J: 系外銀河 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。

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口径合成によるメーザー源の 時間変動の観測 SKA に向けて 岐阜大学 高羽 浩. 東アジア VLBI 網の 22GHz 日本 野辺山 45m 、鹿島 34m 、 高萩、日立、つくば、山口 32m 、 VERA20m× 4 北大、岐阜大 11m 、水沢 10m 韓国 KVN20m× 3+測地 20m.
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スケジュール 水曜3限( 13:00-14:30 ),A棟1333号室 10月 11月 12月 1月 2月 10/08 11/5 や②
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COSMOS天域における赤方偏移0.24のHα輝線銀河の性質
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COSMOS天域における 高赤方偏移低光度クェーサー探査
星間物理学 講義7資料: 物質の輪廻と銀河の進化 銀河の化学進化についての定式化
形成期の楕円銀河 (サブミリ銀河) Arp220.
(FMOS戦略枠観測で余ったファイバーによる) M型星まわりのトランジット地球型惑星探し
~目では見ることのできない紫外線・赤外線をケータイカメラを使うことで体験する~
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J: 系外銀河 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。 J: 系外銀河 2009年1月26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。 J: 系外

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

I.2.銀河系バルジの赤色巨星 I.2.1.BWの赤色巨星 Baade windows 銀河中心方向はAv=20-30等の星間吸収   しかし、一部に吸収の弱いところがある。              NGC6522領域、Sgr I、Sgr II 1963 in Evolution of Stars and Galaxies  ed Gaposhkin, Harvard U. Press              Baade windowsの赤色巨星探査  Morgan 1956  Whitford 1978   吸収線強度が楕円星系のそれと似ている  Blanco,McCarthy,Blanco 1984  グリズムサーベイ                >M6をNGC6522から半径24.4‘以内に306星                 炭素星がない。                 高メタル、老齢? I: 銀河系

Frogel,J. Whitford,A. 1987 ApJ 320, 199-237 CTIO4mによる測光観測 。   CTIO4mによる測光観測 。 JHK2色図で、球状星団、太陽近傍、バルジと順に並ぶ。 変光星の位置が 通常M型星からずれることに注意 I: 銀河系

バルジ、太陽近傍、球状星団で2色図上の位置がずれることがわかったが、スペクトル型とカラーの関係もすこしずれる。  ●=バルジ ○=近傍  同じスペクトル型に対してはバルジ星は近傍星より青い。 同じカラーに対しバルジ星は近傍星より晩期スペクトルとなる。 I: 銀河系

分子吸収が至る所で強いので、M型星の温度をスペクトルのどこで測るかは難しい問題である。 1.02μmと2.20μm 付近は比較的安定した連続スペクトルが取れることが右の図から分かる。 I: 銀河系

(102-C220)を温度指標として用い、スペクトル型との関係を下にプロットした。同じ(102-C220)に対しBWの赤色巨星は太陽近傍より晩期スペクトル型となることが分かる。 この結果は前に示した スペクトル型と(V-K) (J-K)との関係と一致している。 I: 銀河系

バルジの星が高メタルで老齢という期待からは、右図でバルジの赤色巨星枝がもっと右によるべきである。 K-(J-K)の色等級図 バルジの星が高メタルで老齢という期待からは、右図でバルジの赤色巨星枝がもっと右によるべきである。 しかもこれはRo=7kpc を仮定しての図である。 もし、Roが上がると、バルジの赤色巨星枝はM3と47Tucの間に入ってしまう。 これが、バルジには2Gyr程度の中間年齢種族が存在するという説の一因である。 I: 銀河系

バーデの窓(Baade’s Window)と太陽近傍星のレッドクランプ星 バーデの窓 太陽近傍 縦軸は絶対等級 MI 縦軸は見かけ等級 I バーデの窓のレッドクランプは太陽近傍よりも赤い。これは平均メタル量が高いためと考えられる。両者の等級差が距離指標である。 Paczynski/Stanek 1998 ApJ 494, L219-222 I: 銀河系

J.1.1.マゼラン雲(MCs)のスペクトルサーベイ J.1. マゼラン雲 J.1.1.マゼラン雲(MCs)のスペクトルサーベイ Blanco,McCarthy,Blanco    1980, ApJ 242, 938-964 CTIO 4m + grism 2350Å/mm 23′ 径の円 LMC Bar West Radio Center Optical Center SMC  Bar  Wing Radio Center Bar West Optical Center J: 系外

LMC BarWest SMC Bar M型星 C型星 J: 系外

J.1.2.2MASSサーベイ M,C型星の検出数 SMCとLMCとでM型星とC型星の比が大きく異なる。 2MASS: J,H,K 全天サーベイ DENIS:  I,J,K  南天サーベイ J: 系外

B=銀河系のF-K主系列星 H=K-M超巨星 C=銀河系のK巨星 、 銀河系K-M主系列星 D=銀河系G-M主系列星 I=中間質量超巨星 A=青色超巨星とO型星     G=AGB星     B=銀河系のF-K主系列星  H=K-M超巨星 C=銀河系のK巨星        、 銀河系K-M主系列星 D=銀河系G-M主系列星   I=中間質量超巨星    LMCの早期AGB星    J=炭素星 E=上部RGB星,RGB先端  K=ダストシェルAGB星  F=M型AGB星          L=銀河、銀河系M主系列星 J: 系外

J.1.3.IRSFサーベイ Kato,D. et al. 2007 PASJ 59, 615-641 南ァ InfraRed Survey Fascility 1.4m + SIRIUS J,H,Kカメラ LMC Magellanic Bridge(MB)とSMC J: 系外

J,H,Kの光度関数 J: 系外

CC5 Herbig Ae/Be星、古典的Be星 CC6 Herbig Ae/Be星、z>0.1銀河 CM1 主系列星 CM2 赤色巨星とAGB星 CM3 銀河系前景星 CM4 垂直レッドクランプ星 CM5  AGB星 CM6 Ae/Be星、銀河 CC1 OB星、超巨星 CC2 巨星 CC3 赤色巨星 CC4 AGB変光星 CC5 Herbig Ae/Be星、古典的Be星 CC6 Herbig Ae/Be星、z>0.1銀河 J: 系外

J: 系外

J: 系外

J.2.炭素星サーベイ J.2.1.中間帯域フィルター法の提案 Wing, Stock 1973 ApJ 186, 1979-988 “Carbon Stars in Omega Centauri”   球状星団ωCen のK型星、C型星   Wing 8-band system 幅=55A  <K4 C star フィルター  波長(μm)   1     0.7117 CN 3-0 red TiO 0-0 γ   2     0.7544   3     0.7809  CN 2-0   4     0.8122 CN 3-1 red   5     1.0395   6     1.0544   7     1.0804 CN 0-0   8     1.0975 CN 0-0 red C star C star K III J: 系外

J: 系外

“A New Search Teqnique for M and C Atrs” Wing 8-バンドシステム を 3-バンドシステム Palmer,Wing 1982 AJ 87, 1739-1750 “A New Search Teqnique for M and C Atrs”   Wing 8-バンドシステム を 3-バンドシステム にして炭素星探査 フィルター 波長(Å) 幅(Å)  M   C    A     7780   100  TiO Cont.   B     8120   100 Cont. CN   C    10400   230 Cont. Cont J: 系外

球状星団 47Tucae ○ K-早期M型星 上● 炭素星? 下● 中期ー晩期M型星 CN>+0.2まで行かないと 炭素星の確認は難しい。 ○   K-早期M型星 上● 炭素星? 下●  中期ー晩期M型星 CN>+0.2まで行かないと 炭素星の確認は難しい。 J: 系外

“Luminous Late-Type Stars on NGC 205” Richer,Crabtree 1984 ApJ 287, 138-147 “Luminous Late-Type Stars on NGC 205”      Wing 8-バンドシステム の7100、7800,8100Å狭帯フィルター 図右側には、(81-78)>1 にNGC205の星が7星ある。 これらが炭素星   候補である。 J: 系外

“Luminous Late-Type Stars on NGC 205” Richer,Crabtree 1984 ApJ 287, 138-147 “Luminous Late-Type Stars on NGC 205”      Wing 8-バンドシステム の7100、7800,8100Å狭帯フィルター      右下は、M31 1′×1.5′領域。赤線は炭素星。○がセファイド NGC300での炭素星とM型星分離。茶=炭素星、青=M型星 J: 系外

LMCの炭素星とM型星 炭素星 M5+ 炭素星 M5+ M31の炭素星とM型星 J: 系外

授業に出席していない学生のレポートは採点されません。 レポート課題   提出期限 今年度卒業予定者  2月8日(日)          その他          3月1日(日)    提出場所 天文学教室事務室 授業に出席していない学生のレポートは採点されません。 レポート課題 スバル望遠鏡のSuprime-Cam装置を使って近傍銀河内の炭素星を探査したい。探査方法は (V-Ic)および(78-81)カラーによる2色図法である。使用フィルターは、V,Ic,NB816、それにこの目的のために作るNB780である。NB780の仕様は中心波長=780nm、FWHM=10nmとする。 以下のテーマのどちらかについて、関連する論文を参照し、SupCamによる観測可能性を 論ぜよ。 (1) M31全面の炭素星およびM5+星探査 (2) 局所群より遠い銀河での炭素星検出 J: 系外