Hobby-Eberly 望遠鏡低分散分光器の長スリットを M31 の中心から 6 方向にあてて
データを撮った。中心から 5 分角までの星とガスの運動を導いたが、そこでは円盤
からの光の寄与は 30 % であった。また、長軸に沿っては 8 分角まで伸ばしたが
そこでは円盤成分が 55 % に達している。
McElroy 1983 の速度分散は 50 km/s ほど小さく見積もられていることを示した。
その結果、以前の力学モデルは M31 バルジの質量を半分に評価していたことが判った。
さらに、銀河の光度重み付き速度分散は 166 km/s に増加し、もし回転も考慮するなら
170 km/s になる。その結果、中心ブラックホール質量の予想値と観測値との間の
解離がファクター３から２へと減少した。
回転運動の方位角は距離と共に変化し、３軸不等のバルジ形状を示唆するが、その
確定は適切な力学モデルが確定するまで待つ必要がある。
図１．NOAO 画像に重ねた 18 本のスリット位置。
図３．星の後退速度 V (中心速度 -333.2 km/s に相対的に)と速度分散 σ、 H3, H4 = エルミート・ガウス係数(Bender, Saglia, Gerhard 1994)。銀河中心 に対し、V と H3 は反対称に、 σ と H4 は対称に折りたたんである。
黒丸＝ RA 増える方向（東の方）に測った半径距離。星印＝ RA 減る方向（西の方） に測った半径距離。Ｖパネルの数字は対称性を最大にするため中心速度に施した 修正値(km/s)。プラスサインは黒点が後退、マイナスは接近を示す。
図４．（上）実線＝等光度線内（線上？）の表面輝度重み平均速度分散と等光度線 の長軸距離 a の関係。点線＝ sqrt(σ2+V2)
（下）平均を等光度線内総光度で重み。
図６．分子線 Mg1, Mg2 ラインと原子ライン強度。
図７．今回のライン強度と リック天文台での 20 星観測との比較。
図９．リック指数のプロファイル。
図１０．Hβ 線等値幅。[OIII]/Hβ, [NI]/Hβ プロファイル。
図１２．方位角で平均した、年齢、メタル量、 M/LR プロファイル。
図１３．（上）楕円率の変化。横軸＝長軸半径。
（下）十字＝運動学的主軸。黒丸＝等光線
バルジ短軸付近で反回転しているガスを検出した。我々は放射補正したリック指数
（？）を測定した。それらは円周状でほぼ一定であった。
簡単な種族モデルを用いて、年齢、メタル量、α 元素超過のプロファイルを
求めた。銀河中心数秒角を除き、M31 バルジは一様に古く (≥ 12 Gyr)、[α/Fe]
∼ 0.2, [Fe/H] ∼ 0.0 である。これは、各星に対するかこの結果と一致する。
モデルからの u-g, g-r, r-i プロファイルは観測とも一致する。
中心数秒角では年齢が 4 - 8 Gyr に落ち、メタル量は太陽の３倍に上がる。中心 6
秒角から始めて、年齢が 8 Gyr に落ち、メタルが少し太陽を上まわり、α元素が
超過する。[OIII]/Hβ 対 [NI]/Hβ 図から診断すると 10 描角の外側で
ガスはショックにより電離している。中心には AGN 的な電離源が存在するらしい。
我々は 100 Myr 昔にガスに富んだマイナーマージャーが起き、観測される短軸ガス
反回転、最近の星形成、核活動の原因になったのではないか？
図２．低分散スペクトルのanamorphic distortion
図３（続き）．縦点線は中心部スリットから外側スリットへの切り替えを示す。 長軸に沿ってはさらに点線が MJEE データを示す。縦短破線＝中心スリットの シーイングを示す。
緑丸, 緑三角＝McElroy 1983。赤実線＝van der Marel et al 1994。黄色、 マゼンタ＝ Kormendy, Bender 1999。青破線＝ Widrow et al 2003 モデル。
図５．様々な方位角に沿ってのガスの運動。銀河中心に対し、後退速度は 反対称に、速度分散は対称に折りたたんだ。黒丸＝ RA 増える方向（東の方） に測った半径距離。星印＝ RA 減る方向（西の方）に測った半径距離。 ゼロ点シフト等は図３と同じ。青丸、赤丸＝Pellet 1976 データ
図６（続き）
図８．ガス輝線の補正の結果。ΔI = Icor - Iraw
図９（続き）．
図１１．年齢、メタル量、組成超過、 u-g, g-r, r-i, M/L のプロファイル。