M31 の明るく若い星団を HST/WFPC2 を用いてサーベイし、それらの年齢と質量を
求めた。19 星団の浅い(B∼25) 測光を行った。全星団の色等級図と画像を示す。
赤化、年齢、メタル量は観測色等級図と光度関数をモデルと比較して求めた。
モデル log(Age) 対 絶対積分等級（？） 面上で、色等級図と 2MASS-6X からの
積分 J, H, K 等級から決めた年齢を用いて、観測値をプロットし、星の質量を決めた。
観測した 20 候補中 1 個は明るい星であった。３個は分光と色等級図から
古い星団だった。14 個が年齢 25 - 280 Myr, 2 個が 500 Myr より古かった。
図１．丸＝20 候補星団。バツ印＝追加の 10 若い星団。
図３．F814W 画像の完全度。上は青い星、下は赤い星。完全度のテストは 星団内（大体は半径5"）で行った。
図５．丸＝明るい主系列、バツ＝赤色巨星の密度分布。中心核は星に分解され ていない場合が多い。
図７．星団周辺フィールドの色等級図。r = 5" - 16.5" の間から採った。 薄い実線＝完全性が50%
図９．図８に同じ。
図１１．やや古い星団、左＝ B 475, 右＝ V 031、 の色等級図。主系列を目立たせる ために F450W 対 F450 - F814W の組み合わせにした。ベストフィットの 年齢、赤化、メタル量はパネルに載っている。薄い実線の等時線は年齢の上限 と下限で、B 475 で 125 Myr, 315 Myr, V 031 で 200 Myr, 400 Myr である。
図１３．四角＝この論文。星、三角は他論文の星団。実線＝太陽メタル、 サルピータ IMF, 中間水平枝形態を仮定した等質量線。点線＝ Kroupa IMF の場合。
図１５．図１４と同じだが、WH01の等級フィットだけ変更。
図１７．赤化と Caldwell 2009 の値と比較。
図１９．（上）この論文の若い明るい星団の質量分布を銀河系の散開星団と
球状星団のそれと比べた。
（下）若い明るい星団の質量分布を M31 と銀河系で比べた。
図２１．若い星団年齢の銀河中心距離との関係。
既に報告のある 10 星団を加え、25 個の 1 Gyr より若い星団のサンプルを
揃えた。それらの質量は 0.6 - 6 × 104 Mo である。これ
らの結果は最近積分スペクトルから得られた結果と一致している。
ここに得られた質量は銀河系の同年齢星団と比べると著しく高い。我々の
結果は明るく若い星団は局所群銀河で大規模星形成が起きている所には
かなり共通してみられることを示す。銀河系で 20 Myr より明るい星団が
見られないのは選択効果のためであろう。VdB0 が他より遥かに若い。
図２．20 候補星団の F450W 画像。画角＝ 10"（＝38 pc).
図４．図５．６で示す密度プロファイルを作る際に使った星の選択域。 左＝若い星団。右＝古い星団。箱は明るい主系列と赤色巨星。
図６．図５に同じ。
図８．（左）各パネル右上の領域内の星から作った色等級図。パネル右下＝ベスト フィットの赤化、年齢、メタル量。四角枠＝右の光度関数用。
（右）完全性補正後の主系列光度関数を色々な年齢のモデルと比較。破線と 点線は年齢の上限と下限に対応。
図１０．図８に同じ。
図１２．薄い破線＝完全性が 0%。実線＝下限年齢に対する等時線。破線＝ 12 Gyr 等時線。メタル量 Z は 0.001(B374), 0.004(B222), 0.001(B083), 0.004(NB16), 0.001(B347).
図１４．銀河系散開星団、球状星団と M31 の星団との比較。
図１６．この論文の年齢を Caldwell 2009 の積分スペクトル年齢と比較。
図１８．星団質量を Caldwell 2009 と比較。
図２０．黒点＝銀河系散開星団。大きい四角＝この論文の星団。丸＝銀河系の 若く明るい星団、小さい四角＝ M31 の散開星団（論文ＩＩ）、灰色五角＝ マゼラン雲星団、灰色バツ＝ M33 。