1 / 30

あかり衛星による低温（超）巨星の 星周ダストシェル観測

あかり衛星による低温（超）巨星の 星周ダストシェル観測. 泉浦秀行 (1) 1: 自然科学研究機構国立天文台. 植田稔也 (2) 、山村一誠 (3) 、中田好一 (4) 、 松永典之 (5) 、板由房 (6) 、松浦美香子 (7) 、 三戸洋之 (5) 、福士比奈子 (4) 、田辺俊彦 (4) 、 橋本修 (8) 、有松恒 (9) 、尾中敬 (9) 2: デンバー大物理天文 3: 宇宙航空研究開発機構 4: 東大理天文センター 5: 東大理天文センター木曽観測所 6: 東北大理天文 7: ロンドン大学 8: ぐんま天文台 9: 東大理天文.

corine
Télécharger la présentation

あかり衛星による低温（超）巨星の 星周ダストシェル観測

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. あかり衛星による低温（超）巨星の 星周ダストシェル観測 泉浦秀行(1) 1: 自然科学研究機構国立天文台 植田稔也(2)、山村一誠(3)、中田好一(4)、 松永典之(5)、板由房(6)、松浦美香子(7) 、 三戸洋之(5)、福士比奈子(4)、田辺俊彦(4)、 橋本修(8)、有松恒(9)、尾中敬(9) 2: デンバー大物理天文 3: 宇宙航空研究開発機構 4: 東大理天文センター 5: 東大理天文センター木曽観測所 6: 東北大理天文 7: ロンドン大学 8: ぐんま天文台 9: 東大理天文 2012-02-19@京産大

  2. C-rich Post-AGB star C-rich Young PN 原始惑星状星雲（ポストAGB星）や惑星状星雲の 星周エンベロープでは、形状に多様性が知られている O-rich PN C-rich PN

  3. 2006年2月22日 　＊AGB星段階の質量放出の様子を直接探るために 　　 赤外線天文衛星「あかり」による赤外線撮像観測へ

  4. FIS

  5. ISO（1995） で2時間　→　あかり（2006）で10分 90μm Y CVn, 100μm AKARI （10min） Wide-S ISO（１ｈｒ） 140μm Y CVn, 170μm AKARI （10min） Wide-L ISO（１ｈｒ） Izumiura et al. 1996, AA, 315, L221

  6. MLHES source distribution on the sky Galactic Latitude (degree) Galactic Longitude (degree)

  7. M97 M27 PNG094.0+27.4 mu Cep alpha Ori R CrB beta Peg beta Gru PNe Supergiants PSF references Far-infrared images in WIDE-S filter (90um) of some obviously extended objects. The central part of ~10’ x 30’ area is displayed. A common pixel size of 15” is used.

  8. α Ori Ueta et al. 2008

  9. R Cas BR Eri RZ Sgr V Tel W Peg V919Cen V370And R Crt M-type Stars (RZ Sgr is S-type) Far-infrared images in WIDE-S filter (90um) of some obviously extended objects. The central part of ~10’ x 30’ area is displayed. A common pixel size of 15” is used.

  10. TT Cyg U Ant Y CVn UX Dra RT Cap AQ Sgr V Pav X Tra Carbon Stars. (X Tra has a record as a nova) Far-infrared images in WIDE-S filter (90um) of some obviously extended objects. The central part of ~10’ x 30’ area is displayed. A common pixel size of 15” is used.

  11. beta Gru R Crt (M) V Tel (M) R Cas (M) BR Eri (M) (M,PSF Ref.) 13.75’ 8.5’ RZ Sgr (S) Y CVn (C) U Hya (C) U Ant (C) X TrA (C) WIDE-S (90um), 15” pixel

  12. R Cas Ueta et al. 2010

  13. beta Gru R Crt (M) V Tel (M) R Cas (M) BR Eri (M) (M,PSF Ref.) 13.75’ 8.5’ RZ Sgr (S) Y CVn (C) U Hya (C) U Ant (C) X TrA (C) WIDE-S (90um), 15” pixel

  14. U Hya 「あかり」搭載の遠赤外線サーベイヤーFISによる、うみへび座Ｕ星のまわりに広がる絶対温度45度（マイナス228℃）前後の冷たい塵（ダストシェル）の様子を捕らえた波長90マイクロメートルの遠赤外線画像。（左）星とシェルが一緒に写っている元画像。（右）星を引き去ったシェルだけの画像。ダストシェルの見かけの直径は210秒角（3.5分角）あり、満月の9分の1くらいに広がっている。図で1ピクセルは15秒角に対応。

  15. ベストフィット時のシェルのパラメータ　(robust numbers in pink) --------------------------------------------------------------------------------------- R1 ΔR ΔRhm Td(R1) α β M_d Mdot_d (cm) (cm) (cm) (K) (Msun) (MO/yr) --------------------------------------------------------------------------------------- 2.5~2.60.8~2.74.3~5.750~51-4.5~7.01.150.9~1.0 5? (E17) (E17) (E16) (E-4) (E-8) --------------------------------------------------------------------------------------- 　　ダスト吸収係数＠100um = 25 cm2 g-1を仮定。 ρ0=1～4E-24 g cm-3 - これ以前の見積もり: Dust mass (optical)： ～10E-5 M_sun (Izumiura et al. 2007) Total mass ・ 4.E-3 Msun for U Hya (Young et al. 1993a) ・ 0.007 Msun for TT Cyg (Olofsson et al. 2000) ・ 0.007 Msun@1E17cm, 0.01 Msun @5E17cm (Steffen & Schoenberner 2000) - 吸収係数のべき:1.1 for IRC+10216 (Jura 1986,ApJ,303,327)

  16. 観測からモデルを 引き算した残差 Proper motions: 41.74, -37.83 (mas/yr) Distance: 161 pc V_RA=32.10 km/s V_Dec= -29.09km/s V_LSR= -31.0km/s => total 53.3 km/s 星の固有運動の方向 星に対するシェル のずれの方向 （精度±12°）

  17. beta Gru R Crt (M) V Tel (M) R Cas (M) BR Eri (M) (M,PSF Ref.) 13.75’ 8.5’ RZ Sgr (S) Y CVn (C) U Hya (C) U Ant (C) X TrA (C) WIDE-S (90um), 15” pixel

  18. IRC (Infrared Camera) on board AKARI 15um 24um

  19. 波長15μmと24μmにおけるダストシェルの輝度分布。誤差棒のついた点が観測値で、3種類の線がモデルフィットの結果。輝度は円周方向に平均してある。横軸は中心星からの秒角単位の離角。縦軸はAUD/pixel単位の輝度。観測は内層（点線）と外層（一点鎖線）の二層のダストシェルの存在を示している。波長15μmと24μmにおけるダストシェルの輝度分布。誤差棒のついた点が観測値で、3種類の線がモデルフィットの結果。輝度は円周方向に平均してある。横軸は中心星からの秒角単位の離角。縦軸はAUD/pixel単位の輝度。観測は内層（点線）と外層（一点鎖線）の二層のダストシェルの存在を示している。

  20. Two temperature (double) shell Single shell エラーバーのついた黒いシンボルは観測。 （丸と四角はシェル成分、菱形は中心星、△は合計） 色つきのシンボルと線はモデル。

  21. 「あかり」の近･中間赤外線カメラ (IRC) により波長15（青） および24（赤）マイクロメートルで描き出された、ポンプ座Ｕ星のまわりに広がる暖かい塵（ダストシェル）の疑似カラー合成画像。見かけ半径が約50秒角。中心星差し引き後。中心星付近にはマスク。中間赤外線でこのような広がった塵の雲が年老いた赤い星のまわりに捕らえられたのは、これが世界で初めて。この画像はIRCの高い性能に加え、入念な観測計画、精密な画像解析により、非常に明るい中心星の影響を正確に差し引きできたことで初めて得られた。

  22. beta Gru R Crt (M) V Tel (M) R Cas (M) BR Eri (M) (M,PSF Ref.) 13.75’ 8.5’ RZ Sgr (S) Y CVn (C) U Hya (C) U Ant (C) X TrA (C) WIDE-S (90um), 15” pixel

  23. Y CVn －beta Gru R Crt －beta Gru V Tel – beta Gru X TrA – beta Gru

  24. AFGL 3068 － 1.5*Red Rectangle NGC 7027 －4*Red Rectangle beta Peg – bet Gru

  25. IRC+10216 －AFGL 2688 R Dor －1.15*Red Rectangle omi Cet －1.1*Red Rectangle

  26. まとめ １）あかりのFISで、晩期型星144星について、65, 90, 140, 160umでの 10’x40’の遠赤外線画像を得た。 ２）酸素過多星、炭素過多星、S型星のいずれにも広がったダスト層が検出された。 　　それらには、軸対称なもの、非軸対称なもの、いずれも見られた。 　　非軸対称なものは、星間物質との相互作用の影響と考えられる。 ３）炭素U Hyaでは半径約0.1pcの球対称な星周ダストシェルが明らかにされた。 　＊ダスト質量は10^-4 Msun程度であった。 　＊熱パルスによる質量放出の変動、二星風相互作用、過去の星周物質に 　　よるせき止めの複合現象の可能性が考えられる。 ４）炭素星U Antでは、半径約0.07pcの球対称星周ダストシェルが 　　中間赤外線で初めて検出された。その構造は大きく異なる二つ 　　の温度を持つ二重のシェルと結論された。 ５）近傍の激しい質量放出をしているAGB星の、非常に広がったダストシェルが 　　あかりの遠赤外線観測で検出されているのが見えてきた。 －＞　さらに解析を進め、AGB星段階の質量放出と中心星の関係を 　　　　明らかにしていきたい。

More Related