A Search for Old Star Clusters in the LMC

　アブストラクト　

　１．イントロダクション　

　２．観測　

C, R フィルター　 　観測は CTIO 0.9 m + Tek2k CCD で行われた。 ESO121-SC03 を参照 星団とした。ワシントンシステムを採用したが、 C フィルターは新しく 効率の高いもの、(T1 フィルターの代わりにクロン・カズンズ R フィルターを使った。この組み合わせはメタル量に感度が高い。 こうして、δT1 法に依る年齢と同時に RGB 法 (Geisler, Sarajedini 1996, 1997) により、メタル量も決める ことが可能となった。 　表１＝リスト　 　観測星団を表１に示す。図１には観測例として、 SL 555 の T1 15 分露出画像を示す。 　図２ = ESO121-SC03 の CMD 　図２には ESO121-SC03 の CMD を示す。この星団が観測に含まれたのは、 これが年齢ギャップ中にある唯一の星団, t = 9 Gyr, であり、我々の解析 がうまく行くかどうかの判定に好都合だからである。 表１. 現在の LMC ＣＭＤ　サンプル。

図１．SL555 領域の T1(R) 画像。CTIO 0.9 m で 15 分。 図２．ESO121-SC03 のワシントン (T1, C-T1) ＣＭＤ． CTIO 0.9 m 露出 55 分。中心から 200 ピクセル以内の星を全てプロット した。隣の等面積参照フィールドには 14 個しかない。δT1 = 3.0 mag. 一辺＝13.6'

　３．年齢　

図３．フィルターによる δ = ターンオフとクランプの等級差の 違い。丸＝δR, 三角＝δT1、バツ＝δR(LMC old cluster) 　δ 法　 　 Phelps, Janes, Montgomery (1994), Phelps, Janes 1994 は銀河系中間年齢星団 の BV CMD を研究し、δ = V(giant branch clump) - V(TO) が相対年齢 の決定に向いていると結論した。δ の利点は赤化、距離の影響を受けな いことにある。さらに、等級較正に依存せず、等時線フィットのようなモデル 依存性がない点も評価される。 　δ　の測定　 　LMC 星団の CMD は大部分が BV で、いくつかでは BR が得られている。 表２には LMC 中間年齢星団中で主系列まで達した CMD を有する物を示す。 表には SWB III の若い星団と SWB VII の古い星団の幾つかも加えた。 文献 CMD に対しては δV と δR を測定して mTO と共に表に加えた。測定エラーは大体 ±0.15-0.25 mag である。 今回の星団サンプルに関しては表１にある星団の δT1 を 測定して表１に載せた。R と T1 バンドの類似性から、この値は δR とは 0.02 mag 以内で一致するはずである。 　δV と　δR　 　NGC 2213 は R と T1 の双方で観測された。δR = 1.3 は δT1 = 1.2 と同じである。図３には V, R 観測のある 星団を使い、δV と δR を比較した。そこには今回の観測で δT1 と δR が決まった SL 842 と ESO 121-SC03 も加えた。最後に古い星団と分かっているものをテストするため、 銀河系の古い星団 Pyxis を加えた。

図４．δV とターンオフ V 等級との関係。SWB タイプが分かる物は 示した。三角＝ Bica et al. 1996 で SWB VII 星団とされたが、今回 中間年齢星団と分かったもの。。 さらにいくつかの銀河系散開星団も 加えてある。サンプル点の最小二乗フィットは 　　　　　δR = δT1 = 0.15 + 0.99 δV (3) 　図４＝ δV と VTO の関係　 　図４には δV と VTO の関係を示す。ターンオフ等級は 年齢の良い指標なので、δV, δR, δT1 も 年齢指標となる。図には SWB タイプも示してある。δV = [0.3, 1.2] ではその関係は２値になるので、扱い注意である。

　３．１．年齢　

δT1 と年齢　 　δT1 と年齢の知れている星団が６個ある。それらは、 　名前 銀河 年齢(Gyr) δT1(mag) NGC 2213 LMC 1.5 1.2 ESO121-SC03 LMC 9 3.0 NGC 1245 MW 1 0.5 Tombaugh2 MW 2 1.5 M67 MW 4 2.4 NGC 6791 MW 10 3.2 　図５にはこれらをプロットした。フィット式は 　　　t = 0.23 + 2.31δT1 - 1.80δT12 + 0.645δT13　　　　(4) で、不定性は 0.4 Gyr である。Janes, Phelps (1994) はこの式より精度が 悪い。式（４）で決めた年齢を表１に載せた。 　古い星団の発見はなかった　 　我々の興味深い結果は古い星団が見つからなかったことである。年齢が 決まったサンプル星団は全て中間年齢であった。図６ H7 は年齢 1.4 Gyr で サンプル年齢帯のほぼ中間、図７ SL 388 は 2.6 Gyr でサンプル中古い 方の縁にある。しかし、 SL 388 でも δT1 = 1.9 は ESO 121-SC03 に較べると 1 mag 小さい。 図６．星団 H7 の CMD. δT1 = 1.1 である。星団中心から 100 ピクセル以内の星を全て示す。隣接の等面積フィールドの星数は 1/3 で、かつ主に主系列星である。

図５．LMC, 銀河系の主系列測光が良くできていて年齢が正確な星団を使った、 δT1 の年齢較正。実線は３次式フィット。 図７．星団 SL 388 の CMD. δT1 = 1.9 である。星団中心から 75 ピクセル以内の星を全て示す。隣接の等面積フィールドの星数は 1/10 で、かつ主に主系列星である。

　３．２．結合サンプルの年齢　

文献 CMD の年齢　 　δV を δT1 に変換して、表２にある文献星団の 年齢も同じシステムで決定することができる。 δR はそのまま δT1 と同一視した。得られた年齢は表２の第１１列に 示す。比較のために第１０列には文献年齢を載せた。全体として両者の一致 はよい。しかし、フィッティングに用いる等時線モデルやフィット基準が 文献によって差があることを考えると、本研究の年齢セットはより一様で あると言える。 　星形成の暴発が t = 1.6 Gyr ピーク 　 　図８には表１と表２に載った星団年齢を中間年齢（上）と 高年齢（下）に分けてヒストグラムで表した。仮に星団崩壊を考えない 事にすると、図から星形成の暴発が 3 Gyr 昔に開始され、 1.6 Gyr 昔に ピークに達したと看做せる。この図は t = 1 Gyr 付近では怪しいこと を注意する。 　t = 3 - 8 Gyr 星団の欠落　 　我々の結果は LMC では t = 3 - 8 Gyr の間星団形成が起きなかった ことを再確認する。この結果はフィールド星の星形成史とも一致する。 より古い星団の年齢分布に関してはサンプル数が少なすぎるが、ESO121SC03 と 他の高齢星団との間に明確な年齢差があることは確かである。

図８．表１と表２の星団の年齢分布。上：中間年齢星団。黒＝文献から。 白＝今回の測定。下：高齢星団。

　４．積分カラーへのストカスティック効果　

対応 SWB タイプ　 　V = [10, 12.5] の明るい LMC 星団をガンシステムで測光して、 Searle et al 1980 は星団の SWB 帯を定義した。 Bica et al 1992 はこの系列を UBV 二色図上に変換し、SWB タイプの境界を定めた。 Bica et al 1996 は V = 14 の星団にまで対応 SWB タイプを定めた。 　ストカスティック効果　 　明るい星の星団の積分等級、カラーに対するストカスティック効果 について多くの研究がある。我々は、明るい星の数にポアッソンノイズが加わ ると UBV カラーにどう影響するかを数値実験した。その実験から、フィール ドの明るい主系列星と星団赤色巨星の先端部の星が影響大であることが わかった。結果を図９に示す。暗い SWB VI 星団が VII 領域に移ることは 十分に起こり得ることが判った。逆に Reticulum のように年齢が M3 と同じくらいの星団が SWB V 領域に見つかることもあり得る。

図９．図２a 積分二色図の拡大。点＝LMC 星団。黒四角＝基準高齢星団。 アステリスク＝この論文で調べなかった高齢候補。白四角＝本論文からの候補。 矢印＝数個の明るい星が偶々加わった又は差し引かれた時の影響。 R = 上部赤色巨星枝星。B = フィールド主系列星。Y = 黄色の明るい星。 エラーバー＝測光エラー。明るい星の加減とエラーにより、中年星団が SWB VII 領域にあることを説明できる。

　５．議論　

図１０．三角＝中年星団と、丸＝老齢星団の化学進化。低メタル中年星団 は黒三角にした。Olszewski et al 1991 の候補には名前を付けた。 　 　Olszewski et al 1991　 　Olszewski et al 1991 は CaII 三重線からメタル量を決め、年齢を文献 から引いて、星団の化学進化を論じた。メタル量はよいが、年齢は様々な 方法で決められており、一様性に問題がある。今回の研究では新しい真正 の高齢星団こそ発見されなかったが、中年星団の数は 50 % 増しになった。 さらに、相対年齢が一様に得られた意義は大きい。

図１１．メタル量 (Olszewski et al 1991)と年齢(本論文)の測定 がある星団の空間分布。三角＝中年星団。丸＝老齢星団。 黒三角＝低メタル中年星団。バーを斜線で示す。 　 　低メタル中年星団の意義　 　図１０には LMC 星団の化学進化をプロットした。また、図１１には 星団の空間位置を示した。新しい３星団 OHSC 33, SL 126, OHSC 37 は CaII 分光から [Fe/H] = -1 くらいであり、年齢は 1 - 3 Gyr である。 このメタある量は明らかに他の中年星団より低く，母分子雲が一般の 分子雲と異なるメタル量増加史を経てきたことを示す。注意すべきは ESO121-SC03 の [F/H] = -1 なことである。これは t = 9 - 3 Gyr の間平均メタル量を増加させるほどの星形成が行われなかったことを 示唆する。 　異なるメタル量星団の混在　 　図１０では [Fe/H] = [-1.2, 0] 星団を二つに分けた。図１１に示す それらの空間分布は入り乱れていてメタル勾配は存在しない。その理由 として以下のような説が考えられる。 （１）中年星団は 2 Gyr 程度の短期間に形成された。星形成が暴発的で非一様 なため、ある領域ではメタル量増加が他より短期間で起こった。 （２）LMC が化学的に良く混ざり合っていない。 （３）ランダム運動が激しいため、あちこちの異なるメタル量の分子雲が 一緒になる。

　６．結論