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グールドベルトのヒッパルコス星 ヒッパルコス非超巨星でストレームグレンの早期グループの光度を持つ 2440 星の、温度、年齢、距離を決めた。 よく決まった年齢と視線速度を持ち、 30 Myr より若い 241 星は銀河面に対し 20° 傾いた面 = グールドベルト に属する。この系には多数の 700 pc 以内の明るいアソシエイションが支配的 で、真っ先に挙げられるのはオリオン、サソリーケンタウルスアソシエイション である。 銀河系回転 グールドベルトの外にある年齢 30 Myr 以下の星から銀河系回転パラメタ― を導いた。それから平坦回転曲線と太陽距離で Ω = 25.3 km/s/kpc を 得た。 |
グールドベルトの運動 グールドベルトの運動はその外側の星と大きく異なる。僅かな外向きの運動 以外に、この系は銀河回転と同じ方向に回っていて、かつ膨張もしている。 その結果見かけ上の銀河回転は B = -21, K = +12 km/s/kpc である。 回転膨張運動 この系は 30 - 40 Myr 昔に、おそらく渦状腕で、生まれ、角運動量が大き すぎて系を重力的に束縛することが出来なかった。回転はこの傾いた系が平たい 理由を説明する。 |
| Plaskett 1930, Blaauw 1946 は太陽から 500 pc 以内の早期型星の空間分布 と運動を研究し、より遠方の星と異なる性質を持つことを見出した。この若い星 の系は銀河面に対し 20° 傾き、グールドベルトと呼ばれる。 | グールドベルトの運動の研究は、 Westin 1985, Mestres 1996, Torra et al 1997 が行った。 Lindblad et al 1973, Sandqvist et al 1988 は星間水素と ダストの近傍成分を同定した。グールドベルトの運動のズレの説明は互いに大 きく異なっている。 |
２．選択と較正ヒッパルコスカタログから、ストレームグレン u, v, b, y, Hβ 測光 が揃い、Stromgren 1966 の "早期型" の星を選んだ。赤化補正とMv を用いて、 距離を決めた。Maeder, Meynet 1988 の星モデルを使い年齢を決めた。 赤化補正に誤差が多いので超巨星は除いた。また、連星、固有運動が 2 mas/yr のもの、視線速度誤差が 20 km/s 以上のものも外した。こうしてサンプル数 は 1222 星になった。 |
３．グールドベルト天体の選択この運動学研究ではグールドベルト天体を、純粋にその特異な空間分布のみ に基づいて選びたい。図１には 30 Myr より若い星の分布を示す。 この図では傾いたグールドベルト天体が |X| < 500 pc に見える。 試行錯誤の後で次の基準を設けた。年齢 30 Myr 以下。 -450 - Y < X < 600 - Y, -450 + Y < X < 990 + Y 太陽からの距離 500 pc 以下 図２の X-Y 分布では、700 pc 以内の系は多数の明るいアソシエイションが 支配的である。とくにサソリーケンタウルス、オリオンが目立つ。図３には グールドベルト天体の天空上分布を示す。 |
４．条件方程式U = X-軸方向（反中心方向）速度。V = 銀河回転方向速度。 W = 銀河面に 垂直方向速度。太陽周辺の速度場を A, B, C で表現する。Vr=Uo cosl cosb - Vo sinl cosb - Wo sinb + r cos2b (K + A sin2l + C cos2l) (1) 4.74 r μl cosb = -Uo sinl - Vo cosl + r cosb (B + A cos2l - C sin2l) (2) 4.74 r μb cosb = -Uo cosl sinb + Vo sinl sinb - Wo cosb - r sinb cosb (K + A sin2l + C cos2l) (3) |
ここに、
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グループ分け 銀河面上、グールドベルト外側の若い星の運動を調べるため、図２の長方形の 外にあり、銀河面高度 500 pc 以内、太陽から銀河面投影距離 2 kpc 以内の星 を選んだ。表１は式(1), (2), (3) の結果である。解析では星を３グループに 分けた。（１）30 Myr 以下。(2) 30 - 60 Myr。(3) 全ての年齢。最後のグル ープの中には 30 Myr より若い星が 142 個、30 - 60 Myr が 55 個、60 Myr より古い星が 94 個ある。 銀河回転 グループ間の差は小さい。最も若いグループは古いグループより、数 km/s 内側向きの平均速度を持つ。30 Myr より若い星は局所的に平坦な回転速度 を持つ。太陽距離での回転速度は Σ = 25.3 km/s/kpc である。 |
 表１．グールドベルトの外の銀河面上若い星による銀河回転パラメタ―。 |
 表２．グールドベルト領域の若い星の銀河回転。 グールドベルトの速度場 グールドベルト内の星に対する方程式 (1), (2), (3) の解は領域が小さい ので難しい。式 (1) と (2) は別々に解き、(1) - (3) は一緒に解いた結果を 表２に載せた。視線速度エラーが 2 km/s を越えた星は棄てた。目立つ特徴 は B が負値であること、Ｋが正であることである。これは Westin 1985 の 結果とも一致する。しかし、固有運動と視線速度の双方を満足させる解を 見つけることは難しい。この小さな領域内で既に非線形効果が効いているらしい。 アソシエイション グールドベルトは 第３と第４象限に属するアソシエイションが支配的である。 それらの位置と速度を図４に示す。これら９つのアソシエイションを使った 銀河回転解を表２の最後の列に示す。図４は時計周りの回転を示唆する。これが B の大きな負値を説明する。一方膨張は正の K 値を説明する。 |
 図４．点丸＝９つのアソシエイションの空間分布。バツ＝その平均位置。 ベクトル＝非回転座標系での平均運動に対する相対的速度。 |
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星の運動 グールドベルト内の星の運動の整合する説明はまだない。系は銀河中心から 離れる方向に 5 km/s で動き、12 km/s/kpc で膨張し、 B = -21 km/s/kpc で回転するが、 視線速度と固有運動からは A と C の整合した値は得られない。 図５には 30 Myr より若い星の銀河面に投影した速度を示した。 速度ベクトルが連続的に向きを変えていく様子から、オリオンとサソリー ケンタウルスアソシエイション以外に、シグナスアソシエイションも運動学 的解析に加えるべきであることを示す。 初期角運動量の必要性 グールドベルトの起源に関する標準的な仮説はこうである：渦状腕の中で 10 6 Mo 程度の分子雲が収縮して第１世代の星を 30 - 40 Myr 以前に生み出した。これ等の星は消え去ったが、超新星や星風により掃き寄せ られた雲の中で第２世代の星が生まれた。しかし、それだけだと B = 0 と なってしまう。初期の雲が重力平衡になり得ないほどの大きさの角運動量を 有している必要がある。この大きな回転は系が平たいことの説明を与える。 |
 図５．30 Myr より若い星 361 個の太陽に対する相対速度の銀河面投影図。 右上隅の矢印＝ 20 km/s |