A Search for the IR Counterpart of Type II OH Masers II. Statistical Analysis

　アブストラクト　

　１．イントロダクション　

　２．観測　

２．１．探索手続き　 　表２は 1975 - 1981 年のデータである。観測は AAT 4m と IRTF 3m で行わ れた。 (候補選択基準が書いていない。 ) 電波源位置は ±15" の誤差を含む。赤外観測で位置が改善された 天体を表１に示す。 　２．２．基礎データ　 　表２＝基礎データ　 　表２の位置は赤外観測の結果で誤差は ±5" である。第４列の Δ は電波と赤外の位置の差を秒角で示す。[3.8] は L' バンドを意味する。いくつ かの天体では 2.09, 2.2, 2.34 μm 狭帯域フィルター観測を行った。第１１ 列の H2O 指数 = [2.2]-[2.1] である。CO 指数 = [2.2]-[2.3] は 第１２行に載せた。これ等の指数は 2.2 μm 連続光に対して 2.1, 2.3 μm 吸収強度を示す。吸収が強いと指数がマイナスで大きくなる。2 - 2.5 μm CVF 観測のあるもの、 Glass 1978 との位置が異なる星はノートでマークした。 　表３＝星毎の固有特性　 　表３には星毎の固有特性を示す。第２列＝論文１で定義した Confusion Factor で探索領域＝大体半径15" 円内にある IR 天体と同じか明るい天体の数の予想値。 CF > 0.2 だと同定は仮と看做す。

表１．改良されたメーザー源位置

　２．c. H₂O 指数 と CO 指数 　

図１．341.12-0.00 の 2 μm スペクトル。H2O, CO 吸収帯が見 える。実線＝吸収強度決定用の仮想連続光。 　直接法　 　ここで扱ったような赤い天体では連続光勾配の影響が強くなり過ぎる。 そこで指数の決定には工夫が必要である。図１の縦軸＝λ4 Fλ に対して図の直線に対して、 2.09, 2.34 μm での 吸収深さが直接測定できる。

図２．353.60-0.23 の 2 μm スペクトル。実線＝ 450 K BB. 　黒体法　 　もっと赤い天体に対しては図３のように、 2.15 - 2.25 μm 部と K-L に 合うように黒体をフィットする。この黒体に対して、バンド強度を定義する。 注意すべきは、 CO バンドはダストシェル輻射である程度埋められているので、 実際のバンド強度は測定値より強い。短波長側の H2O バンドは CO 程ダストシェル輻射の影響を受けない。

表４．追加観測 表５．追加指数 　CVF が無いが K,L はある時　 　図３にはその他の天体の CVF スペクトルを示す。しかし、多くの天体では スペクトルが得られていないので、連続光部が決められない。それらの天体 に対しては、まずゼロカラーに対応する A0 星連続光 (Fλ ∝ λ-3.8) を差し引く。次に K-L カラー温度 に対応する黒体輻射に対してカラー指数を決める。 　例　 　例えば、 328.7-0.2 では、観測 [2.2]-[2.1] = -0.74 だが、AO 星の指数 0.21 を差し引き後は -0.53 である。一方、 BB(830K) の F(2.09)/F(2.2) = 0.83, つまり 指数 -0.20 である。したがって、H2O 指数 = -0.33 である。この他、327.4-0.1 と 328.4-0.2 は CVF とスペクトルと狭帯測光の どちらもがあり、二つの補正指数は良く合っている。一方、327.4-0.6 も二種 のデータが揃っているが、こちらは二つの指数の一致は良くない。ただ、この 天体では指数自体が非常に大きいので不一致は論文の結論に影響しない。 　表４＝有名 OH/IR 星　 　有名 OH/IR 星の狭帯測光を行ったので、それらのバンド指数を表４に示す。 第２列には星が SG=超巨星、CM=古典ミラ、VM=ミラ的変光星かを示す。 Hyland 1974 Galctic Radio Astronomy か Stellar Infrared Astronomy のど ちらかを見よ。 (この分類基準が結局何なのか、書いていない。) 　表５＝文献 2 μm スペクトルからのバンド指数　 　幾つかの OH/IR 星の 2 μm スペクトルを用いて求めたバンド指数を表５に示す。

図３．赤外天体の 2 μm スペクトル。

　２．d. 光度　

　２．e. 同定できなかった天体　

表６．対応星が見つからなかった OH/IR 天体。 　同定困難な星　 　表６には探査領域の限界等級内で対応が付かなかった天体を載せる。これら 8 星に、同定リストには載っているが混入ファクターが大きい星の数を加える と、予想より大分大きくなる。表７には背景星の数が多くて、どれが最も 合うかが決められなかった星を載せた。

表７．近くにある星、紛らわしい星

　３．統計的な結果　

　３．１．カラー　

図４．幾つかのサンプル星の JHK カラー。黒丸＝ CF<0.1 で同定が確実。 白丸＝CF=[0.1, 0.2] でやや同定が怪しい。VY CMa は + 印、IRC-10529 は X 印。実線＝星間赤化。点線＝黒体。

図５．HKL(L') カラー図。印の意味は図４と同じ。 　サンプル星の大部分は赤化線の右側にあり、赤外超過の存在を示唆する。 (原点は？ ) HKL カラー図では黒体線に集まる傾向が見られる。

　３．b. 光度　

図６．BCL = L バンド輻射補正の L-M 依存性。 　光度 L の計算法　 　近運動距離と SED とから光度 L が分かる。SED が無い場合は輻射補正を 用いる。図６に (L-M) に対する BCL を示す。(L-M) = [0, 1.3] では BCL の振る舞いは規則的で平均 3.7 である。その先赤い 方では下がる。(L-M) = 2.5 までは BCL は 3 以上である。残念 なことに全ての星で L-M が得られるわけではない。その場合は K-L を用いる 必要がある。K-L < 4 では BC = 3.7, K-L = {4, 7] では BC = 3, K-L > 7 で BC = 2 とした。 　図７＝ OH ΔV と Mbol の関係　 　図７には ΔV と Mbol の関係を示した。距離には近運動距離を採用 している。その特徴は、 （１）ΔV が大きくなると Mbol は明るくなる。 （２）約半数は 104 Lo 以下である。 　図８＝ΔV によるグループ分け　 　上の特徴は図８で ΔV によるグループ分けを使った光度ヒストグラム にも良く現れている。ただ、これらの特徴は統計的意味での傾向である点を 注意する。天体によっては遠運動距離にあったり、非円周軌道をしていたり、 観測時期が変光の平均値からおおきくずれていたりするだろう。

図７．表３からの Mbol - ΔV 関係。黒丸、白丸は図４と同じ。 図８．図７の天体の絶対輻射等級ヒストグラム。サンプルは ΔV > 34 km/s と ΔV > 34 km/s の２グループに分けた。破線は confusion の強い天体。

　３.c. H₂O, CO バンド強度　

図９には H2O 指数と CO バンド強度の関係を示す。 図から分かるように超巨星とミラ型星が区別される。

図９．H2O と CO バンド強度の関係。プラス＝ IRC 超巨星。バツ ＝ IRC ミラ型星。四角＝ WX Ser =古典的ミラ。三角＝表５の EB 天体。 点線＝この論文で提案する超巨星とミラ型星の分離線。

　３．ｄ. メーザー強度　

図１０． 1612 MHz OH メーザー絶対等級（表３で使用）と Mbol の関係。 三角＝ EB 天体。

図１１．メーザー光度/輻射光度　と輻射等級の関係。SG とした点線領域＝ IRC 超巨星の存在領域。 VM とした点線領域＝ IRC ミラ的天体。

　４．議論　

　４．a. 光度　

　４．b. IRC 天体　

図１２．(MBOL-MOH) - (K-L) 関係。(MBOL -MOH) がより正になることは、ポンピング効率が高いことを意味する。 点線＝異常に青い天体。 　IRC メーザーは光度関数の低光度サンプル　 　OH メーザーサーベイで見つかった OH/IR 天体の銀経分布と視線速度特性は それらが太陽から遠方にあることを示唆する。Johnson et al 1977b は平均と して、遠方 OH/IR 星のメーザー強度が IRC ミラ型星に同定される高銀緯電波 源に比べ約百倍明るいことを見出した。Baud 1978 Thesis による電波光度関数 は低光度側で急激な上昇を示す。従って、太陽近傍の IRC サンプルはこの低光 度部に属するのではないか？高光度メーザーは稀なために太陽近傍に存在しな いのであろう。 　図１３＝赤い星はメーザー効率が高い　 　この論文で示す OH/IR 星は IRC 天体より赤外カラーが赤い。OH メーザーが FIR 光でポンプされるなら、赤い天体は FIR が強いので納得の結果である。 図１２には、(MBOL-MOH) - (K-L) 関係を示す。赤い星 ほどメーザーポンピングの効率が高いことが分かる。 　図１３＝色々なサーベイの天体の関係　 　図１３には OH サーベイで発見された天体と、AFCRL 天体、古典ミラ、IRC 超巨星の関係を示す。 IRC 巨星は Mbol が不明でプロットできなかった。様々 なサーベイがそれぞれの限界内でどのような天体をピックアップするかが分かる。

図１３．色々なカテゴリーの天体の比較。黒点＝ ここの OH/IR 天体。三角＝ 古典ミラ (Engels 1979). 四角＝ AFCRL 天体。六角＝IRC 超巨星。IRC ミラ的 天体は光度不明なためここに載せられない。 図１４．L = 104 と仮定した時の IRC ミラ的変光星の Z 分布。 実線＝スケール高 300 pc 指数関数型分布。 　図１４＝IRC ミラの Z ヒストグラム　 　IRC ミラの光度は分からないが、仮に 10,000 Lo とした時の銀河面高度 Z のヒストグラムを図１４に示す。図の実線は高度スケール 300 pc のモデルである。 この値は古い円盤種族の 1 - 2 Mo 星に対応する。

　４．c. 青いサンプル星　

　４．d. 狭帯測光カラーと 2 μm スペクトル　

表８＝低 CF 星のリスト　 　OH/IR 星に関し整合する解釈が得られたので、狭帯域カラーと 2 μm スペクトルに対してもこの解釈を広げられるだろう。表８には紛れ込みの 可能性 CF が少なく、狭帯域カラーと 2 μm スペクトル が揃った 13 星 のリストを示す。　一般に SG タイプ天体は超巨星という同定に合っている。 低 CF ＳＧ天体は皆 ΔV > 29 km/s で、35 km/s より小さいのは 354.88-0.54 の一つだけである。 Mbol が計算された 6 天体では全て、 Mbol ≤ -4 であった。4つは Mbol < -6 である。このように、CO 吸収 があり、 H2O 吸収が弱いかそこそこの天体は明るい極端種族 I ("SG" の分類の根拠と上げられた ΔV、Mbol, CO, H2O との関係が書かれていない。２．ｃ．に Hyland 1974 Galctic Radio Astronomy か Stellar Infrared Astronomy を見よとあるが。未見。 ) 　ＶＭタイプ　 　VM タイプの場合は SG タイプほど単純でない。それらの光度は 103 - 105 Lo に亘る。ΔV = 19 - 46 km/s である。表７の 低 ΔV, 低 L 候補は、古い円盤種族の LPV という分類に合致する。高 ΔV, 高 L 候補の解釈は難しい。しかし、おそらく超巨星の中には非常な 低温大気を有し、強い水蒸気吸収を示すものがあるのだろう。VY VMa はかなり 強い水蒸気吸収を示し、また McGregor, Hyland 1981 は LMC に Mbol = -7.6 で 強い水蒸気吸収を持つ星 #6 を見出した。 　L 大の星は２種類　 　恒星モデルの立場からは、L 大の低温度星は次の２つである。 （１）Mi > 9 Mo で、非縮退ヘリウム燃焼核を持つ星。ただ、現在のモデル では超巨星の有効温度を 2500 K までは下げられない。ＳＭＲの可能性はある。 （２）Mi ≤ 9 Mo で縮退核を持って AGB 先端に達する星。ΔV が大 きくなるには Mi > 5 Mo が必要であるから、結局 Mi = [5, 9] Mo である。

表８．２μm スペクトル型 　　 　このようにして、5 - 9 Mo AGB 星と 1 - 2 Mo AGB がタイプ II OH/IR 星 になるなら、2 - 5 Mo ミラが OH/IR にならないわけがあろうか？ この後、中間質量 AGB 星と ΔV = 26 - 31 km/s OH/IR 星の関係が 難しく論じられていて良く分からない。

　５. 結論