と比べ同程度以上に重いダストシェルはない遠赤外線と質量見積もりに明らかな相違さらに検討へ U Hya の結果に基づく今後の見通しシェル輝度 r -3 星から 1.5x10 17 cm 付近にある総質量で 10-4 太陽質量のダストシェルを検出可能これは 3x10-7 Msun/yr x 300 年相当探査用光学系の製作へ ( 科研費 ) 様々な天体における探査

26 遠赤外線の観測

27 AGB 星の高空間分解能処理された IRAS 画像 60μm U Hya U Ant 100μm Waters et al Izumiura et al. 1997

28 ポンプ座 U 星 (U Ant) の高空間分解能処理された IRAS 画像 ISO/PHOT による遠赤外線画像による二つの成分の確認 60μm 10 arcmin 60μm U Ant 90μm 二重シェル!! 100μm Izumiura et al. 1997

29 ISO/PHOT によるりょうけん座 Y 星 (Y CVn) の遠赤外線画像 Y CVn 100μm 170μm 10 arcmin * 中空のダストシェル * 二桁にもおよぶ質量放出率の急激な低下 * 空間分解能 ~30 Izumiura et al. 1996

IRAS02091+6333 1 星風でなく星風で掃き寄せられた星間物質と解釈 12um 25um

30 IRAS 星風でなく星風で掃き寄せられた星間物質と解釈 12um 25um IRAS IPAC HIRES 60um 100um Zijlstra and Weinberger 2002

31 広がったダストシェルの存在は必ずしも定まっていないものもまだある CRL2688(Egg Nebula) Spitzer, Mark Morris, MIPS No extended features ISO, Speck et al. 2000, ISOPHOT Two extended dust shells Speck et al. 2000, ApJ, 545, L145

32 SST, Cycle2

33 R Hya, Red 1n M-type, Mira (cf. Hashimoto 1994, A&AS, 107, 445)

34 Ueta et al. 2006, ApJL, submitted Wareing et al MNRAS submitted

35 U Ant, Carbon Star, Lb (cf. Izumiura et al. 1997)

36 ASTRO-F Mission Program, MLHES

37 ASTRO-F 200 星 FIS70~160μm スキャン Y CVn, 100μm ASTRO-F 70μm ASTRO-F 200 星 + SPITZER ~5 星 ISO(1hr) Y CVn, 170μm ASTRO-F 160μm (10min) SPICA 中間赤外コロナグラフ遠赤外高解像度撮像高感度遠赤外分光 ISO(1hr) Izumiura et al (10min) 内側の構造をより高感度高分解能で外側の構造をより高分解能で外側の物質まで構成物質分析

38 Latest Target List As of 2006 July 10

39 乞うご期待

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PowerPoint Presentation Sgr A* の赤外線観測西山正吾 ( 京都大学 ) NIR obserbvations of the Galactic center 2/46 NIR obserbvations of the Galactic center 3/46 NIR obserbvations of the Galactic center 4/46 Dereddened flux density [mjy] 40 20