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くうしょうちゅうか
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1 Mira 型変光星プロジェクト現状とKVN の利用 A.Nakagawa, T.Kurayama (Kagoshima University) Mira Project Observation Current Status KVN + VERA 大マゼラン雲 (LMC) のミラ型変光星周期光度関係実視等級を元に得られた関係距離に対してLMCの厚みは小さくすべて同じ距離にあるとみなせるため実視等級を利用できる精度よくPL 関係が得られている銀河系のミラ型変光星周期光度関係 HIPPARCOS 衛星による年周視差計測を元に実施等級を見積もっている距離の誤差が大きいため絶対等級誤差が大きい結果として精密な周期光度関係が得られない?

2 Observations with VERA Phase referencing observation of H2O and SiO maser Typical monitoring duration 1.5~2 yr

3 Observations with VERA Phase referencing observation of H2O and SiO maser Typical monitoring duration 1.5~2 yr Parallax obtained 8 sources RX Boo Accepted; Kamezaki et al. 2011

4 First Results; S Crt Nakagawa et al Bipolar Outflow Inclination angle of flow axis = 43 Photosphere 260±20R ~Lower limit of Mira size Maser distribution 9~10AU Parallax 2.33±0.13 mas Distance pc

5 Superposition Kinematics of circum stellar masers in T Lep 1.76μm image + VLBI(VERA) Le Bouquin et al VERA Central star 1AU (208R0) 2.5AU (475R0) Molecular layer 2.5AU (520R0) 5.7AU (1080R0)

6 Distance and Spacial Distribution of Project Sources ~40 Mira Type Variables Distance < 2kpc Single dish monitoring i of H2O maser at IRK Projection to the Galactic Plane Galactic Center Heliocentric Distance 0 1kpc 2kpc 座標原点 : 太陽 2kpc 0 2kpc

7 Parallax measurements ~40 Mira Type Variables Distance < 2kpc Single dish monitoring i of H2O maser at IRK 空間分布を銀河面に投影 Projection to the Galactic Plane Galactic Center 8 sources <Mira> T Lep 327 pc R Uma 553 pc SY Scl 1390 pc YLib 1350 pc U Lyn 919 pc <SR> RX Boo 137 pc 座標原点 : 太陽 S Crt 429 pc RW Lep 510 pc 2kpc 0 2kpc

8 Period Distribution of Target Sources Pulsation Period 210~520 日 ~40 Project Sources

9 PLR of the Galactic AGB variables Mira + SemiRegular ; 8 sources VERA Mk = ( logp ) Whitelock et al M k= ( logp )

10 PLR of the Galactic AGB variables Mira + SemiRegular ; 8 sources VERA Mk = ( logp ) Whitelock et al M k= ( logp )

11 PLR of the Galactic AGB variables Mira ; 5 sources VERA Mk = ( logp ) Whitelock et al M k= ( logp )

12 PLR of the Galactic AGB variables Mira ; 5 sources Z Pup VERA Mk = ( logp ) Whitelock et al M k= ( logp )

暗いメーザーの非検出参照電波源の検出の困難( いわゆる逆位相補償の困難もある )

13 年周視差計測の困難 24 天体のミラ型星含む AGB 星を観測 ( 一部は現在も観測中 ) 12 天体が観測終了 8 天体 (7 割弱の歩留まり ) で年周視差の計測に成功 4 天体は下記のいずれかまたは複合的な理由で計測が困難メーザー強度の時間変化による困難淡く広がったメーザーの非検出暗いメーザーの非検出参照電波源の検出の困難( いわゆる逆位相補償の困難もある ) 33% 技術開発に期待 WHya, AP Lyn ( 解析中 ), WX Psc, GX Mon T Lep, RX Boo, SCrt, R UMa, SY Scl, Y Lib, UL Lyn, RW Lep, R Aqr 断念 33% 成功 67% (8 個 /12 個 ) T Lep

14 例 : 強度の時間変化による困難ミラ型変光星 Y Libの自己相関強度 VLBI 位相補償解析による検出非検出の状況メーザーの強度の時間変化が激しい Y Libでは約 10Jyが年周視差計測の成功の境目メーザー強度の時間変化による検出の困難 GX Mon ミラ型変光星 Y Lib の自己相関強度断念 33% 成功 67%

15 例 : 強度の時間変化による困難ミラ型変光星 Y Libの自己相関強度 VLBI 位相補償解析による検出非検出の状況メーザーの強度の時間変化が激しい Y Libでは約 10Jyが年周視差計測の成功の境目メーザー強度の時間変化による検出の困難 GX Mon ミラ型変光星 Y Lib の自己相関強度断念 33% ~10 Jy 成功 67%

16 例 : 分解による困難 Diffuse maser emission in UX Cyg W Hya, WX Psc VLA : Bowers et al. (1994) VLBA : Kurayama et al. (2005)

17 Advantage of KVN+VERA Dense Array Short Baselines VERA: km KVN: km KVNを利用する事で数百 kmの基線が加わり uv 平面がVERAのみの観測より密に埋まる VLA KVN VERA ~30 km km km Baseline

18 Motions of Nearby (<few kpc )Miras Z[kpc] 312 Sources Proper Motion, Vlsr, Period, mk Z[kpc] N Z[kpc] Z[kpc]

観測を継続し周期光度関係の精密化を進める観測困難な天体への対応装置開発 KVN の利用により淡く広がった近い星のメーザーを観測できる VERA Mk = - 2.29 ( logp - 2.

19 まとめ Mira 型変光星プロジェクトの VLBI 観測を継続中 Kバンド Qバンドで進行中 (Kバンド観測が多い) 12 天体の観測を終了 8 天体 (Mira 5, SR 3) で年周視差 4 天体で計測が困難晩期型星の質量サイズなど基本的な物理量決定など恒星物理への波及効果銀河面に対し鉛直方向に広く分布銀河 Disk 以外の銀河系動力学の研究初回の周期光度関係の結果の公表を検討観測を継続し周期光度関係の精密化を進める観測困難な天体への対応装置開発 KVN の利用により淡く広がった近い星のメーザーを観測できる VERA Mk = ( logp ) Whitelock M k= ( logp ) Nakagawa et al R. Zhao-Geisler et al. 2011

第?回基礎ゼミ

第?回基礎ゼミ Outer Rotation Curve プロジェクト ~ 現状と今後の展望 ~ ( 鹿児島の桜島 ) 本日の発表内容 1. 概要 2. 研究背景の紹介 3. 研究方法 4. これまでの研究結果 5. 議論 6. 今後 2010/09/16: 第八回 VERA ユーザーズミーティング @ 三鷹鹿児島大学 M2 坂井伸行 1. 概要銀河系の質量分布を明らかにするために進めている Outer Rotation