Variations in the Stellar Luminosity Function VIII. A Summary of Results

　アブストラクト

　１．イントロダクション　

11 領域の観測　 　1945 年 ワーナースワゼイ天文台は銀河系 11 領域を選択して、銀河系の 構造と一般光度関数の場所による変化の研究を開始した。これまでの８論文 で、18,000 星の写真等級とスペクトル型が調べられた。本論文ではこれまでの 結果をまとめる。 　選択領域　 　シグナス領域は B 型星が多く星間吸収もマダラであるが、その他の領域は 星の分布が不規則なところを避けている。それらの中心方向は計画の 最初 McCuskey, Seyfert 1947 に述べられている。 　スペクトル型分布　 　表１には観測された星の数を示す。図１には領域毎の スペクトル型分布を図示した。 表２．平均絶対等級

図１ LF 領域におけるスペクトル型の分布。写真等級の平均 限界等級は 12.2 である。．

　２．データ解析　

図２．LF4 領域、B8 - A0 星の密度関数 D(r)。仮定した σ による変化 に注意。 　分散が密度分布に及ぼす影響　 　表２にはスペクトル型に対する絶対等級とその分散を示した。図２には LF4 領域、B8 - A0 星の密度関数 D(r)。仮定した σ を 0.0 から 1.4 まで変えた時の変化に注意。 σ が変わると、密度極大の 距離が大きく動く。実際の σ は 0.2 より大きくはないだろう。

図３．二つの計算機によって計算された密度関数。縦軸は 103 pc3 当たりの星数。絶対等級に二種類の σ を使った結果 が描かれている。 図４．二つの計算機による結果の差。

　３．星間吸収　

星間吸収の計算には A5 から早期の星の観測カラーを使う。各 LF 領域で 求めた結果は表４に載せた。 Apg/E = 2.6 とした。 図５はその結果を図示したものである。LF 6 領域を除くと、異常な 構造は示さない。 表５．矮星の割合。

図５．LF 領域の星間吸収の分布。数字は (1/10)等単位の Apg

　４．矮星の割合　

　５．銀河系の局所構造　

最も明るいグループの星の分布　　

図６a-d にはスペクトル型別に太陽から 1 kpc 以内の星の分布を示す。 分布の主な特徴を下に記す。 　B8 - A0 星　 　B8 - A0 星は lI = [60, 120], つまり lII = [93, 153], r < 500 pc に固まっている。　 　A2 - A5 星　 　A2 - A5 星は同じ銀経区間に固まるが、もっと遠くまで伸びている。 　F0 - F5 星　　 　F0 - F5 星は、ほぼ全ての銀経で急速に減少する。例外は lI = 42, lI = 97、つまり lII = 75 と, 130 である。LF5 で 示された太陽付近での極大と窪みの存在は怪しい。　　 F8 - K3 星　 　B8 - A0 星が固まっていた領域で F8 - K3 の黄色巨星が多い。 図６a．太陽から 1 kpc 以内の B8 - A0 星の空間密度。数字は 105 pc3 当たりの星数。矢印は lI = 327° 方向 (銀河系中心) 図６c．太陽から 1 kpc 以内の F0 - F5 星の空間密度。

Pannekoek 1929　の研究　 　他の研究と比較する際の問題は、スペクトル型のくくり方が異なることである。 例えば、 Pannekoek 1929 では HD カタログから B8 - A3、K0 - K8 星を選んだ。 距離限界は 300 pc で、大きくはシグナス集団の方向に A 型星の集中が見られた。 彼は A-型星と K-型星の集中に一致を認めなかったが、我々は二つの集団が 大きな空間規模で一致した分布を示すことを見出した。 　Malmquist, Hufnagel 1933　 　HD カタログの A0 - A5 星の分布を調べ、やはりシグナス方向に 図６b にあるような 集中が r = 800 pc まで伸びることを見出した。 　牡牛座の集団　 　牡牛座の A 型星集団は LF 領域から外れているので分布図には現れない。 しかし、McCuskey 1941 はその方向 250 pc に B8 - A3 星の集団を見出している。 注意しておくが、Pannnekoek 1929 も Malmquist, Hufnagel 1933 も星間吸収の補正は 施されていない。 図６b．太陽から 1 kpc 以内の A2 - A5 星の空間密度。 図６d．太陽から 1 kpc 以内の F8 - K3 星の空間密度。

　早期型星の分布　

A, B 型星の分布と渦状構造　 　図７a, b は B8 - A0 星と B5 星の分布を示す。lI = [130, 180], つまり lII = [163, 213] の区間には r = 1 - 2 kpc のところに 高密度領域がある。そこの星密度は太陽近傍の 4 - 5 倍である。A 型星のこの 集団は Morgan 1955 が示した局所腕とペルセウス雲の分岐点にあたる。この 領域で、 Morgan, Whitford, Code 1953 は青色超巨星の集団が集中していることを発見した。シグナス方向、局所腕に 沿ってはしかしながら A 型星の密度は低く、距離と共に減少していく。 lI = 100, つまり lII = 133 の局所腕とペルセウス腕 の中間領域では早期 A 型星の種族は非常に少ない。この研究では A 型星が渦状腕構造に付随している証拠は明らかではない。 　電波観測との比較　 　A 型星が LF8, LF9 領域 方向で高密度であるのは、van de Hulst, Muller, Oort 1954 による　HI 21 cm の観測結果とも一致する。その上 LF4, LF5 方向で r = 1 - 2 kpc に A-型星が少ないことも電波観測と合う。ただし、 r = 2 - 3 kpc に水素は大きな増加が見られるが A 型星に増加は認められなかった。 　全体としては　 　早期 A 型星の分布を全体として述べると、0.05 星 10-3 pc3 の一様な密度の上に、反中心方向に 2 - 3 倍の密度超過が 乗っている。H-ガスに示される渦状腕、O-アソシエイション、早期 B-型星 の分布との相関ははっきりしなかった。 図７a．B8 - A0 星の大規模分布。密度の高い箇所と低い箇所が区別できる。 数字は、105pc3 当たりの星数。

B5 星分布の特徴　 　図７b に示されるように、 B5 型星は LF5 と LF7 領域で多い。 lI = 97、lII = 130 の密度超過は r = 2 kpc まで 伸びている。一方、lI = 133、lII = 166 の密度超過は r = 1 kpc までである。 Weaver 1953 によると、この論文で B5 星の集合が発見された辺り、 lI = [70, 100], lII = [103, 133], 方向で 早期 B-型星の集合がある。しかし、LF 7 方向の近距離に見つかった B5 星の 集合は　 Weaver 1953 の早期 B-型星分布では窪みに当たる。早期 B-型星が LF 1, LF 2 方向で 欠乏していることは注目に値する。これは表１にはっきり出ているし、 B5 星に対しては図７b に明らかである。Nassau, Morgan 1951 が研究した 高光度の OB-星もこの方向では数が少ない。この 2 領域の方向, lII = 45, 66 は Morgan, Whitford, Code 1953 が示したように、二つの渦状腕の中間にあたる。 　一般光度関数 φ(M)　 　表７の密度関数を使って、各 LF 方向、距離 100, 200, 400, 600 pc における 一般光度関数を作った。Ds(r) = 距離 r におけるスペクトル型 s の密度、φ(M) = 絶対等級 [M-0.5, M+0.5] 区間にある星の数/pc3 とすると、 φ(M)= Σs (2πσs 2)-1/2exp- ( M-Ms ) 2 Ds(r) sqrt(2)σs = Σs as(M) Ds(r) 図７b．B5 星の大規模分布。数字は、107pc3 当たりの星数。

表１０．LF 領域における log φ(M)+10 の変動 　表８：観測光度関数　 　表８には log φ(M) の値を示す。計算のために、 r = 400, 600 pc では 矮星の数は外挿値を使用したので値が不確定なため、括弧に 入れた。表最後の２列は、方向全体の平均値とその変動幅を示した。　 　表９：観測光度関数と標準関数との差　 　 　表９には、観測光度関数と van Rhijn 標準関数との差を示した。 　表１０：光度関数の最大、最小値　 　表１０には log φ(M) の最大、最小値とその巾、を載せた。 第５、第６列は、最終の平均光度関数と標準 Rhijn 関数である。 　図８：光度関数の比較　 　図８には以上の結果をまとめて図示した。図の上の方の曲線は、４つの方向 の平均 "reduced functions" である。全 LF 方向の平均曲線は 下の方に、 van Rhijn 曲線と並べて示した。 　log φ(M) の変動　 　500 pc 以内では log φ(M) の変動は 0.6 である。これは与えられた 等級での星の相対比がファクター４くらい変動することを意味する。図８が 示すように、 M > +3 で変動が最も大きい。 　van Rhijn 関数との比較　 　平均光度関数と van Rhijn 関数との差は小さい。van Rhijn 関数と較べると LF 領域では、M = [-1, +1] が超過している。 　この研究では等級とカラーの精度、スペクトル型分類の整合性に注意した。 したがって、Ds(r) が方向と距離で変化したのは、実際に銀河の 中で相対比が変わっているためと思われる。

図８．log φ(M) + 10 の変化。上図は r = 100, 200, 400, 600 pc での平均光度関数。縦線は log φ(M) の巾。 下図は全領域の平均カーブと van Rhijn 関数を示す。 　したがって、 結論 （１）van Rhijn 関数は太陽から 500 pc 以内の平均としては良い表現である。 （２）log φ(M) には最大で 0.6 に達する揺らぎがある。 （３）太陽近傍研究には表８に与えた数値の方が平均値よりも有用であろう。