The Asymptotic Giant Branch of Magellanic Cloud Clusters

　アブストラクト　

　１．イントロダクション　

　２．データ　

２．１．星の選択　 SWBから星団を選び、眼視で星団直径を決め、大体１分角、その中をメンバー と決めた。 ４ｍ＋赤グリズム＋乾板――＞スペクトル型 もし、周辺のCMDがあれば、半径を決めるのに使えた。 ファインディングチャートはBlanco/Frogel1990として別に出す。 　２．２．赤外観測　 表１の説明： 第1列 星団名　　第2列 この論文の星番号 第3列 スペクトル型　　　第4列　 星団半径内にあるか、どうか 第5列 別の星名　　　第6列 別のスペクトル型 第7列 K (CTIO/CITシステム） 　第8列 J-K 第9列 H-K　　　第10列 Ko　　　第11列 (J-K)o 第12列 (H-K)o　第13列 mbol Frogel,Pearsom,Cohen 1980 から算出 第14列 観測日　　　第15列 レファレンス 　２．３．赤化　 　Brunet 1975 は LMC を4領域に分割して、それぞれの E(B-V) を与えた。 　　　　　　　前景　　　薄い所　　グローバル　濃いところ 　E(B-V)　　　0.07　　　0.10　　　0.12　　　　0.18 星団付近に早期型星があるときはそこからのE(B-V)を使った。 場所別には、LMCの外縁部 E(B-V)=0.07、バーリッジ付近で　E(B-V)=0.18、 バー周辺　E(B-V)=0.12、 その他　E(B-V)=0.10　である。 SMCでは４７Tucが銀河赤化だけで E(B-V)=0.04、 SMCはLMCの弱いところと同じと仮定してE(B-V)=0.07

図１．表1の星で他の観測があるものについて、（表1−公刊）の分布。

　表1．AGB星測光値　

　表２．AGB星の追加測光値　

　３．年齢指標としての SWB タイプ　

表3．SWB 型と星団の性質の関係 　SWB 分類　 　SWB 分類は LMC 星団を年齢とメタル量の変化に沿って一次元系列に並べる。 我々は、SWBが無いものにはFrenk/Fall1982の図８にvandenBergh1981のUBVを当て はめてSWBを決めた。ただし、NGC361は明るい星がかぶってこの手法が使え なかった。Kron 3 の CMD (Rich, Da Costa,Mould 1984) は UBV 積分カラー からは、タイプ VII 星団と似るがその CMD はタイプ VII 星団の CMD と大き く異なる。それでこの星団は CMD からタイプ VI - VII とした。表１ではカ ッコ内に我々が決めた SWB タイプを載せた。 　年齢・メタル量関係　 Cohen 1982, Bica, Dottori, Pastoriza 1986 は LMC と SMC はそれぞれ 独自の年齢メタル量関係を持ち、どちらも MW (Twarog 1980) に比べメタル 増加の速度が著しく遅いことを示した。

図２．SWB 型と星団の性質の関係 　年齢への採用距離による補正　 　13/35 星団の年齢は Mould, Da Costa 1988 から採った。年齢決定にはマゼ ラン雲距離が必要で、 Mould 1988 のレビューに従い、DM(LMC) = 18.3, DM(SMC) = 18.6 とした。この値は Mould, Da Costa 1988 が文献から集めた年齢に -0.029 dex の補正を要求する。 (短距離採用なので、光度が下がる。 つまり年齢が上がるのではないか？なぜマイナスの補正？ ) 図２にはこれらの年齢と SWB タイプの 関係を示す。年齢決定精度は 0.25 dex で SWB タイプに直すと 0.6 になる。 まあ、分類の精度とも思える。この関係の傾きをよりよく決めるため、Hodge 1983 による若い星団 7 サンプルを加えた。彼の年齢をここで採用した DM(LMC) = 18.3 に合わせるため、0.115 dex 増加させた。 さらに３つの若い星団を距離補正なしに Mateo 1988 から採った。表３には SWB タイプと平均年齢との関係を示す。その年齢に対するターンオフ質量も 与えた。その計算には、各 SWB タイプ毎に　Y = 0.25 と、Mould, Da Costa の年齢・メタル量関係を用いた。

　４．星団星の測光特性　

４．1. J-H, H-K 図　 　炭素星の二色図　 　図３は表１のカラーをプロットしたものである。図は SWB タイプ毎にまと めて示した。M−とC-星は重ならない。C-星への変化は(H-K)o=0.25で急激に起 こる。C―星はSWBタイプに無関係に、共通のはっきりした系列に並ぶ。例外は 非常に赤い炭素星の場合のみである。星団炭素星の系列は、図３の下側直線＝ LMCフィールドC-星の系列、と一致する。LMCの C 星系列は、星団、フィールド 共に、銀河系系列＝上の直線と異なる。この差は Cohen,Frogel,Persson,Elias 1981 ApJ 249,481　によりメタル量に関係するブランケッティング効果として 説明された。SMC 炭素星はさらに大きなずれを示すだろう。 ** Cohen,Frogel,Persson,Elias 1981 　の説明 ** 分子吸収は一般に1.6μの吸収極小をなだらかにするように働き、スペクトルを BB的にする。しかし、NIRの吸収が強くなるので、NIR部分でのBBスペクトルは 星全体のスペクトルに比べ低く出る。Teff（occulation）とNIRのTcolorの差 は４００Kに上る（Walker1980)。

下の図（ Cohen,Frogel,Persson,Elias 1981 ） では、[C2]=log10[N(C2)/N(C2)o] ＝3.4, 4.2, Teff=3500, 3000K についてカラーを計算し、観測値と比べている。炭素星のNIRカラーは分子ブラ ンケッティングの効果で赤くなっていることが判る。分子の存在量はN(C)とTeff の双方に依存する。Cは内部で作る。Nはメタル量に依る。CN/C2はメタル量が 低いと小さい。Price1970 の太陽存在比でのラインブランケッティング計算に よると、JバンドではCNの吸収の割合がH,Kバンドより高い。CNはJバンドでは 0.1 等程度吸収に寄与している。したがって、メタルが減るとCNが減り、Jが 明るくなっていく。このため、H-Kは変わらず、J-Hが青くなる。 　M-星の二色図　 　LMC星団のM星も二色図で系列に随い、太陽近傍M型星と球状星団M型星との中間を通る。 SWB早期M星は太陽近傍ラインに近く、SWB晩期M星は球状星団近くに寄る。 このようなメタル効果はFrogel/Whitford1987のバルジ星の研究からも予期される。 しかし、原因となる吸収が具体的に何かは同定されていない。 (J-H)o=0.6, (H-K)o=0.2にあるのはM矮星だろう。 　４．２. HR 図　 　追加星団　 　図４にはmbol対(J-K)oをプロットした。グループ分けは図３と同じである。 TypeVIIは分けて表示した。NGC121, 1841, 2257 を Frogel, Cohen 1982 と AMMA i, II から取った。SMCは0.3等明るくしてLMCと比べやすくした。 異常に赤いNGC1978, NGC2121 中の２星は図からはみ出た。 　HR図の特徴　 １．炭素星は M星とはっきり区別される。例外１星以外、C星はタイプIV,V,VIに限定される。 　　タイプVIのC星は少し暗い。タイプVII（あるのか？）のC星はかなり暗い。 ２．VIIを除くと、M星は若いSWBほど青いAGBに沿う。I,II,IIIとIV,V,VI間には明瞭な差がある。 若い星団ほど到達光度が明るい。 ３．若い星団では最も明るい星はM星。 ４．VIIでは銀河系球状星団のT-RGBを超える星は一つしかない。

４．３．CO、H2O 指数　 図５．表３から採った CO, H2O 指数。MW C-, M-星も示す。 　炭素星の H2O 指数　 　マゼラン雲星団の CO, H2O 指数はマゼラン雲フィールド星に 並行して分布する。特に炭素星の H2O 指数は MW 炭素星で同じ カラーを持つものと同じになる。炭素星に H2O はないので、この 指数は単にスペクトル勾配を示すものである。 　炭素星の CO 指数　 　CO 指数は、同じカラーの MW 炭素星と比べると、マゼラン雲の方が系統的 に0.05 - 0.10 mag 小さい。 Cohen,Frogel,Persson,Elias 1981 はその原因を マゼラン雲では低メタルのために CO バンドが弱くなるからであると考えた。 同じ説明は JHK カラーの差を説明する際にも使われた。もう一つ注意して おきたいのは、図５で赤すぎてはみ出た二つの炭素星の位置が Cohen,Frogel,Persson,Elias 1981 のフィールド炭素星の最も赤い星と同じ位置にあることである。

図６．図５と同じだが、所属星団の SWB タイプを示す。 　CO 指数　 　図６は図５と同じだが表示を変えた。図中の数字は SWB タイプである。平均 すると M-星の CO 指数は銀河系星のラインで良く表現される。 Cohen,Frogel,Persson,Elias 1981 の図4で示されたように、マゼラン雲フィー ルド M-星は銀河系より上にある。しかし、前者はまたマゼラン雲星団 M-星より も系統的に赤い。それらがバーウェストから最も晩期型の星を選択したからで ある。このようなわけで、CO 指数に関してはどんな結論も出せない。 　光度とメタル量の効果が分離しない　 　図6の星団 M-星を調べると、J-K のどの区間でも、CO 指数が最大の星は最も 明るい星ではない。しかし、ＳＷＢタイプが早期なほど CO 指数は大きいようだ。 メタル量と SWB タイプとの関係が原因かも知れない。 H2O 指数は同じカラーで比べると、ＳＷＢタイプと強い相関がある。 しかし、現在のデータからは、 H2O 指数への光度とメタル量効果を 分離することはできない。

　４．４．もっとも赤い星　　

　５．M-星、星団メタル量と年齢　

５．１．M-星カラーと星団年齢　 　M-星のカラーと SWB タイプ　 　図4を見ると、星団 M-星のカラーが SWB タイプと共に赤くなっていくことが 分かる。タイプ IV-VI ではこの変化は小さい。一方、I-III と IV-VI 間では カラーの差が大きい。SWB VII 星団の星はこの傾向に従わない。 　図４上で M-型星の位置を表すために、タイプ I-III を他と分ける基準線を 図４に引いた。各星からこの線までの垂直距離を X とした。図７には、X の 分布を示す。下枠はバーウェストのフィールド星を示す。どちらも X = 0.2 にピークを、X < 0 により小さいピークを持つ。この分布に基づき、 Frogel, Blanco (1983) はバーウェスト領域において二つの大きな星形成活動、一つは数十億年前、 もう一つは数億年前、があったと主張した。図７は星団分布にも同様の二つの ピークが存在するという説に合う。ｘ正のピークは星団とフィールドで似ている。 SWB サンプルの負ｘピークは若い星団を好んでサンプルに選んだ効果で強め られている。 Wood, Bessell, Paltoglou (1985) は LMC バーの他の領域でセファイドと LPVs の研究から星形成に二つのピークが あったと述べている。Chiosi et al 1986 は星団の年齢分布に基づき、LMC では 4 Gyr 以前に大きな星形成が起きたとした。もっともその後、Chiosi, Bertelli, Bressan 1988 は星団カラーの解析から、「LMC 星形成率に強い不連続があった という強力な証拠はない」とも述べている。ただし、同時にそう述べる証拠は 十分ではないとも付け加えている。 　タイプ VII 星団　 図４におけるタイプ VII 星団の位置は、非常な昔にもまた星団形成が起きたことを 示す。この時期は多数のフィールド RR Lyr 星が出来た時期と一致するだろう。 そのような古い恒星種族は両銀河の 6 % を占める。この値は銀河系で太陽円内 の総質量に対するハローの比にほぼ等しい Frogel 84. また、 NGC 121 の一つの星を例外として、タイプ VII 星団の最大光度星は、 Frogel, Cohen, Persson 1983 が銀河系球状星団の最大光度星で見出したの と同じく TRGB 光度に非常に近い。図４の NGC 1841 [M/H]=-2.3 Cohen 1982 は M 92 と直接比べられるし、 NGC 2257 [M/H]=-1.4 は M3 と直接比較が 可能である。このようにタイプ VII 星団は銀河系球状星団のマゼラン版と考え てよい。それらは老齢のため伸長 AGB を持てないのである。これは、 Mould, Aaronson (1982) が LMC 球状星団は銀河系球状星団に比べ 3 Gyr 若いらしいと述べていることに 真っ向から対立する。彼らは DM(LMC) = 18.7, DM(SMC) = 19.3 を採用していた。 これは、現在使われている値より 0.4 mag 大きい。つまり、ここでは DM(LMC)=18.3, DM(SMC)=18.6 採用。 (18.6 って小さすぎないか？ ) 図４で、VII 星団の星の分布は銀河球状星団の様々なメタル量の経路にまたがって いる。これは、星団の個々の星で決めたメタル量分布と合う。

図７．上：星団 M-星の図４における直線からの垂直距離 x の分布。 下：バーウェストにおける x の分布。x >0 = 星が区分線の右下にある。

　表４．星団の積分パラメター　

図８．LMC 星団の巨星枝 K = 12.8 のところの J-K カラーと星団 [Fe/H] との 関係。値は表４から。"globular" とあるラインは銀河系球状星団に対する関係。 値は Frogel, Cohen, Persson 1983 から。他のラインは Sweigert, Gross 1978 の進化経路を用いた、幾つかの星質量に対する理論的な関係。銀河系球状星団 では 0.7 Mo を仮定した。 (観測値ではない？ )

図９．LMC 星団の巨星枝 K = 12.8 のところの J-K カラーと星団年齢 との 関係。値は表４から。この等級は Frogel, Cohen, Persson 1983 が銀河系 球状星団を並べるのに使用した値である。

　５．２．年齢とメタル量の相関　

年齢と組成の相関を再調査　 　与えられた K 等級で見ると、 Frogel, Cohen, Persson 1983 が示すように、 高メタル球状星団ほど J-K カラーが赤いという相関がある。LMC/SMC 星団でも 同じ年齢群の星団同士では、高メタルな星団ほど赤いという傾向が期待される。 しかし、サンプルの年齢幅が大きいので、メタル効果は年齢効果＝若い星団は 青い、により覆い隠されてしまう。SWB の解析は星団年齢と元素組成に１対１ 対応があることを示している。我々のデータは星団 M-型星は SWB 早期タイプ ほど青いことを示している。最近では、デジタルデータにより、マゼラン雲星 団の CMD が得られ、多くの星団で年齢決定精度が上がっている。 Mould, Da Costa (1988) そこで、新しく年齢と組成の相関を再調査した。 　赤色巨星枝カラー　 　LMC 各星団の K = 12.8 (SMC では K = 13.1) の高さでの赤色巨星枝の (J-K) を表４に示す。これは銀河系球状星団の赤色巨星枝カラーを MK = -5.5 で定義した Frogel, Cohen, Persson 1983 に倣ったものである。 (DM = 18.3 で決めているが、DM = 18.5 になると、MK = -5.7 でのカラーということに変わる。 ) K = 12.8 で赤色巨星の数が不足する星団のために K = 12.0 での J-K も補助 に載せた。精度が低い数値または外挿値は括弧で括った。 　新しい年齢とメタル量　 　新しい年齢とメタル量は CMD の等時線フィット及び個々星の分光解析 Mould, Da Costa (1988), Hodge (1983) から採り、積分測光値に基づく年齢は使わない。図８と図９は、 それぞれが星団の (J-K) カラーと年齢、カラーとメタル量との関係を示す。 図８では、MK=-5.5 の高さでの (J-K) と Frogel, Cohen, Persson 1983 からの球状星団 [Fe/H] との関係を示す。この図には、Sweigert, Gross 1978 のモデル計算から採った、より高質量の星に対する予想値がプロットされ ている。計算には Cohen, Frogel, Persson 1978 の有効温度較正が用いられた。 球状星団の星は 0.7 Mo と仮定した。 　巨星枝カラー：赤くなり次に青くなる　 　図４に見えた、若い星団から中間年齢星団へと進むにつれ星団巨星枝が赤くなる という効果を、図９で定量化した。図９では、年齢がさらに進むと今度は青くな る現象が確認される。初めの年齢と共に赤くなる現象は年齢効果がメタル効果を 圧倒するためと解釈される。一方、非常に高齢の星団では、年齢効果よりメタル 効果が効いて、巨星枝が青くなるのである。巨星枝のカラーが変化する影響は 星団積分カラーにも影響する。図８はこのカラー変化が理論的にも予測されること を示している。高メタル星団＝若い星団のメタル量に対する (J-K) 勾配は非常 に緩いので、年齢の増加＝ターンオフ質量低下による効果がメタル量効果を上 回るので、赤くなる。一方、とても高齢の星団ではメタル効果が年齢効果より 強く、巨星枝は年齢と共に青くなる。

図１０．から採った LMC バーウェスト （ Frogel, Blanco (1983) ） 及び星団（表１）の M 型星 HR-図。 　 　t = [1, 2,5] Gyr でメタル量一定？　 　幾つかの LMC 星団の年齢は [1.0, 2.5] Gyr に分布する。このグループの 星団では K = 12.9 の巨星枝カラーの散布度は ±0.02 と小さい。図９ を見よ。この散布度は測定誤差で完全に説明可能である。表３を見ると、これ らの星団の [Fe/H] は 0.5dex の範囲内になるが、これは [Fe/H] 決定精度が 0.2 - 0.3dex であることを考慮すると、[Fe/H] 一定と矛盾しない。

　５．３．星団とフィールドの M-型星の比較　

Frogel, Cohen (1982) の時よりずっと大きなサンプルが使えるので、フィールドには星団サンプルに は存在しない赤くて明るい M-星があることが確実になった。図１０は星団の M-星全体と、LMC バーウェスト領域のフィールド M-星の CMD を比較した。 参考線の左側にある星団星はタイプ I - II 星団の星である。フィールド星は (J-K) > 1.05, mbol < 14.0 に超過がある。図１１にそれを もっと定量的に表現した。赤く明るい星のフィールドにおける超過は、 フィールドには高いメタル量のために炭素星に転換できない明るくて赤い星の 割合が高いことを示唆する。それらの星の起源に関し、さらに研究が必要である。

図１１．上：タイプ I - III 星団を除く、全星団サンプルの星の光度関数。 　　　　下：図１０を作るのに使った、バーウェストフィールドのM-星。

　６．炭素星の光度関数　

全炭素星の光度関数　 　表５は様々なグループの炭素星光度関数を示す。SMC サンプルは 0.3 mag 上げた。図１２は星団を三つに分けて作った炭素星光度関数を示す。図１３は 星団の全炭素星と、表１にある非星団の全炭素星の光度関数を示す。スチュー デントテストは、SWB V-VI と VI 星団の間では光度関数の差が 99 % レベル 信頼度で有意である。これは図１２を見たときの感覚と一致する。より早期に なるとサンプル数が検定に不足である。フィールド光度関数は図１２の３グル ープからの炭素星の重ね合わせで作られているように見える。最後に非星団 炭素星光度関数を様々なタイプの星団近傍で作ったが、各銀河内では見分けが つかなかった。 それに対し、タイプ I - III 周辺の M 星はより晩期の星団周辺と比べ、青く て明るい M-星の割合が高い。 　LMC と SMC とで明るさに差？　 　LMC と SMC とでは、炭素星光度関数に差がある。LMC の方が星団、非星団の どちらも SMC より明るい。ただし、距離不確実さが問題である。 　SMC と LMC の差　　 　タイプ V 星団の炭素星の方がタイプ VI より明るいことは、炭素星に年齢・ 光度関係を示唆する。SMC 炭素星が LMC 炭素星より暗いことは、SMC 炭素星の方が高齢なためかも知れない。同じ年齢でも低メタルの SMC 炭素星 の方が暗い可能性もある。SMC に晩期型星団が多いことは炭素星平均光度を引 き下げる要因である。しかし、同じ SWB タイプ間で比べても SMC の方が暗い。

図１２．表１から採った星団炭素星の見かけ輻射等級の光度関数。SMC 星は 0.3 等明るくした。星団は SWB タイプに応して３グループに分けた。

　７．理論と観測の比較　

　７．３．最も明るい星　

　７．４．AGB 星は総光度にどのくらい寄与するか？　

図１５．星団光度に占める AGB 星光度の割合と SWB タイプの関係。 点線＝観測。破線＝ Renzini, Bussoni 1986 のモデル予想で、RGB からの寄与 ２５％を引いてある。SWB クラスと年齢の関係はっ表３に載せた。 　モデル予想　 　Renzini, Buzzoni 1986 は、彼らが名付けた SSP = simple stellar population のスペクトル進化を理論的に調べた。星団は SSP のよい見本と考えられる。 理論モデルの予想と観測を比較する際に、まず必要となる量の一つは、星団の 星の異なる進化段階のそれぞれが星団総光度にどの程度寄与するかである。 　７．４．１．AGB 星からの総光度への寄与　 　TRGB　等級　 　TRGB の光度はメタル量による変化が小さく、Frogel, Cohen, Persson 1983 は それを Mbol = -3.6 と定めた。これより明るい AGB 星を「明るい AGB 星」と 呼ぶ。今回のサーベイはその境界より十分の数等下まで完全である。 　AGB 星の総光度　 　表１の星団の大部分は Persson, Aaronson, Cohen, Frogel, Matthews (1983) により赤外積分等級が測られている。我々はその最大測光アパーチャの中に、 表１の星が含まれているかどうかを判定し、それらの星の総フラックスを計算し た。それらの値は表４に載せた。 　極小は実在する？　 　図１５と１６にその結果を示す。クラス VII では明るい AGB 星の寄与は 殆どない。AGB 星が大きな成分となるのはクラス IV, V, VI である。IV より 早期では AGB 星の重みは急落する。その先でまた AGB 星の寄与が増加する のであるが、中間に見える極小部が実在するかどうか、はっきりしない。 タイプ I には M 型超巨星が現れる可能性がある。 　炭素星の存在範囲　 　図１７は、図１４と同じく、炭素星が IV - VI にのみ存在することを示す。 NGC 2209 は、タイプ III-VI 星団で炭素星を含む唯一の小さな星団で、明るい 炭素星が二つある。それらだけで星団の光度の大部分を占めるが、上のアパー チャ基準では一つしか含まれない。

図１６．マゼラン雲星団の光度に占める炭素星の割合と SWB クラスの関係。 　モデルで 25 % 引きのわけ　 　Renzini, Buzzoni 1986 の図４を用いて、モデル予想線を図１５に描き入れた。 モデルは Y=0.28, Z=0.02, η=1/3 で、 LMC 星団のパラメターとは異なるが その影響は小さいだろう。年齢と SWB タイプとの関係は図２，３から採った。 我々の観測値は TRGB より明るい AGB 星を対象としているので、モデルの方でも それと合わせるため、 25 % 下げてある。 　第１の相転移　 　モデルと観測との間で最も大きな差は、AGB 星の寄与が大きい期間の長さで ある。Renzini, Bussoni 1986 に依れば、AGB 星の寄与は Mto = 9 Mo に対応 する年齢から先で重要になる。Renzini, Buzzoni の用語では「相転移」を起こ す、つまりそれより大きな星では縮退炭素核を持たず、AGB 星に進化しない。 それより低質量の星は縮退炭素核を持ち、ヘリウムと水素がシェル燃焼する。 我々の観測は、SWB II-III より晩期型になって初めて AGB 星の寄与が大きく なることを示す。それらの星団, NGC1850(II), NGC1854(II), NGC2214(II) に はセファイドが含まれていて、これらの星団の年齢が 100 Myr の程度で、Mto = 3 - 5 Mo であることは確実である。つまり、AGB 星になる最大質量は我々の 観測では 3 - 5 Mo なのである。次に、大きな星団 NGC1866(III) は炭素星を 含まず、M-型 AGB 星が総光度の 6 % しか寄与しない点で特異である。この SWB タイプでは、表３や図１５から分かるように、総光度の 40 % が明るい AGB 星からの寄与となる。 (表１には C-星が載っているが。図１５ を見ると AGB 寄与率はタイプ 3.5 から 3 へ急落する。 ) 　第２の相転移　 　Mto < 1.7 Mo (SWBV-VI) では第２の相転移が起き、AGB の寄与が低下す る。この第２相転移は十分の数太陽質量の巾内で生じる。そこでは第１赤色巨 星枝に乗っているヘリウム核を持つ星が重要となる。図１５はこの AGB 星の 比重低下が起きるのは SWB VI より後になることを示す。言い換えると、明るい AGB 星は理論の予測より低いターンオフ質量からも形成されている。こうして 理論と観測との差はいわゆる「炭素星問題」を形成する：理論が予想する明るい 炭素星が存在せず、逆に予想しない暗い炭素星が存在するのか？ 　理論の改訂？　 理論モデルを観測に合わせるためには、いくつかの案が考えられる。 （１）対流オーバーシューティング （２）マスロス

　７．４．２．明るい AGB 星がない星団　

図１７．明るい AGB 星を除いた後のマゼラン雲星団の (J-H)-(H-K) 図。 "M31 clusters" のラベルは Frogel,Persson, Cohen 1980 の観測。

図１８．明るい AGB 星を除いた後の J-K カラーと SWB タイプとの関係。

　８．まとめ　

１．H-R 図上の星団 AGBs　 　星団 AGBs は H-R 図上に順序良く次のように並ぶ。 (i) 高齢星団(VII) 炭素星や明るい AGB 星を含まない。そのカラーと等級は 銀河系球状星団と重なり、メタル量は M92 と M3 の間に分布する。とりわけ 印象的なことは、その TRGB 光度がカラーの関数としてマゼラン雲と銀河系 で同じであることだ。 (どこにあったかな？ ) (ii)　中間年齢星団(V, VI) は年齢幅 2.5 Gyr で、AGB M-星と炭素星を含む。 炭素星はサンプル内で最も赤い天体である。いっぽう、このグループの M-星 は M-星の中ではもっとも赤い。このグループの AGB M-星を観測される狭い カラー範囲に押し込めるには、このグループの [Fe/H] の巾が 0.5 dex、 本当はもっと小さい 0.2 dex かも知れない、の必要がある。 (iii)　若い星団 (I, II, III) は高質量星の Hayashi tracks に対応して、 最も青い巨星枝を持つ。炭素星がある例は少ない。M-星はサンプル中で最も 明るく、中心核ヘリウム燃焼星であるには明るすぎる。それらの星は AGB 星 である可能性が高い。 　２．M-星の双峰性分布　 　ある方向から投射すると、LMC 星団の M-星は双峰性の分布に見える。これは、 Frogel, Blanco (1983) が LMC のフィールド M-型星に対して見出した傾向と一致する。二つの峰は 二つの星形成活動の結果かも知れない。そしてそれは 1.(i) と 1,(ii) の星団 グループに対応するのかもしれない。しかし、 Elson, Fall (1988) は LMC に大規模な星形成活動期の証拠は見つからなかったと述べている。 　３．M- から C-星への転換光度　 　同一星団内に M-, C- 星が存在する場合、最も暗い C-星は最も明るい M-星 よりも明るい。その転換光度は SWB タイプが下がるにつれ上がっていく。図 １９には、表３から出したターンオフ質量と転換光度の関係を示す。 最近の Lattanzio 1989 モデル計算との一致は良い。以前の Renzini, Voli 1981 の計算では、転換光度が明るすぎた。 　４．SMC の転換光度は暗い　 　同じ SWB タイプに対し、SMC の転換光度は LMC より 0.4 等低い。 その原因が、同じ SWB タイプでも年齢が異なるためか、それともメタル量の せいか、はっきり分からない。 　５．光度関数の差　 　転換光度の差は光度関数の差に反映される。SMC の炭素星光度関数は星団で もフィールドでも LMC より暗い。この差は距離不定性の効果より大きい。 　６．明るい炭素星の欠如　 　星団には Mbol < -6 の AGB 星がモデル予想より少ない。これはフィールド でも同様である。

図１９．SWB II から VII における M-星から炭素星への転換光度。黒丸＝表３ から採った値。プラス印＝ Lattanzio 1989 のモデル。実線(Z=0.02), 破線( Z=0.004), 一点破線(Z=0.001) は Renzini, Voli 1981 のモデル。 　７．AGB 星の上限は 6 Mo?　 　明るい星の欠如は炭素星に限らず、M-星でも同様である。現在考えられる 説明は、予想より大きなマスロス及び、M > 6 Mo の星で対流オーバーシュ ーティングが炭素核に早目の着火を促したというものである。 　８．若い星団星の最大光度は？　 　オーバーシューティング説の検証には (i) ターンオフ質量が 6 Mo 以上の星団で PT-AGB 星を観測する。 (ii) そのような星団で、mbol(LMC) < 12 の星を観測する。 Bertelli, Bressan, Chiosi 1985, Bertelli, Chiosi, Bertela 1989 によると、 炭素着火は mbol(LMC) = 11.8 で Mi = 9 Mo の星で起きる （対流オーバーシューティングなし）だが、それがオーバーシューティングあ りだと、mbol(LMC) = 12.0 で Mi = 5 - 6 Mo の星で起きる。 SWB = I - III の星団での最も明るい星の研究がさらに必要である。 　９．相転移　 　AGB 星の効果を補正したのちの星団積分カラーには　SWB IV-V で不連続ジ ャンプが現れる。これは、オーバーシューティングなしの場合 2 - 2.7 Mo, ありの場合 1.7 Mo でヘリウム着火の環境が変わるためである。