[論文レビュー] Extragalactic Globular Clusters in the Near Infrared I: A comparison between M87 and NGC 4478

M. Kissler‐Patig, Jean P. Brodie+1 more|ArXiv.org|Jun 10, 2002

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 3被引用数 29

ひとこと要約

本研究は、M87およびNGC 4478の球状星団の近赤外線（Ks）および光学的（V, I） photometryを比較し、それらの金属量と形成歴を調査する。HST/WFPC2およびKeck/NIRCのデータを用いて、NGC 4478には金属量が乏しく青い星団しか存在せず、その色は銀河系およびM31のハロー星団と一致する。これは金属量の高い星団が形成されていないことを示唆する。一方、M87には広範な複雑な赤色星団サブグループが存在し、金属量の広がり（最大約0.5 dex）と中年齢星団の証拠が確認され、高赤方偏移および中赤方偏移における複数回の合体または付加イベントを伴う多段階的形成歴であることが示唆される。

ABSTRACT

We compare optical and near infrared colours of globular clusters in M87, the central giant elliptical in Virgo, and NGC 4478, an intermediate luminosity galaxy in Virgo, close in projection to M87. Combining V and I photometry obtained with the WFPC2 on HST and Ks photometry obtained with the NIRC on Keck 1, we find the broad range in colour and previously detected bi-modality in M87. We confirm that NGC 4478 only hosts a blue sub-population of globular clusters and now show that these clusters' V-I and V-K colours are very similar to those of the halo globular clusters in Milky Way and M31. Most likely, a metal-rich sub-population never formed around this galaxy (rather than having formed and been destroyed later), probably because its metal-rich gas was stripped during its passage through the centre of the Virgo cluster. The V-I, V-K colours are close to the predicted colours from SSP models for old populations. However, M87 hosts a few red clusters that are best explained by intermediate ages (a few Gyr). Generally, there is evidence that the red, metal-rich sub-population has a complex colour structure and is itself composed of clusters spanning a large metallicity and, potentially, age range. This contrasts with the blue, metal-poor population which appears very homogeneous in all galaxies observed so far.

研究の動機と目的

• M87およびNGC 4478の球状星団の光学および近赤外線色を比較し、金属量および形成歴を解明すること。
• M87の金属量の高いサブグループが均一であるか、金属量および年齢にばらつきを持つ複数のサブグループから構成されているかを特定すること。
• NGC 4478が金属量の高い球状星団サブグループを欠いている理由を、M87の二重ピーク系と対比して調査すること。
• 外部銀河系球状星団系において、金属量と年齢の効果を分離するためのブロードバンドphotometry（V, I, Ks）の信頼性を評価すること。
• M87の赤色星団における観測された色の広がりが、年齢のばらつきまたは金属量の分散のどちらによって説明できるかを検証すること。

提案手法

• Hubble Space TelescopeのWFPC2を用いて、M87およびNGC 4478の両方の天体に対して高精度なVバンドおよびIバンドphotometryを取得した。
• 近赤外線領域への波長範囲を拡張し、金属量感度を向上させるために、Keck/NIRCを用いてKsバンドphotometryを取得した。
• 光学および近赤外線色（V-I、V-K）を組み合わせ、球状星団系の金属量および年齢構造を調査した。
• 星族合成（SPS）モデル（例：Maraston & Charlot）を用いて、古く単一年齢の星団の予測と観測色を比較した。
• M87の赤色サブグループにおける色分布および金属量の広がりの有意性を評価するための統計的検定を実施した。
• V-I対V-Kの色-色図を分析し、年齢-金属量のデゲネラシーの可能性を評価し、中年齢星団候補を同定した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 なぜNGC 4478にはM87とは異なり、二重ピーク系を示す金属量の高い球状星団サブグループが存在しないのか？
• RQ2 M87の赤色球状星団系における観測された色の広がりが、金属量の分散と年齢のばらつきのどちらに起因するのか、その程度はいかほどか？
• RQ3 NGC 4478の星団のV-IおよびV-K色は、銀河系およびM31で観測される古く金属量が乏しい星団のモデルで説明可能か？
• RQ4 Virgo銀河団の中心部を通過した際の金属量の高いガスの剥ぎ取りが、NGC 4478で金属量の高い球状星団系の形成を阻止した可能性があるが、そのメカニズムは何か？
• RQ5 M87の金属量の高いサブグループは、単一の大規模合体によって説明できるか、それとも高赤方偏移および中赤方偏移における複数回の連続的星形成イベントによって説明できるか？

主な発見

• NGC 4478には、V-IおよびV-K色が銀河系およびM31のハロー星団と区別できない青色サブグループの球状星団しか存在しない。
• NGC 4478に金属量の高いサブグループが存在しないことは、主にVirgo銀河団の密度の高い中心部を通過した際の金属量の高いガスの剥ぎ取りによって説明されるのが最も妥当である。
• M87では、赤色球状星団のV-K色に広いスパンが認められ、赤色サブグループにおける金属量の分散（約0.5 dex、半分太陽系から2倍太陽系までの金属量）を示している。
• M87の一部の赤色星団は、古く単一年齢の星団とは一致しない色を示し、数十億年の中年齢であると最もよく説明できる。これは、進行中または最近の星形成を示唆する。
• M87の赤色星団の複雑な色構造は、高赤方偏移および中赤方偏移における複数回の星形成および星団形成のエピソードを伴う形成歴を示唆する。これは、ガスを多く含む合体が繰り返し起こった可能性がある。
• 青色で金属量が乏しい星団は、銀河間で極めて均一であるのに対し、赤色で金属量の高い星団は、多様な起源を持つ複数のサブグループの重ね合わせであるように見える。これは、単一の収縮または単一の合体によって説明できる単純な形成モデルに反する。