Becklin75

High Resolution Maps of the Galactic Center at 2.2 and 10 Microns

Becklin, Neugebauer

1975 ApJ 200, L71 - L75

　アブストラクト

　銀河系中心 1^′、分解能 2.5^″ の 2.2, 10 μm 測光マップを示す。銀河中心 2 pc の 2.2 μm 輻射は大部分が個々に分かれ、M_{2.2 μm} ≤ -8 の天体から来る。

　10 μm では個々に区別できる天体が 9 つと、広がった放射の尾根が見える。個々の天体の 5 つは尾根内にある。その大きさと 10 μm 光度は惑星状星雲 NGC 7027 と似ている。

表１．天体の位置とフラックス。

　２．観測　

　2.2 μm 観測　

　2.2 μm 観測はヘール望遠鏡　f/16 カセグレン焦点に 2^″ 開孔径で InSb 検出器を用いて行われた。背景キャンセルの参照ビームは 2 ^′ 南に向けた。

　10 μm 観測　

　10 μm (Δλ = 5 μm) マップはヘール望遠鏡　f/72 カセグレン焦点に 2^″.3 開孔径で行われた。背景キャンセルの参照ビームは 10^″ 南に向けた。このため本当のシグナルの 1/4 が失われている。

　位置の決定　

　位置の決定は図中 X で示した可視星を用いて行った。X の位置はパロマ―乾板から決めた。

表１　

　表１にはピーク位置、フラックスを載せた。ピークの同定は将来訂正される可能性がある。

図１．銀河中心 1^′、分解能 2.5^″ の 2.2, 10 μm 測光マップ。X 印は可視星。等高線は 2.5 × 10^-18 W m^-2 Hz^-1 s^-1 間隔。網目は 35 等高線部。天体の数字は表１の天体番号。

　３．議論　

　３a. マップの特徴　
　2.2 μm マップ　

　中心 30^″ の輻射は３つの天体から来ている。約 1/3 は Becklin,Neugebauer 1968 の IRS 7 から来ている。1/3 はより暗い複数の天体から、残りの 1/3 は背景光である。 IRS 11, 16 のみは 2.5^″ 分解能で広がって見える。

10 μm マップ　

　9 つの分離した天体が見える。広がった放射の尾根も存在する。巾１^″ のスリットスキャンの結果、 IRS 3, 7 以外の全ての天体が分解された。全フラックスの 1/4 は分離天体から、 1/2 は尾根から、残りは背景光である。

図３．IRS 1, 3, 7, 16 の 2.2, 10 μm フラックス。IRS 1 は 10μm で最も明るい。IRS 3 は空間分解できず、最も赤い。 IRS 7 も分解されず、 2.2 μm で最も明るい。 IRS 16 は Balick, Brown １９７４が観測した電波天体の位置に近い。

ＳＥＤ　

　図３は分離天体の幾つかの SED を示す。たった二つの波長であるが、SED が多様であることが分かる。

図２．銀河中心 1^′、分解能 2.3^″ の 10 μm 測光マップ。X 印は可視星。等高線は 3 × 10^-16 W m^-2 Hz^-1 s^-1 間隔。

　3b. 以前のマップとの比較　
　2.2 μm　

　2.2 μm ではこの分解能のマップは以前にはない。今回のマップは BN 1968 が 5^″ 分解能で行ったスキャンの結果と合致する。

　10 μm　

　Rieke, Low 1973 の 3.5, 5, 10, 20 μm 5^″ 分解能マップと合致する。彼らは 10 μm マップで IRS 1, 2, 3 に対応する天体を見つけた。

　3ｃ. 電波マップとの比較　
　Balick, Sanders 1974 は 8 GHz 連続光マップを作った。はっきりした電波源の位置が IRS 1, 2, 3, 6 と一致する。Balick, Brown 1974 によりサブ秒アークとされた強い電波源が (α, δ)₁₉₅₀ = (17h42m29s.3, -28°59^′18^″) にある。10 μm 尾根の北側 IRS 16 に当たる。

3.d. 結論　　

　１．孤立天体　

　銀河系中心 2 pc 2.2 μm 放射の大部分は 2.5^″ では分解されない個々の天体から出ている。Av = 30 mag の星間減光を補正すると、点源のうち最も暗いもので M_2.2 = -8 である。これは球状星団 47 Tuc の最も明るい巨星よりさらに明るい。

　２．最も明るい 2.2 μm 天体　

　最も明るい 2.2 μm 天体 IRS 7 は 10 μm でも見える。その強さは Becklin,Neugebauer 1968 が非常に明るい星として提案したものに相当する。

　３．10 μm 尾根　

　10 μm 尾根は熱せられたダストだろう。 2.2 μm 天体が尾根に沿って並んで見えるのは尾根が光学的に薄いことを示唆する。電波観測でも検出されたことからダストが混ざった電離ガスかも知れない。

４．尾根に沿った 10 μm 天体　

　尾根に沿って 10 μm 天体が５つ見える。これらの天体の大きさは 0.1 pc で惑星状星雲 NGC 7027 と大体同じである。その明るさは NGC 7027 の 1 - 3 倍である。

　５．IRS 3　

　IRS 3 は空間的に分解できず、 2 - 10 μm で最も赤いという点で興味深い。その色温度、サイズ上限は IRC +10216 と似ている。

　６．点電波源　

　Balick, Brown 1974 の点電波源は広がった 2.2 μm の位置と合致する。そこは恒星密度の極大位置であろう。