学部3年実習

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。
3
x
Fo( )  1.57 1016 B (T  10,000K)  2.09 103 
(Jy)
exp x  1
1.4388
1.4388
x

T (104 K ) m  m
λ(μ)
F(IRAS )
Vega
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