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。
![]() 図1.2つの観測フィールド。中心付近は M32. ![]() 図3.折りたたみ変光カーブの例。 ![]() 図5.変光カーブシミュレーションの結果。 ![]() 図7.非変光星の光度関数。 ![]() 図9(上)c 型 RR Lyr の振幅分布。実線=この論文。破線=Brown et al 2004 (下)ab 型 RR Lyr の振幅分布。 ![]() 図11.周期分布。実線=ab 型。点線=c 型。点線は同じ星に対するBrown et al ![]() 図13.メタル分布の比較。実線=本論文。点線=Brown et al 2004 | 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。![]() 図2.時系列変光カーブの例。 ![]() 図4.RR Lyr 変光カーブの例。 ![]() 図6.変光カーブシミュレーションの結果。 ![]() 図8.破線=非変光星の光度関数。細い実線=この論文のRR Lyr の光度関数。 太い実線=Brown et al 2004 論文のRR Lyr の光度関数。 ![]() 図10.ベイリーダイアグラム。白丸= ab 型。三角= c 型。青=フィールド1. 赤=フィールド2.実線=銀河系球状星団のOosterhoff タイプ。破線= Brown et al. ![]() 図12.(上)RRab 星のメタル分布。周期・メタル関係の式により二つの線が引ける。 (下) ![]() 図14.メタル量勾配。黒丸=本論文。白丸=Brown et al 2004。 最内側の四角= Sarajedini/Jablonka 2005 のバルジ。残りの四角=Kalirai et al 2006。 クロス=矮小銀河。 |