Onset of Mass Loss in Red Giants: Association with an Evolutionary Event

　アブストラクト　

　１．イントロダクション　

transition region line　 　低温度星の IUE スペクトル遷移領域輝線の観測から Linsky, Haisch (1979) は恒星の外層構造が HR 図上の 「分割線」で二分されることを見出した。 その分割が遷移領域輝線以外にも存在するか、その後多くの研究がなされた。 　速度分割線 (velocity dividing line)　 　Stencel, Mullan 1980 は IUE データから MgII の h, k 線を調べた。それ ぞれのラインは二つに割れている。Ｓ＝短波長側ピーク強度、L＝長波長側ピーク強度とした時、 太陽では S/L が１より大きい。しかし、多くの低温度星では S/L < 1 である。 右図には S/L が 1 を超すラインを速度分割線として示した。興味深いことにこのラインは Linsky, Haisch (1979) が発見した遷移領域輝線の「温度分割線」とほぼ重なる。（表示に Mbol と　Mv の違いはあるが。） 　星風が吹き始める　 　これらの事実は、赤色巨星が VDL を越す際に、熱いコロナが消失し、冷たく 高密度の星風が吹き始めることを意味する。

図　Stencel, Mullan 1980 より。

２．図の改訂　 　1980 年には h, k 線の巾と光度との関係を用いた。これは Wilson-Bappu 効果 (VaII H, K 線）の MgII 版である。しかしその後ヒッパルコス視差 が使えるようになった。図１はそれらを使った改訂版である。 　３．S/L の意味　 　星風があると、青い光子ほど散乱される。従って S/L が１以下になるのである。 Robinson, Carpenter,Brown 1998 は　SEL = Sobolev with Exact Integration を用いて、Mg, O, Fe の線プロファイルを再現した。K5III 星の α Tau (S/L=0.5), γ Dra (S/L=0.4) に対しては dM/dt = 10-11 Mo/yr 程度の値を得た。

図１．改訂版。

４．RGB のコブ　（観測）　 　コブ位置は年齢やメタル量に依存するので、フィールド星でバンプ等級を 決めることは困難である。それでも近傍星にコブが Mv = 1.1 - 1.6 付近に あるらしい。この等級範囲は上に述べた「分割線」と重なる。これから、 「強い星風の発生は星がコブを通過することに関連する」 という推測が浮かび上がる。 　５．RGB のコブ　（理論）　 　「コブ」起源の物理的説明は Salarisi, Cassisi, Weiss (2002) にある。

図２．M=1Mo, Z=0.02 星の進化。