CFHT/Mrgacam により M 31 円盤南側 1 deg2 を観測した。ここは Battinelli et al 2003 が約千個の炭素星を発見した所である。M31 外側領域は これまで探査が行われていなかったが、我々はここに 361 の炭素星を発見した。 それらの測光値は既知の炭素星と類似しており、銀河中心距離に応じて僅かに 暗くなって行く。SLOAN g', r', i' フィルターは (CN - TiO) 法と比べて同じ くらいに使える方法であることが判った。
図１．点線四角＝ Megacam 観測領域。実線四角＝ Battinelli et al 2003 観測領域。座標は M 31 中心が原点。
図３．二色図。
図５．炭素星のカラー分布。
図７．(CN - TiO) 指数から決めた 245 炭素星の二色図。実線＝ Margon et al 2002 による炭素星領域。破線＝我々の採用した区画。
図９．カラーリミットを変えて決めた C-型星と M-型星の比の変化。M-型星の数が カラーの限界値により大きく変化することに注意。
図１１．採用したカラー基準を満たす 463 炭素星の光度関数。
図１３．C/M3+ 比（楕円環で平均）の変化
低温炭素星の (g' - r') カラーはとても赤く、暗い系外 銀河炭素星の観測には実行不可能なほど長時間の露出が必要なことが判った。この ため SLOAN 法を数 Mpc の遠方にまで広げることはやや困難である。われわれの一様 な探査は中心距離 35 kpc に円盤の縁を見出した。炭素星で代表される中間年齢種族 は 40 kpc まで広がっている。
図２．色等級図。実線＝本文に述べた限界等級。
図４．二つのデータセット間で同定された 8000 星の等級とカラーの比較。
（上）i' 等級は I 等級より少し暗い。（下）福来その他 1996 関係。
図６．既知炭素星 644 個を Megacam ファイルの炭素星 245 個と比較。
図８．図３の拡大。 flag = 0 の星のみ。破線＝図７の炭素星区画。
図１０．カラーリミットによる NC/(NC + NM) の変化。破線＝ the percentage of the 245 C star retained (意味が？)
図１２．（上）炭素星の表面密度。（下） i' >: (?) 17.5 の星の表面密度。
図１４．炭素星の光度とカラーの分布。