HST/ACS によりアンドロメダ銀河の深い撮像を行った。色等級図を球状星団で
較正した等時線のグリッドと比較して、星形成史を再構成した。各領域で、
長く続く星形成が示された。多くの星が 10 Gyr より若いが 4 Gyr より若い星は
少ない。
楕円体の中間年齢、高メタル種族の説明として提出された、円盤星の寄与が大きい
とかストリーム星がたまたま紛れ込んだという説明は疑わしい。この種族は元々
内側楕円体に固有である可能性が高い。
図１．RGB 星星数マップ(Ferguson et al 2002).箱＝３箇所の観測領域。
図３．楕円体フィールド 30" × 30" 、F606W + F814W 合成。黄色四角＝ MSTO 星、mF814W = 29 mag, mF606W - mF814W = -0.45 mag である。MSTO より暗い星まで検出されていることが明らかである。 この図はどんな天体が移っているかを示すためのもので、銀河系前景の明るい星、 背景の銀河などが混ざっている。大部分はアンドロメダの星である。
図５．上：仮想的種族合成のメタル量と年齢のぶんぷ。下：各要素に同じ 数の星を与えて作ったヘス図。
図７．上段：（左）楕円体、（中）ストリームー25%分の楕円体、 （右）円盤ー３３％分の楕円体のヘス図。25%, 33% は図２の速度分布から決めた。 箱は比較用カット。
下段：箱内の数を揃えてからの分布関数。青＝楕円体、緑＝ストリーム、 赤=円盤。円盤ＲＧＢは赤く、高メタルを示す。円盤の水平枝はレッドクランプに 集まり若い年齢と高メタルを示す。MSTO の上の強い吹き上げも若い年齢を示唆する。
図９．楕円体ベストフィットの年齢とメタルの分布。丸の面積は夫々の 等時線に属する星の数に比例する。
(8-14 Gyr を図のように分解できるのは 驚き。結論は確実か？)
図１１．楕円体フィットの初期パラメターをランダムに取って結果を比較。
図１３．ストリームベストフィットの年齢とメタルの分布。
図１５．上：黄色＝ストリーム。楕円体星形成史でのモデル。 (図１０の青と同じはずだが、違って見える。)
下：黄色＝ストリーム。青＝楕円体とストリームを同時にフィットさせたモデル。 観測とモデルとの差。
どちらも残差が大きいことはストリームと楕円体が異なる種族であることを示す。
図１７．ストリーム（上）に図９の楕円体成分が 25% 混入しているとして除去した 後（下）のベストフィット。
図１９．上：黄色＝円盤ヘス図。青＝ベストフィット。右＝残差。
下：ベストフィットからの人工ＣＭＤに対する同じ操作。
図２１．連星、IMF, α元素の超過、距離、赤化 の色々な変化に対する 星形成史の応答。
図２３．上：33% 楕円体成分除去後の M31 外辺円盤の年齢・メタル分布。
中：太陽近傍厚い円盤の年齢・メタル分布。白四角＝測光。黒四角＝分光。 伊吹山、有本 2002
下：太陽近傍薄い円盤の年齢・メタル分布。白丸＝測光。黒丸＝分光。 伊吹山、有本 2002
内側楕円体の大きく乱れた構造は、外側ハローの低メタルで圧力支持構造 とは明らかに異なる。ストリームと楕円体種族は似ているが、ストリーム年齢の 方が1 Gyr 若い。類似性は内側楕円体がストリーム母銀河か類似天体から剥が された星で強く汚染されていることを示す。円盤種族は若く高メタルだが、 太陽近傍ほどは若くない。その代わり、外側円盤は 4 - 8 Gyr の星が 支配的で、銀河系円盤と似ている。円盤データは 10 Gyr より古い星が 主要種族と言う考えとは相いれず、実際 10 Gyr より古い星はフィットに 必要としない。
図２．観測３領域の（上）速度分布と（下）ヘス図。
（左）楕円体の速度分布はアンドロメダ銀河系統速度（破線）の回りに幅広 (σ∼80 km/s)の広がりを示す。円盤、ストリームからの寄与は見えない。
（中）ストリーム領域には二つの冷たい(σ∼15 km/s)成分が見える。 一つは銀河背後から落ち込んでくる流れ、もう一つはそれより巾広い楕円体成分で 約２５％を占める。
（下）円盤は回転運動で赤方にずれた狭い円盤成分と約３３％を占める幅広の 楕円体成分からなる。
楕円体とストリームのヘス図は良く似ている。円盤は若い種族が加わり、赤色巨星枝 は高メタルのため赤い。
どのヘス図も MSTO より上に延びているのは中間年齢種族 なのか？
図４．上段：（左）楕円体、（中）ストリーム、（右）円盤のヘス図。線は球状星団。 左から、M92([Fe/H]=-2.14, t=14.5Gyr), NGC6752(-1.54, 14.5), 47 Tuc(-0.70, 12.5), NGC 5927(-0.37, 12.5), NGC 6528(+0.00, 12.5), NGC6791(+0.30, 9.0).
下段：同じだが、モデル等時線と比べた。黄色：[Fe/H] = -2。桃色：[Fe/H] = -1。 水色：[Fe/H] = 0。年齢は左から 3, 8, 13 Gyr.
明らかに、高齢種族(>10Gyr)は低メタル（[Fe/H]≤-1)）であり、高メタル （[Fe/H]>-1)）の大部分は中間年齢(6-8 Gyr) である。
(と書いてあるがどう見るとそうなるのか？)
図６．上段：（左）楕円体完全な深さまで、（中）ストリーム、（右）円盤のヘス図。 NGC 104 の尾根線を参考に付けた。 下段：（左）楕円体他と同じ深さまで、（中）数を揃えてから、ストリームー楕円体。 赤色巨星枝と水平枝は殆ど同じ。ストリーム主系列の方が明るく青い方まで延びる。 （右）数を揃えてから、円盤ー楕円体。円盤の水平枝が少し明るいレッドクランプに 縮退している。高メタルで若いことを示す。MSTO の上の吹き上げは楕円体より強い。
図８．StarFish フィッティング(Harris/Zaritsky 2001)に使用した等時線。 細かいグリッドは合成ＣＭＤに人工的ムラムラを生じない為。ただし、 フィッティングの際のパラメターの数を減らすため、それらは図のボックス内 で固定されている。
図１０．上：黄色＝楕円体ＣＭＤ.青=ベストフィットＣＭＤ。右=両者の差。 下：黄色＝ベストフィットモデルから作った人工モデル。青＝そのフィット。
図１２．楕円体。図１１と同じだが、上段は t < 10 Gyr 等時線のみ、 下段は t > 10 Gyr のみを使用。どちらのフィットも不十分である。
図１４．ストリーム。図１０と同じ事をした。
図１６．楕円体とストリームを同時にフィットした時のベスト解。 図９と図１３の中間にあることが判る。
図１８．円盤データへのベストフィット。
図２０．（上）楕円体成分を含んだままの星形成史。（下）33% の楕円体成分を 除去した後の星形成史。
図２２．灰色＝楕円体（上）、ストリーム（中）、円盤（下）の星形成史。 黒線丸＝比較用の楕円体。