Transcript H．2．

Ｈ：等級とカラー
２００８年１２月２２日
単位名
大学院：恒星物理学特論IV
教官名
中田 好一
授業の内容は下のHPに掲載される。
http://www.ioa.s.u-tokyo.ac.jp/kisohp/STAFF/nakada/intro-j.html
成績は出席とレポートの双方により決めます。
授業タイトル
A： 赤色巨星をめぐって
２００８年１０月 ６日
Ｂ： 赤色巨星構造の追究
２００８年１０月２０日
Ｃ： ハヤシライン
２００８年１０月２７日
Ｄ： スペクトル分類
２００８年１１月１０日
Ｅ： ダスト光学
２００８年１１月 １７日
Ｆ： 天体ダスト
２００８年１２月 １日
Ｇ： 赤外スペクトル
２００８年１２月１５日
Ｈ： 等級とカラー
２００８年１２月２２日
Ｉ：
２００８年 １月１９日
銀河系の赤色巨星
Ｊ： 系外銀河の赤色巨星
２００８年 １月２６日
Ｇ．２．分子層
Ｇ．２．1．準静的分子層（ＣＯ）
Ｈｉｎｋｌｅ，Ｋ．Ｈ．， Ｈａｌｌ，Ｄ．， Ｒｉｄｇｗａｙ，Ｓ．Ｔ．
１９８２、ＡｐＪ ２５２， ６９７－７１４
χＣｙｇ
１．６μ
Δｖ＝３
視線速度
（ｋｍ/ｓ）
脈動と大気ショック面の動きに伴う視線速度変化
 ＣＯ １．６ （Δｖ＝３） 、２．３ （Δｖ＝２） 、４．６μ（Δｖ＝１）ラインの
視線速度変化の観察
ＫＰＮＯ ４ｍ ＋ フーリエ分光
１．５ー５μスペクトル（分解能＝５万） １９７６－１９７９ ３周期
１０
０
－１０
－２０
＋５
Ｖ等級
＋１０
＋１５
λ＝２．３μ
Δｖ＝２ (１st overtone)
下の順位の高さで、
高励起線 Ｊ“＝７９－８７
中励起線 Ｊ“＝３０－４０
低励起線 Ｊ“＝ ０－２４
と分けると、
励起温度 視線速度
高励起線 4000-2200 30km/s変動
低励起線 800
星の速度
λ＝４．６μ
Δｖ＝１ (Ｆｕｎｄａｍｅｎｔａｌ)
励起温度 視線速度
300
７．８ｋｍ/ｓ
＝シェルの膨張速度
χＣｙｇ ＣＯライン
10
5
Ｖｒ
0
Δｖ＝３
Δｖ＝３
-5
Δｖ＝３
Δｖ＝３
Δｖ＝2 HIGH
-10
Δｖ＝2 HIGH
Δｖ=２ ＨＩＧH
Δｖ=２ ＨＩＧH
Δｖ＝２ ＬＯＷ
-15
星
-20
-25
2500
3000
3500
ＪＤ（２４４００００＋）
4000
ＣＯΔｖ＝３ ラインの視線速度（左）
点は前原（１９７０）によるλ＝８０００Ａ
ＣＮライン
速度積分による半径（右）
周期運動になっていない。
結論として、
（Ａ）前回の脈動が終わり落ちてくるガスと現在の脈動で広がるガス
の衝突でショックが生まれる。ショック面背後（４０００－２０００Ｋ）
から ＣＯ Δｖ＝３ （２ｎｄ ｏｖｅｒｔｏｎｅ λ＝１．６μｍ）、
Δｖ＝２ （１ｓｔ ｏｖｅｒｔｏｎｅ λ＝２．３μｍ Ｈｉｇｈ）
が生ずる。
（Ｂ）星半径の１０倍くらいの高さに、定常的な層が存在する。
温度はＴ＝８００Ｋで
ＣＯΔｖ＝２ （１ｓｔ ｏｖｅｒｔｏｎｅ λ＝２．３μｍ Ｌｏｗ）が存在する。
ライン幅はかなりの強さの乱流を予想させる。
（Ｃ）星の静的な大気モデルでは（Ｂ）のようなガスの存在はあり得な
い。 非常にダイナミカルな現象が原因となっているのではな
いか。その寿命は数周期と思われる。
（Ｄ） この層はマスロスの基盤となり、同時にＳｉＯメーザーの舞台でも
あるだろう。
Ｇ．２．２．準静的分子層（ＩＳＯ）
辻、大仲、青木、山村.
1997 AA 320, L1-L4
ＩＳＯ ＳＷＳスペクトルのモデルフィット
β Ｐｅｇ Ｍ２ＩＩＩ
辻らはＩＳＯ ＳＷＳスペクトルをモデルでフィットした。１－３０μｍで５％以内に収
まったが、２．４－３．５μｍが前ページの図で見るようによく合わない。
彼らは、(a)-(b)がＨ２Ｏの放射で良く説明できることに注目した。
Ｈ２Ｏ層のパラメターを単純な１層モデルで決めた結果、
Ｈ ２Ｏ
βＰｅｇ
ｇ Ｈｅｒ
ＳＷ Ｖｉｒ
Ｔｅｘｃ（Ｋ）
１２５０
１２５０
１２５０
Ｎ（Ｈ２Ｏ）（ｃｍ－２）
７・１０１８
２・１０１９
３・１０１９
Ｒ/Ｒｓ
２
２
３
４－4．５μｍ波長帯にも同様の考察を行い、さらに以下の結果を得た。
ＣＯ２
ＳＷ Ｖｉｒ
ＲＴ Ｖｉｒ
Ｔｅｘｃ（Ｋ）
７５０
１０００
Ｎ（ＣＯ２）（ｃｍ－２）
１．２・１０１７
１．５・１０１8
Ｒ/Ｒｓ
３
２
辻は１９８８年にＳＷ Ｖｉｒに対して、Ｔ＝２０００Ｋ、Ｎ（ＣＯ）＝１０２０/ｃｍ２のＣＯ層を
示唆している。以上の分子が同じ領域に異なる励起温度で共存しているのか、星
からの距離で住み分けているのかは今後の課題である。
青木、辻、大仲.
1998 AA 340, ２２２－２３１
ＳＷＳ炭素星スペクトル
モデルとの比較で注意す
べきは、
ＣＳ １ｓ ｏｖｅｒｔｏｎｅ４μｍ
fundamental 7.3μｍ
ＣＯ ｆｕｎｄａｍｅｎｔａｌ
ｂａｎｄｈｅａｄ ４．６μｍ
が異常に浅い点である。
これは、Ｍ型星と同じく
星から離れた分子層の放
射が吸収線を埋めたと考
えると自然に説明される。
この様に分子層の存在は最近強く示唆されているがその成因、構造など多くが
今後の課題として残されている。
Ｈ：等級とカラー
Ｈ．１．等級とカラー
ｍ＝ー２．５ ｌｏｇ１０（ Ｆ / Ｆｏ ）
Ｆ＝対象天体のフラックス
Ｆｏ＝基準天体のフラックス
ｍ(λ)
Ｆ（λ）
log Fo(λ)
＝見かけ等級 ０ のフラックス
＝ αＬｙｒａｅ（ベガ）のフラックス（に近い）
０等フラックス（１） ベガ等級
logF(λ)
λ
Ｆ(mag=０,ν)
バ ンド
U
B
V
Rc
Ic
J
H
K
L
M
N Q
λ(μ) 0.366 0.438 0.545 0.641 0.798 1.22 1.63 2.19 3.45 4.8 10.6 21
Fo(Jy) 1790 4063 3636 3064 2416 1590 1020 640 285 170 36 9.4
Bessell, Castelli,Plez 1998
Rieke,Lebofski,Low 1985
上の表は、波長λに対してＦｏ（ν）が示されているので注意。１Jy=１０－２６W/ｍ２/Hz
4
log F(ν)
B V
αＬｙｒ(Vega)と黒体輻射と比べる
J と、
Fo(Vega
U
H
)F(IRAS
K
)
L
青い波長帯で
(Jy)
3
R I
黒体輻射から
ずれ
2
遠赤外超
過
1
0
-0.5
0
0.5
1
1.5
log λ(μ)
０等フラックス（２）
ＩＲＡＳ等級
αＬｙｒ（Ｖｅｇａ） のスペクトルは１００００Ｋの黒体輻射に近い。
ＩＲＡＳ(InfraRed Astronomical Satellite 1983)では、
温度T=10,000K, 立体角Ω＝１．５７・１０－１６の黒体円盤からの
フラックスを０等として採用する。
Fo( )  1.57 10
λ(μ)
Ｆ（ＩＲＡＳ ）
Vega
16
x3
B (T  10,000K )  2.09 10 
(Jy)
exp x  1
1.4388
1.4388
x

T (10 4 K ) m   m 
3
12
25
60
28.3
41.5
6.73
11.0
1.19
9.5
100
0.43
7.7
Ｈ．２．ＨＲダイアグラム
-2
-1
最初に提案されたＨＲ図。
0
Nature 93, 252 (1914)
Russell, H.
1
縦軸＝絶対等級
2
（１０ｐｃに置いた星の等級）
横軸＝スペクトル型。
3
左から、Ｂ，Ａ，Ｆ，Ｇ，Ｋ，Ｍ，Ｎ．
4
当初は進化図と考えられていた。
5
6
Ｂ
Ａ
Ｆ
Ｇ
Ｋ
Ｍ
Ｎ
年周視差測定衛星
Hipparcos(1993年)に
よる太陽近傍星。
縦軸は、絶対等級に
直されている。
横軸はカラー。（Ｉバン
ドの波長は０.８μ）。
（Ａ） ＬＭＣ可視色等級図
LMPC
15,0
ＭＳ
ＡＧＢ
０．１ＧｙｒＭＳ
16,0
V
17,0
ＳＧ
１ＧｙｒマスロスＡＧＢ先端
18,0
１０ＧｙｒＲＧＢ先端
ＲＧＢ
19,0
１ＧｙｒＲＧＢ先端
20,0
ＲＣ
21,0
22,0
-0,5
0
0,5
1
V-I
1,5
2
2,5
3
（Ｃ） Z=0.004 ( [Fe/H]=-0.7 )
0.1Gyr(5.3Mo)
1Gyr (2.1Mo)
10Gyr (0.96Mo)
-6
-5
-4
-3
-2
-1
V
0
ＡＧＢ先端
1
赤色巨星枝先端
2
3
4
レッドクランプ
5
6
7
8
-0,5
0
0,5
1
1,5
V-I
2
2,5
3
3,5
（Ｂ） LMC赤外色等級図
10,0
１ＧｙｒＡＧＢ先端
ＡＧＢ
11,0
Ｋ
12,0
JK
Ｏ．１ＧｙｒＭＳ
13,0
１ＧｙｒマスロスＡＧＢ先端
14,0
１ＧｙｒＲＧＢ先端
15,0
１０ＧｙｒＲＧＢ先端
ＲＧＢ
16,0
ＳＧ
17,0
ＲＣ
Ｍ
Ｓ
18,0
19,0
-0,5
0
0,5
1
Ｊ－Ｋ
1,5
2
（Ｄ） Z=0.004 ( [Fe/H]=-0.7 )
0.1Gyr(5.3Mo)
1Gyr (2.1Mo)
10Gyr (0.96Mo)
-10
-9
-8
-7
-6
ＡＧＢ先端
-5
K
-4
-3
赤色巨星枝先端
-2
-1
0
1
レッドクランプ
2
3
4
5
6
-0,5
0
0,5
J-K
1
1,5
2
（E） 銀極（左）と銀河中心（右）の２方向での赤外色等級図
銀極J-K＝０．４で垂直に立ち上がるのはTHICK DISKに属する
色々な距離のレッドクランプ星。
銀河中心方向の色等級図は解釈が難しい。
(0, 0) 10' 16965
4
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
5
6
7
8
9
K
K
b=90 60' 3664 stars
10
11
12
13
14
15
16
-1
-0.5
0
0.5 J-K
1
1.5
2
2.5
3
-2
-1
0
1
2
3 J-K 4
5
6
7
8
9
Ｈ．３． ２色図
二つのカラーを縦軸、横軸にしたグラフを二色図と呼ぶ。その大きな特徴は、減
光が無いとき、２色図は距離に依らないことである。
左図ではU-Bの上がマ
イナスになっている。
B-Vは黒体輻射と似
て、温度が下がると大
きくなる。
U-Bは１０００Kから７０
００Kの間は温度が下
がるとマイナス方向に
小さくなる。
モデル t=107 yr Z=0.02 （Bertelli 1994）
AQ 2002 主系列星
K-M型主系列
星
K-M型赤色
巨星
巨星と矮星
Ｂｅｓｓｅｌｌ、Ｂｒｅｔｔ １９８８ ＰＡＳＰ １００， １１３４
左：巨星（Ｐ＝１０５dyn/cm2）、右：矮星（Ｐ＝１０ dyn/cm2)での水蒸気量の比較
解離平衡 Po(H)=10、Po(O)=0.01, Po(C)=0.005
（dyn/cm2)
2
解離平衡 Po(H)=105、Po(O)=１, Po(C)=0.5
（dyn/cm2)
5
1
4
0
H2
O2
2
C2
OH
1
CH
0
CO
H2O
-1
CH4
H
-2
O
C
-3
3
log P(dyn/cm2)
log P(dyn/cm2)
-1
-2
-3
-4
-5
-6
H2O
-7
-4
-8
1000
-5
1000
2000
3000
温度（K)
4000
H2
O2
C2
OH
CH
CO
H2O
CH4
H
O
C
H2O
2000
3000
温度（K)
4000
赤色矮星と赤色巨星のスペクトルの違い：主に水蒸気吸収が矮星で強いため
M型星 (Te=3500K C/O=0.5)
1
ＣＯ吸収
0,5
log λFλ
0
水蒸気
ＣＯ
-0,5
log g =0.0:赤色巨星
-1
log g =3.5：赤色矮星
-1,5
-0,4
-0,2
0
0,2
0,4
logλ（μ）
0,6
0,8
1
Ｍ５ＩＩＩ
赤色矮星
Ｍ０
Ｍ５Ｖ
Ｇ０
Ａ０
赤色巨星
ＢＢ
Ｈ．４．ＩＲＡＳ
ＩＲＡＳは米・英・蘭３国により１９８３年に打ち上げられ
た赤外天文衛星である。口径０．６ｍで１２，２６，６０，
１００μｍの４バンドで全天サーベイ観測を行い、約２４
万天体の赤外測光カタログ（ＰＳＣ）を公表した。その
他に８－２２μｍにかけての低分散分光（ＬＲＳ）を約５
千天体に対して行った。
ＬＲＳ分類
LRS 1n
ｌｏｇ Ｆ Ｗ／ｍ＾２/μ
-9,5
19
-10
１ｎ： 輝線、吸収線なし。連続光のみ。
13269-2301
ｆλ∝λ－βの時、ｎ＝２β。
17123+1426
レーリージーンズでは
17123+1426
13269-2301
ｆλ∝λ－４であるから
ＬＲＳクラス＝１８である。
15
-10,5
-11
-11,5
0,9
1
1,1
1,2
ｌｏｇ（λ）
1,3
1,4
ＬＲＳ＝２ｎ：光学的にはあまり厚くない酸素リッチなダストシェル
9.7μｍ放射バンド
LRS ２ｎ
Ｆ（Ｗ／ｍ２／μm)
-9,5
-10
07209-2540
18050-2213
19126-0708
-10,5
21419+5832
28
7209
18050
26
19126
21419
-11
24
22
-11,5
0,9
1
1,1
1,2
log λ（μm）
1,3
1,4
ＬＲＳ＝３ｎ：光学的に厚い酸素リッチなダストシェル
9.7μｍ吸収帯
LRS 3n
-10,5
log F(W/m2/μm)
-11
38
18136-1859
13581-5930
-11,5
18136-1859
13581-5930
20275+4001
18136-1859
34
-12
32
-12,5
0,9
1
1,1
1,2
logλ（μm)
1,3
1,4
ＬＲＳ＝４ｎ：炭素リッチなダストシェル
LRS 4n
-10,5
log F(W/m2/μm)
44
-11
42
03229+4721
19594+4047
03229+4721
19594+4047
-11,5
-12
0,9
1
1,1
1,2
logλ（μm)
1,3
1,4
ＬＲＳ＝５ｎ：
LRS 5n
-10,5
53
log F(W/m2/μm)
-11
-11,5
23185+6055
50
20255+3712
23185+6055
20255+3712
-12
-12,5
0,9
1
1,1
1,2
logλ（μm)
1,3
1,4
ＬＲＳ＝６ｎ：非常に厚い酸素リッチなダストシェル
LRS 6n
-10,5
log F(W/m2/μm)
-11
62
04395+3601
-11,5
10028-5825
04395+3601
10028-5825
18359-0551
64
18359-0551
-12
67
-12,5
0,9
1
1,1
1,2
logλ（μm)
1,3
1,4
ＬＲＳ＝７ｎ：極端に厚い酸素リッチなダストシェル
LRS 7n
-10,5
71
log F(W/m2/μm)
-11
76
22176+6303
10197-5750
-11,5
22176+6303
79
10197-5750
17317-3331
17317-3331
-12
-12,5
0,9
1
1,1
1,2
logλ（μm)
1,3
1,4
ＬＲＳ＝８ｎ：コンパクトＨＩＩ領域と惑星状星雲
高電離輝線
LRS 8n
-10,5
81
log F(W/m2/μm)
-11
09002-4732
80
12063-6259
-11,5
09002-4732
85
12063-6259
06176-1036
06176-1036
-12
-12,5
0,9
1
1,1
1,2
logλ（μm)
1,3
1,4
LRS TCD 1n-4n;F25>100Jy, 5n-7n:F25>20Jy
1
0,8
log F60/F25
0,6
0,4
0,2
1n
2n
0
3n
4n
5n
-0,2
6n
7n
-0,4
-0,6
-0,8
-1
-1
-0,8
-0,6
-0,4
-0,2
0
log F25/F12
0,2
0,4
0,6
0,8
1
ＩＲＡＳ２色図の方向による違い
-20<l<20 F25>5Jy
0,4
log(F60/F25)
0,2
0
-0,2
-0,4
-0,6
120<l<240 F25>5Jy
-0,8
0,4
-1
-0,8
0,2
-0,6
-0,4
-0,2
log(F25/F12)
log(F60/F25)
0
-0,2
-0,4
-0,6
-0,8
-1
-0,8
-0,6
-0,4
-0,2
log(F25/F12)
0
0,2
0,4
0
0,2
0,4