近赤外線は、以下のような理由により、星生成領域中の恒星や、星間塵殻をまとった恒星を観測するのに威力を発揮する。(1)近赤外線は可視光線に比べ星間塵による吸収を受けにくい。(2)恒星、特に晩期型星からの輻射は近赤外線領域で最大になる。(3)遠赤外線、中間赤外線や電波に比べ波長が短いので、回折像が小さく、角分解能の高い観測が容易である。

　この様な特徴を生かし、今までに、星生成領域の原始星や星間塵殻をまとった星について、多くの近赤外線観測がなされてきた。しかし、これらの観測のほとんどは、可視光線その他のサーベイで見つかったソースについて、行なわれたものであり、そのバイアスがかかっている。バイアスのないサンプルを得るには近赤外線でのサーベイが必要である。

　しかし、近赤外線領域に感度を持つ写真乾板が無いため、可視光線でのシュミットカメラに相当するものは実現していない。そのため、近赤外線では、可視光線で行なわれてきたような、高分解能と高感度を合わせ持った広域サーベイは行なわれていない。本研究の目的は、近年急速に進歩した近赤外線撮像素子を用いることで、広視野近赤外線望遠鏡を開発し、高い角分解能と深い限界等級を両立した広域近赤外線サーベイ観測を可能にすることである。

　近年、近赤外線撮像素子技術は、半導体技術の進歩とともに、急速に進歩してきた。現在天文用に使われているのはInSbもしくはHgCdTeを用いたフォトダイオードアレイと、PtSiショットキバリアを用いたフォトダイオードアレイである。InSb、HgCdTe型は量子効率が高いのが特徴であるが、化合物半導体を使っているので製作が困難である。それに対し、PtSi型は感度はそれほど高くないものの、シリコンVLSI技術で作られており、製作が比較的容易である。本研究では、安定した特性をもち、画素数の多い素子が入手可能な、PtSi近赤外線撮像素子を用いることで、広視野赤外線望遠鏡を実現した。本研究ではさらに、この広視野赤外線望遠鏡を用いて、LMCをサーベイした。

　LMCは銀河系からおよそ50Kpc離れたところにある近傍銀河である。LMCは銀河系に比べ星間ガスに富んでおり、活発な星生成を起こしている。サーベイの対象としてLMCを選んだ理由は以下の通りである。(1)LMCは距離に対し奥行きが小さい(5kpc)ので、すべての天体はほぼ同じ距離にあると仮定できる。このため、LMC内の天体同士を比べる場合には、天文学で最も困難な距離の判別をする必要が無くなる。(2)他の銀河に比べれば近距離にあり、個々の天体を分離して観測することが可能である。そのため、さまざまな天体物理学の理論を検証することが可能である。

　以下、本サーベイでは、LMCを近赤外線でサーベイし、他の観測のバイアスを受けていない近赤外線ソースのサンプルを与える。このサンプルを用いて、LMCでの星生成の様子や、星間塵をまとった星の候補について議論する。

　LMCのサーベイ観測は1994年10月から11月にかけてオーストラリアのSiding Spring Observatoryで行なった。LMCのバー領域を中心とする3°×6°の領域をJ、H、K’の3バンド(波長1.25m,1.65m,2.15m)でサーベイした。使用したのは広視野赤外線望遠鏡である。これはニュートン式反射望遠鏡(口径25cm F/3.5)とPtSi512×512赤外線カメラを組み合わせたもので、分解能4."6×6."0(1画素)で40.’2×52.’3の視野を一度に撮像できる。この広視野赤外線望遠鏡を用い、サーベイ領域に設定した6×12の格子点を中心としてJ、H、K’3波長でそれぞれ2回ずつ180秒間の露出で撮像し、合計432枚の近赤外線画像を得た。点光源に対する3観測限界等級はJ、H、K’バンドでそれぞれ、13.6,11.9,10.0等級(6.0×10^-29,1.7×10^-28,6.6×10^-28[Wm^-2Hz^-1])である。得られた画像から、Kで4以上の点光源を1599個サンプルし、各々の天球上での位置、J,H,Kの等級をカタログにまとめた。このカタログはK等級で9.0等級までコンプリートであった。

　LMC中でのソースの分布は30Dorの南側周辺や、Shapley Constellation II,V周辺に集中している。その他、バーにも弱い集中が見られた。サーベイ領域の端でのソースの密度から求めた、Foregounrdの密度の上限値は1平方度あたり36±9個と比較的少なく、検出されたソースのほとんどはLMC中にあると考えて良いことがわかった。

　近赤外線の2色図、色等級図から、ソースの内、K’<8.5の大部分はLMCの赤色超巨星、K’>8.5の大部分はM型巨星やAGB星でそのうちでも最も明るい部類のものであることがわかった。しかし、およそ100個の点光源は、K’超過を示した。これらK’超過を示すソースのいくつかは、過去の文献からダストシェルに覆われた赤色超巨星と同定された。

　サーベイで得られたカタログを用いて、(1)LMC中での赤色超巨星の分布、(2)IRASソースと近赤外線ソースとの関連、の2点について考察した。

　(1)本サーベイの結果から赤色超巨星、大光度M型巨星、漸近巨星の分布を調べた。その結果、(a)赤色超巨星は30Dor領域の南の領域と、Shapley Constellation IIに集中している。その個数密度は600[個/Kpc³]以上でこれは太陽近傍での値の12[個/Kpc³]程度に比べ著しく多い。(b)赤色超巨星の分布と大光度M型巨星や漸近巨星の分布の間には空間的なずれがあることが分かった。さらに、CO、[CII]線強度等の分布と比べてもずれがあることが分かった。赤色超巨星や、大光度M型巨星、漸近巨星の年齢がそれぞれ、10⁶〜10⁷、〜10⁸年であることから、最近〜10⁸年のLMCでの星生成活動は、継続的なものではなく、時間とともに場所を順々に替えながら強い星生成を起こしていく、バースト的なものであることがわかった。

　(2)IRAS PSCとの同定を行なった。同定はソース間の距離がIRASの位置決定精度(〜20")以内にあるものを同一視することで行なった。今回のサーベイの観測限界はIRASのそれ(〜5×10^-27[Wm^-2Hz^-1])より1桁から2桁ほど深いにも関わらず、680個あるIRASソースのうち、62個しか同定することが出来なかった。このことはLMC方向にあるIRASソースのほとんどは、色温度で1000K以下の低温度の天体、もしくは非常に強い星間吸収を受けている天体であることを強く示唆する。

　同定できたソースを、Kバンドのフラックスと12mもしくは25mのフラックスの比から得られた色温度により二つのグループに分け、それぞれについて、1.25mから100mに渡るSEDを得た。それぞれのグループには以下のような特徴があった。(a)T_K’-[IRAS]>2000Kのソース。このグループには23個のソースが分類された。このグループのソースはすべて、単一成分の黒体輻射に近いSEDを示した。そして、そのほとんどはすでに同定されている我々の銀河内のK-M型巨星であった。(b)T_K’-[IRAS]<2000Kのソース。このグループには35個のソースが分類された。ほとんどは、単一成分の黒体輻射とは全く異なるSEDを示した。このようなソースのうち17個は1.25mから100mまでほぼ等しいフラックス密度を示した。そのうちいくつかは過去の分光観測からダストを纏った赤色超巨星と同定された。NIRでは比較的青いカラーを示すが、FIRでは非常に大きなフラックスを持つものは3個あった。そのうち1個は惑星状星雲であり、1個はemission-line starであった。グループ(b)に分類されたもので、過去の観測から同定されているものはすべてこの様なダストまとった星であった。グループ(b)の残りのソースもダストまとった星であると考えられる。

30Dor付近の近赤外線ソース個数面密度の分布太線は(K<8.5)のソース分布

　細線は(K>8.5)のソースの分布

　等高線はそれぞれ、42,74,116,168,228個/平方度に対応。

近赤外線2色図細点は見つかった近赤外線点源、黒丸はIRASソースと同定された点源の位置を示す。白抜三角、白抜正方形、黒塗正方形はそれぞれ、主系列星、巨星、超巨星の位置を示す(Koornneef,J.,1983,Astron.Astrophys.,128,84)。図中の直線は(H-K)＝(J-H)＝0である星が、Vバンドで10等級の星間吸収を受ける場合の、星間赤化の大きさと方向を示す。