High Lminosity Carbon Stars in the Galactic Anticenter

　アブストラクト　

　１．イントロダクション　

　表１．Fuenmayor 炭素星の K バンド測光　

　２．観測　

表１＝K 測光　 　表１に Fuenmayor の炭素星 211 個の Ｋ　等級を示す。観測は 1987 Oct に KPNO 1.3 m ＋ InSb 測光器で行われた。IRAS データ との整合性を考慮しジャンスキー (K 0.0 mag = 620 Jy) を使用した。 　表２＝TMSS との比較　 　これらの多くは変光星なので TMMSS 等級とは一致しない。二つの 等級の比較を表２に示す。 　IRAS フラックス　 　Fuenmayor 星の大部分は IRAS カタログに載っている。多くは青い SED を 示すが、３つの星 Nos. 85, 101, 193 は 60 μm が大きい。これは 他の銀河面天体の混入かも知れない。 (PPN かも知れない。 ) また、 Claussen, Kleinmann, Joyce, Jura (1987) は３天体 IRC +60113, IRC +71077, IRC +30219 のIRAS フラックスに間違いが あったことが分かった。

表２．TMSS K 等級との比較。

　３．解析　

３．１．完全性　 　 Fuenmayor (1981) は I = 11 mag まで完全と述べているが、少なくとも IRC +40120 （Clausen et al 1987 ）は落ちている。 (F型じゃなかった？無理。そもそも Clausen et al 1987 に見当たらない。) しかし、前原、征矢野 1987 の探査では新しく 21 個しか加えられなかったので、 完全度はかなり保証されていると考えてよい。厚いダストシェルを持つ炭素星 は Fuenmayor の可視探査では掛からない。例えば AFGL 809 は掛からなかった。 I-K カラーは 5 mag くらいなので、Fuenmayorサンプルは K > 5 mag に対し ては不完全だろう。 　３．２．減光　 　固有カラー　 　サンプル星は遠方にあり、かつ銀河面に近いので K でも減光は無視できない。 図１を見ると、明るい K < 3 mag の星のカラーは (I-K) = 3 付近で、 固有カラー (I-K) = 2.8 付近という Cohen et al 1981 の LMC 炭素星の結果 と合致する。IRAS データから判断すると星周減光は重要でない。 　減光曲線　 　dAK と AI/AK の議論があるが あまり役に立つように見えない。 　３．３．光度　 Claussen, Kleinmann, Joyce, Jura (1987) に従い MK = -8.1 を採用した。銀河構造を議論する際の Malmquist bias を考慮して、絶対等級分布を以下のように仮定した。 　n(MK) = (πσ2)-1/2exp[ー (MK+8.1)2/σ2] Cohen et al 1981 データから σ = 0.65 mag とした。

図１．212 Fuenmayor 星の (I-K) - K プロット。I < 11 mag までの探査 なので、K > 6 の星は検出されていない可能性が強い。実線＝もし MK=-8.1, (I-K)o=2.8、dAK=0.15 mag/kpc、 AI/AK=5.11 とした時の予想。 短破線はdAK=0.30 mag/kpc、 AI/AK=3.95, 長破線はdAK=0.15 mag/kpc、 AI/AK=3.95.

図２a．ヒストグラム＝K = [3, 4] の範囲の星の数の銀緯分布。 実線＝一定密度でスケール高 200 pcモ デル。短破線＝反中心方向スケール長4 kpc で減少。長破線＝スケール長 -4 kpc. K 星間減光 = 0.30 mag/kpc

図２b．K = [4, 5] の範囲の星の数の銀緯分布。実線＝一定密度でスケール高 200 pcモ デル。短破線＝反中心方向スケール長4 kpc で減少。長破線＝スケール長 -4 kpc. K 星間減光 = 0.30 mag/kpc

図２c．(b) と同じだが、モデルで減光を 0.15 mag/kpc とした。

図２d．(b) と同じだが、K = [5,6] 範囲の星の分布。

３．４．空間分布　 　炭素星の分布の式　 　炭素星の分布を次のように仮定する。 　　 n =no exp(-r/ro) exp(-|z|/zo) 図２ a-e にモデルとの比較を示した。Fuenmayor81 の観測が太陽近傍 の限られた体積なので星の数は多くない。 　図２b と c は K = [4,5]　 　図２b と c は K = [4, 5] で、炭素星密度が一定と勾配アリとではかなり 違いが生じる。密度勾配なしの方がアリより合う。 我々の no = 100 kpc-3 はＦuemayor が与えた反中心方向 4 kpc での 50 kpc-3 を良く再現する。 (no はいくつを採用？どれが合って、どれが 外れなのか？ l の方はみんな合算？GC も AGC もないのか？) 　図２　c, d は K =[5,6]　 　図２　c, d は K =[5,6] を示す。これは, K 減光 0.15 mag/kpc の時、 r(kpc) = [3.3, 4.7] に対応する。これも密度勾配ナシが一番合う。この結果は 全ての星の場合に 4 kpc スケール長で落ちたのと反対である。

図２e．(c) と同じだが K = [5,6] の星の分布。

　４．マスロス　

図３．K-[12] 分布。実線＝太陽近傍。破線＝反中心方向 K=[4,5] 星。 同じ総数になるよう反中心方向は 4.4 倍した。K 減光 0.15 mag/kpc 仮定。 　マスロス式　 　Jura 1986b は次のマスロス式を与えた。 　　　dM/dt = 1.7 10-7F60 rkpc2 L4-1/2λ101/2 v15 Mo/yr 今回のサンプルには F25 の方がふさわしい。炭素星ダスト層の関しては、 Fν ∝ ν1.5 Jura(1986b) が適当なので、 　　　dM/dt = 4.6 10-8F25 rkpc2 L4-1/2λ101/2 v15 Mo/yr MK = -8.1 は L4 = 1 に相当する。サンプル星はほぼ 全てで F12 < F2 なので、λ10 ＝ 0.22 とする。 Claussen87 と同様に v15 = 1 とする。 　表３＝マスロス　 　表３にはこうして求めた K = [4,5] の 50 星のマスロス率を示す。 平均値は 1.2 10-7 Mo/yr である。これは Clussen87 で太陽近傍の 炭素星に対して求めた 2 10-7 Mo/yr の 1/1.7 である。 　図３＝カラー分布　 　図３には太陽近傍と反中心方向 Ko = [4,5] のカラー分布を比較した。 [K-12]o の平均は反中心方向 K = [4,5] に対して 1.08, 太陽近傍 Claussen87 で 1.84 である。 　変光　 　もう一つの違いは。IRAS の変光指標を見ると、反中心方向では変光星の数 が少ないことである。反中心K[4,5] サンプルでは 2/50 星のみが変光指数　 > 50 である。それらは No 191 と 192 である。また、GCVS に載っているのは No 28 = EF AUr と No 201 = GL Ori だけである。 　[12-25] カラー　 　[12-25] カラー分布は [K-12] と違い、太陽近傍も反中心も似ている。

表３．K = [4,5] 星のマスロス率

　５．議論　

　６．まとめ