Ivezic12

Galactic Stellar Populations in the Era of the Sloan Digital Sky Survey and Other Large Surveys

Ivezic, Beers, Juric

2012 ARAA 50, 251 - 304

　アブストラクト

星の種族空間、力学、化学、年齢などで共有する分布を持つ集団研究が過去10年間で再び活気づいてきた広範囲の空の探査観測の出現 SDSS - Sloan Digitized Sky Survey 2MASS - Two-Micron All Sky Survey RAVE - Radial Velocity Experiment などこれらの最新の結果について示す銀河系と銀河の形成、進化の理解の進歩観測量空間(位置、運動、金属量)内には豊富な構造銀河進化における混成物(merger)の影響であることは明確新しいデータは、簡単なモデルとは異なる、たくさんの不規則な構造を示す Sagittarius dwarf　潮汐流おとめ座、うお座ハロー密度超過銀河面付近のいっかくじゅう座流銀河系は複雑で活動的な構造を持つことを示した近傍のより小さい銀河との混合により、今なお形成が進む　

次世代の広域探査を議論 SkyMapper Pan-STARRS - Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System GAIA - Galactic Astrometric Interferometer for Astrophysics LSST - the Large Synoptic Survey Telescope 測定精度が何倍も向上 10億もの星を含む巨大なゴール銀河系およぶ銀河系のような巨大渦巻き銀河における進化の歴史集合体の連続的で詳細な物語手の届くところにきた

　1.イントロダクション　　

　1.1.概観：構造の生成と近い分野の宇宙論　

　宇宙論的なものの見方　

　現在の宇宙論的なものの見方(paradigm) 『宇宙はビッグバンで始まった』銀河宇宙の基本構造物ビッグバン後すぐに生まれた(a few Gyr) 現代物理学の主要目的銀河はいつどのように生成したのか銀河系詳細な研究をするための唯一の機会を与える個々の星を使って、巨大なサンプルの特徴から測定、研究できる銀河系の星の特徴を知ることなしに、星や銀河の形成の連続的な物語をいうことはできない

　 銀河系形成の規範的モデル　

　 Eggen. Linden-Bell & Sandage 1962 銀河系回転するディスク急速なガスの降着銀河系雲が半径方向に急速につぶれる(1 Gyr) 『ＥＬＳシナリオ』観測で見つかったフィールド星の種族についての起源、構造、運動力学、金属量関係を簡単に説明その後定量化 Bahcall & Soneira(1980) Gilmore, Wyse & Kuijken(1989) 詳細な説明 Majewski(1993) これらのモデルのしめすところ銀河系の5kpc以内の領域は3つの部分より構成 the thin disk, the thick disk, the halo バルジ、バー

　

　

反論　

　 Searle & Zinn(1978) より大きなスケールの新しいデータ標準的な見方を困難にする新しいデータは、簡単なモデルとは異なる、たくさんの不規則な構造を示す Sagittarius dwarf　潮汐流おとめ座、うお座ハロー密度超過銀河面付近のいっかくじゅう座流近年の広域探査近傍の小さな銀河の降下、混成は今なお継続中複雑で活動的な構造数学的シミュレーション混成過程が、星の構造、運動などを形づくる重要な役割を持つ現在の宇宙論モデルの一般的な特徴

　本論文の目的　

　銀河系研究における最近の観測的進展ものの見方(paradigm)の変化いくつかの研究に重点を置いて紹介 SDSS 過去10年間にわたって得られた進展新しいデータによる新解析方法観測結果未だ謎の課題、近い将来に向けた観測

　1.2. 星の種族：定義と役割　

　種族I,II,III　

　正確な意味が時代とともに変化一般的には金属量が減り、年齢が増えていく傾向

　星の種族　

　空間、力学、化学、光度、年齢などで共有する分布を持つ集団例赤色巨星適当な選択基準で選ばれたサンプルディスクとハローの星あるせまい色範囲にある星共通の特徴を持つ星を種族とする様々な観測空間での銀河系マップに適用される

　 銀河系の研究=星の分布の調査　

　様々な種族の統計結果７次元位相空間 3つの空間軸 3つの速度軸金属量各成分が軸になることがある次の10年の研究進展の重要な材料典型的にはこの位相空間での話し the Solar Neighborhood ペンシルビーム探査運動学的探査もしくはこの一部星の数密度探査金属量、運動を扱わない固有運動探査金属町、視線速度を扱わない過去10年の銀河系情報の重要な進展位相空間軸の決定巨大な領域かつてない数の暗い星それまでの運動マップ草分け的なMajewskiの研究(1992) 数100の天体 Chiba & Beers(2000) 1000以上の天体近年の数100万天体という巨大データセットを使う研究へと進展

巨大なデータサンプルによる詳細な研究　

　分布の形を決定する少ないデータサンプル低次の統計量を測定ガウシアン分布からのずれ平均や分散ではない銀河構造史についての情報を示す多変量の分布についての考察次元の呪いからの解放多次元の分布を考える際、少ないサンプルでは各ビンに入る数が少なくなるサンプル数が増えると可能になる

　限界等級の拡張　

　暗い星を検出する技術が重要 SDSS 距離10kpcを超える主系列星を検出ディスクとハローを同じデータセットで探ることが可能同じデータセットを使う優位性 Hipparcosとの比較距離100pc程度の主系列星主系列星を使う優位性莫大な数があること RR Lyrae, BHB, RGなど合わせても1/1000程度結果の位相空間で十分に高い空間分解能が可能になる RR Lyrae, BHB, RGなど主系列星の距離限界を超えて探査が可能

　視差による距離測定　

　前提となるモデルが不要多次元マップを作って、構造を見るだけでいい SDSSによる暗い星までの多色測光とのつながり

　1.3. 観測：測光、分光、アストロメトリー　

　距離　

　 7次元位相空間内の星の座標の決定様々な天文学的技術特に距離は重要三角視差 Hipparcos探査浅く、少ない SDSSや2MASSのような深い探査は不可能 GAIA 数10億個のV=20より明るい天体の三角視差を測定(→8.4) これまでの距離の測定星の光度、絶対等級を用いる色を測定することで種類を決める絶対等級と見かけ等級の差ある種族(RR Lyrae)に限り絶対等級の精度が高い単純な定数金属量にやや影響を受けるが他の種族(主系列星など) 絶対等級有効温度、金属量、(年齢、表面重力)に影響される

　分光観測　

　金属量の測定最も正確な測定方法測光データのみを使う方法は後で紹介金属量分布で極端に低い領域を研究する場合は分光観測が必要化学測定のほかにも視線速度の測定 SDSS,RAVE 星の2大分光探査

　空間速度　

正確な位置天文学観測が必要固有運動空間速度ベクトルの接平面への投影観測が制限される少なくとも2回の観測が必要視線速度距離と合わせて空間速度となる多色撮像観測、複数の時期の観測、分光観測 7次元位相空間に星の位置を決定巨大で高信頼性の測光、分光探査の到来比較的無バイアスな星のサンプル過去10年間の銀河系の位相空間マッピングの大きな進展

　1.3.1. 主系列星の測光視差測定　
主系列星の距離　

測光視差関係精度10-20% a several percent (100分の数等)の信頼性のある多色測光が必要色-光度関係の傾きに由来 SDSSでr,g-iの青い方の傾き 10 [mag/mag]

SDSS以前にこの方法が実現できなかった理由　

Ivezic+2008 SDSSによる球状星団の観測 rバンド、g-i、金属量主系列星の絶対等級を表す多項式を導く方程式A2 ΔMr([Fe/H]) = 4.50 - 1.11[Fe/H] - 0.18[Fe/H]^2 方程式A7 Mr(g-i) = -5.06 + 14.32x - 12.97x^2 + 6.127x^3 - 1.267x^4 0.0967x^5 x = g - i 0.2

　1.3.2. 主系列星の測光金属量測定　
　金属量　

金属量、有効温度、表面重力多くの星のSEDに影響を与える3大要素銀河系の化学進化史を解読する際に有益測光視差関係による距離の高精度測定の推定に重要

　撮像観測測定　

　分光観測測定最も正確な測定方法撮像探査で見つかった星は大量近年、低分解能の不連続分光が得られるようになったが 100万個分光観測より深い範囲が得られるフラックス限界サンプルが得られる銀河系構造を研究する際、単純な選択基準となる分光の選択基準は複雑

　金属量の観測　

　星の大気における金属の消費突発的なフラックスの効果金属量吸収線密度が最大の青い領域で顕著 Schwarzschild, Searle & Howard (1955)が最初に示す SDSS 精度：0.2dex 青い方のF、G型星の主系列星 u-gより求める 0.2

　2. 広視野デジタルスカイサーベイの到来　

　背景　

　銀河系の理解 "見る"技術と共に進展ガリレオが望遠鏡を用いて天の川が星であることを確認巨大望遠鏡ハッブルパロマー過去20年間 SDSS、2MASS 望遠鏡建設、検出器開発、情報処理技術の発展
　2.1. SDSS撮像分光サーベイ　
　SDSS の概要　

SDSS は ugriz　有効波長3540-9250A 測光精度～0.02等で、　北天 |b|>30 deg と南天：300 deg^2 をカバーし、 DR8(Data Release 8)では 14600deg^2 から 4億9600万天体を測光した。その内半分が星である。完全性は明るい方では99%、 r = 22magで95%。

分光サーベイ　

　 SEGUE(Sloan Extension for Galactic Understanding and Exploration)　では、50万以上の星スペクトルを撮った。波長範囲 3800-9200A、分解能 R～2000、S/N > 30 である。星の表面重力、有効温度、金属量([Fe/H])を十分な品質で決定高分散観測と比較し精度を評価したところ、 Teff 200K, log(g) 0.3dex, [Fe/H] 0.2dex 視線速度 <5km/s(R<～18), 20km/s(R～20) [α/Fe] <0.1dex　（Teff 4500-7500Kの星)　の誤差であった。

　過去のサーベイ例　

　 POSS(Palomar Observatory Sky Survey) 2バンド大きな測光エラープレート間でゼロ点が変化

図１． SDSS 分光サーベイ DR-6 からの g < 19.5, g-r = [0.1, 0.9] 恒星サンプル 110,000 個の(g-r) - log g 平面状の分布を等高線で示す。。これは、Teff = [4500, 8200] K に対応。分布の多峰性はサンプル選択アルゴリズムの結果である。図の色分けは 0.02 mag x 0.06 dex 区間内の金属量の中央値を示す。log g < 3 （巨星）の割合は　4 % であり、その大部分は g-r = [-0.1, 0.2] (BHB 星)か、[0.4, 0.65] (赤色巨星) に属する。それらの星の大部分は低メタル星([Fe/H] < -1)である。破線＝主系列領域で測光によりメタル量を決めることが可能である。

　2.2 SDSS-POSS 固有運動探査　
　

　 50年の時間差 1000万個の星の測定が可能 POSSカタログの系統誤差を修正背景の銀河を使って 70000個のSDSSクェーサー誤差明るいもの～3mas/year 暗いもの(r～20) ～6mas/year 1kpcの距離の星速度誤差10-20km/s

　2.3. 2MASS撮像探査　
限界等級　

　 J=15.8 H=15.1

　点源カタログ　

　 4億7100万個ほとんどが星位置測光

　2MASS vs SDSS　

　測光視差、金属量の測定はSDSSの方がいい 2MASSの勝っているところ全天を測定している銀河面の星間ダストを貫き、深い探査星のある種族については近赤外の方が簡単に同定できる Majewski+2003 M型巨星全天100kpcにわたるハローの副構造を調べる有効な手段 SDSSでは同定できない

　2.4. RAVE(The Radial Velocity Experiment)分光探査　
　主要な分光探査　

　視線速度 100万もの星の大気パラメーター温度、表面重力、金属量 6dF 1.2mUKシュミット等級範囲 9
　アバンダンスのカタログ　

　 Mg, Al, Si, Ca, Ti, Fe, Ni 36000個の星平均誤差 0.2dex

　3rd RAVEデータリリース　

　視線速度 77000個誤差 2km/s SDSSより正確パラメータ 40000個スペクトル 300000個固有運動モデルに基づく距離(精度20％)

　距離　

　矮星300pcまで巨星1-2kpcまで Hipparcosサンプル(近傍)とSDSSサンプル(遠方)を結びつけるハローよりディスクの研究に適する明るい極低金属量星([Fe/H]<-2.0(<-4.0))を同定することは可能現在100個将来的には数1000個高分散での追観測は興味深い 4-8mを使えば短時間露出で取得可能広範囲な連続探査は銀河系マッピングに極めて有効

図２． RAVE 観測領域 Aitoff 射影図。色分けは平均視線速度。 100万個の星で～1kpcまでの距離をカバーしている。「標準太陽運動」IAU は、太陽向点　α271°δ+29°(l 55°b +22°)であり、図2では反対の右下の領域が最もが赤い(遠ざかっている)

　3. この10年の技術状況の概観　

まず10年前の状況をレビュー異なる基準で選ばれたサンプルの特性を比較「固有運動」と「金属量」最重要な方法(現在も続く) ハローとthick diskの研究についての主要な2つの方法　高速固有運動星の探査　

　 Sandageらによって開始ハロー星に注目 Ryan & Norris(1991) Carney+(1996)

　低金属量星の探査　

　 [Fe/H]<-0.6 diskからの星の寄与を抑える運動は無視 Beers+(2000) Chiba & Beers(2000)

　MDFs(the halo metallicity distribution functions)の採用　

　以降の論文で一般的に使用された由来運動学的に選ばれたサンプル運動とは関係なく選ばれたサンプルによるthick diskとhalo星の運動

　上記2つの探査以前　

Freeman(1987) 運動学的に選ばれたサンプルとそうでないサンプルを比較ハローの回転速度と速度分散の傾向が、金属量の低下に対して一致しない注意を喚起元論文より(ARAA1987 p618) 低金属量星の運動学的特徴金属量依存性はあるのかモデルによって異なる予想 Norris(1986) 非運動学的サンプル [Fe/H]<-1.2 [Fe/H]の依存性なし Sandage & Fouts(1987) 運動学的サンプル金属量低下に対して分散→増加回転速度→減少異なる方法で選ばれた2つの大きなサンプルが示す違いは、まだ適切に理解されていない 7次元位相空間情報を持つ星のサンプル数が少ないことが問題以下、10年前からの問題、要求、回答
　3.1. MDFの性質は何なのか　
　[Fe/H]<-3.0の星は多く含まれていたのか　

運動学的サンプルには一握りしか含まれていなかったにもかかわらず、対物プリズム観測で数10個見つけた当時の主流の方法 Beer, Preston & Shectman(1992) [Fe/H]<-1.5の星の中のごくわずかな[Fe/H]<-3.0の星この状況で推論がなされた
　3.2. ハロー形成モデル Eggen, Lynden-Bell and Sandage vs Searle-Zinn　
ELSモデル(1962) 急速崩壊モデル Searle-Zinnモデル(1978) カオス的集合像低い軌道離心率のハロー星の存在による判別 ELSでは、たくさんの数が存在することを予想 Chiba & Beers(2000) 低金属量、低離心率のハロー星が大量にあることを示すそれ以前は、少なかった

　3.3. ハローはどんな形か　
密度プロファイル距離と無関係に一定なのか金属量の低下は(and/or) 2000年以前密度プロファイルの形は銀河半径と共に変化内側は平坦外側にいくにつれ、かなり丸くなる局所的なハロー星の力学からの推理より正当性 Sommer-Larsen & Zhen(1990), Chiba & Beers(2000) 　
　3.4. thin と thick ディスクは本当に区別できる存在なのか　
thin と thick ディスクの重ね合わせでモデル化できるのかデータは連続的に広がるディスク構成を示す Norris & Ryan(1991) Chiba & Beers(2000) 力学、thick-disk星のabundanceから見ると、thickディスクは存在しかしながら、10年前は基本的には解決していなかった　
　3.5. 低金属量thickディスクは本当なのか　
metal-weak thick-disk(MWTD)族それまでのthickディスク星よりさらに低金属量 Norris, Bessel & Pickles(1985), Morrison, Flynn & Freeman(1990)による最初の提案 Chiba & Beers(2000)による支持反対意見修正された測光の研究(Twarog & Antohny-warog 1994) 高分散分光研究(Ryan & Lambert 1995) 問題となっていた
　3.6. サジタリウス以外のstellar streamはあるのか　
あったとしたら、はぎ取られた矮小銀河起源なのかサジタリウスstreamのような Helmi+1999 角運動量位相空間内に統計学的に有意な密度超過を示すハロー星の検出数は少ない矮小銀河のようなひとつの連続した構造から生成された可能性 Chiba & Beers(2000)も支持
　3のまとめ　
10年前のデータの主張に関し、

唯一のはっきりとした成果 = 2
強い可能性 = 1, 3, 6
2つの決定されるべきこと = 4, 5

図３．銀河系中心円柱座標で、φ で平均した (R, Z) 密度分布。上段：r-i = [0.35, 0.40]。中段：r-i = [0.80, 0.90]。下段：r-i = [1.30, 1.40]。
左列：ln (n) 表示の星数密度。スケールは任意表示。中列；平滑モデル。右列：(データ - モデル)/モデルの相対差分マップ。

　4. 過去10年間に学んだこと　

多くの星は距離が不確定近年までの銀河系研究への障害距離が使えるもの太陽近傍の星 Hipparcos <100pc 銀河系中心までのたった約1% 小さなペンシルサーベイ銀河系の基本構造を探る他の渦巻き銀河をもとにした星の種族モデル Barcall & Soneira 1980 Robin+2003 SDSSによる解決空の1/4にわたるデジタル多色測光光学視差方法の開発と応用多次元空間における直接調査空間、速度、化学組成銀河系の主構造成分を分離現象論的記述に対して計量可能な情報を取得新しいデータが示す、はっきりしたディスクとハローによる銀河系構造 3番目の成分、バルジについては述べない Minniti & Zoccali(2008) すばらしいレビュー SDSS-III APOGEE (Apache Point Observatory Galaxy Evolution Experiment) 分光データバルジの化学的、運動学的特徴 Einstein+2011 セクション8.1.
　4.1. 主要構造成分の分離　
　三次元マップ　

　 5000万個の星についての測光データによる数密度分布の三次元マップ Juric+(2008) midF - earlyM型星 19色に分割距離100-15000pc 測光視差方法を使用

(R,Z)マップ(図３)への三戸コメント　

(1)各色ごとで縦軸と横軸のスケールは異なる
右列の上から3つは右側に密度超過の領域が存在
星の数密度分布の研究に有効
←→伝統的な色等級図内で星の数をモデル化する方法
不明確な関係を仮定 IMF、質量光度関係、光度関数、ディスク・バルジ・ハローのモデルなど先立つ過程なしに議論できる　

　

　

図４．円柱座標系 φ で平均した星密度の R = 8 kpc (=Ro) における、 Z = 銀河面に垂直方向のカラー別密度分布。３図でのスケールの違いに注意。上：オレンジ破線＝指数関数型円盤フィット。両側からの交差が Z = 0 でないことに注意。　中：青破線＝追加の指数関数円盤成分。二つの成分のスケール高は 270 pc, 1200 pc, で第２成分の重みは 0.04. 下：紫線＝第３成分（水色点線）も加えた和。

表１．銀河系全体のパラメーター

図５．r = [14.5, 20], g-r = [0.2, 0.4] ２５０万星の金属量の (R, Z) 分布。ピクセルサイズは 50 pc 角内の [Fe/H] 中間値を示す。メタル分布は一角獣座星流領域以外ではほぼ Z 軸に沿って変化している。背景のグレースケールは、星の数密度分布モデル。
( オレンジ、黄色の輪郭は背景より外側で持ち上がっている。フレアリングを示すか？矢印はキャプションでは銀河中心を向くと書いてあるがそうは見えない。)

図６．左：中心軸が太陽を通り、銀河面に垂直な半径 1 kpc の円柱内の 60,000 星のメタル量確率分布。Z = 一定線に沿って積分すると１に規格化されている。 [Fe/H] > -5.0 の星の欠落は SDSS DR6 のバイアスのためであり、DR7 に基づくこのマップの最新版は Bond et al 2010 を見よ。
( "[Fe/H] > -5.0" の意味不明)
右：40,000 星の太陽基準銀河回転速度、無回転なら 220 km/s、の各ピクセル毎の中間値分布。

図７．回転速度 V_φ と銀河面高度 Z の関係。 (a) [Fe/H] > -0.9 の 14,000 高メタル星。 (b) [Fe/H] < -1.1 の 23,000 低メタル星。|b| > 80. (a), (b) の黄色印＝中間値。灰色破線＝中間値周りの 2σ。 (c) 赤三角＝高メタル星と青丸＝低メタル星の回転速度中間値の比較。 (d) 回転速度の散布度の比較。青、赤破線＝ Bond et al 2010 運動学的モデルの予想値。灰色点線＝モデル散布度。
( 破線と点線の違いが不明。)

　５．天の川銀河の円盤　

　５．１．　

図８．太陽から数 kpc 以内の G-矮星の [α/Fe] 対 [Fe/H] 関係。 ([Fe/H], [α/Fe]) = (-0.2, +0.10) と (-0.6, +0.35) に二つのピークがある。実線＝仮に引いた薄い円盤と厚い円盤の区分線。単純な [α/Fe] = 0.24 基準でもほぼ同じ結果が得られる。点線は Lee et al 2011b が重複域排除のために引いた線。

　

　

　

　

　

　

図９．G-矮星の、上：回転速度 V、下：軌道半径 R_mean の [α/Fe] - [Fe/H] 面上での分布。軌道パラメタ―は Chiba, Beers 2000 の解析的重力ポテンシャルを用いて計算した。回転速度 V_φ は左手系で定義され、円盤の回転速度は +220 km/s である。豊富な構造に注目せよ。

　

　

　

　

　

図１０．上の４つ：G-矮星銀河回転速度とメタル量との関係を、異なる銀河面高度毎に示す。青丸＝薄い円盤星と緑四角＝厚い円盤星、は[α/Fe] で分離した。灰色の水平破線＝円盤回転速度 + 220 km/s。下：フルサンプル。　

　

　

　

　

　

図１１．３つの速度成分の散布度と [α/Fe] の関係。各データ点は 200 星を代表。 [α/Fe] = +0.2, +0.3 の水平線は薄い円盤と厚い円盤の境を示す。

　

　

　

　

　

図１２．G-矮星の組成分布。左：|Z| = [400, 600] pc にある 2300 星の [&alpga;/Fe] 分布。|Z| = [2, 3] kpc 3300 星の [&alpga;/Fe] 分布を 0.03 dex 低い方に移したもの＋ N(0.11, 0.06) ガウシャン分布でフィット。ウェイトは薄い円盤 0.43, 厚い円盤 0.57 である。中：同じサンプルの [Fe/H] 分布。左と同じく、|Z| = [2, 3] kpc　の分布を 0.2 dex 高い方に移したもの＋ N(-0.28, 0.17] ガウシャン分布でフィット。ウェイトは右と同じ。右：回転速度 V_φ の分布。N(-218, 22) + N(-190. 40) でフィット。

　５．２．円盤形成モデルと観測とを比較する　

　　

図１３．Raskar et al 2008b の動径方向移動モデルによる、星年齢、回転速度、メタル量の R = Ro 円筒壁上での Z 変化の予測。黄色丸＝定|Z|での平均。赤破線＝ 2σ 線。一点破線＝直線フィット。　

　５．３．最近の円盤の研究　

図１４．固有運動銀経方向成分中間値の分布。ランベルト投影法。
(はっきりしないが同心円は等間隔に９等分している。これが銀緯を等分ならランベルトではないが書いてない。)
サンプルは [Fe/H] < -1.1, g-r = [0.2, 0.4] の低メタルの青い星。距離は 8 - 10 kpc. 左上：固有運動銀経方向成分中間値。右上：固有運動銀緯方向成分中間値。左下、右下：中間値の観測とモデルとの差の分布。下図には６つの北銀河冷たい副構造の位置を示す。

　６．銀河系ハロー　

　

　

　

　６．１．主系列星が探るハローの滑らかな構造　
　　

　

図１５．g-r = [0.2, 0.4] （測光メタル量 [Fe/H] < -1.1）D = 2 - 7 kpc, b > 20 の 20,000 星の視線速度とその散布度。左上：視線速度中間値マップ。右上：モデルから形成した視線速度中間値マップ。左下：視線速度散布度マップ。右下：散布度の観測/モデルのマップ。

図１６．ハロー星の速度楕円。[Fe/H] = [-3, -1.1], |Z| = [3, 5] kpc. 左： R = [6, 8] kpc. 中： R = [8, 10] kpc. 右： R = [10, 12] kpc. 黒白縞線＝銀河中心方向。速度楕円の軸が常に中心を向いていることに注意。

　６．２．単純べき乗則の先に：単ハロー、複ハロー、多ハロー？　

　　

図１７．[Fe/H] < -2.0 低メタル星を最高到達距離 Zmax = 10 kpcで２グループに分けて、回転速度 V_φ の分布を調べた。

　６．３．外側ハローの性質は？　

図１８．星流の位置。赤＝遠い星。青＝近い星。

　６．４．星流と他の副構造　

図２０．SDSS ストライプ 82 からの RR Lyr 星の分布。

　

　

　

　

　

図１９．(a) R-Z 面上でのメタル量中間値の分布。サンプル星は r = [14.5, 20], g-r = [0.2, 0.4], |Y| < 1 kpc. Y 範囲の選択は一角獣座星流を含むようにした。位置は R = 15 kpc, |Z| = [3, 4] kpc である。一角獣座星流領域はメタル量が高くなることが判る。
(b) |Z| = [3, 4] kpc 111,000 星のメタル量確率密度の R による変化。一角獣座星流による強い変動が分かる。
(c) |Z| = [3, 4] kpc, R = [6, 9] kpc 40,000 星のメタル量分布。 (d) |Z| = [3, 4] kpc, R = [13, 16] kpc 12,000 星のメタル量分布。

　７．答えられていない疑問　

　８．道の先　

　８．１．SDSS APOGEE　
　

　

　

　

　

　

　８．２．LAMOST　

　

　

　

　

　

　８．３．Sky-Mapper, Pan-STARRS, Dark Energy Survey　

　８．３．１．Sky-Mapper　
　

　

　

　８．３．２．Pan-STARRS　

　８．３．３．GAIA　
　

　

　

　

　８．３．３．Dark Energy Survey　

　

　

　

　

　

　８．５．Large Synoptic Survey Telescope　

図２１．距離エラーの比較。

図２２．左：　銀河系タイプの形成シミュレーション、Bullock, Johnston 2005. 数百の矮小銀河が融合。 LSST では、白線＝銀河系潮汐半径 300 kpc を越えて RR Lyr が発見されるだろう。また 100 kpc を越えて多数の主系列星が見つかる。
右：サジタリウス潮汐流面から 10° 以内で見つかった SDSS RR Lyr 数密度に R³ を掛けた量の分布。

　８．６．GAIA と LSST とのシナジー　

図２３．r = [14, 21.5], b > 70 星の数密度(stars kpc^-3 mag^-1 の g-i カラーと距離指数による対数表示分布。紫縦矢印＝円盤主系列ターンオフと赤色矮星限界カラー。[Fe/H] 矢印＝測光メタル量の精度がベストな領域。r = 14, 21.5 は SDSS の測光限界。 GAIA と LSST の限界等級も示す。　

図．

( )

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