Detection of the Old Stellar Component of the Major Galactic Bar

　アブストラクト

１．イントロダクション　 　３軸バルジの軸角　 　バーの軸と銀河中心視線との角度推定値は 10 - 75 の範囲に広がっている。 最も多いのは、銀河面から少し離れたところでの星の分布に基づいた、 10 ° - 30° Dwek et al 1995, Freudenreich 1998, Lopez-Corredoira et al.(2000) である。 Binney et al 1991 は内側数度内のガス流から軸角 16° のバーポテンシャルを導いた。 　棒状のバー？ 　Sevenster et al 1999 は OH/IR 星の運動から軸角 44 とした。Peters 1975 は HI マップ、中井その他 1992 は CO マップから軸角 45 とした。 最も極端な値は 75 Hammersley et al. (1994) で、l = 21 と l = 27 の間にある 巨大星形成域の検出に基づいている。彼らは、棒のように伸びた軸半径 4 kpc のバーが COBE 表面輝度分布の形をうまく説明すると述べた。しかし、他の 研究者　Freudenreich 1998 はそれを、渦状腕状の星形成の泡またはバルジの 尾をする見方を取った。 バーの古い星種族　 　もしもバーが実在するなら、古い星種族でもその存在が明らかにされるはず である。そのために最適な星は早期 K-型星であろう。この星は数において 圧倒的で、絶対等級の巾が狭い。したがって、赤外 CMD 上で、これ等の星は 塊りをなすであろう。おそらくその等級は K = 12 - 14 で小望遠鏡でさえ 数秒の露出で検出可能である。 　仮定類　 　この論文では、 Ro = 8 kpc とする。特に触れない限り位置は銀河面上と 考える。また、K2-3III の絶対等級を MK = -1.65, MH = -1.5, MJ = -0.89 を Wainscoat et al 1992 から採った。星間 減光は Rieke, Lebofsky (1985) から AK = 0.112 Av, AH = 0.175 Av, AJ = 0.282 Av とした。 　２．観測　 　 l = 0 - 37 の間で銀河面に沿って幾つかの 20′ × 12′ 区画の画像が撮られた。観測には Obs. del Teide 1.5 m 望遠鏡上の CAIN カメラが用いられた。シーイングは 1″. 星計測を J = 17, H = 16.5, Ks = 15.2 まで行った。 図１には l = 32, 27, 20, 10 での CMD を示す。矢印は Av = 10 mag. である。

図１．銀河面上 l = 32, 27, 20, 10 の (J-H, H) 図。斜め矢印＝ Av 10 mag の減光。縦矢印＝距離が倍になった時の等級変化。l = 32, 27 図上、斜め右下 に引いた曲線＝K3III 天体の軌跡。l = 27 のほぼ垂直な実線は d 4.5 kpc, Av 4.7 kpc と d 6.6 kpc, Av 8.7 kpc での巨星枝。

　３．解析　

図２．l = 32 と 27 における K 型巨星の Ks 微分星計数。 　図２＝図１に見える K-巨星帯の分離　 　塊りにある K-巨星の数を知るため、図１の l = 27, 32 で K-巨星を分離した。 モデル中軸線から J-H が 0.3 mag 以内の星(破線で挟まれた星)を抽出し、 図２にそれらの Ks 等級分布をプロットした。Ks = 11.5 より明るい星では l = 27 と 32 の間に差はない。しかしそれより暗くなると l = 27 の星の 方が多くなる。（何か色々言ってるが意味がつかめない。） 　図３＝ Ks 微分星計数　 　図３には Ks 微分星計数を６領域で示す。図には、矮星を除去した後、 l = 32 のカウントを引いた残差をプロットした。見易さのため曲線は 30,000 ずつずらした。点線はゼロを示す。図２を見ると、l = 32 ラインには目立った 塊りがなく、等級と共に滑らかに変化して基準ラインに適している。各銀経の 分布から l = 32 を引くことで、等級に伴うカウントの急激な上昇を消し去っ て、各視線方向の特徴を浮かび上がらせることが出来る。図３では K-巨星だ けでなく、全巨星を数えた。J 深度がバルジまでには足らず、J-Ks をサンプル 選別に使いたくないからである。

図３．矮星除去後、l = 30, 27, 20, 15, 10, 5 から l = 32 を引いた残差 の Ks 微分星計数。見易さのため曲線は 30,000 ずつずらした。点線は ゼロを示す。 　l = 27 から始まるピーク　 　l = 30 は盾座腕の内側のダストレーンに突っ込む。一方、l = 32 は盾座の 接線である。この結果、l = 30 は 32 より強い減光を受け、図３の l = 30 曲線はゼロ以下に沈む。他の領域では、 Ks = [10, 12] ではゼロ付近になる。 これは銀経が大きく異なることを考えると驚きである。しかし、これはまた 各領域を直接比較できることを意味する。図２、３の l = 27, Ks = 12.8 の ピークは l = 20, 15, 10, 5 まで続いて見えている。l = 25 を載せていない のは、そこに有名なダストレーンがあり、カウントが大きく乱れるからである。 このピークが 27 から始まっているのは、それがバルジ起源ではないことを示す。

ピークまでの距離　 　図１での l = 27 塊りのカラーは J-H = 1.32 である。それは Av = 6±1 を意味する。そのピーク等級 Ks = 12.8, MKs = -1.65 から距離 5.7 ±0.7 kpc を得る。l = 20 ではピーク等級は 0.5 等暗くなり、減光も 考慮すると 0.5 kpc 遠方となる。 　図４＝距離のクロスチェック　 　l = 27 ピークまでの距離をクロスチェックするために、図４では (l, b) = (2, -2) の (J-H, H) 図を載せた。それにはバルジの巨星枝が明瞭に見える。 視線方向が銀河面から離れているため、図１に較べ減光は小さい。K-巨星の 塊りが (J-H, H) = (0.95, 13.5) に見える。これは、距離が l = 27 の 0.69 倍、5.5 kpc にあることを意味する。 　 図４．バルジ(l, b) = (2, -2) での (J-H, H) 図。

ピークでの光度関数＝星密度　 　図５には l = 27 ピーク天体の光度関数 (stars mag-1 pc-3) の一部をピークの巾 = 500 pc と仮定して求めた。距離 5.7 kpc, Av = 6 としている。 同じ処理を l = 32 でも行い、 l = 27 から引いてピーク部分だけを抽出してある。 　ピークを円盤、バルジ密度と較べると　 　ピーク位置での円盤星の密度はピークの 5 - 10 倍低い。バルジのこの位置での 密度はピークの 100 倍以下であろう。バルジがこの密度になるのは銀河中心から 数百パーセクくらいの位置である。 　銀河内で有数の明るい場所？　 Hammersley et al. 1994 は、この方向に多数の若くて明るい星を見出した。ここは銀河中心を除き、 最も星が集中して明るい箇所なのではないか？ 図５．l = 27 のクランプにおける光度関数。クランプ通過距離=500 pc 仮定。

　５．結論