| SAGE LMC サーベイの３か月おいた２回の測光から変光天体を探した。変光 は IRAC 4 バンドと MIPS 24 μm を組み合わせて探した。 |
7°x7° 領域内で両方の観測で検出された３百万の星から 2000 個の
変光天体を見つけた。その大部分は AGB 星である。極端AGB 星の >66% は
変光しており、それが炭素星では 6.1 %, O-リッチ星では 2 % である。
(区分が不明確 ) また 変光 YSOs も見つけた。 |
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変光指数 V V = (f1-f2)/SQRT[(σf1)2 +(σf2)2] ここに、f1, f2 は各期のフラックス、 σf1, σf2 はその時のエラーである。 フラックス比率ｆF fF = (f1-f2)/[(f1+f2)/2] ２．１．二つの観測期の星の同定2" のサーチ半径で探し、複数マッチ候補のあるケース、3" 以内に他の 星があるケースは除く。0.9" 以内のマッチングのみを残す。 図１に |V| のヒストグラムを示す。２．２．変光基準表１に採用した変光基準の説明を示す。表２には変光星カタログの例を 示す。 |
 図１．変光＝少なくとも隣り合う二つのバンドで |V| > 3、の天体数。 |
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表２＝SAGE 変光天体 第２章で述べた基準で 1967 変光天体を見出した。514/1967 天体は全５バン ドで変光(|V| > 3)していた。 表２にそれら SAGE 変光天体を載せた。 未分類変光星 SAGE 変光天体の大部分は AGB 星である。少数の YSOs と多数の未分類天体 がある。それらは OB-星、RGB 星、post-AGB 星、 PNe, 背景の活動銀河、そ れともセファイドのような他種変光星かも知れない。 図２＝NIR CMD 図２の背景はエポックI のデータで作ったヘス図である。 Blum et al. (2006) は [j-3.6] - [3.6] CMD が C-リッチと O-リッチを分離するのに最も有用で あることを示した。図２では Cioni et al. (2006) と Blum et al. (2006) の分類法により、 変光星を O-リッチ、C-リッチ, Extreme-AGB に分けた。 図の "A", "B", "C" は Blum et al. (2006) と Nikolaev, Weinberg (2000) から採用した。"A" = OB-星、"B" = 早期型 A-G 超巨星、"C" = 前景の矮星と 巨星である。それらの右側は晩期型超巨星と M-巨星が一体の指である。 その右側は、 O-リッチ、C-リッチ、Extreme-AGB の領域に分割される。 これらを念頭に置くと、変光天体の大部分は進化が進んだ星に分類される。 YSO Whitney et al 2008 の SAGE-YSO リストを SAGE 変光星リストと対照し、 29 YSO 変光星を同定した。 未同定変光星 Meixner et al. (2006) と は [8-24] - [8] CMD がマスロス星の分離に有用であることを示した。 図３にはそのヘス図上に変光天体をプロットした。図４には同様に [4.5-24] - [24] 図を示す。この図を見ると、未分類天体は LMC 種族より 赤く、暗い。これはそれらが遠方の銀河であることを示唆する。 |
 図２．背景 LMC ヘスダイアグラム。青＝O-リッチAGBs. 草色＝C-リッチ AGBs. 赤＝極端 AGBs. 水色＝YSOs Cioni et al. (2006), Blum et al. 2006 による。 |
 図３．SAGE 変光星の色等級図。星の分類は図２と同じ。 |
 図４．SAGE 変光星の色等級図。星の分類は図２と同じ。 |
 図５．星のタイプ別変光度ヒストグラム。 ４．１．進化した星変光星の 81 % は AGBs である。各カテゴリー別に調べると、O-リッチ AGBs の 2 %, C-リッチの 6 %, E-AGBs の 66 % で変光が検出された。今回は約 3 月 離れた２回だけからの検出であるから、実際の変光率はもっと高い。 |
 図６．変光星の分布。背景＝ 3.6 μm |
 図７．O-リッチ AGBs の SEDs. 点線＝エポックI.破線＝エポックII. |
 図８．C-リッチ AGBs の SEDs. 点線＝エポックI.破線＝エポックII. |
 図１０．赤＝YSOs とシアン＝未分類天体の空間分布。 YSO 候補星の中で 3 % に変光が検知された。変光は MIPS 24μm で最も 著しい。 |
 図１１．YSOｓのSEDｓ。2MASS との接続の悪さが目立つ。 |