[논문 리뷰] The Andromeda Project. I. Deep HST-WFPC2 V,I photometry of 16 fields toward the disk and the halo of the M31 galaxy. Probing the stellar content and metallicity distribution

M. Bellazzini, C. Cacciari외 3명|CERN Bulletin|2002. 12. 23.

Stellar, planetary, and galactic studies참고 문헌 64인용 수 64

한 줄 요약

이 연구는 M31의 디스크 및 할로의 16개 영역에 대해 깊은 HST-WFPC2 V, I 광도를 제시하며, 금속성 높은 별 집단이 최대 35 kpc까지 연장되며 금속성 분포에 거의 변화가 없음을 밝혀냈다. 결과적으로 뚜렷한 붉은 거대성 브랜치와 붉은 덩어리가 관측되어 [Fe/H] ~ -0.6인 지배적 별 집단이 있음을 시사하며, 금속성 높은 별들은 평탄한 오래된 디스크 또는 M32와 같은 위성의 tidal 붕괴에서 유래했을 가능성이 있다.

ABSTRACT

HST-WFPC2 F555W and F814W photometry were obtained for 16 fields of the luminous nearby spiral galaxy M31, sampling the stellar content of the disk and the halo at different distances from the center, from ~ 20 to ~ 150 arcmin (i.e. ~ 4.5 to 35 kpc), down to limiting V and I magnitudes of ~ 27. The Color-Magnitude diagrams (CMD) show the presence of complex stellar populations, including an intermediate age/young population and older populations with a wide range of metallicity. Those fields superposed on the disk of M31 generally show a blue plume of stars which we identify with main sequence members. Accordingly, the star formation rate over the last 0.5 Gyr appears to have varied dramatically with location in the disk. All the CMDs show a prominent Red Giant Branch (RGB) with a descending tip in the V band, characteristic of metallicity higher than 1/10 Solar. A red clump is detected in all of the fields, and a weak blue horizontal branch is frequently present. The metallicity distributions (MDs), obtained by comparison of the RGB stars with globular cluster templates, are basically similar in all the sampled fields: they all show a long, albeit scantly populated metal-poor tail and a main component at [Fe/H] ~ -0.6. However, some differences also exist, e.g. in some fields a very metal-rich ([Fe/H] >= -0.2) component is present. Whereas the fraction of metal-poor stars seems to be approximately constant in all fields, the fraction of very-metal-rich stars varies with position and seems to be more prominent in those fields superposed on the disk and/or with the presence of streams or substructures. This might indicate and possibly trace interaction effects with some companion, e.g. M32.

연구 동기 및 목표

• 깊은 HST-WFPC2 광도를 활용해 M31의 디스크 및 할로에서 별의 성분과 금속성 분포를 매핑하기.
• M31의 할로 별 집단이 은하수 할로의 별 집단과 금속성 측면에서 유의미하게 다름을 확인하기.
• 다양한 은하중심 거리에서 금속성과 별 형성 역사를 공간적으로 분석하기.
• Tidal 상호작용과 위성 천체의 합성 작용이 M31의 할로 및 외부 디스크 별 집단을 어떻게 형성했는지 평가하기.
• 관측된 색-등급도도와 금속성 분포를 구형별단 템플릿과 비교해 별 집단의 특성을 추론하기.

제안 방법

• M31의 16개 영역에 대해 깊은 F555W 및 F814W 광도를 확보하여 은하중심 거리가 약 ~4.5에서 35 kpc까지 포함되도록 하였다.
• 각 영역의 색-등급도도(CMDs)를 구성하여 주계열, 붉은 거대성 브랜치(RGB), 붉은 덩어리 별을 포함한 별 집단을 식별하였다.
• 구형별단 템플릿과의 비교를 통해 RGB 별의 금속성 분포를 유도하고, [Fe/H] 값을 추정하였다.
• 미니어 축을 따라 및 부조화 구조에서의 중앙 [Fe/H], 금속성 낮은 尾, 금속성 높은 성분의 공간적 경향성을 분석하였다.
• 공간 분포 분석을 통해 스트림 및 덩어리와 같은 부조화 구조를 식별하고, 이를 금속성 변화와 연관지어 분석하였다.
• 파란 플룸의 존재를 분석하여 별 형성 역사를 평가하였으며, 이는 중간 연령/젊은 주계열 별로 해석되었다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 M31의 할로 및 디스크 별 집단의 금속성 분포는 은하중심 거리에 따라 어떻게 변화하는가?
• RQ2 M31에서 큰 반경(최대 35 kpc)에서 관측된 금속성 높은 별 집단의 기원은 무엇인가?
• RQ3 특히 스트림 또는 부조화 구조가 있는 영역에서 금속성 높은 별의 비율에 공간적 경향성이 있는가?
• RQ4 M31의 할로 별 집단은 은하수 할로 별 집단과 얼마나 유사하거나 다름을 보이는가?
• RQ5 관측된 CMD 특징(예: 붉은 덩어리, 파란 수평가닥)을 통해 지배적 별 집단의 연령과 금속성을 추론할 수 있는가?

주요 결과

• 모든 영역에서 금속성 분포는 [Fe/H] ~ -0.6에서 피크를 이루며, 금속성 낮은 꼬리가 길게 존재하고, 은하중심 거리가 35 kpc까지 거의 변화가 없음을 보였다.
• 미니어 축을 따라 거리 증가에 따라 중앙 [Fe/H]가 약 Y ≈ 20 arcmin까지 약간 감소하는 경향을 보였지만, 이 지점 이후 금속성 기울기는 사라졌다.
• 모든 영역에서 뚜렷한 붉은 거대성 브랜치와 V-대역 끝부분, 명확한 붉은 덩어리가 관측되어 [Fe/H] > -1.0인 지배적 오래된 별 집단이 있음을 시사하였다.
• 약한 파란 수평가닥이 자주 관측되어 중간 연령과 오래된 별 집단의 혼합이 있음을 시사하였다.
• 금속성 높은 별의 비율([Fe/H] ≥ -0.2)은 위치에 따라 변하며, 디스크 또는 스트림과 같은 부조화 구조와 관련된 영역에서 더 높게 나타나, tidal 상호작용과의 연관성이 있음을 시사하였다.
• 150 arcmin(35 kpc)에서 금속성 높은 별 집단의 존재는 금속성 높은 별들이 할로 깊이까지 확장되어 있음을 확인하며, 균일하게 금속성 낮은 할로라는 개념에 도전한다.