A Scarcity of C Stars in the Inner M31 Disk

　アブストラクト

　１．イントロダクション　

これまでの観測　 Stephens et al 2003 　NICMOS　で(J - K) が非常に赤い星を発見。LPV であろう。 　それらが、M-型か C-型かには触れず。 Davidge et al 2005 　地上望遠鏡 + AO。赤い星を C-型星候補。 　多数の C-型星が存在するのではないか？それはバルジに C-星が発見 　されていないことに反する。 　WFC3/HST　 　波長 1.6 μm まで感じる。5 Mpc までの銀河内の AGB 星を観測可能。 広帯域フィルターでは C/M 分離は無理だが、中間帯域フィルターなら分離 可能である。 　Davidge et al 2005 のフィールドを観測した。彼の予想では 700 C-星が あるはずだが一つもなかった。

図１．Groenewegen 2006, Battinelli, Demers 2005 による C/M 対メタル量関係。 Brewer et al 1995 の M 31 円盤 5 領域の観測はアステリスクで示した。可視測光 に基づくので C-星の数は 20 - 60 % 過小に見積もられている。灰色四角＝ Davidge et al 2005. 星＝本研究。

　２．データ　

２．１．炭素星候補の同定　 　TP-AGB 星　 　光度関数の勾配の変化から決めた 赤色巨星枝先端 TRGB　等級は mTRGBF153M = 18.45 あるいは DM = 24.45 として、 MF153M = -6.0 mag である。TP-AGB 星の大部分はそれより上に ある。3032 星が TP-RGB より明るかった。 　C-星の同定　 　(F127M-F139M) - (F139M-F153M) ２色図は赤化の影響を受けにくく、分子 吸収帯の効果を示す。例えば、 F154M バンドは C2+CN 吸収帯 の内側に含まれる。この吸収帯はバンドヘッド = 1.4 μm で C-星で普通 である。早期 M-型星は 1 - 1.6 μm に著しい吸収帯を持たない。 図４．灰色線＝ Rayner.Cushing, Vacca 2009 から採ったスペクトル例。青、緑、赤、橙線＝太陽組成モデルスペクトル。 上： M-型星。下：C-型星。灰帯＝大気吸収の強い波長帯。 黒線＝ LMC の M-星、C-星の例。

晩期 M-星 は 1.3 - 1.55 μm に H2O 吸収帯があり、 F139M で検出される。 図５（下）には Aringer et al 2009 より M-型、C-型星のモデル大気から採った 二色図を示す。 　一個しかない！　 　驚くべきことに図５（下）の炭素星領域には僅かに一個の星しかなかった。 その他に境界線付近に　6 星が存在した。 図５．（上）：観測２色図。緑丸＝(H-K)>0.4 で Davidge wt al 2005 が 炭素星候補とした星。赤アステリスク＝今回の炭素星候補。TRGB より上の 星のみをプロットした。青矢印＝M-型星の星周減光ベクトル。赤矢印＝C-型 星の星周減光ベクトル。星周減光は Groenewegen 2006 の星周シェルモデル による。 （下）-0.5 ≥ log g ≤ 2 の AGB 星モデル二色図。青四角＝M-型星。 濃い青は低表面重力。赤四角＝1.05 ≥ C/O ≥ 2 の C-星。 炭素星は 2400 ≥ Te ≥ 4000 K, -1 ≥ log g ≥ 0. 濃い赤は C/O 大。下方が低温。C 以外は太陽組成。影部＝ C 星が期待される箇所。

　３．解釈／議論　

３．１．M 31 では炭素星が検出限界以下に暗いのか？　 　３．２．炭素星モデルは信用できるか？　 　３．３．赤い星：炭素星か晩期 M-型星か？　 　Davidge et al 2005 の赤い星　 　我々の観測からは Davidge et al 2005 の赤い星は低温度の M-型巨星に見える。 図５の位置からはそれらは深い水吸収を持つように見える。そのため、F139M フラックスが押し下げられ、その結果 (F139M-F153M) を赤く、(F127-F139M) を 青くするのである。Aringer et al のモデルはこの傾向を上手く表現する。 　赤いと炭素星？　 　Davidge et al 2005 はこれらの星を J - K > 1.3 と赤いことから炭素星 とした。これはマゼラン雲では通常炭素星のカラーであるからである。しかし、 我々の観測は M 31 ではこれが当てはまらないことを示す。低メタルの LMC では O-リッチ AGB 星は比較的高温で、M3 より晩期になる例は少ない。一方、高メタル の M 31 では、O-リッチ AGB 星低温度のHAYASHI LINE に沿って進化するので晩期 M-型に進化しやすい。図６を見ると [M/H] = -0.3 (LMC) の炭素星 (C/O=4) の 有効温度が [M/H] = 0.3 (M31) のM-型星と同じくらいであることが分かる。

赤い M-型星　 　既知の M-型星の中には非常に赤い J-K を示すものがある。例えば、 Marshall, van Loon, Matsuura 2004 は LMC の非常に赤い 5/8 星で OH メーザーを検出した。Javadi, van loon, Khosroshahi, Mohammad 2013 は M 33 で赤い星のモニターを行った。しかし、LMC, M 33 のような銀河では O-リッチ AGB 星は K-型から早期 M-型であり、赤い星は殆ど C-型星により 占められている。Olsen et al 2011 による マゼラン雲 AGB 星の可視 スペクトルを眼視すると、H-K > 0.4 になるのは M-型星の 3 % しか ないことがわかる。一方、 HST データによると、今回領域ではその割合が 30 % に上がる。 図６．M = 1.4 Mo ハヤシライン。[M/H] と C/O の組み合わせは図の通り。

　３．４．M 31 のこの領域では C-星はどこに？　

図７．本観測領域の可視色等級図。PHAT プログラムより。パドヴァ等時線 を Av = .3, log(t) = 8, 8.5, 9 を示す。MSTO が t = 0.3 Gyr に認められる。

年齢効果　 　M31 バルジでは年齢が古いので炭素星は存在しない。観測した領域はもっと 若い種族が存在する。図７の色等級図を見ると、 1 Gyr より若い MSTO が 認められる。これは M = 3 - 5 Mo の AGB 星が存在することを示す。この ような種族にはもっと多数の炭素星が期待される。 　メタル量　 　Brewer et al 1996 は M 31 内側に向かうに連れ、 C/M 比が急速に低下する ことに注意した。彼らはそれをメタル量勾配のためと考えた。 M 31 の 内側 2 kpc で Saglia et al 2010 は 0 ≤ [M/H] ≤ 0.5 で、我々の 観測領域付近では、[M/H] ∼ 0.1±0.1 とした。 図８．t - [M/H] 面上の C/M 比。モデルは Marigo et al 2013. C/M = 0 は最も黒い部分。メタル量が上がると C-星欠落領域が若い 方に伸びて行く。Saglia et al 2010 によると [M/H] = 0.1±0.1 以上では全年齢で C/M = 0 となる。

　４．まとめ