Gemini North の ALTAIR アダプティブオプティクスによる NIRI J, H, K' バンドの
M 31 バルジおよび円盤画像から星種族を調べた。K FWHM = 0".08 はこれまで近赤外
で撮られた最高の空間分解能である。
一つのフィールドは長軸沿い中心から 62' 離れた
外側円盤にある。この領域の平均メタル量は高メタル球状星団 NGC 6528 に近い。
[Fe/H] < -0.7 の星は一つも検出されなかった。もう一つの領域は長軸上中心から
9' 離れていて、円盤とバルジ星とをほぼ同数含む。この領域の赤色巨星枝は NGC 6528
より赤い。ただし、この領域は赤化が強い可能性がある。
残りの二領域は中心から 2' と
4' 離れていてバルジが支配的である。赤色巨星枝先端は K = 17.0 - 17.2 にあり、
この銀河中心に最も近い領域の RGB カラーは NGC 6528 と矛盾しない。
図１．円盤１領域 (00h39m13.2s, +40°29'13.3") 中心から 62' 外側円盤。 K' 画像。画角＝ 17".5 星の密度は低い。
図３．人工星テスト。CHK = H, K 双方で受かる星の測光完全性。 ΔK = 入力等級と測定等級の差。σK = 測光不確定性。 σK は ΔK の標準偏差である。（ ΔK は絶対値 の平均でなくてプラスマイナスありなのか？）（左）実線＝円盤１、破線＝ 円盤２。（右）実線＝バルジ１、破線＝バルジ２
図５．円盤１（左）と円盤２（右）の (K, H-K) 色等級図。
図７．円盤１（左）と円盤２（右）の [MK, (J-K)o] 色等級図。 E(B-V) = 0.1 を仮定。実線= 47 Tuc と NGC 6528。破線＝ Mbol = -4 と -5。輻射補正は天の川バルジの巨星に対する Frogel/Whitford 1987。
図９．(J-H, H-K) 図。白丸＝円盤１．黒四角＝円盤２．K < 18 のみ 使用して分散を小さくし、前景赤化は補正した。実線＝太陽近傍巨星（Bessell/Brett 1988）。破線＝ LMC/SMC の長周期変光星 (Wood et al 1983)。点線＝ 47 Tuc の変光星 V1, V2, V3 が占める領域 (Frogel et al 1981)。
図１１．バルジの (K, J-K) 色等級図。
図１３．バルジ1 と 2 の K 光度関数。点線＝生データ。実線＝完全度補正後。 n0.25 は巾 0.25 mag 当たりの星数。 エラーバーでは、 Gehrels 1986 のポアソン統計を完全性の不確定性と二乗和で合体 させて 1 σ エラーとした。
破線＝ NGC 6528 の RGB 光度関数に対するべき乗フィット、指数 0.21、の ライン。一点鎖線＝上部 AGB 種族に対する同じべき乗則だが、log(0.2) = -0.7 下げたライン。バルジ２の RGB 先端に伴う不連続がバルジ１に比べ、 0.75 - 0.50 mag. 暗いことに注意。どちらの領域でも非常に明るい星の数は 星進化モデルの結果と一致する。
図１５．（上）円盤２、（中）バルジ１、（下）バルジ２の K 光度関数を 実線＝円盤１と比較した。Kent 1987 の r-バンド表面輝度を用い、光度関数 の値は I(r-バンド) が円盤１と同じになるよう規格化した。円盤１の光度関数 が円盤２、バルジ２と 1&sigma: の範囲で一致するのは、円盤２、バルジ２での ブレンドの発生数が少ないことを示す。バルジ１の光度関数は円盤１を上まわっ ている。
測光のランダムエラーを考慮すると、各領域の (K, J-K) 上で上部 RGB の巾は [Fe/H] の分散として ±0.5 という値と矛盾しない。この巾は外側円盤や 楕円体成分での値とほぼ同じである。明るい AGB 星と RGB 星の数は r - バンド 表面輝度に比例することが４領域の全てで確認された。こうして、我々は星の 種族構成が領域間で大きくは変わらないこと、及び最内側でも最も 明るい AGB 星の測光的性質は混雑に影響されないと結論した。最も明るい星は MK = -8.6, Mbol = -5.2 であったが、変光を考えると この値の信頼性は低い。非常に明るくて赤い一群の星、我々は炭素星と考えたが、 が中心に近い３領域で検出された。これらの星の空間分布はそれらが M 31 のこの 部分では良く混ぜ合わされていることを示す。これはそれらが銀河中心核に近い 狭い領域で形成されたのではなく、内側円盤に起源を持つことを支持する。それらは M 31 中心領域で見つかった中間年齢種族の最も明るい集団であろう。
図２．バルジ１領域の K' 画像。中央はガイド星。丸＝測光を行った領域。
図４．人工星テスト。Kin = 放り込んだテスト星の等級, Kout = それを測った結果。混入の影響はバルジ２では K = 20 mag より先になって目立って来る。バルジ１では K = 19 から効いてくる。
図６．円盤１（左）と円盤２（右）の (K, J-K) 色等級図。
図８．円盤 1 と 2 の K 光度関数。点線＝生データ。実線＝完全度補正後。 n0.5, n0.25 は巾 0.25, 0.5 mag 当たりの星数。 円盤１では数が少ないので粗い n0.5 を使用した。エラーバー では、 Gehrels 1986 のポアソン統計を完全性の不確定性と二乗和で合体 させて 1 σ エラーとした。
破線＝ NGC 6528 の RGB 光度関数に対するべき乗フィット、指数 0.21、の ライン。一点鎖線＝上部 AGB 種族に対する同じべき乗則だが、log(0.2) = -0.7 下げたライン。RGB 先端に伴う不連続は K = 17.75 付近で生じる。
図１０．バルジの (K, H-K) 色等級図。
図１２．．バルジ１（左）とバルジ２（右）の [MK, (J-K)o] 色等級図。 E(B-V) = 0.1 を仮定。実線= 47 Tuc と NGC 6528。破線＝ Mbol = -4 と -5。輻射補正は天の川バルジの巨星に対する Frogel/Whitford 1987。
図１４．バルジ１（白四角）とバルジ２（黒四角）の(J-H, H-K) 図。K < 18 のみ 使用して分散を小さくし、前景赤化は補正した。実線＝太陽近傍巨星（Bessell/Brett 1988）。破線＝ LMC/SMC の長周期変光星 (Wood et al 1983)。点線＝ 47 Tuc の変光星 V1, V2, V3 が占める領域 (Frogel et al 1981)。
図１６．実線＝バルジ１とバルジ２の K 光度関数を Stephens et al 2003 の 光度関数、破線＝ F1, 一点鎖線＝ F 174, 点線＝ F 177、と比較。r-表面輝度 で規格化した。