The Asymmetric Thick Disk: A Star Count and Kinetic Analysis I. The Star Count

　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．CMD 例。左：P566(21°, +34°) 右：(-20°, +35°)

３．星計数　 図３．P568(23°, +27°)減光補正の例。左：補正前。右：減光補正後

　３．続き　

減光補正　 　減光補正には Schlegel et al. 1998 を用いた。その E(B-V) を乾板の E(O-E) に変換して用いた。各乾板位置の 平均 E(B-V) は表１に載せた。殆どの領域で赤化の影響が小さいことが判る。 図３には赤化補正による見かけ等級とカラーの変化を減光が比較的大きな P568 領域について示した。 　非対称性を生む星は何か？　 　非対称性を生む星は何かを確認するため、銀河系の構成要素、薄い円盤、 厚い円盤、ハローを区別しなくてはいけない。このため、３次元銀河系モデル GALMOD (Larsen, Humphreys 2003) による各成分の星計数への寄与を計算した。 図４には観測カラー分布をモデルと比較している。 カラー分布だけから特定の銀河系成分を分離することは不可能だが、ある成分 がどのカラー範囲に最も寄与しているかは分かる。 　カラーによるグループ分け　 　カラーのゼロ点は乾板ごとに揺らぐので、カラーの絶対値でグループ分けをすると 星計数が狂う可能性がある。そこで、カラー分布のピークを基準点にとり、それに 基づいて相対的なカラー分類を行った。このピークは円盤 G-型主系列星に相当し、 準矮星のターンオフにあたる。図５にはカラー分布を放物線でフィットして求めた ピーク位置を示している。このピーク位置 T = (O-E)peak　 を基準にした分類は以下の通り。 青： (O-E) = [T-1, T] mag　 中間：(O-E) = [T-0.5, T+0.5] mag.　 赤： (O-E) = [T+0.5, T+1.5]

図５．P505 (24, +47) のカラー分布。O-等級で分別した。(a) 15 - 16. (b) 16 - 17. (c) 17 - 18. (d) 18 - 19. (O-E) のピークは黒縦線で示す。 O-等級が 17 mag より暗いところでは青領域の星は厚い円盤とハローの星が多い。 中間カラーでもハローと厚い円盤からの寄与は大きいが、明るい星では薄い円盤星 が支配的である。それでも 17 等より暗くなると、ハローと厚い円盤星が薄い 円盤とほぼ同じくらいになる。赤い領域では等級に関係なく、薄い円盤星が 圧倒的である。

３．１．ブレンドした星像の補正　 図６．銀河、非恒星の数と銀緯の関係。|b| ≥ 45 の乾板を使って平均を計算した。 　３．２．完全性テスト　 図７．P323 (65, +86) の光度関数。最少二乗フィットで完全性限界を決める。 O = 20 付近で "turns over" するのでそこを限界値とする。アステリスク＝ GALMOD による予想値。観測と平行することに注目せよ。 　３．３．星計数比とその不定性　 星計数比の定義　 　減光補正を行った後、O = 15 - 完全性限界まで１等区間で星計数を行う。 これは 120 領域内の 560 万星に対して行われた。星計数比は単に、各乾板 における星計数を、対応するペアの領域での星計数で割った値である。

図８．光度関数に対する最少二乗フィットからの残差を用いて完全性限界を 求める。アステリスク＝GALMOD 予測に対するフィットからの残差。 　星計数比＝１　 　銀河系が対称ならこの比は１である。もちろんペアが完全におなじ対称位置 ではないので実際には１の周りに揺らぐであろう。

　４．星計数超過と非対称性　

４．１．第１象限対第４象限。銀河面上側　 　s パラメタ― 　 　16 等より暗い青グループ星は、ハロー/厚い円盤 星が彼らとしては最大の 貢献度を示している。多くの領域で、 15 - 16 等帯ではハロー/厚い円盤 星 はほんの僅かしか寄与していない。そこで、図９では 16 - 18 等の青い星 に対する s の分布を示す。 　　　　　s パラメタ― = (Rs-1)/σs ここに、Rs = Robs/Rmod であり、 Robs = 北銀河の星計数/対応南銀河位置の星計数、Rs = そのモデル版。&sigmas = Rs の不確定性。 s パラメタ−は Rs が 1 からどのくらい離れているかの指標である。 Rs と s はある領域の星数が超過しているか不足しているかを、 統計的に評価する有用な量である。 　第１象限の超過が非対称の原因　 　表３をざっと見るだけでも、第１象限の星数が対応する第４象限のそれに 比べて多いことが判る。GALMOD の予測と比べると、係数の非対称が現れるのは、 第１象限で星が超過しているためであり、第４象限で不足しているせいではない ことが判る。

図９． O = [16, 18] 等の青クループ星のパラメタ― s 分布

　４．星計数の超過と非対称性　

４．１．第１対第４象限：銀河面上方　 図１０．等級帯別の中間色グループの s 分布。(a) 15 - 16 mag. (b) 16 - 17 mag. (c) 17 - 18 mag.

青い星の超過分布　 　図９では s の値によって、超過(+) または不足 (-) の程度を４区分に分けて 図示した。多くの領域で超過しているが、一様ではない。暗い等級帯に行くほど 超過領域の数も、超過の程度も大きくなることが判った。これはハロー/厚い円盤 の星の影響が強まるためと考えられる。結論として、青い星の超過にはむらがある と考えられる。それでも、b = 30 - 40, l = 20 - 50 のあたりではかなりな超過 が存在する。 　中間色星の超過分布　 　中間色グループはカラー分布のピークを含み数は最大である。そのカラー区分は 青い星と重なっている。図１０に s の分布を示す。暗い星ほど s が大きい。s が 大きくなる理由の一つはサンプル数が大きいので、σ が小さくなるためもある。 図１０は第１象限において超過が生じる領域を明瞭に示す。非対称領域は l = [20, 60], b = [25, 45] である。特に b = [30,40] 帯は l = [20, 60] で つながった帯を形作っている。 図１１． O = 16 -18 に合体した中間色グループの s 分布。

図１２．赤い星グループのパラメタ― s 分布。上：O = [16, 18], 下：[18, 18.5]

赤い星グループ　 　赤い星グループの大部分は薄い円盤星である。暗い方では K-, M-矮星の 比率が高まる。混入の影響が大きい領域を除去したため、赤い星のサンプルは 少なくなった。図１２の赤い星の s 分布からははっきりした非対称性の存在は 認められない。この結果は円盤星は非対称性には殆ど寄与していないことを 示す。 ハロー星　 　ハロー星の寄与をもっとはっきりさせるため、青いカラーを二つに分け、 (O-E) = [-1.0, -0.5] を極青グループとした。O = 16 より暗い方では 極青星の大部分はハロー星と考えられる。このカラーサンプルは数が少なく、 従ってエラーが大きくなり、 s の減少につながる。図１３は極青グループ O = [16, 18] の s マップである。しかし、このマップには、青、中間マップ で超過が見られた領域に何の超過も見えない。 図１３．極青グループの s 分布。

　４．２．小スケール変動と銀河面上下の変化　

　４．３．第１象限の対称性：銀河面の上下　

　４．４．非対称性の広がり　

非対称性領域を描いた　 　図１４に第１象限銀河面上側の非対称性領域を示す。境界は星超過の大きい 領域を含む比較的規則的な形を選んだ。表３にはそれら 15 領域の平均 Rsf とエラーを載せた。参照用の正常なスカイとして隣接する 9 領域を選び、コントロール 領域と名付けた。それらの平均値を表４に示す。 　寄与する成分　 　円盤星は超過に寄与していない。ハローと厚い円盤の星が主原因であろう。 しかし、厚い円盤がその犯人である可能性が高い。超過を示す星の平均カラーは 低メタル星のターンオフに対応する。それらが厚い円盤の主系列星であると仮定して、 Mv = +5.6 (Reid 1998) と仮定すると、これらの星は平均 d = 0.9 - 2.3 kpc で 銀河面から 0.5 - 1.5 kpc 上にある。 表３．非対称性の特性

図１４．第１象限での対称性。l =[20, 55], b = [20, 45] 表４．コントロール特性 表５．GALMOD による O = [17, 18] の寄与予想。

　５．議論。非対称の原因