Photometry of Variable AFGL Sources

　II. 観測　

　III. 解析　

　IV. 議論　

Jones et al 1983 シナリオ　 　 Jones et al1983 は RLOHIR の長い周期と高い質量放出率は第一倍音から基本振動への 脈動のスウィッチが原因であるという仮説を唱えた。このシナリオでは 古典的ミラは第１倍音で振動している。　進化につれ、周期、放出率、 光度が徐々に上がって行く。ある時点で、振動が基本振動に切り替わる。 その結果、周期が長くなり、質量放出が増大する。星は RLOHIR 星に なる。 　 Jones et al1983 の図３を見ると、この切り替えが 1 - 2.5 Mo 星に起きるのは P = 500 d の時である。 　ミラは基本振動　 　このシナリオはあまり支持を集めなかった。Bowen 1988 の モデル計算、　Bedjin 1988　の観測解析は、ミラ末期の進化速度は 速いが、脈動モードに突然の変化が生じる証拠は見つからなかった。 どちらかといえば、ダストシェルが厚くなり、周期が伸びる過程は 連続的なようであった。この立場からは、ミラは初めから基本振動 をしている。しかし、もっと大質量の AGB 星や超巨星でモード 切り替えが起きている可能性は残る。 　AFGL 天体の周期分布　 　可視ミラの周期分布は 100 - 500 日に広がる。大部分は 300±100 d の区間に集中している。非常に晩期型のミラ型星 を集めた Lockwood 1985 のサンプルでは周期のピークが 480 日で あった。図３にはこの論文で観測した AFGL 天体の周期分布を示す。 図のピークは 580 日である。この図にはモードスウィッチに伴って 現れそうな周期ギャップは見えない。図３の最も自然な解釈は、通常の ミラより周期が長くシェルが厚いグループというものである。

図３．表３の AFGL 天体周期の分布

ダストシェルの成長　 　本観測が可視ミラと RLOHIR の間をどのくらい埋めているかを図４から 見る事が出来る。図４には、表１の AFGL 天体から K-L と [8.6-10.7] を プロットした。炭素星は抜いた。(K-L) は 2 - 4 μm での SED を表わし、 [8.6-10.7] は 10 μm シリケイト帯と連続光との対比を示す。ダスト シェルを持たない通常の赤色巨星は K-L ∼ 0.2、[8.6-10.7]∼ 0 である。ダストシェルが作られると、 K-L は星周赤化により赤くなり、 さらにダスト放射により赤くなる。 同時にシリケイト帯が成長していくと [8.6-10.7] も赤くなって行く。 　ダストシェルがさらに厚くなると (K-L) は赤くなるが、シリケイト帯の 自己吸収が始まり [8.6-10.7] は頭打ちになり、下がり始める。この傾向は 図４の実線で示される。 　AFGL 天体がギャップを埋める 　図４には既知の可視ミラ、 RLOHIR も示した。O-リッチ AFGL 天体が 両者の間のギャップを完全に埋めている事に注意したい。AFGL 天体は 中間厚みのダストシェルを代表している。RLOHIR のようにシリケート帯 が吸収で現れることはない。OH26.5+0.6 は例外。 　図４は進化系列として解釈可能であるが、一つの星がこの全経路を辿る ことはなさそうである。 　周期カラー関係　 図５には (K-L) が周期によりどう変化するかを示した。周期は AGB 上での 経過時間を表わすが、初期質量にも依存する。1 - 2.5 Mo より重い星は ミラ脈動のどのステージでも低質量星より長い変光周期を示す。(Wood, Bessell 1983, Willson 1982 pulsational mass) したがって、図５に 見られる K-L が周期と共に増加する傾向は、単一星の進化系列と 看做さず、重ね合わせと考えるべきである。 　AFGL はどんな種族？ 　AFGL 星は可視ミラと同様比較的近傍の古い円盤種族に属すると考え られる。図５上 P = 300 - 800 日のプロットは 1 - 2.5 Mo の星が AGB を上がって行く進化に対応しているのだろう。図上 AFGL の分布 が可視ミラより立っているのは AFGL 期の急な進化を物語る。 　超長周期炭素星はなぜない？　 　炭素星には RLOHIR 星ほど長い周期の変光は見られない。O-リッチ AFGL 星と C-リッチ AFGL 星との周期分布が完全に重なっていることを 考えると、C-リッチで超長周期の星がない事は謎である。 　炭素星は P = 800 d に達する頃には外層マスを失ってしまうが、 O-リッチ星にはまだマスが残っていてさらに長周期へ進めるのだろう。 あるいは、 RLOHIR 星は初期質量が大きくて炭素星にならない種族かも 知れない。実は未同定 IRAS 天体の中に非常に稀な超長周期炭素星が 存在するのかも知れない。

図４．、表１の AFGL 天体から K-L と [8.6-10.7] を プロットした。炭素星は抜いた。実線は Bedjin 1987 のモデル。 図５．変光星の周期・カラー (K-L) 関係。

シリケイト帯強度 [8.6-10.7] 　 　図６はシリケイト帯強度 [8.6-10.7] のカラーによる変化を示す。 前と同じく、ここでも AFGL がギャップを埋めている。ただし、 P に よるズレの助けを借りないで、 [8.6-10.7] だけでは可視ミラと AFGL の 違いを検出することは出来ない。図４と図６を比較すると、 AFGL ダスト シェはシリケイト帯の自己吸収が効く厚さになっているようだ。 図６．周期対カラー[8.6-10.7] 関係。

変光の振幅　 　図７には周期対 L バンド振幅関係を示す。明らかに AFGL の振幅は 可視ミラを上まわる。可視バンドでは変光フェイズによりオパシティが 大きく変化するが、L 等級は輻射等級によく追随する。したがって、 長周期になると大きな振幅の脈動に対応すると言える。 図７．周期対 L バンド振幅関係。

　図１ L バンド変光曲線　

ＡＦＧＬ１５７（ＷＸ　Ｐｓｃ，　ＣＩＹ３，　ＩＲＣ＋１００１１） 　　数サイクルに渡り、平均 Ｌ が０．５等程度変動している。 Ｐは変わらないか少し長くなっている。 ＡＦＧＬ　１６８　　過去２０年間、Ｐは安定。

ＡＦＧＬ　３４９　（ＣＩＴ４、＋６００９２） P＝５３４ｄはＬｏｃｋｗｏｏｄ（１９８５）の１．０４μによる Ｐ＝６００ｄと合う。 ＡＦＧＬ　４８９　（Ｖ３８４Ｐｅｒ，　ＣＩＴ５，　＋５００９６）　炭素星 ＧＣＶＳではＳＲａ。 ＡＦＧＬ　５２７　（Ｎ４１４Ｐｅｒ）　炭素星　（　ＣＩＴ５，　＋５００９６） と論文にあるは間違い

ＡＦＧＬ　５２９　（ＩＫ　Ｔａｕ，　ＮＭＬ　Ｔａｕ） 有名なＯＨ／ＩＲ星。Ｌは１９６０台以降減り続ける。 ＡＦＧＬ　７００（ＮＶ　Ａｕｒ，　＋５０１３７）ＯＨ／ＩＲ星 ＡＦＧＬ　８０９　 スキャッターが大きいのでＰに？がつく。

ＡＦＧＬ　８５０（＋４０１４９） 散乱が大。Ｐ＝５９０ｄに？ ＡＦＧＬ　９２１（＋００１０２） LockwoodはP=490d, ここではP=580d でまあ合ってる。

ＡＦＧＬ１３８１（ＣＷＬｅｏ，＋１０２１６）　非常に有名で過去２０年間安定。 ＡＦＧＬ１６８６（ＯＨ３３４．７＋５０．０） Ｐ＝７００ｄだが、 異常に明るい極大光度が記録されている。 ＡＦＧＬ１８６２（Ｖ６９７　Ｈｅｒ，　＋３０２９２）　　 １８６２の図が２つある。順番からは右上が１６８６．

ＡＦＧＬ２０７１（ＶＸ　Ｓｇｒ） 過去にＰ変動があったが、２０年間は安定。 ＡＦＧＬ２２０５（Ｖ４３７Ｓｃｔ，　ＯＨ２６．５＋０．６）　 ３．５μでは振幅最大。ボロメトリックにもファクター３変動。脈度安定。 ＡＦＧＬ２２３２（＋２０３７０） Ｐには？

ＡＦＧＬ２４１７（＋３０３７４） ＧＣＶＳではＶ１１２９Ｃｙｇ とされているが４‘違う。同定の誤り。

ＡＧＧＬ２６１７（＋４０４３５） Ｐ？ ＡＦＧＬ２８８５ Ｐ？

ＡＦＧＬ　３０６８　ライトカーブ見当たらず。 ＡＦＧＬ４２１９（ＲＣｒＢ，　ＨＲ５８００）

　図２ L バンド変光曲線　

図２　ＲＣｒＢの観測。Ｐ＝１250dに良く合う。平均等級は変化。