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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。

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1 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。 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

2 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

3 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

4 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 km/s変動 低励起線      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

5 G:赤外スペクトル

6 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

7 (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

8 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

9 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

10 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

11 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) Fo(Jy) 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

12 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     1.5     log λ(μ) H: 等級

13 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      100 F(IRAS ) Vega H:等級とカラー

14 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 H:等級とカラー

15 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)。

16 0.1GyrMS 1GyrマスロスAGB先端 10GyrRGB先端 1GyrRGB先端 H:等級とカラー

17 AGB先端 赤色巨星枝先端 レッドクランプ H:等級とカラー

18 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

19 H:等級とカラー

20 (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

21 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

22 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

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

24 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

25 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

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

27 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

28 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

29 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

30 LRS=4n:炭素リッチなダストシェル H:等級とカラー

31 LRS=5n: H:等級とカラー

32 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

33 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

34 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

35 H:等級とカラー

36 IRAS2色図の方向による違い H:等級とカラー


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