A Census of post-AGB Stars in Gaia DR3; Evidence for a Substantial Population of Galactic post-RGB stars

　アブストラクト　

　２．サンプル　

サンプルは Vickers et al. (2015) から選んだ。249/350 Vickers サンプルが DR3 視差を与えられている。 内　74/249 の視差は π/σπ > 10 で精度が高い。 111/249 は 10 > π/σπ > 1　である。 残りの 64/249 は 1 > π/σπ である。 以降は 74 + 11 = 185 天体に集中する。 　２．１．Vickers 距離との比較　 　図１に比較を示す。相関がない。

図１．Vickers 距離との比較

　３．結果　

３．１．HR 図　 　光度の計算に必要な総フラックスは Vickers et al. (2015) から採った。167/249 天体はスペクトル型が判っている。その大部分 は SIMBAD からである。スペクトル型から有効温度への変換は Straizys, Kuriliene 1981 を用いた。こうして Gaia 視差と有効温度 の両方が揃った 134 天体を図２の HR 図にプロットした。 　図２を見ると、Mi = 1 - 4 Mo 経路の上と下にはみ出てる星がかなり ある。 　３．２．post-AGB　候補星の光度　 　図３には３つのカテゴリーの天体の光度分布を示す。全てのカテゴリーで、 ピークは post-AGB 候補の下限光度付近に来る。ピーク光度 4665 Lo は Mcore = 0.562 Mo に対応する。しかし、光度はもっと広い範囲に広がって いる。明るい方の二つは IRAS 17163-3907 = Fried Egg nebula と、 HD 179821 である。共に。高質量の進化した星であることが知られている。

図３．185 天体の 光度分布。二本の縦実線＝ Mi = 1, 4 Mo. 緑破線＝ PNe の平均光度。

４．議論

光度の不定性　 　光度の不定性は距離とフラックスの決定を通じて入って来る。 距離精度の良いサンプルで作ったHR 図を図２と比べると、距離 不定性からのバイアスは小さいと分かる。 Vickers et al. (2015) はフラックス計算の精度を 20 % とした。 赤化係数が影響 Kamath et al. (2022) するかも知れない。 　図４　RUWE の影響　 　図４には光度を RUWE の関数として表した。多くの低光度星が RUWE < 1.4 領域に見られる。この値は良い精度の基準値である。これは RUWE が 大きいことが低光度の原因ではないことを意味する。 　４．１．低光度 post-AGB 星：銀河系 post-RGB 天体　 　post-AGB 星調査を行ったら、大量の低光度天体が見つかった。これらは 広く受け入れられてきた post-AGB 進化経路の下に位置している。53/185 天体が L < 1000 Lo である。この発見は Hrivnak et al. (2020) が 5 post-AGB 星の研究から内二つは L = 1000 - 1500 Lo であることを指摘 したことに続くものである。

図４．光度と RUWE との関係。"likely" 天体 は紫丸、"possible" 天体は橙四角で、"miscellaneous" post-AGB は ピンク六角形で示す。 また最近 Kamath et al. (2022) は彼らが調べた post-AGB 星では 4/31 が < 1000 Lo であると述べている。また、 Kamath et al. (2016) はマゼラン雲中の post-AGB 候補星中 1/3 が低光度で低いものでは 100 Lo まで下がると述べている。かれらはそれを連星系ではないかと考えている。

　５．結論　

　表１．ガイアDR3 視差の与えられたVickers15 天体。最終列は post-AGB らしさ。(1)="likely", (2)= "possible", (3)="miscellaneous"