The Spectrum of VI Cygni No.12 near 10 Microns


Rieke
1974 ApJ 193, L81 - L82

　アブストラクト

　VI Cygni No.12 の 10 μm 帯のスペクトルを狭帯測光した結果、シリケイト吸収が 検出された。

　１．イントロ　

　VI Cygni No.12 は通常星であるが、深い減光を受けかつ 13 μm までの減光が 検出できるほどに明るい数個の星の内の一つである。 Johnson は 0.3 - 5 μm 減光が Av = 10.0 mag. の van de Hulst No.15 曲線でよく近似されることを示した。 そこでは、 2 μm 付近の減光曲線の勾配がモデル曲線より僅かに急であった。 Stein, Gillett 1971 は観測を 11 μm まで伸ばしたが、 10 μm 吸収帯に 関しては 11 μm で 0.1 mag の上限を得たのみであった。

　２．新観測　


表１．VI Cyg No.12 の狭帯測光結果

　観測結果　
　４回の観測の平均値を表１に示す。測定値は、明るく減光を 受けていないと見られる近傍星のネットワークに相対的に定めた。 標準星に弱いシリケイト吸収があるといけないので、７つの標準星の スペクトルを調べたが、全てレーリー・ジーンズ型の同一スペクトルであった。

　減光曲線　
　図１に VI Cyg No.15 の減光を示す。減光は波長 12.6 μm で van de Hulst No.15 Av=10mag. の外挿値と一致するようにした。

図１．VI Cyg No.12 の星間減光曲線。縦線は rms エラー、横線はフィルター巾。 一点鎖線は van de Hulst No.15 曲線. 実線は中心深さ 0.42 mag. の「シリケイト」 吸収帯を足した効果を示す。シリケイト帯の形は Merrill,Soifer 1974 から採った。


　シリケイト吸収　
　付加的なシリケイト吸収帯の深さは最大 τ = 0.42 である。11 μm での光学的深さは 0.23 であり、Stein,Gillett 1971 の得た上限値 0.1 の 2 倍であった。

CIT 11　
　もう一つの赤化の大きな天体 CIT 11 も観測したが、10 μm 放射バンド が観測された。

　３．議論　

　連続吸収　
　8.4 および 12.6 μm の VI Cyg No.12 フラックスはより短い波長 での観測から予想される値に非常に近かった。したがって、それらは 滑らかな連続吸収を受けていると考えられる。 9.7 μm における付加 吸収 τ = 0.42 ±0.05 は星とわれわれとの間にある シリケイト吸収を示していると考えられる。

　吸収比 S　
　S = Av/τ = 24 ±4 である。 		　S の比較　
　銀河中心方向に対して Av = 30 (Becklin,Neugebauer 1968), τ = 2 (Aitkin,Jones 1973) が得られており、S = 15 となる。Grasdalen 1974 は NGC2024 の中心に小さな天体を発見した。彼はこの天体が明るい早期型星であるとし、 S = 40 を導いた。しかし、これらには多くの不定要素が含まれている。

　最後の言葉　
　不確定性を減らす努力、特にＳ、が必要。