Ｇ：赤外スペクトル　 Ｇ：赤外スペクトル

Ｇ．1．赤色巨星の赤外スペクトル Ｇ．１．1．Ｍ型巨星の近赤外スペクトル Ｇ：赤外スペクトル

フーリエ分光によるλ＝１．２－３．３μスペクトル Ｊｏｈｎｓｏｎ，Ｍｅｎｄｅｚ　１９７０　ＡＪ　７５、７８５ フーリエ分光によるλ＝１．２－３．３μスペクトル ＲＧＢ，　ＡＧＢ星 μＧｅｍ　Ｍ３ＩＩＩ Ｋ Ｈ Ｊ Ｌ ＣＯ　１ｓｔ　Overtone 波数 ２５００ ４０００ ６０００ ８０００ ρＰｅｒ　Ｍ３ＩＩＩ Ｒ　Ｌｙｒ　Ｍ５ＩＩＩ Ｇ：赤外スペクトル

水蒸気吸収 ミラ型変光星 οＣｅｔ Ｍ６ＩＩＩｅ 水蒸気吸収端 波数 οＣｅｔ Ｍ６ＩＩＩｅ 水蒸気吸収 Ｒ Ｈｙａ Ｍ７ＩＩＩｅ ４０００ οＣｅｔ　Ｍ６ＩＩＩｅ 水蒸気吸収端 波数 ４０００ ６０００ ８０００ οＣｅｔ　Ｍ６ＩＩＩｅ 水蒸気吸収 ４０００ ６０００ ８０００ Ｒ　Ｈｙａ　Ｍ７ＩＩＩｅ Ｇ：赤外スペクトル

ミラ型変光星 Ｒ Ｃａｓ Ｍ７ｅ 水蒸気吸収 水蒸気吸収 波数 χＣｙｇ Ｍｐｅ Ｓ ＣＯ １ｓｔ Overtone Ｒ　Ｃａｓ　Ｍ７ｅ 水蒸気吸収 水蒸気吸収 波数 ４０００ ４００ ６０００ ８０００ χＣｙｇ　Ｍｐｅ　Ｓ ＣＯ　１ｓｔ　Overtone ＣＯ　２nd　Overtone ４０００ ６０００ ８０００ Ｇ：赤外スペクトル

Ｍ型超巨星 水蒸気吸収なし αＳｃｏ Ｍ１－２Ｉａ 波数 μＣｅｐ Ｍ２Ｉａ μＣｅｐ Ｍ２Ｉａ ＣＯ ２nd Overtone ４０００ αＳｃｏ　Ｍ１－２Ｉａ ＣＯ　２nd　Overtone ４０００ 波数 ６０００ ８０００ μＣｅｐ　Ｍ２Ｉａ μＣｅｐ　Ｍ２Ｉａ Ｇ：赤外スペクトル

赤色矮星と赤色巨星のスペクトルの違い：水蒸気 Ｇ：赤外スペクトル

Ｇ．１．２．Ｃ型星の近赤外スペクトル Ｗ Ｏｒｉ Ｃ５，３ ＣN Red System Δｖ＝１ ＣN Red System Δｖ＝０ Ｗ　Ｏｒｉ　Ｃ５，３ ＣN　Red System Δｖ＝１ ＣN　Red System Δｖ＝０ Ｃ２Ballik-Ramsey ＣＯ　１ｓｔ　ＯＴ ＣＯ　２nd　ＯＴ ６０００ 7０００ Ｇ：赤外スペクトル

分子吸収と炭素星　Ｙ　Ｈｙａ　との比較 Ｊ Ｈ Ｋ Ｇ：赤外スペクトル

ＵＵ Ａｕｒ Ｃ５，３ Ｗ Ｏｒｉ Ｃ５，３ Ｙ ＣＶｎ Ｃ５，４ Ballik-Ramsey ＨＣＮ、C２Ｈ２ ＵＵ Ａｕｒ　Ｃ５，３ Ballik-Ramsey ４０００ ４００ ６０００ ８０００ ＨＣＮ、C２Ｈ２ Ｗ　Ｏｒｉ　Ｃ５，３ ＣＯ　１ｓｔ　Overtone ４０００ ６０００ ８０００ Ｙ　ＣＶｎ　Ｃ５，４ Ballik-Ramsey Ｇ：赤外スペクトル

Ｘ Ｃｎｃ Ｃ５，４ L K H Ｊ １９ Ｐｓｃ Ｃ６，２ Ｔ Ｌｙｒ Ｃ６，５ ＨＣＮ、C２Ｈ２ Ballik-Ramsey ４０００ Ｘ　Ｃｎｃ　Ｃ５，４ L K H Ｊ ４０００ ６０００ ８０００ ＨＣＮ、C２Ｈ２ １９　Ｐｓｃ　Ｃ６，２ Ballik-Ramsey Ｔ　Ｌｙｒ　Ｃ６，５ Ｇ：赤外スペクトル

１９６０年台に星間吸収にアイス吸収を探して、３μの観測が盛んに行われた。 ――＞Ｊｏｈｎｓｏｎ， Ｍｅｎｄｅｚ １９７０、 炭素星３μｍ吸収帯 １９６０年台に星間吸収にアイス吸収を探して、３μの観測が盛んに行われた。 ――＞Ｊｏｈｎｓｏｎ，　Ｍｅｎｄｅｚ　１９７０、　 　　　　　炭素星(W Ori, C Cnc, TX Psc, T Lyr)に3μ吸収を発見した。　　　　　　　 Ｎｏｇｕｃｈｉ，Ｍａｉｈａｒａ，　Ｏｋｕｄａ，Ｓａｔｏ，Ｍｕｋａｉ　１９７７　ＰＡＳＪ　２９，　５１１ 　上松１ｍＰｂＳ単素子＋ＣＶＦ（Ｃｉｒｃｕｌａｒ　Ｖａｒｉａｂｌｅ　Ｆｉｌｔｅｒ）　　　　　 上松天体赤外線観測室 　　　　　　１９７２－２０００ 長野県木曽郡上松町にあった。 京都大学宇宙線研究室を中心に日本の赤外線研究者が育っていった。 Ｇ：赤外スペクトル

Ｍ型星 Ｃ型星 Ｇ：赤外スペクトル

野口らは3.1μｍバンドがＭ型星には存在せず、炭素星のみに現れることを確認した。 しかし、左の図に示すように氷の粒による吸収と炭素星との比較を行っている。 全Ｃ型星 しかし、炭素星大気に氷はあり得ないので氷説は棄却され、 ＳｉＣ粒子、グラファイト粒子も３μｍに吸収を持たない。 Ｃ３は弱そうである。 Ｃ２Ｈはよさそうだが詳細不明。 浅い吸収 結局、比較的多くありそうな、 ＮＨ３，　ＨＣＮ，Ｃ２Ｈ２ のどれか、またはそれらの組み合わせ が原因かも知れない。 高分解能観測が必要。 深い吸収 Ｇ：赤外スペクトル

Ridgway, Carbon, Hall １９７8 ApＪ ２２５， １３８－１４７ キットピーク４ｍ＋フーリエ分光器 　キットピーク４ｍ＋フーリエ分光器　　　　　 ＴＸ　Ｐｓｃ　　　　　 Noguchi et al 1977　　　　　 ＴＸ　Ｐｓｃ　　　　　 ４.０μｍ　　　　　 ３.０μｍ　　　　　 Ｇ：赤外スペクトル

炭素星の３μｍバンドはＣ２Ｈ2とＨＣＮであることが確定した。 T Lyr　　　　　 IRC+10216　　　　　 炭素星の３μｍバンドはＣ２Ｈ2とＨＣＮであることが確定した。　　　　　 Ｇ：赤外スペクトル

Ｇ．１．３．Ｍ型星の中間赤外スペクトル ＩＲＡＳ（１９８３）は１２，２５，６０，１００μｍでの測光データとともに数千の赤外天体の低分散赤外スペクトルＬＲＳ（Ｌｏｗ　Ｒｅｓｏｌｕｔｉｏｎ　Ｓｐｅｃｔｒａ）を与えた。 その約１０年後、ＩＳＯ（１９９５－１９９８）はより高精度のＳＷＳ中間赤外スペクトル観測を事前に選ばれた星に対して行った。　　　　 それらの多くは、後に述べるように質量放出星で厚いダストシェルに覆われている。しかし、ここではダストシェルがついていない、裸の星の赤外スペクトルを示す。それらは、 １．Ｎ　　熱い、温かい星 １．ＮＯ　Ｍ型星 １．ＮＣ　Ｃ型星 １．ＮＥ　輝線星 の４種に分けられる。 Ｇ：赤外スペクトル

ＩＳＯ　Ｓｕｐｅｃｔｒａ βＡｎｄ　Ｍ０ＩＩＩ 　　ＣＯ　fundamental , SiO Ｇ：赤外スペクトル

R Lyr　Ｍ5 ＩＩＩ 　　ＣＯ　fundamental , SiO ＩＳＯ　Ｓｕｐｅｃｔｒａ Ｇ：赤外スペクトル

Ｇ．１．３．C型星の中間赤外スペクトル TX Psc C6,4 ＩＳＯ Ｓｕｐｅｃｔｒａ 3μｍ帯、ＣＯ fundamental , SiO ＩＳＯ　Ｓｕｐｅｃｔｒａ ＣＯ　fundamental Ｃ２Ｈ２，　ＨＣＮ　　3μｍ帯 Ｇ：赤外スペクトル

ＩＳＯ　Ｓｕｐｅｃｔｒａ ＴＴ　Ｃｙｇ　 ＣＯ　fundamental Ｃ３ Ｃ２Ｈ２，　ＨＣＮ　　3μｍ帯 Ｇ：赤外スペクトル

Ｇ．２．分子層 Ｇ．２．1．準静的分子層（ＣＯ） Ｈｉｎｋｌｅ，Ｋ．Ｈ．， Ｈａｌｌ，Ｄ．， Ｒｉｄｇｗａｙ，Ｓ．Ｔ． 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　　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 １．６μ Δｖ＝３ １０　 ０　 視線速度 （ｋｍ/ｓ） －１０　 －２０　 ＋５　 Ｖ等級 ＋１０ ＋１５ Ｇ：赤外スペクトル

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 　　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 Ｇ：赤外スペクトル

Ｇ：赤外スペクトル

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） 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。 Ｇ：赤外スペクトル

（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） 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：赤外スペクトル

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 ＩＳＯ　ＳＷＳスペクトルのモデルフィット β Ｐｅｇ　Ｍ２ＩＩＩ Ｇ：赤外スペクトル

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。 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、 Ｈ２Ｏ　　　　　　　　　Ｔｅｘｃ（Ｋ）　　　　　Ｎ（Ｈ２Ｏ）（ｃｍ－２）　　　　　Ｒ/Ｒｓ 　　　　βＰｅｇ　　　　１２５０　　　　　　　７・１０１８　　　　　　　　　　　　２ 　　　　ｇ　Ｈｅｒ　　　　１２５０　　　　　　　２・１０１９　　　　　　　　　　　　２ 　　　　ＳＷ　Ｖｉｒ　　　１２５０　　　　　　　３・１０１９　　　　　　　　　　　　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　　　　　　　　　Ｔｅｘｃ（Ｋ）　　　　　Ｎ（ＣＯ２）（ｃｍ－２）　　　　　Ｒ/Ｒｓ 　　　　ＳＷ　Ｖｉｒ　　　　７５０　　　　　　　１．２・１０１７　　　　　　　　　 ３ 　　　　ＲＴ　Ｖｉｒ　　　　１０００　　　　　　 １．５・１０１8 　　　　　　　　　 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。 Ｇ：赤外スペクトル

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。 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。 Ｇ：赤外スペクトル