| 論文名 | 著者 |
| マゼラン雲星団中の C-, M-星カウントからの TP-AGB 期寿命 |
Girardi, Marigo 2007, AAp 462, 237- |
| 色等級図のモデル化：方法、結果と展望 |
Kerber, Santiago, Javiel 2006, RMxAC 26, 181 |
| LMC 星団のスペクトル進化 I. 年齢 40 - 300 Myr の青い集中型星団 |
Santos, Glaria, Ahumada, Bica, Piatti, Parisi 2006, AAp 448, 1023- |
| 低メタル種族の恒星モデルの較正 |
Cariulo, Degl'Innocenti, Castellani 2004, AAp 421, 1121 |
| RGB 相転移を探る：LMC 中間年齢星団 6 天体の近赤外測光 |
Ferraro, Origlia, Testa, Maraston 2004, ApJ 608, 772 |
| LMC 星団の近赤外カラー進化 |
Kyeong, Tseng, Byun 2003, AAp 409, 479 |
| AGB 星を囲むダストシェル： SSP 積分スペクトルへの影響 |
Piovan, Tantalo, Chiosi 2003, AAp 408, 559- |
| マゼラン雲の恒星進化モデル |
Castellani, Degl'Innocenti, Marconi, Prada Moroni, Sestito 2003, AAp 404, 645 |
| LMC 星団の VLT 測光によ中間年齢恒星進化モデルの検査 III.パドヴァモデル |
Bertelli, Nasi, Girardi, Chiosi, Zoccali, Gallart 2003, AJ 125, 770 |
| LMC 星団の VLT 測光によ中間年齢恒星進化モデルの検査 II.イエールモデル |
Woo, Gallart, Demarque, Yi, Zoccali 2003, AJ 125, 754 |
| LMC 星団の VLT 測光によ中間年齢恒星進化モデルの検査 I.データ |
Gallart, Zoccali, Bertelli, Chiosi, Demarque, Girardi, Nasi, Woo, Hi 2003、AJ 125, 742 |
| LMC 星団による恒星集団進化モデルの検査 |
Beasley, Hoyle, Sharples 2002, MN 336, 168- |
| 低メタル中間年齢 AGB 星のイールド：それらのCNO とリチウム組成への役割。 |
Ventura, D'Antona, Mazzitelli 2002, AAp 393, 215- |
| NGC 1866: 恒星進化のワークベンチ |
Barmina, Girardi, Chiosi 2002, AAp 385, 847- |
| 論文名 | 著者 |
| 30 Dor フィールド種族の初期質量関数 |
Selman, Melnick 2005, AAp 443, 851- |
| LMC 外辺の表面輝度と星種族 |
Gallart, Stetson, Hardy, Pont, Zinn 2004, ApJ 614, L109-L112 |
| 多波長での恒星同定 - マゼラン雲種族と銀河系若い星への応用 |
Delmotte 2003, Thesis |
| LMC 新星領域の局所恒星種族 |
Subramaniam, Anupama 2002, AAp 390, 449- |
| 銀河、星団、星のスペクトルライブラリー |
Santos, Alloin, Bica, Bonatto 2002, IAUS 207, 727 |
| MSX, 2MASS, と LMC : 近赤外・中間赤外を結合した眺め |
Egan, Van Dyke, Price 2001, AJ 122, 1844- |
| 2MASS による LMC の恒星種族 |
Nikolaev, Weinberg 2000, ApJ 542, 804- |
| MACHO LMC の９００万星の色等級図 |
Alcock, +25 2000, AJ 119, 2194 |
| 論文名 | 著者 |
| HST 色等級図から導いた LMC 中間年齢星団の物理パタメター |
Kerber, Santiago, Brocato 2007, AAp 462, 139- |
| LMC 大星団の詳細な性質 |
Grocholski, Sarajedini, Cole, Geisler, Olsen, Tiede, Smith, Mancone 2006, AAS 209.4001 |
| LMC 赤色巨星 CaII ３重線の分光 I. 大星団の組成と速度 |
Grocholski, Cole, Sarajedini, Geisler, Smith 2006, AJ 132, 1630- |
| マゼラン雲星団の ISOCAM 観測：データ |
Tanabe, Kucinskas,Nakada,Onaka,Sauvage 2004、ApJS 155, 401 |
| HST のマゼラン星団測光 I. 古い星団 NGC 1928, 1939, Reticulum |
Mackey, Gilmore 2004, MN 352, 153 |
| Ca II ３重線によるメタル量決定を若い低メタル星へ拡張する |
Carrera, Gallart, Zinn, Pancino, Hardy in Origin and Evolution of the Elements 2004 |
| SMC 内の非常に若い３星団の HST 観測 |
Stanghellini, Villaver, Shaw, Mutchler 2003, ApJ 598, 1000- |
| LMC と SMC の星団質量関数：光度とサイズのサンプル効果 |
Hunter, Elmegreen, Dupuy, Mortonson 2003、AJ 126, 1836 |
| LMC 星団 NGC1836, NGC1860, NGC1865, SL 444, SL 548 の基本パラメター |
Piatti, Eduardo, Geisler, Claria 2003, MN 344, 965- |
| LMC バー内中間年齢フィールドに埋もれた若い星団 |
Piatti, Geisler, Bica, Claria 2003, MN 343, 851- |
| LMC 星団 NGC 1866 の光度関数 |
Brocato, Castellani, Di Carlo, Raimondo, Walker 2003, AJ 125, 3111 |
| 積分スペクトルによる SMC 星団の年齢決定 |
Ahumada, Claria, Bica, Dutra 2002, AAp 393, 855- |
| マゼラン星団 II. ６LMC星団、１０SMC星団の B, V 色等級図 |
Matteucci, Ripepi, Bracato, Castellani 2002, AAp 387, 861- |
| LMC 星団 I. HST 21 色等級図 |
Bracato, Di Carlo, Menna 2001, AAp 374, 523- |
| SMC 方向中間年齢 5 星団の年齢とメタル量 |
Piatti, Santos, Claria, Bica, Sarajedini, Geisler 2001, MN 325, 792 |
| LMC 内の若い星団、NGC 1805 と NGC 1818 |
Johnson, Beaulieu, Gilmore, Hurley, Santiago, Tanvir, Elson 2001, MN 324, 367 |
| LMC 大星団内の星の光度関数 |
Santiago, Beaulieu, Johnson, Gilmore 2001, AAp 369, 74- |
| SSP のカラー II. 古い星団 |
Bracato, Castellani, Poli, Raimondo 2000, AAp 146, 91- |
| SMC 星団カタログの更新 |
Bica, Dutra 2000, AJ 119, 1214- |
| OGLE LMC 星団の BVI 測光 |
Pietrzynski, Udalski, Kubiak, Azymanski, Wozniak, Zebrun VizieR オンラインデータカタログ J/other/AcA/49.521 |
| SMC 内のほぼ同年齢の星団 |
Rich, Shara, Fall, Zurek 2000, AJ 119, 197 |
| 論文名 | 著者 |
| 可視変光に基づく LMC バーの HAeBe 星探査 |
de Wit,Bearlieu,Lamers 2002, AAp, 395, 829- |
| LMC 南西部の OB アソシエーション とフィールドの星の紫外・可視観測 |
Parker, Zaritsky, Stecher, Harris, Massey, 2001, AJ, 121, 891- |
| SMC の惑星状星雲 |
Gale, Winkler, Smith 2001, AAS, 198, 1302 |
| LMC 惑星状星雲の形態と進化 |
Shaw, Stanghellini,Mutchler, Balick, Blades 2001, ApJ 548, 727- |
| LMC での post-AGB 進化 |
Villaver, Stanghellini, Shaw 2003, ApJ 597, 298- |
| MACHO 計画変光星調査 X. R CrB 星 |
Alcock + 28 2001, ApJ 554, 298- |
| HST NICMOS による 30 Dor 星雲中の中間質量前主系列星の検出 |
Brandner, Grebel, Barba, Walborn, Moneti 2001, AJ 122, 853 |
| 論文名 | 著者 |
| LMC ダストに埋もれた赤色巨星の 3 μm VLT スペクトル |
van Loon, Marshall, Cohen, Matsuura, Wood, Yamamura, Zijlstra 2006, AAP 447, 971 |
| 低質量星の第３ドレッジアップ：LMC 炭素星ミステリーを解く |
Stancliffe, Izzard, Tout 2005, MN 356, L1 |
| LMC 炭素星の赤い尾：モデルは 2MASS, DENIS 観測と合う。 |
Marigo, Girardi, Chiosi 2003, AAp 403, 225 |
| 分光的に同定された銀河系外炭素星の 2MASS 観測 |
Demers, Dallaire, Battinelli 2002, AJ 123, 3482 |
| マゼラン雲の AGB 星 I. C/M 比 |
Cioni, Habing 2003, AAp 402, 133 |
| 論文名 | 著者 |
| LMC の長周期変光星 |
Fraser, Hawley, Cook, Keller 2005, AJ 129, 768- |
| 低メタル AGB 星の超星風速度 |
Marshall, van Loon, Matsuura, Wood, Zijlstra, Whitelock 2004, MN 355, 1348- |
| LMC 長周期変光星：OGLE + 2MASS + DENIS |
Groenewegen 2004, AAp 425, 595- |
| マゼラン雲の変光星 II. データと赤外特徴 |
Ita + 12 2004, MN 353, 705-712 |
| OGLE: マゼラン雲の小振幅変光赤色巨星 |
Soszynski, Udalski, Kubiak, Szymanski, Pietrzynski, Zebrun, Szewczyk,
Wyrzykowski 2004, AcA 54, 129-152 |
| NOA データベースによる変光星の研究：LMC 長周期赤色変光星の多系列周期光度関係 |
Noda, Takeuti, Abe, Bond, Dodd, Hearnshaw, Honda, Honma, Jugaku, Kan-ya +20 2004, MN 348, 1120- |
| LMC の新しいセファイド周期光度関係：92 個の NIR 光度曲線 |
Persson, Madore, Krzeminski, Freedman, Roth, Murphy 2004, AJ 128, 2239- |
| NGC 6522, LMC, SMC の晩期型変光巨星。どう違うのか？ |
Schultheis, Glass, Cioni 2004, AAp 427, 945-958 |
| OGLE IIデータベースの赤色変光星。 SMC と LMC の比較 |
Kiss, Bedding 2004, MN 347, L83-L87 |
| マゼラン雲の変光星 I.OGLE と SIRIUS の結果 |
Ita + 12 2004, MN 347, 720-728 |
| OGLE-II データベースの赤外変光星 I. LMC TRGB 下の周期光度関係 |
Kiss, Bedding 2003, MN 343, L79-L83 |
| ミラ型星周期光度関係の較正 |
Glass, Lloyd Evans 2003, MN 343, 67-74 |
| LMC 内のダスト雲に隠れた AGB 星と周期光度関係 |
Whitelock, Feast, van Loon, Zijlstra 2003、MN 342, 86 |
| バーデの窓 NGC 6522 内 M-型巨星の周期等級関係 |
Glass, Schultheis 2003、MN 345, 39- |
| 進化の進んだ星のヒッパルコスデータを再検査する III. 長周期変光星 のヒッパルコス周期光度関係の改訂 |
Knapp, Pourbaix, Platais, Jorissen 2003, AAp 403, 993-1002 |
| 球状星団とミラの周期光度関係 |
Feast, Whitelock, Menzies 2002, MN 329, L7- |
| マゼラン星雲赤外線星の変光 |
Nishida, Tanabe, Nakada, Matsumoto, Sekiguchi, Glass 2000, MN 313, 136- |
| 全天変光サーベイ |
Paczynski, Bohdan 2000, PASP 112, 128 |
| 論文名 | 著者 |
| LMC 星団中の進化した星からのマスロス |
Points, Olsen, Blum + 14 2006, AAS 20916003 |
| LMC 星団 KMHK 1603 内の低メタル炭素星 LI-LMC 1813 からの超星風マスロス |
van Loonm Marshall, Matsuura, Zijlstra 2003, MN 341, 1205 |
| 論文名 | 著者 |
| LMC バーの赤化地図 |
Subramaniam 2005, AAp 430, 421- |
| 論文名 | 著者 |
| SMC の４０食連星 |
Hilditch, Howarth, Harries 2005, MN 357, 304- |
| 複合種族を持つ銀河までの TRGB 距離 |
Salaris, Girardi 2005、MN ,36 |
| X 線散乱を用いた系外銀河までの直接距離決定 |
Draine, Bond, Nicholas 2004, ApJ 617, 987- |
| RR Lyr 周期光度メタル量関係からの LMC 星団 Reticulum までの距離 |
Dall'Ora, Storm, Bono, Ripepi, Monelli, Testa, Andreuzzi, Buonanno, +7 2004, ApJ 610, 269- |
| 近傍銀河までの正しい距離を決定する |
Bonanos, Stanek 2004, AAS 205, 7304 |
| LMC と M31 内食連星の基本的性質と距離 |
Ribos 2004, ASPC 318, 261 |
| LMC 内の距離決定連星 |
Michalska, Pigulski 2004, New AR 48, 719 |
| SMC 内の食分光連星 |
Hilditch, Harries, Howarth 2004, New AR 48, 687 |
| LMC 距離と構造のまとめ |
Alves 2004, New AR 48, 659- |
| ARAUCARIA 計画：近傍銀河の深い NIR サーベイ I. レッドクランプ星 K 測光による LMC 距離 |
Pietrzynski, Gieren 2002, AJ 124, 2633- |
| LMC 星団 Hodge 4 と NGC 165 までの K バンドレッドクランプ距離 |
Sarajedini, Grocholski, Levine, Lada 2002, AJ 124, 2625 |
| HST による位置天文：位置決定基本星 δセファイの視差 |
Benedict, + 18 2002,AJ 124, 1695- |
| LMC 食連星の基本性質と距離 III. EROS 1044 |
Ribas, Fitzpatrick, Maloney, Guinan, Udalski 2002, ApJ 574, 771 |
| ヒッパルコス視差を用いたセファイド距離尺度の絶対較正 |
Di Benedetto 2002, AJ 124, 1213 |
| LMC 距離について：第１倍音セファイド |
Bono, Groenewegen, Marconi, Caputo 2002, ApJ 574, L33- |
| SN 1987A スペクトルの詳細解析：LMC までの距離 |
Mitchell + 7 2002, ApJ 574, 293 |
| LMC までの K バンドレッドクランプ距離 |
Alves, Rejkuba, Minniti, Cook 2002, ApJ 573, 51 |
| LMC 星団 NGC 1866 の距離 |
Walker + 5 2001, ApJ 560, L139 |
| LMC への距離 |
Paczynski, Bohdan 2001, AcA 51, 81 |
| 二重モードセファイドに基づく SMC の距離 |
Kovacs 2000, AAp 360, L1- |
| TRGB とマゼラン雲までの距離 |
Cioni, van der Marel, Loup, Habing 2000, AAp 359, 601 |
| バーデの窓の UBVI 色等級図：レッドクランプ法への意味、異常なカラー、 銀河中心と LMC 距離 |
Stanek, Kaluzny, Wysocka, Thompson 2000, AcA 50, 191 |
| LMC 北側２領域の星形成史 |
Dolphin 2000, MN 313, 281 |
| 赤外表面輝度法による LMC セファイド HV 12198 までの直接距離 |
Gieren, Storm, Fouque, Mennickent, Gomez 2000, ApJ 533, 107 |
| ヒッパルコスカタログからのセファイド多色周期光度関係と LMC 距離 |
Groenewegen, Oudmaijer 2000, AAp 356, 849- |
| LMC の TRGB 距離 |
Sakai, Zaritsky, Kennicutt, Robert 2000, AJ 119, 1197- |
| レッドクランプ星 - さらに改良された距離指標 |
Garnavich, Stanek 2000, IAUJD 13E, 9 |
| 論文名 | 著者 |
| LMC 恒星複合体の多波長マッピング |
Livanou, +7 2006, AIPC 848, 505 |
| LMC の中心がずれた浮いているバー |
Zaritsky 2004, ApJ 614, L37 |
| LMC 円盤の位置と形状：MACHO と 2MASS からの結果 |
Nikolaev + 7 2004, ApJ 601, 260 |
| HI による LMC 大構造への新しい見かた |
Staveley-SMith, Kim, Calabretta, Haynes, Kesteven 2003, MN 339, 87- |
| 炭素星運動学から探る LMC の構造、力学と軌道 |
van der Marel, Alves, Hardy, Suntzeff 2002, AJ 124, 2639 |
| 大円潮汐流：銀河系を囲むほぼ球対称なダークハローの証拠 |
Ibata, Lewis, Irwin, Totten, Quinn 2001, ApJ 551, 294 |
| SMC 内大星雲の視線方向深度 |
Crowl, Saeajedini, Piatti, Geisler, Bica, Claria, Santos 2001, AJ 122, 220- |
| 近赤外サーベイからのマゼラン雲構造 II. スターカウントマップと LMC 固有長 |
van der Marel, Roeland 2001, AJ 122, 1827- |
| 近赤外サーベイによるマゼラン雲構造 I. LMC の見かけ角度 |
van der Marel, Roeland, Cioni 2001, AJ 122, 1807- |
| ２MASS からの LMC 構造 |
Weinberg, Nikolaev 2001, ApJ 547, 712 |
| LMC の所謂バー |
Zhao, Evans 2000, ApJ 545, L35 |
| SMC の３次元構造 |
Crowl, Sarajedini 2000, AAS 196, 2807 |
| 論文名 | 著者 |
| LMC 星団系の年齢と質量分布について我々はどのくらい知っているか？ |
de Grijs, Anders 2006, MN 366, 295- |
| LMC 星団内の赤色巨星の分光: 組成、運動と年齢・メタル量関係 |
Cole, Tolstoy, Gallagher, Smecker-Hane 2005, AJ 129, 1465 |
| LMC 星団の謎の年齢ギャップを説明する |
Bekki, Couch, Beasley, Forbes, Chiba, Da Costa 2004, ApJ 610, L93 |
| マゼラン星団を SSP として扱ってスターバーストを解析する |
Leonardi, Rose 2003, AJ 126, 1811 |
| LMC 内側円盤内の８星団と周辺フィールドの年齢とメタル量 |
Geisler,Piatti, Bica, Claria 2003、MN341、771- |
| 現在の LMC 化学組成 |
Heston, Trundle, Dufton 2002, AAp 396, 53- |
| LMC 年齢ギャップへの拘束：NGC 2155 と SL 896 のワシントン測光 |
Piatti, Sarajedini, Geisler, Bica, Claria 2002, MN 329, 556- |
| 球状星団の AGB 相転移：スターバースト年代決定の道具 |
Maraston, Kissler-Patig, Brodie, Barmby, Huchra 2002, ApSS 281, 137- |
| LMC 中間年齢星団 NGC 2121 の新測光と LMC 年齢ギャップの性質 |
Rich, Shara, Zurek 2001, AJ 122, 842- |
| 複合恒星種族の星形成史を決める方法 |
Harris, Zaritsky 2001, ApJS 136, 25- |
| LMC 赤色巨星のメタル量分布 |
Cole, Smecker-Hane, Gallagher 2000, AJ 120, 1808- |
| 星団巨星 UVES スペクトルから導く LMC の年齢メタル量関係と化学進化 |
Hill, Francois, Spite, Primas, Spite 2000, AAp 364, 19- |
| LMC 6 星団とその周辺の年齢とメタル量 |
Dirsch, Richtler, Gieren, Hilker 2000, AAp 360, 133- |
| 論文名 | 内容 |
|
マゼラン雲星団中の C-, M-星カウントからの TP-AGB 期寿命
Girardi, Marigo 2007, AAp 462, 237- |
マゼラン星団内、Mbol < -3.6 の C-, M-巨星のデータを使って、
それぞれの進化段階の寿命を星質量の関数として導いた。M = 1.5 - 2.8 Mo の炭素
星の寿命は 2 - 3 Myr であった。LMC から SMC へ移ると炭素星寿命のピークは
2 Mo のちょっと上からちょっと下へと低質量側に移動するようである。M-型星
の寿命は LMC ではやはり 2 Mo 付近がピークで約 4 Myr である。一方 SMC では
M-型星寿命はもっとずっと短いようだが、データから定量評価は難しい。 これらの数値は TP-AGB 進化モデルの比較上重要な制限をもたらす。 |
|
色等級図のモデル化：方法、結果と展望
Kerber, Santiago, Javiel 2006, RMxAC 26, 181 | CMD解析を通じて、我々は、（１）銀河系の構造、特に厚い円盤とハロー、（２） LMC SFH、 （３）LMC 星団 を研究している。 |
|
LMC 星団のスペクトル進化 I. 年齢 40 - 300 Myr の青い集中型星団
Santos, Glaria, Ahumada, Bica, Piatti, Parisi 2006, AAp 448, 1023- | LMC の青く集中した 17 星団の積分スペクトルからスペクトル進化を研究した。 波長巾は 3600 - 6800 A, 分解能は 14 A FWHM である。星団の赤化は赤化マップ から決めた。星団年齢は次の２つから決めた。（１）性質の知られている星団の スペクトルと比較。（２）年齢-メタル較正を使って、CaII K線、CH Gバンド、 Mg I, Hδ, H&dgamma;, Hβ の 等値幅を使用。 |
|
低メタル種族の恒星モデルの較正
Cariulo, Degl'Innocenti, Castellani 2004, AAp 421, 1121 | Z = 0.0002, 0.0004, 0.0006, 0.001 の恒星進化モデルをマゼラン雲と較べて 表面対流層の効率を較正した。前論文と同様に、 M = 0.6 - 11 Mo の進化を 主系列から熱パルスまたは炭素コア発火まで追った。提示した等時線は t = 20 Myr - 20 Gyr である。 |
|
RGB 相転移を探る：LMC 中間年齢星団 6 天体の近赤外測光
Ferraro, Origlia, Testa, Maraston 2004, ApJ 608, 772 |
LMC 中間年齢 6 星団、NGC 1987, NGC 2108, NGC 2190, NGC 2209, NGC 2231,
NGC 2249, の J, H, Ks 測光を得た。K ∼ 18.5 まで到達する。RGB とレッド
クランプの星の数の比を調べ、RGB 相転移の立場から解析した。Elson-Fall の
s-パラメターを年齢指標に使うと、s = 36 で RGB 種族に鋭い増強が見られる。
対応する年齢はs-パラメター較正に用いる理論モデルによる。 面白いことに、年齢 - s-パラメター較正は標準的(Elson, Fall)とオーバーシ ュート(Girardi et al) のどちらも年齢では 10 % 以内で一致する値を与える。 これは RGB が完全に展開するのは t ∼ 700 Myr で、かつかなり急速 (Δt ∼ 300 Myr) であることを示唆する。しかしながら、オーバーシ ュートで較正した s-パラメターから導いた相転移時期は最近の Girardi et al によるその時期よりかなり早い。この矛盾の原因を解決するための新しい較正 について論じた。 |
|
LMC 星団の近赤外カラー進化
Kyeong, Tseng, Byun 2003, AAp 409, 479 | LMC 星団 t = 5 Myr - 12 Gyr の 28 個 の JHK 画像からアパーチャ測光で等級を 求めた。可視バンドと異なり、年齢によるカラーの変化が見られなかった。 |
|
AGB 星を囲むダストシェル： SSP 積分スペクトルへの影響
Piovan, Tantalo, Chiosi 2003, AAp 408, 559- | ダストAGB星の影響を入れた SSP モデルを作った。その 結果のSED変化をIRAS カラーとして追った。 |
|
マゼラン雲の恒星進化モデル
Castellani, Degl'Innocenti, Marconi, Prada Moroni, Sestito 2003, AAp 404, 645 | 何を言っているのか判らなかった。 |
|
LMC 星団の VLT 測光による中間年齢恒星進化モデルの検証 III.パドヴァモデル
Bertelli, Nasi, Girardi, Chiosi, Zoccali, Gallart 2003, AJ 125, 770 |
LMC の中間年齢星団 NGC 2173, SL 556, NGC 2155 の CMD パドヴァ進化モデルを
用いて解析し、年齢とメタル量を決めた。ベストマッチは2つのフィッティング関数
を使って決めた。二つの異なる基準が用いられた。その一つはレッドクランプカラー
の不確かさを考慮している。星団メタル量の観測値の不確かさを考えて、我々は
許容される解の組を与えた。 NGC 2173 は 1.7 - 1.4 Gyr 以前に 0.3 Gyr の間星形成が続いた。Z = 0.0016 - 0.003 である。SL 556 は年齢 2.0 Gyr、メタル量は採用する比較基準により 変化し、 0.002 - 0.004 である。 NGC 2155 では年齢 2.8 Gyr, Z = 0.002 - 0.003 であった。この星団の CMD はオーバーシュートをもっと有効にする必要を示している。 一般に t 大、Z 低では MRCK は MRCI より変動幅が大きい。さらに、 t > 1.5 Gyr では Z が大きくなると MRC K が減少する。これは、 MRCV、 MRCI と逆のふるまいである。我々は太陽近傍でのMRC に対する星団のMRC補正値、ΔMRCK を 任意の種族に対して与えた。これは Girardi, Salaris が V-, I-バンドで行った ことの拡張である。銀河散開星団のデータが予想した ΔMRCV, ΔMRCI, ΔMRCK と合致する かを示した。 様々な銀河に対する多色VIK種族補正を与えた。これらは Alves et al が 行ったレッドクランプの VIK 観測から距離と減光を同時に決めるという方法に使える だろう。我々はこの方法を 47 Tuc で試した。この星団には視差に基づくMSフィットと 減光の値が既に得られている。われわれは又 V と I 測光のみで減光と距離を決めて みた。この手法のOGLE-IIフィールドへの応用とAlves et al の結果は DM(LMC) = 18.50 を与える。 |
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LMC 星団の VLT 測光によ中間年齢恒星進化モデルの検査 II.イエールモデル
Woo, Gallart, Demarque, Yi, Zoccali 2003, AJ 125, 754 | LMC 中間年齢星団 NGC 2173, SL 556, NGC 2155 を Yale モデルと比較した。 この企画の目的は、比較的低メタル量中間年齢種族の CMD を再現するには、 対流核にどのくらい強いオーバーシュートが必要かを決めることである。適当な オーバーシュート強度と連星の割合が CMD の再現に必要であった。分解不能の 連星が収縮核時期のギャップを埋めるが、孤立星のみではこれは再現できない。 年齢は NGC 2173 が 1.5 Gyr, SL 556が 2.1 Gyr, NGC 2155 が 2.9 Gyr であった。 |
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LMC 星団の VLT 測光によ中間年齢恒星進化モデルの検査 I.データ
Gallart, Zoccali, Bertelli, Chiosi, Demarque, Girardi, Nasi, Woo, Hi 2003、AJ 125, 742 | LMC 中間年齢星団 NGC 2173, SL 556, NGC 2155 を VLT で V,R 観測した。データ と Padova および Yonsei-Yale 等時線との予備的な比較も行った。 |
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LMC 星団による恒星集団進化モデルの検査
Beasley, Hoyle, Sharples 2002, MN 336, 168- | LMC 24 星団の積分スペクトルを提示する。観測は UK Schmidt FLAIR 分光計を 使用した。スペクトルから Lick/IDS 指数を導き、SSPモデルと比較した。 星団のSSP予言のメタル量を文献、特に Olszewski et al 1991 からの CaII 三重線 と比較した。-2.0 ≤ [Fe/H] ≤ 0 で一致がよい。しかし、Mg2 指数は系統的に高い（+0.5）メタル量を与える。[α/Fe] が LMC 星団では 高いのかも知れない。以前知られていなかった 11 星団のメタル量が与えられた。 Hβ, Hγ, Hδ Lick/IDS 指数から導かれる SSP 年齢を文献にある 年齢と比較した。一致は良かった。6個の球状星団は HST CMD 年齢とよく合ったが、 二つの球状星団 NGC 1754 と NGC 2005 は HST からは 15 Gyr, 指数からは それぞれ 8 Gyr, 6Gyr となった。青い水平枝星がバルマーライン強度を 1 A 程度上げた可能性がある。結論として、 Lick/ICD 指数は LMC 星団の年齢と メタル量を決めるのに有用であり、LMC 星団のために要求される低年齢、低メタル への外挿も大きな系統誤差を生まない。しかし、低メタル球状星団の場合、 水平枝形態学の情報がないと不確かになる。 |
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低メタル中間年齢 AGB 星のイールド：それらのCNO とリチウム組成への役割。
Ventura, D'Antona, Mazzitelli 2002, AAP 393, 215- | HBB を受けている M = 2.5 - 6 Mo, Z = 0.0002 - 0.01 の TP-AGB 進化を計算した。 マスロスはマゼラン雲高リチウム星の観測と合うように 仮定し、Canuto と Mazzitelli の Full Spectrum of Turbulenc モデルで対流を 扱い、進化は完全に追跡された。計算結果は原始球状星団進化の枠組みの中で議論 された。我々が得た結果は、（１）Z ≤ 0.001 では M ≥ 4 Mo の星は完全な CNO サイクルを経る。それらの星の表面にはその結果が現れ O が減少する。（２） 大部分で第3ドレッジアップが起きる。しかし、C は HBB で N に変わる。最も低 メタルの Z = 0.0002 では O 燃焼が激しく、C が O より多くなる。つまり、低 メタル中間年齢星では O 燃焼の結果炭素星が誕生する。（３）もし、球状星団星 がこれらの過程の生成物で汚染されると He が Y = 0.24 から Y = 0.28 まで 上がる。これは表面だけの汚染なら重要な結果は生じないが、星が丸ごとそのような 環境で誕生すると大きな影響がある。（４）リチウムのイールドは興味ある問題で ある。 |
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NGC 1866: 恒星進化のワークベンチ
Barmina, Girardi, Chiosi 2002, AAp 385, 847- | NGC 1866 は恒星進化モデル間の優劣を付けるのに使える。Testa et al は オーバーシュートなしの古典モデルで十分であると結論した。しかし、彼ら自身の データをより詳しくしらべ、オーバーシュートは確実に必要であり、それに 幾分かの連星の寄与が無いと CMD の再現は出来ない。古典理論の大きな欠陥は それが主系列星と巨星の数の比を再現できないことにある。 |
| 論文名 | 内容 |
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30 Dor フィールド種族の初期質量関数
Selman, Melnick 2005, AAp 443, 851- | Wide Field Imaging 測光に基づいて、 30 Dor スーパーアソシエーションの フィールド星の星形成史とIMF を定めた。星形成史は 10 - 20 Myr 昔に星形成 が急増したことで特徴付けられる。これは、LMC 東半分、 30 Dor や Constellation III にまで至る領域、で全体的に恒星種族の年齢により示される特徴である。 フィールドIMF は 7 - 40 Mo でサルピーター則にほぼ合っている。 |
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LMC 外辺の表面輝度と星種族
Gallart, Stetson, Hardy, Pont, Zinn 2004, ApJ 614, L109-L112 |
LMC 中心から 8° 離れた 36' × 36' 領域の CMD と、そこまでの
LMC 表面輝度分布を提示する。深い CMD により初めて表面輝度 = 26.5 mad arcsec
-2 のここでの年齢分布が導かれた。R = 474'では主系列はターンオフ
I = 21.5 の古い種族から I = 19.5 の 2.5 Gyr 種族まで分布している。その先では
年齢 2.5 - 4 Gyr 種族の密度が急落する。 全領域で主な種族より明るく青い星が見られる。それらは 1.5 Gyr 等時線によく 合う。最近の星形成かマージャーを意味するのかも知れない。 表面輝度はこの距離でも指数型で、円盤の途切れは見られない。LMC 円盤は 7 kpc までは拡がっている。これらの結果は、中心がずれた不規則矮小銀河の比較的浅い CMD で青い星が見られないことは必ずしも銀河系ハローのように古い星だけの星構成を 意味しない、ことを示す。 |
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多波長での恒星同定 - マゼラン雲種族と銀河系若い星への応用
Delmotte 2003, Thesis |
DENIS, 2MASS, GSC-II, UCAC 点源カタログからマゼラン雲マスターカタログ MC2 を
作った。http://vizier.u-strasbg.fr/MC2/ B 型星の NIR 絶対等級をスペクトル型の関数として較正した。ヒッパルコスによる 距離を 2MASS 等級と組み合わせ、減光、連星の効果をシミュレーションで補正した。 この方法で 2MASS を使い、銀河系の若い円盤の構造、若い散開星団の性質を調べる ことが可能となった。LMC の電離領域とそこの若い星を調べる研究を開始した。 |
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LMC 新星領域の局所恒星種族
Subramaniam, Anupama 2002, AAp 390, 449- | LMC 新星の周辺の種族を調べて新星を産み出す種族を決めた。新星の数分角以内の 星種族年齢を V-(V-I) CMD への等時線フィットで決めた。様々な進化段階にある 星の割合を主系列星光度関数と赤色巨星光度関数を用いて比較された。中間年齢種族 年齢の上限は全ての領域で 4 Gyr であった。これらの領域で星形成は 4 - 2 Gyr 以前に開始された。3.2 Gyr 昔というケースが最多であった。ファースト新星の 母種族は年齢 3.2 - 1 Gyr らしい。これは銀河系激変星の理論的予想値と大体合う。 遅い新星の周辺はもっと古い年齢、> 4 Gyr を示す。 |
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銀河、星団、星のスペクトルライブラリー Santos, Alloin, Bica, Bonatto 2002, IAUS 207, 727 | VizieR オンラインデータカタログ。２０論文にある、および未公開スペクトル を集めた。個々のデータを平均したり、つないだりしたテンプレートスペクトル も提供している。星団と若いタイプの銀河については、以前(Leithere et al 1996) に発表したものが含まれている。スペクトルは赤化補正を施されている。分解能は 3 - 23 A, λ = 5870 A で 1 に規格化されている。 |
| MSX, 2MASS, and the LMC : 近赤外・中
間赤外を結合した眺め Egan, Van Dyke, Price 2001, AJ 122, 1844- |
LMC 内の 1806 MSX 天体を 2MASS と突き合わせ、 1664 天体を同定した。カラーから 主系列星、巨星、赤色超巨星、炭素星、Oｰリッチ AGB 星、惑星状星雲、HII領域、前 主系列星などを分類した。その内 731 星はこれまでに分類がなされていなかった。 これらすべての天体のリストを作成した。MSX の 8.3 μm が探査の限界を決めて いる。そのため、赤色超巨星、AGB 星、惑星状星雲のうち明るい天体のみが LMC で 検出されている。残りは銀河系の前景星であろう。LMC 赤外天体の空間分布は 星形成、進化、銀河全体の進化を理解する基礎になる。近、中間赤外測光は LMC の 新しい天体同定に有用である。 |
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2MASS による LMC の恒星種族
Nikolaev, Weinberg 2000, ApJ 542, 804- | LMC 2MASS CMD の形態学的解析を行った。以下は別項参照。 |
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MACHO LMC の９００万星の色等級図
Alcock, +25 2000, AJ 119, 2194 | LMC バーの九百万星の CMD を示す。まず、非変光型の青色および赤色長巨星と 関連するセファイド変光星を数え、セファイド不安定帯を定義する有効温度を 測った。次に恒星進化論が予言する寿命をテストした。これは低光度セファイド の起源にも関連する。AGB 星の光度関数は二つのピークを持つ。これは分離して 存在する古い種族(≥ 1 Gyr) のためと解釈した。低光度の AGB 星は低メタル で古い種族であろう。水平枝と巨星枝の平均的性質を比較して、NGC 411 と M 3 をバーの古い種族を表わす典型とした。しかし、RR Lyr は不安定帯の赤い側に 集中している。また、AGB Bump も非常に赤い。（AGB Bump 星の数/RR Lur の数） の比は非常に大きい。あと、らーらーらー。 |
| 論文名 | 内容 |
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HST 色等級図から導いた LMC 中間年齢星団の物理パタメター
Kerber, Santiago, Brocato 2007, AAp 462, 139- | HST によるLMC 15 星団の画像から CMD を解析した。 方法は主系列の稜線とレッド クランプの位置をフィットするモデルをパラメター空間の中から探すものである。 その結果得られた星団の年齢とメタル量から作られた AMR は文献にあるそれらから の AMR と較べ分散が小さい。星団の空間分布は円盤に沿ってはいるが、もっと高い 所まで広がり、星団が必ずしも円盤内で作られたのではないことを示している。 |
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LMC 大星団の詳細な性質
Grocholski, Sarajedini, Cole, Geisler, Olsen, Tiede, Smith, Mancone 2006, AAS 209.4001 | VLT の FORS2 により、年齢 1 - 13 Gyr, -0.3 ≥ [Fe/H] ≥ -2.0 の LMC 28 星団内の 200 星の近赤外スペクトルを得た。CaII 3重線からメタル量と視線速度を 決定した。さらに、公開されている VLT/FORS2 像と HST/WFPC2 アーカイブを合わせ、 15 星団の測光データを得た。それにここで決めたメタル量を使って、主系列等時線 フィットを行い、年齢を決めた。最後に、 レッドクランプ星の K 等級から 17 星団 の距離を決めた。 |
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LMC 赤色巨星 CaII ３重線の分光 I. 大星団の組成と速度
Grocholski, Cole, Sarajedini, Geisler, Smith 2006, AJ 132, 1630- |
VLT の FORS2 により、年齢 1 - 13 Gyr, -0.3 ≥ [Fe/H] ≥ -2.0 の LMC 28
星団内の 200 星の近赤外スペクトルを得た。CaII 3重線から個々の星のメタル量と
視線速度を決定した。その平均から星団のメタル量と速度を求めた。8星団は分光で
メタルが決められたのは初めてであり、その内6星団は初めて視線速度が得られた。 さらに、公開されている VLT/FORS2 像と HST/WFPC2 アーカイブを合わせ、 15 星団の測光データを得た。それにここで決めたメタル量を使って、主系列等時線 フィットを行い、年齢を決めた。NGC 1718 は 中間年齢(∼ 2 Gyr) の中では最も 低メタル([Fe/H] = -0.8) である。以前の研究と合う結論として、星団速度は回転 円盤形という描像に矛盾しない。ハロー的な運動を示すデータは得られなかった。さら に、これも以前の研究と同じだが LMC にはメタル勾配がないことを確認した。バー が円盤をかき混ぜているのではないか。 しかし、以前の研究と異なり、高メタル星団（[Fe/H] ≥ -1.0）は緊密な分布 （平均[Fe/H] = -0.48, σ = 0.09）で、太陽方向へのテイルは示さない。星団 分布はバーのフィールド星と同じになった。これはバーと中間年齢星団が共通の星 形成史を持つことを示唆する。最近のモデルでは SMC との近接遭遇により 4 Gyr 昔にバーと中間年齢星団が同時に作られたとしており、それと一致する。 |
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マゼラン雲星団の ISOCAM 観測：データ
Tanabe, Kucinskas,Nakada,Onaka,Sauvage 2004、ApJS 155, 401 | LMC, SMC の 17 星団のISOCAM観測、 4.5, 6.7, 12 μm, の結果。 |
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HST のマゼラン星団測光 I. 古い星団 NGC 1928, 1939, Reticulum
Mackey, Gilmore 2004, MN 352, 153 | HST 搭載の Advanced Camera for Surveys による NGC 1928, 1939 and Reticulum 観測 の結果を示す。３つとも、MS ターンオフが V ∼ 23, 水平枝の存在など t ≥ 10 Gyr であることを示す。CMD から、 Reticulum は、[Fe/H] = -1.66 ±0.12, E(V-I) = 0.07 ±0.02, NGC 1939 は、[Fe/H] = -2.10 ±0.19, E(V-I) = 0.16 ±0.03, NGC 1928 は、[Fe/H] = -1.27 ±0.14, E(V-I) = 0.08 ±0.02 であった。 NGC 1939 の水平枝は不安定帯の青い側、NGC 1928 は殆ど不安定帯の青い側だが さらに青い方に広がっている。Reticulum は不安定帯をまたいで分布している。 これで LMC 球状星団の数は 15 で、それに特異な少し若い ESO 121-SC03 がある。 |
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Ca II ３重線によるメタル量決定を若い低メタル星へ拡張する
Carrera, Gallart, Zinn, Pancino, Hardy in Origin and Evolution of the Elements 2004 | Ca II 三重線の中間年齢および若い種族への較正を論じる。ここでは 11 散開星団 の観測に基づく予備的結果を論じる。 |
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SMC 内の非常に若い３星団の HST 観測
Stanghellini, Villaver, Shaw, Mutchler 2003, ApJ 598, 1000- | SMC 内で惑星状星雲と思われていた MA 1796 と MG 2 を HST で観測したら、 超稠密星団であった。たまたま MA 1796 の同じフレーム内に入っていた MA 1797 も同様であった。MA 1796 と MG 2 は非常に強い減光を受けていて、 どちらも直径 1 pc である。 MA 1797 は直径 3 pc で、既知の SMC ultracompact HIIR と似る。これらの星団の最も熱い星でも精々 B0 型であった。 |
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LMC と SMC の星団質量関数：光度とサイズのサンプル効果
Hunter, Elmegreen, Dupuy, Mortonson 2003、AJ 126, 1836 | LMC 11.0 kpc2, SMC 8.3 kpc2 から 939 星団の UBVR CCD 画像 を撮り、減光補正の後、カラーと等級を年齢と質量に変換した。得られた質量分布を 光度低下、蒸発、星団半径バイアスの効果を調べるために用いた。データは明らかに 光度低下により検出限界以下に落ち込むことを示す。初期星団質量関数 (ICMF) は 質量年齢分布を星団種族モデルにフィットして求めた。これらのモデルから 光度低下や分解作用の影響を受けず、等間隔 log t 毎の年齢と最大星団質量の相関 勾配によって、ICMF を決める方法が見つかった。一様な星団形成率の場合はこの 勾配は、ICMF が dn(M)/dm ∼ M-α の時、 1/(α - 1) である。LMC, SMC では α = 2 - 2.4 である。この方法で、LMC の年齢ギャップ 3 - 13 Gyr の期間に星団形成率は 0.1-1Gyr の 1/10 であることが判る。最も 古い星団は銀河系ハロー球状星団と年齢、質量で対応する。これらはより低質量星団の 傾向の延長には乗らず、別グループを形成する。 |
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LMC 星団 NGC1836, NGC1860, NGC1865, SL 444, SL 548 の基本パラメター
Piatti, Eduardo, Geisler, Claria 2003, MN 344, 965- |
LMC の中間年齢と若い星団のワシントン測光研究を補うため、200 - 700 Myr の
６星団を観測した。T1 - (C-T1) CMD はメタル量に特に
鋭敏である。 NGC 1860, NGC 1865 周辺部の ΔT1 指数（
Geisler et al 1997)を用いて年齢とメタル量を決めた。 これで星団の総計は３７に達した。内側円盤の西側は東側よりは平均して若くて 高メタルである。バースト形成メカニズム、その中心は 2 Gyr 以前にある、がこの 特徴を説明する。 |
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LMC バー内中間年齢フィールドに埋もれた若い星団
Piatti, Geisler, Bica, Claria 2003, MN 343, 851- |
LMC バーの北西部に埋もれ、中間年齢星団 NGC 1865, SL 244 を中心とする領域
で１１星団のワシントン測光を行った。星団の CMD を
周囲のフィールドから分離することができた。それらをワシントンシステムの等
時線と較べて、赤化、と年齢を 5 星団、SL 218, BRHT4b, NGC 1839, 1838, 1863
について得た。それらの年齢は 50 - 15 Myr の範囲に分布した。見かけ位置は近いが、
NGC 1836 と BRHT4b は年齢に開きがある。それらが連星団として生まれた可能性は
低い。しかし、後の捕獲は否定できない。 この結果から、バーの中に残っている中間年齢星団のそれぞれに対して、同じ領域 で多くの若い星団が生まれていることを示した。 |
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LMC 星団 NGC 1866 の光度関数
Brocato, Castellani, Di Carlo, Raimondo, Walker 2003, AJ 125, 3111 | HST で V = 27 に達する V, I 測光を LMC 星団 NGC 1866 で行った。星団の光度 関数が星団中心からの距離に応じて変化する明らかな証拠がある。内側では低光度 星が少ない。全体の光度関数はサルピーター光度関数とよく合う。 |
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積分スペクトルによる SMC 星団の年齢決定
Ahumada, Claria, Bica, Dutra 2002, AAp 393, 855- | SMC 16 星団の積分スペクトル (3600 - 6800 A) の線強度と連続光から、年齢と 赤化を出した。比較にはパラメターの知れた星団を使った。観測星団の過半は 若い (5 - 60 Myr) が、L 28, NGC 643, L 114 は 1-6 Gyr である。良く知られ ている NGC 416 は比較のために撮られた。得られた赤化は 0.00 ≤ E(B-V) ≤ 0.15 であった。 |
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マゼラン星団 II. ６LMC星団、１０SMC星団の B, V 色等級図
Matteucci, Ripepi, Bracato, Castellani 2002, AAp 387, 861- | ESO 1.54m デンマーク望遠鏡により LMC 6, SMC 10 星団の B,V 撮像を行った。画角が 広いので星団と周辺の CMD が得られた。フィールドの古い種族は通常仮定されるより ずっと低いメタル量であることが判った。フィールドのレッドクランプ星について 短い議論を行った。 |
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LMC 星団 I. HST 21 色等級図
Bracato, Di Carlo, Menna 2001, AAp 374, 523- | LMC 21 星団の WFPC2 観測結果を示す。 |
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SMC 方向中間年齢 5 星団の年齢とメタル量 Piatti, Santos, Claria, Bica, Sarajedini, Geisler 2001, MN 325, 792 | SMC 外辺方向の L32, K38, K28(L43), K44(L68), L116 の CMD を初めて得た。 測光はワシントン C, T1 で行った。年齢は主系列ターンオフと レッドクランプとの等級差、メタル量は赤色巨星枝から求めた。得られた年齢は 2 - 6 Gyr, メタル量は -1.65 < [Fe/H] < -1.1 であった。L 116 は 前景星団で LMC より 銀河系に近い。我々の結果は年齢ーメタル量関係で突然の 増加を示し、バーストの存在を支持する。 |
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LMC 内の若い星団、NGC 1805 と NGC 1818 Johnson, Beaulieu, Gilmore, Hurley, Santiago, Tanvir, Elson 2001, MN 324, 367 | HST データに基づき、これらの若い星団の重い星成分を調べ、年齢とメタル量を 定めた。Be 星とブルーストラグラーには特に気を付けた。 |
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LMC 大星団内の星の光度関数 Santiago, Beaulieu, Johnson, Gilmore 2001, AAp 369, 74- | HST による LMC 6 星団の V, I 測光から、MV = 6 (M > 0.9 Mo) までの光度関数 φ(MV) を求めた。光度関数の傾斜は LMC 中心 からの距離と共に急になっていく。質量分離の大きな星団中には二つの若い 星団 NGC 1805 と NGC 1818 がある。NGC 1805 の方が NGC 1818 より急である。 この二つは年齢が 40 Myr 未満なので、差は形成後の力学的作用というより初期 状態を反映しているのだろう。 |
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SSP のカラー II. 古い星団 Bracato, Castellani, Poli, Raimondo 2000, AAp 146, 91- | η = 0.4 のレイマースマスロス式で計算した SSP 等時線は球状星団 CMD の メタル量による変化をよく表わす。 Z = 0.0001 - 0.02, t = 8 - 15 Gyr の 星団の積分カラーU-B, B-V, V-R, V-I を計算した。 t = 15 Gyr の計算カラー は銀河系、LMC 球状星団の観測値とよく合う。 |
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SMC 星団カタログの更新 Bica, Dutra 2000, AJ 119, 1214- | OGLE CCD サーベイによる新しい 46 星団の追加を行った。これで総数は約 700 になった。 |
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OGLE LMC 星団の BVI 測光 Pietrzynski, Udalski, Kubiak, Azymanski, Wozniak, Zebrun VizieR オンラインデータカタログ J/other/AcA/49.521 | LMC 5.8 平方度で 745 星団が検出され、その内 126 は新発見だった。それらの 位置、半径、星数をカタログ化した。ファインディングチャートと CMD も得られる。 |
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SMC 内のほぼ同年齢の星団 Rich, Shara, Fall, Zurek 2000, AJ 119, 197 | HST により、SMC の MV < -6 で年齢が 1 Gyr 以上の明るい 7 星団を測光し、ターンオフ年齢を求めた。一般に受け入れられている考えと違い、 これらの星団は二つの短い時期、一つは 8 ±2 Gyr、もう片方は 2 ± 0.5 Gyr、に形成されている。8 Gyr バーストの 4 星団、NGC 339, 361, 416 と Kron 3 の CMD 尾根線をレッド HB で揃えると(等級のシフトを距離と考え)ターン オフ等級の分散は ±0.2 等で年齢に直すと ±0.7 Gyr である。 2 Gyr バーストの 3 星団、NGC 152, 411, 419 の場合は ±0.2 等で年齢に 直すと ±0.2 Gyr である。各グループ内で尾根線の形は殆ど同じで、 それらが同一の年齢とメタル量を持つことを支持する。この様に新しい高精度の 観測は以前の考え、SMC の連続的星団形成、と反対にバーストで刻まれた 星団形成を支持する。 |
| 論文名 | 内容 |
| 可視変光に基づく LMC バーの HAeBe 星探査
de Wit,Bearlieu,Lamers 2002, AAp, 395, 829- |
LMC バー内 80,000 星のEROS1データベースから青い不規則変光星を探した。 我々の以前の探索で見つかった７候補星に加え、新たに１４候補星を発見した。 光度曲線とカラーに基づき、これら新天体を EROS LMC HAeBe 候補天体 (ELHCs) と 名付けた。これらは 60 μm 輝度が高い領域、おそらく星形成域、に分布している。 これらは３つの領域に集中し、特に多数が N 120 星雲複合体の周囲に集まっている。 光度曲線を、星周雲が星の周りを廻って星の光を隠すという、簡単なモデルで解釈 した。ダスト雲の距離は星から 10 - 数100 AUs である。天体の大部分は暗い時に 青いという変化を示す。これはPSF以下の大きさの（青い）散乱星雲のためと考えら れる。星の光度は 3.4 < log(L/Lo) < 4.2 で、カラーは O-型か、B-型星を 示唆する。HR 図上で星の位置は銀河系の星の誕生線（ZAMS?)より一桁上に位置する。 ELHC 星を可視変光で検出する方法を議論した。EROS1 領域では ELHC 星の検出は V ∼ 16.5 mag まで完全である。 |
| LMC 南西部の OB アソシエーション
とフィールドの星の紫外・可視観測 Parker, Zaritsky, Stecher, Harris, Massey 2001, AJ, 121, 891- |
Ultraviolet Imaging Telescope (UIT) を用いた撮像測光に地上からの測光、分光
観測を組み合わせて、N79, N81, N83, N94 周辺の OB アソシエイション内の星を
解析した。特に、 OB アソシエイション Lucke-Hodge 2 (LH 2) のデータを比較して、
異なった測光整約と較正が初期質量関数にどのくらい影響するかを調べた。メディアン
測光値の差はメディアンで 30 % まで異なるが、結果として得られた未補正の IMF は
類似であった。5 - 60 Mo で典型的には γ ∼ -1.6 である。しかし、フィー
ルド星の除去補正を行うと、IMF は平らになって、 γ ∼ -1.3 ± 0.2
となる。これは Salpeter IMF に近い。これは、星形成領域ではフィールド星の補正
が以下に重要かを示す。 UIT データと MCPS データをつなげてフィールドの O-型星分布を調べた。ほぼ半分の O-型候補星がどの OB アソシエイションからも離れたフィールドで見つかった。これは Garney, Conti, Chiosi,1982 が太陽近傍の O-型星について述べたことと合致する。 これらはどの OB アソシエイション境界からも 2' (30 pc) 以上離れている。これは 典型的速度分散の値ではO-型星寿命内には到達できない距離である。可能性として 考えられる、兆脱星、低密度星形成領域メンバー、孤立形成した大質量星のどれが 正しいかは今後の課題である。 |
| SMC の惑星状星雲 Gale, Winkler, Smith 2001, AAS, 198, 1302 |
Magellanic Cloud Emission-Line Survey (MCELS) の一部として、SMC 中心部の 2.8° × 2.5° を調べた。PN 光度関数 (PLLF、[OIII]5007A) は系外 銀河の標準光源として重要である。過去の研究では SMC 内に 99 PN 候補天体が あるが OIII フラックスが測られたのは 27 天体である。我々の観測領域内 69 天体の位置を詳しく調べた結果、8 天体は duplicates であり、10 天体は 間違いであった。残り 51 天体の精密な位置と[OIII], Hα フラックスを 決めた。さらに新しく 13 PN 候補天体を同定し、それらのフラックスも測った。 [OIII] 光度関数を作ったが、以前のものより低光度側に伸びている。ＭＣＬＥＳ は CTIO 0.6 m シュミット望遠鏡を用いての研究である。ＳＭＣ，ＬＭＣを Hα, [SII] 6717, 6731A, [OIII] 5007A の３本とグリーン、レッド連続光 で撮像している。 |
| LMC 惑星状星雲の形態と進化 Shaw, Stanghellini,Mutchler, Balick, Blades 2001, ApJ 548, 727- | HST により LMC の 29 PN に対し、。Hα, [NII]λ6583, [OIII] λ5007, + [OI], He I, [SII] ラインのの画像とスリットレススペクトル を得た。ＨＳＴアーカイブにある 31 PN の画像と合わせて解析した結果、双極流 を含む非対称星雲（種族Ｉを示唆する）の出現率が銀河系より高いことが判った。 非対称性は非常に若い星雲（力学年齢 ∼ 1400 yr）で見られ、星雲形態の 大きな特徴が惑星状星雲形成に関連し、その後の、中心星輻射や星風による膨張 外層の整形作用は２次的であることを窺わせる。双極コア星雲が純粋の双極星雲 に進化するらしい証拠が見つかった。 |
| LMC での post-AGB 進化 Villaver, Stanghellini, Shaw 2003, ApJ 597, 298- |
HST を用い、LMC 内 35 PN 中心星の測光を行った。理論的 HR 図と比較して、
16 中心星の質量を決めた。その際の星の有効温度は Zanstra 法で決めた。この
中心星質量関数はこれまでに銀河系外で得られた中で最も大ききい。その平均値
は 0.65 Mo である。この平均値は銀河系白色矮星の平均質量と合う。 LMC PN の研究からは、post-AGB期の星風からのエネルギー注入に関しての 整約が得られる。 |
| MACHO 計画変光星調査 X. R CrB 星 Alcock + 28 2001, ApJ 554, 298- |
MACHO から LMC で新たに 8 つの R CrB 星が発見された。発見により LMC 内
R CrB の総数は 13 になった。更に DY Per と似た変光星を 4 つ見つけた。
これらの星は R CrB 星よりずっと減光が緩やかで、表面温度は R CrB 星より
低い。銀河系 R CrB 星の光度は距離が不定な為に判らなかった。LMC R CrB 星
の光度範囲は以前 MACHO の小さいサンプルから推定されていたより広く、
Mbol = -2.5 ∼ -5 mag である。低温度の R CrB 星ほど光度は低いようだ。
低温度 (Teff ≈ 5000 K) の R CrB 星は以前想定されていたよりずっと多い
らしい。MACHO フィールドで発見された R CrB 星の数から、銀河系内には 3200 個
の R CrB 星が存在すると考えられる。 同様の探査は SMC でも行われたが一つも見つかっていない。 |
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HST NICMOS による 30 Dor 星雲中の中間質量前主系列星の検出 Brandner, Grebel, Barba, Walborn, Moneti 2001, AJ 122, 853 | HST NICMOS による 30 Dor 星雲の観測で以前から知られていた 4 つのクラス I 原始星に加え、銀河系の前主系列星と赤外超過が似た 20 天体を新しく発見した。 それらの内最も暗い星は T Tau 型星と似たカラーを有し、明るさも似ている。 初期質量関数の低質量側カットオフの証拠は見出せなかった。その代わり、 フィラメント状の雲の中の塊りの中に 1.5 Mo から O 型星に至る質量の天体が 埋まっているようである。若い恒星状天体は主に R 136 星団の北に位置している。 この領域は将来 OB アソシエーションに進化すると考えられる。今回の観測は 30 Dor 領域でシークエンシャル星形成が進行していることを示した。 |
| 論文名 | 内容 |
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LMC ダストに埋もれた赤色巨星の 3 μm VLT スペクトル
van Loon, Marshall, Cohen, Matsuura, Wood, Yamamura, Zijlstra 2006, AAP 447, 971 | MSX, 2MASS カラーに基づいて選んだ LMC 赤外線星の VLT 2.9 - 4.1 μm スペクトルを解析した。30 星中 28 星は炭素星であった。C2H2 3.1, 3.8, 3.7 - 3.78 μm, HCN 3.57 μm 吸収線を調べた。C2 H2 強度が強いが、これは C/O 比が大きいためと思われる。HCN と CS は 逆に弱い。 |
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低質量星の第３ドレッジアップ：LMC 炭素星ミステリーを解く Stancliffe, Izzard, Tout 2005, MN 356, L1 | LMC に存在する低光度炭素星の説明は長い間謎であった。そのためにはドレッジ アップがより早くより深く起こる必要がある。我々は STARS 進化コードを用いて Z = 0.008, 0.004 の計算を行い、1 - 3 Mo で炭素星の形成に成功した。 その結果何の操作なしに LMC 炭素星光度関数を再現できた。SMC に関しては 第３ドレッジアップ開始のコアマスを 0.06 Mo 引き下げる必要があった。 |
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LMC 炭素星の赤い尾：モデルは 2MASS, DENIS 観測と合う。 Marigo, Girardi, Chiosi 2003, AAp 403, 225 | LMC の 2MASS, DENIS CMD にははっきりした赤い尾が見られる。この尾はこれまでの TP-AGB モデル等時線には無かった。スケール太陽分子オパシティがこれまでの モデルで使用されていたが、それでは「赤い尾」の再現が不可能である。これまで 議論されていた観測的炭素星 Teff - (J-K) 関係は解決につながらない。矛盾の 解決は単純に分子オパシティの転換にある。その結果、初めて「赤い尾」を 説明することに成功した。 |
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分光的に同定された銀河系外炭素星の 2MASS 観測 Demers, Dallaire, Battinelli 2002, AJ 123, 3482 | 分光的に同定された LMC 炭素星を 2MASS で同定した。我々は Ks バンドでさえ、 炭素星の等級が広がっていることを確認した。一定のカラー巾で選ぶと炭素星の I, Ks 等級分布は良く似た狭い分散を示す。等級とカラーの基準を使い、2MASS からフォルナックス矮小楕円銀河に 26 の炭素星を見出した。LMC, SMC の炭素星の 方がすこし明るいことが判った。この差が年齢かメタル量によるかは未定である。 |
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マゼラン雲の AGB 星 I. C/M 比 Cioni, Habing 2003, AAp 402, 133 | LMC では C/M 比が中心距離と共に減少する。SMC ではそのような現象は見られない。 C/M 比の分布は塊り状で、[Fe/H] の広がり 0.75 に対応している。ブリッジ方向 には C/M 比の上昇が見られる。 |
| 論文名 | 内容 |
| LMC の長周期変光星 Fraser, Hawley, Cook, Keller 2005, AJ 129, 768- |
8 年間に及ぶ MAassive Compact Halo Objects 計画の変光曲線を、2MASS の等級、
カラーを合わせて、22,000 個の LMC 長周期変光星を同定した。周期光度関係は
６本の明瞭な系列を明らかにした。これは OGLE の結果と一致する。炭素星は
２系列にのみ存在した。その明るい側は J-Ks > 2 の赤い星で占められている。
これはそれらがダスト雲で覆われていることを意味する。 周期の最も長い付近の系列は短周期側の系列に較べ形態が異なっている。特に 周期が最も長い星は低光度の RGB 星に広がっていて光度関数のピークは AGB 星 にはない。意味不明 |
| 低メタル AGB 星の超星風速度 Marshall, van Loon, Matsuura, Wood, Zijlstra, Whitelock 2004, MN 355, 1348- |
パークス電波望遠鏡を用い、LMC, SMC のダストに覆われた AGB 星と超巨星からの
OH 1612 MHz メーザーを観測した。その目的は超星風速度の測定である。LMC 8 天体
から 5 メーザー、内 3 天体は新発見、SMC の 2 天体は非検出であった。非常に赤い
IRAS 04553-6825 の OH 線に赤い成分が初めて見つかった。この星の超星風速度が
過小に評価されているのではないかという疑いが正しかった。IRAS 04407-7000 の
改善されたスペクトルに関わらず、やはり OH ラインは一本しか見つからなかった。
新発見の内、 IRAS 05003-6712 は単線であったが、他の２天体 IRAS 04498-6842 と
IRAS 05558-7000 は複線で星風速度を決定できた。 LMC 天体の OH 線は青方偏移成分が赤方偏移成分よりずっと強い。これは LMC 星では銀河系の星にくらべ、光度が高く、ダスト雲が薄いために星からの直接光 成分を増幅する割合が高いからであると解釈される。同じ周期、または光度で 較べると LMC 星風速度は銀河系星より遅い。これはもしダスト/ガス比がメタル量 に比例すると考えた時に単純な輻射駆動星風モデルを支持する結果である。 |
| LMC 長周期変光星：OGLE + 2MASS + DENIS
Groenewegen 2004, AAp 425, 595- |
OGLE サーベイで測られた LMC/SMC 68,000 I バンド変光曲線をフーリエフィットし、
DENIS, 2MASS 星と同定し、分光から同定されたスペクトル型の判る星を探した。
2277 の M-, S-, C-型星の光度曲線、DENIS,2MASS 等級が判った。その結果、各
タイプ毎の周期光度関係が求まった。400 長周期変光星に対し、１７年間の間に
周期の変化が検出された。炭素星は系列 A+, B+, C, D 系列を占めている。A+, B+,
C 系列では M-型星は C-型星より平均すると暗い。これは進化の観点から予想される
ことであり、マゼラン星団で既に見出されていた。しかし、D-系列ではこの効果は
見られない。これは、いわゆる第２長周期は進化効果と関連していないことを示唆する。
３星は 1970 年代には O-リッチと分類されていたが 1990 年代には C-リッチとなった。
おそらく、これらは過去 20 年間の間に熱パルスを経過してスペクトル型を変えるに
十分な量の炭素をドレッジアップしたのであろう。 カラー変化のデータはないか？銀河系で似たデータセットは？ 20 年間を越える観測は AGB 星の 10 % もがこの期間内に脈動モードを変化させたこと を示す。将来のマイクロレンズ観測からより確かな結論が導かれるであろう。J-K ≥ 2.0 の570 星のサンプルが提示された。これらはダストで覆われた AGB 星の候補である。 J-K カットオフの評価がKにおけるダスト減光を最小にするためになされた。これに 基づき、C-, O-リッチ星の周期光度関係が提示された。 完全な表は http://cdsweb.u-strasbg.fr/cgi-bin/qcat?J/A+A/425/595 から、 完全な図は http://www.edpscience.org から得られる。 |
| マゼラン雲の変光星 II. データと赤外特徴
Ita + 12 2004, MN 353, 705-712 | OGLE で検出された LMC 8852 変光星、SMC 2927 変光星のデータを示す。それらは SIRIUS JHK 測光と同定された。周期 - （J-K) 面上で変光赤色巨星は分離し、 これが星の脈動モードとタイプを分離するよい道具であることを示す。 |
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OGLE: マゼラン雲の小振幅変光赤色巨星
Soszynski, Udalski, Kubiak, Szymanski, Pietrzynski, Zebrun, Szewczyk, Wyrzykowski 2004, AcA 54, 129-152 |
OGLE-II に OGLE-III を補足して、赤色変光星が TRGB の上と下の二つのグループ
に分かれることを
見出した。この論文では小振幅変光星（OGLE Small Amplitude Red Giants = OSARGｓ）
、LMC で 15,400 星、SMC で 3,000 星、を
詳細に調べた結果を述べる。OSARGs は Wray, Eyer,Paczynski 2004 により
10 < P < 100 d で 0.005
< A < 0.13 mag で定義される。これらの星の大部分は多重周期を持ち、少なく
とも 30 % はパワースペクトル上で近接した二つのモードを有する。これは非動軸振動を
予想させる現象である。約 50 % は所謂第２長周期を有する。 AGB と RGB 変光星を区別するため、TRGB の上と下とで周期光度図を作った。TRGB より上の星は４本の系列を形成した。TPRG より下の星は、上の星がつくる系列の 低光度側への延長もあるが、大部分は少しずれた系列に沿って並ぶ。 我々は 前者を AGB 星、後者を RGB 星と考える。こうして、TRGB より下の変光星は RGB 星と AGB 星が混ざっていることが示された。 図を見ると、？ なぜ、主周期だけで議論しないのか？ 最後に LMC, SMC, 銀河系 バルジの変光星に対してピーターソン図を作った。その結果、これらの星の脈動の 性質が類似していることが判った。 |
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NOA データベースによる変光星の研究：LMC 長周期赤色変光星の多系列周期光度関係
Noda, Takeuti, Abe, Bond, Dodd, Hearnshaw, Honda, Honma, Jugaku, Kan-ya +20 2004, MN 348, 1120- | MOA で観測した 4 × 106 星のデータを DENIS と比較した。4000 個 の周期的光度曲線を持つ変光星が同定された。それらは食変光星か脈動星であり、 赤色脈動星は Ks = 10 - 12.5 に分布し、Ks = 12.3 に小さな山がある。PLR の 多重系列が確認された。多くの大振幅変光星はミラ系列にある。 |
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LMC の新しいセファイド周期光度関係：92 個の NIR 光度曲線
Persson, Madore, Krzeminski, Freedman, Roth, Murphy 2004, AJ 128, 2239- |
LMC の 92 セファイドをJ, H, Ks で観測した。周期は 3 - 100 日に渡る。インテン
シティで重みを付けた平均等級とカラーから、周期光度カラー関係が導かれた。
赤外 PL, PLC, それに周期-減光フリーWesenheit 関係の分散は極度に小さく、0.10
等程度である。 LMC 円盤の傾きは van der Marel, Cioni 2001 と一致する。Gieren et al 1998 の 銀河系セファイド較正の結果を使い、LMC 中心までの距離を求めた結果、DM = 18.50 ± 0.05 であった。現在この誤差は主に銀河系較正用の星の分散から 来ている。PLC フィットと分散、及び PLC のメタル量依存性を理論的モデルと比較 した結果、近赤外 JHK PLC はメタル量依存が非常に弱いことが判った。メタル量を 太陽から半太陽に下げると、JHK PLR は0.02 等変化する。 |
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NGC 6522, LMC, SMC の晩期型変光巨星。どう違うのか？ Schultheis, Glass, Cioni 2004, AAp 427, 945-958 | メタル量とおそらく年齢分布の異なる上記３領域で、 2MASS 星を MACHO, ISO データ と対照した。それぞれの MK ヒストグラムで TRGB から数が急落するのが 見られた。先端光度はメタル量と共に上がっていく。また、同じMKoに 対しては（J-K)o も赤くなっていく。それらを、銀河系球状星団のデータ(Ferraro et al 2000)と較べた。(J-H, H-K) ２色図では低メタル星系で H-K が赤い星の割合が 高くなることが目立つ。これは炭素星の割合が増加するからである。３つの領域 には同じようなタイプの変光星が含まれている。変光星の割合は低メタルになる と減少する。LMC と SMC の K - log P 図は互いに似ているが、バルジは異なる。 バルジの "A" 系列は MKoTip> を越えない。また、他の 系列も LMC, SMC と較べると上方が丸められている。LMC, SMC では "C" 系列 ( ミラ系列)の P = 200 - 300 d 付近に比較的振幅の小さな変光星が集積している。 ISOCAM による Magellanic Cloud Mini-Survey (MCMS) は MK < -7 で完全なように見える。これは AGB 先端に相当する。波長 7 μm までは 周期等級関係が成立しているようだ。メタル量の変化に関わらず、長周期 及び２重周期SRVからの質量放出の出現は似ている。 |
| OGLE IIデータベースの赤色変光星。
SMC と LMC の比較 Kiss, Bedding 2004, MN 347, L83-L87 | OGLE-II で観測した SMC 内 3200 赤色変光星の周期-光度関係を示す。周期と 2MASS 等級の関係は論文-I で示した LMC の関係とよく似ている。主な特徴は、AGB 星の ４本の系列、TRGB 以前の３本の短周期系列、起源が不明の２本の長周期系列である。 周期光度関係から距離を出した（？！）。TRGB 光度のカラー、メタル依存性は球状 星団から得られた経験則に良く合う。TRGB の下にある偏光性の大部分は RGB 星である。 |
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マゼラン雲の変光星 I.OGLE と SIRIUS の結果 Ita + 12 2004, MN 347, 720-728 |
OGLE-II と SIRIUS から LMC に 8852, SMC に 2927 変光星を同定した。 （１）SMC にも LMC と同じ系列を見出した。 （２）系列 A, B はTRGB 光度で不連続となる。 （３）系列 B は B+, B-, C' の３つに分かれる。 （４）脈動モデルとの 比較から、系列 C は基本振動、系列 C’は第一倍音振動である。 （５）A±, B± 系列に合うモデルは見つからなかった。 （６）もし、LMC と SMC の DM 差＝0.49 mag で P-K 関係の勾配が両者で同じと仮定すると、セファイドの P-K 関係は SMC の方が LMC より 0.1 mag 暗く、ミラの P-K 関係は 0.13 mag 明るい。 |
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OGLE-II データベースの赤外変光星 I. LMC TRGB 下の周期光度関係 Kiss, Bedding 2003, MN 343, L79-L83 | LMC 内の 23,000 OGLE-II 変光星の P-L 関係を示す。周期はPGLE-II から、等級は 2MASS を採用した。明るい星に関して以前に報告されていた４本の系列が確認された。 さらに、TRGB の下にはっきりした２本の系列を見出した。それは 10,000 の短周期 (15 < P < 50 d) 小振幅(A < 0.04)の赤色変光星である。我々はそれらの 大部分が RGB 星の第２倍音と第３倍音振動であると考える。 |
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ミラ型星周期光度関係の較正 Glass, Lloyd Evans 2003, MN 343, 67-74 |
MACHO から得られた変光曲線を用いて、ミラ型星 P-L 関係の較正星の周期と振幅を
調べた。以前に未公開であった S Dor 型星領域にある幾つかの星のスペクトル型と
位置も公表した。 発見観測で決められていた周期はMACHO と較べても十分に正確であることが判った。 さらに、周期が２０から30年間のあいだ一定であったことも判った。LMC O-リッチ星の MACHO r-バンド振幅は銀河系バーデの窓の星と同じくらいであった。LMC では短周期 変光星の割合が高いようである。O-リッチ星 P < 200 d ではSR とミラの境はそれ より長波長側ほどん明瞭ではない。P > 420 d でP-L 関係より明るすぎた６星の うち2星はLi-リッチであり、HBB星を支持する。 |
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LMC 内のダスト雲に隠れた AGB 星と周期光度関係 Whitelock, Feast, van Loon, Zijlstra 2003、MN 342, 86 |
LMC 内の ΔK > 0.4 mag のダストAGB星の性質を調べた。8年間の
NIR 測光 + IRAS + ISO から 42 星の輻射等級を定めた。O-リッチ星の周期は
116 < P < 1393 d, C-リッチ星は 298 < P < 939 d である。非常
に周期の長い星の輻射等級もより短周期で決められた P-L 関係の外挿上に
あることが判った。 薄いシェルを有する3星は明らかに他のダストAGB星より明るく、HBB星である。 P = 400 - 420 d 付近で見られる P-L 関係の勾配変化はHBB の影響では ないだろうか？ |
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バーデの窓 NGC 6522 内 M-型巨星の周期等級関係 Glass, Schultheis 2003、MN 345, 39- | NGC 6522 バーデの窓内の K < 9.75 の星の大きな完全サンプルを MACHO サンプル と DENIS カタログを使って調べた。 1000 以上の変光星は A, B, C, D 系列が 見出された。 |
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進化の進んだ星のヒッパルコスデータを再検査する III. 長周期変光星
のヒッパルコス周期光度関係の改訂 Knapp, Pourbaix, Platais, Jorissen 2003, AAp 403, 993-1002 |
LPV の視差を再計算し、K 等級は文献および COBE 観測から得て、星間吸収と
星周吸収を補正した。サンプルはM-, S-, C-型でSRb, SRa, ミラを含む。P-L
面上で化学組成による分布の差はない。異なる変光タイプは異なる分布に対応する。
ミラとSRb はもっともらしいP-L関係を示すが勾配は大きく異なる。SRa は二つの
クラスの間に分布する。新しいP-L関係を導いた。ミラの PLR は LMC のそれと
似ている。サンプルの最高光度はミラもSRも MK = -8.2 で、予想される
AGB リミットに近い。 データは http://cdsweb.u-strsbg.fr//cgi-bin/qcat?J/A+A/403/993 より。 |
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球状星団とミラの周期光度関係
Feast, Whitelock, Menzies 2002, MN 329, L7- | ヒッパルコスの準矮星視差に基づき決めた球状星団距離スケールから球状星団ミラ の MK が求まった。SMC 星団 NGC 121 も含まれる。これらから PL(K) 関係のゼロ点がきまり、それはヒッパルコスから求めた近傍ミラの関係と 良く合う。それらと LMC ミラを合わせて DM(LMC) = 18.60 ± 0.10 を 得た。これはメタル量補正を行ったセファイドの DM(LMC) = 18.59 ±0.10 とよく合う。 |
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マゼラン星雲赤外線星の変光 Nishida, Tanabe, Nakada, Matsumoto, Sekiguchi, Glass 2000, MN 313, 136- | マゼラン星団、NGC 419, 1783, 1978 に最近発見された赤外線星の変光を解析した。 周期はそれぞれ、528, 458, 491 日で銀河内炭素星の中では最も長い。それらは P - Mbol 図では短周期側からの延長上にのるが、 P - K 図上では 0.45 - 0.70 等下がる。それらの主系列質量は 1.5 - 1.6 Mo で、Vassiliadis, Wood の予想と一致する。 |
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全天変光サーベイ
Paczynski, Bohdan 2000, PASP 112, 128 | 星の数％は変光星であるが、１２等より明るい変光星の 90 ％以上はまだ発見され ていない。全天サーチと予期せぬ出来事、ガンマ線バースト、新星、矮新星、 超新星など、を早期に発見するシステムが必要である。現在進んでいる ROTSE, ASAS, TASS は 4 インチ望遠鏡であるが既に数千の新変光星を発見している。 このような望遠鏡で百万程度の変光星が発見されるだろう。 |
| 論文名 | 内容 |
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LMC 星団中の進化した星からのマスロス
Points, Olsen, Blum + 14 2006, AAS 20916003 |
Spitzer の Surveying the Agents of a Galaxy's Evolution (SAGE) により LMC
星団内晩期型星からのマスロスを調べた。LMC 内の年齢 6 × 106
から 10 |
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LMC 星団 KMHK 1603 内の低メタル炭素星 LI-LMC 1813 からの超星風マスロス
van Loonm Marshall, Matsuura, Zijlstra 2003, MN 341, 1205 | LI-LMC 1813 は LMC の縁に位置する小さな散開星団 MKHK 1603 内のダスト AGB 星 である。0.5 - 60 μm 測光データから SED を作った。NIR スペクトルは明瞭に 炭素星であることを示す。DUSTY によるモデル化から L = 1.5 × 104 Lo と質量放出率 (dM/dt) = 3.7 × 10-5 M/yr を得た。 ＣＭＤ 解析から星団の年齢は t = 0.9 - 1.0 Gyr で LI-LMC 1813 の主系列質量 MZAMS = 2.2 ±0.1 Mo となる。この値は炭素星星周パラメター としてこれまでに最も正確な値である。 |
| 論文名 | 内容 |
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LMC バーの赤化地図
Subramaniam 2005, AAp 430, 421- | バー内 1123 点での E(B-V) が提示される。OGLE-II で観測されたレッドクランプ星 の V, I 測光を赤化の評価に用いた。 E(B-V) は観測（B-V)と基準（B-V) （Olsen, Salyk 2002 ）との差と して導いた。バーの大部分の地点では E(B-V) < 0.1 で、数点でのみ 0.2 を 越えた。バーの東側は西側より赤化が強い。バー東端の赤化の増加は小さな HI 雲 に依る可能性がある。しかし、大部分の雲はバーの背後にあると思われる。 |
| 論文名 | 内容 |
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SMC の４０食連星
Hilditch, Howarth, Harries 2005, MN 357, 304- |
SMC 内の O-型、B-型食連星を観測した。変光はOGLE-II, 分光は 2DF で行った。
以前には１０星系だったが、今回はさらに４０星系追加できた。合計５０星系の
スペクトル型、質量、半径、温度、表面重力、光度が得られた。このうち、２１
系は分離型、２８系は半分離型、1系が結合型であった。 分離型連星の性質は Z = 0.004 孤立星進化モデルの結果と合う。半分離型の観測 結果はガス流による吸収の証拠が測光観測から窺える。全体としてはケースAの 遅い質量輸達期のモデルと矛盾しない。 各系は距離指数決定に用いられ、SMC DM = 18.91 ± 0.1 を与える。これは 距離に直すと 60.6 ± 1.0 kpc である。 |
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複合種族を持つ銀河までの TRGB 距離
Salaris, Girardi 2005、MN ,36 |
LMC, SMC, LGS3 の 星形成史と年齢メタル量関係を用いて、それらの銀河の RGB は
銀河系球状星団とは異なり、それより９Gyr は若い種族で占められていることを
見出した。良く用いられる I バンド TRGB 等級は球状星団で較正されることが
多いが、この年齢差は球状星団に基づいて、 RGB カラーからメタル量を出したり、
距離を決める手法に誤差をもたらす。この誤差バイアスは採用される TRGB 手法と
I-バンド輻射補正、に強く影響される。判らない？
DM(SMC-LMC) への補正は 0.0 から +0.10 mag である。LGS3 は古い星からなる銀河
なので、球状星団較正が信頼できる。しかし、SMC,LMC は種族効果が効いている。
このため、DM(LGS3-LMC)補正は -0.05 から +0.14、DM(LGS3-SMC)補正は -0.07 から
+0.04 となる。全ての場合に K バンドの方が I バンドより補正が大きい。 以上の結果は、CMD に良く発達した RGB が見られても古い種族と決めてはいけない ことを示す。種族効果の評価は低温度星 I-バンド輻射補正の不確定性が小さくなる まで待つ必要がある。 |
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X 線散乱を用いた系外銀河までの直接距離決定
Draine, Bond, Nicholas 2004, ApJ 617, 987- | ダスト散乱 X 線を距離決定に用いる方法を述べる。Chandra を用いると M 31 まで の距離を 1 % 誤差で決めることができる。 |
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RR Lyr 周期光度メタル量関係からの LMC 星団 Reticulum までの距離
Dall'Ora, Storm, Bono, Ripepi, Monelli, Testa, Andreuzzi, Buonanno, +7 2004, ApJ 610, 269- | NTT を使い、Reticulum 星団 5' × 5' の J, Ks 測光を行った。RRa 型（基本 振動）21 星、RRb 型(第１倍音) 9 星の平均 K 等級を導いた。我々が最近観測的に 得た K バンド周期-光度-メタル量関係を用いて、この星団までの距離を 18.53 ±0.005(ランダム) ±0.117(系統)と決めた。エラーの大部分は絶対 等級のゼロ点較正とメタル量スケールに伴う系統誤差である。 |
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近傍銀河までの正しい距離を決定する
Bonanos, Stanek 2004, AAS 205, 7304 | 近傍銀河までの距離精度は 10 - 15 % である。DIRECT 計画では M31 と M33 の分離型連星の観測と、セファイドの Baade-Wesselink 法により 5 % 精度で 距離決定を目指す。ここでは M 33 連星について述べる。 |
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LMC と M31 内食連星の基本的性質と距離
Ribos 2004, ASPC 318, 261 | LMC, M31 の B-型食連星を用いて距離決定を試みている。 |
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LMC 内の距離決定連星
Michalska, Pigulski 2004, New AR 48, 719 | OGLE-II から得られた LMC の分離型食連星 80 系の解析結果を示す。距離決定に 最適な最も明るい連星を示す。 |
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SMC 内の食分光連星
Hilditch, Harries, Howarth 2004, New AR 48, 687 | OGLE-II のI-バンド測光と多色測光、分光観測に基づく、SMC 内の、O-型と B-型星からなる食分光連星の新しい結果を示す。10 OB連星から SMC 主要部 までの距離＝60.0 ± 1.1 kpc である。 |
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LMC 距離と構造のまとめ
Alves 2004, New AR 48, 659- | 最近報告された 14 の LMC 距離の平均は DM = 18.50 ± 0.02 となる。用いら れた天体は、レッドクランプ、TRGB, セファイド、 RR Lyr, ミラ、星団主系列、 SN 1987A、食連星である。食連星は矛盾のない結果を出しているがエラーが他の倍 大きい。 最近発見されたワープは実はワープではない。振幅毎の晩期型変光星の数 をしらべ Payne-Gaposchkin の古いデータと較べた。カタログされた太陽近傍SR は SR 全体の内で振幅の大きい方にバイアスがかかっていることが判った。 |
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ARAUCARIA 計画：近傍銀河の深い NIR サーベイ I. レッドクランプ星 K 測光による
LMC 距離
Pietrzynski, Gieren 2002, AJ 124, 2633- | ESO NTT を用い、LMC バーの 2 領域で深い J-, K- バンド撮像を行った。K -（J-K) 図は数百の RC 星を示した。Alves がヒッパルコスレッドクランプ星から出した K 等級を用いて、LMC のDM = 18.487 とした。van der Marel et al の幾何学的 モデルに基づいて、LMC バーの傾きを補正すると、LMC barycenter の距離は 18.501 となる。Alves et al がやったように年齢とメタル量の差を考慮して K-等級の補正を行うと、LMC Barycenter の距離＝18.471 となる。この値は Alves et al や Sarajedini et al と一致する。しかし、種族効果の補正は 0.12 等もの誤差を生むことを注意する。したがって、この制限をもっと きつくする必要がある。Jバンドでも同様の計算を行った。 |
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LMC 星団 Hodge 4 と NGC 165 までの K バンドレッドクランプ距離
Sarajedini, Grocholski, Levine, Lada 2002, AJ 124, 2625 |
LMC 星団 Hodge 4 と NGC 165 の NIR CMD を示す。RC がJKバンドで確認されたのは
初めてである。CMD は K = 19 まで達した。また可視域の主系列まで達したCMD を
用いて、星団のパラメターを次のように決めた。 Hodge 4 に対しては、[Fe/H]=-0.17 ±0.04, t = 1.7 ± 0.3 Gyr, MK(RC) = -1.64 ±0.17 という値が得られた。これに Burstein, Heiles, Schlegel et al の減光マップも考慮して、Hodge 4 に対し(m-M)o = 18.52 ± 0.17 を得た。 NGC 1651 に対しては、[Fe/H]=-0.07 ±0.10, t = 1.8 ± 0.3 Gyr, MK(RC) = -1.56 ±0.12 , E(J-K) = 0.06 ±0.01という値が 得られた。(m-M)o = 18.54 ± 0.10 を得た。 |
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HST による位置天文：位置決定基本星 δセファイの視差
Benedict, + 18 2002,AJ 124, 1695- | δ Cephei の絶対視差と相対固有運動を HST から求めた。π=3.66 ±0.15 mas. ⟨Av⟩ = 0.23, Mv= -3.47 ±0.10である。Udalski et al の LMC セファイドのlog P = 0.73 での平均V等級＝15.03±0.03 m - M = 18.50 ±0.13 を得る。 |
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LMC 食連星の基本性質と距離 III. EROS 1044
Ribas, Fitzpatrick, Maloney, Guinan, Udalski 2002, ApJ 574, 771 | EROS 1044 は B2IV + B2 III の食連星である。光度曲線、視線速度変化に SED 変化の を加えて解析した。21,000 K のやや進化の進んだ星の連星で、距離は 47.5 ± 1.8 kpc であった。 |
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ヒッパルコス視差を用いたセファイド距離尺度の絶対較正
Di Benedetto 2002, AJ 124, 1213 | 219 セファイドの視差を用いてBaade-Wesselink（BW) 距離指標で決められた銀河系距離 スケールを較正した。BW 法は光度法に較べると固有分散、系統誤差の影響が少なく、 個々の星までの距離を決めるのに有利であることが判った。ヒッパルコス視差を 地上観測に基づく3つの独立な較正による同じ BW 法の結果と較べると 0.04 mag レベルで一致した。比較には星団内セファイドによる主系列較正 ( プレアディスの DM = 5.57 ) が含まれる。その結果の新しい銀河系距離スケールは Feast, Catchpole の値より 0.1 等小さい。LMC の距離指数は 18.59 ± 0.04 である。ヒッパ ルコスに基づいた幾つかの方法による較正は LMC の距離指数 を HST キー計画 で採用された 18.50 から 0.09 ± 0.04 増加させることを強く支持する。 これはハッブル定数の 5 % の増加に対応する。 |
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LMC 距離について：第１倍音セファイド
Bono, Groenewegen, Marconi, Caputo 2002, ApJ 574, L33- | 非標準（穏やかなオーバーシューティング）質量-光度関係に基づく、銀河系 セファイドモデルの予言はヒッパルコス視差から観測的に 決められたゼロポイントに非常によく一致することが判った。オーバーシュート 無しの標準質量光度関係は 0.2 - 0.3 等明る過ぎる。予言された、及び観測された P-LK 関係と Wesenheit 関数はマゼラン雲までの距離を 2 % 精度で 一致する結果を与えた。理論からは、DM(LMC) = 18.53 ± 0.08, DM(SMC) = 19.04 ± 0.11、観測的にはからは、DM(LMC) = 18.48 ± 0.13, DM(SMC) = 19.01 ± 0.13 である。その上、理論的にも、観測からも第1倍音 関係はメタル量効果を示さない。最後に、第1倍音周期の上限は脈動モデルの精度 を拘束する丈夫な観測量であり、現在の観測最大値はその上限から log P で 0.1 以内にある。 |
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SN 1987A スペクトルの詳細解析：LMC までの距離
Mitchell + 7 2002, ApJ 574, 293 | 動力学モデルを使い、SN 1978A の 1 - 81 日のスペクトルをモデル化した。60 日 までは拡がったニッケル混合モデルで良く観測とあった。その後は観測バルマー線 強度がモデルより強い、これはガンマ線の分布が我々が仮定した球対称モデルより 複雑な為と解釈した。詳細な分光モデルの広い基線に基づいて超新星までの距離を 18.5 ± 0.2 とした。 |
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LMC までの K バンドレッドクランプ距離
Alves, Rejkuba, Minniti, Cook 2002, ApJ 573, 51 | ヒッパルコス RC の I-バンド較正は LMC 距離に混乱を生じさせた。NTT K-バンド 測光に HST V, I バンドデータを併用し、LMC RC を初めて K バンドで確認した。 光度関数から K = 16.974, I = 18.206, V = 19.233 (±0.009 ランダム エラー、±0.02 系統エラー）を得た。年齢、メタル量補正なしに直接 ヒッパルコスの結果を適用すると、LMC に負の減光が必要となる。これは種族 の差を示唆する。理論的モデルにより補正した較正は E(B-V) = 0.089 ± 0.015, DM(LMC) = 18.498 ± 0.033(ランダム）± 0.03（系統）を 与える。 |
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LMC 星団 NGC 1866 の距離
Walker + 5 2001, ApJ 560, L139 | NGC 1866 の HST I, V 画像は V = 25 等に達した。前景星の混入は殆どない。 MS フィッティングをヒッパルコスによるヒアデス MS 距離と合わせ、元素組成の差 を許容する恒星進化の処置を行い、DM(NGC1866) = 18.35 ± 0.05 を得た。 もし星団が円盤上にあれば DM(LMC) は 0.02 小さくなる。 |
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LMC への距離
Paczynski, Bohdan 2001, AcA 51, 81 | DM(LMC）には最大で 0.5 の違いがある。現在最も較正の良い方法はRC であり、 将来有望な方法は分離型連星であろう。究極の決定は幾何学的な手法による。 地上大望遠鏡により分光的に軌道を決め、測地的軌道を SIM か将来の地上干渉計 により決めるのが決定打であろう。25の候補天体を示す。距離の違いに対し、 可能な解を示す。 |
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二重モードセファイドに基づく SMC の距離
Kovacs 2000, AAp 360, L1- |
SMC OGLE データを用い、線形脈動理論で二重モードセファイドの距離を求めた。 基本振動と第1倍音振動からの距離指数、第1倍音と第2倍音振動からの距離指数 が同じ値をとるという要求から、DM = 19.05 ±0.017 を得た。様々な系統 誤差とゼロ点の不確定性はそれに 0.13 mag のエラーを加える。これは LMC 星団 2重モード RR Lyr から以前得られた DM(LMC) = 18.5 とよく合う。 |
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TRGB とマゼラン雲までの距離
Cioni, van der Marel, Loup, Habing 2000, AAp 359, 601 | DENIS カタログの I, J, Ks 光度関数から TRGB 見かけ等級を定めた。J, Ks から mbol を決定した。TRGB 不連続を求めるため、多くの研究で用いられて いる一次微分を使う方法も、我々が用いた2次微分を用いる方法も、実際の等級に バイアスがかかってしまうことをモンテカルロシミュレーションで示した。我々は このバイアスの補正を行って正しい TRGB 等級を求め、モデルの予測値と合わせて DM(LMC) = 18.55 ±0.04, DM(SMC) = 18.99 ±0.08 とした。 |
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バーデの窓の UBVI 色等級図：レッドクランプ法への意味、異常なカラー、
銀河中心と LMC 距離
Stanek, Kaluzny, Wysocka, Thompson 2000, AcA 50, 191 |
銀河系バルジ内バーデの窓での UBVI CMD を解析した。赤化補正した RGB は非常に
幅広であり、(U-B)o で 1.0 等、(B-V)o と (V-I)o で 0.4 等であった。これは
星のメタル量に大きな分散があることを意味する。理論的等時線と銀河星団のデータ
との比較から、 -0.7 < [Fe/H] < +0.3 と推定される。この巾は分光観測の
結果と一致する。レッドクランプ I 等級のメタル量依存を論じて、その大きさは
0.1 - 0.2 mad/dex と評価した。これは以前観測的に得た値と一致し、進化モデル
の結果ともよく合う。赤化補正後のレッドクランプ平均カラーは ⟨(V-I)o⟩
= 1.066 ±0.14 である。この値はヒッパルコスレッドクランプより 0.056 等
赤い。Paczynski, Stanek が以前 0.2 等のカラー異常があると報告し、その後
多くの研究がなされたが、その原因は測光の較正方法に問題があったためらしい。
我々がレッドクランプから出した銀河中心距離は DM(GC) = 14.69 ±0.1
(8.67 ± 0.4 kpc) で、エラーの大部分は測光の較正から来ている。 続いて、レッドクランプ法の一般論を論じ、最近 Udalski が改善して決めた値 DM(LMC) = 18.24 ±0.08 (44.5 ± 1.7 kpc) は現在最も確からしい 値であることを示した。これはハッブル定数を 12 % 大きくする。UBVI 測光の結果は ｆｔｐ で取れる。 |
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LMC 北側２領域の星形成史
Dolphin 2000, MN 313, 281 | LMC 円盤北側の２領域での UBV 測光結果を示す。DM = 18.41 ± 0.04 と Av = 0.30 ± 0.10 がこの２領域について得られた。観測可能な星形成は 12 Gyr 以降に開始した。それは [Fe/H] = -1.63 ±0.10 の時の強い星形成 活動で LMC 形成以来 3 Gyr の間に星質量の半分が形成された。データからは 中間年齢期間の星形成率が判らない。しかし、2.5 Gyr 昔からは星生成率が上昇 したらしい。現在のメタル量は [Fe/H] = -0.38 ± 0.10 である。 2領域は 0.2 Gyr 昔まで非常に似た星形成史を示すがその時点で片方は大きく 星形成が増加した。 |
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赤外表面輝度法による LMC セファイド HV 12198 までの直接距離
Gieren, Storm, Fouque, Mennickent, Gomez 2000, ApJ 533, 107 | LMC 星団 NGC 1866 中のセファイド HV 12198 に赤外表面輝度法を適用した。その結果 DM = 18.42 ±0.10 を得た。 |
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ヒッパルコスカタログからのセファイド多色周期光度関係と LMC 距離
Groenewegen, Oudmaijer 2000, AAp 356, 849- | ヒッパルコスカタログ中の 236 セファイドを V, I, K の "reduced parallaxes" と 赤化フリー Wesenheit-index を用いて解析した。我々のサンプルを Feast, Catchpole (1997), Lanoix et al (1999) と較べた結果、倍音セファイドに印を付け、怪しい点 のある、二重周期セファイド、視差が不確かな星、測光精度が低いなどを除いた点で 我々のが最も完全であると言える。セファイド分布の高度スケールは 70 pc で、 質量 3 - 10 Mo と合う。これは、Malmquist-, Lutz-Kelker 補正の結果で、それは 円盤種族には楕円体種族より小さい。 V, I データは銀河系 PLR の勾配は LMC PLR より小さいことを示唆する。 いろんな効果や仮定により 27 種類の DM(LMC) を出して議論しているが略。 |
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LMC の TRGB 距離
Sakai, Zaritsky, Kennicutt, Robert 2000, AJ 119, 1197 | Magellanic Clouds Photometric Survey (MCPS) を用いて RGB I バンド光度関数 を作った。低減光領域を選んで光度関数の不連続点を I = 14.54 と定めた。この 点を TRGB とし、MI,TRGB = -4.05 ±0.09 (Freeman, Madore) と して DM = 18.59 ±0.09 を得る。もし、理論的 TRGB に Cassisi, Salaris の値を採用すると、距離は 4 % 大きくなる。注意しておくが、同じカタログの レッドクランプを用いると DM = 18.29 ±0.03 となった。 |
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レッドクランプ星 - さらに改良された距離指標
Garnavich, Stanek 2000, IAUJD 13E, 9 | 主な懸念はメタル量と年齢による変化である。レッドクランプに関してはこの 種族効果が小さく、較正可能であるらしい。レッドクランプ法では Udalski et al 1998, Stanek, Zaritsky, Harris 1998, Udalski 2000 のように LMC の近距離を 与えるという問題がある。 |
| 論文名 | 内容 |
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LMC 恒星複合体の多波長マッピング
Livanou, +7 2006, AIPC 848, 505 | 0.9 - 2 × 108 yr の早期型星の繊維状構造はマゼラン雲で良く見 られる。それより若い年齢に移るとこれらの大構造は分裂し、星団やアソシエーション に移る。我々は５６のそのような構造を検出し、恒星複合体と名付けられた。 IRAS データからこれらの構造体の赤外線性質が調べられた。恒星複合体の 1/3 は スターバースト銀河と CMD, TCD が似ている。それらはスターバースト領域と 名付けた。そこには、多くの HIIR, SNR がある。それらをたどるのに最適なのは 赤外 60 μm と 8.6 Ghz 電波放射である。 |
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LMC の中心がずれた浮いているバー
Zaritsky 2004, ApJ 614, L37 | LMC バーの異常な性質の多くはバーが吸収の強い薄い円盤に埋もれていることに 起因するという仮説を検証した。特にこの仮説はバーの位置が円盤中心から 外れていること、円盤とバーの見かけ距離の違い、バーの主軸と円盤のノード線が ほぼ平行であること、バーの形が非対称であることを説明する。非間接的には マイクロレンズの割合、最近発見された RR Lyr の大きな速度分散の説明にも 一定の役割を果たす。 |
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LMC 円盤の位置と形状：MACHO と 2MASS からの結果
Nikolaev + 7 2004, ApJ 601, 260 | MACHO による セファイド 2000 星の VKC, RKC 光度曲線 と 2MASS の単期 JHKs 等級を使って、LMC 内側 (ρ < 4°)の見こみ角 と幾何学を詳細に調べた。2MASS 測光値は MACHO V-光度曲線により平均 JHKｓ 等級に直された。その結果得られる VRJHKs PLR を統計的赤化と距離を各セファイド に求めた。その距離セットに平面フィットを行い、LMC 円盤の見こみ角を次のように 決めた：方位角 θ = 151.0° ±2.4°, インクリネーション i = 30.7° ±1.1°。いわゆるリング解析では、適用する LMC 中心位置 により見こみ角が大きく変化することを見出した。これはおそらく円盤の形状が 平面的でないためであろう。平面フィットからのサンプル点のずれを解析した結果 対称的ワープと円盤から浮き上がるバーの存在が判った。LMC 内側が非平面である ことは文献により θ と i が様々である理由を説明する。 |
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HI による LMC 大構造への新しい見かた
Staveley-SMith, Kim, Calabretta, Haynes, Kesteven 2003, MN 339, 87- | LMC のパークス多ビーム HI サーベイは 200 pc - 10 kpc の構造に鋭敏である。 15 pc - 1.5 kpc に敏感な Australia Telescope Compact サーベイと相補的である。 LMC 主部から離れても HI は検出された。LMC からマゼランブリッジへと腕状に ガスが伸びている。 これらの構造は SMC ほど顕著ではないが、共通の潮汐効果を表わしている。これは DENIS, 2MASS の星の種族の結果と一致する。LMC を囲む希薄なガスは潮汐効果と関連 があるような様子に見える。HI の質量は (4.8 ±0.2) × 108 Mo で最近得られた値よりずっと大きい。 |
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炭素星運動学から探る LMC の構造、力学と軌道 van der Marel, Alves, Hardy, Suntzeff 2002, AJ 124, 2639 |
LMC 速度場 = 円盤回転 V(R) + LMC 横断速度 vT + 傾斜角変化 di/dt
である。 以前の研究では最後の項が無視されていたがこの項の影響は大きい。
速度の一般的な表式を導き、それに 1041 炭素星の運動学データをフィットした。
vT の計算には文献から LMC 固有運動観測の結果を取ってきた。モデル
パラメターはデータから一意に決まった。ノードの方位角は Θ = 129.9°
±6° で van der Marel, Cioni 2001 の結果と一致する。傾斜角変化は
di/dt = -0.37 ±0.22 mas/yr = -103° ±61°/Gyr である。
これは、Weinberg が N 体シミュレーションから銀河系の潮汐とるくによって
LMC 円盤が引き起こされる歳差と章動の大きさに大体おなじである。LMC の回転
曲線は振幅 49.8 ±15.9 km/s で、以前に HI, 炭素星などから導かれた
値の 40 % 低い。視線速度の分散は σ = 20.2 ±0.5 km/s で中心からの
距離による変化は殆どない。炭素星の力学的中心はバーの中心と一致し、HI ガスの
運動学的中心から 1.2° ±0.6° ずれている。 炭素星最後のデータ点を含む内側の質量は MLMC(8.9kpc) = (8.7 ±4.3) × 109 Mo で半分以上はダークハローである。 LMC の V(R)/σ = 49.8/20.2 = 2.9(?) は銀河系の値 3.9 より小さい。これは 円盤の厚みが大きいことを示す。簡単に回転楕円体の重ね合わせでモデル化して 考えると厚み/直径 ∼ 0.3 かそれ以上となる。これは Weinberg の銀河系 潮汐力で円盤が厚くなるという計算とも合う。この潮汐力は LMC 潮汐半径 ∼ 15.0 ± 4.5 kpc 内側でさえも影響を及ぼす。 この新しい見かたは LMC の自己レンズ光学的深さには関係しない。それは 第１近似では σ でのみ決まる。 LMC の横断速度は vT = 406 km/s で、方位角は 78.7° で あった。これを LMC の系統的視線速度 vSys = 262 km/s と組合わせ ると、銀河系静止座標系での速度 vLMC = 293 km/s, vLMC,rad = 84 km/s, vLMC,tan = 281 km/s を得る。 これは、マゼラン流からの予測と合致する。この軌道は遠心点：近心点＝2.5:1 である。近銀河距離＝45 kpc で一周に 1.5 Gyr かかる。LMC が銀河系に 束縛されているという条件からダークハローの最小値は MDH ≥ 4.3 × 1011Mo である。 |
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大円潮汐流：銀河系を囲むほぼ球対称なダークハローの証拠 Ibata, Lewis, Irwin, Totten, Quinn 2001, ApJ 551, 294 |
銀河系全高銀緯ハローの低温炭素星サーベイは 75 候補を検出した。多くは新発
見である。それらの半数以上はサジタリウス矮小銀河を通る大円上に位置する。
大円は銀河の固有運動と平行である。一方、その他の多くは LMC のはずれにある
炭素星である。数値実験によるとサジタリウス矮小銀河は銀河系と近接遭遇を繰り
返し、潮汐効果によりゆっくりと破壊されて行く。千切れた星の速度は軌道に沿って
散らばっていき、最後は銀河系を取り巻く非常に長い潮汐デブリの帯を形作る。
この帯の中でも、より最近の部分には、炭素星その他の母銀河と同じ星種族が含ま
れている。 サジタリウス矮小銀河の位置と速度を使い、銀河系ポテンシャルを標準的に球対称 として軌道を積分した。軌道はデブリ帯と交差し、重なる じゃないらしい。それでいいのか？ 軌道の視線速度は炭素星の視線速度 と一致する。我々は炭素星分布のポールカウント解析も行い、我々が摘出した大円 流は統計的に有意味であることを示した。これは、ハロー炭素星の大部分の起源が サジタリウス矮小銀河にあるという結論を支持するももである。大円流は現在の 銀河位置、銀河系中心から 16 kpc、から最も遠い炭素星位置 60 kpc まで及んでいる。 これは、ポテンシャルの深さ、ダークマス分布に大きな制限を加える。 流れが大円として見えたということは、流れに大きなトルクが働いていないことを 意味し、銀河系ポテンシャルがほぼ球対称であることを示す。N-体計算に尤度解析 を行い、 16 kpc < R < 60 kpc ではダークハローはほぼ球対称であり、 等密度面の軸比 < 0.7 のような回転楕円体のハローは高い確率で否定される。 これは現在受け入れられている銀河形成モデルに反対するものである。 |
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SMC 大星団の視線方向深度 Crowl, Sarajedini, Piatti, Geisler, Bica, Claria, Santos 2001, AJ 122, 220 | 年齢、メタル量が良く知られている SMC 12 星団から：(1) SMC 東側（LMC に向い た側）は反対側より若く、高メタルである。（２）星団赤化をどうとるかに依り、 平均距離は DM = 18.71 から 18.82 まで変わる。（３）星団視線距離の 固有 1 σ 値は 6 - 12 koc である。これは Burstein, Heiles をとるか Schlegel et al を採用するかによる。(4) SMC を３軸不同と看做すと軸比は 1 : 2 : 4 である。 |
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近赤外サーベイからのマゼラン雲構造 II. スターカウントマップと LMC 固有長
van der Marel, Roeland 2001, AJ 122, 1827- | 論文I で導いた傾斜角を用い、LMC の NIR スターカウントから LMC が細長い形状 であることを示す。その原因は銀河系潮汐力であろう。RGB と AGB 星のスター カウントマップはバー以外では極めて滑らかである。楕円フィットの結果は近似的に 指数関数型であった。そのスケール長は 1.3 - 1.5 kpc である。しかし、遠いところ で密度超過が見られ、銀河系の潮汐効果と考えられる。方位角と楕円率は大きな 動径変化を示すが、r > 5° では PAmaj = 189.3° ± 1.4°, ε = 0.199 ±0.008 に収斂する。 遠距離では像は遠近法効果を受ける。これは スターカウントの中心の我々に近い側への移動を引き起こす。この移動は ノードの方位角 Θ = 122.5° ±8.3° と合う。 Θ と PAmaj が異なることは、LMC 円盤が円形でないためである。 投影を戻すと、LMC は外辺部で固有楕円率 ε = 0.31 を有することが判る。 この値は他の円盤銀河の値よりかなり大きい。外側の輪郭は大体共通の中心を 持ちその位置はバー中心から 0.4 kpc 離れている。しかし、どちらも HI ガス 円盤の運動学中心とはずれている。LMC は銀河系の方向に伸びており、その方向は マゼラン流と直角である。 |
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近赤外サーベイによるマゼラン雲構造 I. LMC の見かけ角度
van der Marel, Roeland, Cioni 2001, AJ 122, 1807- | LMC の 2MASS と DENIS CMD 上の特徴の見かけ等級が中心からの方位角に沿って サイン関数的にピーク間 0.25 等の変化を示す。それから、 i = 34.7° ±: 6.2°, Θ = 122.5° ±8.3° を得た。伝統的な方法では 見かけ楕円の主軸方位角 Θmaj か、視線速度の勾配が最も急に なる Θmax を用いていた。今回の方法は円盤が円形であるという 仮定に頼っていない点で以前の方法より正確である。以前の Θmaj も Θmax も 140° - 190° であった。これは LMC 円盤が 円形でないことを示唆する。 |
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２MASS からの LMC 構造
Weinberg, Nikolaev 2001, ApJ 547, 712 |
2MASS の投影スターカウント密度を指数関数または球対称べき乗則 + 2次元楕円バー
でフィットした。バーなしモデルではスケール長 R = 1.42 ±0.01 kpc、バー
付きだと R = 2.15 ±0.01 kpc であった。バーの軸比の中間値は中間年齢
及び古い種族に対して q = 3.4, 若い種族に対し q = 4.1 であった。動軸方向分布
は R = 3 kpc で円盤が途切れることを示す。LMC 直径対距離比を使い、傾斜角は i
= 22° - 29° に分布することを示した。分散で重みを考慮した平均値は
i = 24.0° ±0.3° である。バーを含むモデルの傾斜角は
i = 38.2° ±0.4° である。 1.6 < (J-Ks) < 1.7 の長周期変光炭素星を標準光源とした3次元構造を調べた。 これから求めた i = 42.3° ±7.2° であった。 |
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LMC の所謂バー
Zhao, Evans 2000, ApJ 545, L35 | LMC のバーは円盤と僅かに傾き、中心から少しずれたビリアル化が完了していない 構造であると提案する。これは最近の SMC, 銀河系との潮汐作用の結果である。 このモデルは LMC の傾斜角が 25° - 50° で、東西に標準光源の見かけ 等級に勾配があることと合致する。LMC マイクロレンジングへの寄与は円盤とバー 内の星同士から来る。我々の傾いたバーモデルと円盤内バーモデルを区別する観測を 示唆する。 |
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SMC の３次元構造
Crowl, Sarajedini 2000, AAS 196, 2807 | SMC 星団９つについて、レッドクランプの観測等級と等時線モデルから個々の距離 を決め、それから SMC 3次元モデルを作った。結果は以前フィールド星から得られた 結果と合う。 |
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LMC 星団系の年齢と質量分布について我々はどのくらい知っているか？
de Grijs, Anders 2006, MN 366, 295- |
広帯域測光による星団 SED を解析するソフト「AnalySED」を用いて Hunter et al
のデータを再解析した。これで、Δlog t = 0.4 精度で年齢が決定できる。
以前の年齢決定の結果と比較すると系統的な差がある。これは異なるフィルター
システムの変換が原因である。 LMC の星団形成率 (CFR) は良く知られたギャップ t = 3 - 13 Gyr の外では ほぼ一定である。ギャップでは形成率が 1/5 に低下している。星団分解の タイムスケールは簡単な評価では log (tdis4/yr) = 9.9 ±0.1, ここに tdis = tdis4(Mcl /104Mo)0.62 である。これは、星団が実際上破砕されていず、 我々は星団の初期星団質量関数 (CMF) を観察していることを意味する。 古い星団の CMF 勾配は α = -2 で若い星団に見られる値と一致する。 |
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LMC 星団内の赤色巨星の分光: 組成、運動と年齢・メタル量関係
Cole, Tolstoy, Gallagher, Smecker-Hane 2005, AJ 129, 1465 |
LMC バー光学中心 200 arcmin2 で 373 赤色巨星の CaII 3重線
スペクトルからメタル量と視線速度を導いた。メタル分布は [Fe/H] = -0.4 で
鋭いピークを示した。低メタルの方に [Fe/H] = -2.1 まで小さなテイルが
伸びている。サンプルの 10 % は [Fe/H] ≤ -0.7 であった。低メタル星が
少ないことは LMC に銀河系と同様「G型矮星問題」が存在することを示す。
メタル量分布は、89 % が [Fe/H] = -0.37, σ = 0.15, 11 % が
[Fe/H] = -1.08, σ = 0.46 の二つのガウシャンの重ね合わせで近似される。
主成分は LMC の中間年齢星団メタル分布と似る。 平均視線速度は 257 km/s で円盤の縁で測った質量中心速度と対応している。 バーが円盤の一般的運動からそれている証拠は無かった。速度分散は全サンプルに 対して 24.7 km/s, [Fe/H] ≤ -1.15 の 5 % に対して 40.8 km/s であった。 これは古くて厚い円盤かハロー成分の存在を示唆する。 AMR は 5 - 10 Gyr の間ほぼ平坦で、平均メタル量の周りに ±0.15 の 分散を示す。これを文献の化学進化モデルと比較すると、 3 Gyr 昔の星形成 バーストは観測された AMR を再現できないことが判る。定常的に低下していく 星形成率の方が近い。 |
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LMC 星団の謎の年齢ギャップを説明する
Bekki, Couch, Beasley, Forbes, Chiba, Da Costa 2004, ApJ 610, L93 | N-体計算の結果、最初の LMC - SMC 近接遭遇が 4 Gyr 昔に起こり、潮汐作用に よりガス雲の劇的な衝突と星団形成を引き起こす事が判った。この潮汐力が バー状の厚い円盤をLMC に形成した。このモデルは銀河系の周りにLMC からの 薄い星の流れを形づくることを予言する。 |
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マゼラン星団を SSP として扱ってスターバーストを解析する
Leonardi, Rose 2003, AJ 126, 1811 | マゼラン雲の 31 星団と銀河系の 4 球状星団の積分スペクトル、λ = 3500 - 4700 A, Δλ = 3.2 A、を得た。マゼラン星団の年齢は 0.1 - 3 Gyr である。Hδ, CaII 線、バルマー不連続強度を年齢指標に使い、それらの観測値 と進化モデルからの計算値を較べた。合成法は Worthey に従い、高温スペクトルは Kuricz, 低温は Jones の観測スペクトルを用いた。積分スペクトルから決めた年齢 は CMD 解析から得られている値と全体的に良く合った。 |
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LMC 内側円盤内の８星団と周辺フィールドの年齢とメタル量
Geisler,Piatti, Bica, Claria 2003、MN341、771- | LMC 内側円盤の 8 星団のワシントンシステム CMD を得た。星団とフィールドの分離 を行い、年齢とメタル量を決めた。年齢は又、レッドクランプとターンオフとの 等級差からも求めた。メタル量は較正星団と赤色巨星枝を比較からも決めた。この メタル量決定に当たっては年齢に応じたメタル量補正を行った。これらの二つの 方法は良い一致を見せた。全星団は 1 から 3 Gyr, [Fe/H] = -0.4 から -0.9 の範囲だった。星団種族は周囲のフィールド星種族と類似していることが判った。 他のデータと合わせた年齢 - メタル関係は 1 - 3 Gyr 昔に生まれた星団は 平均 [Fe/H] = -0.5 で巾 0.23 である。これは Pagel, Tautvaisiene の モデルと合う。 |
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現在の LMC 化学組成
Heston, Trundle, Dufton 2002, AAp 396, 53- | LMC の 5 OB-型主系列星のエシェル分光観測を行った。メタル量は -0.31 ±0.04 dex で、星団星とフィールド星との間に差は見られない。[O/Fe] が幾分か小さい 証拠がある。 |
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LMC 年齢ギャップへの拘束：NGC 2155 と SL 896 のワシントン測光
Piatti, Sarajedini, Geisler, Bica, Claria 2002, MN 329, 556- | LMC 中間年齢星団 NGC 2155 と SL 896 のワシントン測光を行った。T1 - (C-T1) CMD から年齢とメタル量を決めた。 SL 896 の年齢は初めて 2.3 ±0.5 Gyr と定まった。NGC 2155 は 3.6 ±0.7 Gyr であった。この 年齢はギャップの端に対応し、特に NGC 2155 は中間年齢星団中最高齢であることが 確定した。メタル量は NGC 2155 で [Fe/H] = -0.9 ±0.2, SL 896 で [Fe/H] = -0.6 ±0.2 である。星団周辺の CMD も星団と同じくらいの ターンオフと類似のメタル量を持つ。これは星団と円盤が共通の起源を有することを 示す。今回を含め全体で 15 LMC, 4 SMC 星団から 年齢-メタル関係を導いた。 SMC は LMC 年齢ギャップを上手く埋めて相補的である。 |
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球状星団の AGB 相転移：スターバースト年代決定の道具
Maraston, Kissler-Patig, Brodie, Barmby, Huchra 2002, ApSS 281, 137- | t = 0.2 - 0.5 Gyr の SSP ではAGB 星の光が支配的である。この時期の所謂 ”AGB 相転移”は SSP V-K カラーが非常に赤いことで特徴づけられる。これを 使ってマージャー銀河 NGC 7252 中に相転移を見出した。 |
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LMC 中間年齢星団 NGC 2121 の新測光と LMC 年齢ギャップの性質
Rich, Shara, Zurek 2001, AJ 122, 842- | LMC 中間年齢星団 NGC 2121 の新測光は水素核消耗の明らかなギャップをターンオフ で示している。さらに準矮星の降下する枝が見える。Girardi の等時線を用いて t = 3.2 ±0.5 Gyr, [Fe/H] = -0.6 ±0.2 を得た。ターンオフと準 巨星枝が非常にきれいだったのでそこだけで年齢とメタル量が決まった。 SL 663 と NGC 2155はそれ程データが良くないが、以前の文献の値より0.8 Gyr 若く、メタルも 0.4 dex 多いことが判った。従って、この3星団は 年齢ギャップに位置せず、比較的若く、高メタル星団の中で最初に出来たグループ に属する。 |
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複合恒星種族の星形成史を決める方法
Harris, Zaritsky 2001, ApJS 136, 25- | 等時線 CMD の重ね合わせでかんそくCMD をフィットする技法を改善した。その 結果星団年齢の空白部、年齢 3 - 8 Gyr はフィールドでも見られることを示した。 この方法のコードは公開される。 |
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LMC 赤色巨星のメタル量分布
Cole, Smecker-Hane, Gallagher 2000, AJ 120, 1808- |
LMC バーの南西 1.8° 220 arcmin2 での 39 赤色巨星のメタル量分布を CaII 3重線で調べた。
分布は [Fe/H] = -0.57 ±0.04 で鋭いピークを示す。[Fe/H] = -1.6 まで
伸びるテールが平均値を -0.64 まで下げる。分布の上限は [Fe/H] = -0.25 ±
0.1 である。[Fe/H] ≤ -1 で、我々のメタル分布関数の形は Olszewski による
外側での分布関数と大きく異なる。我々の内側円盤では[Fe/H] ≤ -1 の赤色巨星
の数は極めて少ない。我々のメタル分布関数は LMC 星団全体のメタル分布を再現しない
が、中間年齢 1 - 3 Gyr の星団のメタル分布と似ている。 同じ領域の約千個の赤色巨星に対して、ストレームグレン測光を行い、メタル量評価 を行った。これは HCN と Fe の結合ラインに敏感で CaII 強度と相関がある。ただし、 オフセットがあり、それは元素組成比の変化か、メタル量により RGB 星内の混合 メカニズムが変化するためか不明である。いずれにせよ、測光的及び分光的組成値の 関係式が観測的に導かれた。この関係式は多くの星に対する測光的組成観測を分光的 組成と同じスケールに位置付ける。 |
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星団巨星 UVES スペクトルから導く LMC の年齢メタル量関係と化学進化 Hill, Francois, Spite, Primas, Spite 2000, AAp 364, 19- | VLT 分光計 UVES により LMC 星団内 10 巨星を観測した。O と Fe の組成を決めて LMC の化学進化を論じた。 |
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LMC 6 星団およびその周辺フィールド種族の年齢とメタル量 Dirsch, Richtler, Gieren, Hilker 2000, AAp 360, 133- |
LMC 6 星団およびその周辺フィールドのストレームグレン測光を行った。方法は
個々の星の年齢をそれぞれについて測ったメタル量の等時線で決めて行くものである。
NGC 1651 は[Fe/H] = -0.65 ∼ -0.41, NGC 1711 -0.57 ± 0.17,
NGC1806 -0.71 ± 0.23. NGC2031 -0.52 ±0.21, NGC2136/37 -0.55
±0.23, NGC2257 -1.63 ±0.21 であった。この方法で、われわれは
フィールドの AMR を 8 Gyr まで遡れる。 我々のメタル量 データは多くの低メタル星が存在するというモデルからの予言と矛盾する。（G型 矮星問題）フィールド星のメタル量は 2 Gyr 前から上昇して6倍に上がった。提案 された AMR は LMC 星団からの予想と一致する。その中には ESO121SC03 と年齢 4 Gyr の 3 星団も含まれる。しかし、Pagel. Tauuvaisiene の AMR とは 合わない。 |