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Ｉ：銀河系 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。
２００９年１月１９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。 Ｉ： 銀河系
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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
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Ｉ．1．太陽近傍の赤色巨星 Ｉ．１．1．Ｍ型赤色巨星の分類 Keenan,P.C. 1966 ApJS 13, 333-378
ミラ型星分類のため、様々な観測を集めて分類基準を定めた。 Ｉ： 銀河系
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Keenan,P.C. ,Cameron,R.F.,Deutsch,J.A. 1974ApJS262, 271-302
70-85Å/mmの観測をＭｔ．Ｗｉｌｓｏｎ，Ｐａｌｏｍａｒ、Ｌｏｗｅｌｌで行い、新しい 基準を作る。ＭＫ分類。
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Cameron,D.M., Nassau,J.J. 1955 ApJ 122, 177-181
Nassau,J.J., Blanco,V.M. 1958, ApJ 128, 46- 晩期Ｍ型になると、短波長可視スペクトルが極端に弱くなる。 ーー＞ 長波長スペクトルでの分類が欲しい。 M6 AバンドのTiOが極大。TiOλ8432はまあまあ強い。 M6.5 TiOλ8432は極大。λ8300の「ピンチング」がはっきり見える。 VOλ7400,7900がかすかに見える。 M7 VOλ7900がまあまあ強くなる。VOλ7400は。見えない場合あり M8 VOλ7400,7900, TiO8300 がさらに強い。 M9 VOλ7400,7900がTiO7600と同じくらい強い。 M10 VOλ7900が非常に強い。7900で断ち切られたようになる。 しかし、λ＞８３００Ａでのスペクトルによる分類は未開拓である。 赤外線星では近赤外Ｊ，Ｈ, Ｋバンドでのスペクトルしか得られない。 その領域のスペクトル分類は質量放出の中心星のスペクトル型を研究する上で重要である。しかし、スペクトル型の指標となる強い吸収線、バンドが存在しないので 現在、近赤外スペクトルによるスペクトル型の分類は行われていない。 Ｉ： 銀河系
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青 Keenan 赤 Nassau Ｉ： 銀河系
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Ｉ．１．２．太陽近傍ミラ型星の等級とカラー Ｋｅｅｎａｎ，Ｇａｒｒｉｓｏｎ，Ｄｅｕｔｓｃｈ １９７４ ＡｐＪ ２６２， ２７１－３０７
Ｋｅｅｎａｎ，Ｇａｒｒｉｓｏｎ，Ｄｅｕｔｓｃｈ １９７４ ＡｐＪ ２６２， ２７１－３０７ ミラ型星の周期と極大時スペクトル型との関係 周期が長くなるとスペクトル型は晩期型になっていく。 Ｐ＞４００ｄのスペクトル型が得られていない。 さらに晩期へと延びるのか？ それとも、Ｍ８で止まるのか？ V Del,R Cenは逆に早期型への復帰を示唆している。 Ｉ： 銀河系
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太陽近傍ミラ型星の赤外２色図： Ｍ型とＣ型が分離する。特に右図。ただ、Ｍ型の赤外ミラになったときＣ型にかぶらないかの検証が必要である。
太陽近傍ミラ型星の赤外２色図： Ｍ型とＣ型が分離する。特に右図。ただ、Ｍ型の赤外ミラになったときＣ型にかぶらないかの検証が必要である。 Ｉ： 銀河系
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Whitelock,P.A., Feast,M.W. 2000 MN 319, 728-758
Ｈｉｐｐａｒｃｏｓが観測した太陽近傍ミラ型星のＪ，Ｈ，Ｋ測光観測 Ｋバンド測光の例 ○＝M-ミラ ●＝C-ミラ ×＝Sミラ △＝M-SR ▲＝C-SR Ｈｐ＝Ｈｉｐｐａｒｃｏｓ等級 長周期になると（Ｈｐ－Ｋ）が大きくなる、つまり赤くなる。 M型星とＣ型星は分離。 同じ周期ならＣ型星が青い。 Ｐ＜２２５ｄで２系列に注意 Ｉ： 銀河系
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質量放出中の星では２μｍ付近（Ｋバンド）では星の大気からの光が強く、 ＩＲＡＳ１２μｍ付近ではダストシェルからの熱輻射が強いと考えられる。
従って、カラー[K－１２] は星からの質量放出率の良い指標となる。 下は太陽近傍ミラ型星の周期Ｐとカラー[K－１２] との関係である。 青点線の下は星本体のカラーとみなせる。 Ｐ＞３００ｄから赤くなる 短周期（１３０ｄ＜Ｐ＜１９０ｄ）で赤い星がある。 ○＝M-ミラ ●＝C-ミラ ×＝Sミラ △＝M-SR ▲＝C-SR ＢＢ（２０００Ｋ） Ｉ： 銀河系
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同じ図を、長期変光モニター観測のある星について、大振幅か小振幅かで分けたものが下である。
大振幅のミラが質量放出を起こしているらしい。以下のシナリオが想定される。 （１）大振幅は広がった大気を生み出す。 （２）その低温、高密度環境でダストが作られる。 （３）マスロスはそのダストに働く輻射圧で発生する。 ○＝小振幅 （ΔＫ＜０．５） △＝大振幅 （ΔＫ＞０．７） Ｉ： 銀河系
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Ｉ．１．３．太陽近傍ミラ型星の運動 Feast,M., Whitelock,P.A. 2000, MN 317, 460-487
Ｈｉｐｐａｒｃｏｓによる固有運動の観測 ーー＞ μ 速度の視線に垂直成分 赤外変光観測 Ｐ Ｍｋ Ｒ（距離） ＜Ｋ＞ 視線速度 Ｖｒ 速度の空間成分が全て求まる。 w v 太陽近傍のミラを周期Ｐで７グループに分けて、 空間速度の平均値を出した。 太陽 u u GC Ｉ： 銀河系
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銀河回転より大幅に小さい 大きな外向き速度 Ｉ： 銀河系
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太陽近傍ミラ型星の中でもグループ２の周期＝１７０ｄ付近の星は 銀河系バルジの延長なのではないだろうか？（Ｆｅａｓｔ）
その他の、例えば矮星でそのような運動学特性を持ったグループが あるだろうか？ バルジ ＧＣ グループ２の軌道 銀河回転速度 太陽 他グループ グループ２の速度 Ｉ： 銀河系
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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
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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
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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
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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
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（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
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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
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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, L Ｉ： 銀河系
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