The R CrB Stars - I. Infrared Photometry and Long-Term Variations

　アブストラクト　

　１．イントロダクション　

　２．赤外観測　

観測天体　 　JHKL 観測天体は 11 RCB 星、S Aps, UW Cen, V854 Cen, V CrA, WX CrA, R CrB, RZ Nor, RY Sgr, GU Sgr, SU Tau, RS Tel である。 U Aqr は　JHK測光のみである。観測結果は表１に示す。表２に JHKL測光を一回行ったのみの U Aqr, Y Mus, VZ Sgr, V3795 Sgr, と非 RCB の HdC 星 HD137613, 173409, 175893, 182040 の 観測結果を示す。 　装置　 　観測の大部分は SAAO 0.75m 鏡に取り付けた MkII 赤外測光器で行った。 観測結果は Carter 1990 の標準星を用いて SAAO システムで表現される。 　エラー　 　観測日付は JD - 2440000 で示した。 多くの観測の精度は 0.01 等より良い。しかし、遮光により観測時に暗 かった天体では精度はそれより悪い。表１，２ではエラーコードを以下の ようにした。 ≤ 0.03 = 1; 0.03 - 0.06 = 2 ; 0.06 - 0.10 = 3 ; 0.10 - 0.20 = 4 ; > 0.40 = 6 ; 　間違った星を観測　 　RZ Nor(JD6454, 6458), GU Sgr (JD 7311, 7735), RS Tel (JD9263) のカ ラーは正常星のそれであり、間違った星を観測したのであろう。これらの 観測は議論から省いた。 　可視星間減光　 　星間減光は Whitelock, Feast, Catchpole 1986 が採用した式、 　　　Av = 0.099(1/sin(b) - 1)[1 - exp(-10*r*sin(b))] を用いた。これは Tammann, Sandage, Yahil 1979 から取られたものである。 RCB 星までの距離は Mv = -5 を仮定して、文献にある極大時可視等級から 決めた。使用した減光値は、S Aps, 0.38; U Aqr, 0.03; UW Cen. 0.58; V854 Cen, 0.20; V CrA, 0.27; WX CrA, 0.58; R CrB, 0.03; T Mus, 1.82; RZ Nor, 1.47; RY Sgr, 0.20; VZ Sgr, 0.85; GU Sgr, 0.98; V3795 Sgr, 1.40; SU Tau, 1.17; RS Tel, 0.31; HD137613, 0.13; HD148839, 0.34: HF173409, 0.34; HD175893, 0.31; HD182040, 0.37 である。 Alcock et al. 1996 は RCB 星光度に幅があることを示唆している。 その場合、距離が変化するため、星間減光に不定性が生じる。しかし、 結論にはあまり影響しない。HdC 星の減光はそれらが RCB 星と同じ光度を 有すると仮定して求めた。 　赤外減光　 　赤外減光則は van de Hulst No. 15 に基づき、 Av : E(J-H) : E(H-K) : E(K-L) = 1 : 0.105 : 0.052 : 0.043 を仮定した。

表２．RCB 星と HdC 星の赤外観測

　表１．RCB 星の赤外測光　

　３．観測星の長期変化　

図３．S Aps の JHKL 光度曲線 図８．UW Cen の JHKL 光度曲線 図１５．V CrA の JHKL 光度曲線 図１８．R CrB の JHKL 光度曲線 図２１．RY Sgr の JHKL 光度曲線 図２３．SU Tau の JHKL 光度曲線

図７．U Aqr の JHKL 光度曲線 図１０．V854 Cen の JHKL 光度曲線 図１７．WX CrA の JHKL 光度曲線 図２０．RZ Nor の JHKL 光度曲線 図２２．GU Sgr の JHKL 光度曲線 図２４．RS Tel の JHKL 光度曲線

　３．１．一般には　

RCB 星の変光　 　図 3, 7, 8, 10, 15, 17, 18, 20 - 24 は表１の等級の図示である。これら から J 等級のくぼみが深く鋭いことが分かる。これらの窪みは可視光極小に 対応する。窪みは H, K と浅くなり、 L では検出されない。これは、 J 光が星本体、L 光が熱い星周ダストから来ると考えると理解できる。 　L 等級への星の寄与分　 　Feast, Glass 1973 は 4000 - 6000 K BB の星と 800 - 1000 K BBの星周 ダストからの光の組み合わせで RCB 星の SED が再現できることを述べている。 図１にはそれらの黒体温度の組み合わせに対して、L 等級への 星の寄与 = δL を (J-L)o の関数として表した。 図１．L 等級への星の寄与 = δL と (J-L)o の関係。 白三角： (Ts, Td) = (7000, 1000). バツ： (Ts, Td) = (7000, 800). 白丸： (Ts, Td) = (5000, 800). 黒三角： (Ts, Td) = (4000, 800).

Jmax-L　　 　表３には極大時の平均 Jo 等級 Jmax と L バンド光度の 極大と極小の L 等級との差を示す。 (意味が分からない ) 表３． (Jmax-L)o の最大値と最小値。 (意味が分からない )

星とシェルの比率　 　表４には(Jmax-L) の平均値または単観測値を示す。これを図１と比べると、 一般に L バンドフラックスは主に RCB 星のシェルから来ることが分かる。 また極大時には L バンドフラックスは主に RCB 星本体から来ることが分かる。 極小時外では J 等級へのシェルからの寄与は 0.1 mag 以下である。 以下の議論では、極小時の外では J は星、L はシェルと考える。その 比率は図１から決まるとする。 　カラー温度　 　ある場合には RCB シェルからの総輻射の比率を近似的にでも求めることが 役に立つ。星からの輻射は大部分が短波長帯にあり、赤外観測から導かれる カラー温度は可視波長帯でのカラー温度とは異なる。 　θ = Fbol(shell)/Fbol(star)　 　図２には θ = Fbol(shell)/Fbol(star) と (J-L)o の関係を示す。 図１と比べると、 θ の上限は 0.5 つまり、シェルからのフラックス は最大 50 % である。L 等級の変化が大きい星を集めた表３では 50 % から 10 % にわたる。星とシェルの総輻射が一定の場合、これは星の輻射等級が 0.7 等変わることを意味する。 (総輻射一定は確立されている？ ) 図２．θ = Fbol(shaell)/Fbol(star) と (J-L)o の関係。 白三角： (Ts, Td) = (7000, 1000). バツ： (Ts, Td) = (7000, 800).

表４．(Jmax-L) の平均値または単観測値

　３．２． S Aps　

遮光タイムスケール　 　図３の赤外観測は 23 年にわたる。この間、５回の極小があった。最近 JD 9200 付近の極小は J では観測されなかった。この時の H 等級が過去で最も 暗かったので、 J では見えなかったのだろう。JD 2500 付近の散らばりは いくらかは表１の精度を見ると観測エラーのためである。L 等級は不規則に 約1等の幅で変化する。しかし、L バンドで暗いときには星からの寄与が大き いことを考慮し、星本体を 4000 K 黒体とすると、シェル輻射としては ΔLsh = 1.5 mag であろう。L 変化のタイムスケールは 1000 日程度で あるが、これは一部は観測の頻度と期間にもよる。永年変化は見えない。 　JD 4700 極小　 　図 3 を見ると JD 4700, 6500, 7700 の可視遮光後には L 等級が 0.5 mag 明るくなっている。図4では、J に見える JD 4700 J 極小後の増光期 JD 4686 - 4819 に L 等級の目立った変化はない。しかし、 JD 5010 - 5033 に J 等級 が極大を回復する時には L 等級も 0.4 等明るくなっている。 　JD 6500 極小　 　図 5 に示すもう一つの遮光 JD 6500 では JD 6439 - 6638 の極小期に L 等級は明るくなっていく。しかしこれは図3に見えるより長期の増光の 影響かもしれない。 　JD 7700 極小　 　図6では極小期に L が浅い極小を示すことがわかる。これは星からの寄与が 減った効果かも知れない。図3を見ると、J が極小後に増光する際に L が極大 を通過することが分かる。 　L の極大　 　この三つのケースでは L 増光が直前の遮光と物理的に関連しているのかどうか を判断できない。 図５．S Aps JD 6500 遮光期の J, L 変化。

図４．S Aps JD 4700 遮光期の J, L 変化。 図６．S Aps JD 7700 遮光期の J, L 変化。

３．３．U Aqr　 　図 7 には１６年間の JHK 観測を示す。3回の極小が観測された。ΔJ=0.4 の極小 期以外でも J 等級はかなりの変動を示す。観測エラーは変動幅より小さい。表２の 1.9 m 望遠鏡 HJKL 等級は (J-L)o = 2.5 を示す。かなりのダストシェルが存在することがわかる。 　３．４．UW Cen　 　ダスト形成低下　 　赤外観測は 23 年間行われた。図８でもっとも目立つのは J 変光で JD 4000 と 7000 付近で多重極小が見られることである。両期間の中間では J 極大が 2000 日間続いた。JD 5000 - 6200 では L 光度曲線が一貫して低下している。 そしてその後急な上昇に転じている。L 光度低下は J 光度の安定期と重なっており、 ダスト形成が、視線に重なる領域だけでなく全体として、この時期に低下して いたことを示唆する。L 光度低下は JD 5006、最終遮光からの J 等級回復まで には既に始まっていた。 　L 光度極小　 　JD 6219 の L 極小の時に (J-L)o = 1.54 で青い。図１から Tstar = 6000 K として δL = 0.5, Lsh = 6.8 となる。したがって、この星寄与分補正 を行った後のシェルの L 等級振幅は ΔLsh = 2.7 mag となる。シェルフラックス はタイムスケール 2000 日で変化しているが、規則性は認められない。

図９．UW Cen JD 4300 - 4400 遮光期の J, L 変化。 　J 等級と L 等級の間に反相関なし　 　J 遮光極小期での J 等級と L 等級の間に反相関が存在しないことは、図9 JD 4309 - 4363 に明らかである。点の散らばりは脈動があるのかも知れない。 L が長期低落する JD 5000 - 6200 の間 J は一定であるが、この期間に V が僅かに明るくなることが知られている。これは論文 IV で議論する。

　３．５．V854 Cen　

高水素量と頻繁な遮光　 　この星は最近の 1986 年に McNaught, Dawes により発見された。したがって 観測期間も 6.5 年と短い。もし FG Sge が RCB 星に含まれなければ、この星 は分光観測された RCB 星の中で最も水素量が多い。この星はまた発見以来 RCB 星の中で最も頻繁に極小を繰り返す星としても有名である。図１０を 見ると J 変光が常に起きていることが分かる。ただし、活動性の確認には より長期の観測が必要である。例えば、図８を見ると分かるが、UW Cen は 2000 日間非常に活動的だが、 R CrB 自体は 19 世紀第２四半期の間極小 を起こしていない。 　L バンド　 　図１０に見えるように、L バンドでは 1000 日タイムスケールの大振幅 変動はない。しかし、長期の観測が行われないと確証はない。図１１には V854 Cen JD 7200 - 7430 の J, L 変化が示されている。J が極大に向かって 落ちていく際に L も落ちることが目に付く。これはダストを加熱している星 の光度がその時期低下しているのかも知れない。図１２の JD 7720 - 7760 J が増光している時には L は一定である。図１３ JD 8000 - 8500 では 最初の J 増光では L もそれについて行くのだが、 JD = 8100 で J 増光が 止まっても L 増光は止まらない。図１１、１３、１４を見ての印象は タイムスケール 200 日のゆっくりした変化は J と無関係なようである。 図１２．V854 Cen JD 7700 - 7800 の J, L 変化。

図１１．V854 Cen JD 7100 - 7500 の J, L 変化。 図１３．V854 Cen JD 8000 - 8500 の J, L 変化。

３．６．V CrA　 　図１５に示されるようにこの星は２２年間にわたり極めて活動的であった。 ４回の極小が記録されている。さらに J 曲線はこの期間継続的な活動の印象 を与える。というのは、極大期でも 1 等程度の散らばりを示しているからで ある。それに赤い (J-L)o を加えると、この星は V854 Cen　と似た高水素比 の RCB 星という可能性がある。 　図１５は L が幅 0.5 等で不規則に変化することを示す。L の平均値は 10,000 日の間に 0.6 等の永年増光を示す。図１６に JD 3680 極小時に L = 一定を示す。 　３．７．WX CrA　 　この星は S Aps と似て低温の RCB 星である。図１７に示すように観測は 21 年間に及ぶ。0.75 m 鏡ビームにはぬか星の混入が僅かにある。最初の５個 と最後の１個の観測は 1.9 m による。深い J 極小はないが、0.1 等幅の変 動がある。Beatson 1978 の可視観測によると、遮光が JD 1050 と 2650 に 始まっている。また深い極小以外でも多分不規則な 1 mag 変光を繰り返す。 シェルの L バンド成分 Lsh はこの期間に 1.5 - 2 mag の不規則変動を示す。 幅の大きさは星成分の補正による。

図１６．V CrA JD 3600 - 3800 の J, L 変化。

　３．８． R CrB　

半規則的な L 変光　 　SAAO 以外の赤外測光が存在する唯一の RCB 星である。SAAO データは図１８ に示す。図１９には Strecker 1975 の JD 0070 - 2256 L データを 示す。 SAAO と Jones et al 1990 の JD 5396 - 8388 データも示す。 Humphreys, Ney 1974 は シェルの L 変化が半規則的ではないかと述べた。 周期 P = 1260 日を仮定し、Strecker の第一極小 JD 0640 と第一極大　 JD 1000 に基づいた極大と極小の予想日を図の上枠と下枠に示す。 図１９を見ると、平均して下 L = 2.5 の方が上 L = 2.1 より暗く、 振幅も 1.6 mag から 0.9 mag へと小さくなっているが、周期自体は 全体によく合っている。JD 5500 と 7750 付近の L 極小は可視遮光極小時に 起きている。その時の L には星成分の寄与が小さいと考えられる。一方、 JD 6500 L 極小は J 極大期に起き、したがって L への星成分寄与が大きい と考えられる。これを考慮すると、この時期の Lsh もその前後 JD 5500 と 7750 の L 極小期と同じくらいと考えられる。Jones et al による JD 6055 点はその前後と大きく異なるが、図１９の全般的な散らばりを見ると異常とは 言えない。 　その他の観測　 　図１９の上下間には赤外観測記録は４回しかない。しかし、それでは 周期性の研究には不十分である。 　L の周期性？　 　他の RCB に比べ R CrB 星には周期性を 疑わせる兆候が多いが、図１８の遮光極小と L 極小の間に明白な相関は 見えない。

図１９．R CrB の L 変化。上： Strecker データ。下：黒丸＝この論文。 バツ＝Jones et al. 短い縦線＝ JD 1260 期の予想極小と極大。

　４．議論　

　４．１．シェル光度の長期変光　

　４．２．遮光極小と赤外放射の関係　

　５．結論