アブストラクトDENIS と RGB, AGB 等時線モデルを使い、バルジの減光マップを作った。 この方法の精度はバルジの光学的深さにより限定される。減光強度が既知の 領域での比較は非常に良い一致を示した。バルジ 20 平方度の減光マップを 示す。 |
１．イントロダクション２．観測 |
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モデル 半径 2′ の小領域の CMD を作る。減光比として Glass 1999 の AJ : AH : AKs = 1 : 0.256 : 0.089 を用いる。基準等時線には Bertelli et al 1994 の Z = 0.02, t = 10 Gyr モデルを 8 kpc の距離で用いた。 温度スケール 非常に赤い標準星が無いので有効温度から近赤外カラーへの変換が困難に なる。そこで、 Ng et al 1998 準備中, Schultheis et al. 1998 は経験的な Teff - (J-Ks) 変換を導いた。それは外側バルジの星をよくフィット することが確認された。 (Ng は投稿しなかったらしい。) ３．１．等時線法の不確定性等時線フィットの例図１は、バーデの窓 Sgr I (0.06 平方度)の DENIS Ks/(J-Ks) 図である。 Z = 0.02 等時線が観測 CMD と良く合うので、 Av = 0 と Av = 1.35 （Sgr I の減光） の場合を示した。 ３．２．サンプル領域の CMD |
 図１．バーデの窓 Sgr I の DENIS Ks/(J-Ks) 図. t = 10 Gyr 等時線(Bertelli et al 1994)は Z = 0.008, 0.02, 0.05 |
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図３ 図３に内側バルジの減光マップを示した。空間分解能は 4′ ＝ サンプル窓の直径。減光分布のデコボコと糸状の形態に注意。減光が一様な ポケット、例えば Omont et al 1999 が調べた Av = 6 (l,b)=(0, 1)、も。 図４ 図４は銀河中心周辺の減光マップである。ここは以前 Catchpole et al 1990 が H, K データから減光を調べたところである。 |
 図４．銀河中心周囲の減光等高線。 Av = 0, 7, 14, 21, 28, 35. 数値は主な等高線値と局所極大のピーク値。 |