[논문 리뷰] The horizontal branch morphology of M31 globular clusters. Extreme second parameter effect in outer halo clusters

S. Perina, M. Bellazzini외 5명|2012. 09. 10.

Stellar, planetary, and galactic studies참고 문헌 70인용 수 8

한 줄 요약

이 연구는 허블 우주望遠鏡 자료를 이용해 M31의 외부 할로 구형성운 23개의 수평가닥(HB) 형상을 분석하며, HB 형상을 정량화하기 위해 단순화된 미로노프 지수(SMI)를 도입한다. M31 성운은 같은 금속성에서 은하계 성운보다 상당히 빨간색의 HB를 보이며, 이는 약 0.4 dex 더 금속성 높은 것으로 간주되며, 이는 M31 성운이 은하계 성운보다 약 1–2 Gyr 늦게 형성되었음을 시사한다. 헬륨 농도 변화도 기여할 수 있다.

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.

연구 동기 및 목표

• 고품질 허블 우주望遠鏡 자료를 이용해 M31 외부 할로 구형성운의 수평가닥(HB) 형상을 조사하기 위해.
• M31 성운의 HB 형상과 은하계 구형성운의 HB 형상을 비교하여 체계적인 차이를 규명하기 위해.
• HB 형상의 차이의 근본 원인을 탐색하기 위해, 특히 형성 시점과 헬륨 농도 변화의 역할을 조사하기 위해.
• 다중 인구의 존재 여부를 수평가닥 형상 분석을 통해 거대한 M31 성운에서 평가하기 위해.
• 은하계 외부 은하에서 두 번째 매개변수 문제의 적용 가능성을 M31를 시험 사례로 평가하기 위해.

제안 방법

• 23개의 M31 외부 할로 성운에 대한 깊고 고품질의 색-등급도(CMD)에서 단순화된 미로노프 지수(SMI = B / (B + R))를 계산하였다.
• 동일한 SMI 계산 방법을 은하계 구형성운에 적용하여 SMI 대 [Fe/H] 도표에서 직접 비교를 수행하였다.
• 기존 문헌(Paper-I)에서 확보한 금속성([Fe/H])과 적색화(E(B-V))를 사용하였으며, 거리 모듈러스는 (m-M)₀ = 24.42로 고정하였다.
• 개별 거리 모듈러스와 채택된 (m-M)₀를 사용하여 M31 중심으로부터의 성운 거리(Rₚ 및 R_GC)를 유도하였다.
• 별 수의 포isson 불확실성 기반으로 SMI 값에 대한 오차 전파를 적용하였으며, 빨간색 HB 별만 존재하는 성운에는 고정된 0.1의 불확실성 값을 할당하였다.
• 더 얕은 CMD를 가진 25개의 더 밝은 M31 성운(샘플 B)에 대한 분석을 확장하였으며, 이 경우 SMI 불확실성이 다소 높았다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 왜 M31 외부 할로 구형성운은 같은 금속성에서 은하계 성운보다 더 빨간색의 수평가닥 형상을 보이는가?
• RQ2 M31 성운과 은하계 성운 간의 HB 형상 차이가 형성 시점의 차이로 기인하는 정도는 어느 정도인가?
• RQ3 성운 내 별들 간의 헬륨 농도 변화가 M31와 은하계 성운 간의 관측된 HB 형상 차이를 설명할 수 있는가?
• RQ4 확장된 파란 수평가닥 꼬리의 존재를 통해 거대한 M31 구형성운에 다중 인구의 증거가 존재하는가?
• RQ5 M31 성운의 HB 형상은 SMI 대 [Fe/H] 도표에서 은하계 성운과 어떻게 비교되는가?

주요 결과

• 대부분의 M31 외부 할로 성운은 SMI 대 [Fe/H] 도표에서 은하계 성운과는 다소 다른 국소에 위치해 있으며, 같은 금속성에서 상당히 더 빨간색의 HB 형상을 보인다.
• 동일한 SMI 값에서 M31 성운은 은하계 성운 대비 약 0.4 dex 더 금속성이 낮은 것으로 평가되며, 이는 동일한 HB 형상에서 금속성의 체계적 차이를 의미한다.
• 이 차이의 가장 유력한 설명은 M31 외부 할로 성운이 은하계 성운보다 약 1–2 Gyr 늦게 형성되었으며, 이로 인해 연령 의존적 진화가 HB 형상에 영향을 미쳤기 때문이다.
• 성운 내 별들 간의 헬륨 농도 변화도 관측된 HB 형상 차이에 기여할 수 있으나, 형성 시점이 주요 요인이다.
• 25개의 더 밝은 M31 성운으로 구성된 보조 샘플에서, 가장 거대한 성운들 사이에서는 확장된 파란 수평가닥 꼬리가 상대적으로 흔하게 관측되어 다중 인구 존재의 증거로 간주된다.
• 결과는 이전에 은하계에서 연구된 두 번째 매개변수 문제(M31에서도 적용 가능함)를 지지하며, 형성 시점과 헬륨 농도가 HB 형상의 주요 결정 요인임을 시사한다.