AGB Stars in the Magellanic Clouds I. The C/M Ratio


Cioni, Habing
2003 AA 402, 133 - 140



　アブストラクト

　Ｃ／Ｍ比を使って、マゼラン雲の領域によりメタル量に差がある事を 見出した。ＬＭＣではこの比が中心から端にかけて同心状に低下して行くが、 ＣＭＣには明瞭な傾向が見えない。 　これはＳＭＣが視線方向に深く伸びているためか、星形成史が複雑なため であろう。Ｃ／Ｍ分布はデコボコしていて、どちらの銀河でも [Fe/H] の 広がり 0.75 dex に対応している。両者を結ぶプリッジではＣ／Ｍ　比が 高い、つまり [Fe/H] が低いようである。

　1.イントロ　

　C/M 比がメタル量に関連する　

　C/M 比がメタル量に関連する事は知られていたが、 Cook et al. 1986 は７つの銀河で C/M 比が　log[O/H] に逆相関することを示した。 Iben,Renzini 1983 はその説明として、
（１）　低メタルだとＭ――＞Ｃになりやすい。
（２）　低メタルだとＡＧＢ星が高温でＭ５＋の数が減る。
（３）　非常に低メタルだとpost-horizontal-branch にＡＧＢ
　　　　を経ず直接ＷＤになる ("AGB-manque stars")

　この論文の特徴　

　ここではＤＣＭＣ(Cioni et al 2000)を用いて
（１）　前景星除去、ＴＲＧＢの上(intrinsic carbon star)を選び、
（２）　カラーからＣとＭ０＋を分離
（３）　Ｃ／Ｍ０＋の場所変化を探る。 		以前の研究より優れた点は、
（１）広さ、
（２）M-型星を全て入れた、
ことである。

　extrinsic 炭素星の除去　

　TRGB より上の星のみを扱う事で、連星中の質量輸送で炭素リッチになった ような星を除ける。Jorisen 2003 によると R-型炭素星、 CH-星、Ba-星は皆 そのような "extrinsic star" である。TRGB の上の星は intrinsic 炭素星と 考えてよい。


　２．Ｍ―，Ｃ−星の分布　

　２．１．ＡＧＢ星の選択　

　ＡＧＢ星の選択基準　
（１）ＤＥＮＩＳ　Ｉ，Ｊ，Ｋｓの全てで検出
（２）ＩでＴＲＧＢより明るい　Ｉ＜１4.54(LMC)，Ｉ＜１４．９５（ＳＭＣ）
（３）（Ｉ−Ｊ）＞（１９．７８−Ｉ）／４．６４　　

(3) はＭＣ星を前景星から分離する。　（Ｃｉｏni et al 2000）
（Ｊ−Ｋｓ）＞２．４の厚いシェル星はサンプルから落ちるが数は少ない（Ｌｏｕｐ　１９９９）ので結論に影響しない。
ーー＞ ３２,８０１星（ＬＭＣ）、　７６５２星（ＳＭC）

　２．２．前景星　

　我々の選択基準は前景星の大部分を除いている (Cioni et al. 2000B)。 除ききれなかった前景星が結論に影響するだろうか？図１では (J-Ks)=0.9 で (I-J) 上側に伸びている様子が見える。マゼラン雲の外側での二色図 を参考にすると、それらも前景星と判断できる。それにも拘らず、この煙 部分の星にはスペクトル型 K, M の弱い超巨星 (Nikolaev, Weinberg 2000) が含まれている。
　Blanco, McCarthy 1983 は LMC 6 deg2, SMC 7 deg2 に渡る範囲で数領域の探査を行い、同じ銀緯での前景星の数を調べた。 それによると、LMC では 10 個の M2 星/ 0.12 deg2 が期待される。 もし、前景星の分布が (Cioni et al. 2000B)。 の図２グレイスケールで示されるのと同じだったら、東側への増加は前景 早期 M-型星にもあるはずである。そうならば、この方向では比(C/M ?) が 少し小さくなるだろう。しかし、図３を見る限りそのような徴候は無い。 これは前景星による C/M 比への影響は殆どない事を意味する。ただし、 前景 M 矮星による混入 (Cook et al. 1986) があるのでこの比は下限と看做すべきだろう。
（初めに出る「M-型前景星」も 矮星かと思っていたが巨星を考えていたのか）

図１．LMC AGB 星の DENIS 二色図。破線＝ Loup et al. 2002 による炭素星 と M-型星の境界。


　２．３．Ｍ−，Ｃ−分離　　

　二色図上の区分　
分光スペクトル分類のある星（Loup et al in preparation）で確認した 結果、図１二色図の
　(a)＝すべてＭ７＋巨星　　（ｂ）＝すべてＣ星　(J-Ks > 1.6)
――＞　図１の左下は何か？

図２を見て、
（１）　ＬＭＣでは、（Ｊ−Ｋｓ）＝１．４、　
　　　　ＳＭＣ 　　　　　　　　　＝１．３　で　Ｍ星とＣ星が分離。
（２）Ｍ星カラーのスペクトル型依存性は、（Ｊ−Ｋｓ）＝一定、
　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　（Ｉ−J）は強く依存。
と仮定する。
（マスロス M型星は何処にいるのか？ 仮定の許容は研究目的に依存する。）

　区分をもう少し詳しく見ると　
Fluks et al 1994　によると太陽近傍星では、
(I-J) (J-Ks)
M0 巨星 1.14 1.03
M9 巨星 4.06 1.25
この結果は太陽近傍星なので、LMC に変換する必要がある。
Blanco, McCarthy 1980, 1983 から、 LMC では M0 巨星で (I-J)o = 1.02, M7 巨星で (I-J)o = 1.99 であった。 これを参考に、 M0 (I-J) = 1.2 M9+ (I-J) = 3.8

　 　(I-J, J-Ks) = (1.4, 1.3) 付近では炭素星と M-型星が混ざっている。 しかし、そこでの炭素星数は少ない。また、S-型星の NIR カラーは M-型星に近く、 分離できないが、それらの総数は小さい。

　――＞　LMC では、25,229 M-型星　＋　7572 炭素星
　　　　　　SMC では、　6009 M-型星　＋　1634 炭素星
赤化補正 E(B-V) = 0.15 に対応して AI-J = 0.16 として、 Blanco et al 1980 による M-型星の (I−J）カラーを 参考に上のＭ星を Mo+, M3+, M5+, M7+ と分類した。結果を表１に示す。 C/M0+ 比が LMC と SMC であまり変わらないのはメタル量が同じくらいである ことを意味する。

普通の理解とは違う。 どのくらいの粗さで同じと言っているのか？

図２．LMC TRGB より上の AGB 色等級図。I < 14.54, I > -4.64 (I-J) + 19.78。
縦破線の右側 7572 個は炭素星。左側 25,229 個は M-型星。



表１．マゼラン雲の C/M 比


　２．４．炭素星の総数　

　今までの推定値　

　Blanco, McCarthy 1983 は LMC に 11,000 個、SMC に 2900 個の 炭素星を予想した。Groenewegen 2002 は Kontizas et al 2001 の 探査に基づき、 7750 個と予想した。Rebeirot 1983 は SMC に 1707 炭素星を見出した。これらの数は我々の得た値、LMC で 7572, SMC で 1634 個、とそう違わない。 		　補正が必要　
　しかし、我々の手法では M0, M1 付近に 約一割の分類ミスがある。 (Cioni et al. 2000B)。 そこで、これを補正すると LMC では 7572 + 2522×0.1 = 10,094 炭素星、SMC では 1634 + 6009×0.1 = 2234 炭素星となる。こう すると C/M 比は大分大きくなる。
　他に TRGB より暗い炭素星もこれまでの手法では検出を免れてきた。（？）


　２．５．LMC, SMC 上での C/M 比の空間分布　

　 C/M 比の空間分布の特徴　

　0.04 deg2 での C/M0+ 比の 100 × 100 グリッドを 計算した。(20 度平方！）図３と図４はそれを巾２の箱型平均処理で 平滑にした分布を示す。図で最も目立つ特徴は LMC 外縁に沿った, 高 C/M0+ 値のリングである。SMC では分布は入り乱れている。どちらの 特徴も滑らかな変化を示す (M + C)全体の分布とはひどく違っている。

　特徴は本物だろうか？　

　この特徴は本物だろうか？我々は一万個のグリッドに 25,000 個の M-型星と 7000 個の炭素星をばら撒いたから、平均すると各グリッドには 2 個の M-型星と 0.7 個の炭素星が含まれる。 M- 型星がないビンでは C/M0+ の値を上限値 1.0 としている。その影響を見るため、50 × 50 ビンでの比を求め、同じパターンを得た。したがって、この特徴は本当で ある。



図３．LMC 上での C/M; 比の分布。コントア = 0.1, 0.25, 0.4, 0.55。 黒いほど比が大きい。 		　LMC: C/M0+ の低い領域とバーの関係　

　LMC では C/M0+ の低い領域が α = 5h30m, δ = -67° を 中心に広がる。この構造は大雑把にはバー中心を指し示し、東北と南西側に 伸びている。この構造はバーによる星形成史への影響かも知れないが、バーが いつ形成されたか判らないので正確な原因は不明である。メタル量から考えると バーは最近形成されたのではないか。

　SMC: 乱れた特徴は本当？　

　SMC ではしわしわが細かいがリアルである。ウィングでは比が小さいようだ。 視線方向に伸びているのが規則的パターンを 見えにくくして いるのでないか？ SMC 中心部は比が LMC リング部より高い。これは Blanco et al 1980 も注目していて、SMC AGB が LMC より低メタルである ことの根拠となった。







図４．SMC 上での C/M; 比の分布。コントア = 0.1, 0.3, 0.5, 0.6。


　２．６．過去の業績　　

　Blanco, McCarthy 1983
　図２で (J-Ks) = 1.4 の破線左側に集まっている星々の大部分は M0+ で ある。 Blanco, McCarthy 1983 は C/M2+, C/M5+, C/M6+ が LMC 全体では、 0.2, 0.8, 2.2, SMC 全体では 0.63, 4.3, 13.8 となることを見出した。 数字は早期 M-型星の数が多い事を示している。より以前の論文 Blanco et al 1980 ではサンプルがそれら 早期 M-型星で不完全であった。早期 M-巨星の TiO, VO バンドは弱く、サブタイプを決めるには質の高いスペクトルが 必要である。Blanco, McCarthy 1983 は M2-M4 の星の数はエラー 20% と 述べている。彼らはまた、炭素星１個につき、M2-M4 星が LMC では 4.6 個、 SMC では 1.58 個存在するとした。

　Westerlund 1997
　Westerlund 1997 は大質量 AGB 星は 早期型なのではないかと示唆している。それらの星はブランコフィールド ではセファイドのすぐ前の星として存在している。 		　Frogel, Blanco 1990
　Frogel, Blanco 1990 は LMC バーウェスト 0.03 deg2 領域 で M0 - M5 の星を検出した。

　Reid, Mould 1985
　Reid, Mould 1985 は LMC 北側６領域、計 0.8 deg2 で M0+ 星のスペクトルを得た。彼らは C/非C = 0.19 - 0.56 を得た。この値 の範囲が図３と一致するのは我々の測光的分類の確かさを示す。

　Loup et al 2002
　Loup et al 2002 は (J-Ks) ≈ 1.1, (I-J) < 2.0 領域では 早期 M 型星が炭素星と混在することを示した。
" もし図１の直線で与えられる選択規則を適用すると、LMC では 4456 炭素星と 765 M7+ 星を得る。"
（図１の (a) を M7+, (b) を 炭素星と考えての勘定らしい。 ）
　C/M7+ はバーで高く、外側へ漸減していく。粗い 50×50 グリッド を用いて、我々は バーの外で C/M7+ が高い事を見出した。どちらも関与する サンプル数が小さく、確実性の高いの内側円盤部分に限られる。


　３．LMC にメタル量勾配がある？　

　C/M0+ 比の変化には二つの要因　
　C/M0+ 比の変化には二つの要因、メタル量変化と星の質量に依存する 星形成率の変化、がある。この第２の要因に関しては別の論文で述べる。 ここではメタル量に関する議論をする。

　LMC 表面の区切り方　
　ここでは van der Marel, Cioni 2001 と同じ区切り方を採用した。それは
1) 中心を α=5h29m, δ=-69°.5 とする
2) リングの内半径と外半径は (i) 0 - 2°.5 (ii) 2°.5 - 3°.4
(iii) 3°.4 - 4°.4 (iV) 4°.4 - 5°.5 (v) 5°.5 - 6°.7


　リング毎の C/M 比　
　表２．には各リング内の炭素星と M0+ 星の数、より厳しい Loup et al 2002 の基準による数、C/M0+ と C/M6+ に各領域比 ARing/ATot を載せた。
面積比の重みはどういう意味か？

　早期 M-型星の数　
　仮に最外側リングが最も低メタルなら、そこでは早期 M-型星の数が中央部 より相対的に多いはずである。図５では最内側と最外側とで I-J カラーの分布 を示している。カラーピークは中心で 1.5, 最外側で 1.3 である。
赤外色等級図で赤色巨星枝がずれてる？
残念ながら図５の差が減光による可能性は否定できない。


表２．リング毎の C/M 比

図５．(I-J) カラーの分布。実線＝LMC 中央部、破線＝外側リング。 領域の定義は本文にある。大きいグラフは O-リッチ星のみ。右上は 炭素星も含む。

　比の方向変化　

　リングをさらに 45° づつに区分し、反時計回りに 1 から 8 まで 番号を付ける。方向名で E, SE, S, SW, W, NW, N, NE と名付けても良い。 図６には C/M0+ の方向変化を示す。平均すると南方向で比が大きい。


図６．LMC の C/M0+ 比。		 　この方向では HI ブリッジが LMC と SMC を結んでいる。つまり、 C/M 比 が高いのは LMC が SMC と結ばれ、低メタルである方向なのである。
　図７には認定を厳しくした C/M6+ の変化を示す。一番内側と外側のリング では SW 方向が C/M6+ 比最高となる。



図７．LMC の C/M6+ 比。


　３．１． [Fe/H] と C/M の関係 　

　Groewegen 2002 は局所群の銀河についてメタル量、炭素星、酸素リッチ な AGB 星の数をリストした。図８にそれから求めた C/M 比を メタル量に対してプロットした。もしこの図の関係をマゼラン雲 での C/M 比の最大値と最小値に対して当てはめるなら、 LMC 中心部 と最外側部の間では [Fe/H] で 0.75 の差となる。この値は LMC 星団 メタル量の最大値と最小値の間の差（Kontizas et al 1993）に等しい。 図８の関係の線形近似からのエラーは 0.1 くらいなのでこの差はエラー より大きい。ただ、比自体は M-型星選別規準に依存する。Mouhcine, Lancon 2003 は異なる星形成史から図８のようなプロットをすると 非線形のカーブになることを示した。ただし、 1 Gyr より古い系では 共通の系列に収束する。ここではメタル量の絶対値を示さないがそれは C/M 対 [Fe/H] 関係のゼロ点を決めていないからである。

　３．２． LMC メタル勾配に関する過去の研究　

　局所的な比較だと失敗する　

　C/M 比分布を決めるには、（１）サーベイが完全、（２）測光から 統計的に C-, M- の区別が付けられる。という前提がある。これまでの 仕事は局所的であった。例えば、Nikolaev,Weinberg 2000 は中心部 (α = 5h24m, -69°.5) と外側(α = 6h12m, -67°.5) 中心の 2°×1° サイズの領域で赤色巨星枝に等時線フィット を行ったがメタル勾配は検出できなかった。かれらの位置を図３で 見てみると、その２点では組成の有意な差は出なかっただろうことが 理解できる。

　 Blanco, McCarthy 1983 の研究　

　80 年代に行われた最も広範な研究は Blanco, McCarthy 1983 による 深度 I=17, 各 0.12 deg2 の SMC で 37 箇所、 LMC で 52 箇所の探査である。彼らのサーベイは炭素星と M5+ 巨星の 95 % 完全 であったが、 M2 - M4 星の数は 20 % エラーを含んでいた。彼らは LMC では C/M 比は中央での値とそう変わらず、一方 SMC では周辺部 に向かい減少するという結果を出した。彼らは C-, O-リッチ星を 中央、中間、周辺の３グループに分けて比の変化を探った。その結果も LMC では勾配が無く、 SMC では外側で低いというものであった。 これらの比は M6+ を使っており、M2 - M4 を含めると SMC での変動は 消えてしまう。彼らの研究で最も大事なことは彼らの LMC フィールド は -65° < δ < -74° に限られていることである。 我々が見出した C/M 最大値は δ = -75° であった。

　Reid, Mould 1985

　Reid, Mould 1985 は LMC 北側フィールド 6 箇所で全ての星のスペクトル を撮った。内３つは Blanco et al 1980 フィールドである。彼らはもし C/M 比の勾配が存在するとしたら、バーは外側より低メタルであると結論した。 彼らの観測領域を図３と比べると、彼らの領域が動径変化を示すには 適切でなかったことが判る。

図８．C/M0+ 比と [Fe/H] の関係。Groenewegen 2002 より。


　セファイドと超巨星　

　メタル量に広がりがあるという証拠は Luck, Lambert 1982 によるセファイドと非脈動超巨星の [Fe/H] の分散が SMC では エラーの大きさだが、 LMC では実際に分散があるという結果から 来た。さらに、 Spite et al 1989 は F-, G-超巨星のメタル量 の非一様性はハローが低メタルで円盤では次第に増加すると考えて 理解できると示唆した。

　星団　

　Kontizas 1993 は LMC 94 中間年齢星団 (0.5 - 3 Gyr) から、 外側の星団は中央部より低メタルであることを見出した。かれらの 外側システムは我々が C/M 最大値を見出した領域と重なる。


　３．３．局所群銀河のメタル量勾配　

　銀河系　
　銀河系星団にはメタル勾配がある。Friel 1995. ただし、星団は低メタル でも炭素星を含んでいない。これは年齢効果にためである。 Andrievsky et al 2002 は銀河系セファイドについて、 R = 4 - 12 kpc で [Fe/H] の勾配が -0.06 dex kpc-1 とした。

M 31　
　van den Bergh, Pritchet 1992 は円盤中心とハローとの B-V カラー の差が [Fe/H] で 0.2 dex に当たるとした。 Brewer et al 1995 は 7 領域の観測から C/M が中心距離と共に減少することを見出した。 一方、Freedman, Madore 1990 はセファイドの周期光度関係が M31 の 中心距離によって変化しないことから組成勾配はないとした。球状星団 のメタル量は距離 5 kpc 以内では分散があるが、高メタル星団は 外側に多い。Huchra et al 1991.


　 M 33, IC 1613
　M 33 の N と O 量は強い距離勾配を示す。 Smith et al 1993. IC 1613 では　中心から外側に弱い C/M 比が見られる。分類には (CN-TiO)/(R-I)ダイアグラムが用いられた。 Albert et al 2000

NGC 147, NGC 187, NGC 205　
　これらの銀河では中心部の赤色巨星枝の巾が外側より太い。これは 内側のメタル量分散が大きい事を示す。スカルプターは強い種族勾配 を示す。これがメタル量勾配と関係するかどうかは興味のある問題である。


　４．結論　

　C/M の空間分布　

　色等級図から炭素星と M-型星をより出し、 C/M 比を導いた。 この比は単純だがメタル量の指標として安定している。この比は LMC, SMC 表面上でかなりの変化を示した。LMC では C/M0+ が 外側に大きくなって行く。しかし比の変動が激しいので以前の 小領域の観測に基づく研究は誤った結論を導いていた。さらに 詳細な観察では C/M はマゼランブリッジの方向で高くなっている ことが判った。

C/M と [Fe/H]　
　C/M と [Fe/H] の関係を較正した結果、LMC では C/M の変化は [Fe/H] では 0.75 dex に相当する事が判った。同じくらいの変化は SMC でも 観測されている。 		　この変化量は中間年齢星団のメタル量の分散に大体対応している。SMC は LMC より平均して低メタルであり、高い C/M0+ を示す領域の分布 には規則性が認められない。

　注意　
　忘れてならないのは見出されたメタル量変動はこれらの星が形成された 当時の状況を反映しているのであり、現在やその当時より昔の状況と 必ずしも同じではないということである。一方、 Mouhcine, Lancon 2003 の結果は C/M は炭素星母星のメタル量と現在の星間メタル量を反映している。 もし局所的組成がバーの存在により強く変化させられたのでなければ。