| 銀河系内恒星分布 | 銀河系内恒星運動 | メタル量 | 星間減光 | |
| LMC/SMC 構造 | LMC/SMC 星形成史 | LMC/SMC 星団 | ||
| 恒星晩期進化 | マスロス | 脈動 | ||
| 恒星分類 | 大気モデル | |||
| メーザー | ||||
| 著者 | 内容 |
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Reid et al.93 Star Counts Redivivus I |
Star Counts Revisited |
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IAU Coll.88 1985 |
A New Halo Survey (B.Carney, D.Latham) Largescale Problems of Galactic Structure and Dynamics (K.Freeman) Current Programs of Local Galactic Structure and Evolution (Anderson,Nordstrom) |
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Ratnatunga, Freeman 1985 Kinematics of K-Giants in the Outer Galactic Halo |
４つの高銀緯20平方度領域で対物プリズム探査を行い、遠方ハロー巨星を１５０個
発見した。これらの星の分光観測から、次のことが分かった。 外部ハローは回転していないかしていても遅い。視線速度分散は太陽からの距離に 寄らない。SGP 方向の速度分散は小さい。この結果はは速度楕円体の筒型モデルと よく合う。 |
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Bahcall, Soneira (1984) Comparison of a Standard Model with Stellar Observations in Five Fields |
標準銀河モデル＝指数関数型円盤＋ドヴォークルー楕円体という簡単なモデル で、銀河系５方向のスターカウントとカラー分布を十分に説明できる。モデル では両成分にWielen 1974 の光度関数を採用し、楕円体の軸比を0.8と求めた。 Gilmore, Reid の「厚い円盤」は彼らが全ての星に主系列星のカラー光度関係を 適用したために生じたまやかしである。 |
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Ratnatunga 1982 Investigation of the Outer Regions of the Galactic Halo |
13 < V < 18 でハロー巨星を探そうとしても手前の矮星が被る。そこで、 SGP 方向 2.8 平方度の 128 星の分光観測を行い、 Clark, McClire 1979 に習い、MgH+Mgb 帯強度から低メタルハロー巨星を選んだ。 ハロー巨星として 23 星が見つかり、等級分布から距離分布が得られた。 しかし、より効率的な選択法が必要である。 |
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Bahcall, Soneira (1980b) Star Counts as an Indicator of Galactic Styructure |
標準銀河モデルとスターカウントを比較して、銀河系パラメターをどう決めるかを
論じる。結論はBahcall 1980b と同じだが、こちらはずっと詳しく長い。 楕円体の形状を決めるため観測すべき領域を示し、また mV = 20 - 22 の地上観測の重要性を強調した。 |
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Bahcall, Soneira (1980a) Star Counts as an Indicator of Galactic Styructure |
標準銀河モデル＝指数関数型円盤＋ドヴォークルー楕円体という簡単なモデル でスターカウント、カラー分布がどうなるかを簡単に図示する。銀極では、m = 17 より明るいと円盤、暗いと楕円体星と交代する。カラー分布は楕円体の青い ピークと円盤星の赤いピークの双耳峰型分布を示す。２成分モデルでは回転曲線 が 200 km/s に達しない。遠方で平坦な回転曲線には重いハローが必要である。 |
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Cahn, Hyatt (1976) The Birth-Rate of PN |
新しい減光分布に基づき、１９７１年のＰＮ距離を改訂(未公開) して、ＰＮ空間密度は 80 kpc-3, 誕生率は 4-6 × 10-3 kpc-3 yr-1、 銀河系内総数は、 3.8 × 104 を得た。星形成史モデルから、1 - 5 M๏ 星は太陽近傍で 2 - 3 × 10-3 kpc-3 yr-1 で、 白色矮星の形成率は 2 - 5 × 10-3 kpc-3 yr-1 であった。値の類似は進化上の関連を示唆する。ハローＰＮは太陽近傍で 0.003 kpc-3 （サンプル数＝１．５！）で、それから推定される ハロー質量は2 - 5 × 109 M๏である。 |
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Cahn, Kaler (1971) The Distances and Distribution of PNs |
惑星状星雲半径 R と表面輝度 S を結ぶSeaton の式、R = K S-1/5 、を使い、約６００のＰＮまでの距離 と減光を決めた。約１００の星雲に関しては、減光を Hβ, Hα, 10 cm フリー フリー強度比から定めた。全ての星雲の減光は減光分布モデルを使い、Seaton 式と並列 させて距離と減光を決めた。ＰＮ空間密度は 50 kpc-3, 銀河系内総数は、 3 × 105 である。 |
| 著者 | 内容 |
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ed. Humphreys 1998 Proper Motions and Galactic Astronomy ASP Conf. 127 |
Proper Motion Surveys (W.F. Van Altena et al.) The Lick Northern Proper Motion (NPM) Catalogs (R.B.Hanson) The Proper Method of Measuring Luminosity Functions (I.N.Reid) Pursuing Luyten's Discoveries: The Quest for Cooler and Nearer Dwarfs (J.D.Kirkpatrick) |
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ed. D.Philip, D.Latham 1985 Stellar Radial Velocities |
A New Halo Survey (B.Carney) Large Scale Problems of Galactic Structure and Dynamics (K.Freeman) Internal Dynamics of Globular Clusters (K.Freeman) |
| 著者 | 内容 |
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Hasegawa et al. 2004 New Photometric Data of Open Clusters |
反中心方向１４個の古い銀河星団を測光し、等時線フィットから
年齢、メタル量、距離、赤化を求めた。 ４星団のメタル量はメタル量-銀河中心距離関係の上にあるがギリギリ関係を 満たす。しかし、Twarog 1997 のメタル量ステップ説とは合わない。。 |
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メタルについて 1999 |
星のメタル量決定法の比較、銀河系ハロー、円盤でのメタル分布の研究の 簡単なまとめ。 |
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Hipparcos97 1997 |
Hipparcos97 収録。 |
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Andersen, Nordstrom 1995 Non-Standard Abundance Patterns in Disk Stars |
太陽近傍の数千の G-, F- 型星の年齢、組成、運動を定める。未完了。 |
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Janes 1995 Metallicity Distributions in the Galactic Disk |
ELS 以来の年齢、メタル量、運動の相関に最近疑問符が付いている。 最近の成果のレビューに基づき、銀河系のメタル量ヒストリーを提案。 |
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Cioni,Habing,Israel 2000 Morphology of the Magellanic Clouds Revealed by Stars of Different Age |
DENIS の I,J で受かった星を、（Ａ）赤色巨星枝より左の若い種族、（Ｂ）TRGB より上のAGB 種族, （Ｃ）TRGB より下の RGB 種族に分け、その分布を LMC, SMC で調べた。（Ａ）は乱れた構造、潮汐効果、渦状腕が特徴で、(B),(C) は スムーズで規則的な構造になる。 |
| 著者 | 内容 | ||||
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Olszewski,Schommer,Suntzeff,Harris 1991 |
Spectroscopy of Giants I. Velocities, Abundances, and Age-Metallicity Relation
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| 著者 | 内容 |
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Girardi,Chiosi,Bertelli,Bressan 1995 Age Distribution of LMC Clusters from Integrated UBV Colors |
Bica et al 1994 の LMC 星団 UBV カタログ(BCDSP)からの星団カラー分布を
Bertelli et al 1994 の SSP モデル等時線を用いて説明した。 その結果、２色図上分布のギャップはカラー分散ベクトルの方向が変わる ことで説明された。ＣＭＤから年齢が決まった星団で較正した S - 年齢 関係から BCDSP 星団の年齢を決めた。3 - (12 - 15 ) Gyr で星団形成は 低下している。一方 100 Myr, 1 - 2 Gyr に星団形成の増加期がある。 |
| 著者 | 内容 |
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Jones et al (1983) OH/IR Masers III. Data Base |
OH/IR星データ収集。ΔV-L相関はAGBとSG２グループの並び。
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Boothroyd,Sackman (1988a) Low-Mass Stars I. Flash Driven Luminosity and Radius Variations |
Z=0.02,0.001, M=1-3Mo ５セットを主系列から熱パルスまでレイマース星風
(η=0.4)を入れて計算(α=1.0)。1 M๏ では
パルス間隔の20-30 % はMc - L 関係の半分光度程度に落ちる。半径は
α と反比例関係にあり、モデルのTeは低すぎたのでα=1.5-2が適当
であった。 |
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Boothroyd,Sackman (1988b) Low-Mass Stars II. The Core-Mass Luminosity Relations |
0.8 M๏ ≤ M ≤ 3 M๏ での Mc - L 関係。
高質量側で決めた Mc - L 関係より勾配が緩い。Minit, &alph; 依存性は小さい。
Z と μ 依存性も求めた。間パルス期の光度変化を光度の累積確率分布の形で表現。 |
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Boothroyd,Sackman (1988d) Low-Mass Stars IV.Carbon Stars |
炭素星形成条件を探った。Z=0.001, α≡(l/H)=1.5, 3 にしてできた。α≥1.5必要？ |
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Jones et al. (1990) Photometry of Variable AFGL Sources |
赤外変光観測からAFGL天体が可視ミラとOH/IR天体のギャップを埋めることを示す。 |
| 著者 | 内容 |
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Wood,Cahn (1977) Mira Variables, Mass Loss, and the Fate of Red Giant Stars |
Mc-L関係とレイマース星風でLの時間変化、HR図上のAGB位置で R変化、Q を加えて、周期変化を出す。基本振動で大放出、星風でM=Mc になったら上がり、 Mc=1.4で超新星というスキームを提案。主系列星終了率から、ミラ誕生率を求めると、 小周期ミラが観測を１桁上回る。低質量星はミラを経ずPN化なので観測小周期 ミラは少ないことが原因である。星風PNと大放出PNの２種類ある。 |
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Tuchman et al (1979) Miras and PN Formation |
脈動計算から、基本振動になると発散して大放出、PN形成。 低質量星では熱パルスで大放出し、ミラの前にPN化。小周期ミラが少ない原因。 |
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Weidemann, Koester (1983) The Initial-Final Relation for the Low and Intermediate Mass Stars |
散開星団中の白色矮星から、新しい Mi - Mf 関係を提唱する。関係は平坦で WD 母星の上限は
約 8 M๏ である。この Mi - Mf 関係は WD の質量分布が 0.58 M๏
± 0.3 M๏ に全体の 2/3 が入るという事実をうまく説明する。
Shonberner による NPN 質量分布が M > 0.55
M๏ であることから、M < 0.55 M๏ の白色矮星
(全体の約半数)は PN を経てない可能性が高い。フィールドWD, NPN の観測データは
直接扱っていない点に注意。 |
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Weidemann (1984) The Shape of the Initial-Final Relation for Low and Intermediate Mass Stars |
LMC 内の散開星団, 特に NGC 1866 中に明るい巨星が存在しないことから、 平坦な Mi - Mf 関係を再確認する。ただし、この Mi - Mf 関係だと、 5 M๏ の星は TP-AGB に到達できない。質量放出率には Mi 以外の要因もあり、Mi - Mf 関係は一意ではないらしいが、多くの星で TP-AGB に到達しない可能性がある。 |
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Boothroyd,Sackman (1988c) Low-Mass Stars III.Low-Mass Stars with Steady Mass Loss |
レイマース星風マスロスの低質量星進化への影響。特に低質量星ではマスロスにより
熱パルスの回数が制限される。Minit ≤ 1.5 M๏ ではレイマース
星風のみでWeidemann の Mi - Mf 関係を再現できる。 |
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Wood et al (1983) Long-Period Variables in the Magellanic Clouds |
LMC/SMCのLPVの
P-Mbol図でAGBミラ分布の右縁線で1stOTからFund変換が起きる |
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Jones et al (1983) OH/IR Masers IV. Evolution, Pulsation and Nature of the Sources |
1-9Mo星は1stOTからFundamentalに変わり、タイプII OH/IR星になる。 |
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Feast (1996) The Pulsation, Temperature and Metallicities of Mira and Semiregular Variables in Different Systems |
角直径観測と赤外測光から Te - (J-K)関係を決定。実半径はＳＲ，ミラが第１倍音
振動を支持する。カラー周期関係はメタル量依存がある。球状星団を較正源として、
P = 200 - 300 d のミラでは LMC が log z = -0.6, Sgr I は -0.2 を得た。
PL 関係のメタル依存の証拠はない。理論的導出は困難である。 |
| 著者 | 内容 |
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McClure, van den Bergh 1968 Five Color Intermediate-Band Photometry of Stars |
中帯域フィルターで２１０星、５０星団、５６銀河を測り、C(35-38)=バルマー不連続、
C(38-41)=4000A付近のラインブランケッティング不連続、C(41-41)=紫CN吸収、
C(42-45)=Ｇバンドブレークを調べた。 このバンドシステムはＵＢＶシステムを補完して、赤化を受けた星のスペクトル型 と光度を決めることを目的とする。さらに、個々の赤化を受けた星の紫外超過を 決めることも可能である。やり方の例も載せる。 |
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McClure,R.D., Racine,R. 1969 Photometry of M3, M13, M31 and M33 from Photometry of Field Stars |
晩期型星の星間赤化を決める新しい方法を開発した。
カラー指数 C(42-45), C(45-48), B-V に基づいてG-K型巨星の
赤化と光度クラスを決める方法を
定式化した。この方法はメタル量の影響が弱い。 しかし、ごちゃごちゃして途中で分からなくなった。Janes 1977 がやり直している（多分） のでほっておく。 |
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Janes 1977 The Reddening of K-Giant Stars from DDO Photometry |
近傍星のDDO カラー指数 C(42-45)o, C(45-48)o と (B-V)o の間の関係 （膜になる）を表にした。観測値とこの膜の間に赤化ベクトルを引いて交わらせると、 赤化とスペクトル型、光度クラスが決まる。 この方法で、種族I の K 型巨星の赤化を 0.03 等精度で決められ、δCN 指数 と組み合わせてメタル量も決定できる。しかし、球状星団で試したが種族IIの星には 上手く働かない。 |
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Clark, McClure 1979 A Photometric Measurement of Mg for Late-Type Stars |
DDO システムに新しく MgH+Mgb 吸収を測るバンド 51 を加えた。C(48-51) は
晩期Ｇから晩期Ｋ型にかけて表面重力とメタル量に敏感である。表面重力効果が
CN バンドと逆向きなので相補的に使える。M 型は TiO のため使えない。 超低メタル星の探索の際にはこの指数で前景星を容易に除去できる。また、年齢の 古い巨星は表面重力が小さいことを利用すると、星団による較正の後、個々の 巨星の年齢を決める可能性がある。 |
| 著者 | 内容 |
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Bessell 1998 Model Atmospheres for O - M Stars |
ohnson-Cousins-Glassシステムでの広帯域カラーと輻射補正を合成のスペクトルを 使って計算した。理論上のカラー-温度関係を赤外フラックス法、月掩蔽、 巨星半径、食連星と比較した。カラー・カラー関係とカラー輻射関係に理論と 観測の一致を確認した。理論的な輻射補正と温度-カラー関係は観測カラー等級図 から HR 図への変換を可能にする。 |
| 著者 | 内容 |
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Frail et al. 1994 Stellar OH Masers towards Globular Clusters |
δ ≥ -42° の球状星団すべてで OH メーザー探査を行った。視線速度 の一致から NGC 6171 中心から 9'離れた V720 Oph が唯一の候補として残った。 このように検出数が少ない理由は、AGB寿命、星の総数、低メタルなどいくつか 考えられる。低フラックスのメーザーが残っている可能性もあり、低メタル星進化 を考える上で高感度観測が望まれる。 |
| 著者 | 内容 |