A New Method to Identify Subclasses among AGB Stars Using Gaia and 2MASS Photometry


Lebzelter, Mowlavi, Marigo, Pastorelli, Trabucchi, Wood, Lecoeur-Taibi
2018 AA 616, L13 - L20



　アブストラクト　

　ガイア BP, RP と MASS J, Ks から二つの Wesenheit 関数 WRP, BP-RP, WKs, J-Ks を作り、次に、 (WRP, BP-RP-WKs, J-Ks) - Ks を作った。 この図上では様々な LPVs が異なる位置を占める。 　Ｏ-リッチ星と C-リッチ星が分離することを示す。また、低質量、中質量、 大質量 O-リッチ赤色巨星、さらに極端 C-リッチ星を同定した。進化モデル を援用して、この図の天体分類力を示す。

　１．イントロダクション　

　Gaia により AGBs の研究が大きく深化する。 　ここでは手始めに LMC の星を扱う。

　２． ガイアと 2MASS を使った LPVs の特性化　


図１．LMC LPVs の (WRP, BP-RP-WKs, J-Ks) - Ks 図。 実線＝O-リッチと C-リッチの境界。破線＝サブグループの境界。境界線の定義は 付録。

　マッチング　

　LMC 内の ガイア LPVs 11,022 星に対して、2MASS と 1" でクロスマッチ して、7 星以外の全てでマッチングを得た。

　ウイーゼンハイト関数　

　赤化フリー等級 WKs, J-Ks = Ks - 0.686(J-Ks) は Soszynski05, Trabucchi17 などで使われている。

図２．図１と同じだが、(J-Ks) カラーで色分けした。

ガイア等級に対しては、

　　WRP, BP-RP = GRP - 1.3(GBP-GRP)

を用いる。

　(WRP-WKs) - Ks 図　

　図１には、 (WRP-WKs) - Ks 図を示す。 この図が CMD と違うことを強調したい。青い天体は図の中央に位置し、 両側に行くにつれ赤くなる。

　３．応用　

　分類力が強い理由　

（１）炭素星は M-星より J-Ks が赤い。(WRP-WKs) - Ks 図において、これは炭素星が (WRP-WKs) = 0.8 の右側、O-リッチ星が左側に分かれることを意味する。
(J-Ks　が赤いことと W-W が赤いこと がどう関係するのか分からない。 )

（２）炭素星になる Mi にはある巾に収まる。このため異なる種族の星が (W-W) -K 図上で異なる領域に固まるのである。

　C-リッチグループ　

　図１、２に示されているように総計で６つのグループが存在する。内二つは 炭素星で、それらは (WRP-WKs) = 1.7 で分断される。 そこで左側を C-リッチ、右側を極端 C-リッチと呼ぶ。「極端」の用語は Blum06 SAGE で NIR カラーが非常に赤い星を指して使った。したがって、 二つの 「極端」は異なる星種族を指している可能性がある。

　Ｏ-リッチグループ　

　RGB と暗い AGB 集団は TRGB 付近の RGBs と早期 AGBs を合わせたグループ である。その上の星は、進化計算との比較から、低質量、中間質量、大質量の O-リッチ AGBs である。

図３．初期質量によるモデル種族分類。モデルは TRILEGAL(Girardi05）使用。 Marigo13, 17 の AGB の詳細な進化モデルを使用してシミュレイションを 行った。a, b, c, d は進化の主要な枝分かれを示す。内枠では Mi = 1.45 - 3 Mo で, 炭素星に変わる直前の点 Mi を変えて結んだ線を示す。Z = 0.006 である。三角＝ HBB 星。


図４．LMC の Gaia DR2 LPVs の 2MASS (J-Ks) - Ks 図。印の色は図１に同じ。

　質量と種族　

　図３には種族合成モデルによるシミュレイション結果を示す。 図１とよく似ており、図中のサブグループが初期質量による区分けに対応する ことを明らかにする。対応の結果は、

(a) Mi = 0.9 - 1.4 Mo の低質量 O-リッチの早期 AGBs と TP-AGBs である。 AGB 進化末期には W-W が負の領域に達する。(a) 領域の上辺付近には 1.4 - 1.8 Mo で炭素星に変換する直前の O-リッチ星が分布する。

(b) Mi = 1.4 - 3.2 Mo の炭素星。右側は "extream carbon stars" で、 シミュレイションでは強いマスロスを伴う炭素星である。数が少ないのは タイムスケールが短いためである。

(c) 中間質量 O-リッチ AGB 星である。下辺部は Mi = 2 - 3.2 Mo 星で 炭素星になる前の O-リッチ星が分布する。（Mi = 1.8 - 2 Mo 星は炭素星に なる前に　(c) に移動はしない。）　炭素星に変わると (b) へ移るのである。 (b) 上辺部は M = 3.2 - 6 Mo 星で炭素星にはならない。そこには HBB 星 も含まれる。進化最終末期、マスロスが非常に高い短期間にこれら中間質量 AGB 星が図の右側、極端炭素星領域に混入する可能性がある。

図５．図３と同じシミュレイションだが、印の色は C/O 比で分けた。 HBB 星はマゼンタとした。

　(a) と (c) との間の間隙は縮退核の形成が原因である。図３内枠に 炭素星になる直前位置を Mi　を変えて示す。その線が間隙部を取り囲む ことが分かる。二本の曲線の下側の方は低質量 1.4 - 1.8 Mo で, 主系列後 He 縮退核を形成した。上側は中間質量 1.8 - 3 Mo で縮退核を持たなかった。 その境目 Mi = 1.8 Mo 星は 最小コアマスでヘリウムが着火し、つまり最も 暗い、現在の TP-AGB モデルではこの質量が炭素星に転移する時の最小光度 を持つ。

(d) 主に Mi ≥ 8 Mo の RSGs で占められている。しかし Mi = 6 - 8 Mo 星, Siess10 の super-AGBs, と Mi = 5 - 6 Mo の高質量 AGB 星も含まれる。

　C/M 分離　

　図１、２を見ると O-リッチ星と C-リッチ星の間には空隙が存在する。 これは図５でより明白に示される。(a) の上辺部と (c) の下辺部では C/O が 1 に近いことが分かる。これらはs　Ｓ-型星に対応するに違い ない。HBB 星は低い C/O 比、高い N 組成、低い 12C/ 13C で特性付けられる。

　４．結論　

　(W-W) - K 図は ガイアデータによる進化した星の研究で大変有用である ことが分かった。この図は星の 質量、C/O 組成、進化段階を非常に うまく取り出す能力を有す。 　われわれはこの道具を用いてより広範囲な研究を計画している。次回では 他の恒星種族の解析を行い、LPVs の変光の研究に使う。

　付録表A.1.　LMC における種族の定義　　




　付録図A.1.　AGB の様々な種族を区別する図




　付録A: AGB の様々な種族を区別する図　

　成分分解図　

　WRP-WKs = (GRP-Ks) ＋ 0.686 (J-Ks) - 1.3 (GRP-GKs) であり、３つのカラーで構成されている。 そこで図A.1.　に各成分を横軸にした図を描いた。

　低質量 O-リッチ星　

　低質量 O-リッチ星の場合 WRP-WKs は主に (GBP-GRP) で規定される。(GRP-Ks) と (J-Ks) は単に一定値を加えるだけである。BP(330-680 nm) と RP(640-1050 nm) 波長帯では TiO, VO, ZrO バンドが存在し、その強度は低温度ほど強い。 Aringer16 にこの波長帯のモデルスペクトルが載っている。 しかし RP バンドの長波長側では分子吸収の影響は弱い。このため、 (GBP-GRP) は低温になるとどんどん赤くなる。つまり WRP-WKs = 0.5 から -1.5 への変化は低温度化を示して いるのである。 		　中間質量 O-リッチ星と高質量星　

　中間質量 O-リッチ星に関しても似た状況が起きる。それに対し、高質量 AGB 星や超巨星では、カラーの変化が小さい。これはそれらの星が比較的高温で分 子帯が強くないためである。その結果、これらの星では WRP-WKs がほぼ一定値となる。

　炭素星　

　炭素星では J-Ks 以外の二つがキャンセル する結果、WRP-WKs は J-Ks にほぼ一致する。

　図B.1.恒星進化経路　




　付録B:　LMC 種族合成。測光と LPVs　

　B.1. (WRP-WKs) - Ks 図上での進化経路　

　図B1.＝進化経路　

　図B.1. には LMC LPVs の点の上に, 　Z ＝ 0.006, M = 1.3, 1.6, 2.6, 4.4 Mo の進化経路を描いた。どの質量の星 にも熱パルスが見える。

　1.3 Mo　

　1.3 Mo 経路は (a) 領域を代表する。この星は炭素星にはならない。

　1.6, 2.6 Mo　

　1.6, 2.6 Mo　モデルは O-リッチで始まり、C-リッチで終わる。興味深いのは、 C/O が 1 以下の時には、左向きに進化していることである。 1.6 Mo と 2.6 Mo 経路の間には間隙が生じている。左向き進化は C/O が 1 を超えたと ころで終わり、(b) 領域へ飛ぶ。炭素星最末期には強いマスロスを起こし極端炭素星と なって終わる。 		　4.4 Mo　

　4.4 Mo 星は HBB を経験する。この星の早期 AGB 時代は　 (WRP-WKs) は一定値を保つが、 TP-AGB 期になると、 (c) 領域を左上方へと進化する。HBB 星はほぼ垂直に立つ RSGs の基部付近を 埋めている。

　１２、２０Mo　

　図の右下には 12, 20 Mo, X = 0.008 進化を示す。二つの線は (d) の下側と上側を走る。

　B2.合成恒星種族　

　種族合成の道具立て　

種族合成光度： TRILEGAL (Girardi05)

IMF: Kroupa01

SFH: Harris,Zaritsky09

等時線：PARSEC, COLIBRI 　Bressan12, Marigo12



　LPVs の数　

　Gaia deha 　Ｋs ＝ 13.7 mag より明るい LPVs は 11,022 星である。一方、シミュレイ ションが予想する LPVs の数は 1.69 10 5 星であった。モデルで の超過 LPVs は変光振幅が小さすぎて観測で変光と検知できない星である。 しかし、現在簡単な星パラメターから振幅まで予想できるモデルは存在しない。

　　

　 		　別の方法　

　星の力学振動数と音波振動数の比 &nu: は振動の成長率を示し、成長率が 大きいと振幅も大きくなりそうである。

　　 ν = (R Teff/M )1/2

ν = 8 - 10 当たりを限界値として、モデルから変光星を選ぶと、ほぼ 観測と合う数の変光星となった。