The Spiral Structure of Our Galaxy Determined from H II Regions

　アブストラクト

２．解析方法　　

近運動距離と遠運動距離　　

　３．運動距離　

３．１．平均回転曲線　 　151 HIIR については、視線速度と励起星の分光距離を得ている。Ro = 10 kpc、 Uo = -7.2 km s-1, Vo = +14.7 km s-1、 Θo = 250 km s-1 を仮定した。 R = 銀河中心距離、Θ = 回転速度、 r = 太陽からの距離、VHIIR = HIIR の視線速度とする。すると、 　　　　　Θ = (R/Ro)(Θo + VHIIR/sin l ) 　　　　　R2 = Ro2 r2 - 2Ro cos l 図１には HIIR の回転速度を銀経 l の関数としてプロットした。北銀河が白丸、 南銀河は黒丸である。 図１．実線＝HIIR 励起星の分光距離と Hα 視線速度から決めた回転曲線。 白丸の下線はペルセウス腕、黒丸下線はカリーナ腕に対応。

３．２．南北不連続　 　図１を調べると、南銀河天体は平均回転曲線より大きな回転速度 を示す。図２では南と北それぞれで回転曲線を決めた。 図２．実線＝南北それぞれの HIIR 励起星の分光距離と Hα 視線速度から決めた回転曲線。 破線＝シュミットモデル。

３．５．可視−電波回転曲線　　 　図３では、 北銀河：　R < 7 kpc シュミットモデル。H109α最大速度がモデルと一致。 　　　　　7 < R < 13 kpc　Hα回転曲線 南銀河：　3.9 < R < 5 kpc　Hα回転曲線。 　　　　　5 < R < 7 kpc　内挿曲線。 　　　　　7 < R < 13 kpc　Hα回転曲線 を採用した。この手法は次の 2 利点がある。 (i) 同一曲線の時、 l = 332, 337 で現れる r = 4 kpc のホールが消失する。 (ii) l = [180, 270] HIIRs の運動距離と分光測光距離の相関が大きく改善 される。 　３．６．運動距離の使用　　 　この先、分光測光距離が得られない場合にのみ運動距離を使う。

図３．モデルを併用した回転曲線。

　４．可視天体と電波源との同定　

　４．１．光学データの結果　

４．１．１．ペルセウス腕　 表３a．l = 29° 付近のチャート。視線速度、距離を示す。 図４ 天体同定 　図４a は Dubout 1975 による Hα 写真である。図４b にその天体同定 を示す。ペルセウス腕は局所天体から図上で、破線によりはっきり区別される。 局所天体は銀緯が正の領域に分布する。その距離は約 0.8 kpc で Ceo OB2, Cep OB3, Cep OB4 が含まれる。その他の星団, HIIRs は表３に示される。 ペルセウス腕のサブグループ　 　ペルセウス腕には 10 アソシエイション、21 星団、29 HIIRｓが含まれる。 ペルセウス腕内の天体距離の散らばりは大きい。腕内には多くのサブグループ が、異なる距離に散らばる。それらは （a）l = [100, 106] 　　　r = [3.1, 4.1] kpc, b = [-0.6, 0.8] の単一なグループ。 （b）l = [106, 123] 　　　r = 2.5 kpc 群。HIIRs と星団 S142(NGC7380), S143, NGC7510, S157, S161, S162, S163, S164, S165, S168, S169, NGC7788, NGC7790, S170, S175, S177, King14, NGC146, S184 を含む。 　　　r = 5 kpc 群。l = [106, 112], b = [-3, +1] に固まり、二つの星団 NGC7419 と King10, それに HIIRs S151,152,153, 148, 149, 156, 158 を 含む。 （c）l = [124, 133] 　　　HIIR はない。７つの星団が r = [2.1, 2.8] kpc. それらは NGC457, NGC581, Tr1, NGC638, NGC654, NGC659, NGC663 である。これらは (b) 2.5 kpc 群の延長上にある。 （d）l = [133, 138], r = 2.5 kpc. 　　　アソシエイション Per OB1 (h and χ Per) と Cas OB6 (IC1795, IC1805, IC1848, S196, S198, S201 を含む。

　４．２．Hα と H109α の双方のデータがある星　

可視 HIIRs 中 H109α 観測の割合　 　420 HIIRs が可視で観測され、連続電波で 1300 HIIRs が検出されている。 258/420 HIIRｓで Hα 視線速度が、 212/1300 で H109/H158α が 観測された。うち 58 天体では両方が観測されている。電波観測天体は固有光度 が最も明るいグループの HIIRs に限定され、可視観測は減光で制限される。 電波の限界光度より 1/100 以下でも可視では観測可能である。従って、 弱い電波源であっても、減光が 5 等以下なら可視では検出可能である。 非常に遠方の HIIRs の検出　 　最近、電波 HIIRs 周辺を深く可視観測して、 HIIRs の光学観測が盛んに なり、非常に遠方の HIIRs が見つかるようになった。 (a) l = 291 領域 　　　図５には近傍星雲 Gum38a(NGC3576), Gum37、 やや遠い(R=5.7 kpc) の RCW55 が写っている。同時に、非常に遠い Gum38b(NGC3603) Hα 運動距 離 8.0 kpc, WR-星 LSS2063 に励起される Gum35 分光測光距離 7.9 kpc, 天体 292.9-0.7 Hα 運動距離 9.7 kpc が見える。このように、 可視と電波観測が重なる星は多い。電波源 298.8-0.3, 298.9-0.4 r=11.7 kpc と 289.1-0.4 r = 8.9 kpc だけが可視対応天体が見つからなかった。 (b) 316.8-0.1 領域 　Georgelin, Georgelin 1970a の Hα 写真には遠方 HIIR 316.8-0.1 位置に弱い HIIR が写っていた。表４にはその視線速度を示す。 平均速度 -37 km/s は遠運動距離 12.5 kpc, 近運動距離 2.1 kpc に相当する。 吸収プロファイルからこの天体は接点の向こう側 12.5 kpc にあることが 分かった。この値は今までで最遠値である。 (c) W51 　W51 には可視 HIIRs が３つある。それらの H&alphah; 速度は H109&alphah; 速度と一致した。

表４．316.8-0.1 の視線速度 (d) l = 70 領域 　HIIRｓ複合体が l = 70, r = 8.8 kpc に見える。この電波複合 W58 は ３つの HIIRs を含む。 Mi I.18(NGC6857=S100), Mi I.16(S99), Mi I.17(70.4+1.6) である。この３領域はより広がった薄い HII ガスに 取り囲まれている。それらの視線速度は同一である。W58の南に新しい HIIR 69.9+1.5 が発見された。その速度 -35 km/s はこの天体が W58 群に 属することを示す。 l = 79 にある 79.3+1.3 (DR7) は運動距離 8.0 kpc で、W 58 と同じ腕に所属する。 (e) l = 75 領域 　l = 74.8 の S104 は r = 4.8 kpc, S 106 は r = 5.8 kpc である。

　４．３．電波源の光学同定の例　

表５．326,6+0.6 の視線速度 l = 326　 　RCW94, RCW95 の近くに更に二つ新しい HIIR が見つかった。それらの視線 速度が一致することから複合体であると判断された。 図６にその電波マップと Hα 画像を示す。二つを比較して、電波源 326.5+0.9 は RCW94 に一致することがわかる。326.6+0.6 は新しい HIIR の一つと分かる。こうして可視で見える 4 HIIRs のうち二つが電波でも 検出された。表５の運動距離は 2.5 kpc である。 l = 328 　Georgelin, Georgelin 1970a の図３にある直径 3° の Hα 写真には多数の星雲が写っている。 それらの視線速度が一致することから、 複合体を成すことが判る。その中の一つ RCW 97 は電波源 327.3-0.5 から南西 に伸びる部分に一致する。電波源 327.3-0.5 の色々なラインの視線速度を表６ に示すが全てが良く合っている。電波源 328.0-0.1 は H109α で検出 されたが、光学的な同定はない。その視線速度 -44.7 km/s は上に述べた天体 と一致するので、おそらく同じ複合体の一部なのであろう。 　結論として、これら全ては平均視線速度 -46.2 km/s、運動距離 2.9 km に 位置する単一の複合体に属する。これは励起星距離 2.6 kpc と、 Muzzio. McCarthy 1973 が観測した OB 星集合の距離 2.5 kpc とも一致する。 図５：l = 291　 　図５には色々な天体の Hα H109α, 吸収線視線速度を示す。 一つの天体の速度同士はよく一致するが、天体間で速度が異なる。これは視線 に沿って異なる距離　2.5 - 9.5 kpc の天体が重なっているためである。 この領域ではカリーナ腕が視線方向に伸びている。 図６．l = 326 領域の電波マップと Hα 像の比較。 　　　(上）RCW 94, RCW 95, 326.6+0.6 の電波連続波マップ 　　　（下）Hα 光像。

表６．327.3-0.5 の視線速度

　５．大事な l = [332°, 337°] の問題　

　５．１．l = 332 領域　

５．１．１．H109α 領域 l = 332　 ３つのグループ　 　この領域は Georgelin 1970 の図２に見えるように、 HIIRs、高温度星が 多数存在する。l = [330.9, 333.7] には 15 個の H109α 領域がある。 その速度は [-47.0, -90.9] km/s に分布する。これらは運動距離 15x2 = 30 個分に相当する。 H109α 領域と Hα 天体との同定を以下に述べる。 (i) H109α 332.7-0.6 (V=-47.0 km/s), 332.8-0.6 (V=-57.2 km/s) 　　HIIRｓ RCW 106 中の二つの領域に相当し、同じ速度を示す。 (ii) H109α 333.0-0.4 (V=-53.8 km/s), 333.1-0.4 (V=-55.8 km/s) 　　可視 HIIR 333.1-0.6 の縁に位置し、同じ可視速度を示す。RCW 106 と同 じ距離を持つ。 (iii) H109α 332.2-0.5 (V=-55.0 km/s), 333.3-0.4 (V=-50.1 km/s) 　　可視対応天体はより弱い。 　われわれは H109α 天体を 332.7-0.6 と 332.8-0.6, 333.0-0.4 と 333.1-0.4, 333.6-0.1 と 333.6-0.2 の３つのグループに分けた。 そしてそれらの平均速度を求めた。１５個の H109α 天体の平均速度で分けた -53, -66, -86 km/s グループ（これは上の３グループとは別）を図７a　に示す。 それらは別々の運動距離に対応する。 ３グループの位置と距離 　図７b はそれらの天空上の位置を示す。それを見ると、 (i) グループ１．V = -86.6 km/s の５天体 　　グループ１は b = [-0.2, 0] で銀緯が非常に小さい。可視では見えない。 r = 7.8 または 9.7 kpc. (ii) グループ３．V = [-50, -56] km/s. ８ H109α 天体。 　　r = 4.2 kpc にあるほぼ単一の複合体。大部分は可視で見える. ６つの HIIRs と多数の OB 星が存在。

図７．（上）l = 332° 付近 15 天体の H 109α 線の視線速度分布。 　　　（下）15 H 109α の３つグループが空間的にも分かれて見える。 (iii) グループ２．V = -64, -68 km/s の二つの H109α 天体。 　　この二つは近接する HIIRs で、可視では見えない。前の２グループには 入らない独立な群れである。

　図８，９＝ l = 336° での電波連続光マップ。　

　５．１．２．H109α 領域 l = 337　

図８．l = 336° での 408 MHz 連続光マップ。図９の右下延長部に当たる。 　l = [335.8, 338.4] には H109α 領域が 17 個存在する。V = [-4, -93] km/s である。この領域で見つかる HIIRs は、 (i) RCW 107 　　Of 星 HD148937 から膨張している二つの小星雲 NGC 6164, 6165 から成る。 H109α 336.4-0.2 = NGC 6164 は確か。V = -68 km/s. H109α 336.4-0.3 = NGC 6165 はやや確かでない。V = -93 km/s. この電波速度差は通常の乱流速度より大きい。Pismis 1974 による可視観測も +20 km/s から -120km/s に至る大きな内部運動を示す。その平均速度は 夫々の星雲で -20 km/s ｔｐ -80 km/s である。図８には Shaver, Goss 1970 の 電波連続光マップを示す。それにはもう二つ近傍に 336.5+0.0 (-63 km/s) と 336.5-0.2 (-88 km/s) が見える。それらもこの非常に特異な複合体に 入れる。ただこの複合体は腕の追跡には使用しない。 (ii) RCW 108 　明るく巨大な（直径 3°） HIIR で V = -19.9 km/s, H109α 領域 336.5-1.5 (V = -24.9 km/s)と一致する。 (グループ９) (iii) 336.8+0.0, 336.9-0.1, 337.1-0.2 　図８のグループ４を形成する。H109α 速度は夫々 -78.9, -73.1, -72.7 km/s である。337.3-0.1 は速度 -53.5 km/s でかなり違うが、この複合体に 繋がってるかも知れない。運動距離は 11.7 kpc 又は 6.7 kpc である。

図９．l = 336° での 5000 MHz 連続光マップ。図８の左上延長部に当たる。 　 (iv) 337.6-0.0(-52km/s), 337.8-0.1(-52.5km/s), 338.1-0.2(-47.7km/s), 338.1+0.0(-41.7km/s) 　強い電波源 338.4+0.2, 338.4+0.1 (-38 km/s)につながる、複合体である。 図９のグループ５を形成する。平均速度 -46.9 km/s からの運動距離は 4.4 または 14.1 kpc である。 (v) 338.4-0.2 　図９、グループ６．しかし、V = -4.3 km/s で他と大きく異なり、実際には この複合体には属さない。運動距離は 0.6 または 18.0 kpc である。 (vi) 335.8-0.2(図９のグループ８), 337.9-0.5(図９のグループ７) 　これらは、前述の複合体には繋がっていない。

　５．１．３．解釈　

l = 332° 天体が l = 337° に移ったら？　 　H109α 天体 32 個は表７に示すように 9 個の群に分けられた。 図７を見ると、l = 332° ではグループ１，２，３の速度は -86.6, -66.0, -53.1 km/s である。渦状腕が連続であることから、 それらはすぐ近くの銀経では少しずれた値になるはずである。 腕の形を色々に仮定して、 l = 332° にあったそれらの天体が l = 337 ° に移っていたら速度が幾つになるかを計算し、 l = 337° 天体の 観測と較べたのが表８である。 表８を見ると、 (i) グループ１と４の間に速度連続性がある。 (ii) グループ２と５の間に速度連続性がある。 (iii)グループ１と４の間の速度連続性は近運動距離の時の方がずっと良い。 (iv) グループ２と５の間の速度連続性は遠運動距離の時の方がずっと良い。 遠近距離の選択　 (i)　グループ３ 　　グループ３の 6/8 天体は可視で検出され、距離 4.2 kpc である。 従ってグループ３が近距離であることに疑いはない。 (ii)　グループ９＝ RCW108 　RCW 108 はサジタリウス・カリーナ腕の一部である。 (iii)　グループ５ 　３つの OH 源と一つの HI 成分が大きな絶対速度、 -77, -89. -93, -60 km/s で見つかっている。また、銀緯が低く、銀河面に貼りついている 様子、から遠距離 14.1 kpc は 確かである。 (iv) グループ６　 　もし近距離なら 0.6 kpc で可視で見えるだろう。また、 OH が吸収で -35 km/s の所に検出されているので遠距離 18 kpc が採用される。 (v)　グループ 4 　グループ４の２天体に Caswell, Robinson 1974 は吸収を見出した。しかし、 どれも H109α 速度を超えない。従って近距離を採用。 (vi)　グループ２ 　　グループ２はグループ５と連続することを前に見た。そこで、こっちも 遠距離を採用する。 (vii)　グループ１ 　　グループ１はグループ４と連続することを前に見た。そこで、こっちも 近距離を採用する。 (viii)　グループ７、８ 　　遠近の決定が難しい。非常に強い理由はないが近距離を採用する。

図１０．l = 330° - 340° の H 109α 天体のグループ化と解釈。 　 表１０．遠近分離に採用した基準。 　 表９＝全データ　 　表９には天体データを載せた。図１０は上に採用した距離を使って 天体位置をプロットした。また、表１０は採用した基準である。

　表９．天体データ　

　６．渦状構造の概観　

　６．１．電離ガス渦状腕の記述（図１１）　

　６．１．１． 主要腕＝サジタリウス・カリーナ腕（腕 No.1）　

　６．１．２．中間腕：スキュータム・クルックス腕 (腕 No2.)　

　６．１．３．内側腕＝ノルマ腕 (腕 No.1')　

　６．１．４．ペルセウス腕 (腕 No.2')　

　６．２．議論　

６．２．１．本モデルと電波連続光分布との比較　 　上に述べたモデルでどんな電波連続光が期待されるか計算してみた。 腕の巾を 900 pc と一定にし、腕内側部では外側の 1.5 倍の強さにして 放射光のフラックスを計算した。図１２に Kerr, Kerr 1970 によるパークス 11 cm 観測データをモデルと較べた。当然モデルの方が滑らかであるが、 観測ヒストグラムの主要な特徴は再現されている。特に著しいのは、 l = 304 と l = 326 における急な段差で、スキュータム・クラックス腕と ノルマ腕の接点に対応している。３つの極大は３本の腕、 サジタリウス・カリーナ、スキュタム・クラックス、ノルマ腕、 に対応する。 　６．２．２．本モデルと HI 21 cm 光分布との比較　 Kerr (1970), Burton, Shane 1970, Simonson 1970 は HI 21 cm 観測から腕の接点方向 を定めた。その比較を下に示す。一致は大変良い。 21 cm 283° 305° 327° 33° 50° Proposed model 285° 308° 328° 47° 　６．２．３．本モデルと HI 21 cm 腕モデルとの比較　 Kerr モデルと Weaver モデル　 　現在 21 cm 腕モデルには Kerr 1969 または Kerr (1970a) Weaver (1970) の二つがある。この二つの比較に関しては Simonson 1970 を見よ。 Kerr モデルでは腕の接点は l = 33, 50, 75, 283, 305, 327 にある。 そしてこれらの６点は３組に分かれて、擬円周状の腕を形成する。 Weaver (1970) のモデルでは僅か２点 l = 50 と l = 283 しか接点を認めない。この二つは ピッチ角 12.5° の一本腕を作る。他の方向に関して、 Weaver (1970) は単に小規模な分枝または突起であるとした。我々のモデルは Kerr とは 接点間の結合が異なる。Kerr は 33 - 327, 50 - 305 を対にしたが、我々は 33 - 305, 56 - 283 という結合である。 Kerr モデルとの差　 Kerr (1970) は自説を補強する証拠として、l = [292, 304] で 11 cm 連続光が弱い のはカリーナとサジタリウス構造の間にギャップがあるからだとした。 しかし、実際にはサジタリウス・カリーナ腕では図１１に見られるように 可視 HIIRs が繋がっていてギャップは存在しない。 Weaver モデルとの差　 　Weaver モデルでは、スキュータム・クルックス腕とノルマ腕が完全に抜けて いる。しかし、 Nos.1 (サジタリウス・カリーナ)と 2'（ペルセウス） は 我々のモデルと一致する。 初期可視モデルとの比較　 　Becker 1963, Becker (1964), Lynga 1964, Courtes,Georgelin, Monnet (1970) による初期可視モデルが 3 kpc までであったのと比べると、今回のモデルは 銀河円盤全面に及んでいるという違いがある。

図１２．(a) Kerr、Kerr 1970 による 11 cm 電波連続光の銀経による変化。 (b) 巾 900 pc を仮定して計算（単位不定）した４本腕モデルからのフラックス。 腕のピッチ角は以前の、モデル が 20° - 25° と大きかったのに比べ、10° - 12° と小さく なった。これは主に、太陽近傍の局所構造の傾きが大きく、今回は局所腕 （オリオンスパー）を主要腕の一部と考えず、切り離したからである。 その上、鷲座の強い星間吸収が l > 20 での HIIRs の検出を妨げていた ため、サジタリウス腕の傾きが以前は大きく見積もられていたのである。 　我々のモデルは距離スケールが星で与えられ、回転曲線も可視データから得 られているという意味で可視モデルである。ただ、H109α 速度を使う 点で電波モデルである。 　６．２．４．銀河系のタイプ　 省略