Distribution of B8 - A3 Stars near the Galactic Plane I. Galactic Longitudes 50 to 150

　アブストラクト　

　０．イントロダクション　

　１．観測データ　

　１．１．１３等サーベイ　

観測概要　 　観測は Burrell 24 インチシュミットに 1.8° 対物プリズムを付け、 コダック IIa-O 乾板 20 分露光で行った。A-型星を 13 等まで検出可能である。 観測は l = [50, 150], b = [-5, 5] で行った。場所によっては b = ±10 まで伸ばした。 図１．V = 13 より明るい B8 - A3 星の数/平方度の分布。等密度線は 10 星/平方度間隔。 (a) l = [50, 75] (b) l = [75, 100]

Ａ型星の選別　 　A-型星種族はバルマー線から容易に識別できる。 B8 - A0 では K 線が見えない。 A2, A3 星には弱い K 線が現れる。また、バルマージャンプの強さで明るい光度 クラスの A-型星を主系列星から分けることが出来る。 図１続き．(c) l = [100, 125] (d) l = [125, 150]

　１．１．１．観測者による系統差　

　１．１．２．乾板画像の質と限界等級　

１．２．１０等サーベイ　 　暗い A-型星のデータを補足する意味で、Nassau, Morgan 1951 が行った OB 星探査の乾板を調べた。これらは分解能が低く、限界等級は V = 10 等である。 V ≤ 10 mag の星の平方度当たりの星数の銀経による変化を図２に銀緯毎に 示す。銀緯帯は (e) = [-5, -3], (d) = [-3, -1], (c) = [-1, 1], (b) = [1, 3], (a) = [3, 5] である。 　１．３．７等サーベイ　 　さらなる補足データは Seydl 1929 の収集による HD カタログ中の V ≤ 7, b = [-10, 10] の B8 - A3 星の１平方度当たりの数を図３に示す。図には銀経 ３０度間隔のデータを滑らかに結んだ曲線を示す。 図３． log N(7) の銀経による変化。　N(7) = V 7 等より明るい B8 - A3 星の数/平方度。データは HD カタログより。

図２．４つの銀緯帯、b = (e) [-5, -3], (d) [-3, -1], (c) [-1, 1], (b) [1, 3], (a) [3, 5] に沿った log N(10) の変化。　N(10) = V 10 等より明るい B8 - A3 星の数/平方度。

　１．４．星間減光　

　２．データ解析　

　２．１．星の表面密度　

平均表面密度　 　図１には V ≤ 13 mag の B8 - A3 星表面密度が等高線で示されている。 この表示に使われた星の係数は表１にまとめてある。l = [50, 150] での 全領域 1351 deg2 の平均密度は 41.6 星 deg-2 で ある。巾１度の帯での平均密度は b = -4 付近での 62.6 星 deg-2 が最高である。 　高密度領域　 　図１を見ると、いくつかの高密度領域に気付く。N(13) ≥ 90 の 位置を 表２に示した。高密度領域の全てが b < 0 であることが注目される。観測 領域を銀経により次の４つに分ける。 領域Ａ　l = [50, 75]： 局所腕(Carina-Cygnus)とサジタリウス腕の間領域 領域Ｂ　l = [75, 100]：局所腕に沿った方向 領域Ｃ　l = [100, 125]：局所腕を越え、ペルセウス腕の低銀経端の方向 領域Ｄ　l = [125, 150]：局所腕に直交し、ペルセウス腕主要部の方向 B8-A3 星高密度域は領域ＣとＤにある。領域ＡとＢの表面密度が低いのは近傍 星間雲がこの方向で強いことも一因である。しかし、そこでの分布が滑らかなことは 高銀経領域での密度の激しい昇降と著しい対比をなす。 　領域Ａ，Ｂには本当に A-型星が少ない　 　図４には b = [-3, 3] での平均星間減光と N(13) の銀経による変化を示す。 それを見ると (i) 領域Ｃ，Ｄでは星数の銀経変動は小さい。しかし、銀緯変動は大きい。 (ii) l < 95 の領域 A, B で星数が約 1/2.6 倍と劇的に低下する。 (iii) 領域Ａ，Ｂでは、 l = [75, 85], b > 0 のグレートリフトの強い 星間減光を除いては、領域Ｃ，Ｄより Av が小さい。 領域Ａ，Ｂでの減光が領域Ｃ，Ｄに比べて低いことから、我々は領域Ａ，Ｂ で A-型星表面密度が低いのは本当に星数が少ないせいであると結論する。 　領域Ｃ，Ｄでの星数銀緯変化は減光が原因　 　表３にはＡ−Ｄの各領域ごとに ⟨ Av(500) ⟩ と ⟨ log N(13) ⟩ の銀緯変化を示す。星計数に含まれる A-型星の大 部分は V = [10, 13] でつまり r > 500 pc にある。明らかに領域Ａにお ける ⟨ Av(500) ⟩ と ⟨ log N(13) ⟩ の銀緯変化は 非常に小さい。しかし、領域 Ｃ，Ｄにおいては b < 1 での星数面密度 の増加は明らかで、 Av の急激な低下に起因する。

図４．平均星間減光の銀経変化。上枠：b = [-3, 3] の log N(13). 下枠： Av(0.5 kpc) と Av(1 kpc)。 l = 80 付近の破線は b ≥ 0 の大きな減光を示す。 l = 80 付近の実線は b ≤ 0 の平均減光を示す。 表２．B8 - A3 星の密度超過, N(13) ≥ 90 個 deg-2 領域。

図５．下：b = [-3, -1]、中：b = [-1, 1]、上：b = [1, 3] における、 と N(13) の銀経による変化。 　図５＝ N(13) と Av(1000) の変化　 　図５には、N(13) の銀経による変化を３つの銀緯帯に分けて示す。比較のた めに r = 1000 pc までの減光 Av(1000) の変化も示した。 (i). N(13) は銀緯が上がると共に減少していく。特に領域Ｃ，Ｄでその傾向が 著しい。これは星間減光との相関が強い。 (ii). 領域Ｃ，Ｄでは b = [1, 3] 帯で N(13) にファクター 3 - 4 の変動がある。 星間減光はこの銀経帯では極めて一様である。従ってこの変動は星の数の実際の 変化を示している。領域Ｄは局所渦状腕を直交する方向であり、 A-型星の増加が 強く目立つ。

(iii). 領域Ｃ，Ｄの b = [-1, 1] 帯では、銀経変化に伴う比較的小規模の N(13) 変動が見られる。一方、 b = [-3, -1] 帯では星の欠乏が現れる。 実際 l = 100 から 150 にかけて、N(13) はファクター 2 から 3 低下する。 そこでの星間減光の変化は僅かである。 (iv). l = [90, 105] では銀河面及びその下側に A 型星の大きな密集域が存在 する。これは以前 Schalen 1928, Risley 1943, 1949, Wernberg 1941 が研究 したケフェウス座の巨大複合体である。この詳細な解析は現在進行中である。 (v). Chartrand 1970 は ワーナー・スワゼイ天文台において l = [70, 100], b = [-2, 2]、V ≤ 11.5 の星のスペクトル型と等級の研究を行った。この 領域では、V = [9.75, 11.5] の B7 - A1 星の数が、銀河面の上方では銀経 と共に明確に減少していき、銀河面下方では増加していく。銀河面上方の優位 が銀河面下方の優位に変わるのは l = 87 付近である。これは、我々の V ≤ 13 データの結果と一致する。Chartrand 1970 によると V < 9.75 の明るい星 にはこの現象が現れない。興味深いのはグールドベルトが銀河面上方から下方 へと銀河面を横切るのは l = 90 である。暗い A-型星はこのグールドベルトと 何らかの関係が有るのかも知れない。

　２．２．A-型星の空間分布　

D(r) = 空間数密度　 　N(13), N(10), N(7) を内挿し、N(m) を定め、 　A'(m) = [m-1/4, m+1/4] にある 100 deg2 当たりの星数 を求める。星間減光の距離による変化も前に示した文献から得られる。この二つ から 　D(r) = 距離 r における 1000 pc3 当たりの星数 が得られる。 　図６＝空間密度の（ｌ、ｒ）表示 　 　Mo = +0.9, σ = 0.7　を仮定した。値は Blaauw 1963 から採った。 図６は b = [-3, 3] の平均 D(r) の変化を示す。図には Vulpecula (l = 62), Cygnus (l = 75 - 85), Cepheus-Lacerta (l = 105 - 115), Cassiopea (l = 133) 方向の局所的な A-型星の集合が見える。それらは大部分 r < 750 pc である。

図６．B8 - A3 星 b = [-3, 3], r = 250, 500, ... pc での空間密度の銀経変化。 　A-型星分布のその他の特徴　 　A-型星分布のその他の特徴としては、 (i) l = [100, 150], r = 250, 500 pc D(r) = 0.4 (l = 150) へと緩やかに低下して行く。 (ii) 領域 Ｃ，Ｄ　r > 1000 pc 領域 Ｃ，Ｄでは、r = 1000 pc の先では D(r) が漸減していく。 (iii)　領域 Ａ，Ｂ r > 500 pc 領域 Ａ，Ｂでは r = 500 pc の先で D(r) が急減する。 l = [100, 150], r = 250, 500 pc では D(r) = 1 (l = 100) から (iv)　l > 140, r = [1500, 2000] pc l > 140, r = [1500, 2000] pc で D(r) が増加する。

図７．太陽を中心にした円筒壁上のB8 - A3 星空間密度ヒストグラム。