SPECTRA

Wood et al. (1983) P-Mbol図でAGBミラ分布の右縁線で1stOTから Fund変換が起きる

"Long-Period Variables in the Magellanic Clouds" Wood,P.R., Bessell,M.S., Fox,M.W. ApJ 272, 99-115

LMC,SMCのLPV 90星赤外観測から、周期Ｐ、スペクトル分類（スペクトルの方参照）を決定した。
BC(K)を用いてMbolを決定し、P-Mbol関係を調べたのが下左図である。星の分布に見える裂け目を超巨星とAGB星との境をした。右の矢印はAGB限界Mbol=-7.1に BC(K)=2.85を補正したKlimit=-9.95である。

下右図はAGBとSGとで(J-K)に僅かな差があることを示している。SGでは (J-K)=一定, AGBは周期Pと共に僅かに赤くなり、炭素星は非常に赤い。

次に1stOTの振動マス＝一定線を図に加えた。用いた式は太陽単位で、
L=R²Teff⁴
Q=P・M^1/2R^-3/2
Q=0.038        (M>3Mo or M=2, P<300 or M=1Mo, P<200)
  =0.038+2.5・10^-5(P-300）     (M=3Mo, P>300)
  =0.038+4.5・10^-5(P-150）     (M=1Mo, P>150)
(J-K)=1.17    (SG)
    =1.14+2.5・10^-4P   (SG)
Teff=5000/[(J-K)+0.6]
下左図がその結果で、図中のマスは現在の値であることに注意。超巨星は7-30, 特に10-25Moに集中し,AGB星は0.7-7Moに分布する。また、炭素星は1-1.5Moに集中しているが、サンプルの大部分がNGC371である影響が大きい。
炭素星の観測分布がM型AGBと重なっているが、同じＬのC/Mで半径Ｒが同じことを意味するのか、慣性半径と光球半径の違いなのか、不明

図から導かれる進化のシナリオは、
超巨星
Mbol(超巨星）はMmsで決まる。下左図の右端軸にMmsが記入されている。P>400dの Mbol分布を見るとMms=16-23Moに集中している。一方振動マスは10-13Moに集中。この差はかなりのマスロスを示唆する。
AGB星
重要なポイントはあるLに対しPの明確な最大値が存在することである。この点はマスロスで外層が消滅した点を示しているのではないか？さらに言えば、1stOTから Fundamentalへの転換がマスロスの契機である。
モード転換に伴うPの跳びは考慮せず、1stOTからFundになってもAGBミラのバンド内に留まって（Pは変わらないまま）マスロスが激化というシナリオと読める。が、図を見るとそこからTypeII OH/IRへ跳ぶような矢印が描いてある。マゼランにOH/IRが見つかっていなかった時代の混乱か？

Wilson(1981)の主張するミラ＝Fundamentalで図を説明するには、(Teff-カラー)関係を、Teff=7070/[(J-K)+0.88] (Ridgway et al 1980）を採用する。
左図を見ると、超巨星でのマスロスがあまり激しい必要がないらしい、等の特徴が分かる。しかし、何よりも難点と思われるのはミラ帯の右側に星がない理由をうまく説明できないことである。Fundamentalの先に跳べないから。
結局、今の話ではどっちになるんだ？