New OH/IR Stars from Color-Selected IRAS Sources: 1612 MHz Observations

　アブストラクト　

　１．イントロダクション　

　２．観測　

検出可能性　 　今回のサーベイでは、RA = [16h, 22h], Dec = [0, 37] の天体を観測した。 大部分は [18h30m, 21h] 区間に存在する。時間節約のため、強い検出は 3 分間、 非検出または弱い検出は 10 分間観測した。これは 3 σ 上限 25 mJy に 相当する。アレシボ 305 m 鏡 + １８ｃｍ GaAs 電界効果トランジスター(FET) のポインティングえらー = 15", IRAS 位置精度 16".3 の組み合わせでは、 その２倍のズレがビーム中心からあったとしても観測フラックスは 95 % にしか 落ちない。 　IRAS QI 指標について　 　候補天体の選択に当たっては PSC の flux quality を考慮しなかった。この やり方は特に F25 > 2 Jy の天体に関して成功し、 FQ で排除されたかも知 れない 30 天体からのメーザー検出をもたらした。それらは F60 の FQ が "3" であったものである。

図１．Ａ領域：[12-25] = [-0.5, 0.2], [25-60] = [-1.5, -0.8], Ｂ領域：[12-25] = [-0.2, 0.3], [25-60] = [-0.8, 0.0], Ｃ領域：[12-25] = [-0.9, -0.5], [25-60] = [-1.5, -0.8]. 正勾配の斜線＝ Fp > 1 Jy で RA = [16h, 22h], Dec = [0, 37] の 観測は完全に終了。

　表２．OH メーザー検出リスト　

　表３．OH メーザー非検出リスト　

表３ｃ．非検出の続き。

表４．単ピーク天体。

　図２. メーザースペクトル　

　３．結果　

検出のまとめ　 　474 天体を観測した。検出数は 184 天体、内 169 は初検出である。図２に それらのスペクトルを示す。枠の左隅の数字はジュリアン日の最後の３桁である。 表３には非検出天体リストを示す。３天体 IRAS 20598+1758, 19283+1421, 19520+2759 は結果が不確定なので表２にも３にも載せていない。 　IRAS 19295+2228　 　3' ビーム内に二つあるので解釈に混乱が生じている。 　19010+0525, 19035+0801, 20095+2726　 　これら、複合スペクトルは他に独立な観測が無い。しかし、 IRAS 19035+0801 の場合、ピーク間隔 = 135 km/s で大き過ぎる。したがってこれらは二つの単 ピーク天体が重なって見えたものと判断する。 (今なら、変光星が二つあるかどうかで分かる。 単ピークが重なる確率は相当低い。 ) 　単ピーク　 　表４には単ピーク星をリストした。それらは双ピーク星の弱いピークがノイ ズに埋もれたものと解釈する。変光位相により弱いピークが強くなることもある。 例えば、 IRAS 19467+2231 がそれである。IRAS 20280+2631 ははっきりした 第２ピークの同定が出来なかった。 　IRAS 18520+0533　 　IRAS 18520+0533 のスペクトルにはその外側により高速の平たいピークが 見える。これは第２シェルによる可能性がある。 VLA 観測に値する。 　低フラックス天体　 　59/184 天体は総フラックス < 600 mJy km/s で Fpeak < 100 mJy で ある。図４に示すフラックス分布を見ると、フラックスの低下と共に検出天体 数が増加することがわかる。観測感度が向上すると、検出数はさらに増加する であろう。これら低フラックス天体はメーザーの全体像を理解する上で重要で ある。これら低フラックス天体ではしばしば弱いピークの同定が困難となる。 実際、単ピーク天体の 82 % は総フラックス < 600 mJy km/s である。 　表５＝強フラックス天体と低フラックス天体の比較　 　表５は領域Ａで行われた。銀河面近くでは両グループの速度巾と IRAS カラー 平均値は同じである。弱いグループは変光位相の極小期かまたは遠方にある天体 であろう。しかし、銀河面から離れると、低フラックス天体の速度巾は小さい。 Baud, Habing (1983), Jones, Hyland, Gatley (1983) はタイプ II OH/IR 星の速度巾と主系列質量との相関を指摘した。 高銀緯の弱いメーザー天体は主系列質量 1 - 4 Mo で、低質量放出の星 であった。ただし、この問題は我々がサーベイを完全に終えるまで結論に 達せない。 表５．領域Ａにおける弱いピークと強いピークの比較。

図４．強度分布。(a): 弱い方のピーク。(b): 強い方のピーク。(c): 総フラックス。 斜線＝ |b|≤5° 天体。

　４．議論　

表６．検出天体の統計。 　領域Ｂは高質量星　 　図５に検出、非検出別に二色図を示す。領域Ｂでは検出天体は全て 銀河面 近く、|b|< 6 にある。さらに、領域Ｂの検出天体では速度ピーク間隔が 25 km/s 以上である。また、そこでの総フラックスは他の領域の星よりはるか に大きい。 Baud, Habing, Mattews, Winnberg (1981) は ΔV > 29 km/s の OH/IR 星は銀河回転に対して速度分散が小さく、 若く高質量の星であると看做した。我々のデータの銀河面からの距離もそれと 合う。これらから、領域 B の星は高質量ではないかと思われる。

図５．(a): OH 非検出天体の二色図。(b): OH 検出天体の二色図。 黒四角＝|b| < 6°. バツ＝|b| ≥ 6°.

図６．銀緯 - [25-60] 関係。(a) = 非検出。(b) = 検出。

図７．LPV = 低視線速度ピークのフラックス。HPV = 高視線速度ピークのフラックス。 log (LPV/HVP) のヒストグラム。対称で幅が狭い。斜線＝ |b|<6 天体。 図８．（強いピークフラックス/弱いピークフラックス）ヒストグラム。 斜線＝ |b|<6 天体。

図９．Fpeak(OH)(mJy) - F12 (Jy) 関係。四角＝ |b|<6, バツ＝ |b|≥6,

図１０．Fpeak(OH)(mJy) - F25 (Jy) 関係。四角＝ |b|<6, バツ＝ |b|≥6,

図９．Fpeak(OH)(mJy) - F60 (Jy) 関係。四角＝ |b|<6, バツ＝ |b|≥6,

図１０．Fpeak(OH)(mJy) - F100 (Jy) 関係。四角＝ |b|<6, バツ＝ |b|≥6,

図１３．F12 ヒストグラム。(a) 非検出。(b) 検出。斜線＝|b|≤6.

図１４．．F(OH)(mJy km/s?) - F60 (Jy) 関係。四角＝ |b|<6, バツ＝ |b|≥6 縦軸単位が変だと思うがそのままにする。 ( 内挿 F35 を使うくらいの手間は掛けても いいんじゃないの？)

　５．結論