[論文レビュー] The colour-magnitude relation of Globular Clusters in Centaurus and Hydra - Constraints on star cluster self-enrichment with a link to massive Milky Way GCs

Jérémy Fensch, Steffen Mieske+2 more|arXiv (Cornell University)|Jun 5, 2014

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 73被引用数 4

ひとこと要約

本研究は、セントaurusおよびハイドラ銀河団の金属不足な球状星団（GCs）における色mag関係（青傾き）を、約2,500個のGCの深さUおよびIバンド画像測光を用いて調査する。自らの重元素を豊かにするモデルにおける初期質量-半径スケーリングが、観測された質量-金属量関係との一致を著しく改善することを示しており、オメガ・セントaurusのような質量の大きな銀河系GCにおける広がった金属量分布が、矮星団起源を仮定せずに自らの重元素豊かさによって自然に生じうることを示している。

ABSTRACT

We investigate the colour-magnitude relation of metal-poor globular clusters, the 'blue tilt', in the Hydra and Centaurus galaxy clusters and constrain the primordial conditions for star cluster self-enrichment. We analyse U,I photometry for about 2500 globular clusters in the central regions of Hydra and Centaurus, based on FORS1@VLT data. We convert the measured colour-magnitude relations into mass-metallicity space and obtain a scaling of Z \propto M^{0.27 \pm 0.05} for Centaurus GCs and Z \propto M^{0.40 \pm 0.06} for Hydra GCs, consistent with results in other environments. We find that the GC mass-metallicity relation already sets in at present-day masses of a few 10^5 solar masses and is well established in the luminosity range of massive MW clusters like omega Centauri. We compare the mass-metallicity relation with predictions from the star cluster self-enrichment model by Bailin & Harris (2009). For this we include effects of dynamical and stellar evolution and a physically well motivated primordial mass-radius scaling. The self-enrichment model reproduces the observed relations well for average primordial half-light radii r_h ~ 1-1.5 pc, star formation efficiencies f_* ~ 0.3-0.4, and pre-enrichment levels of [Fe/H] ~ -1.7 dex. Within the self-enrichment scenario, the observed blue tilt implies a correlation between GC mass and width of the stellar metallicity distribution. We find that this implied correlation matches the trend of width with GC mass measured in Galactic GCs, including extreme cases like omega Cen and M54. We conclude that 1. A primordial star cluster mass-radius relation provides a significant improvement to the self-enrichment model fits. 2. Broadenend metallicity distributions as found in some massive MW globular clusters may have arisen naturally from self-enrichment processes, without the need of a dwarf galaxy progenitor.

研究の動機と目的

• 銀河外球状星団系における色mag関係（青傾き）を用いて、星団の自己重元素豊かさの初期条件を制約すること。
• 観測されたGCの質量-金属量スケーリングが、現実的な初期星団特性を持つ自己重元素豊かさモデルで説明可能かどうかを検証すること。
• 初期星団サイズ（半径）および星形成効率が青傾きをどのように形作るかを調査すること。
• セントaurusとハイドラにおける青傾きの空間的差異が、クランター中心への集中度の違いか、初期パラメータの本質的差異に起因するかを評価すること。
• オメガ・セントaurusのような質量の大きな銀河系GCにおける広い金属量分布が、矮星団起源を仮定せず、自らの重元素豊かさによって再現可能かどうかを同定すること。

提案手法

• VLTのFOR S1を用いた深さUおよびIバンド画像測光を用い、セントaurusおよびハイドラの約2,500個の球状星団候補の平均色および絶対等級を測定する。
• 色mag関係を、古さ（11–13 Gyr）を仮定したTERAMO星団合成モデルを用いて質量-金属量空間に変換する。
• 観測された質量-金属量スケーリングを、Bailin & Harris (2009)の自己重元素豊かさモデルの予測と比較し、星および動的進化の効果を含む。
• 物理的に妥当な初期質量-半径スケーリング（Gieles et al. 2010）をモデルに組み込み、そのデータ適合への影響を検証する。
• 青傾きの傾きを観測値に一致させるために、平均半光半径 $ r_h $、星形成効率 $ f_\star $、事前豊かさレベル、表面密度プロファイルを変化させ、モデルを調整する。
• パラメータ間のデゲネラシーを調査し、観測された関係を再現可能な物理的に妥当なパラメータの組み合わせを同定する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 セントaurusおよびハイドラの球状星団における観測された青傾きは、自己重元素豊かさと整合する質量-金属量関係を示しており、その関係はどの質量スケールで成立するのか？
• RQ2 初期質量-半径関係を組み込むことで、自己重元素豊かさモデルの観測されたGC色mag関係への適合性はどのように変化するか？
• RQ3 セントaurusとハイドラにおける青傾きの強さの差は、初期星団サイズまたは星形成効率の違いによって説明可能か？
• RQ4 オメガ・セントaurusのような質量の大きな銀河系GCに観測される広い金属量分布は、自らの重元素豊かさの自然な結果であるか、それとも外部起源（例えば矮星団起源）を必要とするか？
• RQ5 GCのクランター中心への空間的集中度が観測された青傾きに影響を与えるか、その影響の仕組みは何か？

主な発見

• セントaurusおよびハイドラの両方で青傾きが確認され、それぞれの傾きは $ \gamma = -0.057 \pm 0.011 $ および $ \gamma = -0.081 \pm 0.012 $ であり、青いGCに顕著な色mag関係が存在することを示している。
• 観測された質量-金属量スケーリングは、セントaurusで $ Z \propto M^{0.27 \pm 0.05} $、ハイドラで $ Z \propto M^{0.40 \pm 0.06} $ であり、既存の文献測定と整合的である。
• 初期質量-半径スケーリング（Gieles et al. 2010）を組み込むことで、モデルとデータの残差が2倍に減少し、自己重元素豊かさモデルの適合性が著しく向上した。
• 最良適合モデルパラメータは $ r_h \sim 1-1.5 $ pc、$ f_\star \sim 0.3-0.4 $、事前豊かさレベルが $[Fe/H] \approx -1.7$ dex、等温球面の表面密度プロファイルである。
• ハイドラにおける強い青傾きは、$ f_\star \approx 0.3 $ で固定した場合に平均 $ r_h $ が約30%小さいこと、または $ r_h \approx 1.5 $ pc で固定した場合に $ f_\star $ が約20%小さいことによって説明可能である。
• 銀河系GCの $ M_V $ 対 $ \sigma_{[Fe/H]} $ 傾向が、セントaurusのGCから導かれた自己重元素豊かさモデルと整合的であるため、オメガ・セントaurusのような質量の大きなGCにおける広い金属量スプロールが、自らの重元素豊かさによってのみ生じうることが示唆されている。