２．Dwingeloo, Effelsberg での候補天体の選択
表１に観測パラメターをまとめた。Olnon et al 1984 で OH/IR 星の 二色図上の範囲が決められたが、その外では本当にないかを、 Dwingeloo, Effelsberg で確認した。そこで、f25/f12, f60/f25 カラー温度が 100 K を越す天体を選んだ。
表１．観測パラメター
アブストラクト2703 IRAS 天体を 1612 MHz OH ラインで観測した。738 個で 検出し、うち 597 個が新発見であった。観測天体の選択は 12-25-60 μm カラーで行った。log(f25/f12) > -0.2, log(f60/f25) < 0.6, f12 > 3 Jy, δ < -10° の天体の 70 % が観測された。大部分の 検出天体で、OH ラインのプロファイルは二本のピークを持ち、膨張星周 シェルからの放射である事を示している。サーベイの検出統計を論じた。 OH/IR 天体の詳細な議論は続編に書く。 |
1.イントロOH/IR 星の性質OH/IR 星の光度は 2000 - 15,000 Lo である。Baud et al 1981 は OH/IR 星が CO の l-v 図と対応して、銀河系力学のよいプローブになることを 示した。実際、それらは銀河全体を通して観測できる唯一の恒星種族で ある。統計解析から質量は 1 - 8 Mo とされた。この天体は惑星状星雲 の母天体と看做されている。 IRAS OH/IR 星 Olnon et al 1984 は OH/IR 天体が IRAS 二色図上で特定の箇所を 占めていると指摘した。ここでは北天のパイロットサーベイと南天の より詳細な観測結果を述べる。 |
２．Dwingeloo, Effelsberg での候補天体の選択表１に観測パラメターをまとめた。Olnon et al 1984 で OH/IR 星の 二色図上の範囲が決められたが、その外では本当にないかを、 Dwingeloo, Effelsberg で確認した。そこで、f25/f12, f60/f25 カラー温度が 100 K を越す天体を選んだ。 |
表１．観測パラメター |
３．１．パイロットサーベイの結果図１にパイロットサーベイで OH 検出と非検出の二色図を示す。この 結果は Olnon et al 1988 と似ている。図からは OH 検出天体は 限られた領域に集中していることがわかる。さらに、検出率 30 % と 高い領域は小領域である。 Effelsberg の パイロットサーベイ結果はパークス観測と合わせて表 ２−５にまとめてある。Dwingeloo は質が悪いので載せない。３．２．パークスサーベイの結果選択基準選択基準は以下の通りである。 log(f25/f12) > -0.35 log(f60/f12) < 0.6 2.571×log(f25/f12) -0.3 > log(f60/f12) 第３基準は下と同じである。 1.571×log(f25/f12) -0.3 > log(f60/f12) f12, f25 のクオリティは 2, 3 としたが、 f25 は 1 も認めた。  図１a．OH なし |
赤い天体に集中 観測の目的は f12 リミッティッドのサーベイを行うこと である。パイロットサーベイから log(f25/f12) < -0.2 の天体では非常に明るい天体でのみ OH が検出される事が判った。そこで、 log(f25/f12) > -0.2 の天体に観測を集中させた。その結果、f12 > 3 Jy, &dec; < 10° の天体では 70 % の天体を観測できた。 738 天体で OH を検出 初めのカラー選択基準にあう 6552 IRAS 天体の内 2703 天体を観測し、 738 天体で OH を検出した。log(f25/f12) > -0.2 に限ると、総数 2227 個を観測した。&dec; < -10° の天体は 1903 個 あるが、うち 1655 個が f12 > 3 Jy である。 より高温、低温の観測 我々が選んだ基準より高温の天体は Sivagnam et al 1988, 1989 が観測した。 より低温の惑星状星雲や post-AGB 天体は Likkel 1989, te Lintel 1991 が 観測した。  図１b．OH あり |
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表と図の説明 表２は OH 検出の 700 天体を載せた。図２（マイクロフィッシュ） はそのラインが載っている。表３（マイクロフィッシュ）は OH 非検出 1942 天体の表である。表４には特異な結果を示した 30 天体を載せた。 それらのラインを図４に示した。表６には OH が吸収で受かった 81 IRAS 位置を示した。その意味は不明である。表７の 4 IRAS 天体は初め ラインが一本しかなかったが後で２本になった例である。 ４．１．位置分布と速度分布分布 図６には OH 源の分布を示す。北天側が抜けていることに注意。でも案外あるな。 図７には l-v 図を描いた。図８には膨張速度の分布をプロットした。既知の OH 源に較べると低膨張速度天体が多い。 ピーク強度比 球対称膨張シェルならば、近い側と遠い側でピーク強度が同じはずである。 図９ではその両者を比較した。強度比が 5 を越す天体数は 5 % 以下である。 しかし、青側ピークの方が 368 対 307 でやや多いようである。  図８．ピーク強度比 |
 図７．l-v 図  図９．膨張速度の分布 |
４．２．完全性限界図１０は OH ラインの中で最強のインテンシティ分布を示す。分解能が 1 km/s であるので、分解能が高まると 30 % くらい上がる可能性はある。 90 % の天体はピーク強度が 4 Jy 以下である。図１１に f12 の関数として 検出数/観測数 をプロットした。2.5 Jy までは 検出率はほぼ 30 % で一定であるがそこで急落する。これは、フラックス 限界のサーベイが 3 Jy まではほぼ完全であることを示す。４．３．混同と位置不安定性12.5' のパークスビームでは混同が避けられない。ただその評価は困難である。 IRAS 天体と OH 源との同定は少し疑いつつ見る必要がある。 図１１a．f12 の関数としての 検出数と観測数の変化 |
 図１０．OH ラインの中で最強のインテンシティ分布  図１１b．f12 の関数としての 検出数/観測数 比の変化 |
５．検出率図１２にはパークスサーベイの検出率を二色図上に等高線で描いた。 明らかに、カラーによる選択は有効であるばかりでなく、効率的でもある。 観測の初めから、検出率が銀経と銀緯に依存する事が判った。検出率は |l| > 60°、 |b| > 5° で急落する。円盤領域で 40 % なのが、 外円盤で 10 % となる。これは数多くの非検出が太陽近傍に存在することを 意味する。非検出の解析は次の論文で論じる。６．結論IRAS カラーで選んだ天体の OH サーベイを行い 738/2703 検出を得た。 検出の 95 % は二本のラインを持つ。一本天体は post-AGB の性質を 持つようだ。 図１２a．OH 検出天体の二色図 |
 図１２c．検出率等高線。7.5, 12, 30, 40 %  図１２b．OH 非検出天体の二色図 |
