４．１．線幅
線幅 (FWHM) 分布は 25 km/s 付近にピークを持つ。驚くべきことに 線幅の狭い天体がある。 11 HIIR では FWHM ≤ 14.7 km/s であった。 これは Te ≤ 4600 K に相当する。最も細い 36.289+0.734 では FWHM = 11.6 km/s つまり、 Te < 2900 K である。「冷たい」星雲 は Shaver, McGee, Potasch 1979 により発見され、 Te < 4700 K で あった。これら「冷たい」星雲は多数の微かな星雲内には多数あるのかも 知れない。４．２．速度
図２に l = [350, 130] の速度ー銀経分布を示す。l = [-2, +2] は含まれて いない。Ro = 8.5 kpc 仮定。斜めの線は R = 3.3 kpc ラインである。l = 80° のシグナス領域を除くと、 HIIR は 低銀経に集中 していることが分かる。ここではモデルに無関係な３点を指摘したい。低銀経での非対称性
l = [350, 358] と [2, 10] の各 8 度巾にはほぼ同数の HIIR がある。しかし、 その分布は全く異なる。南天星雲の 1/4 は V < -50 km/s なのに、北天 星雲では、 V > +50 km/s は僅かに一つしかない。最も直截な解釈は、南天 HIIR は北天 HIIR よりずっと銀河中心に近い配置をしているというものである。 l = 357.5° にあって最もマイナス速度が大の HIIR は銀河中心から 2 kpc しか 離れていない。一方、北天 HIIR のほぼ全ては R > 3 kpc である。この種の 非対称性は他の種類の天体には見られない。
非対称のもう一例は、南天 HIIR の 5 個が V > 10 km/s なのに、北天では V < -10 km/s が 1 個しかないことだ。
最後に、 3 kpc 腕が HIIR でははっきり見えない。しかし、分子雲 Bania 1980 ではこれははっきりしている。
渦状構造
図２をぼやかして見ると、l < 50° の HIIR は二本の系列に並んで見える。 その強い方は (l, V) = (0, 0) から (30, 100) へ延び、弱い方は (50, 60) へ 連なる。この二本はもし小さなピッチ角の渦状腕を仮定するなら自然に説明される。 明るい HIIR 100 個を対象にした類似の解析で Lockman 1979 は似た模様に注目した。 ただし、限られたサンプルでは速度大で現れるギャップに注意が向いたが。 今回はずっと多くのサンプルであるが模様は生きている。この電波 HIIR の銀経ー 速度関係は内側銀河における腕のはっきりした証拠となっている。
分子速度との比較
電離ガスの不均一な膨張のため、 HIIR の速度は母分子雲の速度とは異なる。 可視 HIIR 62 個で 再結合線と CO の速度の差を調べた平均値は -1.1 km/s で あった。興味深いのは Orion A が V(HIIR) - V(CO) = -10 km/s と大きな差を 持つことである。
図１．HIIR の線幅分布。
図２．l < 130° HIIR の速度ー銀経分布図。 Ro = 8.5 kpc 仮定。斜めの線は R = 3.3 kpc ラインである。l > 0° HIIR で このラインより下、または l < 360° HIIR でこのラインより上のものは R < 3.3 kpc である。
