[论文解读] 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. Cacciari+3 more|CERN Bulletin|Dec 23, 2002

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 64被引用 64

一句话总结

本研究利用哈勃空间望远镜-WFPC2对M31盘面和晕区16个场区进行了深度V、I波段测光，揭示了金属丰度较高的恒星种群延伸至35 kpc，且金属丰度分布变化极小。结果显示出明显的红巨星分支和红巨星 clump，表明主导种群的[Fe/H] ~ -0.6，提示金属丰度较高的恒星可能起源于扁平的古老盘面，或来自M32等卫星的潮汐剥离。

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.

研究动机与目标

• 利用深度HST-WFPC2测光，绘制M31盘面和晕区的恒星成分及金属丰度分布。
• 确定M31晕区的恒星种群是否与银河系存在显著差异，特别是金属丰度方面。
• 研究不同星系中心距离处金属丰度和恒星形成历史的空间变化特征。
• 评估潮汐相互作用和卫星吸积在塑造M31晕区和外盘恒星种群中的作用。
• 将观测到的颜色-星等图和金属丰度分布与球状星团模板进行比较，以推断种群特性。

提出的方法

• 获取了M31中16个场区的深度F555W和F814W测光数据，覆盖星系中心距离从~4.5至35 kpc。
• 为每个场区构建颜色-星等图（CMD），以识别恒星种群，包括主序星、红巨星分支（RGB）和红巨星 clump 星。
• 通过与球状星团模板比较，推导出RGB星的金属丰度分布，估算[Fe/H]值。
• 分析沿小行星轴及亚结构中中位[Fe/H]、贫金属尾部和富金属组分的空间趋势。
• 通过空间分布分析识别出亚结构（如流和团块），并将其与金属丰度变化相关联。
• 通过检查CMD中蓝色主序区（蓝喷泉）来评估恒星形成历史，解释为中等年龄/年轻主序星。

实验结果

研究问题

• RQ1 M31晕区和盘区恒星种群的金属丰度分布如何随星系中心距离变化？
• RQ2 在M31大半径区域（高达35 kpc）观测到的金属丰度较高种群的起源是什么？
• RQ3 在具有亚结构或流的场区中，金属丰度较高的恒星比例是否存在空间趋势？
• RQ4 M31晕区的恒星种群在多大程度上与银河系晕区相似或不同？
• RQ5 观测到的CMD特征（如红巨星 clump、蓝色水平分支）在多大程度上可用于推断主导种群的年龄和金属丰度？

主要发现

• 所有场区的金属丰度分布均在[Fe/H] ~ -0.6处达到峰值，且存在一条长而稀疏的贫金属尾部，星系中心距离达35 kpc内变化极小。
• 沿小行星轴方向，在Y ≈ 20弧分以内观察到中位[Fe/H]随距离略有下降，但在此点之后金属丰度梯度消失。
• 所有场区均存在明显的红巨星分支，具有V波段星等尖端，且红巨星 clump 明显可辨，表明主导种群为[Fe/H] > -1.0的古老种群。
• 常观测到微弱的蓝色水平分支，表明存在中等年龄与古老种群的混合。
• 富金属星比例（[Fe/H] ≥ -0.2）随位置变化，在与盘面或亚结构（如流）相关的场区中更高，提示与潮汐相互作用存在关联。
• 在150弧分（35 kpc）处仍存在富金属种群，证实富金属恒星可延伸至晕区深处，挑战了晕区整体贫金属的观念。