Butcher77

A Main Sequence Luminosity Function for LMC

Butcher, H.

1977 ApJ 216, 372 - 380

　アブストラクト
　LMC フィールドの Mv = 0 から +4 までの主系列光度関数を導いた。混んだ領域での測光テクニックを述べる。系統エラーについても論じる。最終的に得られた光度関数は太陽近傍でのそれと似ているが、１等明るい点で傾きが変化する。自然な解釈は LMC では大きな星形成が 3 - 5 × Gyr 昔に開始されたというものである。これは銀河系ではそれが 10 Gyr であったことに対応する。この解釈はＬＭＣ　データから太陽近傍でのサルピータ初期光度関数を回復することを許す。

　1.イントロ　
　サルピータの光度関数　
　サルピータ 1955 は太陽近傍主系列光度関数が最も古い星団のターンオフの絶対等級付近で折れ曲がっている事を見出した。彼は初期光度関数と星形成史に簡単な仮定をおくことで観測が説明される事を示した。それによると、太陽近傍の星形成は 10 Gyr 前に突然開始され、その後ほぼ一定の星形成率が保たれてきた。

その後の研究　
　Sandage, Schmidt らによる追究でもこの大きな絵は大体良い事になった。現在もこのシナリオに深刻に矛盾する観測結果はない。

　マゼラン雲　
　マゼラン雲の主系列星ではどうだろうか？ 10 Gyr のターンオフは Mv ∼ +4 で、観測的に到達可能であり、一方星形成史は銀河系と大きく異なっている。また、 LMC と SMC とでも異なっているらしい。

　論文の目標　
　この論文では LMC フィールドで主系列光度関数を求め、さらにサルピータ初期光度関数による解析を行う。結果は幾分予想外であった。観測の困難さは混んだ領域で測光を行うことにある。

　ＩＩ．観測　
　観測領域　
　観測領域は二つで、一つはバーの 4° 北 NGC 1866 の付近である。ここは以前 Walker 1974 が研究した。ここで、カラーと等級の標準系列を作る。もう一つは NGC 1866 の 18' 南を適当に選んだ。ここは 95" 平方である。

　観測　
　観測は CTIO ４ｍ＋写真乾板で行った。乾板はＰＤＳでデジタル化した。
　ＩＩＩ．データ整約　

　a．測光　
　写真測光はプロファイルフィットにより測光された。
　b．エラー　

図１．NGC 1866 付近の星による写真測光等級 V₁₂₇ と光電測光等級 Vw の比較。写真測光値は変換式により V 等級に変えられた。

　c．HR 図　

　ターンオフ　
　図３に示すのは 48" 四方領域の H-R 図である。(m-M)_LMC = 18.6、 E(B-V) = 0.07 を採用した。0.1 Gyr の主系列星が見える。V = 22.5 付近で B-V が広がるのはエラーのためである。この為、最も古いターンオフを確定するのは困難である。しかし、主系列星に対する後主系列星（準巨星+巨星）の数の比は Mv=+3 で 0.15 程度である。したがって主系列光度関数には大きな影響はおよばさない。

　前景星　
　また前景星の効果も小さい。

　
　最後に V = 23.0 に引いた破線はカットオフラインでそれより暗い部分は意味がないと考える。

　

図３．HR-図。

　ＶＩ．光度関数　

　VIa. 主系列の分離　
　B-V で 0.6 等離れたら準巨星　
　図３を見ると V = 21.3 (Mv=2.5) までは巨星枝がはっきりと分離している。それより暗くなるとかなり勝手な分離法が必要になる。ゼロ年主系列ラインから B-V で 0.6 等離れたら準巨星と看做す事にする。これに基づき、V = 21.3 から 23.0 までで 5 星が非主系列星として除去された。
( 図３を見ると甘過ぎる基準のような？)

　追加　
　V = 19 付近の主系列星が明らかに少ない。これを補うため、もっと大きな 95" 四方領域から V ≤ 20.8 (Mv≤2.0) の星を選び基データに加えた。
　ＶＩｂ．不完全性補正　
　明るい星の周りで暗い星が見えなくなる。この不完全性は V = 21.0 で 3%、 V = 22.0 で 13%, V = 23.0 で 31% である。
　コンフュージョンの効果は人工星で調べた。
　ＶＩｃ．光度関数　

　光度関数　
　最終的な主系列光度関数は表１に示した。ただし、 Mv = 0, +1, +2 は４倍領域からのデータに基づいている。図４には図示した。

　光度関数の折れ曲がり　
　特に著しい特徴は Mv = +3 での折れ曲がりである。

　

　

　

表１．光度関数

図４．光度関数。&fi; = 1 等巾、48" 四方の星の数。黒点＝ 0.1 等でのランニングミーン。

　ＶＩｄ．太陽近傍との比較　
　折れ曲がり等級の差　
　図６には Schmidt 1959 による太陽近傍光度関数と比較した。両者の折れ曲がり等級間には１等の開きがある。M67 のターンオフ二―の位置を見ると、 LMC の折れ曲がりは 3 - 5 Gyr に相当する。これは LMC で星形成が開始したのは 3 - 5 Gyr 昔であることを意味するのだろうか？

図６．LMC 主系列と太陽近傍主系列の光度関数。古い星団 M67 (5 Gyr)と 47 Tuc(10 Gyr) のターンオフ二―（Knee)ターンオフポイントと違う。

　ＶＩe．太陽近傍初期光度関数の回復　
　異なる年齢での初期光度関数の回復実験　
　サルピータが太陽近傍に対して行ったのとおなじ計算を LMC に対し、ただし年齢を色々にして、初期光度関数を観測に合うように決めてみた。結果を図７に示す。 3 Gyr の時に銀河系のと同じ形になることが判る。これは前の節での解釈にサポートを与えるものである。

　Searl, Sergent, Bagnuola の　ＵＢＶ
　Searl, Sergent, Bagnuola は銀河のカラーを研究した。彼らの理論カラーを LMC に適用すると 5 Gyr となる。

　

図７．初期光度関数。G = 太陽近傍。年齢 10 Gyr 仮定。10 = LMC 年齢 10 Gyr 仮定, 3 = LMC 年齢 3 Gyr 仮定, 1 = LMC 年齢 1 Gyr仮定。

　Ｖ．コメント　

　別解釈　
　選んだ領域が特殊だったかも知れない。初期光度関数が同じである理由はない。メタル量効果。エラーによる。等々、別の解釈は色々考えられる。

距離　
　クランプ星のピーク光度は　V = 19.3 ±0.1 である。

図８．巨星の光度関数。