The Stellar Distribution in the Glactic Anticenter

　アブストラクト

　１．イントロダクション　

　２．観測データ　

図１．観測領域。座標は 1950 原点。右下に数字が付いた破線区画＝詳細な ファインディングチャートが用意された領域。領域 A = Fenkart 1964, B = Wick 1965 がカラーの解析を行った領域。 　観測領域　 　観測領域は (6h00m, +24.2°)1960 = (186, +1) を中心とする図１の 20 deg2 である。しかし解析からは M 35 = NGC 2168 を中心とする 1.45 deg2 は省いた。 　スペクトル型　 　スペクトル型、可能なら光度クラスは 4°, 4.5° 対物プリズムを Burrell シュミットに付けて撮った Kodak IIa-O 乾板から決めた。分類の 限界は V = 12.3 である。分類基準は Nassau, van Albada 1947, Nassau, Stephenson 1960 に則った。

図２．他研究での V, (B-V) との比較。 　光度クラス　 　V ≤ 11 の星では、光度クラス I は明確に区別できる。 主系列 V と巨星 III は V < 11 の B5 - A7 星なら少し不確定性を 伴うが、主にバルマー線の様子とバルマー不連続から分類可能である。 V < 11 の F0 - G5 星と V < 11.5 の G8 - M 星に対しては 光度クラス III, IV, V の区分が可能である。　 　測光　 　同時に撮られた U, B, V 測光データを図２で他の観測と比較した。この図 から、V 等級には -0.09 mag のゼロ点補正が必要と分かった。 この補正で B-V のずれも補正された。 付録Ａリスト　 　付録 A には反中心方向 (l, b) = (186, +1) を中心とする領域の 3621 星がリストされた。V = 11 より明るい比較的早期型の星のうち、 光度クラスの付いていないものは主系列星と看做される。

図３．(a) Case スペクトル型と Henry Draper との比較。 (b)Henry Draper Extension との比較。 図５．この論文の OB 星分類と "Luminous Stars in the Northern Milky Way" との比較。 ヘンリードレイパーとの比較　 　付録 A とHD カタログと HD Extension との比較を図３に示す。 我々の分類で晩期 B と早期 A に分類された星は HD よりいくらか 早期になっている。この傾向は HDE との比較ではさらに強い。 　付録 B = OB 星リスト　 　付録 B では 121 個の OB 星をリストした。星番号は図４ (a), (b), (c) にあるのと同じ。第２列は星のゾーン番号。第３列は "Luminous Stars in the Northern Milky Way V" Hardorp, Theile, Voigt 1965 （"LS-V")に リストされている番号である。 　OB 星サブクラスの比較　 　図５には OB 星サブクラスについて我々が決めた値と LS-V との 関係を示す。最も明るい星は OB+ と、最も暗い星は OBl と LS-V では される。我々の分類では OBl は B5 である。図を見ると、我々は LS-V より明るくクラス分けしていることが判る。

図４a．反中心方向の OB 星。南東側の OB 星集団は I Gem アソシエイション の一部。 図４b．NGC 2129 の OB 星。 図４c．Tr 4 の OB 星。

　３．星間減光　

図６．反中心方向での星間吸収。(a) 色超過 E(B-V) の変化。 (b) 二つの R = Av/E(B-V) に対して、補正距離に対する減光 Av の変化。図6(a）は実際は E(B-V) 対　V-Mv である。 　領域全体に同じ減光ー距離関係を適用する　 　パロマ―スカイサーベイの写真を見た限り、星間物質による黒みは見えない。 そこで、観測領域全体に同じ減光ー距離関係を適用することにした。 そのために以下のような資料を利用した。

色超過のゼロ点　 　表１に B5V から A5V までの星の平均 (B-V) を示す。これらは Johnson 1963, Blaauw 1963 から採った。括弧の中の数は平均を取るのに使用した星数である。 図６(a) には色超過 E(B-V) と減光未補正の距離指標 V-Mv をプロットした。 色超過のゼロ点を内部チェックするため、上より赤い星、 F8V, G0V, G2V について同様の作業を行った。11.0 < V < 11.5 にそのような星が 48 個あった。それらの色超過平均は ⟨E(b-V)⟩ = +0.09 mag で あった。これらの星は r < 300 pc で赤化は無視できると考えると、 色超過のゼロ点補正 -0.09 mag を加えるべきであろう。しかし、 他の研究で使われる色超過と較べると、この 0.09 mag は近傍赤化と考える べきと結論した。 　OB 星のカラーデータ　 　上で述べたのと同じ処理を OB 星に対して行った。表２には (B-V) と V の 関係を示した。表には固有カラーと等級も示した。それらは Schmidt-Kaler 1964, Johnson, Iriarte 1958, Serkowski 1963, Weaver, Ebert 1964 から得た。 表２に使ったのは輝線のない OB 星のみである。図６(a) にはこうして作った ⟨E(b-V)⟩ をプロットした。図には明らかな色超過ー距離関係が 読み取れる。 個々の OB 星色超過　 　図７には個々の OB 星色超過を観測領域内にプロットした。各 E(B-V) は 距離指数 (V-Mv)o の一等区間毎にシンボルを分けてある。(V-Mv)o の計算 には Av/E(B-V) = 3.2 (Blanco, Lennon 1961) を用いた。下線は輝線、 または特異 OB 星である。大部分の星で E(B-V) = 0.5 - 1 である。減光 物質の存在は太陽近傍であるらしい。l = 186, b = [-1, 0] の星は異常に赤い。

個々星の光電データ　 　文献には 21 星の光電測光の結果が載っている。E(B-V) と (V-Mv)o は 図６(a) にプロットした。 　銀河星団の平均色超過　 　星団 NGC 2129, Tr 4, NGC 2168, NGC 2158 が観測領域内にある。色超過と (V-Mv)o がBecker 1963 のまとめにある。それらの値も図６(a) にプロット した。 　星間減光の傾向　 　これらのデータから、星間赤化は太陽のかなり近くで始まり、距離指数 = 13 (r = 4 kpc) まで穏やかに増加し、一時停止し、その後、距離指数 15 - 17 (r = 10 - 25 kpc) にかけて再び増加する。この傾向は使用した全てのデータに 共有される性質である。例外は NGC 2158 である。ここの E(B-V) 文献値は 異様に低い。それが減光の窓なのかどうかは今後の検討に待つ。 減光の距離による変化　 　図６(a) の曲線はデータポイントを滑らかにつないだものである。この 赤化を Av/E(B-V) = 3.2, 3.0 で Av に変換した結果を図６(b) に描いた。 低い 3.0 は多くの研究で使用されている値、 3.2 は Blanco, Lennon 1961 が提案した値である。この値が領域により変化することは知られているが、 反中心方向でこれらの値から大きく外れていると考える根拠はない。

表３．反中心方向減光の比較 　減光のまとめ　 　まとめると、 Av は r = 2 kpc まで一様に上昇し Av = 1.7 となる。そこから r = 4 kpc まで Av は 0.5 増加する。表３には l = 186 の結果を、 LF7(l = 165), LF8(l = 197) の結果 (McCuskey 1956)に比較している。 今回の反中心方向の減光は LF7, LF8 より太陽に近いところから始まっている ようだが、全体の傾向は大体同じである。暗黒雲複合体に関する Isserstedt, Schmidt-Kaler 1964 の研究もこの領域では吸収物質が太陽 近傍に分布することを示す。それらは局所腕に付随しているらしい。しかし 我々のデータは r = 1 - 2 kpc にかなりの減光があることを示す。

　４．ＯＢ星の空間分布　

表５．OB 星の距離分布 　OB-星の距離　 　付録Ｂにある OB-星の大部分については、表４にある絶対等級を用いて、距離 を求めた。星間減光の補正は前節に述べた E(B-V) に R = Av/E(B-V) = 3.2 を 仮定して行った。表５には l = 186 で銀緯を４つの帯に分けて 106 OB 星を 距離グループに分けた結果を示した。 　83/106 星は 0 > z > 200 pc で銀河面の北側に存在する。この偏りは 図８にも示されている。 OB 星の大部分が +1 > b > +3 に存在する。 ここで見ている星は明らかに銀河面の北側、厚さ 150 pc の層を成している。 この分布は Hardorp, Theile, Voigt 1965 の LS.V カタログにも現れている。 これらの星の多くは I Gem アソシエイションに属している。 　見かけ距離分布のピーク　 　図９a は OB 星の距離分布を示す。r = 4 kpc の所に極大があるように見える がこれは巾の広がり効果による見かけである。実際の空間密度を計算してみると、 図８に示すような分布となる。OB 星の数が 5 kpc より先で減少しているように 見えるが、これは観測限界によるためかも知れない。 5 - 6 kpc より遠方の星 は見かけ等級 12 程度となり、検出限界に近い。この結果は、LF 5 (lII = 129) McCuskey, Houk 1964, や NGC 7235 方向 (lII = 103) Seebach 1967 の結果と類似している。図９ b, c にそれらを示す。図８下には実際の 空間密度を比較した。 　３つの方向の比較　 　まず、LF 5 に現れる距離分布のピーク (図９b) は空間密度, 図８, に直し ても依然として r = 1.8 kpc に存在する。このピークは McCuskey, Houk 1964 で既に指摘されていた。この方向では、OB 星の分布は b = [-4, -2] よりも [-2, 0] に集中する。 　NGC 7235 周辺方向では図９c にあるように、 OB 星が最も集中するのは r = 3 kpc 付近であった。空間密度にも r = 2.3 kpc に弱いピークが見られる。 　Schmidt-Kaler 1966 によるペルセウス腕中心位置は　NGC 7235 方向 , lII = 103, で r = 2.7 kpc, LF 5 方向, lII = 129 で r = 2.3 kpc である。つまり、OB 星空間密度ピークはペルセウス腕の 中央から 0.4 - 0.5 kpc 太陽側にある。 これらのピークを渦状腕に伴う構造と解釈すると、OB 星の集中はペルセウス 腕の内側縁の存在することになる。 　ただし、誤差の大きさには留意すべきで、例えば仮定した Mv が 0.4 mag 減少すると、推定距離が伸びて OB 星集中の位置は、銀河星団、 HIIR など で表されたペルセウス腕の中央に乗ることになる。

表４．OB 星の絶対等級 図９．OB 星の距離分布。上から、 lII = 186, 129, 103. Hα 輝線その他の異常が見える星は除いた。 反中心方向に腕の証拠なし。　 　反中心方向 lII = 186 には OB 星の分布には、局所腕の先に 渦状構造の証拠が見えない。渦状腕の最もよい指標となる OB+ 星の分布 は r = 0.85 - 4.9 kpc に散らばっている。総数でわずか 7 個である。内 4 個が r = 2.6 - 4 kpc にあるが、集中というには弱すぎる。 　Klare, Neckel 1967 にも反中心腕はなし　 　ここで得られた結果は最近、 Klare, Neckel 1967 が発表した 6173 個の OB 星の分布と一致する。それにはオリオン腕、サジタリウス腕、 ペルセウス腕に付随するかなり幅の広い星の集中が認められた。しかし、ペルセウス腕の延長 は反中心方向には認められられなかった。

　５．通常星の空間分布　

表８．スペクトル型と絶対等級 　"Others" と "Unc"　 　表６には反中心方向 18.55 deg 当たりのスペクトル型別見かけ 等級分布を示した。"Others" のタイトルは OB 星、超巨星、光度クラス II の 全てのスペクトル型の星、N-型星などが皆入っている。反中心方向で分類された 3621 星のうち 220 星が "Others" に分類された。"Unc" は光度クラスが未定の 星である。

グループ化と分離　 　統計的研究のためサンプル数を増やす目的で、 RA 6h00m, Dec +24.2 を中心 とする 100 deg2 領域から HDE カタログ星を選び、そのスペクトル型と 等級別の数を数えた。表７には N'(V) = [V-1/4, V+1/4] にある 100 deg 当たりの星数を表にしてある。F8 III - K3 III の絶対等級は大体等しいのでこれら の星は一つのグループとした。クラス IV 星も同様のグループ化を行った。表７で F8 より早期型の星は主系列星である。巨星や準巨星はこのスペクトル型では少なすぎて 統計的扱いができない。G8 III - K3 III 星と A V 星の関係に興味があるのでこれらは 分離して載せた。 　空間密度の計算　 　表７に基づいて空間密度の計算が行われた。表８に使用したパラメタ―を載せた。 これは銀河系の多方向の空間密度計算(McCuskey 1966b) で用いられた値と整合している。 星間減光には R = Av/E(B-V) = 3.2 を使用した。図６b の星間減光が用いられた。 F5 より晩期型の光度クラス III, IV 星の空間密度は太陽から 200 pc 以内では それらのスペクトル型の主系列星の空間密度が一定と言う仮定で計算した。 この仮定で、F8V - G2V 星は 3.43 10-3 pc-3, G5V 星は 1.73 10-3 pc-3, G8V - K3V 星は無視できる。

空間密度の表示　 　図１０、表９に結果を示す。表９の横線は検出がほぼ完全と看做せる限界を 示す。以下にスペクトル型毎に空間密度分布の特徴を述べる。 １．B5 星　 　太陽からの距離に応じてゆっくりと単調に減少していく。減少は 63 % (1 kpc), 21 % (2 kpc) である。これは lII = 165 (LF7), 197 (LF8) に 見られる傾向と異なる。LF7 では高密度域が r = [0.5, 1.2] kpc に存在した。 そこでは星密度が太陽近傍の 4 - 5 倍に達していた。LF8 でも同じくらいの 距離区間で密度超過が、しかし LF7 ほど強くはなく 2 倍くらい、生じている。 　２．B8 - A0 星　 　反中心方向の空間密度は太陽から 0.4 kpc で極大になる。その先では密度は 安定して低下していく。 0.8 kpc で太陽近傍と同じ値に戻る。2 kpc では 太陽近傍の 30 % となる。この方向は局所腕を横切るので、これら早期 A 型星 は局所腕に対応する集中かも知れない。 　r = 0 - 0.8 kpc の星密度は LF7, LF8 の密度と良く合う。 0.8 kpc の先では LF7, LF8 の密度は反中心方向の 2 - 4 倍になる。 　３． A2 - A5 星　　 　早期 A 型星と対照的に、これ等の星は r > 1 kpc では明らかに手前より 数が多い。この様子は HDE を解析 McCuskey 1966a した際にも現れていた。 ただし、 遠距離では完全性が保障されていないことに注意せよ。 LF7, LF8 と較べるとどの 距離でも A2 - A5 星の数は 50 % 増しである。 　４． A7 - F5 星　 　McCuskey 1966a でのどの方向でもそうであったが、早期 F 型星は太陽からの距離 と共に急減する。 0.6 kpc で空間密度は太陽付近の 38 % に落ちる。これは McCuskey, Rubin 1966 が 22 銀河系領域で得た値　35 % と同じである。 　太陽の位置は F-型星のある種の極大にあるという証拠が集まりつつある。 　５．F8 III - M5 III　 　表９を見ると、巨星密度は全体として、太陽からの距離に対して 0.23 10-3 pc-3 と一定値を維持している。これは、比較的 近傍の K5III - M5III 星の集中と、距離 1 kpc 以内の少ない F8III - K3III 星が結合した結果である。以前 McCuskey 1964 による lII = 4 の方向 SA 158 では、黄色巨星 F8III - M5III が銀河系からの距離と共に 太陽を通過して減少していくことが指摘された。今回の結果はこれを確認する ものである。図１１は銀河系中心方向 2 kpc での空間密度 0.4 10-3 pc-3 から、反中心方向 2 kpc での 0.2 10-3 pc-3 への低下傾向を図示している。銀河系 中心方向 0 - 1 kpc には密度超過があるが、再確認の必要がある。 　G8III - K3III　 　K-型巨星のみでも反中心方向では密度低下が認められる。 0.5 kpc 以内では 密度は 0.2 10-3 pc-3 でほぼ一定である。これは LF7, LF8 でも同様である。 　Fenkart 1964, Wick 1965 との比較　 　両者との比較省略。差は星間減光の取り扱い方にあるようだ。

図１０．通常星の空間分布。破線＝限界等級の先の空間分布 図１１．黄色巨星 F8III - M5III の銀河系中心方向から 反中心方向にかけての空間分布。

　６．反中心方向の光度関数　

反中心方向の光度関数を r = 100, 200, 400, 600 pc で評価した。密度変化を 考慮して、 r = 200, 400, 600 pc での値は 100 pc に "normalized" した。 でもその意味が書いていない。嫌なのでこの先はなし。

表１０．銀河系反中心方向での光度関数。

　７．まとめ