母銀河の性質がセファイドの光度などにどう影響するかを知るためには、 他の銀河内セファイドの正確な性質を知る必要がある。我々は M31 内 416 セファイドの B, V 測光を 5 年間に渡って行った。その周期分布は DDO が得た銀河系セファイドのそれと殆ど同じであった。
図１．灰点＝ 2.5m INT サーベイの測光エラー 0.1 mag 以下の星。黒点＝ セファイド 416 星。破線＝飽和。左の横棒は平均エラー（0.1 等より大きい）
図３．フーリエ計数の周期による変化。黒＝基本振動。灰＝第１倍音。
図５．基本振動セファイド 281 個の減光補正後の周期光度関係。黒丸＝フーリエ 係数が求まったもの。中抜き丸＝係数がないもの。実線＝ Udalski et al 1999 による P-L 関係を (m-M) = 24.44で引いたもの。
図７．ブレンドのテスト
図９．基本振動 281 セファイドの減光補正した周期等級関係。灰＝基本振動。 黒＝ 振幅 Av が 0.8 以上。中抜き＝距離決定から落とした２星。
実線＝ Udalski et al 1999 Ｐ−Ｌ関係。(m-M)o = 24.44 でメタル量補正 -0.1 を加えた。灰線＝Alcock et al 1998 タイプIIセファイドを M31 に置いた。
各バンドで約 250 観測点があるので、 356 星の脈動モードを決めることができた。 うち、 281 は基本振動、 75 は第１倍音であった。基本振動セファイドの周期光度 関係を、ブレンディングを評価する新手法で解析した。ブレンディングの影響は M31 までの距離を決める上でメタル量補正と同じ程度(∼ 0.1 mag)に大きい。 大振幅セファイドはブレンドの影響が小さいので、振幅 Av > 0.8 mag のセファイド のみを使って (m - M)o = 24.32 ± 0.12 mag を導いた。
図２．（上） 416 セファイド（Vilardell et al 2006）とGCVS サンプルの周期分布を比較。
(どっちがどっちか書いてない。)
（下）点線＝OGLE M31, 実線＝DDO 天の川銀河。この論文サンプルは観測間隔が粗く 長周期に重点がある。灰線＝ Alcock et al 1998 のタイプ II セファイドライン。
図４．周期見かけ等級関係。黒＝基本振動でフーリエ成分が判ったもの。中抜き黒丸＝ 基本振動でフーリエ成分が判らなかったもの。灰=第１倍音。
図６．振幅間の関係
図８. 基本振動 281 星に対する (Vo - Mv) 平均値の変化。破線＝適用した (m-M)o = 24.32 &plums; 0.12 のライン。
（左）サンプルセファイドを全て使った。（右）横軸の値より大きな振幅の セファイド全てを使用。