Ｈ：等級とカラー 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。 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。 Ｈ：等級とカラー

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 　　　　　　　　　　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：　　銀河系の赤色巨星　　　　 　　　　　　　 ２００８年　１月１９日 Ｊ：　 系外銀河の赤色巨星　　　 　　　　　　２００８年　１月２６日 Ｈ：等級とカラー

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

Ｈ：等級とカラー Ｈ．１．等級とカラー ０等フラックス（１） ベガ等級 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） logF(λ) ０等フラックス（１） ベガ等級 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　 Ｈ：等級とカラー

αＬｙｒ(Vega)と黒体輻射と比べると、 R I J Fo(Vega) U H F(IRAS) K 4 log F(ν) (Jy) 3 2　 B B V αＬｙｒ(Vega)と黒体輻射と比べると、 R I J Fo(Vega) U H F(IRAS) K L 青い波長帯で 黒体輻射からずれ 遠赤外超過 1 -0.5 0 0.5 1 　　　 1.5 　　　　log λ(μ) Ｈ：　等級

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。 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。 　λ(μ) 　　 　12 　 25　 60 　100 Ｆ（ＩＲＡＳ ） 28.3 6.73 1.19 0.43 Vega 41.5 11.0 9.5 7.7 Ｈ：等級とカラー

Ｈ．２．ＨＲダイアグラム 最初に提案されたＨＲ図。 Nature 93, 252 (1914) Russell, H. 縦軸＝絶対等級 -2 -1 最初に提案されたＨＲ図。 Nature 93,　252　(1914) Russell, H. 縦軸＝絶対等級 　　　（１０ｐｃに置いた星の等級） 横軸＝スペクトル型。 左から、Ｂ，Ａ，Ｆ，Ｇ，Ｋ，Ｍ，Ｎ． 1 2 3 4 当初は進化図と考えられていた。 5 6 Ｂ Ａ Ｆ Ｇ Ｋ Ｍ Ｎ Ｈ：等級とカラー

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）。

０．１ＧｙｒＭＳ １ＧｙｒマスロスＡＧＢ先端 １０ＧｙｒＲＧＢ先端 １ＧｙｒＲＧＢ先端 Ｈ：等級とカラー

ＡＧＢ先端 赤色巨星枝先端 レッドクランプ Ｈ：等級とカラー

ＭＳ １ＧｙｒＡＧＢ先端 ＡＧＢ Ｏ．１ＧｙｒＭＳ １ＧｙｒマスロスＡＧＢ先端 １ＧｙｒＲＧＢ先端 １０ＧｙｒＲＧＢ先端 ＲＧＢ ＳＧ ＲＣ Ｈ：等級とカラー

Ｈ：等級とカラー

（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。 Ｈ：等級とカラー

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。 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７０００Kの間は温度が下がるとマイナス方向に小さくなる。 Ｈ：等級とカラー

K-M型主系列星 K-M型赤色巨星 モデル t=107 yr Z=0.02 （Bertelli 1994） AQ 2002 主系列星 Ｈ：等級とカラー

巨星と矮星 Ｂｅｓｓｅｌｌ、Ｂｒｅｔｔ　１９８８　ＰＡＳＰ　１００，　１１３４ Ｈ：等級とカラー

左：巨星（Ｐ＝１０５dyn/cm2）、右：矮星（Ｐ＝１０ dyn/cm2)での水蒸気量の比較 Ｈ：等級とカラー

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 Ｇ：赤外スペクトル

赤色巨星 Ｍ５ＩＩＩ 赤色矮星 Ｍ０ Ｍ５Ｖ Ｇ０ ＢＢ Ａ０ Ｈ：等級とカラー

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 １ｎ：　輝線、吸収線なし。連続光のみ。 　　ｆλ∝λ－βの時、ｎ＝２β。 　　　　　　　レーリージーンズでは 　　　　　ｆλ∝λ－４であるから 　　　　　　　ＬＲＳクラス＝１８である。 Ｈ：等級とカラー

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 　　　　　　　　9.7μｍ放射バンド Ｈ：等級とカラー

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 　　　　　　　　9.7μｍ吸収帯 Ｈ：等級とカラー

ＬＲＳ＝４ｎ：炭素リッチなダストシェル Ｈ：等級とカラー

ＬＲＳ＝５ｎ： Ｈ：等級とカラー

ＬＲＳ＝６ｎ：非常に厚い酸素リッチなダストシェル Ｈ：等級とカラー

ＬＲＳ＝７ｎ：極端に厚い酸素リッチなダストシェル Ｈ：等級とカラー

ＬＲＳ＝８ｎ：コンパクトＨＩＩ領域と惑星状星雲 高電離輝線 　　　　　　　　高電離輝線 Ｈ：等級とカラー

Ｈ：等級とカラー

ＩＲＡＳ２色図の方向による違い Ｈ：等級とカラー