| l = [85, 280], b = [-10, +10] にあり、星形成領域と同じ カラーを持つ IRAS 天体 1302 個の 12CO(1-0) 観測を 行った。速度成分のプロファイルは非ガウス的(自己吸収やウィング) であった。 | 全成分の運動距離を求めた。IRAS 天体に付随すると我々が考える 成分に対しては絶対光度を求めた。次の論文でこれらのデータを解析し、 HI データと比較する。 |
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過去の CO 探査の欠点 R ≥ 8.5 kpc にある分子ガスの分布を調べる研究に関し、 従来の CO サーベイは強い雲に集中し、かつワープで巾の 広がった天体を探査していない。 外辺 HIIR 可視観測から HIIR が R = 20 kpc (Moffat et al 1979, Brand 1986) まで 存在することが分かっている。Wouterloot et al 1986 は R > 14 kpc の HIIR 近くから水メーザーを検出した。IRAS 天体はおそらくそれらの HIIR に付随した分子雲に埋もれている。 メーザー IRAS 源のカラー Wouterloot, Walmsley 1986 はさらに、水メーザーやコンパクトアンモニア雲 に付随する IRAS 天体は IRAS 二色図上特定の領域に集中することを示した。 |
選択基準 これらから、外辺部のより完璧な星形成活動を知るには IRAS 天体位置での 観測が有効なことを示す。我々の選択基準は、 S25 > S12 -1 < R34 < (0.261 + 0.227 R23) 0 < R23 < 1.5 l = [85, 165], b = [-5, 10] または、 l = [165, 195], b = [-10, 10] または、 l = [195, 280], b = [-10, 5] ここに、Rij = log (Sj*νj)/(Si*νi)である。この基準は Wouterloot, Walmsley 1986 のグループＩ天体と低光度の一部を含む。 この基準で 1302 IRAS 天体を選んだ。 |
２．観測２．１．SEST 観測1988 May - 1988 Nov まで行った。大部分は l = [195, 280] であった。２．２．IRAM 観測1988 May-June に l = [160, 195] 天体の観測を行った。２．３．Gornergrat 観測1989 April にCO(2-3) 観測を行った |
３．観測結果表１にまとめた。運動距離を出す回転曲線は、Θ/220 = (R/8.5)0.0362 を使用。これだと、 Θ(20kpc) = 227.7 km/s |
