２．天体
（１）ＩＳＯ visibility(2) F>1Jy
(3) スペクトル型と光度クラスを広くカバー
――＞ ２９３星
３．観測
４．キャリブレーション
５．データリダクション
図１． 距離は大部分Ｈｉｐparcosから。 ＷＲ，Ｃ星は推定値
アブストラクト目的 I = MK 分類の拡張2.36 - 4.1 μm, λ/δλ ∼ 1500 の ISO/SWS スペクトル 300 星を示す。観測は液体ヘリウムが無くなった後に行われた。 観測の目的は MK 分類を近赤外波長域に拡張することである。 目的II = 種族合成モデル用サンプル もう一つの目的は銀河の種族合成モデルに使用するための一様な恒星スペクトルの サンプルを提供することである。 データ較正と整約 論文ではデータ較正と整約を述べる。さらにスペクトル全体の概観を述べる。 定量的分類は早期型星に関しては Lenorzer et al 2002, 晩期型は Vandenbussche et al in prep. で報告する。 |
1.イントロスペクトルアトラスJ,H,K： Meyer et al 1998, Wallace et al 2000, Wallace,Hinkle 1996 K Forster Schreiber 2000 0.5−2.5 μｍ Lancon,Wood 2000 この論文では３００星の２．３６−４．１μｍスペクトルをＲ＝１５００− ２０００で示す。 |
２．天体（１）ＩＳＯ visibility(2) F>1Jy (3) スペクトル型と光度クラスを広くカバー ――＞ ２９３星 ３．観測４．キャリブレーション５．データリダクション |
図１． 距離は大部分Ｈｉｐparcosから。 ＷＲ，Ｃ星は推定値 |
表５．AO より早期星の観測スペクトルの概観 |
表６．AO より晩期星の観測スペクトルの概観 |
６．１． ＯＢ星Lenorzer et al 2002に詳しい。Ｈ ライン OB-型巨星、矮星では H 吸収線が見える。 Bracket series： Brα[4.0523μ]、Brβ[2.6259μ]、 Pfund series： Pfγ[3.7406μ] - Pf22[2.4036μ] Humpherys series: Hu14 [4.0209μ] and higher O-型超巨星の幾つかは H 輝線を示す。Be 星も H 輝線を示す。 |
He O-型超巨星の幾つかは HeII 輝線 HeII(7-6)[3.0917μm]を示す。 WR 星 濃い星風からの太い輝線, HeI, HeII, CIII, CIV, [CaIV]3.21μm が目印。 WR/SWS は Morris et al が準備中。 |
６．２． ＡＦ星ＨＩ吸収線が支配的である。それらは、Bracket series (n=4)： Brα[4.0523μ]、Brβ[2.6259μ]、 Pfund series (n=5)： Pfγ[3.7406μ] - Pf22[2.4036μ] Humpherys series (n=6): Hu14 [4.0209μ] and higher | Herbig Ae/Be 星(HD190073) ではシェルからの輝線が吸収線を埋めている。 |
６．３ Ｇ型星様々な原子線が見える。 晩期ＧになるとＨ線は弱まり、分子線が現れてくる。CO 第１倍振動は 2.36 - 2.45 μm に現れる・ | 図１３には G 矮星、図１４には G 超巨星を示す。 |
６．４． ＫＭ星スペクトルには原子線が見えるが、支配的なのは分子線である。CO 第１倍振動： 2.36 - 2.45 μm OH : 3.02 - 3.4 μm H2O : 2.36 - 3.8 μm SiO 第１倍振動： > 4 μm | シェルからのダスト放射が光球吸収線を埋めるので、バンド強度の解釈は複雑である。 M 巨星では、周星ガスが吸収や放射に寄与する(辻 1997)。 図１５には K0 - M8 の巨星を載せた。 |
６．５． 炭素星C2H2, HCN : 3.05 μm 中心HCN : 2.5, 3.6, 3.85 μm C2H2 : 2.6, 3.8 μm ＣＯ 第１倍音 ＣＨ 基準振動 ３−４μ ＣＳ 第１倍音 | CO 第１倍音 2.5 μm CH 基本振動 3 - 4 μm CS 第１倍音 4 μm 青木より。 |
| スペクトルは http://www.edpsciences.fr から採れる。 |
８. 結論おしまい |