アンドロメダ銀河南西部 50 個の OB アソシエーションから初期質量関数を 導いた。使用したデータは Hill et al 1995 の UV 測光と HST 測光、2MASS 測光 それに Magnier et al 1992 による I バンド測光である。
図１．OB アソシエーションの位置。破線＝Hill et al 1995 の領域。数字＝ 明るい星団のvan den Bergh 番号(1964)。実線枠＝Hunter et al 1996, Williams 2002 の HST/WFPC2 領域。
図３．OB 星の色等級図。赤化補正は Hill et al 1995 による。矢印＝ ブレンドによる可能なシフト。
図５．ＩＭＦの建設。
図７．ＩＭＦ．黒丸＝OB 星。三角＝赤色超巨星。
アソシエーション内の平均減光が二つの独立な方法で評価され、確率論的な手法に より恒星質量が求められた。こうして得られた初期質量関数の勾配 Γ = -1.59 ±0.09 は、サルピータ則および銀河系、マゼラン雲で得られた値に近い。
図２．赤色超巨星候補の二色図。黒丸＝赤化補正が上手くいった星。点線＝ 進化経路。実線＝赤化ゼロライン。
図４．377 OB 星サブサンプルの色等級図。
図６．赤色超巨星から求めたIMF.