| MSX, 2MASS, IRAS から OH/IR 星と炭素星のデータを集め、二色図を 作った。 | AGB 進化モデルとこれらの二色図を比較し、異なる波長での二色図の 意味を考察した。 |
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O-リッチ、τ10≤3 Suh (1999) の暖かいシリケイトモデル＋Te2500Kを採用。 O-リッチ、τ10>3 Suh (1999) の冷たいシリケイトモデル＋Te2000Kを採用。 |
炭素星 Suh 2000 の AMC 90 % と Pegourie 1988 の αSiC 10 % の光学定数 を使い、a = 0.1 μm グレインで吸光度を計算。Te = 2000 K。 シェル構造 ρ ∝ r-2, Tc = 1000 K. |
 図１． AGB 星のIRAS 二色図。サンプルは Suh, Lee, Kim (2001). 等級 等級 M = -2.5 log F/ZMC で定義する。ZMC = ゼロ等フラックス。 図1は AGB 星の IRAS 二色図上にモデルラインを重ねた。 |
 図２．MSX_IRAS で同定された AGB 星の IRAS 二色図。 図２．MSX_IRAS AGB 星 MSX_IRAS 同定は Lewis et al 2004 から 82 O-リッチ星、Ortiz et al 2005 から 45 C-リッチ星を用いた。 C-リッチ星は [12-25], [25-60] 両方とも 増加していくが、O-リッチ星では光学的深さが深くなる初めは [25-60] が下 がる。その差は、C-ダストのオパシティが波長に対し連続的に下がっていくの に対し、シリケイトでは 20 μm 放射が強くなるからである。その先、 τ10 = 0.5 - 3 では 20 μm 放射が弱くなるのである。 |
 図３．AGB 星の MSX [8.28-14.65] - [14.65-21.34] 二色図。 図３には MSX の二色図上にモデルを重ねた。炭素星は連続的に変わるのに 対し、O-リッチ星では τ10 = 3 でジャンプが生じる。 |
 図４．AGB 星の MSX [8.28-14.65] - [12.13-21.34] 二色図。 |
 図５．AGB 星の 2MASS_MSX [K-8.28] - [14.65-21.34] 二色図。 |
 図６．AGB 星の 2MASS_MSX [K-8.28] - [12.13-21.34] 二色図。 |
| O-リッチ星と C-リッチ星の分離が大体説明できた。 |