Star Harmony Project
鹿児島大学 D1 松井 真
Star Harmony Project
星から見る銀河系の
3次元立体構造
バルジの薄く長い棒状構造の探査
‹ 最外縁部星の探査と回転曲線の決定
‹
Introduction
http://veraserver.mtk.nao.ac.jp/restricted/gingakei2006/nakanisi.pdf
http://www.nasa.gov/mission_pages/spitzer/multimedia/20080603a.html
http://4d2u.nao.ac.jp/html/program/mitaka/mtk_3D_mode.htm
Introduction (Miras)
距離決定方法
‹ ミラ型変光星の周期光度関係
Whitelock et al. 2008
Introduction (Miras)
VERAによる銀河系でのミラ型変光星の周期光度関係の導出
R UMa
年周視差=1.81±0.28 mas
距離=552+101-74 pc
Matsui et al. 2008?
SY Scl
年周視差=0.75±0.09 mas
距離=1333+182-143 pc
Nyu et al. 2008?
年周視差=2.62±0.33 mas
距離=382+55-43 pc
Nakagawa et al. 2008?
Introduction (Miras)
距離決定方法
‹ ミラ型変光星の周期光度関係
MK=-3.59logP+1.68(±0.12) σMK=0.28
For 2.0<logP<2.7(100<P(day)<500) and σparallax≦0.15
Slope from LMC’s(Ita et al. 2004a)
R UMa
SY Scl
T Lep
Introduction (Miras)
ミラの同定方法
‹ Iバンドの振幅
Ita et al. 2004b
Miras
P≧100(days)
⊿I(Imax-Imin)≧1(mag)
ミラ型変光星
Introduction (C-star)
‹
距離決定方法
炭素星のIバンド絶対等級
<MI>=-4.6 for MVgal≦-15
and 100≧Ncstar (σI=0.11)
(Battinelli & Demers 2005)
+
=
σI=0.45 in the DDO190
(Battinelli & Demers 2006)
and
σI≒0.50 in the LMC
(Costa & Frogel 1996)
炭素星は宇宙共通の標準光源(Standard Candle)!!
Introduction (C-star)
炭素星の選出方法
WLMでの炭素星とM型星の
color-color diagram
Battinelli & Demers 2004
Wingフィルター法
CN-TiO>0.3かつR-I>0.9=炭素星
Introduction (C-star)
炭素星の選出方法
左図:WLMでのAGB星
右図;■が炭素星、□がM型星
炭素星とM型星の定義は
Wingフィルター法によるもの
左図:NGC6822でのAGB星
右図;■が炭素星、□がM型星
炭素星とM型星の定義は
Wingフィルター法によるもの
Battinelli et al. 2007
Introduction (C-star)
炭素星の選出方法
左図:IC10でのAGB星
右図;■が炭素星、□がM型星
炭素星とM型星の定義は
Wingフィルター法によるもの
Battinelli et al. 2007
CN-TiO>0.3かつJ-K>1.4=炭素星
Introduction (C-star)
炭素星の選出方法
CN-TiO>0.3かつJ-K>1.4=炭素星
CN-TiO>0.3かつR-I>0.9=炭素星
J、Kは2MASSのデータがあるのでCN,TiOの観測
を行えば炭素星を選出することができる!!
さらに、ミラのサーベイでIバンドの観測をするので
Iバンドの実視等級を求めることもできる!!
Star Harmony Project
‹
バルジの薄く長い棒状構造の探査
‹
最外縁部星の探査と回転曲線の決定
Thin Long Bar of the Bulge
‹
レッドクランプ星の観測
Cabrera et al. 2007
Thin Long Bar of the Bulge
‹
レッドクランプ星の観測
Cabrera et al. 2007
Thin Long Bar of the Bulge
‹
‹
‹
薄く長い棒状構造はどんな構造をしているのか?
薄く長い棒状構造はどこまで続いているのか?
たて-ケンタウルスアームとのつながりは?
ミラ型変光星を用いて
これらの問題へアプローチする!!
Star Harmony Project
‹
バルジの薄く長い棒状構造の探査
‹
最外縁部星の探査と回転曲線の決定
Edge and Rotation Curve
http://veraserver.mtk.nao.ac.jp/restricted/gingakei2006/nakanisi.pdf
http://www.nasa.gov/mission_pages/spitzer/multimedia/20080603a.html
http://4d2u.nao.ac.jp/html/program/mitaka/mtk_3D_mode.htm
銀河系の星の分布はどこまでつづいているのか?端は?
星の分布≦HI? or 星の分布=HI? or 星の分布≧HI?
Edge and Rotation Curve
星の分布
‹
周期光度(P-L)関係
at I-band (σ=0.42)
Feast et al. 1989
Nakashima et al. 2000
‹
炭素星 = 標準光源(standard candle)
MK=-6.31-0.99(J-K)0 (σ=0.38)
Demers & Battinelli 2007
Demers & Battinelli 2007
Edge and Rotation Curve
星の分布
Demers & Battinelli 2007の距離決定方法
MK=-6.31-0.99(J-K)0
(σ=0.38 from Weinberg & Nikolaev 2000)
しかし
Battinelli & Demers 2007
MK vs (J-K)0 関係は使えない!!
Edge and Rotation Curve
回転曲線
Honma et al. 2007
Edge and Rotation Curve
星から見る回転曲線
視線速度の決定方法
‹
SiOメーザー
Nakashima et al. 2000
Vrot =
R⎛
Vlsr
⎞
+ Θ0 ⎟
⎜
R0 ⎝ sin l ⋅ cos b
⎠
‹
分光
Demers & Battinelli 2007
回転曲線の詳細な形は?どこまで平坦?
Edge and Rotation Curve
問題点と解決法
‹
15kpc以上のサンプル数が少ない!!
木曽シュミット望遠鏡によるミラ型変光星と
炭素星の大規模サーベイ
‹
炭素星の視線速度の精度が悪い!!
岡山天体物理観測所のHIDESによる分光
Star Harmony Project
バルジの薄く長い棒状構造の探査
‹ 最外縁部星の探査と回転曲線の決定
‹
星から見る銀河系の
3次元立体構造
長期的・専有的望遠鏡の使用
木曽で観測するメリット
・炭素星を選出するためのナローバンドを所持
・大規模サーベイを行うのに最適の広視野
観測計画
1回目
Wingフィルター法による炭素星のサーベイ
→観測時間などは現在検討中
2回目以降
炭素星のIバンド実視等級の決定
+Iバンドモニター観測によるミラのサーベイ
長期的・専有的望遠鏡の使用
Iバンドモニター観測によるミラのサーベイ
・観測領域
木曽の月ごとの日没時間と日の出の時間、観測可能な銀径、
最低3回は同じ領域を観測できるという条件から
110°≦l≦250°、-3°≦b≦3°
・想定されるミラのIバンド実視等級
バルジにおけるミラのIバンド実視等級=10~14等
(Matsunaga et al. 2005)
ミラのIバンド絶対等級=-0.5~-4.5等(銀河中心=8kpc)
20kpcでのミラのIバンド実視等級=12~16等
星間減光はIバンドで1等程度(Schlegel et al. 1998)
観測されるIバンド実視等級=13~17等
長期的・専有的望遠鏡の使用
Iバンドモニター観測によるミラのサーベイ
・観測時間
Iバンド実視等級17等+S/N=10→積分時間8秒
読み出し時間95秒を考慮し、
観測する銀緯は-3°≦b≦3°で固定すると、
10月は110°≦l≦170°→15時間
11,12月110°≦l≦250°→35時間
1月130°≦l≦250°→30時間
2月150°≦l≦250°→25時間
3月220°≦l≦250°→7.5時間
新しいCCDカメラが完成すれば、
さらに効率のいい観測ができる!!
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星から見る銀河系の3次元立体構造