The Spatial Distribution of the Interstellar Extinction

　２．ＵＢＶ，　ＭＫ，　β データ　

O, B, A 星データ　 　O, B, A 星データは入手できる限り集めた。より晩期の星が観測可能なほど 明るかった場合、それは大抵近傍で測定できるほどの減光は示さない。従って F 型星データの収集は完全ではない。加えて、セファイドと星団の減光も Neckel 1967 から採った。Blanco et al 1970、Mermilliod 1976 の光電測光カタログは ＣＤＳから得られ、非常に有用であった。 　O, B 星データは他の目的にも有用である。そこで、距離、減光の決定には データが不足でも加えておいた。座標の 50 % は CSI = Catalogue of Stellar Identification または SAO カタログから採った。残りは表１の文献から集めた。 MK タイプ、UBV データ、β 値なども表１の文献から採った。 　サンプル星の分布　 　銀経 5° 区間ごとのサンプル数の変化は、星全体と |b| < 7°.6 に分けて図１に示す。図２には V 等級分布を示す。表２にはスペクトル型毎の サンプル星数を示す。表２にはそれらの数を載せた。 カタログ　 　全体として、カタログには 11,072 星が含まれる。内 7565 は O, B 星で ある。近い将来カタログは CDS から採れるようにする。 図１．サンプルの銀経分布。影線は |b| < 7°.6 の星。 図２．サンプルの V 分布。

表１．参考文献一覧 表２．スペクトル型毎の星数。

　３．絶対等級　

MK システムの絶対等級較正　 　MK システムの絶対等級較正は Schmidt-Kaler 1965 に基づいている。 1660 南天 OB 星カタログ (Klare, Szidl 1966) から、輝線が無く、β 指数が得られており、MK タイプ既知の 419 星を選び、Mv(β) 較正 曲線(Neckel. Klare 1976)を得た。その間に、MK タイプが分かった星の数 が Garrison et al 1977 により 1090 個増加した。そこで以前使用した 精度が低いミシガンカタログ(Houk et al 1975) データは棄て、Mv(β) 較正を繰り返した。 　Mv(β) 較正　 　Hβ 輝線のある星を捨てると 630 星が残った。較正式は 　　　　　Mv(MK) = Mv(β) + kDU-B ここに、DU-B は (U-B)/(B-V) 二色図上、対応する MK タイプ の赤化直線と観測点の垂直距離である。最少二乗フィットから得た k は、 　　　　　k = -4.90 ±0.57 であった。図３には Mv(β) に対する解を示す。 ( 何のことか分からないので以下略)

図３．補正を受けた Mv と β の関係。

　６．ダストの銀河面分布　

図８＝ Av(1 kpc)　 　図８には 1 kpc までの減光をマップした。l = 302 にはコールサックが目立つ。 l = [210, 250] は減光が最低である。一方、 l = 350, 0, 150 では高い。 　図９a＝ダスト分布　 　Av(D) が信頼できる区画を用いて、ダスト分布を計算できる。図９a に　D < 3 kpc のダスト分布図を示す。これを見ると D ＝ 1 kpc にまで及ぶ大きな ダスト複合体が見える。それらの間は殆どダストが見えない。 　図９b ＝ 雲に命名　 　図９b には雲に名前を付けた。表4a にはそれらの雲に関与する区分番号が 載っている。 　近傍のダスト雲複合体　 　遠方のダスト雲に比べ、近くのダスト雲の位置や細かい特徴は信頼度が高い。 また、近傍複合体の間の空間がダストなしであることは多くの Av - D 図で 明らかである。 　D > 1 kpc のダスト雲　 　遠方のダスト雲には見落としがあるだろう。図９a で。aV < 1 mag/kpc の (l, D) を決めるには、銀経 l 、距離 D に対し最低一つ aV < 1 mag/kpc の区域が存在し、"and no other field with higher aV" （ココの意味不明）これは、新しいデータが同じ l だが、現在データ が不足している他の b で他のダスト雲の存在を明らかにする可能性を否定していない。 　D < 1 kpc の雲の方が大きい！　 　図９a の驚くべき結果は、D < 1 kpc の雲の方が D > 1 kpc の雲より大きい 事である。これはおそらく、近距離では情報の密度が高いためであろう。例えば、雲 H, I, J, N, O, P, Q, R は互いに繋がっていて、太陽近傍の A や B のような大きな 複合体を作っている可能性が高い。 Neckel 1966 との比較　 　Neckel 1966 と比較するとより細かい点が分解されてきた。 　濃い雲　 　l = 80 では Cyg OB2 アソシエイションに伴う雲が > 10 mag の吸収を生み出す。 区域６には 11 mag/kpc のダスト雲がある。図８の雲 H は多分 M 17 に付随している。 雲 H は区域 241(11/-1), 245(13/-3), 252(18/0) で検出されている。それは M 17 がいる 246(16/-1) に近い。しかし、通常は濃い雲に付随する星は暗くなり過ぎるので 我々の仕事に引っ掛からない。このために、星形成領域に付随する濃い分子雲が 我々のデータに現れることはそうない。この理由で、図８のダスト雲が渦状腕の 構造を表さないのは当然である。 図表４b．ダストのない領域に関与する区分番号。

図表４a．図９ｂに示した雲に関与する区分番号。

　図５　区分割り付け　

　図６　区分毎の Av - D 図