M31 の主に若く(∼ 108 yr, 重い(∼ 104.5 Mo 星団 23 個の表面輝度分布を HST/WFPC2 で観測した。星団の半光度半径 = 7 pc, 溶解時間 = 数 Gyr であった。M31 の性質はマゼラン雲の似た年齢の星団と同じよう である。星団シミュレーションの結果を用いて統計的な星団半径を半光度半径へ変換する 式を導いた。それにより、系外銀河の星団を銀河系の若い星団と比べられるように
図２．半光度半径と光度の関係。
図４．集中度指数、中心表面輝度、中心密度と星団質量の関係。
図６．溶解時間と年齢。
図８．星団基本平面の投影。
なった。（？）M31 の若い星団は数 Gyr 以内に溶解すると期待され、それらが 古い球状星団になることはなさそうである。しかし、それらは同じ基本平面関係に 載っている。もし速度分散観測でこれが確認されると、それは星団の基本平面 関係が一般的な星団形成条件を反映していることになるだろう。
図１．M31 星団の表面輝度プロファイル。実線＝ベストフィットモデル。 各星団は左右二つのパネルで表示される。（左）＝ F555W, （右）＝F814W。 名前の後ろにアステリスクが付いているのは古い星団を意味する。
図３．集中度指数、中心輝度、半光度半径の関係。
図５．若い星団の年齢とサイズ。四角＝M31。三角＝マゼラン雲。丸＝ 銀河系。
図７．星団構造パラメターと質量の関係。黒四角＝M31若い星団,灰四角＝ M31古い星団。 白四角＝M31 古い星団。三角＝マゼラン雲
図９．最上段＝観測。第２段＝モデル星団（１）。第３段＝モデル星団（２）。 最下段＝モデル星団（３）。