CFHT/MegaCam サーベイで M31 ハローに見つけた、ストリーム A, B, Cr, Cp, D,
とストリーム C 中の広がった星団 EC4 の分光観測を行った。当初は Keck II/DEIMOS
に存在していたデータを使って解析が行われ、観測領域内の星の 70 % がストリーム
に所属するという結果を得た。その後の観測はストリーム C, D に対し実行され、
ストリームに沿っての速度勾配が調べられた。
9 つの高メタル [Fe/H] ∼ -0.7 星が、vhel =
-349.5 km/s, σv,corr = 5.1 km/s に入り、ストリーム Cr 領域
の検出と提案された。6 つの低メタル[Fe/H] ∼ -1.3 星が、vhel =
-285.6 km/s, σv,corr = 4.3 km/s に入り、ストリーム Cp 領域
の検出と提案された。
図１．赤丸＝分光観測。ストリーム B, C, D は投影距離 80 kpc, 60 kpc, 35 kpc で短軸とほぼ直交する。水色区角は CFHT サーベイ領域。水色破線 ＝100 kpc 円。黒楕円＝ b/a=0.6 の50kpc 楕円。And XII と And XV も示す。
図３．図2と同じだが、ストリーム C に沿ってさらに遠く。図2のような目立つ ピークはない。図2の Cr, Cp 速度範囲に入った星を潜在候補として色付けした。 ハローから選別するのは困難である。
図５．図4と同じだが さらに遠い F37 領域。測光メタル -1.7 < [Fe/H] < -0.7 を強調。
図７．図の意味は同じ。ストリーム A 領域
図９．ストリーム C の運動学的構造。（上）Cr 星の Vr と σV の尤度分布。
（下）Cp の同じ図。
図１１．ストリーム C 領域の拡大図。（左） -0.7 < [Fe/H] < 0.0 (右）-1.7 < [Fe/H] < -0.7
EC4 星団メンバー星は平均メタル量 [Fe/H] ∼ -1.4、vhel =
-285 km/s に見つかり、Cp ストリームとの関係を示唆している。ストリーム D では
明らかに運動学的に冷たいと言える成分は発見されなかった。しかし、分光観測領域
に沿って候補星がふたつ提案された。どちらもvhel = -400 km/s である。
ストリーム B の縁で行った分光は vhel = -330 km/s,
σv,corr = 6.9 km/s の検出を報告した。ストリーム A は
vhel = -170 km/s, σv,corr = 12.5 km/s で、
M31 よりは M33 に付随しているらしい。
ストリームで見つかった速度、厚み、メタル量の分散の小ささはそれらのストリーム
構造が全体としてジャイアントサザンストリームと関連するというシナリオとの
折り合いが付けにくい。我々は M31 のハローは運動学的に冷たい複数のストリーム
から構成されていると結論する。
図２．（左）Cp/Cr フィールドの MegaCam 色等級図。赤点＝ Cr、シアン＝ Cp、青＝EC4 所属の星。 非常に青くて明るい Cp 星は異常で本文で論じる。 RGB 線は左から NGC6397([Fe/H]=-1.91), NGC1851([Fe/H]=-1.29), 47 Tuc([Fe/H]=-0.71), NGC6553([Fe/H]=-0.2) で、(m-M)=24.47 にシフト してある。
（右）上段：F25/F26 領域の速度分布。中段：EC4 中心からの距離。下段：メタル量 は測光法による。
図４．（左）ストリーム D の F7 領域。RGB 線は図2と同じ。大きなシンボルは vhel < -150 km/s で MW の混入はないと思われる。測光 メタル量がストリーム D に相当する星は赤で強調した。
（右）ストリーム D 領域の星の視線速度。D 星と考えられる星は黒くした。
図６．図５と同じ。ストリーム B フィールド。Gilnert et al (2006), Koch et al 2008 で M6 と名付けられている。
図８．F25, F26 の星の視線速度。
図１０．Cr と Cp の重ね合わせスペクトル。[Fe/H] の違いが現れている。
図１２．M31 ストリーム, サジタリウスストリーム、矮小銀河の質量光度比 M/L と Mv の関係。