SPLASH サーベイで得られた M31 の潮汐デブリでの DEIMOS スペクトルの解析
結果を示す。視線速度から運動学的に冷たい成分を副構造メンバーとしてより分けた。
副構造は周囲の運動学的に高温のフィールド星より高メタルであることが判った。
各フィールドで、運動学的に分けられた成分の平均メタル量と表面輝度を導いた。
その結果、高輝度の成分は高メタルという相関が見出された。
宇宙論の進化モデルの中で恒星ハローの形成をシミュレートしてみると、先の
傾向は矮小銀河の質量・メタル関係から来ていることが判った。同じ表面輝度でも
メタル量にかなりの分散がデータに見られるが、それはタイム効果つまり、ストリーム
母銀河がハローに降着して以来の時間がばらついているからである。
このような筋書きだと、α 超過と表面輝度の間に相関があるはずである。
この関係は母銀河がハローに降着する時間が様々になるために生じるはずである。
こうして、α 元素の超過、メタル量、表面輝度から母銀河の光度、いつ
降着したかを再構築することが可能となる。
図１．（上）視線速度と[Fe/H]関係。（下）視線速度ぶんぷ。斜線と白丸は M31 赤色巨星。バツと白ヒストグラムは MW 矮星。運動学的に冷たい成分が より高メタルであることが判る。
図３．図２と同じだが、M31 分光サーベイデータ全て。黒丸＝運動学的に 同定された副構造。白三角＝副構造のない所。四角＝星数が 10 以下。 大きい黒丸＝副構造あり領域の平均。大きい三角ない所の平均。 副構造は平均して高メタルである。 破線＝表面輝度観測下限。
図５．BJ2005 によるシミュレーションの結果。右＝表面輝度対メタル量。 左＝表面輝度対α超過。（上）母銀河を光度で区分。黒＝106Lo 以下。 赤＝106Lo - 107Lo。青＝107Lo - 108Lo。 黄色=108Lo - 109Lo。
（下）＝（多分、降着からの経過）時間で分けた。紫＝ 3 - 6 Gyr, シアン＝ 6 - 9 Gyr, 橙＝ 9 - 12 Gyr
左は矮小銀河の質量・メタル関係を反映している。右はα 元素の時間依存性を 表わしている。
図２．運動学成分の表面輝度とメタル量の関係。黒丸＝冷たい成分。GSS と 考えられる。黒三角＝ GSS と未確認の冷たい成分。白四角＝熱い成分。
五角形＝冷たい成分を表面輝度 μ = 29 mag arcsec-2 で２分し それぞれで平均を取ったもの。高表面輝度が高メタル。冷たい成分が高メタル。
図４．BJ2005 によるシミュレーションの結果。（上）表面輝度マップ。 （中）メタル量マップ。（下）α 元素超過マップ。
各マップは 300 × 300 kpc。
図６．