Javadi11

The UKIRT M33 Monitoring Project - II. The SFH in the Central Square Kiloparsec

Javadi, van Loon, Mirtorabi

2011 MN 414, 3393 - 3409

　アブストラクト　

　UKIRT を用い、M 33 (μ=24.9) の NIR モニタリングを実施した。目的は進化最終期にあり、光度から初期質量が分かる星を探し出すことである。この第２論文では、初期質量関数を求め、そこから星形成史を導く。星形成率は 0.002 から 0.007 Mo yr^-1 kpc^-2 の間を変動する。 SFH には二つのピークがあった。第１は ≥ 6 Gyr 昔で　星質量の 80 % 以上がこの時に生まれた。

もう一つは 250 Myr 昔に 200 Myr 続いた星形成で、< 6 % の星か作られた。　画像面と銀河面の両方に、動径分布と経度分布を、古い、中間年齢、若い種族に対して描いた。古い RGB 星は楕円体分布を、若い星は平坦な円盤状分布をすることを見出した。中間年齢星はバルジまたはバーらしきものを示す。

　２．インプットデータとモデル　

　２．１．変光星カタログ　

　２．２．進化モデル　
　パドヴァモデル　

　このモデルは post-AGB 進化までを含む。

図１．UKIRT カタログ星の CMD. 緑点＝変光星。赤線＝ Marigo08 等時線。 log t = 10 は O-リッチダストのマスロス。log t = 9 は C-リッチダストで両者の勾配が異なることに注意。J-Ks ＝ 1.5 より赤い側では星周ダストの赤化を含めている。白黒二重線は大質量、 AGBs, RGBs の領域。　

　３．変光星光度から星形成史へ　

　ξ = 星形成率。(星質量/yr/天空面積) とすると
　dM(t) = ξ(t) dt　　　　　　　　　　(1)
N = 星の数で表現すると

ここに f_IMF = 初期質量関数で、
　f_IMF = A m^-α　　　　(3)
Kroupa01 の IMF を採用すると、

min = 0.02 Mo, max = 200 Mo とする。
　dn(t) = dt の間に生まれる年齢 t の変光星の数。

上式を変形して

　dn' = dt の間に生まれて「観測される」変光星の数
　δt = 変光星寿命。

従って、

左ページの式は少しわかりにくいので下に書き直す。ファクター２が追加に必要である。

t は後ろ向きに測った時間である。
m(t) = t で生まれ、現在変光星星（AGB 先端）になる星の質量。
δ(m) = m(t) 星の変光星としての寿命。
ξ(t) = 星質量形成率。　
φ(M) = IMF. ただし、∫φ(M)dM=1 で規格化。すると、
ξ(t)φ(M) = 質量 M の星数での形成率。

観測される変光星は平均すると変光星寿命の半分の変光星年齢であろう。従って、観測される変光星 m(t) の数分布を n(m) とすると、

　　n(m) = ξ(t)φ(M)δ(m)/2

　　ξ(t) = 2 n(m)/φ(m)/δ(m)

　

　３．１．誕生質量と大振幅変光星の K 等級　

図２．低中間質量星の質量光度関係。Z = 0.019, 0.015, 0.008, 0.004. 実線＝線形スプラインフィット。赤点線＝M33 に適用する Z/0.015 に対するフィット。 　

図３．スーパーAGB から RSG までを含む、より広い質量範囲での質量光度関係。 Z = 0.019, 0.015, 0.008, 0.004. 赤実線＝4Mo 点と RSG を直線で内挿した場合。 　

２

図４．M 33 の中心 kpc 四方における大振幅星の質量分布。実線＝ダストシェルの赤化補正を施した。赤点線＝全てに炭素質ダストの赤化補正。青破線＝O-リッチダストの赤化補正。　

　進化モデル　

　進化モデルから AGB 先端光度と初期質量の関係を求めた。それを図２、図３に示す。Z = 0.019、K = [16, 16.4] のクネクネは M-型星と C-型星の BC の差に依るものである。

　スーパーＡＧＢ　

　図３の log(M/Mo) = [0.7, 1.3] では K 等級が暗い方へ大きく動く。しかし、以前に指摘されたように、これらの星ではモデルが進化の最終末まで計算されていない。この状況の対処策として以下の二つがある。

（１）赤実線の内挿線を使う。

（２）不完全計算結果を受け入れる。
　３．１．１．減光の補正　
　図１には log t = 9 の炭素星と log t = 10 の M-型星に対して、赤化線を引いた。勾配の差に注意。進化経路は J-K = 1.25 から曲げたが、J-K > 1.5 に対して補正を行う。その式は

　　Ko = K + a[1.25 - (J-K)]　　　　　　　　(9)

炭素星で a = 0.52, Ｏ-リッチ星で 0.72 である。図４には減光補正して得た質量関数を示す。

表１．質量光度関係 log(M/Mo) = a K + b の係数 a, b. K　＝ 2MASS Ks. 　

　３．２．変光期間　

表２．変光期間 log(δ/t) = D + Σ_i a_i exp[log(M/Mo) - b_i]²/(2c_i²) の係数。 　

　　

　変光の期間は星質量により変化する。

図５．質量ー変光期間関係。実線＝表２の多ガウシャン近似式。上：スーパー AGB 期を内挿式で近似。（下）途中まで計算結果をそのまま。 　

　３．３．質量分布から星形成史へ　

表３．質量ーAGB星年齢関係式の係数 　

図６．質量ー年齢関係。 　

　４．M 33 の星形成史　

　第１ピーク　

　こうして得た星形成史を図７に示す。強い星形成が 4-8 Gyr (log t = 9.6-9.9) にあり、そのピークが 6 Gyr (log t = 9.8) にある。ピークの位置については、誤差もあるだろうが、少なくとも 5 Gyr よりこっち星形成率が低下していることは確かである。

　第２ピーク　

　第２の星形成活動期が 200 - 300 Myr、log t = 8.3 - 8.5 にあった。そのピーク高は第１ピークに匹敵するほどである。その後は星形成率が再び低下して現在に至る。

　形成された星総量　

　今回の星形成史から、過去に形成された星の全量は 3.9 10⁷ Mo kpc^-2 であり、うち 80 % は t > 4 Gyr で作られ、最近 500 Myr 以内の分は 6 % と分かる。

図７．大振幅星から求めた、M 33 の中心 kpc 四方における星形成史。 　