Oudmaijer93

Slowly Evolving post-AGB Stars ?

Oudmaijer, Waters, Pottasch

1993 ESOC 46, 122 - 128

　アブストラクト　

　AGB から PN への遷移期にあると考えられる多数の F-型超巨星を調べた。

　それらが post-AGBs であると仮定し、HR 図上の左方向への進化が遅いと、最近 AGB を離れた G, F 型星に選択効果を及ぼすことを示す。

　１．イントロダクション　

図１．(a). Oudmaijer92 サンプル星全体のスペクトル型分布。 (b). post-AGB 候補星のスペクトル型分布。(c). Schonberner 0.546 Mo モデル進化経路。(d). Schonberner 0.565 Mo モデル進化経路。 (e). Schonberner 0.598 Mo モデル進化経路。 (f). Schonberner 0.644 Mo モデル進化経路。

　高銀緯超巨星　

　最近高銀の B-G 型超巨星は post-AGBs ではないかと考えられるようになった。 Waelkens et al 1990, Waters et al 1990 はそれらの殆どはスペクトル型が F であることを指摘した。 Oudmaijer et al. (1992) は SAO カタログと IRAS/PSC との照合から、新たな post-AGBs 候補星を見出した。

図２．B, A, F, G 型超巨星の銀緯分布。B 型星パネルの点線＝我々の post-AGB 候補。

　SAO/IRAS サンプル　

　 Oudmaijer et al. (1992) は SAO カタログと IRAS/PSC との照合から、新たな post-AGBs 候補星を見出した。この選択ではまず、赤外超過のある B, A, F, G 型星が 462 個選ばれ、そこから 73 個の超巨星が残された。

　既知 post-AGBs　

　ここでは、それらの星と Waelkens et al 1990, Waters et al 1990 にある 20 post-AGBs を合わせて考察する。
(後者の選択基準は？ )
図１a を見ると、F 型が圧倒的に多い。

　超巨星の銀緯分布　

　図２には、超巨星の銀緯分布を示す。F型超巨星は他のスペクトル型と異なる分布を示すことが判る。

　２．進化タイムスケール対スペクトル型　

　Schonberner モデル　

　Schonberner 1981, Schonberner (1983) の post-AGB 進化計算を用い、その Teff を　Allen 1973 から採ったスペクトル型に解釈して図１(c) - (f) を作った。

　 AGB 期の終わり　

　Schonberner はややいい加減に AGB 期の終わりを　Te = 5000K (G5) に設定した。そのため、0.644 Mo 進化経路で予想される多数の G 型星は単に晩期型とされる。

　モデル質量による進化の差　

　初めの 1000 年間に星の表面温度は 1000 K 上昇する。
(6000 K までということ？ )
その後、高質量モデルは低質量モデルより急速に進化する。その結果、高質量モデルでは相対的に G 型期が長くなる。0.546, 0.565, 0.598 Ｍo モデルでは B 型期の時間が長い。

　なぜ F 型 post-AGBs が多いのか？　

　以上の議論から、F 型星が多いことは、高質量コアの星が多いことで説明可能である。しかしながら、 Trams (1992) は高銀緯 post-AGB 星が低質量で Mc < 0.6 Mo であることを見出した。従って、観測されているより多くの B-型　post-AGB 星が期待されるはずである。

　　

　まず post-AGBs を探す際に選択バイアスが掛かる可能性がある。

（１）SAO カタログは V = 8.5 mag まで完全と考えられる。しかし　post-AGB 星が高温化して行くと、V 等級は暗くなる。

（２）post-AGB 晩期＝B 型期には、シェルが広がり暗くなるため、 IRAS/PSC に載らなくなる。

これらの点を定量的に調べるため、モデル計算を行った。

図４．Schonberner の 4 モデルの進化。L = 1400 Lo (0.546 Mo), 4000 Lo (0.565 Mo), 6000 Lo (0.598 Mo), 8300 Lo (0.644 Mo) である。距離 D = 1 kpc を仮定。水平実線＝ IRAS と SAO の完全度限界。

　３．モデル　

　シェル　

　ダストシェルは光学的に薄いと仮定する。さらに、
　　ρ_d = 3 g cm^-3
　　Q(λ) = Qo(λ/λo)^-1, X
　　Qo = 7.5 10^-4 at λo = 125 μm
　　グレイン径 = 0.1 μm
　　ガス/ダスト = 100
　　ρ ∝ r^-2

　モデルスタート時期　

　dM/dt = 5 10^-5 Mo/yr を仮定すると、Rin = 2.2 10¹⁶ cm とする。これは Vexp = 10 km/s に対して、力学年齢 700 年に対応する。Schonberner モデルは T = 5000 K から出発するから、この年齢は T = 6000 K に対応する。われわれはここからモデル計算を始める。

　モデル初期状態　

　モデル初期状態は、したがって、 Te = 6000 K で内側境界ダスト温度は 120 K である。V　バンドで光学的深さは 0.3 以下である。

　３．１．結果　
　観測限界　

　図４には、Schonberner の４モデルに対して、４バンドの等級変化を示す。水平実線は完全性を示す。下の２質量モデルでは、F12 が直ぐに光球等級になり、F25 も少し遅れて IRAS の完全性限界の下に沈む。それに対し、上の２質量モデルではどの IRAS バンドも一貫して観測可能であり続ける。星が 15000 K より熱くなると、 V mag の観測限界は重要な制限となる。

　厚い、薄いシェル　　

　何を言っているのか分からない。　

　４．議論/結論　

　二つの説明　

　なぜ晩期型の post-AGB 星が多数見つかるのか、の説明は二つ可能である。

（１）Schonberner が与えた進化タイムスケールによると、核質量が大の星は遷移期間の大部分を晩期型星として過ごすから。

（２）各質量が小の星は進化が遅い。そのため IRAS が検出可能なのは post-AGB の最初期に限られてしまう。　

　検出限界を下回る　

　各質量が小の星の有効温度上昇のタイムスケールは、AGB シェルの温度低下時間よりずっと大きい。このため、進化の遅い中心星の温度が 8000 K を超す時には、F12 が　IRAS の検出限界を下回ってしまう。

　F12 検出の条件を外す　

　したがって、もし F12 検出の条件を外し、または F25 検出の条件さえも外して、post-AGBs を探せば、もっと多くの B-型 post-AGBs を検出することになるだろう。