アブストラクト赤外スペクトルの分類ISO SWS により、ダストのない星の 2.38 - 45.2 μm, R = 400 の スペクトルを撮った。この観測は赤外スペクトルの分類法を向上させる 計画の一部である。特に、Kraemer et al 2002 の 1.N - 1.NO 天体 (O- リッチのダストシェルなしの通常星）の詳細な分析に向いている。 連続光 連続光は Engelke 関数 (Engelke 1992) でフィットされた。この連続光 から決めた恒星角直径は他の方法による値とよく合った。 吸収線等値幅 CO, SiO, H2O 吸収線等値幅の解析は、それらから、熱い B, A, F 型星を冷たい星から区別できる事を示した。等値幅間の相関が強い事も 判った。 |
1.イントロ近赤外分類Smith-Lambert 1985, Origlia et al 1993, Andrillat et al 1995, Morris et al 1996, Wallace,Hinkle 1996,Meyer et al 1998 IRAS LRS 分類 Sloan,Price 1998 SWS 分類 SWS 2.38-45.2 μm. Kraemer et al 2002 広範なスペクトル。 2.36−4.1, R=1500 Vandenbussche et al. 1999, 2002 本論文はR=400でダストのない星を扱う。モデルはDucin 2000.。 Ｍ５＋は流体力学効果の注意がいる。 |
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対象星の条件 （１）ＭＩＲにダスト徴候見えず （２）Ｂ−Ｍ型 （３）Ｓ／Ｎが高い （４）Ｒ＝１０００−２００ ２．１．連続光Engelke 関数Engelke1992 でフィット 標準星との比較で、λ＜２０μでは±３％、 λ＞２０μで±５％の精度 Ｅｎｇｅｌｋｅ関数と観測スペクトルとのフィットは（１）式の Ωのみをフリーパラメターとして行った。 有効温度 ＴｅｆfはＭＫ分類のＴｅｆf を使用した。下の表の通りである。理由はＡＯＴバンド境界の不連続が 余りに大きな誤差を生み出すからである。 異なった温度スケールが採用されているが、相互には誤差範囲内で一致している。 Ｒｅｆの著者達が見出した一つは、Ｋ４．５型で光度クラス Ｉ は 光度クラス ＩＩＩ より４００Ｋ低いということである。 吸収帯 Ｅｎｇｅｌｋｅ関数は吸収帯の寄与を含まない。そこではフィットは当然悪い。 そこで、２．３８−２．９μ、４−１０μでの フィットの重みは下げた。さらに、水の吸収でＭ型星の連続光が下がっている可能性がある。そこで、Ｍ０−Ｍ４型 スペクトル（Ｔｅｆｆ＝３８７８−３５９５Ｋ）を０．０２、Ｍ５−Ｍ６スペクトル（Ｔｅｆｆ＝３４７０−３３８０Ｋ）を０．０５下げてから フィットした。 星の角直径 クロスチェックとしてフィットから求めた星の角直径を観測値と比べた（表３）。 一致はかなりよい。  表２ スペクトル型とＴｅｆf Ｒｅｆは論文参照。 |
 表１ ＭＫクラスはＪａｓchek(1978)より。 |
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規格化スペクトルの表示 図２−４はＡＯＴ端の不連続を補正した規格化スペクトルを示す。 スペクトルの特徴 Ｂ，Ａ, F型ではＨ，Ｈｅラインが支配的。 Ｇ型 原子線。ＣＯの４．６，２．５μが見え始める。 Ｋ型 ＯＨバンド（３−３．５６μ）、 Ｋ０でＳｉＯ１ｓｔovertone(４μ)とfundamental （８μ）見え始める。 Ａｒｉ（Ｋ２ＩＩＩ）、βＡｎｄ（ＭｏIII），δＯｐｈ(M1III) 幅広の水のν２ベンディングモードが６．４−７μに見える。 Ｍ２＋ これが一般的な特徴になる。 特に６．５５−６．７μが強く、分類に使える。 LRS との対照 ＩＳＯではＬＲＳ分類を前進させることを目指している。 ここではＬＲＳ ｂｌｕｅクラス１６−１９のfeatureless |
新しい分類法 Kraemer のＩＳＯ分類では１．Ｎ、１．ＮOが対象になる。 新しい提案は、 （１）強いＨ線、 （２）強いＣＯ吸収。ＳｉＯなし。 （３）強いＣＯ＋ＳｉＯ （４）強いＣＯ，ＳｉＯ＋Ｈ２Ｏベンディング  表４．分子バンドの波長範囲 |
３．１．分子等値幅とＭＫクラスバンド巾の設定表４第２列のバンド幅は他のバンドとの重なりを最小にするように決め られていて、真のバンド幅とは異なる。 特に水バンドは２．３８−１２μに広がっていて、表４の範囲を超えて いる。 バンド吸収による等級変化 前節に述べたように、この準連続吸収的なバンドはその波長帯で Ｍ０−M4星では２％、Ｍ５−Ｍ６星で５％連続光を下げると仮定して Engelksフィットを行った。  図５．ＣＯ第１倍音と基底振動吸収の等値幅 △： 光度クラス Ｉ， II、＊： ＩＩＩ、◇：ＩＶ， Ｖ Ｋ型ではＭ型より勾配が急である。Ｍ型で緩くなることはOriglia82も指摘している。 |
OH と H2O ＯＨはＫ０型で既に見える。しかしＭ型にならないと強度は大きくならない。 Ｈ２Ｏの存在は確認できるが、温度依存のはっきりした傾向は確立できなかった。 図５，６から判る事 図５と図６から何が言えるだろうか？ Ｂ，Ａ，Ｆ型星は原子線の相対比と分子バンドが存在しないことで区別できる。 Ｇ型は弱いＣＯ第１倍音と基底振動が存在し、ＳｉＯがないことで分かるが サブタイプまでは分からない。 CO と SiO （Ｋ０−Ｋ２），（Ｋ３−Ｍ３），（Ｍ４−Ｍ６）はＣＯとＳｉＯの強度で区別される。 波長６μでの水はＭ２＋で出てくるので、（Ｋ３−Ｍ３）を分割できる。 ＨＲ３６５（Ｋ１ Ｖ）とＶＮｏｒ（Ｍ６ ＩＩＩ）は少し変。  図６．ＳｉＯ第１倍音と基底振動吸収の等値幅 △： 光度クラス Ｉ， II、＊： ＩＩＩ、◇：ＩＶ， Ｖ 第１倍音がＫ型ではＭ型より勾配が緩い。 Rinsland,Wing1982に指摘。 基底振動では、一般的にＫからＭへと強くなっていくがあまり明瞭ではない。 動力学的効果などが温度効果を打ち消すのであろう。 |
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モデルの予測と観測の不一致 大気モデル： ＳｉＯ第１倍音はＴｅｆｆが下がると強くなる。 観測： Ｃｏｈｅｎ，Ｄａｖｉｓ１９９５ ＳｉＯ基底振動を KAO, UKIRT でＫ，Ｍ型について観測。 初めはリニアに増加するが、K5 III - M0 III でピーク。 その先は一定。 筆者たち 以前、ＳｉＯ基底等値幅が晩期 K, M0 - M3, M6が で同じくらい。 Sloan,Price 1998 ＡＧＢ星でＳｉＯ基底吸収の深さがＫ５の９％からＭ６の１５％ 程度の変化。モデルとの不一致はおそらく晩期になると重力 が弱くなり、その効果が温度を打ち消すのであろう。 |
 図７ ＣＯ基準に対する他バンド ●： Ｋ型、 ◇： Ｍ０−Ｍ５型、 □： Ｍ６型 上段はＣＯ第１倍音で、ＫからＭまで相関は良い。 中段はＳｉＯ第１倍音で、Ｋ型とＭ型とで異なる系列をなす。 下段はＳｉＯ基準振動でＭ５までは相関がよいが、Ｍ６は異なるふるまい。 こうして、地上で得られるＣＯ第１倍音の結果とスペクトル型から他のバンド の様子が推定される。 |