イントロダクションSchonberner (1983) はコアマス 0.6 Mo の星で水素外層が 10-3 Mo になると HR-図上を青方向に動き出すことを示した。図１にその後の進化を 図示する。その後は外層質量が小さすぎ、強いマスロスはもはや不可能である。 水素殻燃焼の結果、外層質量が減少して行くにつれ、有効温度は上昇して行く。 それが ３万度に達すると、星周層が電離され、再結合線と禁制線が放射されて 星雲が可視で明るく輝く。図１にPPNの進化経路を示す。PPN 同定が困難なのは、それらが FIR 天体だからである。また、PPN が可視 で見える場合にはそれらを通常星と区別することが困難である。 ＰＰＮの定義(1) AGB 外層の残骸 =(a) 色温度 150 - 300 K の IR 超過。 (b) CO か OH のライン、速度 5 - 30 km/s が見える。 (2) 星周層が恒星大気から分離している。 (3) 中心星スペクトル型は B - G で光度クラス I. (4) 大振幅変光がない。 |
 図１．HR-図上の PPN 経路。 PNN は進化した AGB と非常に若い PN の中間PPN 期は 1000 年程度なので、その性質の多くは AGB 星に負っている。特に AGB 期星周層の特質が PPN には残っている。 PPN の特徴を予想する最善の方 法は、進化した AGB 星と非常に若い PNs の性質を内挿することである。した がってまず、二つのクラスの天体の性質をまとめよう。 |
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AGGL 618 AFGL 618 は可視光で 7" 離れた二つの耳たぶの中間にある赤外天体で、その 色温度は 200 K である。分光から耳たぶは B0 型中心星からの反射光で光って いることが分かった。 電波連続光は 0.4"x0.1" の電離域が埋まっていることを示した。可視星雲全体 は 20" の 20 km/s 膨張分子外層で覆われている。速度構造から双極軸は位置角 45° である。総減光量は Av = 70 - 110 mag. 21 cm - 800 μm での f-f 連続光レベルは増加中で、 Knapp93 は 電離領域が 20 - 50 年前に形成され始めたと解釈した。 CO ウィングから高速風の存在が確認されている。 AFGL 2688 AFGL 688 = Eggg Nebula は F2-5 I 中心星で励起されている。その可視双極 ローブは 10" の広がりを持つ。電波干渉計観測から、CO 外層が 30" の広がり を示す。 CO ウィングから高速風の存在が確認されている。 |
AGGL 618 と AFGL 2688 の解釈 二天体の最も自然な解釈は、両者は PN 期へ向かう過程にある post-AGB 星 というものである。赤外と電波放射は AGB 前駆星の外層残骸から出ている。極 方向の光学的深さが小さいために可視光がその方向から漏れ出て、散乱光が双 極星雲を形作る。中心星は見えない。距離Dは不明である。光度Lは、 L(AFGL618) = 1.2 103 (D/kpc)2 Lo L(AFGL2688) = 1.4 103 (D/kpc)2 Lo である。おそらく AFGL618 の方が質量が大きく、進化速度は速く、今ちょうど 周辺ガスの電離を開始したところと思われる。この天体の 800 μm - 21 cm での f-f 連続電波強度上昇が 20 - 50 年前から始まった Kwok, Feldman 1981, Knapp 1993. 両天体の CO ウィングから高速風が始まっていることが分かる。 AFGL618: Gammie89, Cernoicharo89. AFGL2688: Yopung92, Jaminet92. |
 図２a．BI Cyg の SED. τ10 = 1.5. |
 図２b．AFGL の SED. τ10 = 4. |
ＡＧＢ星の観測的性質スペクトル型通常のスペクトル分類は M10 で終わっているが、現在ではそれを超える AGB 星が存在すると考えられている。IRC, AFGL, IRAS で発見された非常に 赤い星はミラ型星より赤く、非常に進化の進んだ AGB 星と考えられる。 (スペクトル型が M10 より先の 観測例は実際にあるのか？ ) O-リッチ星の SED O-リッチ星の SED は星周層の光学的厚さにより、 9.7 μm 帯が放射帯に なったり吸収帯になったりする。その例を図２に示す。 Volk, Kwon 1987 は ORAS LRS の解析から約 3000 の O-リッチ AGB 星を同定した。図３には、 IRAS 二色図上でのシリケイト放射帯星と吸収帯星の分布を示す。それらは連 続的な帯を形成していて、異なる質量を持つ星の進化経路の重ね合わせとして 理解できるだろう。 (実例は？ ) 理論進化経路をAGB星の先に伸長すると PN 領域へと辿り着くであろう。 C-リッチ星 進化した炭素星は低温（500 - 1000 K) の色温度と 11.3 μm SiC 帯が特 徴で 300 K という極端な例もある。連続光はおそらく吸収帯を持たないグラ ファイトによる (Volk92) と思われる。 |
若い惑星状星雲定義若い惑星状星雲は、電子密度が高く、表面輝度が明るい星雲で、運動年齢 1000 年以下の天体を指す。注意すべきは、進化速度がコア質量に大きく依存 することで、運動年齢が若いに拘わらず中心星が高温になっている可能性 もある。 ＳＥＤ Pottasch84, Iyengar86 は星雲の半径が大きくなると IRAS 色温度が下がる ことを示した。Kwok86, Zhang91 は若い PN の SED が 1 - 10 μm の星雲 （ガス）成分と 10 - 100 μm のダスト成分に分かれることを見出した。 ダスト成分は明らかに分離ダスト層からの放射である。 図４に若い惑星状星雲の例を示す。 IRAS 二色図 図 3 の二色図では、(1) 若い PN 群＝ Tb>1000K の高輝度で高い色温度、 と (2) 年寄 PN 群＝ 100K<Tb<1000K で低い色温度の二つを示す。 |
| 図３二色図で、年寄 AGBs と若い PNs ははっきりと分離している。 シリケイト放射帯天体、シリケイト吸収帯天体、高輝度惑星状星雲、 低輝度惑星状星雲の順で色温度が低下する。 | この温度系列を利用すると、 AGB と PN の間の遷移天体を予想できる。 Volk,Kwok 1989, van der Veen, Habing (1989), Slijkhuis 1992 はこの方法で PPN 候補を探した。一般には色温度 150 - 300 K の当たりで探している。PPN 期の長さは PN 期の 10 % だから 現在の IRAS PNs 1000 個に対しては 100 PPNs が期待できる。 |
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RV Tauri 星 Odenwald 1986 は IRAS が検出した 150 G 型超巨星中 6 個に赤外超過を 見出した。そのいくつかは RV Tau 星であった。RV Tau 星に 10 μm 超過が あることは Gehrz 1972 が既に報告していた。Jura 1986 は RV Tau 星が post-AGB 星であると主張した。 |
25 μm ピーク Bidelman 1985, 1986 は可視スペクトルが得られている星の中に 25 μm ピークを持つものを探した。その広範なリストには、スペクトル型 F - K の 星で強い赤外超過を持つものが含まれている。PPN の可能性がある。 (当たって見たが、きちんとした リストじゃなかった。広範は大げさ。その後、可視光星とのクロスマッチを 行っている。 ) Oudmaijer92 は SAO B - G 型星で赤外超過を持つ星をリストした。その中に post-AGB 星が含まれている可能性がある。 |
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89 Her Bond84 は高銀緯 F-型超巨星は若い高質量星でなく、古いハローのpost-AGB 星であると述べた。それらの星は一般に、高速、低メタル、星周ダスト、 電波分子線などの特徴を持つ。超巨星のスペクトル型は低重力を示すが、必ず しも光度の高さを示すわけではない。典型例は 89 Her F2Ia である。Gillett70 はこの星に赤外超過を発見した。Fernie81 は P = 67 d の小振幅変光を見出し た。この星は公転周期 278 日の連星でもある。 |
サンプル 赤外超過から post-AGBs ではないかと言われている高銀緯星は、 HD 161796 F3Ib = IRAS17436+5003 Parthsarathy, Pottasch (1986) HD 101584 F0 Iep = IRAS10158-2844 Parthsarathy, Pottasch (1986) HR 4049 B9.6 Ib-II = IRAS10158-2844 (Lamers86) HD 213985 A2 Ibb = IRAS22327-1731 (Waelkens87) IRAS20056+1834 G0 Ib (Menzies, Whitelock 1988) IRAS18095+2704 F3 Ib (Hrivnak88) Trams 1991 は 25 個の高銀緯で赤外超過を持つ超巨星の研究をした。 |
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RV Taus RV Tau 型変光星は、周期 5- - 150 日で、深い極小と浅い極小を交互に繰 り返す。スペクトル型は F, G, K である。Preston63. CO でも見える。 |
UU Hers UU Her 型変光星は Sasselov84 により小振幅で周期 40 - 100 日の高銀緯 星とされている。 89 Her と似た赤外超過が RV Taus にはあるが、UU Hers にはない。 |
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HR 4049 HR 4049 は極度に低メタルであることで有名である。その原因としては、 連星のマス転送、放出流からのガス成分の再降着などが提唱されている。 HD 44179 と Frosty Leo HD 44179 = Red Rectangle (Cohen75) は B9 - F の星で、強い PAH 放射 を示す。Frosty Leo = IRAS09371+1212 は 45 μm 氷放射による強い FIR 超過を持つ。この星は 3.1 μm 氷吸収帯も示す。偏光観測から Dougados92 は円盤の存在を提唱した。その運動年齢は数百年らしい。 |
R CrBs R CrB は b = 51 の G0 Iep 超巨星である。この星は水素欠乏炭素星で 数年の変光を示す。IRAS 画像には 18' の大きさの膨張ダストシェルが見える。 これはマスロスの残骸であろう。 |
 図５a．PPN 候補 IRAS 07134+1005. |
 図５b．PPN 候補 IRAS 04296+3429. |
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双峰性 SED IRAS カラーに基づいて選んだ PPN 候補天体の地上観測が Kwok87, van der Veen 1988, Hu et al 1992 により実施された。観測のポイントは赤外天体と 可視天体の同定にある。 表２には我々が良い PPN 候補と考える 28 天体のリストを示す。図５にその SED の例を示す。ＳＥＤの著しい特徴は、二つのピークであり、一つは ダスト層、もう一つは中心星である。Hrivnak89 はその運動年齢を数百から 千年と算出した。 |
低マスロスの PPNs 表２の PPN 候補は大きなマスロス星に偏っている。 これらの星は強い赤外超過を示し、その進化は赤外観測で追跡できる。 低マスロスの PPN も存在するだろうが、表２には含まれない。 |
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非変光 OH/IR 星 PPN の進化モデルを最初に試みたのは Bedijn (1987) である。彼は非変光 OH/IR 星を PPN 候補に考えた。 Volk, Kwok (1988) も同様のモデルを考え、PPN SED フィット Volk, Kwok (1989) に利用した。 Bedijn89 モデルは星の進化が入っていなかった。 |
星を進化させたモデル Volk 1992 と Marten et al 1993 は Schonberner (1983) と Blocker 1989 の進化モデルを取り入れて、 PPN の進化を計算した。Marten93 はダストとガス の力学結合を入れて、それが IRAS カラーに大きな影響を持つ事を示した。観 測との一致を得るには Schonberg 進化を速める必要があり、 PPN 期の長さは 800 年を越えないと Volk92 は指摘した。図６に進化を速めた星のスペクトル 進化の例を示した。若い PNs (図４) と PPN (図５) の双方がこのモデルで 再現されている。 |
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Hα 輝線 表２の PPN 候補星の見かけ等級は 7 - >22 mag に亘る。可視で明るい 星は分光が可能である。大部分で可視測光は可能である。多くの PPN, 特に スペクトル型 FI の天体には Hα 輝線が見える。そのラインプロファ イルは P Cyg, inverse P Cyg, シェル型である。そのようなプロファイルは 幾つかの黄色超巨星にも見え（Sowell90）、RV Tauri, W Vir 型星のような脈 動星の幾つかにも見える。Hα の変化は星が一時的に 100 - 300 km/s 星風でマスロスを行うことを示す。Waters93. 連星 PPN ラインの速度モニタリングから幾つかの天体が連星であることが判明し た。ただし、連星の割合はまだ不明である。 |
変光 可視で明るい post-AGB 星 = RV Taus の幾つかには一世紀以上の長期変光 観測が行われている。そして周期変化が検知されている。二つの RV Tauri 星 の周期変化が、予想される post-AGB 星の周期進化と一致することが示された。 Percy91. C2 と C3 AFGL 2688 及び他の少数の PPN に C2 と C3 が検 出された。Crampton75, Hrivnak, Kwok 1991b。これらの天体が非常に C-リッ チなことを示唆する。 |
赤外 SED１５０−３００K ？PPN の λ < 5 μm は星の光球放射、それより長波長側はダスト 放射が支配的である。PPN 候補星の色温度は最も低温の AGB 星と最も若い PN の中間で 150 - 300 K を占めると予想される。しかし、YSO も似たカラー 温度を示す。 PPN マスロス Trams89 は post-AGBs がマスロスを行っているなら、熱いダストからの 近赤外超過が見えるはずと論じた。 HR4049 はそのような星の典型例かも 知れない。 NGC 7027 や IC 419 のような PNs はAGB マスロス残骸からの 低温ダスト放射と並んで高温ダスト成分も示すことが知られている。post-AGB 星も近赤外超過を持つかも知れない。 星周ダスト放射帯O-リッチ PPN： シリケイト帯O-リッチ PPN ではダスト温度が下がり、SED ピークが長波長側に移るのだ から、 10, 18 μm 帯は弱くなると予想されていた。 Volk, Kwok (1989) はLRS を調べ、予想された 10 μm 帯と同じ形の天体を発見した。中でも IRAS 18095+2704, 10215-5916, 20004+2955 はその後 PPN であることが 確認された。 |
C-リッチ PPN：21 μm 帯 C-リッチ AGBs で支配的なダストは SiC と 極端炭素背の場合, グラファイ トである。11.3 μm ＳiＣ バンドはシリケイトより弱い。したがって C- リッチ PPN では強いバンドは期待できないと予想されていた。したがって、 ４つの PPN で強い 21 μm 放射帯が発見(Kwok et al 1989) されたのは驚 きであった。図７にその４つを示すが、 12 - 18 μm で λF λ が平らなのも興味ある。このバンドは AGB でも PN でも 見えず、PPN でのみ現れる。 3.3, 6.9 &mu:m 帯 PN, HIIRｓでよく見られる 3.3 μm ＰＡＨ 放射帯に加え、PPN で 最も強く現れるのは 3.4 - 3.5 μm での放射帯である。この放射帯は 05341+0852, 04296+3429, 22272+5435, AGGL 2688 それに C-リッチ PN 21282+5050 で観測されている。その成因については多くの議論がある。 |
| PPN 候補星、特に F-型のそれ、は水素再結合吸収線が多数現れる。 それより晩期 mid-G, K になると、CO 振動遷移のラインが見える。 それらをzu 8 に示す。 | 最も興味深いのは IRAS 22272+5435 で、３か月の間に、CO 輝線が 吸収線に変わった。 |
OH メーザー線OH ラインの変化Sun, Kwok 1987 は OH 1612 MHz ラインが PPN 期間存続するのは高マスロス の星に限ることを示した。Lewis 1989 は AGB を離れた後に OH メーザー線が どう変化するかを調べた。例えば、 PPN IRAS 18095+2704 は OH メイン (1665/1667 MHz) ラインが 1612 MHz ラインより強い。AGBs では通常逆である。 Likkel 1989 の OH, H2O サーベイで PPN 17436+5003, 19114+0002, 19477+2401, 23321+6545 で OH を検出したが全てメインラインであった。 1667 MHz 特に面白いのが HD 101584 = IRAS 11385-5517 からの 1667 MHz ラインで、星位置の両側に青方変位と赤方変位に分かれて存在する。OH は円盤の軸 から出ているらしい。 CO 線高速流 表２にあるように、ほぼ全ての PPN 候補星から CO が検出されている。 AFGL 618, AFGL 2688, IRAS 19500-1709 には幅広のウィングが検出され、 高速流の存在が示唆されている。 |
β = (MV)/(4πD2F/c) β は AGBs で 1, PPN, PN では 1 を超す。(Likkel 1989, Hrivnak, Kwok 1991a) PPN の CO 形状 Bujarrabal et al 1992 は IRAS 19114+0002 を CO で観測し、その形が 18"x14" と少し細長いことを見出した。将来の観測でもっと詳しい ことが分かるだろう。 連続電波AFGL 618 に非常に小さな電離領域が検出され(Kwok, Bignel 1984) 非常に 若い PN Vy 2-2 から OH が検出された。電離領域は赤外再結合線, 例えば Brγ とか、f-f 放射で分かる。多数の OH/IR 星が電波連続光を求めて 観測された。IRAS 17516-2525 は連続光は見つからなかったが、 Brα, Brγ Pfγ の検出はこの天体が PN の入り口にいることを 示唆する。 |
Hrvnal, Kwok 1991a はいくつかの PPN が中間赤外で似たスペクトルを持つ
のに可視の明るさが大きく異なる原因として、非球対称な PPN が
色々な角度から眺められるためとした。可視で明るい PPN はポールオンで
暗いのはエッジオンと言う訳である。
可視撮像双極星雲AGB 期のマスロスが非球対称だと、軸方向から漏れた光が散乱するので、 エッジオンでは双極型星雲が見える。PPN では IRAS 17150-3224, IRAS 17441-2411 がそれである。Hu et al 1992b, Langill et al 1993. |
同心リング Crabtree, Rogers 1993 は AGFGL 2688 の 0.4 arcsec 解像度の画像を 撮った。そこに見えた 星から 35" まで広がる同心リングは間歇的な マスロスと解釈された。間隔は 600 年である。 赤外撮像可視光は中心星からの光をダストが散乱する様子を知らせるが、赤外光は ダストの分布を直接伝える。 Gatley 1988 の H2 ラインに よる AFGL 2688 の NIR 画像は可視での耳たぶ構造に直交する円環状の形状 を明らかにした。最近の中間赤外技術の進歩は Meixner et al 1992 の O-リッチ PPN HD 161796 が 3 arc sec の球状シェルを持ち、C-リッチ PPN IRAS 22272+5435 が細長い形状を示す、という結果をもたらした。 |
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AGB と PN を結ぶ、進化モデルが作られ、予想される PPN の性質を持つ
候補天体が見つかった。AGB ダストシェル残骸の進化がこの遷移時期を通じて
追いかけられた。しかし、未だ次のような問題が残っている。
高銀緯超巨星 高銀緯超巨星がゆっくりと進化し、高温度星への遷移時間がシェルの散逸時 間より長い可能性がある。その場合にはこれらの星は PN にはならないだろう。 低質量星と高質量星の進化の差を調べる必要がある。 連星 ＰPN 候補内の連星率は不明である。質量交換の影響は複雑で、現在の単純な 単一性モデルを大きく変えるだろう。 双極性 なぜ双極性の形態が生じるのだろうか？AGB マスロス過程に関連するのか、 O-リッチと C-リッチで差があるのか？ |
間歇マスロス AGB マスロスは連続的なのか、それとも間歇的なのか？PPN 周りの高分散 画像が重要である。 YSO YSO のスペクトルが似ているため、混同が生じる。また、高質量星は赤色超 巨星時代に強いマスロスを示すので、IRC+10420 のように青色超巨星に向かう 星を区別するのは難しい。 独特のスペクトル PPn 赤外スペクトルの特徴が PPN 内の化学的過程の結果なのか、励起条件の 独自性なのか。 |