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ジャイアントサザンストリーム ： 母銀河の質量、時期、回転への拘束 |
Fardal, Guhathakurta, Gilbert, Babul, Dodge, Weinberg, Lu 2009 ASPC 419, 118 - 122 |
アブス | グラフ | |
| M31 と M33 楕円体の星形成史 |
Brown 2009 ASPC 419, 110 - 117 |
アブス | グラフ | |
| M31 と M32 の星が混在する領域での中間年齢星団 |
Rudenko, Worthey, Mateo 2009 AJ 138, 1985 - 1989 |
アブス | グラフ | |
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HST/WFPC2 による M31 明るく若い星団の観測 III. 構造パラメター |
Barmby, Perina, Bellazzini, Cohen, Hodge, Huchra, Kissler, Puzia 2009 AJ 138, 1667 - 1680 |
アブス | グラフ | |
| M31 の HI 運動学 |
Chemin,Carignan, Foster 2009 ApJ 705, 1395 - 1415 |
アブス | グラフ | |
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SPLASH サーベイ：ジャイアントサザンストリームの分光的な姿。 |
Gilbert, Guhathakurta, Kollipara, Beaton, Geha,Kalirai,Kirby,
Majewski,Pattterson 2009 ApJ 705, 1275 - 1297 |
アブス | グラフ | |
| PAndAS' CUBS: アンドロメダと三角座銀河周辺の矮小銀河二つの発見。 |
Martin, McConnachie, Irwin, Widrow, Ferguson, Ibata, Dubinski, Chapman,
Fardal, Lewis, Navarro. Rich 2009 ApJ 705, 758 - 765 |
アブス | グラフ | |
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M31 の性質１．ダスト。基本的性質と年齢依存ダスト加熱。 |
Montalto, Seitz, Riffeser, Hopp, Lee, Schonrich 2009 AA 507, 283 - 300 |
アブス | グラフ | |
| M31 ハロー背後の紫外で明るい天体の探査 |
Fittingoff, Prochaska, Kalirai, Strader, Guhathakurta, Kaplan 2009 MN |
アブス | ||
| アンドロメダ銀河の球状星団 B 514 内の変光星 |
Clementini, Contreras, Federich, Cacciari, Berighi, Smith, Catelan,
Pecci, Marconi, Kinemuchi, Pritzi 2009 ApJ 704, L103 - L107 |
アブス | グラフ | |
| M31 円盤のコンパクト星団 |
Vansevicius, 小平、Narbutis, Stonkute, Bridzius, Deveikis, Semionov 2009 ApJ 703, 1872 - 1883 |
アブス | グラフ | |
| 天の川銀河とアンドロメダ銀河：二盤物語 |
Yin, Hou, Prantzos, Boissier, Chang, Shen, Zhang 2009 AA 505, 497 - 508 |
アブス | グラフ | |
| 広眺望サーベイで見つかった銀河形成の残骸 |
McConnachie, Irwin, Ibata, Dubinski, Widrow, Martin, Cote, Dotter,
Navarro, Ferguson, Puzia, Lewis,Babul, Barmby, Bienayme, Chapman, Cockcroft,
Collins, Fardal, Harris, Huxor, Mackey, Penarrubia, Rich, Richer, Siebert,
Tanvir, Valls-Gabaud, Venn 2009 Nature 461, 66 - |
アブス | グラフ | |
| M31 渦状腕に見つかった構造 |
Efremov 2009 arXiv.0909.4740 |
アブス | グラフ | |
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アンドロメダの六箇所での深い可視測光 |
Brown, Smith, Ferguson, Guhathakurta, Kalirai, Kimble, Renzini, Rich,
Sweigart, VandenBerg 2009 ApJS 184, 152 - 157 |
アブス | グラフ | |
| M31 星形成域の紫外線観測 |
Kang, Luciana, Soo-Chang 2009 ApJ 703, 614 - 627 |
アブス | グラフ | |
| アンドロメダ銀河の黄色超巨星 |
Drout, Massey, Meynet, Tokarz, Caldwell 2009 ApJ 703, 441 - 460 |
アブス | グラフ | |
| アンドロメダ銀河の赤色超巨星 |
Massey, Silva, Levesque, Plez, Olsen, Clayton, Meynet, Maeder 2009 ApJ 703, 420 - 440 |
アブス | グラフ | |
| M31 明るく若い星団の HST/WFPC サーベイ |
Hodge, Krienke, Bellazzini, Perina,
Barmby, Cohen, Puzia, Strader 2009 AJ 138, 770 - 779 |
アブス | グラフ | |
| M31 のマージャー史を探る。(NAOA プロポーザル） |
Beaton, Majewski, Patterson, Guhathakurta, Bullock,nKalirai, Gilbert 2009 NOAO Proposal 2009B-0550 |
アブス | ||
| M31 ダークマスの直接測定。 |
McConnachie, Chapman, Ibata, Rich, Irwin, Fardal, Dubinski, Penarrubia,
Widrow, Ferguson 2009 NOAO Proposal 2009B-0104 |
アブス | ||
| 銀河系とアンドロメダの質量比。 |
Baiesi 2009 MN 397, 1990 - 1994 |
アブス | グラフ | |
| 恒星ハローでの高メタルストリーム： M31 副構造と ΛCDM モデルの比較。 |
Gilbert, Font, Johnston, Guhathakurta 2009 ApJ 701, 776 - 786 |
アブス | グラフ | |
| M31 の中心核環境。 |
Zhiyuan, Wang, Wakker 2009 MN 397, 148 - 163 |
アブス | グラフ | |
| 非一様な M31 ハローの HST/ACS 観測。 |
Richardson, Ferguson, Mackey, Irwin, Chapman, Huxor,
Ibata, Lewis, Tanvir 2009 MN 396, 1842 - 1850 |
アブス | グラフ | |
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アンドロメダハロー中の広がった星団 EC4 の分光観測 |
Collins, Chapman, Irwin, Ibata, Martin, Ferguson, Huxor, Lewis, Mackey,
McConnachie, Tanvir 2009, MN 396, 1619 - 1628 |
アブス | グラフ | |
| アンドロメダシステムの変光星（HST プロポーザル） |
Sarajedini 2009 HST/Proposal 12153 |
アブス | ||
| アンドロメダ-三角座銀河系の眺望観測 I - XII（HST プロポーザル） |
Dalcanton 2009 HST Proposal 12055-12116 |
アブス | ||
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M31 楕円体 2 領域内の RR Lyr 変光星。 |
Sarajedini, Mancone, Lauer, Dressler, Freedman, Trager, Grillmair,
Michell 2009 AJ 138, 184 - 195 |
アブス | グラフ | |
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M31 の広域高分解能 HI モザイク I. 不透明原子ガスと星形成率密度。 |
Braun, Thilker, Walterbos, Corbelli 2009 ApJ 695, 937 - 953 |
アブス | グラフ | |
| M31 内の若く明るい星団の HST/WEPC2 サーベイI. VdB0 |
Perina, Barmby, Beasley, Bellazzini, Brodie, Burnstein, Cohen, Federici,
Fusu Pecci, Galleti, Hodge, Huchra, Kissler-Patig, Puzia, Strader 2009 AA 494, 933 - 948 |
アブス | グラフ | |
| M31 星団 I. 若い星団のカタログと性質。 |
Caldwell, Harding, Morrison, Rose, Schiavon, Kriessle 2009 AJ 137, 94 - 110 |
アブス | グラフ |
| ジャイアントサザンストリームのＮ体シミュレーションから、 1 Gyr より若い昔の 大きな衛星銀河の破壊が原因と判明した。M31 ハローの他のデブリはその時の残骸 である。ストリームは母銀河の星のかなりをハロー外辺部に注入している。これは 銀河ハローの形成が現在演じられている姿である。 |
回転モデルの方が球形モデルよりもストリーム構造に上手く合う。これは母銀河
に対する新たな拘束条件である。シミュレーションのベイジアン標本抽出から
母銀河質量として M = (3.5 ±0.5) 109 Mo を得た。この値は
局所群衛星銀河の中でも最大の一つである。その軌道位相は破壊後 1.1±0.1
radial period である。これは M31 円盤の北東部に無傷の残留天体を示唆する。
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M33 と M31 楕円体の星形成史をレビューする。M33 には古典的なバルジが存在せず、
その代わり、様々な年齢の星からなる小さな中心核領域を有する。M33 ハローの
星形成史に対しては僅かな観測的制限しか掛けられていない。しかし、ハロー球状
星団の総スペクトルは 5 - 7 Gyr という広い範囲の年齢巾を示す。 （個々の星団でか、星団系でかは不明） 一方ハローにおける RR Lyr の存在はより古い種族が含まれることも示唆する。 M33 の深い測光から M33 ハローの詳しい星形成史を考察することは可能であるが、 これはまだなされていない。 |
M31 は伝統的なバルジを有して、明らかに 10 Gyr より古い種族が支配的である。
M31 ハローの深い測光から、古い低メタル星と共に高メタルで若い種族にまで及ぶ
広い年齢巾の星がかなり含まれていることが判っている。明らかにこれは激しい
マージャーが過去にあったことを物語る。
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| HST/ACS により M31/M32 領域を観測し星団が存在するかどうかを探った。 M31 と M32 の星が混在する領域に二つの中間年齢星団候補を発見した。 |
一つは 200 Myr で 400 Mo、もう一つは 1 Gyr で 8 104 Mo で
ある。他にも幾つかの星団候補が見つかったが、その恒星種族はフィールド星
と似て古く、やや低メタルであった。
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| 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 |
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。
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ドミニオン電波干渉計（９ｍｘ７台）により 21 cm サーベイを行った。回転曲線を
38 kpc まで求めた。中心付近に 340 km/s ピーク、4 kpc 付近で 202 km/s のへこみ、
２個所で 264 km/s, 230 km/s の平坦部、周辺部で 275 km/s へ増加という特徴が
あった。最内側を除くと、ガス回転の軸対称性は非常に良い。HI 円盤の非常に強い
ワープが明らかである。中心領域の軌道傾斜角は円盤の平均値 74 度より小さく、
外側領域はより傾いている。 &Lambda+CDM NFW に基づく質量分布は回転曲線を上手く再現しなかった。 |
38 kpc 以内の M31 質量は 4.7±0.5 × 1012 Mo である。
この半径内ではダークマターの質量はバリオンマターの約 4 倍ある。観測スペ
クトルの特徴は非常に複雑である。各点で多い時には 5 つの速度成分が見られた。
このようなことは他の銀河ではめったに見られない。新しく発見された特徴は
外側での腕と複数の薄い HI スパーである。これらのスパーと星の固まりとの
関係の証拠がある。外側腕は 32 kpc の長さで、銀河本体の遥かに外側に位置し、
銀河の反対側には対応する腕の特徴が見られない。その運動学は明らかに周囲の
外側円盤と異なる。これらの特徴は NGC 205 のような伴銀河との潮汐作用に
よるものかも知れない。
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ジャイアントサザンストリーム (GSS) は比較的高メタルで高表面輝度のコア
と低メタル、低輝度のエンベロープとから成る。GSS 6 領域、内 4 つは新しく、
2 つは撮り直し、と、南東短軸上 R = 60 kpc にあるストリーム C で 1 領域、
計 7 領域で赤色巨星の分光を行った。これらデータは現在、Keck/DEIMOS
を使って進行中の SPLASH
(Spectroscopic and Photometric Landscape od Andromeda's Stellar Halo )
サーベイの一部である。 我々は R = 17 kpc という最も内側のコアを提示する。そこには R = 21 kpc での GSS コアで見られた運動学的に低温の第２成分が連続していた。 GSS と第２成分の速度勾配は &Delata;R = 7 kpc に渡って平行であった。 これは GSS 星の視線速度が分岐していることを示唆する。 |
我々は GSS エンベロープ内、R = 58 kpc の所に運動学的に副構造を発見した。
視線速度で帰属を決めたサンプルから、エンベロープデブリはコアよりも 0.7 dex
低メタルで、速度分散は大きいことが判った。 GSS は衛星銀河 And I の領域にも
見つかった。この領域の GSS 星はコアと同じメタル量である。 ストリーム C では以前発見した二つの運動成分を確認した。夫々の速度分散 は 10 と 4 km/s である。これらは、母天体の制約に有用である。 グラフへ 一覧へ |
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M31, M33 の周辺に新しい二つの矮小銀河 And XXI, And XXII を発見した。この
発見は CFHT に搭載した Megaprime/MegaCam Wide-Field Camera を使用した Pan-Andromeda
Archaelogical Survey (M31/M33 グループの測光サーベイ) の第一年目のデータ
からの成果である。 色等級図からどちらの銀河も [Fe/H] = -1.8 である。And XXI は Mv = -9.9±0.6 だが、表面輝度が低い。半光度半径は 1kpc で、And XIX, And II, Sagitarius に 次いで局所群の矮小楕円銀河の中で４番目に大きい。 |
And XXII は Mv = -6.5±0.8 と暗く、M33 の近傍に位置する。これは
M31 の最初の衛星銀河かもしれない。これは、過去の M31 と M33 の遭遇時に
衛星銀河群がたどった運命を考えると極めて興味深い発見である。しかし、
距離の正確な決定までは And XXII が M33 に実際に近いかどうかを決めるには
まだ早い。 過去に見つかったものと合わせると、M31 周辺の矮小銀河の数はこれで 20 と なった。 グラフへ 一覧へ |
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目的：Spitzer 観測と新しいダストモデルを使って、M31 のダスト分布とその特性を
調べた。その結果を GALEX FUV, NUV, SDSS に適用してダスト加熱過程の年齢
依存性を導いた。 方法：Spitzer IRAC/MIPS マップの位置を合わせ、ダスト輻射モデルと比較した。 そこから、ダスト質量、輻射場強度、PAH の量を導く。赤外総輻射量(TIR) を 可視、UV カラーの関数として解析し、年齢依存ダスト加熱モデルと予想と比較した。 結果：M31 では冷たいダストの輻射が赤外スペクトルで支配的であることが判った。 ダストを加熱する平均輻射場は弱く, U < 2 である。ここに U = 1 は太陽近傍。 サブミリ観測が欠けているためダスト量への制限は強くないが Mdust> > 1.1 × 107 Mo である。 |
ベストフィットモデルから得た値はMdust> ∼ 7.6 ×
107 Mo である。これは HI, CO 観測からの予測とよく合っている。
渦-リングではダストの 3% がPAH であった。 M31 の円盤全般で 670 pc 領域での UV と可視のカラーは TIR/UV 比と相関する。しかし、それは爆発的星形成銀河での 赤外超過と紫外スペクトル型との関係、IRX-β 関係、からずれている。 特に、赤い領域では固定したカラーに対して TIR/FUV 比が低下する。ダスト加熱 の年齢依存性のモデルの予想を考慮すると、10 kpc リングをまたぐ 83 % の領域で ダストが吸収したエネルギーの 50 % 以上が λ > 4000 A の輻射であり、 従って M31 ダストは星形成リング上でさえも、主に数 Gyr 以上の古い星により 加熱されている。減光は 10 koc でピークに達し、内側の減少の方が外側よりも 急である。最後に減光マップを 6" (100 pc)ピクセルで作成した。 グラフへ 一覧へ |
| 現在 GALEX により M31 ハロー背後の紫外で明るい天体の探査が進行中である。 46 ポインティングで 50 deg2 が観測された。KPNO 0.9 m WIYN 望遠鏡 による R バンド画像と照合した。 |
100 個のクエサー候補が見つかり、リック 3 m 望遠鏡で 76 個のスペクトルを
取得した。その結果、 30 の AGN とクエサー、29 の銀河、16 の銀河系星が
同定された。将来 UV 分光によりこれらの光源を使って M31 ハローの拡散ガスの
観測が可能となるだろう。 一覧へ |
| 低メタル([Fe/H] ∼ -1.95) 球状星団 B 514 に多数の RR Lyr を発見した。 観測は HST/ACS で行われた。89 RR Lyr のうち、82 は基本振動 RRab, 7 個は 第１倍音 RRc 振動であった。平均周期は ⟨ Pc ⟩ = 0.58 days, ⟨ Pc ⟩ = 0.35 days であった。 |
それらの周期-振幅図上の位置はこの星団が Oosterhoff I 型であることを示唆
する。これは、銀河系低メタル球状星団が Oosterhoff II 型であることと反する。
RR Lyr 見かけ平均等級は ⟨ V(RR) ⟩ = 25.18±0.02 である。
赤化に E(B-V) = 0.07±0.02 を適用し、前に述べたメタル量に対する
Mv = 0.44±0.05 を使うと、(m-M)o = 24.52±0.08 を得る。
これは LMC の(m-M)o = 18.52 に基づいていることを注意する。
グラフへ 一覧へ |
| すばる S-Cam の M31 円盤南西部 17'.5 × 28'.5 画像上でコンパクト (サイズ ≤ 3") 星団の探査を行った。局所群銀河探査（Local Group Galaxies Survey）の UBVRI 画像から 285 星団候補の測光を行った。星団の可能性が高い 238 個は典型的な半光度半径 rh = 1.5 pc である。 |
簡単な恒星種族モデルを使い、多色画像に基づいて、星団のパラメターを求めた。
星団の年齢は 5 Myr (24 μm と Hα 放射を伴う) から
10 Gyr (球状星団候補) まで広い範囲に及んでいる。質量範囲は log(M/Mo) =
3.0 - 4.3 で、ピークは M = 4000 Mo 付近である。中間質量星団の典型的
年齢は 30 Myr - 3 Gyr で、70 Myr に強いピークを持つ。これらは M31 に
銀河系では少ない中間質量星団が多数存在することを示唆する。
グラフへ 一覧へ |
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目的：天の川銀河円盤とアンドロメダ銀河円盤の化学進化を研究した。共通の
性質と違う点を摘出した。 方法：M31 の星形成率、ガスプロファイル、メタル量分布などの観測データを 用い、円盤スケール長で規格化した分布で比べると二つの銀河は良く似ている ことが判った。これは両者を共通の枠組みで記述する可能性を示唆する。 結果：星のプロファイル、ガスの割り合い、メタル量がどちらも我々のモデル で記述できる。ただし、M31 の星形成効率が天の川の２倍である必要がある。 |
M31 の星形成率プロファイルは Kennicut-Schmidt law とは合わない。これらの
不一致の原因は M31 では近い過去に激しい星形成が起きたことであろう。これは
2 億年前に近くの銀河、多分 M32 と正面衝突したという仮説とよく合う。 結論：天の川は静謐な進化を遂げてきたので単純なモデルで記述される。M31 には銀河間相互作用を含むより複雑なモデルが必要である。こちらの方が一般の 渦状銀河の記述にはふさわしい。 グラフへ 一覧へ |
| ヒエラルキカル宇宙モデルでは銀河はより小さい銀河の絶え間ない降着により 成長する。それらの潮汐分解は銀河周辺に緩く結合した星の群れを作り出す。 その広がりは円盤半径の 10 - 100 倍に及ぶ。これら残骸の数、光度、形態は 銀河形成史に重要な手掛かりを与える。しかし、残骸が 暗く、広がりが大きいため、十分なサーベイは難しい。 |
ここで、M31 の大きな展望を与えるサーベイを報告する。我々は星と、
つながりのある構造を検出したが、それは M31 の潮汐作用によって
破壊された矮小銀河の残骸である。それらのまだ生存している対応天体
の捜査から、Mv < -6 より明るい M31 の残骸の 3/4 はまだ未発見で
あることを示唆する。最大の伴銀河 M33 のまわりには星の構造体が見え、
最近 M31 と遭遇したことをうかがわせる。この銀河構造の大きな眺めは
階層的な銀河形成モデルの考えを直接確認するものであり、 その絶え間
ない成長を M31 と M33 が共有していることを物語る。
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M31 の北西腕に驚くべき規則性が見つかった。恒星複合体が 1.2 kpc おきに
並んでいて、その大きさも 0.6 kpc と揃っている。このパターンは Beck et al
1989 が強い規則的な磁場を検出した腕領域で、磁場パターンの間隔は恒星
集団間隔の２倍であった。その上、恒星複合体の位置は大抵、波状の磁場が最も強く
なるところであった。この複合体の内部には幾つかの電離域が存在する。複合体
自身はダスト・ガスレーンの内部にある。 対照的に、南西腕は上流側のガス・ダストレーンと下流側の濃い恒星腕とに 分裂している。そして電離領域は腕を構成する両者の境界に位置する。高光度星 の密度は北西腕より南西腕の方がずっと大きい。 |
そして、南星腕の星は北西腕のようには恒星複合体には分かれていない。
その上、以前の研究から南西腕を横断して年齢勾配の標しが観察されている。同じ
腕(バーデの腕 S4 )の部分同士のこの様に大きな差はおそらくピッチ角の差が
原因であろう。北西腕ではピッチ角がほぼ 0 度であるが、南西腕では 30 度である。
古典的な SDW 理論ではピッチ角が小さいと星形成率が小さくなる。 M31, M51, M74, 及び他の銀河の観測によると、恒星複合体は大抵上流にダスト レーンが無い所に存在する。つまり、渦状ショック波のない所である。同じ事が 恒星複合体の鎖を示す潮汐腕とも関連する。密度波渦状腕に沿う複合体の規則的 配置はおそらくパーカージーンズ不安定性が発達して、元々の星形成率が低い 所に恒星複合体を作ったのであろう。 グラフへ 一覧へ |
| HST/ACS を用いてアンドロメダ６箇所でターンオフより深い測光撮像を行った。 ４箇所は南東短軸上、１箇所は GSS 上、一箇所は北東長軸上に取った。これらは 銀河の様々な場所での星形成史を調べる３つのプログラムの一部として行われた。 |
この論文では、画像、カタログ、人工星実験を示す。これらの結果は
STSI の Multimission Archive から取ってこられる。
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| GALEX FUV(1344 - 1786 A) と near-UV (1771 - 2831 A) 撮像により、M31 の 若い大質量星を検出し、最近の星形成史を探った。FUV, NUV フラックスと 地上観測データからの赤化をあわせ、大質量星の年齢と質量を求めた。その結果 M31 の最近の星形成史が完全に求まった。FUV と NUV は数億年の若い 種族の検出に敏感である。我々は 26 kpc 以内で サイズ ≥ 1600 pc2 の 894 星形成域を同定した。 |
最も若い
UV 源から見積もった星形成率は Hα からの値と一致した。赤外観測
から求めた加熱されたダストで検出される星形成を隠されていない過去数百万年
の星形成に加えると、星形成率は最近低下しているという結論を得る。ピークは
10 - 100 Myr で過去 400 Myr の平均 0.6 - 0.7 Mo/yr である。
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近傍銀河の黄色超巨星は熱く明るい大質量星から冷たい赤色超巨星への進化
を明らかにするために重要な天体である。しかし、この領域は銀河系の前景星
の混入が問題である。アンドロメダ銀河では視線速度の差を使ってこの区別が
可能となる。 我々は色等級図上で 12 Mo 以上に対応する 2900 星の視線速度を観測した。 その結果、ランク１（かなり確か）の星 54 個、ランク２（多分）の星 66 個 を得た。つまり混入率 96 % である。ただ、候補星の中に銀河系ハローの巨星 が残っている可能性がある。実際、ランク２の一部をつい観測した結果、 ４つは M31 から除外され、５つが確認される結果となった。 |
HR 図上の黄色超巨星の位置と回転を入れたジュネーブ進化経路は良く一致
した。しかし、質量の関数としての黄色超巨星の数の相対比（？）はモデル
と比べるとファクター１０違う。すなわち、予想では高質量の黄色超巨星が
もっと沢山存在するはずなのである。未進化の O 型星の推定数が 24,800 個
あるのに対し、20 Mo 以上の黄色超巨星観測数が 16 個（図１５の数とは
合わない？）ということは、黄色超
巨星期が 3000 年くらいであることを意味する。これは、 12 Mo, 15 Mo の
進化経路の予想とは合うが、より大質量の星に対する 20,000 - 80,000 年
という値とは一致しない。
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赤色超巨星は比較的大質量 (10 - 25 Mo) の星の短期の進化ステージである。
大質量星の進化はマスロスにより大きく影響され、マスロスはメタル量に依存する。
したがって、様々なメタル量の銀河で大質量星の性質を調べることが望ましい。
ここでは、局所群で最も高メタルの M31 における赤色超巨星のサンプルを提示する。 中分散分光と V - K 測光により星の性質を調べた。V では約 0.5 等の変光が 観測された。これはマゼラン雲での 0.9 等より小さいが同程度である。そのような 変光は K では観測されなかった。これも銀河系やマゼラン雲での結果と一致する。 |
メタル量が太陽より大きいと TiO バンド強度は飽和することが判った。
大気モデルによって調べた赤色超巨星の性質は現在の進化モデルと合致する。これは
両者に含まれる複雑な物理過程を考えると驚きである。赤色超巨星の光度上限が
メタル量によるという予想の確認は出来なかった。最も明るい光度は、
log (L/Lo) = 5.2 - 5.6 で、最近 Smartt et al が観測した Type II - P
超新星の光度上限よりやや大きいがほぼ合う。赤色超巨星は O, B 型
星より減光が 0.5 mag ほど大きい。これは星周ダストの影響であろう。これは
銀河系やマゼラン雲での結果と一致する。最後に、特異な星を注意したい。
このスペクトルは多分ダストシェルのために、強くもやっている。
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M31 円盤の明るく若い星団の周りに位置する低質量星団 89 個の性質を調べた。
内 82 個は新発見である。それらの総光度、カラーを HST/WAPC2 F450W, F814W
フィルターで観測した。 総等級は m(F450W) = 17.5 - 22.5 であり、カラーは広い範囲の年齢巾を示す。 構成星の色等級図を作り、明るい星を等時線でフィットした。 |
年齢は 12 Myr から > 500 Myr であった。赤化は平均 E(B-V) = 0.59, σ
E(B-V) = 0.21 で、主系列フィットから導かれた。これらの年齢と積分
カラーを太陽メタル SSP モデルと比べたところ、 0.085 等のカラーの差が生じた。
残りの星団の推定年齢は観測カラーから導いた。年齢分布は年齢と共に急激な
数の減少を示す。
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| CMD シミュレーションでは銀河はマージャーにより成長する。ハローはその 歴史を探るのに適している。ハローにはマージングの全ての段階が保存されている。 それらの中には、現在内側ハローを作っている初期の小マージャー、ストリーム として残っている中間年齢マージャー、現在潮汐破壊されつつある矮小楕円銀河 がある。 |
提案は モザイク＋Keck/DEIMOS を使って M31 のハローの星を、（１）新たに
発見された M31 衛星銀河 (Irwin et al 2008) を将来降着する銀河の最有力候補
として調べる。現在壊されつつある And XIX(McConnachie 2008) も含める。
（２）比較的最近の GSS のようなマージャーを調べる。（３）M31 の
外側の古いマージャーの特徴を引き続き調べる。（４）M31 楕円体内側の
特徴付けを行う。
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| 最近 M31 中心から 40 kpc の所に長さ 70 kpc に渡って存在が確認された新しい ストリームの視線速度を測る。これまでに得た測光結果と合わせ、４箇所で視線速度を 測定して、軌道を決め、母天体を同定する。これが And I である可能性がある。 |
このストリームをポテンシャル系として使い、M31 の総質量を決められる。これは
独立で直接的なダークマターポテンシャルの測定となる。
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| M31 と銀河系の質量比に潮汐効果を使って拘束する。質量比は近似的に潮汐 半径から決められる。 |
M31 は銀河系に対する大きな摂動源なので、その潮汐半径を計算する。数個が
ゼロ潮汐シェルを有する。これから N31 は銀河系の 2 - 3 倍大きい。
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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。 グラフへ 一覧へ |
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Chandra, FUSE, GALEX, HST, Spitzer、アーカイヴから集めた
M31 中心核の多波長データを調べた。Chandra データから中心ブラックホール
の X 線放射強度として L0.3-7keV
≤ 1.2 × 1036 erg s-1 を得た。これはエディントン
光度の 10-11 （？）である。 X 線拡散成分から中心核周囲は 0.3 keV 0.1 cm-3 の高温ガスが 存在していることが判った。超大質量ブラックホールが不活動で、最近の星形成 もないので、ガスの加熱源はタイプ Ia 超新星であろう。 |
X 線拡散成分から中心核周囲は 0.3 keV 0.1 cm-3 の高温ガスが
存在していることが判った。超大質量ブラックホールが不活動で、最近の星形成
もないので、ガスの加熱源はタイプ Ia 超新星であろう。 より冷たい、ダストを含むガスが中心核の渦巻に存在していることは光学輝線 と減光から知られていた。我々はそこからの赤外放射を見出し、考えられる様々 な電離源の相対的重要度を見積もった。中心核渦巻と高温ガスの間の、多分熱蒸 発を通じての、相互作用の証拠を見出した。 グラフへ 一覧へ |
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HST/ACS を用い M31 ハロー外側の星種族を観測した。観測は 11 の明るい球状
星団の傍のフィールドで行われ、距離は 18 - 100 kpc, 深さは水平枝の 2.5 等
下(m814W = 27 mag)まで達している。 色等級図は 60 kpc まで星数が多く、比較的高メタルの RGB を示す。10 Gyr の年齢を仮定して、Dartmouth 等時線を使いメタル分布を求めた。主に [Fe/H] = -0.6 から -1.0 であった。 |
30 - 60 kpc での平均メタル量は [Fe/H] = -0.8 ±0.14 である。
メタル量勾配の証拠はない。低メタル [Fe/H] ≤ -1.3 種族の星は ≤ 10 -
20 % と考えられる。観測フィールドがバイアスなしのサンプルであると仮定
すると、M31 は MW に比べ、少なくとも 60 kpc までかなり高メタルである。 ハロー星の年齢を 10 Gyr に仮定する根拠は？ グラフへ 一覧へ |
| CHHT/MegaCam サーベイで見つかったアンドロメダハロー中の広がった星団 EC4 内赤色巨星の分光観測を報告する。この星団は潮汐ストリーム Cp と Cr と重なって位置する。観測には Keck II 搭載の DEIMOS が用いられ、CaII 三重線 を分解能 1.3 A で取った。 |
EC4 の赤色巨星 6 個の視線速度は Vr = -287.9 ±2.7 km s-1
であった。M/L = 6.7 で球状星団と一致する。スペクトルから [Fe/H] = -1.6 ±
0.15 である。EC4 は拡散した球状星団であるという結論になった。 EC4 の運動はストリーム Cp と極めて近い。両者には何らかの関係があるらしい。 グラフへ 一覧へ |
| アンドロメダ 7 領域での WFPC2, ACS/WFC 画像を整約解析して変光星特に、 セファイドと RR Lyr 星を探す。RR Lyr の存在は古い 10 Gyr 種族があるという 事である。 |
さらに、RR Lyr ab タイプの極小時カラーはメタル量にも周期にもよらず一定なので
減光の研究に使える。ab タイプの周期はメタル量決定に使えるのでメタル量分布
を M31 の様々な領域で調べられる。
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| M31 の北東四半分を UV, 可視、NIR で撮る。HST では銀河を 100 万以上の星に 分解するはずである。WFC3/UVIS で F275W, F336W を、ACS/WFC で F475W, F814W を、 WFC3/NIR で F110W, F160W を撮るので、 O 型から M 型まで有効温度を決められる。 同時に M31 の減光も決まる。 |
研究の中心は (1) 星の IMF 高質量側の変化を星形成活動の
強度とメタル量の関数として決める、（２）星形成史の場所変化を知る、（３）年齢と
メタル量の広い巾を持つ星団を探すことである。レガシーとして M31 を銀河系、マゼラン雲に次いで星進化の基本キャリブレイター
として公開する。
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HST/ACS により M32 付近 M31 中心から 4 - 6 kpc の 2 領域で観測を行った。
681 RR Lyr が発見され、内 555 個が ab タイプ、 126 個が c タイプであった。
平均等級は ⟨V⟩ = 25.29±0.05 である。Bailey diagram 上の
位置、c タイプ星の割り合いから、銀河系の Oosterhogg I 型球状星団に近い。 平均周期は ab 型で ⟨Pab⟩ = 0.557±0.003 days, c 型で ⟨Pc⟩ = 0.327±0.003 days である。これを メタル量効果と考えると、メタル分布は ⟨[Fe/H]⟩ = -1.50±0.02 をピークとするガウシアンである。 |
RR Lyr のメタル量と光度の関係を使い、E(B-V) = 0.08±0.03 とすると、
M31 距離として、(m-M)o = 24.46±0.11 を得る。発表された
データからメタル量勾配を調べた。これに関連して、われわれの 2 フィールドの
RR Lyr はハロー天体であり、距離は 4 - 6 kpc しかないが、バルジや円盤には
属していないと考えられる。
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Westerbork Synthesis Radio Telescope により、空間分解 50 pc, 速度 2
km s-1 で M31 95×48 kpc の HI 観測を行った。
25 km s-1 巾のスペクトルで、100 pc 分解能の場合には、HI 質量で
1500 Mo, 感度で 0.28 K の感度がある。 観測には至る所で HI 自己吸収の特徴が 現れた。これは最初には HI ピーク温度像上で局所的な糸状の窪みとして見える。 この極小は 1 kpc 以上の複合体となり、特に渦状腕の前方縁で目立つ。銀河系と 同様に、HI 自己吸収が CO(1-0) 放射位置と重なることは全般にはない。 視線方向の最も強い部分に対してスピン温度、オパシティ補正したコラム密度、 非熱的速度分散などをベストフィットした画像を示す。分光的に不透明な |
原子ガスは
孤立した大きさ 100 pc にまで小さな雲と糸状複合体とに含まれる。 オパシティ補正は場所によっては一桁に達し、その結果原子質量は 30 % 増加した。 不透明な部分では 12 kpc まではスピン温度が 20 K から 60 K に上昇し、その先では 25 kpc 以遠で再び 20 K にまで落下する。 星形成率は以前よりサイズで一桁以上下にまで拡張した。総ガス質量と星形成率密度 との関係は分子雲の場合よりタイトで、 M51 の分子が支配的な円盤で見出された 1.56 のべき乗則に規格係数までふくめて一致する。ガス密度 5 Mo pc-2 以下では 星形成率が下向きに落ち、これは雲の質量が 5 104 Mo 以下では星形成 が起きないことを示している。 グラフへ 一覧へ |
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目的： HST/WFPC2 による M31 明るく若い星団の撮影結果を報告する。限界等級は B ∼
25 と浅い。星団数は 20 である。ここではデータ整約パイプラインの解説と、最も
明るい星団、van den Bergh 0 への応用を述べる。 方法： PSF フィット測光を vdB0 に対し行った。測光完全性を人工星テストで調べた。 観測色等級図をモデル等時線と比べ、赤化、年齢、メタル量を導いた。星団構造パラ メターは強度プロファイルにモデルフィットして導いた。 |
結果： 最も保守的な仮定で、M > 2.4 × 104 Mo だが、おそらく
4 - 9 × 104 Mo である。色等級図から、t ≈ 25 Myr,
太陽メタルである。星団には 18 個という多数の赤色超巨星が含まれていた。
色等級図は NGC 1850 のような LMC の若い星団とよく似ている。 結論： VdB0 は最も明るい銀河系散開星団よりさらに 1 mag 程度あかるい。その 現在の質量と半光度半径 (7.4 pc) は散開星団よりは球状星団ににる。しかし、 円盤内での位置からこの星団は力学効果、特に巨大分子雲との遭遇で、 4 Gyr グラフへ 一覧へ |
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M31 の星団候補 670 個を含み前文で 1300 個のカタログを提示する。残りは以前
星団であると考えられていたが、星であったり背景銀河と判明したものである。
カタログの位置精度は 0".2 で、 Local Group Survey (LGS) や DSS の画像に
基づいている。HST アーカイブや LGS が得られない 1000 個余りの天体は 6.5 m MMT
の Hectspec ファイバー分光器のスペクトルに主づいて分類した。 この論文では若い星団のスペクトルと画像を解析する。 140 の若い星団の年齢 と赤化がモデルスペクトルと比較される。7 個は HST 色等級図から年齢が得ら れている。内二つはここで報告されるものである。 |
年齢に相当する M/L と観測された Mv とから若い星団の質量を導いた。その結果、
中間値で 104 Mo, 最大 105 Mo に達し、中間年齢 0.25 Gyr
と判明した。これに比較すると銀河系の散開星団はここでの最低クラスである。最高は
M31 と 銀河系の球状星団、LMC の若い星団が中間ということになる。 M31 若い星団は色々な構造を示す。大部分は集中度が低く銀河系散開星団と似ている。 しかし、数個は集中度が高い。これらの星団の大部分は 1 Gyr 以内に分解すると 思われる。しかし、幾つかのより重くて集中度の高い星団は生き延びるだろう。若い 星団の空間分布は中間赤外でマップされる星形成領域と相関が良い。運動の解析も 同様に若い星団と若い円盤の空間相関を示す。 グラフへ 一覧へ |