| log(L/Lo) = 4.0 まで完全な NIR 測光を用いて、 M31 と M33 の RSGs 探査 を行った。アーカイバルデータ（他の目的で撮ったという意味で）は M31 で 5 deg2, M33 で 3 deg2 である。前景星の除去には Gaia が用いられた。その後、CMD 上で RSGs を AGBs から分けた。MARCS 大気 モデルを使い、有効温度と輻射光度を定めた。得られた HR-図は Geneva 恒星 進化トラックと良い一致を示した。 | M31 で 6400, M33 で 2850 の RSGs が Holmberg 半径内に見つかった。 これに対し、我々の銀河系では現在のところ、僅かに数百の RSGs しか見つか っていない。我々のカタログは別に出版される RSG 連星カタログと、 また将来大質量星進化を研究するための基礎になる。この論文では、 NIR で選択された RSGs とその可視対応星とのマッチングから、M31 と M33 の OB-星の赤化が似ているように見えるのは Malmquist バイアスの結果である ことを示す。M31 の平均減光は M33 より大きい。RSGs の空間分布は渦状腕 をなぞっているが、AGBs は円盤全体により一様に広がっている。 |
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RSGs とは RSGs は Mi = 8 - 30 Mo 星の進化した星である。その前駆 OB-星は中心部で 水素を使い尽くすと、ヘリウム核の周りの水素殻燃焼により恒星外層部は急速 に膨張する。星がハヤシリミットに到達する頃までにヘリウム核中心に火が点 く。その時点で星の半径は 500 - 1800 Ro, 有効温度 3500 - 5000 K である。 M ≥ 30 Mo の星は RSG にはならない。その代わり、そのヘリウム燃焼期を WR-星として過ごす。おそらく、その前に明るい LBV 期を経るのだろう。 Mi < 8 Mo の星は赤色巨星となる。それらは大質量星とは呼ばれない。 それらはコアコラプス型の超新星とならないからである。連星では上のシナリオ が変わり、 RSGs になるはずの星に WRs への道が開ける。 RSGs と大質量星進化 Kippenhahn, Weigert 1990 は大質量星の進化段階は恒星進化計算の「拡大鏡」 として働く。それは「早期段階計算の過誤を容赦なく暴く」という意味である。 例えば、 Maeder et al 1980 は RSGs/WRs 比がメタル量に敏感であることを 示した。そして、Massey 2003 は実際にその効果を観測し、同時に理論予想から 大きく外れていることも示した。しかし今から考えると、 RSGs も WRs もその 数は不正確であった。それらの数については Stanway et al 2020 を見よ。 連星 RSGs 進化した大質量星が有用なもう一つの例は連星の影響である。RSG 連星の 割り合いを未進化大質量星の連星率と比較すると、連星作用の効果を決められ る。MW では約１０の RSG 連星が知られている。SMC, LMC における低温超巨 星分光観測の結果、Gonzalez-Fernandez et al 2015 はいくつかの連星を見つ けた。Neugemt et al 2019 は RSG 連星の直接探査（？）を行い、LMC、M31, M33 で 87 個発見した。Neugent et al 2020a は LMC でさらに 37 の RSG 連星を見つけた。 Neugent 2020 は HST UV データを用いて M31, M33 の RSG 連星率を求め、著しいメタル量効果がることを示した。 |
銀河 RSG サンプル この仕事をサポートさせるために、まず最初に、様々な銀河で比較的完全な RSG サンプルを得る必要がある。Yang et al 2019 は SMC の RSG リストを得た。 類似手法を用いて、 Neugent et al 2020a は LMC RSG サンプルを作った。ここ では、M31, M33 の完全サンプルを得る。これらは 低メタルの SMC, LMC に対 して、高メタル補足データとなる。M31 では R = 10 kpc でのメタル量は 1.5 -2 太陽メタルで、メタル量勾配は弱い。一方 M33 では中心部では超太陽、外側 では SMC 的となる。 RSG 成分決定の問題 銀河の RSG 成分には二つの問題があった。第１は前景星の混入である。 マゼラン雲では混入率が 10 % 以下（Massey 2002, Neugent et al 2012）と 低いが、 M31, M33 では 50 % 程度 Massey (1998) と高い。可視２色図が前景矮星を除く助けにはなる Massey (1998) が、黄金律となるのは CaII 三重線を用いた視線速度であった。しかし、 Gaia/DR2 の視差と固有運動を用いると、多くの前景星が容易に識別できる。 AGBs 第２の問題は AGB 星である。Brunish et al 1986 は高光度 AGB 星は低光度 RSG 星と重なることを注意した。Massey, Olsen 2003 は log(L/Lo) > 4.9 を RSG 下限とした。しかし、 AGBs の正確な上限値ははっきりしない。 Groewegen, Sloan 2018 は super-AGBs は log(L/Lo) = 5.1 まで達すると している。しかし、この光度の RSGs は典型的には 15 Mo であり、log(L/Lo) = 4.0 で M = 8 Mo なので、光度だけで区分するのは賢い方法と言えない。 幸いにも、AGBs と RSGs は J-K カラーで分かれる。これは Cioni et al (2006), Boyer et al 2011, Yang et al 2019 の仕事ではっきり示された。 この方法は Neugent et al 2020 が LMC RSGs 同定に使用した。 |
２．１．M31ANDROIDSANDROIDS = Andromeda Optical and Infrared Disk Survey は銀河面とバル ジ 5 deg2 の一様な表面輝度分布を目標としている。観測は WIRCam/CFHT を用いて J, Ks バンドで行われた。各領域は J 16x47 sec 露光 と Ks 26x25 sec 露光で観測された。スカイの差し引きには １°以上離れた ところの画像を使用した。 測光 画像は 0.3"/pixel で各画像は 21',5x21'.5 である。全領域は 5 deg2 である。J = 14.3 - 17.5, Ks = 13.3 - 19.5 の両方で受かった星のみを残した。明るい 方の限界は M31 RSGｓの光度限界と思われるが、念のため 2MASS 星 6000 個を加えた。 こうして 712,716 星のリストができた。 測光エラーを図３に示す。 ２．２．M33M33 の J, Ks データは Cioni et al 2008 の M33 AGB 星探査観測データを 使用した。Javadi et al 2015 は同じデータを M33 の赤色巨星変光の研究に 用いた。観測は WFCam/UKIRT U/05B/7 プログラム 2005 Sep-Nov で行われた。 各フィールドは 0.4"/pixel 52'x52' である。M33 は 3 deg2 画像 でカバーされた。 |
 表１．観測諸元 |
 図４．M31 色等級図。上：Gaia で色分け分類された星。黒＝ "probable" メ ンバー。赤= 前景星。緑＝不明。青＝Gaia なし。下：ブザンソンモデルによる 前景星の色等級図。 |
 図５．M33 の色等級図。シンボルは図４と同じ。 |
３．１．前景星の同定視線速度、可視二色図Gaia データが使えない時代には視線速度 ( Massey (1998), Massey et al 2009, Drout et al 2009, Massey, Evans 2016 )が前景星の分離 に使われた。ただし、M31 の NE 側は銀河回転と銀河中心速度が相殺するので 分離が困難であった。さらに銀河系ハローの運動は銀河と同じような視線速度を 与えるので、ハローの赤色巨星を分離することは困難である。（B-V)-(V-R) 二色図 Massey (1998), は B バンドで表面重力依存度の大きいラインブランケッティング効果により 矮星と超巨星をある程度はっきりと分離する。しかし、その信頼度はそう 高くない。 Gaia/DR2 データを扱う手続き： > (a) コバリアンス解析からメンバーと非メンバーを分ける。(Aasland et al 2018, Neugent et al 2020) (b) Gaia 等級とカラーからメンバーらしい星の固有運動と視差の分布を見る。 (c) サンプルの掃除が済んだら、M 31 に対して、平均視差 -0.033 mas, RA 固有運動 0.028 mas yr-1, Dec 固有運動 -0.014 mas yr-1 を得る。M 33 に対してはそれらは -0.081 mas, 0.103 mas yr-1, 0.034 mas yr-1 である。 (d) サンプルの視差メディアンと固有運動メディアンを用いて、個々星の Gaia 視差と固有運動が比較サンプルの 99.5 % より外に出た場合は前景星と考える。 逆に 75 % の内側にあったら、メンバーと見做す。中間は不確定とする。 Covariance テスト 視差と固有運動が期待値の 2.5σ より内側にあったら "non-menber" から "uncertain" に変える。こうしてカラーを付けた星を図４，５にプロット した。J-Ks=0.8-0.9 の前景矮星が垂直に立っている。Ks = 16-16.5 では黒点の メンバー星と前景星が入り乱れている。Ks = 15.5 より暗い方に Gaia データ の無い星の一群がみえる。これらは銀河の AGB 星である。 |
３．２．RSGs の同定表２にある境界を RSGs に採用した。 RSG 帯両側の線は Cioni et al (2006), に倣って K0, K1 と名付ける。K1 は赤い方の境界線で AGBs に接する。しかし、明るい上方ではこの境界線を 広げた。そこには確かに星があり、かつそれらは明らかに AGBs より明るい からである。それらはマスロスをしている RSGs と考える。Yang et al 2019 が SMC に適用した手法を個々で採用する。彼らは K0, K1 を平行としたので、我々もそうする。しかし、それだと明るい K-型 RSG を排除 する危険がある。 銀河の除去 LGGS R-バンド画像を用いて眼視で銀河を除いた。M31 バルジ領域は混みすぎで 間違い検出が多い。そこで中抜きとした。 リスト 表３と表４に RSGs リストの一部を示す。M31 には 38,817, M33 には 7,088 RSGs が含まれる。そのうち 31,444/38,817 (M31), 4,819/7,088 個が Holmberg 半径内にある。そこから LGGS リストを参照して QSOs をいくつか除いた。 幾つかの WN 型星も見つかり除かれた。強い輝線が J-Ks カラーを赤くしている らしい。M31 の 32 個, M33 の 8 個は以前 OB-星として登録されていた。それらは 連星の可能性がある。 |
イントロダクションで述べた RSGs の総数が大質量星進化の研究に役立つ
と言う話は、光度限界が決まらなければ無意味である。
４．１．赤化補正OB 星の赤化Massey et al 1986 の４つの OB-アソシエイションの研究では、E(B-V) = 0.08 - 0.24, Av = 0.25 - 0.75 である。Massey et al 2007 は LGGS 測光 に現れた OB-星の "blue plume" から M 31 OB-星の平均赤化 E(B-V) = 0.13 (Av = 0.4) を導いた。M33 もほぼ同じ結果であった。それに反し、 Dalcanton et al 2015 は Panchromatic Hubble Andromeda treasury (PHAT) の解析から 円盤の星の平均 Av = 1 を導いた。この食い違いは第５章で調べる。 星周ダストの影響 面倒なことに RSGs は星周ダストに覆われているので同じ領域の OB-星より も赤化が大きい（Massey et al 2005). Massey et al 2009 はモデルフィット から、M31 RSGs のいくつかに対して Av を与えた。Neugent et al 2020b は その結果をまとめ、減光が光度に依存し、K = 14.5 より暗い RSGs では Av = 0.75 であるが、それより明るくなると、Av は等級に線形な増加を示すとした。 彼らはそれが Av の直接決定と合うだけでなく、進化経路の計算結果とも合う とした。M > 20 Mo の RSGs はエディントン限界を超えることがあり (Ekstrom et al 2012) 時折大きなマスロスを引き起こす。 星周シェルの減光補正 ここでは同じ手続きを採る。表２に使用した関係式を示す。加えて、J-Ks = 1.5 付近の非常に赤い星も、それらが AGBs より明るい場合は、RSGs とした。 それらの星は減光曲線に沿って、通常の RSG 系列に戻す。表３と表４には、 使用した減光値を示す。減光補正の誤差が RSG 光度に及ぼす効果は小さい。 |
４．２．物理的性質システム変換Bessell, Brett (1988) は大気モデルに基づき、測光カラーと有効温度の関係を与えた。それを使用する ためには、2MASS システムから彼らの採用した標準システムに変換する必要が あり、表２に示した Carpenter (2001) の変換式を用いた。減光補正に使った AV, AK, E(J-K) は Schlegel et al. (1998) から採った。 Teff こうして得た固有カラーから有効温度と輻射補正への変換には MARCS モデル を使用した。それらは MW (Levesque et al 2005), LMC/SMC (Levesque et al. 2006), M31 (Massey et al 2009) で行われた。(J-K)o と Teff の線形な関係 が RSGs では成立する。Neugent et al. 2020b に倣い、我々は M31 に対して 太陽メタルと 1.5x太陽メタルのモデルの中間を使用した。Sanders et al 2012 によると、若い星種族のメタル量は 1.5x太陽で中心距離による勾配は殆どない からである。Zaritsky et al 1994 も見よ。M33 は強いメタル量勾配を持つが その値は未定である。そこで、 Urbaneja et al 2005 の OB-星メタル量から、 M33 全体に LMC と同じ 0.5x太陽を使用した。Teff のエラーは 150 K 程度。 BC 反対に、表２にあるように、 BCK のメタル量効果は無視できる 程度に小さい。光度のエラーは 0.05 dex 程度。Ks と Av の間に線形の関係を 仮定するのはモデル進化経路との一致も良くなる。 非常に大きな Av を持つ異常に明るい RSGs １０以上の RSGs は Av = 5 - 10 というあり得ないほど大きな減光と、非 現実的な明るさ、 Ks = 6 - 9, を有する。それらのいくつかは Gaia の結果が 怪しいが、大部分は M 31 メンバーと思われる。それらが純正の RSGs とは 思えないが、興味深い天体である。それらは LGGS サーベイ領域にはなく、 星形成域から離れていることを示す。メンバーシップ決定に誤りがあるのかも 知れない。 M33 にはそういう問題はない。 RSGs の光度 M31 に 38,817 RSGs, M33 では 7,088 RSGs が同定された。内、 7585/38,817 と 3911/7,088 個が log(L/Lo) > 4 である。さらに、6412/7585/38,817 と 2858/3911/7,088 個が Holmberg 半径内にある。 |
 図８a．M 31 RSGs の HR-図。Ekstrom et al 2012 ジュネーブ進化経路(z=0.014) も示す。異常に明るい星がいくつか見えるが、大部分は進化経路に沿って存在する。 モデル進化経路 図８には HR-図上の RSGs をモデル進化経路と共に示す。 M 31 では Ekstrom et al. 2012 の z = 0.014 モデルを示す。もっと高メタルの方が適当かも知れ ないが計算がない。M 33 には z = 0.006 モデルを Georgy, Ekstrom, Meynet に計算してもらった結果を使用した。 HR-図 図８で最も驚くべき結果は観測とモデルの一致である。上向きに曲がって、 そこから垂直に伸びる進化は, 中心核で He が C, O に変換され、平均原子量 μ が上がった結果（ L の μ 効果：Levesque 2017）である。Teff, SED の計算に関わる様々な要素、対流の扱い、大気モデル、の複雑さを考えると、 このような一致は驚きである。 |
 図８b．M 33 RSGs の HR-図。Ekstrom et al 2012 ジュネーブ進化経路(z=0.006) も示す。 進化経路へのマスロスの効果 星の赤方向進化の先端温度は星質量が上がるに連れ高温になっていく。log (L/Lo) = 5.5 (30 Mo) ではその温度はもはや "red" supergiant という名には ふさわしくない。この高温化は主にマスロスの効果である。これがなぜ太陽メ タル (M31) のモデルで M = 32 Mo 経路が log Teff = 3.77 で止まるかの理由 である。マスロスは進化を高温度方向に逆転させる。メタル量が低いと、 40 Mo でも RSG になる。M31 での高質量星では星周減光の効果でややはっきりしないが、 分光観測がそれをはっきりさせるだろう。 |
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Av の食い違い 第４章では、PHAT サーベイも我々自身の予想も M 31 の大きな傾き角から その減光は M 33 より大きいことを示唆すると述べた。しかし、 Massey et al 1986 の OB-星測光も Massey et al 2007 の "blue plume"の研究も M 31 に 低い減光値を与えた。 NE と SW でマッチ率が高い 表３、４を作っていて気付いたのだが、我々の NIR-RSGs と LGGS 可視 RSGs とのマッチ率が両銀河間でかなり差がある。M 31 では log(L/Lo) > 4 の RSGs が LGGS に見出される割合は 52 % であった。これが M 33 では 87 % に なる。我々はその違いを注意深く調べ、M 31 の NE と SW 側の外側 LGGS 領域ではマッチ率が M 33 と同じくらい高いことを見出した。 マッチ＝減光 図９にマッチ率のマップをグレイスケールで示す。領域の大きさは図１の緑枠 に大体等しい。マップを作る際には 5'x5' で平滑化を施した。その中に 50 個 以下の RSGs しかない場合は黒くした。濃い灰色＝ 12 % から明るい灰色＝ 90 % まで変化する。このマップは Draine et al 2014 の減光マップ（図２） とよく似る。 Malquist bias つまり、明るい OB アソシエイションと "blue plume" 星は M 31 の 「近い 側」に存在し、ダストの影響が少ないのである。これは Malquist bias の 古典的な例であり、こうして謎は解けた。 (？？？ ) |
 図９．NIR で選択された RSGs の中で、可視 LGGS で選択された RSGs の割り合い。白いほど高い。現れた構造は減光マップ Draine et al 2014 と似る。 |
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過去の研究 Humphreys, Sandage 1980 はその有名な論文で M 33 の星種族を調べ、青い 星と赤い星を銀河全面に亘って分類し、OB-アソシエイションを見出した。 青い星と OB-アソシエイションは渦状腕を明瞭に描き出したが、赤い星は違っ た。OB-星(1-5 Myr) と RSGs(10-15 Myr) の間には少し年齢差があるが、それ で分布の差は説明できない。彼らは正しくも赤い星の多くが前景の矮星である とした。Ivanov et al 1993 はより広い写真乾板撮影を行ったが同じ問題に 悩まされた。Massey 1998 は二色図により RSG と 前景矮星を分ける手法を 考案した。しかし、その観測領域は小さかった。Rowe et al 2005 は M33 の 広域 CCD 撮影を行い、Ｃ−リッチ AGB 星を探した。前景星の補正は行われず、 CMD 上でのその候補領域は RSGs と重なっているように見える。実際渦状腕に 見えるパターンが現れている。 |
Gaia 我々は Gaia を利用できるのだが、CMD 上で AGB 領域にある星の大部分は Gaia で測定されていない。ただ幸運にもそのように極端に赤い領域では 前景星の混入は僅かであろう。図４、５を見よ。 RSGs と AGBs の分布 図１０、１１に RSGs と AGBs の分布を示す。予想されるように RSGs は渦 状腕を追尾している。M 31 では RSGs の大部分が有名な星形成リング内に 見出される。 M 33 では RSGs は腕構造を良く示している。一方 AGBs は円盤 全般に一様に分布している。これは RSGs が 10 -20 Myr で、AGBs が主に 100 Myr - 1 Gyr (Salaris et al 2014) という年齢差を考えると妥当である。 |
| 我々の銀河系では数百の RSGs (Levesque 2017) しか発見されていない。そ れらの多くは HD カタログと他の対物プリズム研究 (Nassau et al.1954, Blanco,Nassau 1957, MacConnel et al 1992, Humphreys 1978) である。最近 RSGs を多数含む星団が GC 方向に見つかった。 Figer et al. (2006), Davies et al. (2007), Negueruela et al. (2010), Negueruela et al. (2011), Messineo et al. (2016) 別の方向での研究 Dorda et al 2018 が進行中である。しかし、他の銀河系 天体の場合と同様に、減光が全銀河系探査を妨げている。銀河系内には数千の RSGs が期待され、今回の M31, M33 での探索はそれを裏付ける。 | その他のまとめは略 |