Milky Way Demographics with the VVV Survey III. Evidence for a Great Dark Lane in the 157 Million Star Bulge CMD

　アブストラクト

　１．イントロ　

　２．バルジレッドクランプ星のカラー分裂　

ＣＡＳＵデータベース　 　 Saito et al. 2012 の仕事を拡大して、我々は VVV ZYJHKs 観測による CASU カタログ (http://casu.ast.cam.ac.uk/vistasp/) v1.3 "Completed" data にバルジ l = [10, -10], b = [-10, 5] の 300 deg2 データを載せた。 それらは 196 バルジタイルに別れ、 157 M の星が収録されている。 星の識別基準は 最低二つのバンドで星フラグが立つことである。 　二つのカラーのレッドクランプ　 　図１に Z, Ks バンドでフラグ１が "good" の 70 M 星を投入した CMD を 示す。赤化の影響は CMD 上で明らかである。その結果、レッドクランプ星は (Z-Ks) カラーで 3 等に及ぶ広がりを示す。図１には赤と青の二つの密度 超過が見える。二つの成分間のカラー差は Δ(Z-Ks) = 0.55±0.03 である。もしこのカラー差が赤化によるとしたら、それは E(B-V) = 0.65, Av = 2.0 に相当する。類似のカラー差は Saito et al. 2012 でも Ks-(J-Ks) CMD で指摘されている。しかし、今回の方が波長ベースが 長いのではっきりと見える。 　青成分と赤成分　 　これら、二成分の位置を確定するため、色等級図上で次のように 青成分と赤成分を分けた。 青：　Ks = [12,8, 13.5], (Z-Ks) = [1.5, 2] 赤：　Ks = [12,8, 13.5], (Z-Ks) > 2.1 ２成分の空間分布を図２に示す。図から巨大暗黒帯が銀河面の上と下に 横たわっていることが判る。暗黒帯の影響を受けた星は l = 10 から　-10 まで 一つながりで、|b| < 4 に鋭い遷移を見せている。VVV は l = [355, 295] に伸びているが、銀緯が b = [-2.25, 2.25] しかカバーしていない。このため 暗黒帯がどこまで伸びているか不明である。 　 Wegg, Gerhard (2012) が示したような滑らかな密度分布をバルジに対し仮定すると、レッドクランプ のカラーの分裂は濃い減光域の存在を示唆する。仮に距離 6 kpc とすると、 b = 4 は銀河面からの高度 400 pc に対応する。

図１．バルジ 300 deg2 66 M 星の Ks-(Z-Ks) CMD. レッドクランプが二重 Δ(Z-Ks)=0.55 に別れていることに注目せよ。 これはバルジを横切る "Great Darl Lane" によるものである。 内側領域の測光完全度は Ks > 16 でのみ問題となる。図の赤化ベクトルは E(B-V) = 1 に対応する。

　３． (l, b) = (-0.6, -1.9) での PSF 測光　

　４．幾何学効果とメタル量　

青と赤間の勾配が小さい　 　図１の面白い点は、青と赤のレッドクランプの見かけ Ks 等級がほぼ等しい ことである。その相対位置の勾配は赤化ベクトルよりも緩い。 　高銀緯の方が遠いから？　 　レッドクランプ星を使ったバルジ立体構造の研究から、以下のようなことが 明らかとなった。 （１）正銀経の方が明るい。 （２）銀緯が上がると暗くなる。投影距離が大きくなるから。 （３）銀経一定で見ると、ダスト帯の影響を受けた赤いレッドクランプは 低銀緯に押さえ込まれる。一方青いレッドクランプは高銀緯である。 （４）だから、青いレッドクランプ星の方が遠い距離になる。 このため、青と赤のレッドクランプ星は一本の赤化ベクトル線上に並ばない のである。 　正負銀経での比較　 　この効果をはっきり見るため、図４では、l = [6, 2] と l = [-2, -6] の二つの領域で Ks-(Z-Ks) CMD を作った。 両者で、赤と青のレッドクランプ間のカラー差はダスト帯の存在に矛盾しない が、その見かけ等級には距離による差が生じている。 　メタル量変化　 　Zoccali et al 2008, Gonzalez et al 2013 によれば、バルジ星のメタル量 は [Fe/H] = [-0.7, 0.2] に分布している。Girardi et al 2000 の 等時線によると、レッドクランプ星の絶対等級は [Fe/H] = -0.68 で MK = -1.306, [Fe/H] = 0.2 で MK = -1.571 である。実際にはこれらの星が 全て全領域に分布しているので、メタル量の差は Ks 等級の広がり、 ΔKs = 0.27 として現れる。 (この後意味不明) Gonzalez et al 2013 はメタル量マップを作ったが、l < 0 領域は より低メタルであった。これは負銀経のレッドクランプ星の光度が正銀経 より低いことを意味する。しかし、ダスト帯の影響を被る赤いレッドクランプ 星は |b| < 3 に制限される。そこでは正銀経と負銀経でメタル量は 等しい。したがって、赤いレッドクランプ星の見かけ等級は距離と減光のみ に影響される。 メタル量のみの説明　 　減光が等しいとすると、サンプルの銀緯が異なり、差はメタル量だけだと すると、青いレッドクランプ星は赤いレッドクランプ星より暗い筈である。 l > 0 で |b| < 3 と |b| >: 3 の間のメタル量の差は Δ[Fe/H] = 0.2, 負銀経では Δ[Fe/H] = 0.4 - 0.5 が 必要である。これは青赤間の勾配の差にも貢献する。

図４．レッドクランプの Ks-(J-Ks) CMD. 上：l = [-6, -2] データ。 下：l = [2, 6] データ。破線＝赤化方向を示す。等高線＝ピークから 5 % おき。 　距離効果とメタル量効果　 　実際には距離とメタル量の双方が働いている。すると不十分になる。。 こういう訳で、減光帯のみが可能な原因である。

　５．議論