Parallax of a Mira Variable R UMa Studies with VERA

　アブストラクト　

　１．イントロダクション　

　２．観測　

２．１．VLBI 観測　 　VERA による R UMa 22 GHz H2O モニタリングは 2006 年 4月 から 2008 年 7 月まで 24 回実施された。近傍の系外天体 J1056+7011 を 位置参照天体として用いた。両者は位置角 39° で互いに 1.78° 離 れている。表１に２天体の位置を示す。表２には観測をまとめた。 　２．２．単アンテナ観測　 　入来では 2003 年から単アンテナ観測で H2O 強度モニターを 行っていた。変換係数は 20 Jy/K である。

表１．VLBI 観測天体位置 　２．３．近赤外観測　 　近赤外観測を 2007 年 1 月から 2009 年 5 月まで鹿児島 1 m 鏡で行った。 検出器は 512 x 512 ハワイアレイで視野角 5 arcmin である。天体は明るいため 焦点をぼかして観測した。

　３．結果　

図１．R UMa H2O メーザー強度スペクトルの時間変化。灰色 線＝ 5 つの速度成分。上軸上の記号が成分を以降の図で表す。横破線＝ ノイズフロア。

３．１．入来単アンテナ観測の結果　 　図１には R UMa H2O メーザー強度スペクトルの時間変化を示す。 図２にはその５成分の強度変化を示す。38.7 km/s 成分が圧倒的に強い。 図２．H2O メーザーの５成分の強度変化。下枠＝弱い成分の拡大。

図３．メーザー点位置オフセットの時間変化。上＝ RA. 下＝ Dec. 点の色は？実線＝ベストフィットモデル。

３．２．エラー評価　 　３．３．年周視差　 　メーザー検出　 　phase-referencing 解析から 24 回の観測中 18 回でメーザー点を検出した。 ６回の観測では、信号が弱い、天候が悪い、データ取得の問題などで検出に 失敗した。表３にそれらの結果をまとめた。検出されなかった回は抜いた。 　外した点　 　大抵の速度チャネルで、メーザー点は phase-referenced map 上で 点状構造を示すが、 VLSR = 38.38, 38.59, 38.80, 39.44 km/s での構造は複雑でかつ不安定であった。そのためメーザー点の同定が困難と なったので解析から外した。その他に７速度成分の検出回数は少なすぎたので やはり外した。表３でそれら視差解析から外した速度は * 印を付けた。 　視差の決定　 　単一速度成分でも幾つかのメーザー点が見えている場合もある。それで、 １５速度成分に計８２のメーザー点を検出した。それらの RA と Dec １６４ 個の数値データを用いて、１５の個々の点の固有運動、初期位置、共通視差 で１５ｘ４＋１＝６１個のフリーパラメタ―の決定した。その結果、 　　　視差＝ 1,97 ±0.05 mas = 508 ±13 pc を得た。 図４．メーザー点の視差振動。上＝RA. 下＝Dec.

　３．４．星周メーザーの分布　

表４＝検出メーザー点　 　表４には検出されたメーザー点を全て載せた。我々は 72 点のメーザー源を 同定した。それぞれの点は R UMa の系統運動に連携して運動している。 2006 年 4 月 11 日のメーザー点の星周分布を得るために、我々はヒッパルコス カタログの系統運動 μHIP = (-40.51±0.79, -22.66 ±0.78) mas/yr を用いて、それらが最初に検出された位置を外挿した。 メーザー点の位置を表４の第３，４列に示す。 (位置を外挿するの意味が不明。 表４には期間中に見つかったメーザー源をつながりの付くやつ毎にまとめて 一覧にしてあるのか。見つかった観測番号でも書いておいてくれればいいのに。 ) 　図５＝メーザー点の分布　 　図５には 2006 年 4 月 11 日に 300 mas 平方上で得たメーザー点の分布を 示す。視線速度で色分けした丸がメーザー点を示す。点源の大部分はマップの 東側に位置する。速度勾配が見て取れる。 (図５は本当に４月１１日 のマップで、全期間の重ね合わせではないという確信が薄いのが困る。 図の方のキャプションにないんだものね。 )

図５．（2008 年 4 月 11 日 の） R UMa メーザー源の分布と内部運動。マップの サイズ＝ 300 mas = 152 au (D=508 pc). 丸印の色＝視線速度 (38 - 43 km/s) を示す。点線丸＝ 85 mas 半径。

　３．５．赤外変光曲線　

図６．R UMa の赤外変光曲線。三角＝Ｊ，四角＝Ｈ，丸＝Ｋ． 実線＝ベストフィット。 表６．赤外変光曲線のパラメタ― 　表５＝赤外測光　 　表５の J, H, K 測光結果を、 　　　　　mJ,H,K = Δm sin (2πT/P + θ) + m 0 でフィットした。

表５．R UMa の J,H,K 等級。 　図６＝変光曲線　 　図６にバンド毎の変光曲線を示した。３つのバンドの周期Ｐの平均は 296.4 d であった。m0(K) = 1.19 ±0.02 mag, Δm(K) = 0.47 mag である。

　４．議論　

　４．１．メーザー源の星周運動　

　４．２．メーザー点の３次元分布　

　４．３．M_K - log P 図　

周期等級関係　 　表７にこれまでに電波干渉計で得られたミラ型星の一覧を載せた。SRa, SRb, Mira, SG=SRc が含まれる。 その中のミラ 11 星と RW Lep = SRa, S Crt = SRb, RX Boo = SRb, W Hya = SRa を用い、 MK - logP 関係に MK = -3.52logP + δ を仮定して δ を決めた。 勾配 δ は Ita et al. (2004) から採った。重み無し最少二乗フィットでは、 　　　MK = -3.52logP + 1.09 ±0.14 重みあり最少二乗フィットでは、 　　　MK = -3.52logP + 1.45 ±0.07 である。エラーとしては視差に起因するエラーのみを考慮した。 　全ての星でのフィット　 　表７の全てのミラ型星と セミレギュラー 星を含めるため、セミレギュラー 星の周期を２倍してフィットを行った。 (これは、初めに書いたフィット の際のデータ処理をここに書いたものらしい。そう理解するまで大分時間を 消費した。 ) 超巨星は含めない。幾つかの MK エラーは極めて小さく、そのために重み無しとありとで δ 間の差は 0.36 となった。 (図９には表７の log P, MK がそのままと、あと二つ RW Lep と S Crt だけは周期を２倍した点がプロット されている。キャプションにはその説明がない。 ) 　図９＝表７全ての星　 　図９には表７全ての点をプロットした。今回の R UMa は白四角である。 二本の実線の上＝重み無し、下＝重みありのフィットである。二本の破線は Ita et al 2004 の系列ＣとＣ’である。灰色点は Ita et al 2004 を LMC の 距離指数 18.49 (van Leeuwen 2007) で絶対等級に直した。銀河系と LMC とで ズレが見られない。 ( Ita04 だと δ = 19.543-18.49 = 1.05 になる。) 　超巨星　 　３つの赤色超巨星と NMC Cyg の４天体はミラより３等明るい。超巨星のサンプル数は 少な過ぎ、今後の課題である。

図９．赤四角＝表７の VERA ミラ。白四角＝ R UMa. 実線＝表７のミラ型星 へのフィット。背景は Ita et al 2004 の LMC LPVs.

　４．４．結論