A Search for Hot post-AGB Stars in the IRAS PSC

　アブストラクト　

　１．イントロダクション　

高銀緯の特異 F-型超巨星　 　 Bidelman (1951) は高銀緯の特異 F-型超巨星の存在を注意した。IRAS はそれらの天体が赤外超過 を伴うことを明らかにした。 Parthasarathy, Pottasch (1986), Trams et al. (1991) は赤外超過が AGB から PN へ遷移中の天体の特徴であることを明らかに した。 　SAO 中の post-AGBs　 　 Oudmaijer et al. (1992) は SAO カタログと　IRAS PSC との同定から、超巨星のスペクトルクラスに 属し、スペクトル型が B, A, F, G でかつ赤外超過のある星を 73 個得た。 既知の明るい post-AGB 星の殆ど全てといくつか新たな post-AGB 候補が 含まれていた。それらの超巨星のスペクトル型はほとんどが F 型である。 　IRAS 二色図からの post-AGBs　 　 Hrivnak, Kwok, Volk (1989), Volk, Kwok (1989), Slijkhuis 1992 による IRAS だけからの選択では G 型星が主役になる。 IRAS を基礎にすると低温度の星に重みが掛かるらしい。 　観測候補は G, F 型、モデルは B 型 　 　これら観測スペクトル型分布は post-AGB 進化モデルが期間の大部分の 期間を B-型星として過ごすと述べているのと対照的である。 Schonberner 1981, Schonberner (1983) によると、 0.598 Mo 星の進化経路は図１のようである。 Te = 5000 K から 30,000 K までの進化期間の 70 % は B-型星として送る。 他のコアマスに対する Schonberner の計算も類似の結果を与える。 　IRAS 法は何が原因か？　 　観測とモデルの差を単純なモデルで解釈した。 （１）AGB を去って数百年で、ダストシェルは急速に冷える。 （２）その結果、時間と共に F12 に寄与しなくなる。 F25, F60 はまだ残る。 （３）以前の IRAS 選択法では、F12 の検出を必要条件としていた。 （４）このため、ＩRAS 法は若くて低温度の post-AGB 星に重みが掛かる。

図１．0.598 Mo post-AGB 星モデルが G, F, A, B 型でいる時間比。 　F12 なしの SAO/IRAS 星　 　従って、 IRAS PSC 中に冷たいダストシェルを持つ可視星があるか を調べることが重要である。それは、SAO/IRAS サンプルから F12 が検出 されない星を選ぶことで達成される。 　Pottasch グループの電波探索　 　このような探査がもっともらしいことは、 Ratag et al 1991, Ratag, Pottasch 1991, Van de Steene, Pottasch 1995 が行った、IRAS で　ＰN カラーを有する天体の電波サーベイからも分かる。彼らによると、電波が検出 された天体は F25, F60 のみが検出された星に片寄っていた。

　表１．FQ(12) =1, FQ(25), FQ(60) = 2, 3 の SAO 超巨星　

　表２．FQ(12) =1, FQ(25), FQ(60) の片方だけ 2, 3 の SAO 超巨星　

　２．サンプル選択　

　２．２．サンプル星の一般的な性質　

２．２．１．スペクトル型分布　 　前回までと異なるスペクトル型分布　 　残った星は 15 個である。内 12 が B 型、A、F, G 型が一つづつである。 このスペクトル型分布は、 Oudmaijer et al. (1992) の結果；光度クラス I, II 73 星は 21/B, 12/A, 28/F, 12/G、とは大きく 離れている。 Oudmaijer et al. (1992) のサンプルではほとんどが　F-型であった。 　B-型か？　 　 Oudmaijer et al. (1992) で B-型星とされた HR 4049 と HD 44179 (the Red Rectangle) も解析が進む と、 7500 K (F-型) と分かった。B-型と間違えられていたのはメタル量が極端 に低かったからである。そのため、金属線が現れず高温スペクトルの様に見え たのである。 　２．２．２．銀河面からの高度　 　高度分布　 　大質量星のスケール高は 120 pc (Mihalas, Binney 1981) である。 Bidelman (1951) が問題にしたのは、post-AGBs の z がそれよりも大幅に大きくなるからであ った。今回のサンプルにもその問題が生じているかを見るため、表３に サンプル星の z を示した。

表３．大質量超巨星であったとした場合の距離 　星間減光　 固有カラーは FitzGerald 1970 から、 固有 V 等級は Schmidt-Kalller 1982 から採った。 (星周減光は考慮しない？ ) 　６天体は |z| < 120 pc である。残りの 15 天体はそれ以上遠くにある。

　３．IRAS データ　

表４．60 μm での サイズ。 　60 μm 画像の分類　 　データを再解析した結果、分解能 45" の 60 μm 画像を得た。 表４に天体のサイズを示す。シラスの 影響も考慮して、天体の周辺に広がった構造が見えるかどうかを調べた。 サンプルは３つのグループに分かれる。 （i）分解できない SAO 240664, SAO 243756, SAO 225457 （ii）ほぼ円形の広がった構造 SAO 94416, SAO 40342, SAO 152697, SAO 173547, SAO 238003 （iii）より大きな構造に埋もれている SAO 221352, SAO 251447, SAO 242725, SAO 243233, SA 244390, SAO 162012, SAO 69795 |z| < 120 pc の多くは (iii) に属する。 　シラス　 　この分類をどう解釈すべきか？シラスが影響している可能性は大きい。 (iii) 天体はシラスの強い領域にある本当に大質量の超巨星である可能性が ある。(ii) 群も同様の可能性がある。(i) 天体は post-AGBs であろう。

図３．SAO 40342 と SAO 240664 の 60 μm 一次元スキャン。 　３．２．一次元重ね合わせ　 　一次元重ね合わせ　 　スキャンの一次元重ね合わせを使い、広がりを実証する。図３にその例 を示す。 　フラックスの再決定　 　広がった天体の総フラックスを決め直した。結果は表５にある。

　４．天体の性質　

表６．SAO 40342 周辺星間物質のモデル計算 　４．１．60 μm で広がった天体　 　HR 4049 Waters et al 1989 を除き、これまで　IRAS で post-AGBs に広 がった構造が検出された例はない。しかし、 1 kpc 距離で冷たい構造が古い PNe で検出された例 Leene et al. 1987, 1988 はある。Bachiller et al 1993 は CO の検出に成功し、そこから運動学年齢 10,000 年を導いた。 　４．２．例：SAO 40342　 　SAO 40342 は B8 I, V = 9.4, E(B-V) = 0.40 天体で文献データはない。 60 μm サイズは 110" x 80" である。 　星周シェルモデル　 　星周ダストモデルは Hildebrand 1983 から得た：ρd = 3 g cm-3, Q(λ) = Qo(λ/λo)-p, Qo = 7.5 10-4, λo = 125 μm, グレインサイズ 0.1 μm, ガス/ダスト = 100.

表７．SAO 40342 星周シェルのモデル計算 　星とダスト　 　星は Kurucz 1979 log g = 2.0, Teff = 11,000 K モデルを使用した。 表６に幾つかのテスト計算の結果を示す。 　星間物質モデル　 　結果を表７に示す。 　４．３．結論　 　星周シェルか星間物質なのか決まらない　 　現在のデータからは広がった放射の原因が星周シェルなのか、照射を受けて 光っている星間物質なのか、判定できない。 　グループ (iii)　 　グループ (iii) の星は |z| の低さから大質量超巨星の可能性が高い。

　５．点源の性質　

表８．測光 　５．１．SED フィット　 　フィット　 　IRAS 観測はダストシェルモデルでフィットした。UV, 可視の測光等級は Kurucz モデルでフィットした。星間減光は Savage, Mathis 1979 を 使用した。現実には減光は星間減光と星周減光が合わさっているが、 ダストシェルは光学的に薄いから星周減光は無視できる。 (たった３つしかフィットしていない！ SED の FIR 部は星周減光を表している のに。 ) ベストフィットは表９に示す。 　ダストシェルの Vバンド光学的深さ　 　ダストシェルの Vバンド光学的深さも表９に示す。明らかに１より小さいこ とが判る。 (何度も云うが、表９の 小さい光学的深さでは　FIR フラックスを産み出せない。 )

図４．上＝SAO 240664, 中 = SAO 225457, 下 = SAO 243756 のSEDフィット。 点線＝ 黒丸（測光観測）に合わせた Kurucz モデル。 実線＝IRAS に合わせたベストフィット。白丸＝ダストモデルからの 計算結果。

　５．２．幾つかの天体について　

　６．議論　

図５．SAO カタログの V 等級分布 　６．１．論文１との比較　 　スペクトル型の変化　 　 Oudmaijer et al. 1992 = 論文I では F12 が検出された IRAS PSC 天体を同定した。その結果、論文I ではサンプルの大部分が G - F 型であるのに、本論文では B-型となる という変化が生じた。 　輻射補正 BC の影響　 　図５は SAO 250,000 天体の V 等級分布である。V ＝ 8 mag まで完全 であると分かる。もし post-AGB 星が光度一定で進化するなら、 V 等級 の変化は輻射補正 BC の結果として生じる。図６にそれを示す。 Teff = 6000 K から 25000 K (B0) まで変わる間に V 等級は 3 等暗く なることが判る。これは進化と共に SAO カタログからこぼれる割合が増 えることを意味する。 　B-型 post-AGBs は逃した　 　図７には論文 I の post-AGB サンプルと、本論文の 15 天体の V 等級 分布を示す。論文 I の　F-型星は V = 8 - 9 mag にピークを持つ。これ らの星は B 型になると V = 11 - 12 mag になるはずである。つまり、 F12 を非検出とする方法で B-型 post-AGBs を F-型 post-AGBs と同じ深さ まで検出することは SAO カタログでは出来ない。

図６．輻射補正 図７．実線＝ post-AGBs と RV Taus の V 等級分布。破線＝この論文 の 15 サンプル星の V 等級分布。

　７．まとめ