Near-Infrared Photometric Variabikity of Stars toward the Orion A Molecukar Cloud

　アブストラクト

　１．イントロダクション　

　２．データ　

２．１．観測とデータ処理　 　タイル　 　2MASS の標準観測はタイルを単位とする。タイルは Δα × Δδ = 8.5′ × 6° である。今回の観測 は隣り合う７タイルからなる。タイル位置は表１に載せた。 　観測間隔　 通常 2MASS 観測： 1998 ３月、2000 ２月。 オリオン観測：　　2000 3 - 4 月の 36 日間の内の 29 晩で観測。 　　　　　　　　　3 月の 16 晩は 7 タイルを観測。以降は部分的。 表２に観測ログを載せた。全体では、 1 - 36 日、 2 か月、２年のタイムスケール での変光が検出可能となった。 表１．観測位置

データ処理　 　データ処理は IPAC の 2MASS パイプラインを通して行った。 　２．２．点源リスト　 　16 晩の観測中 15 晩で検出された星の限界等級は J = 16.0, H = 15.4, Ks = 14.8 で 5.12 deg-2 の領域内に　18,552 星あった。ただ、内 744 は明るい星の周りのしぶきであった。最終的には、 α = [83.405, 84.250], δ = [-8.98, -2.88] J2000 内に 17,808 星が残った。 表２．観測ログ

　２．３．観測精度　

図１．１６晩 J, H, Ks 観測 の reduced χ2 = χν2 のヒストグラム。実線曲線 ＝ χν2 の期待値。大部分の星 では、観測された測光値の散らばりランダムノイズであることが 分かる。χν2 の大きな星は変光星 の可能性が高い。 　 χν2 が変光星の基準　 χν2 = 1 Σ (mi - ⟨m⟩)2 ν σi2 ここに、n = 観測数、ν = n - 1 = 自由度、σi = 測光誤差 である。図１に全領域を観測した 16 晩の J, H, Ks データに対する χν2 のヒストグラムを示す。実線は 自由度 15 に対する χν2 期待値 を示す。この曲線より大きな χν2 を持つ 星は変光星と看做せる。

図２．観測された測光等級 rms と等級との関係。 rms は明るい星では 0.015 mag, 完全性限界付近の星では 0.15 等である。 　S/N 比　 　図２には観測された時系列測光の rms σobs を等級と比較 して示した。観測 rms (?) は 個々の観測値 mi と測光誤差 σi から次の式で求まる。 σobs 2 = n Σi=1n wi(mi -⟨m⟩)2 (n-1)Σi=1nwi 　ここに wi = 1.0/σi2 は個々の観測 の重みである。 　また、ランダムノイズに起因する測光 rms (σnoise) の予想値を 以下の式で定義する。 σnoise 2 = n Σi=1n (1.0/σi2) 図２は、観測 rms が測光ノイズが原因であった場合の等級との相関が示されて いる。 観測 rms は明るい星に対する最低値 0.015 mag から完全度限界付近の 0.15 mag まで広がっている。J, H, Ks で ９７%、８９%、８６％の星は観測 毎の S/N > 10 である。

　３．オリオンＡ分子雲中の変光星　

　３．１．変光の検出　

眼視検出　 　画像の比較や光度曲線を見る方法は様々なタイプの変光に適応できる利点がある。 一方、主観に片寄り、大量のデータを処理するには向いていないという欠点がある。 　χν2　 　χν2 = reduced χ2 はガウシャンノイズ を仮定した時に観測された変動が起こる確率を与えてくれる。欠点はノイズが非ガウシャン の場合が実際には多いことである。また、例外的に大きな単独誤差が大きな χν2 に導くことになるという問題もある。もっと大事なのは χν2 統計では多バンドでの相関する変化が考慮されていない ことである、 　Stetson index　S　 　Welch, Stetson 1993, Stetson 1996 は変動の相関を考えた新しい統計を提案 した。ただし、この変光指数の数学的性質はモンテカルロシミュレイション以外 ではまだ十分解明されていない。Stetson は指数を J と名付けたが、近赤外バンド J との混同を避けるため、ここでは S と呼ぶ。その定義は、 S = Σi=1p gisgn(Pi)sqrt[|Pi|] Σi=1ngi ここに、p = 同時観測のセット数、Pi = δj(i) δk(i) = 二つの観測の規格化した残差の積、gi = 各規格化残差の重みである。規格化残差 δi は次の式で 定義される。 　　　　　δi = sqrt[n/(n-1)]・(mi - ⟨m⟩)/σi Ｓの分布　 　図３には H 等級と S の関係を示した。でたらめ雑音の場合には S はゼロ の周りに散らばり、バンド間で相関した変光があると大きな正値をとるはず である。図を見ると S には正のオフセットが存在する。この原因は不明である。 それにも拘らず、Ｓには正の方向に大きな散らばりがある。変光星の限界Ｓ値は 光度曲線と S の関係を眼視で調べて 0.55 と決めた。 またこの基準には合致しないが著しい変光が変光曲線で確認されたものも変光星 とした 　表３に示すように、観測夜で決めたサンプル毎に多数の変光星が検出 された。表４にはこうして得た 1235 個の変光星の性質をまとめた。

図３．Stetson 変光指数 S と等級の相関。16 晩観測の全てで観測された 星のみを載せた。 S = 0 の破線は非変光星を指す。S = 0.55 の点線は この論文で変光星とした基準線である。 Ｓが正の方にバイアスがかかっている原因は不明である。 表３．星のサンプル

　３．２．変光曲線　

図４．Star 5123　 　S = 0.58 で変光星判定限界の S = 0.55 をギリギリに超えている。J, H, Ks の光度変化は相関しており、振幅は小さい。 図６．Star 8783 = BM Ori 　 　食連星である。したがって、約３日おきの食の時以外は変光は起こらない。

図５．Star 3230　 　ほぼサインカーブを描く周期的変光を示す。カラー変化は認められない。 変動幅は山谷間で 0.25 等である。周期は約 8 日。 　図７．Star 4067　 　2000 年 3 - 4 月の間一方向きに光度が増加し続けた。しかし、 1998 年 3 月のデータはこの傾向が長くは続かないことを示唆している。

図８．Star 6707 = YY Ori　 　Ks 変動幅最大で、 星が暗くなるとカラーは青くなる。色等級図上の変動の向きは、熱い星班の回転 による変調や、減光変化から期待される方向と逆である。星周円盤の幾何学 の変化または降着率変化とは合致する。 図１０．Star 1048 　 　暗くなると赤くなる星の例だが、図９と違い 1002 年の最初２週間は 無変光だったが、その後約１等暗くなった。 暗くなった時に近赤外超過が目立った。その後はまた元に戻った。

図９．Star 11926 = AO Ori　 　J で変光巾最大で、暗くなると赤くなる。変動は一日の内に起きる。カラー 変化は熱い星班の時間変動または減光の変化で説明可能である。 　図１１．Star 13688 = AW Ori　 　大きなカラー変動を示す別の例である。暗くなるに連れ赤くなる。この星は 準周期的な光度変化を示し、変動ベクトルの向きを図１０と比べると、二色図 では緩く、色等級図では急である。

図１２．Star 10527　 　2000 年 3 - 4 月は無変光だが、それ以前 1998 年 3 月 - 2000 年 2 月にかけては長期変動があった。

図１３．Star 5841 = V1314 Ori　 　2000 年 3 - 4 月のデータに変光が認められたが、それより大きな 長期変動が 1998 年 3 月から 2000 年にかけて認められる。それは、 J で 暗くなっていく間 Ks では明るくなるというものであった。

　４．変光星の性質　

　４．１．変光星の空間分布　

　４．２．近赤外変光を示す星の割合　

変光星の割合は表面密度に依存しない　 　表５には各表面密度限界毎にその内部での変光星の割合を数えた。最小限界密度 で 29 % が変光星であった。この割合は表面密度が高くなってもあまり変わらない。 　変光星の割合が等級によりどう変わるか　 　図１５では変光星の割合が等級によりどう変わるかを見た。ピークは完全度限界より 明るい等級にある。 K < 11 では 45 % が変光星であるが K > 12 では 14 % に低下する。モンテカルロシミュレイションの結果これは低光度では測光エラー の影響が検出を妨げるためと分かった。 表５．オリオンＡに付随する星種族

図１５．オリオンＡ分子雲の星と変光星の Ks 分布。明るい星で変光星の 割合が高いが、暗い星では S/N が低くなるためであろう。

　４．３．平均カラーと等級　

　５．変光の特徴　

　５．１．変光巾とカラー変化　

　５．２．等級とカラー変化の相関　

　５．２．時間変化の性質　

　６．赤外変光の原因　

　６．１．星班　

　６．２．減光　

　６．３．降着円盤　

　６．４．食　

　７．議論