| Spitzer IR Array Camera = IRAC により 15 GCs の 3.6 - 8 μm 測光を 行った。大部分の星は典型的な低温度星カラーを示したが、いくつかの星では MIR 超過が検出された。それらの星のマスロス率とタイムスケールを測った。 それらから観測的マスロス則を導いた。マスロスは一時的である。 | ただし、 マスロス期の比率は光度と共に増加する。マスロス率はメタル量が下がると 上昇するが、マスロス期の比率はメタル量と共に上がる。結果として、総 マスロス量はメタル量と共に、 0.1 Mo/{Fe/H] 程度で緩やかに上昇する。 種族II の AGB 星に関しては総マスロス量 は 0.1 Mo 以下であり、メタル 量にあまり依らない。 |
３．CMD と TCD各等級区分ごとに、青い無色超過星のカラー散布度 σ を測る。 ３σ 以上の星をダスティとする。４．ダスト星の割合とマスロスタイムスケールCMD の特徴CMD を見て分かることは、 (i) すべての低メタル球状星団は赤外超過巨星を含む。 (ii) しかし、全ての巨星が赤外超過を示すわけではない。 (iii) 赤外超過星の比率は光度と共に低下する。 自然な説明は、個々星でのマスロスは短期現象で、RGB, AGB 進化のある 割り合いの期間マスロスを経験するというものである。 AGB/RGB 分離 (K,J-K) でRGB と AGB を分離するのは難しい。可視の方は分離がはっきり する。そこで、 (i) (V, U-V), (V,B-V), (V,V-I) CMD を計算から出す。 (ii) 文献から可視等級を集める 方法で分離した。 マスロス比率 マスロス比率 f = ndust/ntot 進化時間 Δt = 光度区間を通過する時間 マスロス時間 ΔtML = Δt &mult; f |
 図４．左：ｆ＝ダスティ RGBs または AGBs の割合。 右：有効マスロスタイムスケール。 図４＝ f, ΔtML 光度区間を Mbol ≤ -1.5 と -1.5 < Mbol ≤ -0.6 の二つに分ける。これらの二区間は、どのメタル量でも、大体等しい進化時間 14±1 Myr を有する。それらより暗い RGB 星は考えない。 ダスティ AGB 星は明るい区間でしか見つからなかったので、Mbol ≤ -1.5 でのマスロス比率のみを考える。AGB 星のその区間の進化時間は 4 Myr である。 表２に」ここで述べた量が載せてある。図４はそれらを図示したものである。 |
 図５．平均 μdust とメタル量の関係 |
 図６．RGB 星の総マスロス量とメタル量との関係。 |
 図７．AGB 星の総マスロス量とメタル量との関係。 |
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 図８． |
 図９． |