[論文レビュー] omega Centauri - a former nucleus of a dissolved dwarf galaxy? New evidence from Stroemgren photometry

M. Hilker, T. Richtler|ArXiv.org|Aug 30, 2000

Stellar, planetary, and galactic studies被引用数 6

ひとこと要約

本論文は、ストルムグレン光度測定を用いて、ωケンタウリが溶解した矮星銀河の核として発生したと提唱している。そのデータは、複数の金属陽性の星形成歴を示し、金属陽性の星（最大で−0.7 dex）は最も古い星団と比較して5–8 Gyr若いことが判明。空間的分布は非対称的であり、C+Nの質量関係と強く相関しており、ガスの長期間にわたる流入と現地での化学増幅を示唆し、銀河核の起源を支持する。他の球状星団形成シナリオよりも優位である。

ABSTRACT

CCD vby Stroemgren photometry of a statistically complete sample of red giants and stars in the main sequence turn-off region in omega Centauri has been used to analyse the apparently complex star formation history of this cluster. From the location of stars in the (b-y),m_1 diagram metallicities have been determined. These have been used to estimate ages of different sub-populations in the color-magnitude diagram. The metal-poor population around -1.7 dex is the oldest population found. More metal-rich stars between [Fe/H]=-1.5 and -1.0 dex tend to be 1-3 Gyr younger. These stars are more concentrated towards the center than the metal-poor ones. The most-metal rich stars (-0.7 dex) might be up to 6 Gyr younger than the oldest population. They are asymmetrically distributed around the center with an excess of stars towards the South. We argue that the Stroemgren metallicity in terms of element abundances has another meaning than in other globular clusters. From a comparison with spectroscopic element abundances, we find the best correlation with the sum C+N. The high Stroemgren metallicities, if interpreted by strong CN-bands, result from progressively higher N and perhaps C abundances in comparison to iron. We see an enrichment already among the metal-poor population, which is difficult to explain by self-enrichment alone. An attractive speculation is that omega Cen was the nucleus of a dwarf galaxy. We propose a scenario in which omega Cen experienced mass inflow over a long period of time, until the gas content of its host galaxy was so low that star formation in omega Cen stopped, or alternatively the gas was stripped off during its infall in the Milky Way potential. A mass inflow occuringcn a clumpy and discontinuous manner could explain several of our findings.

研究の動機と目的

• 高精度なストルムグレン光度測定を用いて、ωケンタウリの星形成歴と金属量分布を調査すること。
• 光度測定による金属量から、ωケンタウリ内の異なる星団の年齢と空間的分布を特定すること。
• 観測された元素組成パターンと空間的非対称性が、現地での化学増幅か外部からの吸収かを説明できるかを検証すること。
• ωケンタウリが溶解した矮星銀河の核の痕跡であるという仮説の妥当性を評価すること。
• 他の球状星団、特にC+Nとの相関関係を考慮した場合、ストルムグレン金属量の物理的意味を明確にすること。

提案手法

• ωケンタウリの複数の領域にわたる赤巨星および回転点星のCCD vbyストルムグレン光度測定を取得し、統計的完全性を確保した。
• 光度測定による金属量を推定するために(b−y), m₁図を用い、年齢と金属量推定のため、分光的[Fe/H]値と照合した。
• 色-等級図（CMD）を構築し、観測された等歳線と等歳線を比較することで、異なる星団の年齢を推定した。
• 金属貧乏星と金属陽性星の半径的分布を分析し、特に南方向への集中度と非対称性を評価した。
• ストルムグレン金属量と分光的[C+N/H]および[Fe/H]を相関させ、光度測定金属量の背後にある主要な元素組成要因を特定した。
• 星形成歴を3–6 Gyrにわたる連続的または断片的なガス流入としてモデル化し、観測された年齢分散と組成パターンと整合した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 ストルムグレン光度測定と等歳線フィッティングによって明らかになるωケンタウリの星形成歴は何か？
• RQ2 ωケンタウリの最も金属陽性の星が、特に南方向に過剰を示す空間的非対称性を示す理由は何か？
• RQ3 ωケンタウリにおけるストルムグレン光度測定金属量は、実際の鉄とC+Nの組成とどのように関係しているのか？他の球状星団とはなぜ異なるのか？
• RQ4 ωケンタウリで観測された組成パターンと年齢分散は、現地での自己増幅で説明できるのか、それとも外部からの起源（例：矮星銀河からの吸収）を必要とするのか？
• RQ5 高ストルムグレン金属量とC+N組成の間に観測された相関関係を生じる物理的メカニズムは何か？鉄ではなくC+Nが主因であるのはなぜか？

主な発見

• 金属貧乏星団の代表的金属量[Fe/H] = −1.7 dexの星団は、最も古く、年齢は約17–18 Gyrである。
• [Fe/H]が−1.5から−1.0 dexの星は、最も古い星団よりも1–3 Gyr若い。中心への集中度がより高い。
• 金属陽性星団の代表的金属量[Fe/H] = −0.7 dexの星は、最も古い星と比較して最大6 Gyr若い。南方向への過剰が強く、空間的非対称性が顕著である。
• ωケンタウリにおけるストルムグレン金属量は、[Fe/H]ではなく[C+N/H]と最もよく相関しており、高光度測定金属量が鉄ではなく炭素と窒素の増幅によって駆動されていることを示唆している。
• 金属貧乏星団でもCNOサイクルの影響の兆候が既に観測されており、星形成初期にまたはその直後に化学増幅が発生していたことを示唆し、単純な自己増幅モデルに反する。
• 観測された年齢分散、組成パターン、空間的非対称性は、3–6 Gyrにわたる長期間にわたるガス流入によって最もよく説明され、ωケンタウリが溶解した矮星銀河の核の痕跡であるという仮説を支持する。