減光を補正した表面輝度を復活させるモデルを作り、それを M31 に適用した。
銀河モデルは軸対称な恒星種族の重ね合わせで、ダスト円盤が固有減光効果を
表わすために導入された。
ダストコラム密度は FIR フラックスに比例すると仮定
する。個々の視線に沿って、観測される遠赤外スペクトルは、異なる温度のダスト
成分による変形黒体輻射と仮定される。
図１．ダスト円盤モデルの幾何学。Ａ，Ｂ，Ｃ点までの光学的深さが 示されている。
図３．温かいダスト成分の温度と強度。(a) 暖かいダストの温度。(b) その 1σ (c) 暖かいダストの 100 μm 強度 (d) その 1σ
図５．式１０を使い、冷たいダスト成分から導いた光学的深さの４象限を重ねた マップ。(a) 観測光学的深さ。(b)モデル光学的深さ。(c) 実線＝モデル(b) を Y = 0 でカット。赤線＝単純な指数関数型ダスト円盤モデルの予測。(d) 観測と モデルの残差
図７．点＝観測。太い実線＝ダスト減光を受けたモデル表面輝度。薄い実線＝ 減光を受けないモデル表面輝度。（左）長軸沿い。（右）短軸沿い。
図９．短軸沿い V - I カラー変化。
図１１．灰色帯＝ダスト減光Av と以前の決定との比較。
M31 では暖かい(56 - 60 K)ダスト成分と冷たい(15 - 19 K)ダスト成分が区別
された。暖かい成分の温度は腕で最も高かった。冷たいダストの温度は中心付近では
25 K に上がる。強度重み付きでのダスト平均温度は中心で 32 K, R = 7 kpc で
20 K である。
UBVRIL 表面輝度分布が求められた。減光量は中心部で Av = 0.25 mag. R = 6 - 13
kpc で 0.4 - 0.5 mag である。減光補正した光度は LB =
3.64±0.15 1010 Lo である。総 B 光度の内、20% は減光
されている。減光補正したバルジの形は少し prolate であった。
図２．黒点＝Spitzer, 四角＝IRAS。(a) バルジ。(b) 腕間域。(c)腕。
破線＝温かいダストと冷たいダスト。赤線＝和。
図４．冷たいダスト成分の温度と強度。(a) 冷たいダストの温度。(b) その 1σ (c) 冷たいダストの 100 μm 強度 (d) その 1σ
図６．楕円をフィットして決めた FIR 強度分布。(上)Spitzer 24, 70, 160 μm 。(下)モデル 100 μm 強度分布。
図８．長軸沿いのカラー変化。点＝観測。実線＝モデル。破線＝減光補正モデル。
図１０．減光度の変化。（上）長軸。（下）短軸。