Bridge over Troubled Gas: Clusters and Associations under the SMC and LMC Tidal Stresses


Bica, Santiago, Bonatto, Garcia-Dias, Kerber, Dias, Barbuy, Balbino
2015 MN 453, 3190 - 3202



　アブストラクト　

　Southern Astrophysical Research telesscope を用いて、LMC と SMC の間 をつなぐブリッジにある 14 個の星団とアソシエイションの B, V 測光を行っ た。このデータを用い潮汐力を受ける環境下で星団、アソシエイションがどう 形成され進化するかを調べた。ブリッジの典型的星団はあまり大きくなく、 大きな半径 30 - 35 pc を有する。年齢その他の基本パラメタ―はフィールド 星を除去して決めた。 　自己無矛盾な方法を最大の星団 NGC 796 と二つの若い CMD テンプレート 作りに使用した。　ブリッジ内の星団は同時期に生まれたものでないことが 分かった。それらは数百万年（可視 HIIR があり,WISE, Spitzer のダスト 放射もある）から 100 - 200 Myr までに渡る。天体の距離指数は ブリッジが東側では LMC の遠い側と, 西側では SMC の手前側をつないでいる ことを示唆する。現在の星団の大部分は潮汐矮小銀河候補 D1 の一部である。 ブリッジの一部がブリッジから離れて矮小銀河を形成しようとしている 証拠がある。

　２．観測と整約　


図１．BS 216 の BVR 合成画像。NGC 796 (上)、WG 8 (下)も見える。


図２．上：Ｂ，Ｖ　の測光誤差。下：(B-V) の誤差。

表１．観測ログ


図３．黒点＝サンプル星団の位置。紫点＝ Bica et al 2008 による LMC と SMC 星団 　

　３．サンプル星団の一般的性質　


図４．サンプル星団と HI シェルの LMC, SMC に対する相対位置。 上が北。

図６．NGC 796 と BS 245 におけるフィールド星除去の例。




図５．サンプル星団の BVR 合成画像。全て 1' x 1' 大である。丸内が 星団星。上＝北。




表３．ブリッジ星団のリスト

　４．密度分布輪郭と色等級図　

　　

　

　　

　

　　

　 		　　

　

　　

　

　　

　



図７．星団の密度輪郭。灰色帯＝NGC 796 と ICA 15 の背景レベル。




図８．緑実線＝背景星除去後の CMD に対する可視等高線フィット。 NGC 796 だけは数値統計的にフィットした。使用されたパラメタ―は 表５に示す。比較のためにテンプレート等時線フィット（緑点線）と Piatti et al 2007 が提案した NGC 796 物理的モデルと BS 233, BS 239, BBDS 4 を黒点線で示す。




表４．数値統計的フィットで使用されたパラメタ―。




表５．等時線フィットから導かれた星団パラメタ―。

　５．NGC 796 と若い星団テンプレート　

　６．解析法　

　７．結果　




図９．サンプル星団（赤）と銀河星団の半径の比較。




図１１．


図１０．測光テンプレート。左：ダスティ CMD. 右：ダストなし CMD を NGC 796 と比較。




図１２．NGC 796 へのベスト等時線フィット。左：観測 CMD と表４ パラメタ―による等時線。緑＝中心解。青＝若い高メタル解。赤＝ 高齢で低メタルの解。点線＝ Piatti et al 2007 の物理的モデル。 右：ベスト解から作った合成 CMD.

　８．議論　




図１３．図１２と同じ。NGC 796 テンプレート.




図１５．年齢ヒストグラム。


図１４．図１２と同じ。若くダスティなテンプレート.