[论文解读] 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 8

一句话总结

本研究利用哈勃空间望远镜数据，分析了M31星系外晕中23个球状星团的水平分支（HB）形态，引入简化米罗诺夫指数（SMI）以量化HB形态。研究发现，M31星团在相同金属丰度下，其HB形态显著偏红，相当于金属丰度高出约0.4 dex，表明M31星团的形成时间比银河系星团晚1–2 Gyr，氦丰度变化可能也起到一定作用。

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.

研究动机与目标

• 利用高质量哈勃空间望远镜数据，研究M31星系外晕球状星团的水平分支（HB）形态。
• 将M31星团的HB形态与银河系球状星团的HB形态进行比较，识别系统性差异。
• 探讨HB形态差异的成因，特别是形成 epoch 和氦丰度变化的作用。
• 通过HB形态分析，评估大质量M31星团中多代星族的存在。
• 评估第二参数问题在河外星系中的适用性，以M31作为测试案例。

提出的方法

• 从23个M31外晕星团的深空、高质量颜色-星等图（CMDs）中计算简化米罗诺夫指数（SMI = B / (B + R)）。
• 对银河系球状星团采用相同的SMI计算方法，以便在SMI与[Fe/H]平面中进行直接比较。
• 基于先前文献（论文I）估算星团金属丰度([Fe/H])和消光值(E(B-V))，距离模数固定为(m-M)₀ = 24.42。
• 利用各星团的距离模数和所采用的(m-M)₀，推导出星团距M31中心的投影距离（Rₚ和R_GC）。
• 基于星等计数的泊松不确定性，对SMI值应用误差传播，对仅含红色HB星的星团分配固定0.1的不确定性。
• 将分析扩展至第二组25个更明亮的M31星团（样本B），尽管其SMI不确定性较高。

实验结果

研究问题

• RQ1 为何M31外晕球状星团在相同金属丰度下表现出比银河系星团更红的水平分支形态？
• RQ2 M31与银河系星团之间HB形态的差异在多大程度上反映了形成 epoch 的差异？
• RQ3 氦丰度变化能否解释M31与银河系球状星团之间观测到的HB形态差异？
• RQ4 通过存在延伸的蓝色水平分支尾部，是否能在大质量M31球状星团中找到多代星族的证据？
• RQ5 M31星团的HB形态在SMI与[Fe/H]平面中与银河系星团相比如何？

主要发现

• 大多数M31外晕星团在SMI与[Fe/H]平面中位于一个独特的区域，其在相同金属丰度下HB形态显著偏红，相较于银河系星团。
• 在相同SMI值下，M31星团的金属丰度比其银河系对应星团低约0.4 dex，表明相同HB形态下存在系统性的金属丰度差异。
• 造成此差异的最可能解释是M31外晕星团比其银河系对应星团晚1–2 Gyr形成，导致其HB形态因年龄依赖演化而改变。
• 星族中氦丰度的变化也可能对观测到的HB形态差异有所贡献，但形成 epoch 是主导因素。
• 在第二组25个更明亮的M31星团中，最质量最大的星团中延伸的蓝色HB尾部相对常见，提示存在多代星族。
• 结果支持第二参数问题（此前在银河系中研究过）也适用于M31，形成时间与氦丰度是驱动HB形态的关键因素。