Broad-Band Photometry of G and K Stars: The C, M, T₁, T₂ Photometric System

　アブストラクト　

　１．C, M. T₁, T₂ システム　

C, M. T1, T2 システム 　 　C, M, T1, T2 システムは Wallerstein が提唱し、 Canterna が発展させた。その目的は G, K 型星の測光温度、金属量、CN ブランケッティング指数を決めることである。 (a). G, K 型星で温度指数となる R-I と類似の温度指数が欲しい。 (b). 温度バンド T1, T2 は CN バンド [6800, 7500] を避ける。 (c). メタルバンド M は金属吸収線が重なる、しかし CN 3595, 3883, 4215 と 4300 G バンドを避けて [4500, 5500] に選んだ。 (d).CN バンド [3500, 4500] は CN のブランケッティング効果を見る。 この波長帯は強過ぎて飽和した金属線が多い。その成分は M バンドから 考慮する。 (e).青で S-20 と同程度の感度を有し、赤で S-1 より高感度の RCA C31034 Ga-As 光電子増倍管を使用する。 表１．C, M, T1, T2 システム 表２．G9 III 型星に必要な観測時間。

有効波長等　 　感度 φ を ∫ φ(λ)dλ = 1 で規格化すると、 有効波長 λeff は次の式で定義される。 　　　　　λeff = ∫ λdλ C, M, T1, T2 システムは観測時間の点で効率が 良い。表２には観測時間を載せた。 図１．C, M, T1, T2 システムの相対感度曲線。 感度はフィルター透過率、 RCA Ga-As 管感度、鏡の反射率から計算した。 表３．大気減光係数。

　１．２．標準システムの定義　

１次標準星　 　C, M, T1, T2 システムは主に、 G, K 型星を狙っ ている。しかし、より広い光度クラスとスペクトルタイプの星を含めた標準 系列は有用である。そのための１次標準星は Johnson 1964 の１次、２次 標準星から選んだ。１次標準星には様々なメタル量の G 型の巨星と矮星を 含めた。 　カラーの定義　 　カラーのゼロ点は B-V = U-B = R-I = 0 の星に対して、 C-M = M-T1 = T1-T2 として決めた。表５には標準星の HD 番号、 カラーが載せてある。１次標準星はアステリスクで示した。 図３．KPNO と MRO 観測の差とカラーの関係。

図２．３回以上の観測がある表１の星の１回観測の平均エラーとカラーの関係。

図４．表５の２回以上観測がある全ての星の (U-B) 対 (C-M) 関係。 C-M ≥ 0.60 で大きな紫外超過のある星は炭素星か CH 星。 図６．(V-r) 対 (T1-T2) 関係。[Fe/H] ≤ -0.7 の巨星(四角印)は [Fe/H] > -0.7 の星よりも、系統的に (V-r) 超過 がある。

図５．表５の全ての星の (B-V) 対 (M-T1) 関係。 図７．(V-R) 対 (T1-T2) 関係。

標準星のカラー間の関係　 　図４−８には色々なカラー間の関係を示した。

図８．(R-I) - (T1-T2) 関係。

　２．元素量解析　

G, K 型星の色超過　 　元素量を分光で決めた G, K 巨星から色超過と [Fe/H] の関係を決めること が出来る。表６にはそれらの星を載せた。表には赤化補正したカラー、[Fe/H], 色超過を載せた。 　 [Fe/H] = 0 系列　 　ヒアデスとプレセペを [Fe/H] = 0 と定める。M67 は一時 SMR とされたが、 最近は逆にやや低メタルと考えられている。表７に、ヒアデス、プレセペ、 M67 のカラーを示す。 図９にはこれらの星の(M-T1) 対 (T1-T2) 関係を示す。矢印＝赤化線である。実線は [Fe/H] = [-0.2, 0.2] の標準系列 である。M67 を加えることの利点は系列を赤い方、K2 より晩期、に拡張できる ことである。 図１５には M67 が低メタルであることを考慮した標準系列の最終版を示した。 　金属量指数 Δ(M-T1)　 　ある星の金属量指数 Δ(M-T1) は、 　　　　　Δ(M-T1) = (M-T1) - (M-T1) std で定義される。ここに、(M-T1)std は対象星と同じ (T1-T2) での標準系列の値である。 Δ(M-T1) 正が低メタルを意味する。 　図１０＝ [Fe/H] - Δ(M-T1) 関係の較正　 　図１０では分光的に金属量が定まった星を用いて、[Fe/H] - Δ (M-T1) 関係の較正を行った。この関係はスペクトル型によって 変わる。と言うのは、金属線の強度が組成だけでなく、 Teff と g により 影響されるからである。 図１０．G, K 型巨星の Δ(M-T1)較正。 左：K0 より早期型の巨星。白丸＝ HD175305. 右側バツ＝ 赤化補正前の HD2665.左側バツ＝赤化補正後の HD2665. 右：K0 より晩期型の巨星。

(C-M) 対 (T1-T2) 関係　 　図１１には、(C-M) 対 (T1-T2) 関係を示す。実線は 標準系列である。C フィルターは３つの CN バンドと G バンドをカバーして いるので、CN, G バンド異常がない星のウェイトを高めた。M67 の CN バンド は δCm = 0.3 (Janes 1974) でやや高い程度なので 標準系列は M67 で規格化した。ヒアデスとプレセペの CN バンドは δCm = 0.06 (Demarque, McClure 1973) で穏やかである。 図９．G, K 型巨星の (M-T1) 対 (T1-T2) 関係。矢印＝赤化線。実線は [Fe/H] = [-0.2, 0.2] の標準系列。ヒアデス、 プレセペ、 M 67 の巨星は図の中でそれぞれ示されている。 図１１．G, K 型巨星の (M-T1) 対 (T1-T2) 関係。矢印＝赤化線。実線は [Fe/H] = [-0.2, 0.2] の標準系列。ヒアデス、 プレセペ、 M 67 の巨星は図の中でそれぞれ示されている。

図１２．Δ(C-M) と Δ(M-T1) との較正。 白丸＝強 CN 星。白三角＝弱 CN 星。強 CN 星は弱 CN 星に較べ、 (C-M) カラーが不足している。実線＝ [Fe/H] ≤ -1.0 の星全ての平均。 左：K0 より早期の巨星。右：K0 より晩期の巨星。 　図１２＝Δ(C-M) と Δ (M-T1) 　 図１２では、Δ(C-M) を Δ(M-T1) に対してプロット した。左：(T1-T2) ≤ 0.50 でも 右：(T1-T2) > 0.50 のそれぞれで平均線を 実線で示した。強 CN 星は平均線の左に、弱 CN 星は平均線の右に位置する ことが判る。これは、強 CN 星では C バンドでブランケッティングが増強 されていることを示す。

図１３．G, K 型巨星の ΔI(CN) 指数 対 δCm 関係。 C カラーのブランケッティング残差と CN バンド強度の間には 強い相関がある。 　図１３＝　ΔI(CN) 指数 対 δCm 　図１３には ΔI(CN) 指数 を δCm に対して プロットした。ΔI(CN) はある星の Δ(M-T1) に対して、観測された δ(C-M) と平均 δ(C-M) との差である。 ΔI(CN) 正は CN ブランケッティングが強いことを意味する。 δCm は DDO システムにおける 4216 A CN バンドヘッド 強度指数 (McClure 1970) である。図１３から両者に明白な相関が 認められる。

　いくつかのトピック　

SMR 星と正常種族 I 巨星　 表８．SMR 星リスト 　金属欠乏星

G, K 型矮星　 図１４．G 型矮星の (M-T1, T1-T2)関係、 (C-M, T1-T2) 関係。実線＝標準系列。 点線＝モデルによる延長

　δ(U-B) 　

図１５．δ(U-B) と　左：Δ(M-T1), 右：Δ(C-M) との関係。δ(U-B) - [Fe/H] 関係は Wallerstein 1962 から。

図１６．ΔI(CN) と log g の関係。白丸＝低メタル巨星。 黒丸＝[Fe/H]>-0.5 の巨星。