Supergiant Binary Stars

　アブストラクト　

　１．イントロダクション　

　２．観測と結果　

SED フィット　 　HD 101584 の　BVRI 測光と分光は 4 年間に亘り CTIO で、赤外観測は ラスカンパナスで行われた。 分光から F2p Iap と分かった。 Hδ 線は P Cyg 型であり、２年間の間 H, K 線の視線速度は他の線に比べ 30 km/s マイナスであった。 図１に HD 101584 の連続スペクトルを示す。そのフラックスは 7000 K 黒体 + 1100 K 黒体で再現可能である。シリケイトバンドを除くと、HD 101584 は 図２の 89 Her （F2e Ia）と非常によく似ている。 図１には比較のため、星間減光のみしか受けていない F-型超巨星 HD 97534 も示す。 　赤化なし　 　HD 101584 は実質的には星間減光を受けていない。それは 7000 K 黒体が 良くフィットすることからも明らかである。測光距離は 絶対実施等級を -8.4 mag (F2Ia) とすると 9.6 kpc, よく似た 89 Her と同じ-7.1 mag と すると 5.2 kpc である。

図１．HD 101584, HD 97534, CIT 7 のスペクトル。 HD 101584 のフラックスは 7000 K 黒体 + M-超巨星 (例えば WX Ser ) で再現可能である。

　３．議論　

図２．89 Her, υ Sgr, CIT 3 のスペクトル。 89 Her のフラックスは 7000 K 黒体 + 例えば CIT 3 のような星 で再現可能である。 　星周赤化がない　 　HD 101584 は赤外輻射エネルギーの方が可視より大きい。もし星がシェルに エネルギーを分配しているなら、星は短波長側で約 1 mag 明るくなければ ならない。したがって星周シェルが星の減光に寄与するなら、その減光は グレイである必要がある。そのためにはグレインサイズが大きくなくてはなら ない。これは我々の星間減光の理解に反するし、おそらく星周減光に対しても そうである。 　ｆ−ｆ放射？　 　HD 101584 は 3.5 - 8 &mu:m で Fν = 一定、図１の λFλ ∝ λ-1 であるが、これは f-f 放射の特徴でもある。 もし F-超巨星に f-f 放射があるなら 1 - 2 μm で平坦で長波長側と連続 になるだろう。しかし、実際にはそこが二つの異なる成分の分かれ目である。

図３．R CrB, CIT 6 のスペクトル。 R CrB のフラックスは 7000 K 黒体 + 例えば CIT 6 のような星 で再現可能である。 　低温伴星説　 　図１にはTaurid 型星の WX Ser = CIT 7 = M8e 星もプロットした。 この星は 1.6 - 20 μm で HD 101584 とよｋ似ている。この星の星間減光は 小さい。我々は、 HD 101584 = F-超巨星 + M8 - M10 伴星説を提案する。 伴星は強い TiO 吸収のため可視では見えない。赤外エネルギーは可視の２倍 あるから、この伴星も M = 20 - 30 Mo の超巨星である。 　これらもそう　 　図２と３は 89 Hrt, υ Sgr, R CrB を示す。これらの星も双峰性 の SED を示す。それらは全て、二つの星の SEDs の重ね合わせでフィット 出来ることを示したい。