M31 外辺部で RGB 星を分離する方法を提示する。この研究は進行中の Keck II
/DEIMOS による分光サーベイが基になっている。測光で銀河系矮星は除去したが、
なお多数の混入がある。
我々は以下の量を使って尤度検定を行った：
（１）視線速度。（２）DDO51 バンドによる測光で測った MgH/Mgb 吸収強度。
（３）Na I λ8190 二重線強度。（４）(I, V-I) 色等級図上の位置。
（５）測光メタル量（色等級図上の位置）と分光メタル量（CaII λ8500
三重線）の比較。
図１．黒丸＝DEIMOS 観測箇所。四角＝ KPNO 4m サーベイ(Ostheimer 2002)領域。 領域 m11 は M31 中心から 163 kpc 離れている。
図３．ワシントンシステム M, T2 バンドと DDO51 中間帯域 (5100 A) から 決めた DDO51 パラメター(Palma et al 2003, Majewski et al 2000)に対す る確率密度関数。
図５．(I, V-I) 色等級図上の位置からの確率分布。[Fe/H]=-2.6 等時線上 XCMD = 0、[Fe/H]=+0.5 等時線上 XCMD = 1 で あとは比例配分。Io=22.5(分光できる最も暗い星)で YCMD = 0 で TRGB で YCMD = 1 とした。
図７．KI λλ7665(上）と KI λλ7699(下）と カラー(V-I)o の確率分布。青い方では重なりが大きいが赤いと差が出る。
図９．各領域での尤度 L 分布。L = log (Pgiant/Pdwarf ) 0 < L が巨星と考える。m11 に矮星と離れて３つの 巨星が存在することに注意。
図１１．（上）全領域での RGB 星の色等級図。（中）矮星。（下）m11
図１５．数の比。面倒になった。
図１７．図１６と同じだが、分類クラスー１での分布。
図１９．較正用の銀河系矮星に対する図１２と同じ図。
巨星と矮星の分離に使えそうな他の基準、（１）KI 7665, 7699 A 強度。（２）
TiO バンド 7100, 7600, 8500 A 強度。の有用性も調べた。M31 内の明らかな
赤色巨星と銀河系矮星を使い、夫々の量に対し、経験的な確率分布を付与した。
それらの確率関数を用いて、与えられた星が M31 巨星か、MW 矮星かの尤度を
計算した。
この方法で M31 中心から 60 kpc より先に 40 個の赤色巨星を発見した。
その中には 165 kpc にある 3 個の赤色巨星が含まれる。
図２．視線速度の確率分布関数(PDF)。（上）微分表現。（下）累積表現。 細線＝矮星、太線＝巨星。視線速度は重なり領域がある。
(巨星の方は場所によりかなり動くんじゃないか？ サンプルは中心に近い所らしい。)
図４．表面重力に鋭敏な NaI 8190 二重線強度と(V - I)o カラー面上での 確率密度関数。
図６．測光メタル量 と分光メタル量での確率分布。
測光メタル量 [Fe/H]phot は 12.6 Gyr 等時線間の位置で決まる。
分光メタル量 [Fe/H]spec は 銀河系球状星団巨星 CaT 強度の較正から 決めた。銀河系矮星は両者が等しい線の下に来る。
図８．TiO λλ7100, 7600, 8500 バンドに対するカラーとの関係。 あまり効きが良くない。
図１０．a3 領域全ての星の確率密度比空間での分布。
図１２．離れた二つの領域 m8 と m11 における巨星と矮星のパラメター空間分布。
図１４．分類クラス別の視線速度と DDO51 パラメターの分布。細線＝ RGB PDF。 破線＝矮星 PDF。
図１６．図１２と同じだが分類クラス＋１での分布。
図１８．DDO51 パラメター（上）と(V-I)o （下）の視線速度に対する分布。 矮星は DDO51 が小さいが大きい方にも伸びている。