| post-AGBs の SEDS は、星周ダストが星の周りのケプラー円盤に蓄積されてい る、と考えると最も自然に説明される。サンプルの選択は既知post-AGB 連星で、 測光データがSED を得るのに十分あるという基準に基づいた。サンプル数は 51 で そのうち 20 は RV Taus である。 SEDｓは全て似通っていて、中心星温度に無関係にサブミリから立ち上がる。 その上、長波長側の SED 勾配は mm サイズダストの存在を示唆する。 |
全システムで重力に拘束されたダスト円盤が存在する。円盤は膨れ上がり、YSO
円盤と似た大きな中心星からの開口角を持つ。我々はこの円盤を連星 post-AGBs
の標しと考える。確認には長期にわたる視線速度観測が必要である。
(SED フィットの際 J で観測＝モデルと したため、総フラックスが一致していない。 ) F（FIR) が大きいのに E(B-V) が小さいのは円盤幾何学形状の効果だろう。 |
２．１．確認された連星 post-AGB 星文献で確認された連星 post-AGB 星を表１に示す。元素欠乏 幾つかの連星 post-AGB 星では、選択的な元素欠乏が見られる。提案されている 機構の一つは、星周空間でダストとガスが力学的に分離し、ダスト成分を失った ガスが星表面に降り注いで光球組成を変えてしまったというものである。 円盤が有効 Waters et al 1992 は星周ダストが安定な円盤として連星系に囚われている とその機構に有利であると論じた。そこではダストの粒径がミクロンサイズに なるであろう。 |
２．２．古典的 RV Tau 星最近多くの RV Taus で元素欠乏が観測されている。２．３．ＲV Ｔau 星の新しいサンプルIRAS 二色図Lloyd-Evans 1985 と Raveendran 1989 は RV Taus が IRAS 二色図上で 小さな領域に固まって新在することを見出した。その領域は  で定義される。Lloyd-Evans 1997 はこの領域を調べ、新しい RV Taus を発見 した。それらもこの論文には含まれる。 |
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表２．850 μm SCUBA 観測 |
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４．１．光球モデルパラメターTeff, log g, [Fe/H] は高分散スペクトル解析で求められた パラメターを使用した。４．２．色超過 E(B-V) の決定（１）Jバンドでは減光ゼロとする。（２）そこから Kurucz 1979 モデルで SEDo を伸ばす。 （３）星周減光曲線＝星間減光曲線と仮定する。 （４）SEDo- 赤化補正SED が最小になる E(B-V) を求める。 結果の E(B-V) を表 A1 に示す。 (１と３は相当問題。 結果は信用できない。 ) |
 図１．総 E(B-V) の分布 |
４．３．第１近似：光学的に薄いダストでフィットSopka et al. 1985 の光学的に薄いダストモデルを採用してモデルフィット に使用した・このモデルではダストは球対称に rin と rout の間に分布する。モデルパラメターは五つで、 （１）To 規格化温度（２）rin 内側半径 （３）rout 外側半径 （４）p スペクトル指数 （５）m 密度パラメター 結果は表A1 に示す。 |
 図３．エネルギー変換率 LIR/L* の分布 |
 図４．rin は小さい。円盤が星に近いことを示す。  図６． |
 図５．IRAS 二色図 |
