The Population of the Galactic Plane as Seen by MSX

　1.イントロ　

　２．中間赤外の星種族　

２．１．MSX PSC　 　性能　 　6 バンドだが天文で実用になるのは、 バンド 波長 感度 A 8.3 0.1 Jy D 14.7 ? E 21.3 ? 　MSX 検出 300,000 天体の内多くは 8 μm でしか検出されず、 IRAS 天体と重ならない。 A, D, E でクオリティフラッグが 2 以上 14,897 天体を選んだ。IRAS PSC とは 9303 天体 (62 %) で重なる。多くは単波長 側で重なっており、12 μ が欠けているのは 296, 25 μm が欠けている のは 218, 双方が欠けているのは 20 である。これに反し、60 μm では 　145 が上限、100 μm では 2794 が上限、5373 が両方で上限である。 これは IRAS のビーム巾が長波長ほど大きくなり混入効果が効いてくるため である。IRAS 60 μm は天体分類で重要な波長であるが、 60 % しか信頼 できる精度を有していない。 図１．MSX と ヒッパルコスの位置の差

MSX の位置精度 　ヒッパルコスと重なる 192 星について位置の差を図１に示した。大部分は 図から判るように小さな誤差に収まるが、個々の例では特に非常に明るい 場合 F(8) > 100 Jy にオフセットが見られる。同様に例えば W75N のように 非常に有名な MYSO で 30" も位置がずれる例がある。 　フラックス　 　14, 21 μm で検出されているのに 8 μm で非検出の例を調べたが カタログの間違いが多数見つかった。明らかな例は V1489 Cyg である。 この天体は MSX では 8 μm 非検出だが、 ISO の SWS では 1000 Jy である。この場合はサチュレイションが原因である。この他混入が原因で 8 μ が載らない場合がある。それらを表2にまとめた。MSX フラックス には注意が必要なのである。 表２．MYSO サンプル。"=" は MSX で非検出だが MSX 側に問題

　２．２．MSX 天体の文献分類　　

　２．３．既知天体の中間赤外カラー　

分類に使用したカタログ　 　分類に使用したカタログは大別すると２種類になる。一つは進化した マスロス星、もう一つは若い未進化の星である。実際に使用したカタログは、 可視炭素星 ： Alksnis et al 2001 OH/IR 星 ： Chengalur et al 1993 PN　： Acker et al 1992 Hebig Ae/Be　： The, de Winter, Perez 1994 CHIIR ：Wood, Churchwell 1989, Kurtz et al 1994, 　　　　　Walsh et al 1998 MYSO ：　表２．自分たちで集めた。 　IRAS LRS の分類を Kwok, Volk, Bidelman 1997 が与えている。これは中間赤外分類を独自の方向から行っている。特に、 9.7 μm 放射帯により O-リッチ星を分類する基準はダストオパシティの 明確な基準を与える。彼らのサンプルは又、赤外炭素星の有用なリストを 提供している。 　内側銀河系と外側銀河系の二色図　 　図２は、内側銀河系 20° < l < 30° と外側銀河系　 100° < l < 260° での二色図を示す。太い実線は黒体である。 矢印は Drain, Lee 1974 の減光曲線を使用した。図２の F21/F14 カラーを見ると、確かに減光が進むと青くなって行く。これは 14 μm フィルターが 9.7 と 18 μm のシリケイト帯の中間の窪みに位置して いるためである。 　星間減光の形を変える　 　図２には幾つかの特徴がある。天体の大部分は分布の青端部に集まっている。 それらは後に見るように大部分が進化した星である。これらの星は銀河系内側 と外側とで二色図上の位置が異なる。幾分かは星間吸収の差だろうが、減光 ベクトルの方向と、位置の差の方向は異なっている。星間減光曲線の形を変える 必要がある。 　赤い MSX 天体　 　F21/F8 を図２右側で見ると、赤い MSX 天体が 主な集団の右に伸びている。これらは深く埋もれた星である。

図２．（上）内側銀河系、 20° < l < 30° と （下）外側銀河系、100° < l < 260° の二色図。 　厚い星周層の星　 　光球放射光が見えない星のカラーはダスト層の温度とオパシティで 決まる。ダストの吸収帯の存在によりある波長帯では様々な変化が 期待される。それらはシリケイトの 9.7, 18 μm 吸収/放射帯、 PAH の 7.7, 8.6, 11.3 μm 帯、SiC 11.3 μm 帯である。 放射星雲では 8.99 μm [Ar III], 12.8 μm [Ne II], 15.56 μm [Ne III] がスペクトルに現れる。

若い天体の二色図　 　図３には既知の若い大質量星、Herbig Ae/Be 星、MYSO、 連続波を伴わないメタノール電波源、CHIIR の二色図を示す。 Herbig Ae/Be 星は星周層が最も薄い。それはカラーが青い事に 現れている。我々が集めた MYSO は HIIR、メタノールメーザー より少し青い。これは、MYSO サンプルの光学的厚みが薄いため というよりは、 MYSO サンプルは見かけが明るく、近傍天体 が多いのに対し、電波で見つかった HIIR, メーザー源は遠い天体が 多く、その分強い星間減光を受けているからかだろう。 これら若い天体は晩期型星とははっきり区別できるほど離れている。 　F21 > F8 なのに、F14/F12 < 1 の天体　 　図３の若い天体の幾つかは F21 > F8 なのに、F14/F12 < 1 である。HIIR の 場合にはこれは [Ne II] 12.8 μm 輝線の影響かも知れない。 その良い例は S106 IR である。この天体は多くの点で、MYSO の 性質を共有しているが双極 HIIR を有している。MYSO は電離放射は 示さず、従って F14/F12 > 1 である。 CHIIR は MYSO と似たカラーを持つが輝線がスペクトルに乗るため、 カラーの分散が大きい。

図３．既知の若い大質量星の二色図。X = Herbig Ae/Be 星。＋＝MYSO, ●＝連続波を伴わないメタノール電波源。○＝ CHIIR

既知進化星の二色図　 図４は既知進化星、炭素星、OH/IR、PN の二色図を示す。図を 見るとタイプ間の分離がはっきり見える。PN は HIIR と似たカラー 領域を占めている。これは、ダストの中間赤外放射が Lα による 加熱であることから予想されることである。PN の中心星温度は HIIR より巾が広く、輝線の種類も多い。特に、14 μm 帯での [Ne III] と [Ne V] がカラーの巾に大きく影響する。 　OH/IR 分布が減光ベクトルに沿う　 　OH/IR はやや穏やかな赤さを示す。その分布は減光ベクトルの方向に 沿っている。プロットの分散方向が炭素星よりも減光ベクトルの方向に あっている事に注意せよ。 ( 通常の K, M 巨星、 O-リッチミラは？ )

図４．既知進化星の二色図。●＝炭素星。＋＝OH/IR。＊＝PN。

Kwok 分類の系列　 　減光ベクトルの方向と天体の分布の関係をもっと調べるため、図５には Kwok, Volk, Bidelman 1997 の与えた分類に従って、タイプ E (シリケイト放射)、タイプ A (シリ ケイト吸収)、タイプ C (SiC 放射)、タイプ P (PAH 放射だが電離輝線なし) をプロットした。図４の傾向がよりはっきり確認されている。 OH/IR 星の シリケイト帯は黒体ラインの付近で放射から吸収に変化する。 Sevenster 2002 は OH/IR 星の MSX カラーを調べた。彼女の結果は 大体ここでの結果と一致する。違いは PN 領域にある星の存在である。 　炭素星　 　炭素星は進化した星の中では最も青い。二色図上での位置も黒体に近い。 炭素星は 13.6 μm に強い C2H2 バンド, 同じ帯域に HCN 吸収帯を持つ。 C2H2 吸収は 赤外炭素星では一層強まる。赤外炭素星の二色図は光球のレーリー テイラーテイルに冷たいダストの放射を重ねたものよりは、数百度の 黒体という近似の方がフィットがいい。 SiC 放射はおそらく自己吸収に より、赤い天体ほど弱くなる。 SiC 放射の効果は C2H2 で相殺されので、F14/F12 はダスト温度の 良い指標であろう。図４と図５の炭素星は可視炭素星である。星周層 の最も厚い炭素星でさえも全てその延長上にある。ISO SWS 炭素星スペクトル を調べたが、Aoki et al 1999 が post-AGB かも知れないとした二つのみが その領域内に収まった。 　種族の差　 　今や図２で見えた、内側銀河系と外側銀河系との差は恒星種族の差に よることが明らかである。内側銀河系では炭素星種族が顕著に少ない。 その代わり、O-リッチな種族が減光ベクトルの向きに黒体ラインを横 切って伸びている。反銀河中心方向で炭素星が多いことは Jura, Joice, Kleinmann 1989 が既に注意していた。

図５．進化星の二色図（ＩＩ）。Kwok et al 1997 IRAS LRS による分類。 ●＝炭素星。＋＝シリケート放射帯星。Ｘ＝シリケイト吸収帯星。 ＊＝電離輝線なしの PAH 放射星。見やすさのため、 Kwok et al カタログ中の 1/5 のみを示す。右図で、シリケイト放射から吸収へと減光ベクトルの 方向に移動している事に注意せよ。これに対して、炭素星の赤化はべき乗則 オパシティに合致して黒体に沿って移動している。

　３．近赤外と中間赤外カラー　

３．１．近赤外データ　 　「あかり」に期待　 　これまでの解析から MSX データだけでは MYSO を PN から分離する 事は難しいことが判った。ASTRO-F の MSX と同等の空間分解能での FIR データが出るまでこれ以上の発展は難しい。それまでの間、2MASS の NIR データの利用を試してみよう。 　2MASS との同定　 　2MASS と MSX との同定は 10" で行った。MSX が NIR では見えず、 代わりに隣にある近赤外天体を拾う可能性が存在する。星形成域 のように赤外天体が混んでいる所では特にあり得る。 図６には2MASS と 赤外カタログ (Gezari) の等級を比較した。カタログ の多くは単素子でアパーチャが大きいと光度が上がっている。複数個の 観測がある場合は最も小さなアパーチャのデータを使用した。

表６．2MASS と 赤外カタログ (Gezari) の等級比較。2MASS 1st release では 5 等でサチっている。

３．２．近-, 中間-赤外二色図と天体の分類　 　３．２．１． 8 μm でのみ検出された MSX 天体　 　8 μm でのみ検出された MSX 天体の二色図　 　MSX 天体の多くが 8μm でのみ検出されている。その大多数はダスト 放射を持たない。そのテストとして、図７には 240° < l < 250°, 10° < l < 11° で、 8μm で検出、 14μm で非検出の 1780 星、 8μm で検出、 14μm で非検出の 2068 星をプロットした。 左側の図 (J-K, K-8) は LMC での同様な図 (Egan et al 2001) と較べてみる とよい。外側銀河系の星の大部分は低温巨星か主系列星と考えられる。 　黒体ラインの右側の天体　 　興味深いのは黒体の右にかなりの星が位置することである。これらは光球 のカラーに較べ中間赤外の超過を示している。これら外側銀河系赤外超過 天体の 83 % は近赤外では青い。これらが何かの同定はなされていないが、 恐らく温かい(∼ 200 K) 光学的に薄い、星本体から離れたシェルでは ないか。候補としては孤立した低質量前主系列星、Be 星などである。ヴェガ 型星の可能性もある。

図７．8 μm でのみ検出された MSX 天体の二色図。実線＝黒体。 （上） 内側銀河系。10° < l < 11° （下） 外側銀河系。240° < l < 250°

３．２．２．MSX 多色データ　 　種類毎の二色図　 　我々の関心は 8 μm 以外でも検出のある MSX 天体にある。図８には 図２と同じサンプルを、内側銀河系と外側銀河系で近・中間赤外カラー二色図を プロットしたものである。図９には若い天体、図１０には進化した天体 を選んでプロットした。右側の図の方がいつも数が少ないのは それらが Gezari et al 1999 赤外カタログのデータを使用していてそれら はしばしば J データを欠くためである。 　炭素星と OH/IR 星　 　図８（下）には二つの集団が離れて存在する。一つは黒体カーブに沿って 伸び、もうひとつは F21/F8 の赤い方にずれている。 図１０を見るとそれらがなんであるかが判る。黒体ラインに沿っていたのは 炭素星であった。そして赤い天体は OH/IR 星であった。 　炭素系と酸素系の分離　 　図１１には図８の天体を Kwok et al 1997 の分類に従ってマークした。 OH/IR 星のシリケイト帯を見ると、 F8/FK が小さい ときには放射帯である。その系列の頂点で放射から吸収に変わる。Aoki et al 1999 や Volk et al 2000 が研究した厚いダストシェルを持つ炭素星も やはり炭素星系列の頂点付近にある。このような明白は系列が出現したのは 近赤外データを加えた利点である。 ( AGB の分離はよいが、 post-AGb-PN で二系列がどう融合または分離するかがはっきりしない。) 　IRAS での分離　 　炭素系と酸素系の分離は Epchtein et al 1987 が IRAS と地上近赤外を 組み合わせて、[K-L, 25-12] 二色図で示した。どちらの場合も、それを ダスト光学深さの系列で理解できる。 K バンドは吸収を受けた光球からの光、 8 μm は暖かいダストの放射と考えてよい。明らかに近赤外カラーのみ ではこの傾向を追い切れない。（？）例えば、シリケイトが吸収帯となる星が 放射帯の星より常に赤い [J-K] を持つわけではない。（？） 　PN の分離　 　図９、１０を見ると、PN は近赤外で青いために、 HIIR や MYSO から 分離する事が判る。これは PN は厚いダスト雲に埋もれてはいないため である。

図９．MSX 若い天体の近・中間赤外二色図。実線＝黒体。 X = Herbig Ae/Be 星。＋＝MYSO, ●＝連続波を伴わないメタノール電波源。○＝ CHIIR 図１０．MSX 進化した天体の近・中間赤外二色図。実線＝黒体。 ●＝炭素星。＋＝OH/IR。＊＝PN。 図１１．図８の天体を Kwok et al 1997 の分類に従ってマークした。 ●＝炭素星。＋＝シリケート放射帯星。Ｘ＝シリケイト吸収帯星。 ＊＝電離輝線なしの PAH 放射星。 その他のタイプも参考のため黒点で示した。 それらは、黒体ライン付近の通常星、PN, HIIR 等の赤い輝線天体である。 炭素系天体と酸素系天体のはっきりした分離は著しい。 図８．MSX 天体の近・中間赤外二色図。実線＝黒体。 （上） 内側銀河系。10° < l < 11° K-検出が少ないのは 2MASS 2nd Release のスカイカバレッジが悪いためである。 （下） 外側銀河系。240° < l < 250°

　４．MYSO の選択　

MYSO 候補の銀経・銀緯分布　 　中間赤外選択を通った MYSO 候補の銀経・銀緯分布も調べた。近赤外データは 不完全なのでここでは用いなかった。図１２銀経分布を見ると、Wood, Churchwell 1989a の結論と一致して、大部分は近傍の星形成複合体と渦状腕の天体である。 |l| < 10° のバルジ天体密度が高いことがこのカラー選択天体でも はっきり見える。このサンプルの銀緯方向スケール高は 0.8° である。この 値は Wood, Churchwell 1989a の 0.6° と似ている。これに対し、 多色 MSX サンプルのスケール高は 1.6° である。0.8° は 8.5 kpc では　 120 pc に対応する。これは OB 星の 65 pc, HIIR の 30 pc に較べると 少し大きい。多分混入星のためだろう。 ( サンプルが Wood, Churchwell の 言う近傍の天体なのか、銀河系全体から採った MYSO なのか、どっち？) 　21 μm でのみ検出？　 　21 μm と 14 μm で検出され、8 μm では非検出の天体は 2.1 節に述べたように殆どが人工的な偽天体であった。しかし、21 μm のみで受かった天体が 5431 天体ある。殆どは 21 μm 検出限界、 F(21) ∼ 2 - 4 Jy 近くである。従って、 F(8) 限界 0.1 Jy 以下になるには F(21)/F(8) > 20 - 40 が必要となる。これはまさに MYSO に要求される 性質である。しかしながら、 14 μm での検出限界 1 - 2 Jy をも下回る ことを考えると、図２で見るようにその範囲に落ちる天体は少ない。したがって、 21 μm のみで受かり、短波長では非検出であるような非常に赤い天体の 数はとても少ないと判断する。 　すべての MYSO を載せたか？　 　本論文のリストにすべての MYSO を載せたか？　2.3 節にある既知 MYSO と HIIR を使って想定される MSX フラックスを当たってみよう。まず、 Emerson 1988 から遠赤外フラックスを F(FIR)=(20.6F12+7.54F25+4.58F60+1.76F100)10-14 W m-2 で求める。次に E バンドフラックスを F(E)=4.04F21 10-14 W m-2 で求める。すると、典型的には F(FIR)/F(E) = 5 - 40 である。MYSO 光度 104 Lo を仮定すると、D=10 kpc で、 F(FIR) = 10-12 W m-2 となる。従って F(E) = 2.5 - 20 10-14 W m-2 で、これは F21 = 0.6 - 5 Jy となる。Egan et al 1999 の完全度調査によると、第１、第４象限では 　2.5 Jy で　50 %, 第２、第３章象限では 3.5 Jy である。よって、 10 kpc で MYSO の半数を検出していると考えてよいだろう。

図１２．中間赤外カラーで分離した MYSO 候補の分布。 (a) 銀緯分布。(b) 銀経分布。(c) MYSO 銀緯分布と多色 MSX 天体の銀緯分布の比。

　５．結論