天体物理学 I : 授業の内容
天文学は天体からの光を研究する学問です。
そこでこの授業では、「光」をどう扱うかの基礎を学びます。
授業計画は、
A.水素原子
B.エネルギー準位
C.熱平衡
F.光のインテンシティ G.黒体輻射 H.等級
J.光の伝達式 I
D.線吸収
E.連続吸収
I.色等級図
K.光の伝達式 II L.星のスペクトル
という順で進めます。
最後まで行くと、星のスペクトルがどんな仕組みで決まっているかが判る、
というのが目標です。
AからEまでは光の吸収に関係する物理の話です。Fでは光の強さをきちん
と定義します。GからIは光の強さを天文学でどう使うかを示します。JからLは
光がガス中を伝わる様子を式に表わし、その式を解いて星のスペクトルを導き
ます。それでは、始めましょう。
I 色等級図
今回の内容
(I.1) カラー
スペクトルの傾きを表わす手段として、天文学で使われる 「カラー」 の
性質を調べます。
(I.2) 輻射補正
Vバンドで測った明るさから、全フラックスを推定するための補正値です。
(I.3) 二色図
3つのバンドで等級を測ると、カラーが二つ得られます。縦軸と横軸に、この
二つのカラーを使ってプロットすると、距離に依らずに星の性質を調べること
が出来るので便利です。
(I.4) 色等級図
二つのバンドでの等級が得られた場合は縦軸を等級、横軸をカラーとしてプ
ロットすると色等級図ができます。色等級図は天文学では極めて重要な道
具です。
授業の内容は下のHPに掲載されます。
http://www.ioa.s.u-tokyo.ac.jp/kisohp/STAFF/nakada/intro-j.html
2
I.1.カラー
右のような天体のスペクトルを考えて
下さい。この天体を波長 λ1 で測光すると
その星の等級m1が判ります。
ただ、m1だけから星の情報を引き出す
のはなかなか苦労します。スペクトルの
大体の強さは判りますが、スペクトルの
形はまったく判らないからです。
では、波長をもう一つ増やし、m2も得た
としましょう。図を見ると分かる通り、二
つになるとスペクトルの強さにスペクトル
の傾きを加えることが可能となります。
2
F
1
m2
m1
0
0
λ1
0.5
λ2
このスペクトルの傾きを表わす量を天文学では「カラー」と呼びます。
普通の用語では、下のように波長が一つ決まると、カラーが決まります。で
すから、二つの波長でのフラックスの比をカラーと呼ぶことにやや抵抗を感
じるかも知れません。 しかし
カラーと波長が1対1に対応する例
波長
1
人間の視覚
D線
RGB3原色
神
経
の
光
吸
収
率
合成光2
合成光1
波長(nm)
人間の目には3種類の視神経があって上の図のような波長感度特性を有しています
。ですから例えばナトリウム灯の 589 nm 線が青、緑、赤の神経に与える刺激は そ
れぞれに、0、40、80となります。
光1
90
35
10
光2
10
65
90
色
緑
黄
赤
光1:光2の強度比が感じる色の差になるのです。
カラーの定義
では、「カラー」の正式な定義に移りましょう。
波長λ1とλ2の間のカラー C12 = m1ーm2 です。
m1  m2  2.5 log
お約束
F  
F 1 
F 2 
F 1 
 2.5 log
 2.5 log
 2.5 log O 1
FO 1 
FO 2 
F 2 
FO 2 
カラー m1-m2 では、λ1<λ2 です。ですから
B-V は○だが、V-B は×
カラーの幾つかの性質
(1).天体の距離が変わってもカラーは変化しません。
(2) ベガのカラーは0です。
(3) スペクトルの傾きとカラーの関係は図のようです。
高温
F(λ1)
F
m1
低温
0
λ1
F(λ2)
m2
m1ーm2>0
F-M型
m1ーm2=0
A0型
m1ーm2<0
O-B型
λ2
λ
(4) 星が低温度(赤色)になると、F(λ2)が大きくなりm2は下がります。結果と
してカラー (m1ーm2 ) は増加します。
(5) そこで、カラーが大きくなることを「赤くなる」という言い方をします。
カラーの例
天文でよく使われるバンド:
B=m(0.44μm)
V=m(0.55μm)
Fo(B)=4063Jy
Fo(V)=3636Jy
1Jy=10-26W/m2/Hz
フラックス
天体
F(B
)
バンド
F(V)
(Jy)
B
カラー
V
B-V
温度
色
(Jy)
シリウス
1.493 ×104 1.356 ×104
-1.44
0.01
9400 白
太陽
1.102×1014 1.804×1014 -26.10 -26.75
0.65
5780 黄
0.45 1.50
3370 赤
ベテルギウス
663
2380
一般に、天体の温度が低いと
(1) 短波長側のフラックスが小さい。
(2) 短波長の等級が大きい。
(3) カラーが大きくなる
-1.43
1.95
黒体輻射のカラーと温度
このBはBバンドのB
[ B  V ]BB
F0 ( B)
B( B , T )
 2.5 log
 2.5 log
B( V , T )
F0 (V )
2h 3
B( , T )  2
c
なので、
[ B  V ]BB
このBは黒体の輻射強度(プランク関数)
1
 h 
exp
 1
 kT 
Fo(B )=4063Jy,Fo(V)=3636Jy
h V


3 exp

1
  B 

F0  B 
kT


 2.5 log 
  2.5 log
h

F0  V 
  V  exp B  1
kT


ch



1
3 exp
  

kT

F0  B 
V
V


  2.5 log
 2.5 log 
ch
F0  V 
 B  exp
 1

kTB 
14388


exp

1
 0.5453
4063
0.545 T K  
[ B  V ]BB  2.5 log
  2.5 log

3636
 0.438 exp 14388  1

0.438 T K  
26400 
32850 


 exp T K   1
 exp T K   1 
 0.4383 4063
 2.5 log
  0.591 2.5 log


  2.5 log
32850
26400
0
.
545
3636

 exp
 exp


 1
 1




T K 
T K 
同様にUバンド(λU=0.366μm)、Fo(U )=1790Jy を使い、
14388



1
3 exp
 0.438
1790
0.438 T K  
[U  B]BB  2.5 log

2
.
5
log


0
.
366
4063
 exp 14388  1


0.366 T K  
32850 
39310 


exp

1
exp
 1



 0.366 3 1790
T K 
T K 
 2.5 log

2
.
5
log


1
.
475

2
.
5
log






39310
32850
 exp
 exp
 0.438 4063
 1
 1




T K 
T K 
高温度のカラー
T→∞では、 B(T,ν)2kT(ν/c)2=2kT/λ2 なので、(レーリージーンズ近似)
[ B  V ]BB
B( V , T )
F0 ( B)
 2.5 log
 2.5 log
B( B , T )
F0 (V )
2
 B 
F0 ( B)
 2.5 log   2.5 log
F0 (V )
 V 
 0.438 2 4063
 2.5 log

  0.354
 0.545 3636
 0.366 2 1790
[U  B]BB  2.5 log

  1.280
 0.438 4063
このように、高温極限ではカラーはー∞ではなく、有限の値でとまる。
T→0では、 Bν (2hν3/c2)exp(-hν/kT)
低温度でのカラー
2h
 h 
exp


2
c
 kT 
B( V , T )
F ( B)
 2.5 log10
 2.5 log10 0
B( B, T )
F0 (V )
B(T , ) 
B  V BB
なので、(ウイーン近似)
3
 ch  1
 B 
F0 ( B)
1 




 2.5 log10    2.5  log10 exp
   2.5 log10

F0 (V )
 V 
 kT  V B 
 0.4383 4063
 14388 1
1 
 2.5 log10 




  2.5  log10 e  
 T (K )  0.545 0.438
 0.545 3636
7002
 0.591
T (K )
3
U  BBB
 0.3663 3636
 14388 1
1 
 2.5 log10 




  2.5  log10 e  
 T (K )  0.438 0.366
 0.438 1790
 1.475
7016
T (K )
T0で [B-V]BBも [U-B]BBも ∞に発散する
I.2. 輻射補正
logλF(λ)
Vバンド
総フラックス
F= ∫F(λ)dλ
が等しい、つま
り同じ輻射等級
の星のスペクト
ルを示します。
1
B型
A型
F型
Vバンドでのフラ
ックスを比べると
M型
0
暗い
B型
A型 やや明るい
F型
明るい
M型
暗い
-1
-0.5
V
0
logλ(μ)
V等級が一番明るいのは、F3V型星でした。
そこで、V=0のF3V星の輻射等級を、 mBOL=0 と定めました。
輻射補正BC (Bolometric Correction)は、下式で定義されます。
mBOL = mV+BC
ここに、
mBOL=見かけ輻射等級 Apparent Bolometric Magnitude
=-2.5log[∫F(λ)dλ/FoBOL]=-2.5log(F/FoBOL)
mV=見かけV等級 Apparent V Magnitude
FoBOL : mV=0のF3Vの星の全フラックス=2.5 10-8 W/m2
BCは、mV とカラー[B-V](か温度T程度)の情報しかない天体の全フラックス
を推定するために使用されます。
黒体輻射に対する輻射補正BC
mBOL=mv+BC
mBOL=-2.5log[∫F(ν) dν/FoBOL]、 mv= -2.5log[Fv(ν) /FoV]
ただし、 F(ν) =BB(ν、T) ∫F(ν) dν =(σ/π)T4
Fv(ν) =3636Jy、 FoBOL =2.5 10-8 W/m2
BC=mBOL-mv
 2.5 log
 2.5 log
 F  d  2.5 log
F0, BOL
B  V , T   F0, BOL
F   V 
F0, V
 B , T d  F
0, V
3.973 1019
1
2.388 1020
B  V , T  
Jy 
Jy
3
 1.4388 
 2.616
m



  1
exp
exp
1
 mT4 
 T4 


4
8 4
 B , T d   T  1.805  10 T 4
、
BC  2.5 log 10
W / m2
Fv(ν) =3636Jy、 FoBOL =2.5 10-8 W/m2 を代入して
2.388 1020
2.5  108
9.096

2
.
5
log
10
 2.616 1.805 108 T4 4  3636
 2.616  
4
  1
exp 
  1
T4 exp 
T
 4 
 T4  

矮星のTeを上式に代入して求めたBC(BB)を加えた表は以下のようになります。
Sp
Te
O5
B0
A0
F0
G0
K0
42,000 30,000 9,790 7,300 5,940 5,150
BC (star)
-4.4
-3.16
BC(BB)
-3.68 -2.73
-0.30 -0.09
-0.18
-0.31
-0.34 -0.12
-0.14
-0.26
M0
M5
3,840 3,170
-1.38
-0.89
-2.73
-1.64
M型、O型で 黒体輻射より大きい補正が必要とされるのは、それぞれのスペク
トルピーク付近(M型では近赤外、O型では紫外領域)でBBより大きいフラックス
を持つことを示唆しています。
輻射補正
BC(star)
BC(BB)
0
-1
BC
-2
-3
-4
-5
3.5 3.6 3.7 3.8 3.9
4
4.1 4.2 4.3 4.4 4.5 4.6 4.7
log T
I.3.二色図 (Two Color Diagram)
(U-B, B-V) 図
星の二種類のカラーをプロットした図を二色図 と言います。星のカラーは星間吸収の影
響は受けますが、距離の影響は受けません。下に示す、UBVの3バンドの測光は世界
で最も広く使われている測光システムです。
Uバンドは
0.33-0.39 μm
logλ=-0.48~-0.41 透
logλeff=-0.436
過
率
U
Bバンドは
B
A0星
V
0.39-0.49 μm、
logλ=-0.41~-0.31
logλeff=-0.359
Vバンドは
0.51-0.59 μm
logλ=-0.29~-0.23
logλ
=-0.264
0.3μm
0.4μm
0.5μm
波長λ
0.6μm
下のスペクトルから、U-B, B-V を決めて表に書き込んで下さい。比較用に付けた10,000K
スペクトルのカラー=0とします。
表を使って、主系列星の二色図を作って下さい。
Z=0.02, T=4,000K, log g =4.5
2
2.5 log (λFλ)
0
-2
4000
10,000
BB(4000K)
-4
-6
-1.2
-1
-0.8
-0.6
-0.4
log λ(μm)
-0.2
0
0.2
0.4
Z=0.02, T=4,000K, log g =4.5
1.5
U
1
B
V
2.5 log (λFλ)
0.5
0
-0.5
4000
-1
10,000
BB(4000K)
-1.5
-2
-2.5
-3
-0.5
-0.45
-0.4
-0.35
log λ(μm)
-0.3
-0.25
-0.2
2
Z=0.02, T=5,000K, log g =4.5
2.5 log (λFλ)
0
-2
5000K
10,000K
BB(5000K)
-4
-6
-1.2
-1
-0.8
-0.6
-0.4
log λ(μm)
-0.2
0
0.2
0.4
Z=0.02, T=5,000K, log g =4.5
1
U
B
V
0.5
2.5 log (λFλ)
0
-0.5
5000K
10,000K
BB(5000K)
-1
-1.5
-2
-0.5
-0.45
-0.4
-0.35
log λ(μm)
-0.3
-0.25
-0.2
Z=0.02, T=6,000K, log g =4.5
2
2.5 log (λFλ)
0
-2
6,000K
10,000K
BB(6000K)
-4
-6
-1.2
-1
-0.8
-0.6
-0.4
-0.2
log λ(μm)
0
0.2
0.4
Z=0.02, T=6,000K, log g =4.5
0.5
U
V
B
2.5 log (λFλ)
0
-0.5
6,000K
10,000K
BB(6000K)
-1
-1.5
-0.5
-0.45
-0.4
-0.35
log λ(μm)
-0.3
-0.25
-0.2
Z=0.02, T=7,000K, log g =4.5
2
2.5 log (λFλ)
0
-2
7,000K
10,000K
BB(7,000K)
-4
-6
-1.2
-1
-0.8
-0.6
-0.4
-0.2
log λ(μm)
0
0.2
0.4
Z=0.02, T=7,000K, log g =4.5
0.2
V
U
0
2.5 log (λFλ)
-0.2
-0.4
7,000K
-0.6
10,000K
BB(7,000K)
-0.8
B
-1
-1.2
-0.5
-0.45
-0.4
-0.35
log λ(μm)
-0.3
-0.25
-0.2
Z=0.02, T=8,000K, log g =4.5
2
2.5 log (λFλ)
0
-2
8,000K
10,000K
BB(8000K)
-4
-6
-1.2
-1
-0.8
-0.6
-0.4
λ(μm)
-0.2
0
0.2
0.4
Z=0.02, T=8,000K, log g =4.5
0.2
0.1
V
U
0
2.5 log (λFλ)
-0.1
-0.2
-0.3
-0.4
-0.5
8,000K
-0.6
10,000K
-0.7
BB(8000K)
-0.8
B
-0.9
-1
-1.1
-1.2
-0.5
-0.45
-0.4
-0.35
λ(μm)
-0.3
-0.25
-0.2
Z=0.02, T=9,000K, log g =4.5
2
2.5 log (λFλ)
0
-2
9,000
10,000
BB(9000K)
-4
-6
-1.2
-1
-0.8
-0.6
-0.4
log λ(μm)
-0.2
0
0.2
0.4
Z=0.02, T=9,000K, log g =4.5
0.2
0.1
V
U
0
-0.1
2.5 log (λFλ)
-0.2
-0.3
-0.4
-0.5
9,000
-0.6
10,000
-0.7
BB(9000K)
-0.8
-0.9
B
-1
-1.1
-1.2
-0.5
-0.45
-0.4
-0.35
log λ(μm)
-0.3
-0.25
-0.2
Z=0.02, T=10,000K, log g =4.5
2
2.5 log (λFλ)
0
-2
10,000K
BB(10,000K)
-4
-6
-1.2
-1
-0.8
-0.6
-0.4
λ(μm)
-0.2
0
0.2
0.4
Z=0.02, T=10,000K, log g =4.5
10
Fλ
8
6
4
2
0
0
0.1
0.2
0.3
0.4
0.5
λ(μm)
0.6
0.7
0.8
0.9
1
Z=0.02, T=15,000K, log g =4.5
2
2.5 log (λFλ)
0
-2
15,000K
10,000K
BB(15000K)
-4
-6
-1.2
-1
-0.8
-0.6
-0.4
-0.2
log λ(μm)
0
0.2
0.4
Z=0.02, T=15,000K, log g =4.5
0.3
U
0.2
V
0.1
2.5 log (λFλ)
0
-0.1
-0.2
-0.3
15,000K
-0.4
10,000K
-0.5
BB(15000K)
-0.6
-0.7
B
-0.8
-0.9
-1
-0.5
-0.45
-0.4
-0.35
log λ(μm)
-0.3
-0.25
-0.2
Z=0.02, T=20,000K, log g =4.5
4
2.5 log (λFλ)
2
0
20,000K
10,000K
BB(20000K)
-2
-4
-1.2
-1
-0.8
-0.6
-0.4
-0.2
log λ(μm)
0
0.2
0.4
2.5 log (λFλ)
Z=0.02, T=20,000K, log g =4.5
0.4
0.3
0.2
0.1
0
-0.1
-0.2
-0.3
-0.4
-0.5
-0.6
-0.7
-0.8
-0.9
-1
U
V
B
20,000K
10,000K
BB(20000K)
-0.5
-0.45
-0.4
-0.35
log λ(μm)
-0.3
-0.25
-0.2
Z=0.02, T=30,000K, log g =4.5
4
2.5 log (λFλ)
2
0
30,000K
10,000K
BB(30000K)
-2
-4
-1.2
-1
-0.8
-0.6
-0.4
λ(μm)
-0.2
0
0.2
0.4
2.5 log (λFλ)
0.6
0.5
0.4
0.3
0.2
0.1
0
-0.1
-0.2
-0.3
-0.4
-0.5
-0.6
-0.7
-0.8
-0.9
-1
-0.5
Z=0.02, T=30,000K, log g =4.5
U
V
B
30,000K
10,000K
BB(30000K)
-0.45
-0.4
-0.35
λ(μm)
-0.3
-0.25
-0.2
有効温度(K) 4,000 5,000 6,000 7,000 8,000 9,000 10,000
U-B
B-V
有効温度(K)
U-B
B-V
15,000 20,000 30,000
-1.5
U-B
-1.0
-0.5
0.0
0.5
1.0
-0.5
0.0
0.5 B-V
1.0
1.5
2.0
作成した色等級図が単調な右下がりの曲線にならず、蛇行するのは
なぜでしょう?
前ページで作った、2色図を Astrophysical Quantities から採った値で
プロットした2色図と比べて下さい。
左図ではU-Bの
上がマイナスに
なっています。
B-Vは黒体輻射
と似て、温度が
下がると大きく
なります。
U-Bは1000K
から7000Kの
間は温度が下
がるとマイナス
方向に小さくな
ります。
モデル t=107 yr Z=0.02 (Bertelli 1994)
AQ 2002 主系列星
K-M型主系列星
K-M型赤色巨星
黒体輻射の2色図
黒体
-2
T=5・105 K
-1
U-B
T=10000 K
0
5000
4000
1
3000
2
2000
3
-1
0
1
2
B-V
3
4
巨星と矮星とでは、二色図に違いがでます。
Bessell、Brett 1988 PASP 100, 1134
左:巨星(P=105dyn/cm2)、右:矮星(P=10 dyn/cm2)での水蒸気量の比較
解離平衡 Po(H)=10、Po(O)=0.01, Po(C)=0.005
(dyn/cm2)
2
解離平衡 Po(H)=105、Po(O)=1, Po(C)=0.5
(dyn/cm2)
5
1
4
0
H2
O2
2
C2
OH
1
CH
0
CO
H2O
-1
CH4
H
-2
O
C
-3
3
log P(dyn/cm2)
log P(dyn/cm2)
-1
-2
-3
-4
-5
-6
H2O
-7
-4
-8
1000
-5
1000
2000
3000
温度(K)
4000
H2
O2
C2
OH
CH
CO
H2O
CH4
H
O
C
H2O
2000
3000
温度(K)
4000
赤色矮星と赤色巨星のスペクトルの違い:主に水蒸気吸収が矮星で強い
M型星 (Te=3500K C/O=0.5)
1
CO吸収
0.5
log λFλ
0
水蒸気
CO
-0.5
log g =0.0:赤色巨星
-1
log g =3.5:赤色矮星
-1.5
-0.4
-0.2
0
0.2
0.4
logλ(μ)
0.6
0.8
1
M5III
赤色矮星
M0
M5V
G0
A0
赤色巨星
BB
I.4.色等級図 (color magnitude diagram)
縦軸に等級、横軸にカラーのグラフを色
等級図と呼びます。
等級
縦軸:log(L/Lo), logF
横軸:有効温度Te、log[F(ν1)/F(ν2)]
などをとる場合も多いのです。
カラー
HR図と呼ぶこともあります。
縦軸が示量性、横軸が示強性なので、天体の大きさ(R,L,M、Vなど)と
強度(T,ρ、vなど)を論じるには都合がよいグラフです。
二色図が示強性のカラーだけの図で、したがって距離に依存しないのに対し、
色等級図は縦軸が距離に依存する点に注意して下さい。
H.2.HRダイアグラム
Russell, H. が提案したHR図。
1914 PA 22, 275
B
-4
縦軸=絶対等級
横軸=スペクトル型。
(1) 右下から左上へ斜めの列が
見える。
(2) B型ふきんから始まり、ほぼ
水平に伸びる列がある。
Russellは (1) と (2) を、
Hertzsprung が 1905年に
Zeitschrift fur Wissenschftloche
Photographie 3, 442
で提案した星のグループわけ:
-2
0
+2
+4
+6
+8
+10
矮星(dwarf stars)と巨星(giant stars)
に対応するとした。
N
A
F
G
K
M
当時、星は次第に冷却して行くと信じられていました。Russell
は彼の発見した斜めの系列(1)が星の冷却を表わしていると考
えました。彼の論文にはこう書かれています。
では水平に伸びる系列(2)をどう解釈すべきでしょう?以下に
彼の解釈が述べられています。
Russell の考えでは水平に伸びる系列(2)をどう解釈されますか?
(B) ヒッパルコス衛星が
観測した太陽近傍星
右下から斜めに延びるのが
主系列。主系列の中ほどか
ら上に赤色巨星枝が立ち上
がっています。
この赤色巨星枝は老齢の
小質量星であることが分か
ります。枝分かれ点がター
ンオフです。M=-1、V-I=1付
近の塊がレッドクランプ。
ターンオフの先に主系列が
伸びているのは星形成が継
続して続いた証拠です。
下に示す3本の等時線の内、一番若いのはどれでしょう?
主系列はどこですか
Z=0.02 t=0.1, 1, 10Gyr モデル等時線の色等級図
-8
-6
-4
I
-2
0
2
レッドクランプ
4
6
8
-0.5
0
0.5
1
1.5
2
V-I
2.5
3
3.5
4
(C) バーデの窓(Baade’s Window)と太陽近傍星のレッドクランプ星
バーデの窓(縦軸は見かけ等級 I)
太陽近傍(縦軸は絶対等級 MI)
前ページのモデル等時線を見ると年齢1Gyrと10Gyrとで、レッドクランプの絶
対等級が変わらないように見えます。太陽近傍でヒッパルコスによる距離測定
が判っている星は絶対等級が計算できますから、それを使ってチェックが可能
です。
Paczynski/Stanek 1998 ApJ 494, L219-222
前ページの左側は「バーデの窓」(銀河中心のごく近くで星間吸収が小さい箇所)
に存在するレッドクランプ星を観測したものです。
二つの図を比較すると、バーデの窓のレッドクランプは太陽近傍よりも少し赤いこ
とが判ります。これは銀河中心付近の星の平均メタル量が高いためと考えられま
す。銀河中心付近では、星形成と終焉のサイクルが活発であった証拠でしょう。
前ページ右側の図、太陽近傍の星は観測された見かけ等級に距離の補正を施し
て絶対等級に直してあります。一方、 「バーデの窓」の星は観測で得られた見か
け等級です。
(1) 太陽近傍と「バーデの窓」のレッドクランプは同じ絶対等級を持つと考え、
「バーデの窓」の距離指標(Distance Modulus)を求めて下さい。
(2) 「バーデの窓」は銀河系中心と等距離と仮定し、銀河中心までの距離
が何パーセクかを決めて下さい。
(D) 銀極(左)と銀河中心(右)の2方向での赤外色等級図
銀極J-K=0.4で垂直に立ち上がるのはTHICK DISKに属する色々な距離の
レッドクランプ星です。
銀河中心方向の色等級図は解釈が難しいのです。
(0, 0) 10' 16965
4
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
5
6
7
8
9
K
K
b=90 60' 3664 stars
10
11
12
13
14
15
16
-1
-0.5
0
0.5 J-K
1
1.5
2
2.5
3
-2
-1
0
1
2
3 J-K 4
5
6
7
8
9
(B) LMC赤外色等級図
10.0
1GyrAGB先端
AGB
11.0
K
12.0
JK
O.1GyrMS
13.0
1GyrマスロスAGB先端
14.0
1GyrRGB先端
15.0
10GyrRGB先端
RGB
16.0
SG
17.0
RC
M
S
18.0
19.0
-0.5
0
0.5
1
J-K
1.5
2
(D) Z=0.004 ( [Fe/H]=-0.7 )
0.1Gyr(5.3Mo)
1Gyr (2.1Mo)
10Gyr (0.96Mo)
-10
-9
-8
-7
-6
AGB先端
-5
K
-4
-3
赤色巨星枝先端
-2
-1
0
1
レッドクランプ
2
3
4
5
6
-0.5
0
0.5
J-K
1
1.5
2
有効温度(K) 4,000 5,000 6,000 7,000 8,000 9,000 10,000
U-B
0.7
0.2
-0.25 -0.15 0.03 0.09
0.0
B-V
1.4
1.15 0.7
0.37 0.21
0.08
0.0
有効温度(K)
U-B
B-V
15,000 20,000 30,000
-0.66
-0.99
1.24
-0.09
-0.09
-0.16
-1.5
U-B
-1.0
-0.5
0.0
0.5
0.7
-0.5
0.0
0.5 B-V
1.0
1.5
2.0
ダウンロード

色等級図