B Stars and Spiral structure in the Larger Neighborhood of the Sun

　アブストラクト

　１．イントロダクション　

　２．観測された渦状構造　

現状　 　Baade 151, Baade, Mayall 1951 は銀河の腕に沿って種族 I 天体が存在 することを示した。 Morgan, Sharoless, Osterbrock 1952 M は HIIR を用いて二本の 渦状腕それに太陽付近の第３の腕の可能性を示した。 Oort, van de Hulst, Muller は 21 cm 観測から局所腕、外側腕を確認し、さらにその外側の腕を見出した。 腕の構造、特に局所腕の分岐は中性水素で示された。 　B-型星と渦状構造　 　非常に早期の B-型星と星間物質は相関が強い。星間水素ガスから示唆される 渦状構造は B-型星にも対応する構造を持つはずである。 　天体の比較　 　図１には黒点＝水素ガスの塊りを示す。同じ腕に属する点は点線で結んだ。 実線＝第２ピークまたはショルダー。 白丸＝表１にあるタイプ IB2 星団。十字＝ HIIR. 四角＝ηカリーナ複合体。数字は kpc である. 　O-アソシエイション　 　トランプラーの早期星団はしばしばアンバルツミアンの O-アソシエイションの 核を成している。O-アソシエイションに含まれる星団は二重丸で、二つの星団が 含まれる場合は楕円の中の丸で示される。 Mag.Range 5.5 - 7.5 7.6 - 9.0 9.1 - 11.0 95 - 100 128 - 133 3 22 17 100 - 105 133 - 138 12 46 22 105 - 110 138 - 143 4 18 3 110 - 115 143 - 148 0 6 3 115 - 120 148 - 153 4 5 1 120 - 125 153 - 158 0 2 2 125 - 130 158 - 163 0 0 0 　図１から分かるのは　 （１）早期型星団、O-アソシエイション、 HIIR は HI 密度極大付近に集中する。 それは　ペルセウスとカシオペアアソシエイション、および局所腕に沿って 並ぶ O-アソシエイションに最もよく現れる。 　HI が星団より遠方に位置するのは星団と水素ガスの距離決定のスケールの差が 主な原因なのでリアルと考える必要はない。 （２）星で示される腕は細い。lI > 145, lII > 178, の複雑な腕構造の性質は今のところはっきり分からない。 （３）星団、アソシエイション、B-型星の分布は腕でさえむらが大きくマダラ状である。 明るい星の集団は数 100 pc で消えてしまう。これは地球から見ると、早期 B 型星の 集合は極めて明確な縁を持つことを意味する。その良い例は早期型星のペルセウス群 である。これはかなりはっきりした境界がある。 　Nassau, Morgan が |b| < 6 で見つけた OB 星の多くが lI = [100, 105], lII = [133, 138], 区間にある。ペルセウスアソシエイションは端で急に 消え、その縁は 5° 区間の一つに収まる。これはアソシエイション距離　1.9 kpc では、1.9 x 5/60 = 150 pc である。 　 lI = [120, 140]　での星欠乏　 　ペルセウスアソシエイションに近い lI = [120, 140], lII = [153, 173] で明るい星が無くなるのはリアルである。これは 星間吸収のためではない。McCuskey の LF 7 領域は lI = 133, lII = 166 であるが、そこで総減光 Av = 2.2 mag at 2 kpc である。 この値では m = 5.5 - 7.5, 7.6 - 9.0 での星数をそんなに下げられない。 本当に欠乏している　 　次の仮定を置く。 （i）　 lI = [125, 130], lII = [158, 163] での 空間密度は、lI = [95, 110], lII = [128, 143] と同じ。 （ii） lI = [125, 130], lII = [158, 163] 区間は 近くの星間雲で 2 等さえぎられている。

表１．早期 B-型星団 すると、表から、lI = [125, 130], lII = [158, 163] 区間 では 7.6 - 9,0 等で約４個の星が期待できる。これは lI = [95, 110], lII = [128, 143] 区間 5.5 -7.5 等 にある星の 2/3 である。しかし、lI = [125, 130], lII = [158, 163] 区間の 7.6 - 9,0 等には星が一つもない。 従ってこの区間には本当に星が無いと看做せる。

図１．黒点＝水素ガスの塊り。白丸＝表１にあるタイプ IB2 星団。十字＝ HIIR. 二重丸＝O-アソシエイション。四角＝ηカリーナ複合体。数字は kpc.

図２．水素ガス渦状腕の模式図。数字は kpc.

　図１．黒点＝水素ガスの塊り。白丸＝表１にあるタイプ IB2 星団。十字＝ HIIR. 二重丸＝O-アソシエイション。四角＝ηカリーナ複合体。数字は kpc.　

　３．外側銀河系の渦状腕モデル　

　４．観測によるモデルのテスト　

(a) ペルセウス、カシオペア O-アソシエイション　 　図１の星団の分布から、ペルセウス、カシオペア O-アソシエイションに伴う 構造は二重星団の両側数度で消えることがわかる。早期型星に富むという性質が 外側腕で 2 kpc に渡り維持される証拠はない。 　(b) 腕間空間の早期 B 型星　 　NGC 7380 と Cep I O-アソシエイションは局所腕と外側腕の中間に位置する。これは 腕間空間で早期 B 型星のある種の構造が存在することを示唆する。 　(c) カシオペアーケフェウス領域での OB-星　 　図５には、カシオペアーケフェウス領域での OB-星の表面分布が示されている。 その著しい特徴は、 m = [9.1, 11.0] の非常に暗い OB-星が二つの領域、 lI = [70, 75], lII = [103, 108]、b = [-2, 0] と lI = [65, 80], lII = [98, 113]、b = [-4, -2] で 高い密度を示すことである。これに匹敵するのは、ペルセウス二重星団とシグナス 雲の周囲だけである。明るい m = [5.5, 7.5] それに、暗い m = [7.6, 9] OB-星 には対応する集中は見られない。実際、明るいのと暗い OB 星の表面分布は 非常に暗い OB 星と全く異なる。lI が 85 から 105 へ、 lII が 118 から 138 へ変わる間に、暗い OB-星の密度頂点は b = +4 から b = -2 へと変わる。lI = 80, lII = 113 では 暗い OB 星は b = [-4, 0] に集中する。 ケフェウス座の透明領域と不透明領域　 　図６にはリズレイ嬢によるケフェウス領域 r = 1 kpc の減光マップを示す。 図５を図６と較べると、非常に暗い OB 星の集中は正に減光の低いところに 一致することが判る。そしてそこはハッブルが銀河の写真を撮ったところでも ある。McCuskey の LF 4 領域は lI = 70, lII = 103, b = -3 でやはりこの透明領域に当たる。彼は、Apg = 0.7 (r = 1 kpc), Apg = 1.6 (r =4 kpc) を見出した。リズレイ嬢の結果からは、 lI = [65, 80], lII = [98, 113]、b = [-6, +6] で透明領域を除き、 A'pg = 1.3/kpc を得る。 　外側腕と近い構造と　 　透明な領域と, lI = [65, 80], lII = [98, 113]、b = [-4, +6] で 透明な領域を除いた部分での OB 星の見かけ等級分布を表２に示した。 違いは驚くべきである。透明領域では 9.00 - 9.49 等で急増が見られる。 ある特定距離で高光度星のはっきりした構造が現れたことを意味している。 平均絶対等級を -5、見かけ等級 9.1 として、McCuskey 1951 が求めた減光 を適用すると、透明領域では OB 星構造までの距離は 3.9 kpc である。 一方、吸収の強い領域で減光はリズレイ嬢の値を使い、平均見かけ等級を 8.3 等とするとこの領域での OB 星平均距離は 1.7 kpc となる。透明領域で方向 での電波水素の外側腕までの距離は 3.5 kpc である。したがって、 (i) 透明領域で見つかる非常に暗い OB 星は外側腕に属する。 (ii) lI = [65, 80], lII = [98, 113] の多数の暗い OB 星はそれよりは近いところにある高光度星構造に属する。

表２．透明な領域と不透明な領域での見かけ等級の分布 　中間距離構造　 　図５で暗い星の表面分布を調べると、lI = [80, 95], lII = [113, 128] の暗い OB 星の大きな割合が中間距離にあること が分かる。しかし、lI = 95, lII = 128 近くでは中間 距離構造と外側腕を分離するためにはもっと距離分解能のよい方法が必要である。 　暗い OB 星の銀経分布から分かること　 (i)　暗い OB 星には局所腕の構造が見える。視線方向が局所腕に沿う lI = [30, 60], lII = [63, 93] では特に多数の星 が見えるはずである。例えば、lI = 60, lII = 93 の 視線が局所腕を横切る時には局所腕星は殆ど見えない。lI > 160, lII > 193 では、非常に光度の高い星のより低光度星に対する比率が 非常に低い。つまり、OB 星の数が予測より小さいのである。 (ii)　lI = [110, 140], lII = [143, 173] では高光度星 の数が見かけ等級で明るい星も暗い星も少ない。 (iii)　lI = [95, 110], lII = [128, 143] に暗い OB 星が多いのは外側腕上のペルセウスとカシオペアアソシエイション に属する星々のためである。 (iv)　　lI = [70, 95], lII = [103, 128] の多数の暗い OB 星は局所腕と外側腕の中間に高光度星の集合が存在する ためである。これは大体 NGC 7380 内の星ではないかと思われる。

　５．内側銀河系における B-型星の構造　

lI = [-110, 30], lII = [-77, 63] の B-型星　 (1) 明るい、また暗い B-型星が多数存在する。 (2) 早期 B-型星の存在する銀経区間がかなりはっきり区切られている。 (3) 明るい B-型星と暗い B-型星との銀緯分布は大きく異なる。 これらの特徴は実際の星の集合で起きたもので減光効果ではない。 　明るい B-型星　 　明るい B-型星の銀経分布　 　図３には明るい B-型星の銀経分布が示されている。その特徴は明るい B- 型星の存在が、 lI = [-90, -40], lII = [-57, -7] に集中していることである。 lI = [-40, 30], lII = [-7, +63] には明るい B- 型星はわずか 8 個しかない。 lI = [-90, -40], lII = [-57, -7] の明るい B-型星は比較的高銀緯でグールドベルトの星である。つまり、それらは 近傍のさそり座ーケンタウルス座星流星団のメンバーである。 図７a 　には m ≤ 5.25 の明るい B-型星、図７b には m = [7.27, 8.25] の やや暗い B-型星の天球上の分布を示す。明るい B-型星にはグールドベルトが、 特に南天ではくっきりと見える。この面は銀河面に対し約 20° の傾きを 持つ。 Nassau, Morgan はそれを直径 500 pc の局所系("local system") と 呼び、太陽はその銀河回転の先頭側の縁近くに位置するとした。この局所星団 中には著しい密度揺らぎが存在する。その中で最も目立つのはさそり座ーケンタウルス 座星流の星集団である。 図８．南天の明るい B-型星天球上の分布。白丸＝さそり座ーケンタウルス座 星流のメンバー。

局所星団の B-型星分布に及ぼす影響　 　図８には明るい早期 B-型星の天球上分布を示す。図３の銀経分布はこれから作られた。 Blaauw がさそり座ーケンタウルス座星流のメンバーと同定した星は白丸で示した。 Blaauw によると星流は図９に示されるように、かなり稠密な集団で、局所腕とは独立 の構造を成す。これまで、局所星団が明るい B-型星の銀経分布に及ぼす影響は考慮されて いなかった。しかし、その影響が無視できないことは明らかである。 図９．さそり座ーケンタウルス座星流、太陽、局所腕の相互位置。星流位置は Blaauw による。目盛は 100 pc.

銀河面上の早期 B-型星　 　表３は lI = [-110, 30], lII = [-77, +63] にある 明るい早期 B-型星で さそり座ーケンタウルス座星流に属さない星の等級分布を 示す。これらの星はほぼ銀河面にへばりついている。表３から、 （１）この銀経帯では早期 B-型星の空間密度は一般に低く、太陽からの距離と共に 下がって行き、m = 5 - 6 での 25 個に達する。 （２）ここになると広い B-型星の構造に出会う。 表３．明るい早期 B 型星の等級、スペクトル型分布。 表４．南天早期型星のスペクトル型と光度クラスの例

B-型星の構造　 　m = 5 - 6 等の早期 B-型星はリック天文台の D.O.Mills が多数観測した。 それらを再調査して、スペクトル型を決め直した結果を表４に示す。 これらの結果から、それらの多くの光度が高く、超巨星であることが判った。 図１０にそれらの高光度 B-型星の分布を示す。星団、アソシエイション、放射 星雲の位置も同時に示した。表４にある星の距離は Bok, Wijk が決めた減光と Keenan, Morgan の絶対等級から決めた。図からは m = 5 - 6 等の B-型星から なる、長く伸びた明らかな構造が認められる。そしてそれらは B-型星団、 O-アソシエイションと重なっている。 　明るい B-型星のまとめ　 　以上から得られる結論は以下の通り。 （１）南天に見られる多数の明るい B-型星は二つのグループに分かれる。 　　　(a) さそり座ーケンタウルス座星流＝平らな円盤状の構造。明るい早期 型星、放射星雲、暗黒雲から成る。 　　　(b) 銀河面上の少数の星が lI = [-100, -40], lII = [-67, -7] ではっきりした集団を成している。それらは表３に示すように異常な等級とスペクトル型 を示す。 （２）上のカテゴリー (b) 星で 5 等より明るい星は非常に数が少なく、また、 それらは太陽と B-型星構造との間の空間に疎らに散らばっている。その 空間密度は太陽から離れるにつれ低下していく。 （３）m = 5 - 6 等の星は数が多い。それらは超巨星である。それらは皆ほぼ 等距離に位置し、長く伸びた B-型星構造を形成している。 図１０．銀河面上での様々なタイプの天体の分布。白丸＝タイプ IB2 より早期の 星団。二重丸、楕円内の丸二つ＝ O-アソシエイション。十字＝ HIIR。黒点＝ 表４の明るい超巨星。三角＝表４の暗い B-型星。四角＝ ηカリーナ複合体。 目盛は 1 kpc.

内側銀河系の暗い B-型星　　 図１１．内側銀河系の暗い(m = 7.0 - 8.99 mag) B-型星の銀経分布。 (Charlier 1926) 　暗い B-型星の存在区間　 　図１１には m = 7.0 - 8.99 の暗い B-型星の銀経分布を示した。 （１）内側銀河系には非常に多数の暗い B-型星が存在する。 （２）これらの星の存在区間ははっきりした境界がある。 この境界の重要性に最初に気付いたのは Becker(1951) である。問題はこの境界 が実際に存在するのか、減光による見かけの現象かということである。境界の どちら側にも暗黒雲が存在する。 lI = 250, lII = -77 には Vela 闇黒雲、lI = 350, lII = +23 には Dark Rift がある。 　Vela 境界　 　Vela 境界は Bok, van Wijk 1952 によって調べられた。かれらは B8 - A2 星が この暗黒雲で減少しいていく割合よりずっと急激に早期 B-型星が減少していくこと から、早期 B-型星の境界は実在すると結論した。 　Scutum-Aquila 境界　 　Case LF 1 は lI = 12, lII = +45, b = +2, 　Case LF 2 は lI = 33, lII = +66, b = +3, で McCuskey, Seyfert が調べた。彼らが見出した LF 1 の減光は r = 2 kpc で Apg = 1.7 mag、LF 2 では r = 2 kpc で Apg = 1.0 mag である。mpg < 12.5 の全ての星のスペクトルが撮られた。表５に 二つの領域での星計数を載せた。暗くなっていくと B8 - A0 星は順調に増えていくのに、 B0 - B2 ではそのような兆候が全くない。これは、この２領域では早期 B-型星が存在 しないことを物語る。 　Scutum-Aquila 境界が実際に存在することは Nassau-Morgan の OB-星からも ペルセウス O-アソシエイションの境界を決めたのと同じ議論で確認できる。 B-型星構造の位置　 　帆座から盾座にかけて伸びるこの内側銀河系 B-型星構造は前面縁が 1.2 kpc の距離に あり、早期型の数が非常に多い。この内部では非常に早期型の星の密度は高いに 違いない。注意しておくが、内側 B-型星構造近くの高い星密度が盾座境界で終わる 必然性はない。星の種族構成が急激に変化したのかも知れない。

表５．LF 1, LF 2 領域における星計数 表６．B-型星グループの平均距離 最近、M11 を核とする A-アソシエイションである（？）盾座スタークラウド lI = 354, lII = 27, b = -5 が Russell により研究された。雲の方向には早期 B-型星はなく、最も早期で数が多いのは B9 と A0 であった。 M11 は星団型 2B-A で、その中の最も早期型の星は B8 である。ラッセルは全てのスペクトル型、特に B8 - A6 タイプに対し、盾座スタークラウド方向に急激な星空間密度の低下を確認 した。深い極小が r = 200 - 500 pc にあり、1 kpc で太陽近傍と同程度に回復し、 r = 1 - 2 kpc では増加し続け、クラウドの最も高密度部で 3.5 倍に達する。 Oosterhoff の B-型星観測　 　Oosterhoff は内側銀河系の暗い B-型星の等級とカラーを観測した。 334 個の比較的暗い早期 B-型星の光電測光を行った。光度クラスは未定である。 したがって個々の星の測光距離は決められない。表６には代わりに彼の データを使って、銀経区間毎の平均距離を求めた。ただし、平均距離の計算には 彼の表にある個々の星の m - Mo 値を使用した。 ( Oosterhoff の表４は Stebbins, Huffer, Whitford の表４にある Mo を拝借と書いてあるが、ADS にはない。) 図１０にはその平均距離をプロットした。それらは星団、超巨星の位置と素晴らしい 一致を示している。これは、内側銀河系に B-型星の構造が存在する新たな証拠である。

　５．早期 B-型星の速度分布　

銀河系微分回転　 　vr = Ro[ω(R) - ω0]sin(l-lo)　　　（１） この式を展開して一次の項を取り出すと、 　vr = -2 A ΔR sin (l - lo)　　　　　　　　　（２） 　速度分散 　仮定： B-型星は分散 σ = 8 km/s とする。 巾 10 km/s のヒストグラムを作るので、 　vr,i = ..., -72.5, -67.5, ..., -2.5, +2.5, ..., 　渦状腕の視線速度分布モデル　 　図１２a は早期 B-型星が減光なしの場合、m ≤ 8 mag の分布を描いたものである。 図２にある色々な渦状腕に対応する構造が見える。 　B-型星は図２の腕内に一様に分布し、A = 16 km/s/kpc, Ro = 9.2 kpc で式(2) から与えられる中心速度の周りに σ = 8 km/s の分散を持つと仮定されている。 （i）局所腕は lI = 35, lII = +68 区に現れる。 lI 35,45 (lII 68,78) 区には非常に多くの局所腕の星が見える。 この銀経方向では視線が腕の中を貫いている。上の式で ΔR が変化しないので、 vr は大きくならない。 （ii）外側腕は初め、 lI = 45, lII = 78 区の負速度側に 現れる。銀経が増加すると、速度はさらに負の側に移り、星分布の主要成分と なる。lI = 75, 85,..., lII = 108, 118, ... 区で は、視線が局所腕を通して外側腕を見るのだが、局所腕が近く、また密度が薄い ため星としては殆ど寄与しない。 （iii） lI = 145, lII = 178 区は反中心方向で、視線 速度はゼロとなる。 （iv）lI > 145, lII > 178 区では３つの速度 成分が見える。それが最もよく見えるのは、lI = 195, lII = 228 区で、外側腕、中間腕(middle arm)、局所腕が区別される。

図１２．(a). 水素ガスモデルから予想される視線速度分布。減光はなし。 (b). 観測された視線速度。 (c).銀河円盤上一様に分布した星の視線速度。減光あり。 （v）lI > 210, lII > 243 = -117 区では 中性水素ガスのモデルがないため、速度分散モデルも作れない。 （vi） lI = [255, 355], lII = [288, 383] = [-72, 23] 区は内側銀河の速度分布が現れる。計算に局所腕の寄与は考慮していない。 一様分布円盤の速度分布モデル　 　図１２c には比較を目的に早期 B-型星が円盤上一様に分布し、減光も一様で 1 mag/kpc であった場合の速度分布を示す。図１２a と同じく、mpg < 8 の星は全て観測されると仮定する。 　観測された速度分布　 　図１２b に非常に早期の B-型星の視線速度分布を示す。速度データは、 Moore, Popper , Neubauer, Pearce から得た。

　７．第２近似モデル　

B-型星の分布の図示　 　銀経分布と視線速度分布に基づいて、B-型星の分布を図１３に示す。 Oort, van de Hulst, Muller の観測による中性水素の中心は図１に黒点で示した。 早期 B-型星の構造は斜線で示された。情報が不十分で空間密度が得られない 場合、外郭だけ示した。図の運動距離を決めるのに決めた定数は、 A = 20 km/s/kpc, Ro = 9.4 kpc である。 　１．内側 B-型星構造　 　内側 B-型星構造に対しては前面のみを示した。厚みが不確かだからである。 多数の暗い早期 B-型星の存在は、これが外側腕よりも厚いことを示唆する。 　２．中間腕　 　lI > 160, lII > 193, における B-型星の数 は少なく、構造は複雑である。このため、中間腕と局所腕に関して確かなこと は述べられない。そこで、 Oort, van de Hulst, Muller の構造を示すこと にした。 　３．早期 B-型星が少ない区間　 　lI = [110, 145], lII = [143, 178], に 早期 B-型星が少ないことは、渦状腕の中断から示唆される。 　４．B-型星にあり、水素ガスにない構造　 　lI = [70, 100], lII = [103, 133], の外側腕と 局所腕に見られる早期 B-型星構造はすき間の大きな斜線で示した。これは 中性水素ガスには現れない構造である。 　５．さそり座ーケンタウルス座星流　 　さそり座ーケンタウルス座星流は小点で示した。

図１３．早期 B-型星の第２近似分布モデル。黒点＝中性水素。 斜線＝ B-型星集団。もし B-型星集中の信頼できる空間密度が得られず、 しかし集団があることは分かる場合、集合の外郭だけ示した。小さな点 ＝さそり座ーケンタウルス座星流。白丸＝太陽。 内側 B-型星構造はその厚みが不明なため、前面だけを示した。距離 目盛は kpc. まとめ　 　早期 B-型星の分布は Morgan, Osterbrock, Sharpless が HIIR で、 その後 Oort, van de Hulst, Muller により 21 cm H I ラインで 示された渦状構造を確認した。 明るい早期型星の空間密度が渦状腕に 沿って大きく変動することはその著しい特徴である。もう一つ注意すべきは 中性水素には示されない領域に明るい星の集合が存在することである。