Glatt10

Ages and Luminosities of Young SMC/LMC Star Clusters and the Recent Star Formation History of the Clouds

Glatt, Grebel, Koch

2010 AA 517, 50 - 64

　アブストラクト　

　年齢 < 1 Gyr の若い SMC/LMC 星団の年齢と空間分布を Magellanic Cloud Photometric Survey データを用いて調べた。年齢が知られた星団の光度は全て求めた。324/SMC と 1193/LMC 星団の年齢はパドヴァ等時線モデルを CMD にフィットして決定した。星団年齢は 10 Myr から 1 Gyr に及ぶ。SMC 星団に対しては、(m-M)o = 18.90, Z = 0.004, LMC には、 (m-M)o = 18.50, Z = 0.008 を使った。色超過は場所で変わると考えた。

　どちらの銀河にも、星団形成には二つの活動期があることが判った。SMC では 160 Myr と 630 Myr, LMC では 125 Myr と 800 Myr である。若い星団の形成史に対しては空間分解した表示を示す。最初のピークは SMC と LMC の近接遭遇が原因と思われる。どちらの銀河でも最も若い星団が存在するのは、超巨大シェル、巨大シェル、シェル間領域、強い Hα 領域で、それらの形成は膨張とシェル・シェル相互作用と関係することを示唆する。星団の大部分は超巨大シェルの力学年齢より高齢である。星団が溶解する証拠は見出されなかった。計算された V バンド光度は年齢と共に暗くなる傾向を示す。また星団半径が大きくなると明るくなる傾向もあった。

　３．メタル量、距離指数、厚み　

図１．SMC 星団 NGC 376 の空間分布。赤バツ＝星団中心。最内側の青色一点鎖線：r_app = 0.9 arcmin. 青実線＝中心から 1 arcmin. 青破線＝中心から 2 arcmin. この二本の円の間の星はフィールド星として、図２、３下側図にプロットされている。マゼンタ点: [r_app+0.1, r_app+0.6]. これらは図２、３上側図にプロットされている。

図４．今回得た星団年齢を SMC星団上＝Chiosi et al 2006, 中上＝Rafelski, Zaritsky 2005, 中下＝Pietrzynski, Udalski 1999　と LMC 星団下＝Pietrzynski, Udalski 1999　と比較。　

図２．NGC 376/SMC のＣＭＤ．上：半径 r_app = 0.9 arcmin 内の (V, B-V) と (V, V-I). 青実線＝ベストフィットジュネーブ等時線。赤実線＝ベストフィットパドヴァ等時線。マゼンタ点＝r_app から 0.1 arcmin 離れた巾 5 arcmin 円環の星でフィールド星が CMD のどこに来るかを示す。下：半径 [1, 2] arcmin 円環のフィールド星 CMD.

図３．図２と同じだが、 LMC 星団について示す。

表１．SMC カタログの例。全体はオンラインで。

表２．LMC カタログの例。全体はオンラインで。

　４．３．年齢分布　

図５．上：今回のＳＭＣの星団年齢分布。下：今回＋Chiosi et al 2006のＳＭＣの 821 星団年齢分布。 　

図６．上：今回のＬＭＣの星団年齢分布。下：今回＋Pietrzynski, Udalski 1999　のＬＭＣの 1745 星団年齢分布。 　

　ＳＭＣ　

図７．今回＋Chiosi et al 2006 ＳＭＣ星団の位置分布。左側青楕円＝ HI 超巨大シェル 304 A. 右側青楕円＝HI 超巨大シェル 37 A. 白丸＝Bica et al 2008 のカタログ星団。"C"-分類を含む（？）

図８．年齢区分別のＳＭＣ星団位置分布。

　ＬＭＣ　

図９．今回＋Pietrzynski, Udalski 1999 で調べた若いＬＭＣ星団の空間分布。青い実楕円＝単独超巨大シェル。青い破楕円＝複合超巨大シェル。青い一点鎖楕円＝波及型超巨大シェル。Kim et al 1999, 2003 による。名前は論文で議論したスーパーシェル。上図の白丸＝ Bica et al 2008 にある４０８９天体全て。 C-分類天体も含む。黒バツ＝ 30 Dor、NGC 1818.

図１０．1 Gyr より若い LMC 星団の空間分布。星形成がバーに沿って進行していく様に注意せよ。以前は非活動的だった 30 Dor のような領域が次第に星団形成活動の中心になって行く様子も注目せよ。
(バーに若い星団が集中しているのは、そこで星形成が起きているか？うーん、意外。星形成の移動は確認できない。どれのことだろう？ )

図１１．年齢と半径の関係。星団溶解の証拠は見えない。赤点＝平均。 SMC でアソシエイションの大きな半径は Bica et al 2006 サンプルに依る。 　

図１２．この研究で導いた V バンド等級を SMC: Rafelski, Zaritsky 2005 及び LMC: Bica et al 96 と比較。 　

　５．星団光度　

図１３．SMC 星団の上：Vo - log t　関係。下：Vo - r_app 関係。赤点＝平均。古い星団ほど暗くなる。青線＝ Kotula et al 2009 の GALEV モデル. 上から、10⁴ Mo, 10³ Mo, 10² Mo. 　

図１４．LMC 星団の上：Vo - log t　関係。下：Vo - r_app 関係。赤点＝平均。古い星団ほど暗くなる。青線＝ Kotula et al 2009 の GALEV モデル. 上から、10⁴ Mo, 10³ Mo, 10² Mo. 　