Gaia Data Release 3: The Second Gaia Catalogue of LPV Candicates

　アブストラクト　

　１．イントロダクション　

図１．ガイア変光星のヴェン図。vari_classifier_result テーブル内で、 赤＝ best_class_name=LPV. 緑＝vari_long_period_variable 青＝ DR3 で周期が与えられている。

表１．カタログ中の星数。

　２．カタログ作成　

the general classification module of variables　 　"classification table" = vari_classifier_result テーブルは 2,325,775 LPVｓを含む。それらは表中で best_class_name = LPV と表されている。(Rimoldini et al 2022) 　Specific Object Study (SOS) module　 　"SOS table" = vari_long_period_variable テーブル中の 1,720,588 星。 殆どが "classification table" と重なる。両者合わせると 2,326,297 LPVs が得られた。 この論文は主に SIS module の結果を議論する。 　２．１．フィルター基準　 　２．２．データフィールド　 vari_long_period_variable テーブルの項目の説明。特に興味深いのは "isCstar" フィールドである。 ”False”は O-リッチを意味し、"TRUE" は C-リッチ。"NULL" = スペクトルからタイプが決められない. 　２．３．周期と振幅　 　図２に周期分布を示す。観測条件効果による偽ピークが見える。

図２．周期分布の偽信号。赤＝Gaia DR3 LPV 候補星全ての周期分布。青＝表に 載せられた周期の分布。縦線＝周期半年（灰色）と 1/4 年（黒）、衛星歳差周 期 62.97 d (橙)を示す。

　２．４．炭素星同定　

図３．RP 低分散スペクトルの例。上： T Aqr. O-リッチ。 下： RU Vir. Ｃ-リッチ。薄線＝各観測時のスペクトル。 太線＝メディアンスペクトル。縦破線＝ピーク位置。 　炭素星の同定法　 　古典的な 778nm と 812 nm で C-リッチと O-リッチを分ける手法は 分解能と波長較正の関係で使えない。その代り、図３に示すように ピーク位置の差から同定が可能である。SOS モジュールは二つのピーク位置を 測り、その差 median_delta_wl_rp を保存する。median_delta_wl_rp > 7 は炭素星と判断（isCstar = TRUE ）される。

図５．median_delta_wl_rp ヒストグラム。 　median_delta_wl_rp 　 　図４左に LPV 候補星の median_delta_wl_rp 分布を示す。星の大部分は median_delta_wl_rp < 7 の M-型星である。 　median_delta_wl_rp 　 　図４左に LPV 候補星の median_delta_wl_rp 分布を示す。星の大部分は median_delta_wl_rp < 7 の M-型星である。

　２．５．ＤR２ ＬPV カタログとの比較　

図６．P(DR2) 対 P(DR3).

図７．周期分布。赤＝ DR2. 青＝DR3. 破線＝ G 振幅が 1 mag より大。 図８．5-95 % 振幅 QR5(G) の分布。赤＝ the classification table. 緑＝ SOS table. 青＝既知星。橙＝ＤR２ ＬPV カタログ。マゼンタ＝DR2 で 出版された LPV.

　３．カタログ概観　

　３．１．天空分布　

図９．SOS LPVs の天空分布。色分けは G-振幅を表す。

図１０．M31 の LPVs. 図１１．Sgr dSph 方向の Gaia DR3 LPV 分布。

　３．２．CMD　

　３．３．変光の性質　

図１４．ベストフィットモデルの振幅と 5-95% interquantile range QR5(G) の比較。 図１５．QR5(G) の分布。

図１６．周期-振幅関係。 図１９．図１７と似るが別の例。

　４．カタログの精度　

４．１．完全性　 　今回の LPVs カタログの完全性を、既に公刊されている LPV データ、即ち OGLE と ASAS-SN、との比較から評価する。我々の解析は SOS モジュールから の結果に限定される。このデータセットは OGLE や ASAS-SN の変光星の大部分 を含む。しかし、そこに含まれない変光星の多くは "the classification module" で見つかった LPVs として DR3 テーブルに載っていて、その測光曲線は Gaia DR3 で公表されている。A1 節に "the classification module" の結果も含めた 解析を載せる。 　４．１．１．OGLE との比較　 　OGLE データ　 　Soszynski et al 2009, 2011, 2013 による マゼラン雲とバルジの OGLE III 変光星カタログ 343,785 天体は高品質のサンプルを提供する。分類は Mira, SRV, OSARG = OGLE Small Amplitude Red Giant の３種類である。さらに、 マゼラン雲天体は可視、NIR の測光特性（Soszynski09？）により O-, C-リッチ に分けられる。

図２０．Gaia 振幅 QR5(G) と OGL 振幅 ΔI1 の比較。

表３．タイプ毎の回収率。 　OGLE 天体との比較サンプル　 　DR3 サンプルと OGLE III サンプルを比較するために、予備調査として 0.1 ≥ QR5(G) < 0.11 ＝ Gaia LPV カット限界ギリギリ　の星の OGLE 振幅を調べた。結果を図２０に示す。 OGLE ＆Delta;I1 の分布は 0.03 mag にピークを持つ事が判っ た。そこで、OGLE サンプルの方は ΔI1(primary) ≥ 0.03 mag とした。

表４．OGLE-IV ミラカタログの回収率。 その上、 OGLE-III カタログのフィールドはモザイク状である。そこで、DR3 サンプルは　OGLE−III と共通の領域に限った。 こうして得られた 「限定」 OGLE-III サンプルは 84,897 天体を含む。内 70,395 星は DR3 と 2" 以内で マッチする。これは全体回収率 82.9 % を意味する。タイプ別回収率を表３に 示す。OSAGs は古典的分類では SR または Irr に分類されるであろうから、 OSARG の回収率の低さにはそれも影響している。 　C-ミラの低い回収率　 　OSARGｓの回収率が低いのは小さな振幅から理解できる。しかし、 C-ミラ の回収率が表３にあるような 68 % という低さなのは意外である。おそらく 原因は炭素星が可視で暗いためであろう。実際、マッチしなかった DR3 炭素 星の平均 G 等級は 19.5 という低さである。 (「マッチしなかったDR3炭素星の Ｇ 等級」という言葉はよく理解できない。DR3 LPV カタログにはなかったが、 DR3 には載っていて、その G 等級という意味か？ ) マッチした方の平均等級はそれより 4 mag 明るい。これは OGLE のバンド帯 が 1.1 μm という長波長側まで伸びているための差である。付け加えると、 それら「失われた」炭素星のかなりが "classification" モジュールの出力 である "Gaia DR3 LPV candidates” の方には載っている。 　OGLE-IV　 　OGLE-IV のバルジと円盤のミラ型星 (Iwanek et al 2022) は 66,000 に 達する。それらの解析も OGLE-III と同様に行われ、 App B.1 に記述される。 その回収率はバルジで 84 %, 円盤で 90 % である。

表５．ASAS-SN の回収率 　４．１．２．ASAS-SN との比較　 　ASAS-SN　 　ASAS-SN = All-Sky Automated Survey for SuperNovae は V バンドで全天を 監視している。変光巾は与えられるが、変光周期は特定の変光型の星にのみ与え られる。

図２２．ＢS カタログ星の等級分布。 　小振幅？　 　表５に ASAS-SN の回収率をまとめた。ミラの回収率 89 % はかなり高い。 しかし、図２１を見ると、OGLR-III と異なり、QR5（G)に比べ ΔV が 非常に小さい星が存在することが判る。それらの星は低銀緯に集中しており、 ヌカ星の効果が疑われる。 　４．１．３．BS カタログとの比較　 　BS カタログ星を Simbad で調べると、 251 天体がミラまたは LPV と される。DR3 LPV とマッチさせると 40 % が同定された。更に　11 % が "classification" table で　LPVs とされる。我々のカタログに載っていない 星には α Ori のような RSG があるが、 77 %　は明るいミラである。 それらの星は Gaia 測光限界よりも明るくなるために落ちたのである。 図２２にその様子を示す。 V = 5 - 6.5 より暗くなると DR3 LPV カタログに 載る割合が上昇することが判る。 BS 星の距離は 100 - 1000 pc である。

　４．２．新しい LPVs　

OGLE-III との比較　 　表６に新しく発見された LPVs のまとめを載せた。OGLE-III フィールドに おける新発見数は既知数と同程度で発見率＝ 88 % である。詳しく見ると、 その多くはバルジ星でマゼラン雲では少ない。図２３から分かるように、 新発見は G ≥ 16 mag の暗い星と G < 14.5 mag の明るい星に二分される。 　ASAS-SN との比較　 　ＡＳＡＳ−ＳＮ　で知られている LPVs の 6.7 倍の LPVs を DR3 が見出して いる。

図２４．図３と似るが、 ASAS-SN とのマッチの数。

　４．４．周期　

　４．４．１．OGLE-III との比較　

図２５．Gaia DR3 LPV 周期とOGLE-III 主周期の比較。 図２７．図２５と似るが、人為効果によるパターンを強調。 　周期の一致度　 　表３にあるように、Gaia DR3 LPVs で OGLE-III と重なるものは 29,865 星 ある。周期の一致度を調べるため次の量を定義する。 ここに、P1,OGLE = OGLE primary period, Pc,OGLE = OGLE が計算した３周期中 DR3 周期に最も近いもの、 である。全体の様子は表８に与えた。 　偽周期　 　図２５、２６には Gaia DR3 と OGLE-III の周期の一致度を図にした。 対角向きの線が Pgaia=Pogle または 倍音に相当する。倍音が強いのは変光曲 線の形がサインカーブから大きくずれていることを意味する。 図２７の色曲線は偽モードで で表される。

図２６．図２５と似るが、ＯGLE-ＩII の方は DR3 周期に最も近い周期を使用。 図２８．図２５と似るが、OGLE-IV ミラとの比較。 表９．表８と似るが、OGLE-IV ミラとの比較。 特にマゼンタ線は δ&nu: = 1/yr から派生したモードである。 これは OGLE の地上観測に季節による中断があるために生じる。赤、緑、 青線は δν = 1/62.97 days のGaia 衛星の歳差に対応する。 　OGLE-IV　 　図２８には Gaia DR3 と OGLE-IV ミラとの対応である。対角線からのずれが 非常に小さい。

　４．４．２． ASAS-SN との比較　

　５． 例示　

５．１．太陽近傍　 図３０．太陽から 2 kpc 以内の近傍 LPVs の周期分布。 　減光　 　D < 2 kpc を太陽近傍と定義する。この範囲には３D 減光マップ (Capitanio et al 2017) 画」存在するからである。ただし、今回赤化補正は 行わない。 　カラー効果　 　DR2 に比べ DR3 ではカラーに依存するデータ処理が行われ、位 置決定精度が大幅に向上した。しかし、非常に赤く、カラー変化が大きな LPVs では各回ごとにカラー依存解析が必要であり、それは DR3 ではまだ行わ れていない。 　P-L 図　 　0 < σπ < 0.15 の近傍　LPVs は 21,218 星あ る。そこから M(K) > -4 mag の星を除くと、残りは 18,739 星となる。 図３０にはそれらの振幅分布を示す。5,074/18,739 は周期が与えられている。 図３１にそれらの周期・振幅図を示す。この図から、近傍ミラ 600 個が容易に 判る。図３２には太陽近傍 LPVs の　Ｐ-Ｌ 図を示す。そこでは位置精度　5 % としたので星数は 2,216 星が残った。これは銀河系 LPVs に対する、現在まで の最も正確な PL 図である。

図３１．近傍 LPVs の Ｐ - 振幅関係。 図３２．近傍 LPVs の logP - K 図。視差誤差 5 % 以下のみ使用。

５．２．球状星団　 図３３．47 Tuc LPVs の　RA 分布。縦赤線＝Chen et al 2018 による &pai;47Tuc-&pai;SMC 　変光星リスト　 　Clement 2017 の球状星団変光星リスト中 54/59 星が Gaia LPV カタログに 載っている。内 85 % の周期がよく一致している。 　ω Cen　 　Lebzelter, Wood 2017 は ω Cen の変光星を研究し、34 変光星を見つ けた。25/34 が Gaia LPVs である。10/34 の V 振幅が 0.1 mag 以下であり、 おそらく今回 G 振幅 0.1 mag 以上の基準に引っかかったのだろう。残る LW 23 の理由は不明である。 　４７Tuc　 　Lebzelter,Wood 2005 は 45 LPVs をリストした。 43/45 が DR3 LPV カタロ グにある。図４３に EDR3 の CMD を示す。黒丸が LPVs である。下方に見える のは SMC であろう。以前未検出だった 5 LPVs もきれいに系列に乗っている。 図３３に視差と RA の関係をプロットした。混み合いの強い領域では視差の誤差が 大きくなることが判る。

図３４．47 Tuc 0.4° フィールドの EDR3 CMD. 大きな点＝ LPVs. 暗い LPVs は SMC 星。 図３５．NGC 419 のLPVｓ。カラーは C-星選択基準を示す。 　NGC 419　 　NGC 419 は多数の炭素星を含む。 Kamath et al 2010. 図３５に星の分布を示 す。大きな丸＝　ＥDR３ ＬPVsdearu. カラーは ⟨Δλ⟩RP を示す。この値が 7 以上の星は 炭素星である。この星団で既知の 16 Ｃ-リッチ LPVs の内、6/16 がカタログ にある。これら 6 星は星団中で最高に明るいグループには属していない。 星団中心部に LPVs が欠けるのは混み合い効果を疑わせる。

　５．３．局所群銀河の LPVs　

図３６．局所群銀河（マゼラン雲を除く）の DR3 LPVs に対する2MASS Wesenheit index WJK と周期 P との関係。 　CMDs　 　マゼラン雲以外に 7 局所群銀河に少なくとも 10 LPVs を見出した。それらを 表１１にまとめた。図３７ー３９には　LMC CMD （灰色）の上に各銀河の LPVs を示した。 　Sgr dSph　 　Sgr dSph 図３７の LPVs は LMC と同じ範囲を占める。約 40 % で周期が求まった。 AGB 上部で C-リッチ星と O-リッチ星の分岐がはっきりと見える。

図３７．Sgr dSph DR3 LPVs の 2MASS 絶対等級 CMD. + = 周期不明。色丸＝周期既知。灰色点＝参考用の LMC DR3 LPVｓ。 　Fornax およびその他の銀河　 　Fornax dSph は高質量 AGBs を欠く。Yin et al 2010 は様々なデータを集めて、 IC 10 が 低質量、低メタル([Fe/H] = -1.1) で活発に星形成を行っている銀河 とした。この銀河に RSGs を含む、明るい LPVs が存在するのは当然である。 ただし、距離が遠いので周期が判る星の割合は低い。それは M33, M31 でも同様で ある。図３６の PLR で　M31, M33, NGC 6822 の星は RSG 領域を占めている。

　６．まとめ　

　A. SOS と classification table との比較　

　A１. 完全性　

図A1．Gaia DR3 LPVs (the classification table) の分布。 図A3．the classification table の DR3 LPVs ヘス図。 表A２．表３と似るが、OGLE-IVに対する SOS＋classification table の回収率。

図A２．マゼラン雲の　LPVs. 青＝SOS. 赤＝the classification table のみ。 赤が中心部に多いのは、混み合いのため S/N が下がり、SOS では撥ねられたため。 表A１．表３と似るが、OGLE-IIIに対する SOS＋classification table の回収率。 表A３．表５と似るが、ASAS-SN に対する SOS＋classification table の回収率。

　A2.　新　ＬPV 候補　

図A５．図A４と似るが、ASAS=SN と SOS + classification table とのクロスマッチ。

表A４．表６と似るが、SOS と classification table を組み合わせた場合の 新発見率。

　付録B 追加の定義　

B１.　DR3 と OGLE-III の共通領域　 図B1．OGLE-III 領域。上＝マゼラン雲。下＝バルジ。灰色＝DR3 LPVs. 青＝OGLE-III. 赤＝マッチ。

B2.　DR3 と OGLE-IV の共通領域　 　B３.　⟨Δλ⟩RP - GBP-GRP 面　 表B1．境界線の方程式。 図B3．⟨Δλ⟩RP - GBP-GRP 面上の境界線

　付録C　データ取得法