Keck II/DEIMOS によるアンドロメダ銀河赤色巨星の分光観測を報告する。
M31 楕円体、外側円盤、ジャイアントサザンストリーム内に計３か所の
観測領域が取られた。この論文では中心から投影距離 20 kpc にあるストリ
ーム赤色巨星の運動学と化学組成を論ずる。
この領域では複数の星種族がまざっていることが判った。測光と分光を組み
合わせた手法で、M31 赤色巨星と MW 矮星を分離した。赤色巨星の速度分布
は双峰的で、主ピークは -513 km/s, 副ピークは -417 km/s である。さらに
その下に一般楕円体と思われる幅広の成分が横たわっている。
図１．分光観測域、H11s, H11, H13d の位置。背景は Ibata et al 2005 による 星計数マップ。
図３．ストリーム領域の 20.7 ≤ Io ≤ 22.2 Q = 4 星の 30 スペクトル。 矢印＝ CaII 三重線 8498, 8542, 8662 A
（右）適当に選んだ星の CaII 三重線 拡大図。
図５. 図４の４つの尤度の和 ΣLi の正負から決めた個々の星 が RGB である確率。
図７．t = 12.6 Gyr, Z = 0.0001 - 0.03 の等時線(Girardi et al 2002) から 決める測光メタル。黒丸＝確認された赤色巨星。白丸＝銀河系矮星。
図９．３領域の速度分布。それぞれの特徴は明らかである。
図１１．Ｖ 表面輝度
図１３．副ピーク星/主ピーク星の位置変化。
どちらのピークも速度分散 16 km/s 程度で運動学的に冷たい。平均メタル量と
メタル量分散は二つの成分間で同じで、⟨[Fe/H]⟩ ∼ -0.45,
&sig;([Fe/H]) = 0.2 である。
主ピークの速度はストリームモデルからの予想値と一致する。しかし第二ピーク
の性質は不明である。考えられる幾つかの説明として、（１）ジャイアントストリームと
無関係なマージャーからの潮汐デブリ、（２）ジャイアントストリームの中の
M31 拘束成分、（３）M31 の Rdisk > 50 km/s の円盤ウォープ
または密度超過、などがある。
図２．H13s ストリーム領域内対象天体の Io 分布。分高精度 Q = 2, 3, 4 で区分してある。暗くなると視線速度決定精度が落ちることが判る。
図４．赤色巨星と矮星の測光、分光的な分離図。太い実線＝トレイニングセット から決めた赤色巨星の確率分布関数。破線＝同じく矮星の分布。
図６．（上）H13s 領域の CMD. （下） H11 領域。
（左）黒丸＝M31 RGB （右）白丸＝銀河系矮星。バツ＝銀河。黒四角＝ Q=2 で視線速度の精度が低いもの。
図８．測光メタル量の分布。（上）M31 RGB 全て。（中）速度分布の主ピーク星。 （下）副ピーク。
図１０．主ピークと副ピークの（上）視線速度頻度、（中）測光メタル、 （下）分光メタル。分光メタル分布の巾が大きいのは CaT 等値幅測定の 精度のため。
図１２．諸文献から集めた、ジャイアントストリーム速度の位置変化。 破線＝副ピークの位置。