Giveon05b

A New Catalog of Radio Compact HII Regions in the Milky Way II. The 1.4 GHz Data

Giveon, Becker, Helfand, White

2005 AJ 130, 156 - 164

　アブストラクト　

　新しい VLA 1.4 GHz 銀河面カタログ、l = [340, 120], b = [-0.8, 0.8], l = [350, 40], b = [-1.8, 1.8], l = [100, 105], b = [-2.5, 2.5], を MSX6C カタログとマッチさせた。これは Zoonenmatkermani et al が最初に出版したカタログをデータを再解析した結果である。

　その結果新しいカタログでは 1.4 GHz 源の数が３倍になった。新しい 1.4 GHz カタログと MSX6C カタログの比較から 556 マッチが得られた。その大部分は「赤」MSX 天体である。スケール高は 24' - 28', 8.5 kpc で 60 - 70 pc である。銀緯分布は l > 40° で平らになり、マッチ数は急落する。

　２．VLA 1.4 GHz 銀河面サーベイ　

　元々のサーベイデータを再解析した。新しいデータは White et al 2005 で発表予定である。再解析の結果、電波源の数は 1992 から 7051 へと増加した。90 % 検出限界は前の 25 mJy から 10 mJy に下がった。　その結果、ionization-bounded で光学的に薄い星雲を持つ B0 星なら銀河系の向こう側の端でも F_{1.4 GHz} = 30 mJy で検知可能と分かった。しかし、星雲が光学的に厚くなると O-型星でさえも検出が困難となる。

表１．早期型星の理論的な赤外および電波強度

　３．電波ー赤外マッチング　

　マッチ基準 α と β　

α :　　r < 12"
β：　　r < 25"

表２に基準によるマッチ数の違いを示す。
表３にはマッチの信頼度を示す。
表４にマッチの信頼度が高い電波源を示す。

表２．マッチング基準と結果

表３．マッチング信頼度

表４．信頼度の高い MSX6C-1.4 GHz マッチ

　４．マッチした天体の性質　

　４．１．赤外カラー　

図１．左＝MSX6C - 1.4 GHz マッチ天体の赤外二色図。右＝観測領域内の MSX6C 天体全部の赤外二色図。

　「赤」と「青」の種族　

　 Lumsde et al. (2002) は　MSX5C カタログの解析で、MSX 天体を「赤」と「青」の二つに分けた。「赤」天体には HIIRs, PNe, 電波放射を伴わないメタノールメーザー、ＹＳＯが含まれる。それらは深くチリ雲に沈んでいて、光球の光を直接見ることは出来ない。「青」種族は主に進化した星である。

　HIIRs と PNe 　

　図１の左に MSX6C-1.4GHz マッチ天体の赤外二色図を示す。比較のために右側には同じ領域内の MSX 天体全部の二色図を示す。マッチングが赤天体のみを残したことは明らかである。銀河からの電波の主天体が HIIRs と PNe なので、マッチング天体が両者から成ることは確実である。しかし、両者を赤外カラーで分離することは難しい。

　若い CHIIR と古い HIIRs, PNe 　

　図２は、黒丸＝低銀緯天体、白丸＝高銀緯天体、に分けた MSX6C-1.4GHz マッチ天体の赤外二色図で、図２左の描き直しである。へえ生きんカラーが高銀緯ではF14/F12 = 1.87, 低銀緯では F14/F12 = 1.38 と異なる。これは、それぞれのバンド内にある [NeII]12.8μm と [NeIII]15.6μm 禁制線の強度比の違いを表すと考えられる。

図２．l = [350, 40] MSX6C-1.4GHz マッチ天体の赤外二色図。黒丸＝低銀緯天体。白丸＝高銀緯天体。 　

F14/F12 は相対電離度に比例する。高い F14/F12 は高い相対電離度を意味する。また、低銀緯ではこの比の散らばりが σ = 3 % で高銀緯での 8 % より小さい。これは種族の違いを反映しているのでないか？最も若い天体＝CHIIRs はダスト繭の中に包まれていて、銀河面にへばりつき、中間赤外カラー間の関係がキッチリ決まっている。高銀緯天体はおそらく種族が混合していて、古い HIIRs や PNe が混ざっている。それらは電離ガスの一部が直接見えていて、色々な輝線がバンド放射に寄与している。それら輝線間の相対強度の散らばりが二色図上の散らばりを生み出している。この推測は Simbad などでも確認できる。

図３．銀経帯別の MSX6C-1.4GHz マッチ天体銀緯分布。 l ≥ 40° で種族 I 天体が減少することが判る。表５はそれを数値で示す。

　４．２．空間分布　

図４．MSX6C-1.4GHz マッチ天体の銀経分布。白棒：|b| = [0, 0.4]. 黒棒：|b| = [0.4, 0.8]. 高銀緯マッチ（黒棒）は銀経分布は平坦。低銀緯マッチ（白棒）は l = 40° で急落し、 l = 80° 以降は消失する。

表５．銀緯分布の銀経による変化。

　図３と図４には MSX6C-1.4GHz マッチ天体 556 個の分布を示す。図３では、MSX6C-1.4GHz マッチ天体の銀緯分布を銀経帯別に示す。マッチ天体の銀緯分布 FWHM = 24' - 28' で狭い。しかしそれは 5 GHz マッチの 16' よりは大きい。おそらく 1.4 GHz の感度が低いため、近い B 型星の割合が増えたためであろう。表５には緯度分布の経度による変化を数字で示す。図４は低銀緯と高銀緯に分けて銀経分布を示す。低銀緯ではマッチ天体が l = 40° で急落する。それは図５にも明らかに見える。

図５．MSX6C-1.4GHz マッチ天体の二次元分布。平均銀緯とそのエラーも描き込んだ。l = 40° で天体数が急落し、その先では平坦になる。

　４．３．天体形状　

図６．1.4 GHz 天体のサイズ分布。白棒＝全電波源。黒棒＝ MSX6C-1.4GHz マッチ天体。

図７．電波源サイズと |b| の関係。

　５．結論　

　（１）MSX6C-1.4GHz マッチ天体は銀河面に貼りついている。サンプルが主に種族 I であることを意味する。

　（２）MSX6C-1.4GHz マッチ天体の数は l = 40° で急落する。

　 （３）MSX6C-1.4GHz マッチングにより「青」種族は省かれる。しかし、マッチ天体を HIIRs と PNe に分けることは出来ない。