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M 31 円盤南西部の小さく固まった星団のサーベイ |
小平, Vansevicius, Bridzius, 小宮山, 宮崎, Stonkute,
Sableviciute, Narbutis 2004 PASJ 56, 1025 - 1040 |
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M 31 惑星状星雲の広領域探査 |
Richer, Lee, Hwang 2004 JKAS 37, 269 - 272 |
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M 31 PN の運動 |
Hurley-Keller, Morrison, Harding 2004 ApJ 616, 804 - 820 |
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| A Spectroscopic Survey of M 31 Red Giants with Keck/DEIMOS : Clumpy Velocity Distributions in Distant Halo Fields |
Luine, Rich, Gilbert, Kalirai, Guhathakurta, Cooper, Majewski,
Ostheimer, Reitzel 2004 AAS 205, #141.16 |
アブス | ||
| A Spectroscopic Survey of M 31 Red Giants with Keck/DEIMOS : Insight into the Progenitor of the Southern Giant Stream |
Guhathakurta, Gilbert, Kalirai, Font, Johnston, Cooper, Luine,
Majewski, Ostheimer, Reitzel, Rich 2004 AAS 205, #141.15 |
アブス | ||
| A Spectroscopic Survey of M 31 Red Giants with Keck/DEIMOS : Isolating a Clean Sample in the Outer Halo |
Gilbert, Guhathakurta, Kalirai, Cooper,
Majewski, Ostheimer, Reitzel, Rich 2004 AAS 205, #141.14 |
アブス | ||
| A Spectroscopic Survey of M 31 Red Giants with Keck/DEIMOS : The Andromeda Halo at Intermediate Radii |
Majewski, Kalirai, Gilbert, Guhathakurta, Clem, Cooper, Hesser,
Luine, Reitzel, Rich, Stetson 2004 AAS 205, #141.13 |
アブス | ||
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New Planetary Nebulae in the Outer Disk and Halo of M 31 |
Kniazev, Grebel, Zucker, Bell, Rix, Martinez, Harris 2004 AAS 205, #141.09 |
アブス | ||
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M 31 の明るい星周シェル |
Stolovy, Mould, Su, Latter, Werner, Morales, Levine, MIPS Team 2004 AAS 205, #141.07 |
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Spitzer/MIPS が見た M 31 - 中心核を拡大して |
Levine, Latter, Stolovy, Gordon, Hines, Thilker, Mould, MIPS Team 2004 AAS 205, #141.06 |
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Spitzer/MIPS を含む M 31 の多波長画像 |
Gordon, Rieke, Krause, Engelbracht, Hinz, Misselt, Perez-Gonzalez,
Su, Young, Latter, Levine, Stolovy, Noriega-Crespo, Hines, Werner, Thilker,
Bianchi, Braun, Mould, Barmby 2004 AAS 205, #141.04 |
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一角獣座ーアンドロメダ座領域で発見された天の川銀河のハロー構造中の
ターンオフ |
Majewski, Ostheimer, Rocha-Pinto, Patterson, Guhathakurta, Reitzel 2004 ApJ 615, 738 - 843 |
アブス | グラフ | |
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巨星による天の川ハロー副構造の探索 |
Rocha-Pinto, Majewski, Strutskie, Crane, Patterson 2004 ApJ 615, 732 - 737 |
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XMM-Newton と Chandra の M31 中心域観測 |
高橋, 岡田、国分、牧島 2004 ApJ 615, 242 - 252 |
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M 31 南西部の初期質量関数 |
Veltchev, Nedialkov, Borisov 2004 AA 426, 495 - 501 |
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M 31 長周期変光星の周期光度関係 |
Mould, Saha, Hughs 2004 ApJS 154, 623 - 631 |
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M31 外側ハローの新しいストリーム |
Zucker, Kniazev, Bell, Martinez, Grebel, + 15 2004 ApJ 612, L117 - L120 |
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POINT-AGAPE サーベイ I. M31 変光星 |
An, Evans, Hewett, Baillon, Calchi, Carr, + 10 2004 MN 351, 1071 - 1098 |
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M31 外側ハローの測光とメタル量分布 II. 30 kpc 領域 |
Durrell, Harris, Pritchet 2004 AJ 128, 260 -270 |
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| 題名 |
著者 ジャーナル |
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| 題名 |
著者 ジャーナル |
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M 31 南西部円盤の 500 arcmin |
輝線を出さず、 Mv < -5 の 49 個のカタログ天体の多くは 0 < B - V
< 1.0 であった。これはそれらが大質量で進化の進んだ星団であることを
示唆している。対照的に、輝線を出す天体 52 個の中で Mv < -5 の明るいもの
は僅かに 10 % であった。これは輝線時期が短く、星周減光の効果が大きいことを
意味する。
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| KPNO 0.9 m 鏡 + モザイクカメラを使った M31 惑星状星雲の広領域探査の 最初の報告を行う。これまでに [OIII]λ5007 および連続光画像が解析された。 |
惑星状星雲光度関数のピークから２等下までは完全性 90 ％の検出が可能と
思われる。これまでに 12 平方度の中で 900 以上の惑星状星雲候補を検出した。
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| M 31 の惑星状星雲 135 個の運動を提示する。それらは 3.9 平方度のサーベイ で得られ、南西長軸から 15 kpc 離れ、短軸沿いに 20 kpc 離れている（？）。 測定によると、円盤の十分外側でもかなり回転支持の系を成している。これらは M31 の大きな R1/4 バルジの外側ではないだろうか。僅かに 5 個 の惑星状星雲のみが高速回転バルジと相いれない速度を示した。 |
これら５個の星は M 31 外側ハローに存在する潮汐ストリームに属している
のかも知れない。一つは M 31 のノーザンスパーに重なり、円盤と逆回転を示す。
二つは X = -10 kpc の長軸近くにあり、M 32 と近い速度を示す。これらは M 32 の
デブリかも知れない。残り二つのハローＰＮは銀河中心付近にあり、その速度は
Ibata et al が見出した速度勾配に乗っている。それらはストリームメンバーかも
知れない。 M31 が非回転圧力支持ハローを有しているとしても我々はまだそれを
見出していず、あったとしても小さな寄与の成分に違いない。
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| M 31 ハロー星の速度分布は平滑であろうか、それともハローの大部分は破壊 された衛星銀河のかけらから成るという描像と合致してまだらな分布であろうか？ ここでは進行中の Keck/DEIMOS 分光サーベイの新しい結果を報告する。M 31 長軸と 短軸に沿った 9 領域内の赤色巨星の運動を調べた。銀河中心距離は投影値で 10 kpc から 100 kpc に渡っている。 |
観測星は、外側ハロー ( R > 20 kpc ) に属すると考えられる約 250 星、
R ∼ 20 kpc の中間ハロー域に属する 100 星である。ジャイアントサザン
ストリーム (Ibata et al 2001) から十分離れた領域でさえ、速度分布は団子状
で滑らかな分布を示さない。ハロー全体での速度場についても調べた。
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| ジャイアントサザンストリーム中の赤色巨星に対して進行中の Keck/DEIMOS 分光サーベイの新しい結果を報告する。明るい赤色巨星スペクトルが星の運動学 と元素組成パターンの研究に用いられた。それらは、CFHT/MagaCam と Subaru/Suprime Cam による広視野撮像と相補的である。撮像研究ではストリーム内の暗い赤色巨星 まで含んで空間分布を詳しく調べ、滑らかな基底ハローとの対照を掘り起こしている。 |
分光および測光データを組み合わせて前景にある天の川銀河の矮星から M 31 赤色
巨星を分離した。詳細は Gilbert et al を見よ。ストリーム内の星の視線速度
とメタル量の測定に基づき、われわれはストリームの母天体はかなり明るい矮小銀河
に違いないと結論付けた。軌道数値実験により母天体軌道への制限を付けた。
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| 進行中の Keck/DEIMOS 分光サーベイの新しい結果を報告する。対象星は測光結果 に基づいて M 31 赤色巨星である確率が高いとして選ばれたが、星が疎らな外側 ハローでは天の川矮星の混入はかなりの割合を占めていた。 |
M 31 巨星だけにしたサンプルのスペクトルを示し、どのようにして選択を
進めたかを述べる。５パラメター空間がきれいなサンプルを選ぶために用い
られた。それらは視線速度、 Na I 8190 A 吸収強度、(V, V-I) 色等級図上の
位置、MgH/Mg b バンドに中心をおいた DDO51 フィルター測光、Ca II 三重線
強度である。測光メタル量と分光メタル量の比較も議論する。
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| 進行中の測光および分光サーベイの新しい結果を報告する。CFHT/MagaCam と Subaru/SuprimeCam による広視野撮像、超深度 HST/ACS 撮像と Keck/DEIMOS 多体 分光観測との相乗効果により、M 31 の形成史と恒星種族に関する新たな展望を 与えた。特に、 Keck/DEIMOS スペクトルは天の川矮星の混入を排除することを 可能にした。 分光はまた、巨星の元素量を与え、運動学的および空間的分布情報と一緒に なってハロー、ハロー円盤移行領域でのつながった恒星集団の研究を可能にした。 |
この領域で密度で抽出した低光度巨星の分布を示す。それはハローがどのくらい
滑らかであるかを特徴付ける。その結果、副構造の同定を可能にする。ここで
選ばれた領域は最近の HST/ACS によるターンオフに達する超深度観測領域と
重なっている。速度とメタル量情報を主系列ターンオフから得られる年齢情報と
結合することを試みた。それにより、 M 31 中間距離ハローでの年齢の広がり
を調べた。
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| SDSS 画像データを用いて、近傍銀河に惑星状星雲を探すプロジェクトの最新結果 を報告する。惑星状星雲は小中質量の星の力学を探る理想的な道具である。その輝線 は短時間で視線速度を与えてくれる。また、惑星状星雲から得られる元素組成は中間 年齢から最近に至るメタル増加の近似的な歴史を与え、古い赤色巨星の測光や分光 からのメタル量情報を補ってくれる。 |
我々は SDSS データから惑星状星雲を選び出す技術を開発し、それを M 31 SDSS
データ全体に適用した。そこから約 90 の候補星を Calar Alto 2.2 m 望遠鏡で
分光観測した。our method has a selection rate efficiency of about 85 report
the discovery of two PNe with projected location in the center of Andromeda NE,
a very low surface brightness giant stellar structure in the outer halo of M 31.
（ここの意味が不明）これら二つは距離 48 kpc, 41 kpc でこれまで発見された最も
中心から遠い PNe である。
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| Spitzer/MIPS による M 31 画像から点源を抽出した。MIPS μm 像にはかつて ないほどの明瞭さで M 31 内の星周ダストシェルを持つ星の分布が示されていた。 これらの星は典型的な光度 103_10^4 Lo （どういう意味か不明）で、 この値は、 AGB や赤色超巨星のそれと合致する。 |
カタログを 2MASS と最近公表された長周期変光星カタログと同定した。24 μm 点源
の分布を銀河構造との関連で解釈した。すなわち、中心核/バルジ、腕/リング、腕間領域
に分けて考察した。最近明らかになったバルジ、中心核領域からの拡散輻射の構造、
ISO, IRAS で見えた星形成域に点源の分布を重ねてみた。
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| Spitzer/MIPS の画角は 1 kpc に相当し、このような高分解能で M 31 の中心 領域が観測されたのは初めてである。 |
われわれは MIPS 画像を提示する。それは星種族から、組成分布、星間物質の
構造に至る様々な分野に役立つ。
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| MIPS 27, 70, 160 μm 画像は M 31 の 1° × 3° をカバーしている。 このデータを UV(GALEX), 可視、電波と組み合わせると、多くの題材が扱える。 |
その例の一つとしてここでは、UV, Hα, IR データを比較して星形成トレーサを
調べた。他のポスターでは星、中心核、シュミット則、ダストが扱われている。
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Ostheimer et al 2002 は M 31 大領域 CMD 上に、前景星ターンオフらしき特徴が
あることに気付いた。Ibata et al 2003 はそれを天の川銀河に付随するリング状の
潮汐ストリームと考えた。このリングは Newberg et al 2002 が発見し、 Yanny et al
2003 が記述している。われわれは、今回発見された種族はそれらより 2 等暗く、
リングの２倍遠くにあることを示す。
観測は、KPNO 4m 鏡 + モザイクカメラを用いて 1998 - 2002 に行われた。観測域は M 31 南半分から M 33 へと伸びている領域に沿って選ばれ、総面積は 3.6 deg2 である。ワシントンシステム M, T2, DDO51 撮像観測により、我々は背景の M31/M33 巨星を除去して色等級図上に矮星の 特徴を浮き上がらせた。 |
色等級図上に上部主系列と
主系列ターンオフが現れた。現れたターンオフは M ∼ 20.5 であった。
対応する種族は観測された 12° × 6° 領域では密度変化を
殆ど示さない。その表面輝度は低く、 Σ > 32 mag arcsec-2
である。 以前にアンドロメダ銀河の前面、半分距離のあたりで主系列＋ターンオフが 天の川銀河を回る潮汐ストリームと同定されたが、 われわれは今回のこの特徴はそれと異なることを示す。こうして、新しい星系が 独立のもっと遠い天体である。多分衛星銀河から千切れた潮汐残留物であろう。 最もありそうなのは、 Rocha-Pinto たちが 2MASS の K-, M-巨星の密度超過として 報告したのと構造、位置、密度の均一性の点で関係している。 グラフへ 一覧へ |
| 2MASS から 0.85 < J-K < 1.2 で選んだ M 型巨星が、少なくとも 100° < l < 150°, -20° > b > -40° で一角獣座とアンドロ メダ座を覆う広い範囲で、密度超過を示した。この構造ははっきりした中心の周り に広がっているわけではなく数十 kpc 向こうで薄い雲のように漂っている。 |
整約した固有運動図と一部のサンプル星のスペクトルからそれらは矮星を含まない
真の巨星であることが判明した。視線速度の測定はそれらの間に σ < 17
km/s の運動学的に揃った構造を見出した。これは天の川銀河の周りの拡散した
構造を確認するもので、中心核がなく、拡散した構造はそれが新しい種類の衛星銀河
の潮汐ストリームであるという考えを支持する。
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| XMM-Newton アーカイブから M 31 中心域の拡散 X-線放射データを解析した。0.5 - 10 keV で光度が 4 × 1035 erg/s を超える点源が検出された。 重ねたスペクトルは円盤黒体成分＋黒体成分の放射で良く説明され、それが明るい 低質量 X-線連星から来る事を意味する。これらの点源を除去した後、中心核から 6' (1.2 kpc)以内の領域からの放射を足し合わせた。 2 keV 以上のエネルギー域では この残余放射のスペクトルは、主に未分解の暗い点源と除去された点源から漏れ出た 放射光が寄与している。 |
残余光にはさらに 6.6 keV の輝線らしきものが載っている。これは高温で
光学的に薄いプラズマからの放射と考えられる。 2 keV より下ではスペクトルは
３つのよりソフトな光学的に薄い熱プラズマ成分を含む。それらの温度は
0.6, 0.3, 0.1 keV である。それらの 0.5 - 10 keV 総光度は 6' 以内でそれぞれ、
1.2, 1.6, 0.4 × 1038 erg/s である。 チャンドラのアーカイブデータも上と合致する結果を与えた。異なる円環の スペクトルを合体させて３成分がかなり広がっている事が確認された。これらの 結果を以前の研究と比べ、その起源を考察した。 グラフへ 一覧へ |
| アンドロメダ銀河南西部 50 個の OB アソシエーションから初期質量関数を 導いた。使用したデータは Hill et al 1995 の UV 測光と HST 測光、2MASS 測光 それに Magnier et al 1992 による I バンド測光である。 |
アソシエーション内の平均減光が二つの独立な方法で評価され、確率論的な手法に
より恒星質量が求められた。こうして得られた初期質量関数の勾配 Γ = -1.59
±0.09 は、サルピータ則および銀河系、マゼラン雲で得られた値に近い。
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| M 31 円盤のかなりの部分で長周期変光星探査を行った。 観測はパロマー天文台 60 インチ望遠鏡で 6 年間に渡って 64 領域で行われた。 TI 800×800 CCD ５分露出 で満月期に行われた。0".6/pixel なので、画角は 8 分角になる。赤外測光は KPNO 2.1 m 望遠鏡で 2001 ９月と 2002 ９月に行った。 約 2000 変光星の観測結果、 赤外測光、i バンド光度曲線、を含む結果を報告する。 |
周期光度関係はそれらの大部分が AGB 星であることを示す。それらの光度関数は、
巨星枝上光度と
共に増加するマスロス率と、１０億年前に現在の数倍高かった星形成率とで理解される。
幾つかの超巨星長周期変光星も見つけた。 M33 からの予想に比べると数が少なく、
場所も IRAS や 2MASS で見られた M 31 星形成リングに限られていた。
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| SDSS から M31 の北東中心から 3°(投影距離 40 kpc)に密度超過が見つかった。 アンドロメダ NE と呼ぶ。g-バンドの絶対等級が -11.6 で中心輝度は 29 mag arcsec -2 である。これは知られている局所群矮小銀河のどれよりも２桁低い。 距離と形態から、アンドロメダ NE は潮汐分解の進行中らしい。 |
アンドロメダ NE の赤色巨星枝のカラーは M31 円盤外周部や Ibata et al が発見
したストリームと異なっていて、それらとの直接のつながりは疑問である。しかし、
そのカラーは G1 クランプとは似ている。双方はアンドロメダ円盤から遠い過去に引きち
ぎられた、または大昔のストリームの一部という可能性がある。
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| POINT-AGAPE チームは Isaac Newton Telescope の Wide Field Camera を使い、 アンドロメダを 1999 - 2001 の間モニターしてマイクロレンズ事象を探した。各 シーズンの 60 晩、一晩毎に１時間の観測が行われた。二つの 33 × 33 arcmin 2 領域が中心バルジの北と南をまたいで撮られた。この観測の副産物 として、 35,414 個の変光星が見つかった。周期は Lomb&s periodgram (Press et al 1992 Numerical Recipes) で定めた。大雑把な分類が行われた。 |
変光星の測光には superpixel method (Melchior et al 1999, Ansari et al 1999,
Le Du 2000) が用いられた。 種族 I セファイドの空間分布は渦状腕にきれいに沿っている。一方、ミラと 長周期変光星の中心集中度は明るくて短周期なものほど著しい。（？） 変光星分布は短軸に関して対称と想定していたが、違っていた。これは主に ダストレーンに付随する減光量が違うためである。変光星非対称性の大きさと 方向を周期と明るさの関数として決められた。 グラフへ 一覧へ |
| CHFT/8KCCD で 1996 年に M31 に行った V, I バンド M3 領域の観測結果を 報告する。0".206/pixel, 28'.1 × 28'.1 視野である。観測箇所は M31 中心から 30 -35 koc 離れた、南東短軸沿いにある。フィールド星を統計的に 差し引いて、 RGB 星が存在することが確認された。RGB 星の進化経路を内挿して ハロー星のメタル量分布を求めた。ハローメタル量分布は幅広であるが、比較的 高メタル [Fe/H] ∼ -0.5 の種族に占められている。この値は銀河系ハロー の [M/H] ∼ -1.3 と大幅に異なる。 |
しかし、この領域のメタル分布は形とピーク値の点で、他の研究によるより内側
のハローと似ている。特に我々の 20 kpc 領域とよく似ている。M31 ハローでは
遠方までメタル量の低下が見られない。ハローはどこでも一様なメタル量を持って
いるのかも知れない。星計数の結果は r1/4 則と矛盾しない。この
二つの結果は M31 ハローが銀河系的な渦状銀河にではなく、楕円銀河と似ている
ことを示す。
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