The Young Stellar Population of IC 1613

　アブストラクト

１．イントロ　　

　２．IC 1613 中 OB-アソシエイションの性質　

２．１．Q 指数：若い星種族研究の強力な武器　 　Q - Vo 図を使用する 　この研究のには Q - Vo 図を使用する。ここに、 　　　　　Q = (U-B) - 0.72 (B-V) である。（B-V) - V 図を使わない理由は、 （i）Q は減光則が合っていれば減光の影響がない。 （ii）OB 星スペクトル型に対し、Q の変化が大きい。 （iii） Q - Vo 図では等時線がよく広がる。 一方、欠陥もある。 （i）Q を作るのに３バンドデータが必要で、エラーが大きくなる。 （ii）減光則の変化に対し、Q の反応が大きい。 Q - スペクトル型関係　 　図１は Q - スペクトル型関係を示す。Q とスペクトル型の間に強い関係が 存在することがわかる。Q ≤ -0.4 の星の大部分は OB 星である。 B 型からさらに早期に行くと Q ≤ -0.9 で勾配は緩くなる。 Q ≤ -0.9 では 3/26 B-超巨星を除いては、全て O-, Be-星、それに一つの WO 星 である。

図１．Q - スペクトル型関係。データは Bresolin　et al 2007 から。シンボルと色の意味は図中の説明を見よ。シンボルの大きさは 光度クラスを示す：最小＝V、最大＝I. WO、Be 星の　X 軸は意味ない。 Q ≤ -0.4 の星は OB, Be, W-R 星である。

Q - Vo 図ではグループ分けされる　 　図２には Q - Vo 図を示す。O-型、B-型、 Be-型、W0 という異なるグループの星が別々の区域に集まっている。 WO と Be は非常に青い。Be 星の典型的な Q-値は -1 である。そこから Q を上げていくと O-星の領域に 3 つの B-超巨星が侵入しているところに 差し掛かる。しかし、より高分解能のスペクトルを調べると、それらが O9 型という可能性が強い。したがって、最も青い Q は O-型星で、最も若い 等時線に合うと考える。 　Te - スペクトル型図で　 　最後に、Te を等時線とのフィットで定め、その Te をスペクトル型と 比較した。図３を見ると、「進化的」Te は予想通り早期型に向かって 上昇するが、O-型星で平坦化する。 図２． Bresolin　et al 2007 が分類した星の Q - Vo 図。シンボルの意味は図１と同じ。O-型、B-型、 Be-型、W0 という異なるグループの星が別々の区域に集まっている。

B0-2 型付近では大きな温度分散が 目立つ。それは、前に述べた高分解能スペクトルによる再編で一部は 修正された。図３には Trundle et al 2007, Mokiem et al 2007, Massey et al 2009 による SMC の結果も合わせて載せた。この図は Q - Vo 図 からスペクトルサブタイプと Te を決められる証拠と考えてはいけない。 この図はむしろ、等時線解析からの結果はスペクトル型と無矛盾である ことを示していると考えるべきである。 　個々の天体には分光が必要　 　こういう訳で、測光に基づいて第１次的、統計的には満足のいく結果が 得られそうである。しかし、個々の天体に対する結果は注意が要る。 図３．有効温度 Te - スペクトル型図。Te は等時線にスペクトル型を合わせて 決めた。シンボルの意味は図１と同じだが、マゼンダは Mokiem et al 2007 と Massey et al 2009 の SMC サンプルである。WO と Be 星の X 位置は任意。 点線＝ Garcia et al 2010 によるスペクトル型修正のライン。IC 1613 の Te-スペクトル型関係は概して SMC と似ている。

　２．２．解析の方法　

　２．３．例：　アソシエイション #134 の解析　　

　２．４．異常に青い星　

現在、原因は不明だが異常に青い星が存在する。 　ブレンド　 　等時線より Q が青い星が幾つか見られる。明らかにブレンドの効果と 思われる星もある。 ( Q の大きな星が重なって、Q が 小さくなり得るのか？) しかし、孤立星と見えるのに青い Q を持つ星も多数ある。 　星雲ライン　 　異常に青い星の中には星雲の中に見つかる。輝線が混入して青く見えるの ではないか？そこで、IC 1613 # 13 HII 領域の輝線を Hodge et al 1990 から採って、輝線の効果を計算した。表２にその結果を載せた。観測される 青さを説明するには ΔQ < -0.3 が必要だが、表２の値はそれより 大きい。 　メタル量？　 　メタル量は進化経路に影響する。低メタルが異常な青さの原因ではないか？ しかし、 IC 1613 のメタル量では |ΔQ| <: 0.1 で説明には 不十分であった。非常に青い天体は高温度惑星状星雲かも知れないが、 今のところ、 IC 1613 には二つしか見つかっていない。

表２．ΔQ = Qneb+* - Q* の計算値。 　進化した星？　 　異常に青い星はある進化段階を代表しているのではないだろうか？ Be 星は Q ≤ -1 になる。 IC 1613 の W-R 星は Q = -1.35 である。これらは周星 星雲光の混入による結果である。

　３．結果：　アソシエイションの物理的性質　　

　３．２．星種族　　

成員数の分布　 　アソシエイションに属する星の数は大体 10 以下である。アソシエイション の 44 % は成員数＝３で、21 %　が４, 34 % が　５星を持つ。１０星以上 を有するのは 10 % である。 　成員数とアソシエイションサイズとの関係　 　成員数とアソシエイションサイズとの関係は図７に示されている。 関係をフィットすると 　　　　　NOB = 0.04 + 0.32 R + 0.05 R2 であった。大きなずれは見られない。

図７．OB アソシエイションの成員数とサイズの関係。実線＝二次式フィット。

　３．３．星の質量と環境の関係　

大きなアソシエイションの Mup は大きい　 　表１には各アソシエイションの最大質量星が載せてある。この数字は Q - Vo 関係から導かれた。図８には最大質量 Mup と成員数の関係をプロット した。当然のことだが、大きなアソシエイションの Mup は大きい。 　小さいアソシエイションに大きな Mup　 　小さいアソシエイションに大きな Mup を持つものがある。簡単な説明は 暗くて検出から漏れた OB 星を加えると、実はそれらは大きなアソシエイション だったというものだ。他の可能性として、それら明るい星は複数の星の系で あるというものだ。色々な説明が可能だ。 図８．成員数 NOB と最大星質量 Mup の関係。赤線菱形＝同じ 成員数アソシエイションでの Mup 平均値。赤エラーバー＝標準偏差。 NOB = 3 - 5 の小さなアソシエイションに大きな Mup が 出現している例に注意。右端は # 151.

最大のアソシエイション #151　 　最大のアソシエイションは #151, NOB=69 である。この星団は 図８の近似式に従わない。反対に、その色等級図上端は４つの青い大質量星 で占められている。さらに等時線の左にはみ出る星が多数存在する。 この領域には W-R 星と Be 星が存在している可能性がある。さらに #151 には IC 1613 で知られている唯一の SNR がある。 Mup とアソシエイションの OB 星面 密度との関係 　図９には、Mup とアソシエイションの OB 星面密度との関係を示す。 図８と９とを合わせて考えると、成員総数が Mup を決めているらしい。 図９．Mup とアソシエイションの OB 星面密度との関係。

　３．４．アソシエイションの総質量　

　３．５．アソシエイションの年齢　

図１０には IC 1613 アソシエイションのカラーで示した年齢の 空間分布を示した。全体として若いアソシエイションが NE 側に 集まる銀河全体に渡る年齢勾配が見られる。 (本当？ )

表３．アソシエイションの年齢と質量の比較

　４．ガスと星の相互連関　

４．１．アソシエイションと中性水素　 　図１１には中性水素とアソシエイションの相互位置を示す。図を見ると次の ５つの特徴が分かる。 （１）HI かたまりにあるアソシエイション　 　 Garcia et al. 2009 カタログ上の最大アソシエイションは、 #127, #137 が水素塊 1 に、#147, #151 が水素塊 2 にある。そこは銀河の NE 側にある活発な星形成域である。大量の水素 はここでは長期に渡り星形成が継続していることを説明する。 （２）HI ボイドの中のアソシエイション　 　HI キャビティの南西縁には HI がない。そこは多数のアソシエイションに 占められている。水素は全て電離されているに違いない。実際、 Valdez-Gutierrez et al 2001 の HIIR, R14, R15, R16, R17 はアソシエイションに重なっている。 WLM でも似た状況が起きていて、中性水素は星形成の結果、電離されている。 HI キャビティの起源は不明である。Silich et al 2006 は複合超新星爆発が原因 ではないと結論した。星形成により HI ガスが消費されつくした可能性がある。 （３）HI シェルの壁上のアソシエイション　 　伝統的に星形成の場とされた領域から離れて、南側に #17, #83, #142 が、 西側には #3, #5, #6, #8, #12, #15, #18, それに #16-#19-#21-#32 複合体 が並ぶ。IC 1613 の中性水素は HI-ホールの先に伸びて、HI キャビティと 弧状構造を形成する。上のアソシエイションはその上に乗っている。 （４）HI シェル内部のアソシエイション　 　孤立アソシエイション #142 は HI ホール内の HI 塊１７の中にある。 このアソシエイションは近隣のガスを消費尽くしたのか、吹き飛ばしたのか は不明である。泡領域には Lozinskaya et al 2003 の H シェル　II, III があり、それらはアソシエイションに吹き飛ばされて形成されたものであろう。 （５）　 　我々のアルゴリズムは HI 塊 4 - 9, 13, 15 - 18 にアソシエイションを 発見しなかった。そこでの HI 密度は他よりも低い。それがアソシエイション がない原因だろう。

図１１．中性水素とアソシエイションの相互位置。灰色＝中性水素。 等高線カラー＝アソシエイションの年齢。HI 集団の数字は Silich et al 2006 の付けたもの。HI キャビティは　HI 1, 19, 11, 14 に囲まれている。

　５．星の質量　

５．１．最も重い星　 　リスト　 　表４には IC 1613 で最も重い星のリストを示す。M > 50 Mo の 星が 13 個、11 アソシエイションに別れて存在する。 #43, #120 以外 は全て東北複合体に属する。このリストはアソシエイションに属する星 のリストなので完全ではない。 　星の性質　 　表４星の分光を計画 　５．２．IC 1613 質量矛盾？　 　進化質量と分光質量の差　 　OB 星において、進化質量と分光質量の差は長い間問題（Herrero et al 1992）であった。表５にはこの研究で得られた進化質量を Bresolin　et al 2007 からの 7 個の OB 超巨星の質量と比べた。質量の差は Massey et al 2009 のより大きい。差の原因としては Q に基づく減光補正が 考えられる。分光質量は下限を与えると注意があり、進化質量は少し 過大評価されているのかも知れない。

表４．IC 1613 で最も重い星のリスト

　６．まとめ