Spectra of BD Stars within Five Degrees of the North Pole


Nassau, Seyfert
1946 ApJ 103, 117 - 133



　アブストラクト

　北極から 5° 以内の BD 星全てのスペクトル型と光度クラス分類を Burrell 望遠鏡 4° 対物プリズム観測から決めた。スペクトル型分類の基準が確立 された。また G2 より晩期の星については巨星と矮星を区別する基準が作られた。 我々の分類と HD システムとの間の一致は良い。 　我々の結果による 6 - 11 等での矮星の割合は他の研究と一致する。 選択吸収は 450 pc で 0.30 等まで距離に比例して増加する。その先では 吸収量一定である。平均固有カラーを矮星のスペクトル型毎に、巨星では G0 より晩期について、求めた。

　２．スペクトル型の分類基準　

　既知スペクトルと比較して基準決定　

　我々の分類基準は北極付近にある既知の HD スペクトル、他領域の 明るい星のスペクトルと比較して得られた。得た基準は、

　B-型星　

　B0 Hライン弱い。He λ4026, λ4471 H 線と同じ強さ。
　B2 Hラインよく見える。He 線もある。
　B5 Hラインはっきりする。He λ4026, λ4471 ぎりぎり。
　B8 Hライン強い。 He 見えない。K 線見えない。
　B9 Hライン強い。K 線見え始める。


　A-型星　

　A0 Hライン強く幅広。弱い K 線
　A2 Hライン A0 と同じ。K 線よく見え、(H 線+Hε)/3
　A3 Hラインが少し弱くなる。K 線強く、(H 線+Hε)/2
　A5 Hライン A3 より弱い。K 線=(H 線+Hε)*(3/4)


　F-型星　

　F0 Hライン A5 より弱い。K 線(H 線+Hε)より少し弱い。
　　　G-バンドは見えない。
　F2 K 線 = (H 線+Hε) G-バンド見え掛け。
　F5 K 線 = (H 線+Hε) G-バンド=Hγ/2
　F8 G-バンド=Hγ H ラインは良く見える。
 G-型星　

　G0 G-バンド > Hγ H ライン弱いが見える。
　G2 G-バンド > Hγ*2
　G5 G-バンド非常に強い。Hδ見えない。CaI &lambda:4227 なし。
　G8 G-バンドで連続光折れる。CaI &lambda:4227 見える。H ラインなし。


　K-型星　

　K0 G-バンドで連続光折れ強まり、&lambda:4227 よりずっと強い。
　K2 G-バンド &lambda:4227 より少し強い。
　K3 G-バンド = &lambda:4227
　K5 G-バンド < &lambda:4227 TiO 見えない。


　M-型星　

　M0 &lambda:4950 バンドヘッドが見える。
　M2 &lambda:4950 バンドヘッド強い。&lambda:4760 見える。
　M5 &lambda:4950, &lambda:4760, &lambda:4585 バンドヘッド見える。
　M8 全 TiO 非常に強い。

　３．光度クラス　

　G2 より晩期では CN バンドを使い、矮星と巨星を区別できる。 G2 - K3 では CN λ3883, λ4215 を光度区別に使う。 これ等のバンドは巨星で強く、矮星で弱い。G2 では CN λ3883 が最も 有用である。G8 - K3 では CN λ4215 が鋭敏である。 　K5 より晩期では λ4227 と G-バンドの間の連続光強度が 光度基準として最も良い。もし λ4227 の赤い側の連続光が青い側より 強いか同じくらいなら巨星である。もし赤い側が青い側より弱かったら 矮星である。

　４．他のシステムとの比較　




表１の例．北極の 5° 以内の BD 星リスト。photovisual 等級 mpv とカラー指数 CI は Seares, Ross, Joyner 1941 から採った。スペクトル型 は我々の決定である。

　ＨＤとの比較　

　表１には HD スペクトルタイプが 150 星含まれている。そこで、図１には HD スペクトル型と我々の決めたスペクトル型を比べた。大体良く合っているが、 HD には G8 が含まれていないので、そこでばらつきが大きい。

　Upsala との比較　

　Upsala と Case とで共通な星で巨星、矮星の区別を比べた。 231/262 = 88 % が一致した。一方で Bergedorfer Spectral Durchmusterung との比較では 33 % しか一致しなかった。

　矮星の割合　

　表２には mpv = 6 - 11 で G2 - M5 の星について矮星の割合 を示した。この値は van Rhijn, Bok, Van de Kamp, Vyssotsky の結果と 特に K-型で良く合う。

表２．北極から 5° 以内での矮星の割合。



図１．HD スペクトル型と今回決めたスペクトル型との比較。

　５．選択吸収（カラーエクセス）　

　選択吸収の決定　

　Seares, Joyner 1943 は北極から 10° 以内の星から選択吸収の 係数（？）を得て、固有カラーとスペクトルの関係を確立した。しかし、 巨星と矮星との区別は色指数に基づいて行われた。一方我々は 1150 の 巨星と矮星に区別された均質なスペクトルを持っている。それらは北極 から 5° 以内の星である。このデータに Seares, Ross, Joyner の カラーを加え、さらに Seares, Joyner 1943 が与えた絶対等級を用い、 選択吸収を各星毎に定めた。その結果、選択吸収が距離に比例して増加 し、 450 pc で 0.30 mag に達し、その先は一定であることが判った。 この結果は Seares, Joyner 1943 と一致する。

　違う値もある　

　しかし、Stebbins, Huffer, Whitford 1941 は、北極から 10° 以内の 75 星の観測に基づき、選択吸収係数が上の値の 2/3 であると述べている。

　固有カラー　

　我々は自分たちで得た選択吸収係数を用いて、各スペクトル型毎に 固有カラーを決めた。
(無矛盾か？ 選択吸収は固有カラー を使って決めたのではないか？逐次近似必要？)
それらを図２と表３に示す。表の第４列は Seares, Joyner 1943 の値である。差が小さいことが判る。

図２．北極近くの星に対する固有カラー・スペクトル型関係。下の 曲線＝矮星。上の曲線＝巨星。




表３．星の固有カラー