Properties of Evolved Mass-Losing Stars in the Milky Way and Variations in the Interstellar Dust Composition

　アブストラクト　

　２．データ　

図１a．可視で同定された M-, C-型星。ボックス(図の枠のこと？)PSC サーチ 範囲。実線＝BB. 　図１a ＝ 可視で既知の O-、C-リッチ星各 250 個　 　炭素星は GCCCS からランダムに採り、そこに CO 観測から少数の O-リッチ星 をくわえた。図１a には、可視で既知の O-、C-リッチ星各 250 個を示す。 （"modest sample of known oxygen-rich stars" は 250 個という意味になる。はっきりしなくてイライラする。 そんなに、特に O-リッチが、ないように見えるが。本当に同数？） O-リッチ星（＋）は図左側に縦に集まっている。 図中のボックスは主にシェル を持つ炭素星で占められている。実線＝BBは左下 T=4000K から始まり、T=1000K でボックスをかすめ、 数百度Kまで伸びる。 Zuckerman, Dyck 1986b は我々と大きく異なり、 C-リッチ星が BB の左側に沿 って分布するとした。これは、サンプルの選択効果である。 　選択基準：炭素星　 （１）ボックス内にあり、12, 25, 60 μm で "high qulity" の天体 875 個。 （これって．．．本気？） （２）Bright Star Catalog, GCVS, SAO で K-, M-型の星を除く。 （３）LRS でシリケイト放射帯のある星を除く。 半数の星はそれらのスペクトル情報を持たないが、サンプルに残す。こうして 619/875 星が残った。その約半数は GCCCS に載っていた。

図１b．CO マスロス率(Knapp, Morris 1985)で区別した M-, C-型星。 マスロス率は２色図上の位置と相関しない。 　混入評価　 　最初のサンプル中スペクトルが分かった星＝約半数の　1/3 は O-リッチ だった。この割合が変わらないとすると、最初の 875 個中 O-リッチ星は 300 個くらいと期待される。そこから 250 個を既に除いたのだから、残っている のは 50 個、つまり 50/619 = 7 % が混入率である。 　O-リッチ星基準　 　我々の興味はマスロス炭素星にある。しかし、比較用にマスロス O-リッチ星 サンプルも作る。Habing et al. 1985, Zuckerman, Dyck 1986 によると、 log(F25/F12) = [-1, 0], log(F60/F25) = [-1, 0] は O-リッチ星領域である。 （これも？？？） ここから赤外カラー温度 2000 K 以上＝大抵はマスロスなしの K 巨星、を 除く。 （なぜカラー基準で示さない？） こうして測光クオリティが良いサンプル 6175 個が残った。 O-リッチ星領域は先の炭素星ボックスを丸々含むから、其れを混入と見做すと、 混入率 = 619/6175 = 10 % である。

　３. 解析　

　３.１．銀河系炭素星と酸素星の数　

　３.１．１．銀河系内の分布　

炭素星は中心方向の数が少ない　 　サンプル炭素星の天空分布を図２に示す。銀河中心方向に強い集中は見られ ない。どちらかと言えば中心方向の数は少ない。これは部分的にはコンフュー ジョン効果の影響である。しかし、|b| > 10° でも GC 方向の炭素星数 は少ない。 　図３＝L12 ヒストグラム　 　図３には Knapp, Moris 1985 天体の中で位置が記載されている星の L 12 分布ヒストグラムを示す。L12 = 3 109 Jy pc2 は大体の平均値である。 Claussen et al. (1987) は彼らが近赤外で選んだ炭素星サンプルの L12 がそれより１桁 低いと述べている。我々の考えではこれは我々の選択がマスロスの大きい星 に重みがあるためである。 　図４=分布　 　この平均 L12 を使って、図４を得た。酸素星は数を 1/10 に 減らしてプロットした。

図３．距離が記載されている Knapp, Moris 1985 天体の L12 分布。

図５a．サンプル 619 炭素星の銀経分布。 　面密度　 　図４の分布から、「炭素星」サンプルの近傍密度は 5.2 kpc-2 である。前に述べたように、ボックス外の PSC と PSC に載らない分を補正 すると 5.9 x 1.25 x 5.2 = 38 kpc-2 となる。 　IRAS 酸素星は、n(R) = 560 exp(-R/3.7kpc) でフィットされる。

図５b．サンプル 619 炭素星の銀緯分布 　図５＝銀経・銀緯分布　 　図５にはサンプル星の銀経・銀緯分布を示す。図４から銀河面高度分布も求 まり、スケール高 300 pc を得る。これらは Claussen et al. (1987) の得た d = 200 pc に合う。また空間密度分布は、 IRAS 炭素星に対し 1.3 10-8 pc-3, IRAS 酸素星に対し 1.2 10-7 pc-3, 全ての炭素星に対し 9.6 10-8 pc-3 である。 Knapp, Moris 1985 は CO 炭素星に対し 1.5 10-8 pc-3 を得た。これは我々の結果に合う。また彼らは CO M-星に 1 10-7 pc-3 を得た。 　Robin, Creze 1986 は種族ごとの星密度を調べた。彼らは M0-M10 巨星の数 が 5 10-6 pc-3 であるが、M5 より晩期では、 2 10-7 pc-3 になることを見出した。これは Blanco 1965 が晩期 M-巨星に対して得た 1 10-7 pc-3 に合う。

マスロス酸素星/マスロス炭素星　 　IRAS によるマスロス酸素星/マスロス炭素星 の比は太陽付近で大体 9 である。 これは Knaapp. Moris 1985 が CO 星で見出した比 5 に近い。Stephenson 1986 は この比を 4 としたが、全く違う手法であることを考えると満足すべき一致である。 　全く異なる動径分布　 　図６には二種の星の動径分布を示す。サンプルが l = [-40, 40] の範囲を避けて いることを注意する。炭素星は平坦な密度勾配を持ち、一方酸素星は銀中距離と 共に低下する特徴を持つ。これは Blanco 1965, Fuenmayor 1981 が得た結果 である。ここ数年、酸素星密度が銀中距離と共に急減するのに対し、炭素星は 平坦か、むしろ増加する傾向にあることが議論されてきた。我々の非バイアス IRAS サンプルも同じ傾向を示す。 　３．１．２．銀河系内の総数　 　「炭素星」と「酸素星」の総数　 　図４と６から進化した星の総数を推定できる。我々は、IRAS「炭素星」の総数を 3700[Rg/15kpc]2 と考える。 (「炭素星」近傍面密度 38 kpc-2 が全銀河面で平坦とすると、5.2*π*152 = 3675) 「酸素星」= 2π*560*3.72 = 48,000 個となる。 (どちらの分布も研究の価値大 )

図６．炭素星と酸素星の表面密度の動径変化。各距離での値は図４を用いた。 比較用に σ ∝ 1/R2 と σ ∝ exp(-R/3.5kpc) のラインを示した。

　３．２．マスロス　

研究目的＝物質還流　 　我々の研究目的は「炭素星」、「酸素星」のガス/ダスト比を決め、銀河系 星間空間に還流される質量を求めることである。 我々のサンプルは大きく、遠方まで及ぶので、太陽近傍の値から外挿する不確 定性はない。 (吹きすぎ？ ) 　図７＝IRAS カラーとマスロスの関係　 　図７から、IRAS カラーとマスロスの関係は明らかである。ベストフィットは、 　　　dM/dt|C = 4.5 10-510-0.084*F12/F60 　　　dM/dt|O = 3.6 10-510-0.1*F12/F60

図７．F12/F60 - (dM/dt) 関係。マスロスは Knapp,Moris 1985 による。「炭素 星」と「酸素星」のそれぞれにフィット線を引いた。

図８．「炭素星」の dM/dt と F12/F60 のヒストグラム。 　研究目的＝物質還流　 　我々の目的は星間空間への物質還流である。図８と図９には「炭素星」と 「酸素星」からの寄与を示す。 　炭素星からの還流　 　図８の「炭素星」からのマスロスは 0.0039 Mo/yr で、MTC = 0.029[Rg/15kpc]2 Mo/yr になる。 (図８のサンプルが何なのか？ )

図９．「酸素星」の dM/dt と F12/F60 のヒストグラム。 　図９＝「酸素星」マスロス　 　図９には「酸素星」からのマスロスを示す。マスロスは 0.034 Mo/yr で、MTC = 0.27 Mo/yr になる。 　補正　 　低マスロス星の寄与、ボックス外の炭素星の寄与を補正して、最終的に 　　MTC = 0.042[Rg/15kpc]2 Mo/yr 　　MTO = 0.35 Mo/yr

　質量還流の検討　

　３．３．炭素星の寿命と誕生率