GALEX による M31, M33 の FUV, NUV 撮像を報告する。UV プロファイルを Hα による電離ガス分布と比較した結果、 UV 放射は HIIR や拡散電離ガス よりも遠方まで広がっていることが判った。FUV 観測から決めた M 33 の ultraviolet diffuse fraction (Hoopes et al 2001 とあるがその論文には言及 がない。）を Hα diffuse fraction と比べた。ultraviolet diffuse fraction は銀河距離に対して驚くほど一定の 0.65 を保持している。
ultraviolet diffuse fraction は中心核付近と Hα 円盤の縁で上昇する。 これは円盤の縁より遠方では UV 光がそこで発生したものではなく、円盤からの光を ダストが散乱したものであることを示唆する。 Hα diffuse fraction は一般 には 0.4 付近、中心近くで 0.6 に上がる。減光効果を補正していないので ここで述べた値は下限値と考えるべきである。
図１．GALEX M 31 3° × 3° モザイク。画像は FUV と NUV 合成。 青＝ FUV, オレンジ＝NUV. どちらでも明るい部分は白くなる。
図２．図１と同じだが M33 像。
図３．（左）M 31, （右）M 33。（上）FUV と NUV の輝度プロファイル。 縦軸は AB mag arcsec-2。水平線＝スカイレベル。M 33 のは H α プロファイルも載せた。星成分はメジアンを採ることで除いた。
（下）FUV - NUV カラー。
図４．diffuse fraction の変化。定義は (拡散光の積分)/(全ての光の積分)。
図５．図２と同じ領域の多色図。赤＝Hα+連続光。緑＝連続光。青＝ NUV。赤と緑の違いは UV 光を使う方が最近の星形成サイトの同定に優れている ことを示す。しかし、両方のデータセットから過去数億年の星形成史を 得ることが可能となる。
図６．M 31 の一部の合成画像。NUV の分布は Hα より広がっている ことが判る。輝線の構造は大質量星からの星間物質へのフィードバックに 関する輻射および力学的な情報を得られる。