Matsuura02

VLT Spectra of Carbon Stars in the LMC and Their Metallicity Dependence

Matsuura, Zijlstra, van Loon, Yamamura, Markwick, Woods, Waters

2002 ApJ 580, L133 - L136

　アブストラクト

　LMC 炭素星 6 個の L-バンドスペクトルを示す。3.1 μm に HCN, C₂ H₂, 3.8 μm C₂H₂ の吸収帯がある。それらの等値巾は系統的に太陽近傍の炭素星より大きい。二つの炭素星には 3.5 μm に HCN 吸収帯があった。EW(3.8 μm)/EW(3.1 μm) は LMC では太陽近傍星より大きい。これは n(C₂H₂)/n(HCN) が高いことを示唆する。

　LMC 炭素星の吸収強度が強いことは、炭素星に関してもスケール太陽近傍炭素星が成立して、分子組成も低いという仮定とは矛盾する。銀河系炭素星では n(C)/n(O) = 1.05 - 1.1 であるが、我々の化学モデルによれば n(C)/n(O) > 1.2 である。高い C/O 比は n(C₂H₂)/n(HCN) が高いことも説明する。

　２．観測　

　サンプル　

　LMC の炭素星 6 個の L-バンドスペクトルが VLT Infrared Spectrometer And Array Camera (ISAAC) で 2001 １２月に撮られた。サンプルは Tram et al 1999 と van Loon, Zijstra, Groenewegen 1999 から選んだ。

　分光器　

　ISAAC の分解能は λ/Δλ = 600 で、大気吸収補正用にヒッパルコスカタログから選んだ B-型矮星と巨星を各対象星の観測後に撮った。

　分子吸収バンド　

　図１にスペクトルの例を示す。以下のバンドが見える。
１．3.1 μm に C₂H₂ と HCN
２．3.5 μm に HCN
３．3.8 μm に多分 C₂H₂

図１．LMC 炭素星 IRAS 04496-6958 のスペクトル。2.9, 3.3 μm 付近に大気吸収線が残っている。

LMC 炭素星と銀河系炭素星の比較　

　図２には、LMC 炭素星 IRAS 04496-6958 を銀河系炭素星 V Cyg と比較した。 3.1, 3.5, 3.8 μm のどのバンドでも LMC 炭素星の吸収帯の方が強い。

　3.8 μm の同定　

　3.8 μm の同定は確定していない。Goebel et al 1981 は KAO の V CrB スペクトルで C₂H₂ とした。Hron et al 1998 も ISO R Scl で同じく C₂H₂ とした。しかし、波長が少し異なり、分子種の差か励起温度が原因か分からない・

図２．LMC 炭素星 IRAS 04496-6958 と銀河系炭素星 V Cyg の比較。両者の K - L カラーは同じくらいである。3.1, 3.8 μm 分子吸収線の深さに差がある。分解能が違うので、 IRAS 04496-6958 では小さな特徴も見える。

　３．等値巾　

図３．3.1 μm 等値巾と K-L の関係。実線＝ LMC 炭素星。破線＝銀河系炭素星。

　等値巾の決定　

　図３に 3.1 μm 等値巾と K-L の関係を示す。表１には、等値巾決定に使用した波長域を、表２にはその結果が載せてある。銀河系炭素星の赤外スペクトルは ISO/SWS を用いたが、1 < K-L < 3 の炭素星は欠けているので、野口その他 1981 で補った。

　3.8 μm バンド強度　

　表２を見ると、 LMC 炭素星の 3.8 μm バンド強度が銀河系炭素星より強いことが判る。このバンドが C₂H₂ だとすると、LMC 炭素星では　C₂H₂ のコラム密度が高いことが想定される。 Aoki et al 1998 の WZ Cas 解析によると、3.1 μm バンドは主に HCN で C₂H₂ の寄与は 10 % 程度である。LMC 星における強い 3.8 μm バンドは LMC 炭素星では分子組成が異なることを示唆する。それは図４からも分かる。この図では 3.8 μm 等値巾と 3.1 μm 等値巾との関係を示した。LMC では 3.1 μm において C₂H₂ の寄与が系統的に大きいことが予想されるのである。

表１．等値巾決定のための波長区間

図４．3.8 μm 等値巾と 3.1 μm 等値巾との関係。 3.8 μm 非検出は矢印で示す。

本当に C₂H₂ ?

　3.5 μm は HCN だが、この値からは LMC で 3.1 μm が強い原因は C₂H₂ のみではなく、HCN が寄与している可能性もある。

　ダスト放射の影響　

　等値巾は K-L と共に落ちていく。これはおそらくダスト輻射により吸収帯が埋め立てられるからであろう。K-L > 1 の星ではこのカラーはダスト超過の目安であり、有効温度の指標とはなりにくい。

表２．各バンドの等値巾

　４．化学平衡モデル　

　化学平衡　

　Markwick 2000 により、化学平衡を解いた。図５には分圧の比として分子化学組成を表した。[Z/H] = 0 は太陽、-0.3 は LMC を表す。同じ Teff と C/O 比の場合、予想通り LMC は太陽の半分になることがわかる。したがって、 LMC では C/O が太陽よりも系統的に高い必要がある。

　 C/O 比　

　銀河系炭素星では C/O = 1.05 - 1.1 であることが知られている。我々の赤外吸収帯観測は C/O > 1.2 を要求する。また、 PN の観測からも LMC では C/O が高いことが言われている。

図５．化学平衡計算に基づいた、C/O による C₂H₂ と HCN 存在比の変化。