Structure and Dynamics of the Milky Way Galaxy

(2) 運動学的距離法と天の川銀河の姿 (Baba et al. 2009):

天の川銀河内の星間ガスの空間分布を得る方法として,古くから運動学的距離法が用いられてきました．これは星間ガスの運動と円運動を仮定することで，視線速度の観測データから天体までの距離を推定する方法です (図 2 右)．しかしながら，近年，渦状腕による非円運動が定常密度波からの予想よりも大きいことが観測的・理論的に明らかになってきました．そこで，我々は，非円運動の運動学距離への影響を調べるため,シミュレーションデータに対して適当な観測点 から星間ガスの視線速度を疑似観測し,運動学的距離法によりマップを作成しました (図 2 中)．その結果，運動学的距離法は ∼ 2 − 3 kpc 程度の誤差を含んでいる可能性を示しました．しかし，運動学的距離法は，天の川銀河全体を広く見渡してそのマップを得るために，アストロメトリ観測と相補的で重要な手法です (e.g., Nakanishi & Sofue 2003,2006)．今後，非円運動モデルによる運動学的距離の精度評価を行い，その適用限界を調べることが重要です．

(3) 天の川銀河の l − v 図の解釈と渦巻構造 (Baba et al. 2010):

天の川銀河にどのような渦巻構造が存在するのかを知る方法として，伝統的に星間ガスの位置-速度 (l − v) 図上の特異構造が利用されてきました．この方法は,渦巻構造付近では銀河回転からずれた非円運動が生じることから，l − v 図上で円運動のそれと系統的にずれた成分として観測されることを利用しています．そこで我々は，天の川銀河の中性水素ガスや分子ガスの l − v 図構造を大局的によく再現するシミュレーションデータを用いて，特徴的な l − v 図 上の特異構造が実空間でどのような構造に対応するかを調べました (図 3)．その結果，従来，「アーム」と 呼ばれてきた特異構造は,棒状構造に付随するダストレーン,棒状構造を取り囲む inner ring の一部，そして恒星系渦状腕に付随する渦巻構造，として分類されることを明らかにしました．