[論文レビュー] The horizontal branch morphology of M31 globular clusters. Extreme second parameter effect in outer halo clusters

S. Perina, M. Bellazzini+5 more|Sep 10, 2012

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 70被引用数 8

ひとこと要約

本研究は、ハッブル宇宙望遠鏡のデータを用いて、アンドロメダ銀河（M31）の外縁領域に位置する23個の球状銀河の水平枝（HB）の形状を分析し、HB形状を定量化するための簡略化されたミロノフ指数（SMI）を導入した。その結果、M31の球状銀河は、同じ金属量においては銀河系の球状銀河よりも顕著に赤いHBを示しており、これは約0.4デシベル金属量がより高い状態に相当する。これは、M31の球状銀河が銀河系のものよりも1〜2ギガ年遅れて形成された可能性を示唆しており、ヘリウム含有量の変動も寄与している可能性がある。

ABSTRACT

We use deep, high quality colour magnitude diagrams obtained with the Hubble Space Telescope to compute a simplified version of the Mironov index [SMI; B/(B+R)] to parametrize the horizontal branch (HB) morphology for 23 globular clusters in the M31 galaxy (Sample-A), all located in the outer halo at projected distances between 10 kpc and 100 kpc. This allows us to compare them with their Galactic counterparts, for which we estimated the SMI exactly in the same way, in the SMI vs. [Fe/H] plane. We find that the majority of the considered M31 clusters lie in a significantly different locus, in this plane, with respect to Galactic clusters lying at any distance from the center of the Milky Way. In particular they have redder HB morphologies at a given metallicity, or, in other words, clusters with the same SMI value are ~0.4 dex more metal rich in the Milky Way than in M31. We discuss the possible origin of this difference and we conclude that the most likely explanation is that many globular clusters in the outer halo of M31 formed ~1-2 Gyr later than their counterparts in the outer halo of the Milky Way, while differences in the cluster-to-cluster distribution of He abundance of individual stars may also play a role. The analysis of another sample of 25 bright M31 clusters (eighteen of them with M_V<= -9.0, Sample-B), whose SMI estimates are much more uncertain as they are computed on shallow colour magnitude diagrams, suggests that extended blue HB tails can be relatively frequent among the most massive M31 globular clusters, possibly hinting at the presence of multiple populations.

研究の動機と目的

• 高品質なハッブル宇宙望遠鏡データを用いて、M31の外縁領域に位置する球状銀河の水平枝（HB）形状を調査すること。
• M31の球状銀河のHB形状を、銀河系の球状銀河のそれと比較し、系統的な差異を特定すること。
• HB形状の差異の原因を解明すること、特に形成時期とヘリウム含有量の変動の役割を調査すること。
• 質量の大きなM31の球状銀河における複数の集団の存在を、HB形状の分析を通じて評価すること。
• 第二パラメータ問題が外部銀河に適用可能かどうかを、M31をテストケースとして評価すること。

提案手法

• 23個のM31外縁球状銀河の深さのある高品質な色-等級図（CMD）から、簡略化されたミロノフ指数（SMI = B / (B + R)）を計算した。
• 同じSMI計算手法を銀河系の球状銀河に適用し、SMI対[Fe/H]平面上での直接比較を実施した。
• クラスタの金属量([Fe/H])と赤方偏移(E(B-V))は、先行研究（論文I）の結果を用い、距離モジュラスを固定して(m-M)₀ = 24.42とした。
• M31中心からのクラスタの距離（RₚおよびR_GC）は、個々の距離モジュラスと採用された(m-M)₀を用いて算出した。
• 星数のポisson誤差に基づいてSMI値の誤差伝搬を適用し、赤いHB星のみを含むクラスタには固定で0.1の誤差を割り当てた。
• 浅いCMDを用いた25個の明るいM31クラスタ（サンプルB）の第二のサンプルに対しても分析を拡張したが、SMIの不確実性は高かった。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 なぜM31の外縁球状銀河は、同じ金属量において銀河系の球状銀河よりも赤い水平枝形状を示すのか？
• RQ2 M31と銀河系の球状銀河のHB形状の差異は、形成時期の差にどの程度起因しているのか？
• RQ3 ヘリウム含有量の変動が、M31と銀河系の球状銀河間の観測されたHB形状の差異を説明できるか？
• RQ4 質量の大きなM31球状銀河に複数の集団が存在する証拠は、延長された青い水平枝テイルの存在によって示唆されるか？
• RQ5 SMI対[Fe/H]平面上で、M31の球状銀河のHB形状は銀河系の球状銀河とどのように比較されるか？

主な発見

• M31の外縁球状銀河の大部分は、SMI対[Fe/H]平面上で明確に分離した領域に位置し、同じ金属量において銀河系の球状銀河よりも顕著に赤いHB形状を示している。
• 同じSMI値において、M31のクラスタは銀河系の対応するクラスタと比較して約0.4デシベル金属量が低い（つまり、金属量がより低い）ことが示唆され、同様のHB形状に対して金属量の系統的差異があることを示している。
• この差異の最も可能性の高い説明は、M31の外縁球状銀河が銀河系の対応するクラスタよりも1〜2ギガ年遅れて形成されたことであり、年齢依存の進化がHB形状に影響を与えていることである。
• クラスタ星間のヘリウム含有量の変動も、観測されたHB形状の差異に寄与している可能性があるが、形成時期の違いが主な要因である。
• 25個の明るいM31クラスタからなる第二のサンプルでは、最も質量の大きなクラスタにおいて延長された青い水平枝テイルが比較的頻繁に観測され、複数の集団の存在が示唆された。
• これらの結果は、かつて銀河系で研究された第二パラメータ問題が、M31に対しても適用可能であるという考えを支持しており、形成時期とヘリウム含有量がHB形状を決定づける主要因であると考えられる。