Aringer et al 2009 では炭素星大気モデルグリッドを計算して観測と比べた。 その結果 Teff ≥ 2800 K では良い一致が得られた。しかし、それより低温 になると、右図に明らかなように不一致が目立つ。 ずれの第１原因は脈動で、第２は星周ダストによる減光である。
べリリンモデル
動力学ベルリンモデル、Fleischer et al 1992, Winters, Le Bertre, Jeong, Helling, Sedlmayr (2000) を用いて、 Winters, Fleischer, Gauger, Sedlmayr (1994) は 0.5 - 20 μm における変光曲線をモデル化した。彼らは、ダスト形成により 変光曲線の非対称性が生じる可能性を論じた。
オーストラリア・ハイデルベルグモデル
M-型脈動星の Hofman, Scholz, Wood 1998、Tej et al 2003 による オース トラリア・ハイデルベルグモデルを用いて、Ireland, Scholz, Wood 2004, Ireland, Scholz (2006) は分子とダストのオパシティが変光曲線に及ぼす影響を調べた。
二つのモデルの欠点
Nowotny et al. 2005a は二つのモデルには以下の欠点があるとした：
(i) ベルリンモデルはダストなし光球部の扱いに分子吸収を入れず、灰色近似輻射 方程式を使用していて不十分である。
(ii) オーストラリア・ハイデルベルグはダスト形成と星風の存在を許さない。
我々は Hofner, Gautchy-Loidl, Aringer, Jorgensen (2003) のモデルを使用した。このモデルは上の二つの欠点を克服している。つまり、 波長依存のオパシティを使い、波長毎の輻射方程式を解き、時間依存のダスト形成 を組み込んでいる。その結果、脈動するマスロス大気外層の整合性の良い記述を 得ることが出来た。
図１４ofAringer09．COMARCS モデル(Z/Zo=1, M/Mo=2)による Teff と (J-K) の関係。log g [cm/s~sup>2] と C/O の違いを色で表現している。 アステリスク＝ Bergeat et al 2001 の観測。
論文の目的
(i) 第一論文で使用したダストなし静止大気モデルの適用限界を明らかにする。
(ii) 脈動ととマスロスが SED に及ぼす影響を調べる。
(iii) 観測との比較からモデルの妥当性を調べる。
