TCS-CAIN: A Deep Multi-Color NIR Survey of the Galactic Plane


Cabrera-Lavers, Garzon, Hammersley, Vicente, Gonzalez-Fernandez
2006 AA 453, 371 - 385



　アブストラクト

　最近カナリー天体物理研究所で完了した多色NIR探査 TCS-CAIN の報告をする。 探査は銀河面沿いの選択区域で行われ、 2MASS や DENIS より深い。目的は 銀河系の大規模構造、特にロングバーを調べることである。 　この探査は位置精度 0.2″, 測光精度 0.1 mag の J,H, Ks 撮像から一千万個の天体を抽出した。５３０領域が観測された。総面積は 　41 deg2 である。この探査は 2MASS より少なくとも 1 mag 深く、 混んだところではその差はさらに大きい。

　２．ＣＡＩＮカメラ　

　CAmara INfrarroja = CAIN は 1.5 m TCS (Tenerife) に取り付ける 256 × 256 ＮＩＣＭＯＳ３検出器のカメラである。FOV = 4.25′ x 4.25′ である。

　３．観測とデータ解析　


図１．破線＝TCN-CAIN フィルターの透過率。実線＝全システム効率。 点線＝フィルター＋検出器の効率。

　Telescopio Carlos Sanchez (TCS) による観測は 1999 年に開始された。 サーベイは 30 の異なる観測キャンペインからなり、各キャンペインは平均 5 - 6 晩であった。図２に 15 ポインティングによる 20′ ×12′ 区画の観測配置を示す。

　３．１．観測とデータ解析　

　観測領域は銀河面に沿って散らばされた。

　３．２．測光　

図２．20′ x 12′ 区画を観測する時の 観測位置。中心は (l, b) = (20, 0)。背景は ESO Online Digitaized Sky Survey より。

　３．３．較正　

　３．４．限界等級　




図３．TCS-CAIN サーベイの観測領域分布。背景は COBE/DIRBE. 観測点は主に内側銀河系 |l| < 15 とバーの端点 l = 27 付近に集中し ている。各点は 0.07 deg2 である。


図４．シーイング分布。左：Ｊ，中：Ｈ、右：Ks. 縦破線＝ 25, 50, 75 % 分布点。





図５．(左）向きが揃っていない観測例。(右)向きを正しく揃えた例。




表２．平均較正係数。


図６．検出天体の分布例。



図７．減光係数の分布。


図８．フレームが重なる箇所での等級の差

図９．全観測領域での累積星計数。


図１２．(l, b) = (40, 0) における J バンド累積星計数。


図１３．(l, b) = (27, 0) における K バンド画像。左：2MASS. 右：TCS-CAIN. TCS は明らかに混み合いの影響が少ない。



図１０．完全度限界等級の銀経による変化。赤＝　５度のランニング平均。




図１１．星表面密度に伴う完全度限界等級の変化。


図１４． 　


図１７．2MASS と TCS-CAIN 等級差平均の等級による変化。


図１８．二つの位置決定法による位置の差。



図１５．TMS 等級と TCS-CAIN 等級との差のヒストグラム




図１６．TMS 等級と TCS-CAIN 等級との差の星密度による変化。

　４．位置較正　




図１９．３次係数の分布


図２０．位置残差。




表３．最適係数




図２１．フレームの重なり部から得た測光内部エラーの分布。




図２２．TMASS と TCS-CAIN の位置の差の分布の J 等級による変化




図２３．TMASS と TCS-CAIN の位置の差の分布の J-H による変化。




図２４．TMASS と TCS-CAIN の位置の差の分布の J 等級による変化


　５．TCS-CAIN 星計数。銀河構造に対する意味合い。　


図２５．(J-K, K) 図の比較。左： 2MASS, 右； TCS-CAIN. 内側銀河系では 2 mag 程深い。 l > 90 での差が殆どないことに注意。


図２６．2MASS と TCS-CAIN を合わせた星計数の銀経による変化。 実線＝Lopez-Carredoira et al 2002 モデルの予測。TCS-CAIN 観測は モデルと良く合うが、2MASS のデータは完全度の問題で不足している。



図２７．カタログの例。

　６．カタログ　　


図２８．フレーム情報の例 　

　７．結論