M31 短軸及び軸外れで 3500 個の赤色巨星候補の Ca 三重線を DEIMOS で
撮った。これらのデータは中心から 160 kpc にまで及んでいる。視線速度
は運動学的に冷たい副構造が 17 kpc に割っていることを示した。
我々はノイズの高い Ca II 三重線スペクトルからメタル量を決める方法を
改良した。それは個々のラインを重み付き加算することである。こうして
S/N = 5 のスペクトルから 0.3 dex 精度でメタル量を決めた。その結果、
以前よりもさらに強いメタル量勾配が短軸に沿って、特に外側ハローにまで
存在することが判った。外側ハローではメタル量は -2 dex にまで低下する。
個々の星では -2.6 dex のものさえあった。
図１a．背景はIrwin の星計数マップ。赤四角＝内側フィールドの観測領域。 青四角＝ Brown et al 2003 - 2007 の HST フィールド。二本の実線＝図14-16 に 示すメタル量折れ曲がりが生じた領域。この遷移は星計数マップ上で円盤に乱れが 起きている部分の縁に一致する。
図２．（上）前景矮星。（下）M31 赤色巨星スペクトル例。各枠内で、 （上）低い S/N(∼ 6, 8)では視線速度と CaT メタル量をやっと決められる。 （下）高い S/N(∼ 120、20 )。 （左）重力効果の強い Na D 線。（右）CaT
図３．M31 巨星、MW 矮星、背景銀河に分けた色等級図。
図５．（左）M31 からの投影距離 160 kpc における Besancon モデルによる銀河 系矮星のカラー・速度分布。（右）速度分布
図６．CaT 線の足し算の例。左＝球状星団の高 S/N スペクトル。右＝ M31 の巨星。 下の破線＝ Penny モデル。
図８．エラー分布。
図１０．森,Rich 2008 による多体計算の 1 Gyr での例。各枠は成分を別々に 表示している。左上＝降着銀河。右上＝円盤＋バルジ。左下＝ハロー。右下＝円盤、 バルジ、降着銀河。
図１２．短軸に沿っての視線速度の分布。（左）半径 40 kpc 以内の分光天体全て、 前景星も含む。（右）前景星除去後。等高線はシミュレーションの結果。
図１４．（左）分光メタル量と視線速度。（右） 40 kpc 以内の星のメタル量と距離。
図１６．平均メタル量の距離変化。（上）短軸に沿って。（下）軸外れ。
図１８．合成スペクトル。
この様な低メタルハローが M31 で検出されたのは初めてである。内側楕円体
付近では 20 kpc で 0.5 dex の急な低下を見出した。これは拡張された円盤の
縁に相当する。これは以前に星計数マップから言われていた。最も遠い所で
検出した赤色巨星の多くは M33 の重なったハローのメンバーであろう。
視線速度の観測を N 体計算と比較すると、ジャイアントストリームを作り出した
事件からは内側ハローは形成されそうにない。ストリームのメタル量分布は
内側ハローと異なる。従って、ジャイアントストリームや外側ハローを作り出した
事件からは内側ハローに十分な物質が供給されることはなかった。これらの事実は
M31 の外側、内側ハローの形成には大量の降着がストカスティックに起こったこと
を示す。
図1b．全データセットの配置。図1a は内側に相当。図の上の数値は投影距離。マスクの 色はメタル量を表わす。黒菱形＝ストリーム(Kalirai et al 2006) 丸＝ HST フィールド。 破線楕円＝ Ibata et al 2007 が見つけた tangential stream の位置。
図３. M31 巨星の色等級図。CaT[Fe/H] で色分けされている。参考線は Girardi et al 2002 の 12.7 Gyr, [Fe/H] = -2.3, -1.7, -1.4, -1.0, -0.5, 0.01.
（分光メタルと測光メタルのどっちが信じられるのだろう？）
図４．矮星と赤色巨星の分離に使うパラメター：Na Ｄ線等値幅、 V-i' カラー、 視線速度に対する相対確率分布。破線＝経験的分布。それぞれは重なりが大きいが 組み合わせると矮星を効果的に除去できる。右下＝巨星対矮星比率の距離 変化。
図７．左：較正用星団データ(FLAMES:Koch et al2006) の加算等値幅対水平枝との 等級差。右：同じ星団星のメタル量を Carretta/Gratton 1997 スケールで表わしたもの。 W' = ⟨&Sigama;W⟩ + 0.55(V - VHB), [Fe/H] = -2.90 + 0.45 W' が使用した式。
図９．分光メタルと測光メタルの対比。バツ＝矮星。黒丸＝巨星。
図１１．短軸に沿っての視線速度の分布。（上） 35 kpc 以内での観測データ。 （下）シミュレーション降着銀河粒子の分布。
図１３．速度ヒストグラムの距離による変化。実線＝観測。灰色＝シミュレーション。
図１５．メタル量勾配。（左上）TiO (7100A) 強度の距離変化。黒点＝巨星。赤点＝ 矮星。黒点の方には勾配が認められるがやや曖昧。（右上）実線＝巨星の分光メタル 量の変化。はっきりと勾配が認められる。灰色＝矮星。（下）[Fe/H] 分布。
図１７．メタル量によるスペクトルの変化。（左） Fe （右）CaT.ΣW は 2.4 から 7.8 A へと変わる。
図１９．ハロー最外側での巨星のメタル量と速度。M31 中心速度 -300 km/s と M33 中心速度 -180 km/s に集中が見られる。