[論文レビュー] On the Nature of Ultra-faint Dwarf Galaxy Candidates. III. Horologium I, Pictor I, Grus I, and Phoenix II

Helmut Jerjen, Blair C. Conn+2 more|arXiv (Cornell University)|Sep 7, 2018

Stellar, planetary, and galactic studies被引用数 9

ひとこと要約

本研究では、深さのGemini/GMOS-S $g,r$ 光度測定を用いて、4つの超微弱銀河赤道補助天体（ホロロギウム I、ピクター I、グラス I、フェニックス II）の星族を分析した。ホロロギウム I は真の超微弱矮星銀河である可能性が示されたが、ピクター I は星団に類似していた。グラス I とフェニックス II は潮汐構造を示し、大マゼラン雲と一致する配置を示しており、これらがマゼラン雲の元の衛星であった可能性があることが示唆された。

ABSTRACT

We use deep Gemini/GMOS-S $g,r$ photometry to study the stellar populations of the recently discovered Milky Way satellite candidates Horologium I, Pictor I, Grus I, and Phoenix II. Horologium I is most likely an ultra-faint dwarf galaxy at $D_\odot = 68\pm3$ kpc, with $r_h = 23^{+4}_{-3}$pc and $\langle $[Fe/H]$ angle = -2.40^{+0.10}_{-0.35}$\,dex. It's color-magnitude diagram shows evidence of a split sub-giant branch similar to that seen in some globular clusters. Additionally, Gaia DR2 data suggests it is, or was, a member of the Magellanic Cloud group. Pictor I with its compact size ($r_h = 12.9^{+0.3}_{-0.2}$pc) and metal-poor stellar population ($\langle $[Fe/H]$ angle = -2.28^{+0.30}_{-0.25}$) closely resembles confirmed star clusters. Grus I lacks a well-defined centre, but has two stellar concentrations within the reported half-light radius ($r_h = 1.77^{+0.85}_{-0.39}$ arcmin) and has a mean metallicity of $\langle $[Fe/H]$ angle = -2.5\pm0.3$. Phoenix II has a half-light radius of $r_h = 12.6\pm2.5$pc and an $\langle $[Fe/H]$ angle = -2.10^{+0.25}_{-0.20}$ and exhibits S-shaped tidal arms extending from its compact core. Great circles through each of these substructures intersect at the Large Magellanic Cloud (LMC). This suggests that these objects are, or once were, satellites of the LMC.

研究の動機と目的

• 南天に位置する4つの最近発見された超微弱星族系の真の性質を特定すること。
• これらの系が暗黒物質を多く含む矮星銀河であるか、星団であるか、あるいはマゼラン雲の潮汐破壊残骸であるかという曖昧さを解消すること。
• 深さの $g,r$ 光度測定を用いて距離、構造的パラメータ、金属量、星族特性の制約を強化すること。
• 空間的整合性と運動学的データに基づいて、これらの系がマゼラン雲と関連しているという仮説を検証すること。

提案手法

• 南天望遠鏡のGeminiマルチオブジェクトスペクトログラフ（GMOS-S）を用いて、深さの $g,r$ バンド光度測定を取得した。
• 各系について星の光度測定を行い、色-等級図（CMD）を構築することで星族を分析した。
• 人工星実験を実施し、機器的要因による検出効率の低い領域を特定するとともに、光度測定の完全性を評価した。
• Gaia DR2データを組み合わせ、自己運動を評価し、マゼラン雲との軌道的関連性を検討した。
• 光度測定データから、半減半径（$r_h$）、平均金属量（[Fe/H]）、楕円度を測定した。
• 各系を通る大円の空間的整合性を分析し、大マゼラン雲（LMC）付近に共通の起源があるかを検証した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 星族および構造的パラメータから見たホロロギウム I が真の超微弱矮星銀河であるか、星団であるかは何か？
• RQ2 フェニックス II およびグラス I に観測された潮汐構造は、大マゼラン雲に起因する力学的起源を示唆するか？
• RQ3 ピクター I の金属量と距離は何か？ また、確認済みの星団と類似しているか、あるいは矮星銀河と類似しているか？
• RQ4 これらの系の部分構造を通る大円が大マゼラン雲で交差するか？ これは共通の起源を示唆するか？
• RQ5 これらの系の構造的および光度的性質は、既知の超微弱矮星銀河や球状星団と比較してどう異なるか？

主な発見

• ホロロギウム I は、距離 $68 \pm 3$ kpc に位置し、半減半径 $23^{+4}_{-3}$ pc、平均金属量 $\langle\text{[Fe/H]}\rangle = -2.40^{+0.10}_{-0.35}$ dex である超微弱矮星銀河として確認された。
• ホロロギウム I の色-等級図には、分岐した準巨星分岐帯が観測され、これは一般的に球状星団で見られる特徴であり、複雑な星族または力学的歴史を示唆している。
• ピクター I は、コンパクトなサイズ（$r_h = 12.9^{+0.3}_{-0.2}$ pc）と低金属量（$\langle\text{[Fe/H]}\rangle = -2.28^{+0.30}_{-0.25}$ dex）を示し、確認済みの星団に類似している。
• グラス I には明確な中心が見られないが、半減半径内に2つの星族濃度が観測され（$r_h = 1.77^{+0.85}_{-0.39}$ arcmin）、平均金属量は $\langle\text{[Fe/H]}\rangle = -2.5 \pm 0.3$ dex であった。
• フェニックス II はS字型の潮汐腕を示し、半減半径は $12.6 \pm 2.5$ pc、$\langle\text{[Fe/H]}\rangle = -2.10^{+0.25}_{-0.20}$ dex であり、潮汐破壊の兆候を示している。
• 4つの系の部分構造を通る大円は、すべて大マゼラン雲で交差しており、これらがLMCの衛星であったか、あるいは現在もその関係にある可能性を強く示唆している。