| 南の石炭袋 "the Southern Coalsack" 中央に位置する Bok globule 2 の 200 arcmin2 における 75 星の JHK 測光を行った。若い星団の存在の兆候は なく、サンプルは主にフィールド星と考えられる。 | E(J-K) を用いて、グロビュール内部の密度分布を調べた。内部領域では密度は 一定で、周辺部で急激に低下することが判った。この観測から globule 2 の質量は 11 Mo 程度と見積もられる。やや不確かだが、ガス/ダスト比が非常に低いらしい。 |
 図１．JHK ラスター観測がされた領域の UK Scmidt IV-N 画像(&lammbda;≈8000A)。 |
赤外観測 赤外観測は AAT 3.9m 望遠鏡で行われた。アパーチャ直径 = 14" である。ラスターは 10" 間隔で引いた。 CVF による分解能 60 の 2 μm スペクトルもとられた。表１には 測光結果を示す。 二色図 図２には (J-H) - (H-K) 二色図を示す。直線は Jones, Hyland 1979 が決めた 赤化ベクトルである。曲線は様々なスペクトル型星の固有カラーを示す。図２には 赤化ラインの右側、赤外超過のある星が期待される箇所に星が一つもない。これは 若い星を伴う暗黒雲と異なる点である。実際のところ今回の二色図は これまでに得られたどの暗黒雲の２色図ともちがう。  図２．全サンプルの (H-K) - (J-H) 図。Ｄはグロビュール中心からの距離。 |
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サンプル星は主に晩期型巨星だろう おそらくサンプルは G0 より晩期型のフィールド星で占められているのであろう。 図３を見ると、検出限界に向かい星の数が増加している。図４の累積光度関数の 勾配は 0.42 で、Elias 1978 が得た値と一致する。この値はまた、彼が決めた 光度関数モデルとも合うが、それは晩期型巨星を主な寄与天体としている。  図３．K 等級分布 |
 図４．累積光度関数。実線の勾配は 0.42。破線は V-k=+4.0 に対する Nm(V) |
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CVF でスペクトル型の散らばりを検証した 10 個の星については CVF 2 μm スペクトル観測を行った。CO バンド強度は以下の式で 定義され、スペクトル型の指標となる。 [CO] = 2.5 log[Fλ(2.2)/Fλ(2.4)] -0.38 + 0.19 E(H-K) ここに、第２項は A0 星でゼロとなるように、第３項は減光則 ∝λ-2.5 を仮定しての赤化補正である。  図５．３つの CVF スペクトルがスペクトル型の広がりを示す。 |
前景星の数 Bok 1977 PASP 89, 597 はグロビュールまでの距離と前景星の数との関係を与えた。 距離(pc) 直径 5' の円内の前景星数 100 0.1 200 0.3 400 2 800 15 南の石炭袋までの 距離を 175 pc とするとサーベイした 200 arcmin2 には 約 3 個の前景星が 期待される。実際、図２を見ると 4 星が 固有 (J-H) カラーの 0.2 mag 以内にある。 そこでこの 4 星は前景星と見なし、解析からはずす。  表３．ＣＶＦを撮った 10 星の [CO] とスペクトル型 |
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E(J-K) の決定 Elias 1978 の "平均" スペクトルタイプ M3III を採用して、(J-K)o = 1.1 と する。観測した星の多くは (J-K)o = 0.8 - 1.4 の間に入るであろう。中心から 5' 以内の星は表３のスペクトル型が分かった 10 星を除いて全て M3III 型と仮定 され、図６では、その E(J-K) = (J-K) - 1.1 を距離に対してプロットされた。 このやり方の問題 （１）石炭袋の背後の星間吸収を既に受けている。従って分布の下側の縁を石炭袋分 の吸収とみなすべきである。 （２）ただし、下側縁の星は近距離の固有カラーが青い星を多く含んでいる 可能性がある。この場合、それらの E(J-K) は過小評価されている。 （３）グロビュールの中心の決定精度 そういう制約はあるが もしスペクトル型まで決められれば精度はさらに上がる。分布は n = 1.0 - 1.5 のポリトロープでよく表される。それは、 Schmidt 1975 がもっと薄くて広い B361 で得た結果と一致する。  図６．色超過 E(J-K) 対距離のプロット。 |
 表４．各星のE(J-K) とグロビュール中心からの距離 |