| 視線速度とメタル量からの M31 内側および外側ハロー形成への制約。 |
Koch, Rich, Reitzel, Martin, Ibata, Chapman, Majewski, 森, Loh,
Ostheimer, 田中 2009 ApJ 689, 958 - 982 |
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構造形成の痕跡：アンドロメダ銀河周辺の面外ガスと高速度雲 |
Westmeier, Bruns, Kerp 2009 MN 390, 1691 - 1709 |
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| アンドロメダ銀河ハロー内五つのストリームの運動学的足跡 |
Chapman, Ibata, Irwin, Koch, Letarte, Martin, Collins, Lewis,
McConnachie, Penarrubia, Rich, Trethewey, Ferguson, Huxor, Tanvir
2009 MN 390, 1437 - 1452 |
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| スピッツアー望遠鏡による M31 点源の探査。 |
Mould, Barmby, Gordon, Willner, Ashby, Gherz,
Humphreys, Woodward 2009 ApJ 687, 230 - 241 |
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| M31 と M33 の間に掛かる HI ブリッジの形成 |
戸次 2008 MN 390, L24 - L28 |
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| 隣人アンドロメダの恒星ハロー：低メタルハローが北西フィールドに現れる。 |
田中、千葉、小宮山、Guhathakurta 2009 ASPC 399, 479 - 480 |
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| 短軸 35 kpc におけるアンドロメダ楕円体の拡大された星形成史 |
Brown, Beaton, 千葉、Ferguson, Gilbert, Guhathakurta, 家,
Kalirai, Koch, 小宮山、 Majewski, Reitzel, Rich, Smith,
Sweigart, 田中 2009 ApJ 685, L121 - L124 |
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| HI スケール高から導いた M31 の扁平なダークマターハロー。 |
Banerjee, Jog 2008 ApJ 685, 254 - 260 |
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| M31 の MIPS 撮像 (Spitzer Proposal) |
Hinz, Gordon, Rieke Spitzer Proposal #489 |
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| M31 球状星団内の惑星状星雲探査 (NOAO プロポーザル） |
Jacoby, Fullton, Lee, de Marco, Ciardullo, Feldmeier, Hwang 2008 NAOA Proposal #2008B-0317 |
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| M31 の 10 kpc リングの起源は何か？ (NOAO プロポーザル） |
Olsen, Blum, Stephens NOAO Proposal #2008B-0289 |
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M31 南西部の星団サーベイ：UBVRI 測光 |
Narbutis, Vansevicius, 小平、Bridzius, Stonkute 2009 ApJS 177, 174 - 180 |
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アンドロメダストリームは円盤銀河からできたのか？ |
Fardal, Babul, Guhathakurta, Gilbert, Dodge 2009 ApJ 682, L33 - L36 |
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M31 周辺部副構造の性質と起源 I. HST/ASC による星種族のサーベイ |
Richardson, Ferguson, Johnson, Irwin, Tanvir, Fabia, Ibata, Johnston, Lewis,
McConnachie, Chapman 2008 AJ 135, 1998 - 2008 |
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| M31 と M81 不思議な中心核電離スパイラル |
Fazio, Willner, Ashby, Barmby, Devereux, Smith 2008 Spitzer Proposal #50474 |
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M31, M33, 天の川内分子雲の比較 |
Sheth, Vogel, Wilson, Dame 2009, ApJ 675, 330 - 339 |
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アンドロメダストリームの過去と将来 |
森、 Rich 2008 2008 ApJ 674, L77 - L80 |
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| M31 ハローの星種族： ΛCDM モデルと観測の比較。 |
Font, Johnston, Ferguson, Bullock, Robertson, Tumlinson, Guhathakurta 2009 ApJ 673, 215 - 225 |
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| Effelsberg 100 m 電波望遠鏡を使い、アンドロメダ銀河の周り 100 kpc まで HI 21cm でマップし、高速雲を探した。3 σ 検出限界は 8 × 10 4 Mo に相当する。観測の結果、典型的には 105 Mo の高速雲 種族を円盤付近で見つけた。しかし、50 kpc より遠くには見つけられなかった。 これは高速雲が一般には数 20 kpc の近くにしかないことを示唆する。 |
CDM 宇宙論に基づいたシミュレーションの結果では原始ダークマター衛星に
伴う高速雲は数個しかなく、他は潮汐引きちぎれによるものである。M31 50 kpc
先で高速雲が見つからないのは CDM 構造形成シミュレーションの予言と矛盾する。
この問題への解決案として、M31 から遠ざかると周辺コロナガスの圧力が減り、
高速雲が電離するという解決策がある。このシナリオでは主に電離するか、
または完全にダークマターだけの衛星が大きな渦状銀河の周りにあるというものである。
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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。 |
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。 グラフへ 一覧へ |
| IRAC と MIPS を使った M31 サーベイで見つかった恒星種族を調べた。赤色超巨星 は赤外で最も明るかった。それらの星周ダストのため、輻射が IRAC 波長域で強く、 可視や近赤外では目立たない。 |
暗い方へ移ると、多数の明るい AGB 星が見えた。その多くは既知の長周期変光星
である。M33 と比べると、M31 の AGB 炭素星の種族は数が少ないようだ。しかし、
これは分光で確認される必要がある。
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| M31 と M33 の間の相互作用を過去 9 Gyr 様々な軌道を仮定して計算した。4 - 8 Gyr 昔の強い潮汐作用で M33 から HI ガスを引きはがし、現在観測される ような HI ブリッジを作ることを示した。 |
モデル中で観測されるような HI ブリッジを作るのは 0.01 % であった。したがって、
観測されるブリッジの構造は M31 - M33 軌道にある程度の拘束を課する。M33 の
外側ウォープは過去の M31-M33 相互作用の遺跡かもしれない。また、最近 M31 で
見つかった高速雲は M33 起源の可能性がある。
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| SupCam を用い、M31 ハローの広視野撮像観測を行った。その結果、短軸沿いに 興味深い構造が発見された。（１）色等級図には幅広の 赤色巨星枝とレッドクランプ が見えており、高メタル種族が多数存在することを示す。 （２）短軸沿いの表面輝度プロファイルは、北西側は 30 kpc まで R1/4 則で記述できる。 |
が、その外側では指数関数型に強く低下する。低メタルハローは
短軸に沿い対称的な分布をするが、北西側の高メタル成分は短距離で減衰する。
これは内側ハローがまだ力学的によく混じり合っていないためである。
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| HST/ACS により南東短軸 35 kpc で古い種族のターンオフの下までの深い 可視光撮像を行った。このデータはアンドロメダハロー外辺部での星形成史 を探るものである。30 kpc より外側は化学組成からも形態からも高メタルで 乱れている内側ハローとははっきり異なる。今回のデータは、以前の 11, 21 kpc データと合わせると、遠ざかるに連れ低メタルで古い年齢へ移行すると いう単純な傾向は示していない。 |
具体的には平均年齢は 9.7 Gyr(11kpc), 11.0 Gyr(21kpc), 10.5 Gyr(21kpc),
であり、平均メタル量 [Fe/H] は [Fe/H] = -0.65(11kpc), -0.87(21kpc),
-0.98(21kpc) である。35 kpc でのベストフィットでは星の 1/3 が 10 Gyr より
若い。一方で本当に古くて低メタルなのは僅かに 10 % である。このように、広
がったハローははっきりとヒエラルキカルな集積の証拠を見せてくれる。
初期の全体収縮で形成された古典的ハローの寄与は小さい。
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| M31 のスケール高（Sancisi/Allen 1979,Braun 1991）と回転曲線からハローの密度 分布を導いた。銀河は重力的に結び付いた星とガスの系で、Hernquist バルジと ダークマターハローに応答していると考える。 |
ハローは４つのパラメターで特性付けた。
ハローのパラメター空間内で最適化を図り、HI 厚みと回転曲線を再現するセット
を探した。等温構造の扁平ハローがベストフィットを与えることが判った。
ダークマターは中心で 0.011 Mo pc-3, コア半径 21 kpc, 軸比 0.4
である。
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| M33, SMC, LMC は複数の MIPS スキャンが行われた。M31 は一回の通過スキャンしか 行われていない。しかも 70 μm で中心付近に欠けが生じている。 |
そこで、M31 1° × 5° を MIPS により完全かつ深く走査することを
提案する。
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惑星状星雲形成の伝統的なモデルは矛盾が高まっている。孤立星から惑星状星雲
が形成されることはまれで、連星の相互作用の結果であるらしい。証拠の一部は
銀河系球状星団内の 4 つの惑星状星雲である。単純な進化モデルだと期待値は 16
個である。 これら 4 つの惑星状星雲の中心星は球状星団白色矮星が持つべき質量より重い。 そして、4 つの内 3 つは連星の多い星団に属する。 |
銀河系の球状星団は 150 個で
統計が不確かになる。M31 球状星団を探査することで
サンプル数が３倍になる。 そこで、 WIYN 望遠鏡の Hydra 分光器をつかい、 [O III] 5007 A 輝線を 500 以上の球状星団で探る。１２国からの 24 名の天文学者がこの 問題に取り組んでおり、13 の様々な観測が行われているが、この提案はそのキー となる。 一覧へ |
| M31 で目立つ特徴の一つは中心から少しずれた、ガス、ダスト、 HIIR の半径 10 kpc のリングである。最近 Gemini North + NIRI + Altair でリング付近の フィールド星を H, K バンド撮像した。K-バンド光度関数をモデルとフィットして そのフィールドの星形成史を再構築した。驚いたことに、30 % の星は 1 - 3 億年 前の大規模星形成で作られていた。この時期は、Block et al が提案している M32 と M31 の正面衝突の時期と 一致する。 |
彼らはそれが スピツアー MIPS, IRAC により明らかにされた
目を見張るようなリングの形を説明すると主張している。 我々はリングの一箇所で発見したバーストがリング全体に存在するかどうかを 調べる。さらに、M32 との距離がバースト強度に影響するかを調べ、 リングの成因が M32 との作用に依るかどうかを決定する。 データを使い、古い円盤種族の広がりとメタル量勾配をマップにする。 一覧へ |
| つましいが情報に富んだ WFC3/IR F160W, F110W 観測で、最近マゼラン雲で 今までと全く異なる新しいタイプの変光星が見つかったような精密なデータを得る。 観測は ACS による同じ領域の広域マップで支援される。そして地上望遠鏡により 400,000 もの変光星の良く埋められた変光曲線を作る。 |
主な目的は NIR で十分なデータを得て、周期光度ダイアグラム上で長周期変光
星の解析と分類を行うことである。 この周期光度関係をバルジから始めて、円盤全域へと広げて行く。これらはマゼ ラン雲で得られたものと似ている。M31 はより典型的な円盤種族に対する ダイアグラムを提供する。云々カンヌン。 一覧へ |
| SupCam により M31 南西部の星団を探査した。アパーチャ測光による 285 天体の UBVRI 等級を与えた。 |
各天体には多色カラーマップを ApJS の電子版に付けた。77 の星団候補は HST
アーカイブ上で位置を指定した。
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M31 ハローは驚くべき不均一性を示している。中でもジャイアントサザンストリーム
は最も目立つ。我々の以前の解析からこのストリームは他の特徴と同様に一つの
衛星銀河(∼ 109 Mo)が 1 Gyr 以内の過去に潮汐破壊した産物で
あることが示唆されていた。 ここでは、観測されたストリームとデブリの特徴から冷たく、回転する円盤状 の母天体が推定されることを示す。 |
これらの特徴には、ストリームの断面に沿って、非対称な星の分布、高メタルな
コア、低メタルな外層が含まれる。円盤上母天体はまた、短軸上にアーク状の
特徴を産み出す事が判った。これは最近短軸で見つかったストリームに合致する。
これらは発見当初、GSS と独立と看做されていたが、我々の解析ではこれら短軸
ストリームは GSS と同時に形成された。 全体として、我々の研究は M31 ハローに現在見られる不均一性の主要な部分は 共通な起源を有しているということを指示している グラフへ 一覧へ |
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HST/ACS を M31 11.5 kpc ≤ Rproj ≤ 45 kpc 14 箇所で
サーベイした。点の多くは INT/WFC 画像サーベイで見つかった連なる副構造を
サンプルしている。他の点は円盤上より広がった箇所を撮像した。星種族を
比較した結果幾つかの明瞭な傾向が明らかになった。 色等級図はレッドクランプの3等下まで達しているが、それらは二つのグループ に分けられる。一つはジャイアントストリームに似ていて、レッドクランプが 青い側に slant していて、水平枝が発達している。若い種族の徴候はない。 このグループは「ストリーム的」フィールドと名付けられた。 もう一つはレッドクランプが真ん丸で光度巾も大きく、明瞭な水平枝を持たない。 最近 (∼ 0.25 - 2 Gyr) の星形成の証拠がある。このグループは「円盤的」領域と 名付けた。 |
「ストリーム的」フィールドの空間及び視線速度分布を最近のジャイアントストリーム
母天体軌道モデルと比較した。両者はきれいに一致した。「ストリーム的」フィールド
は内側ハローの色々な場所を横切っており、この事件が原因で高い汚染が起きている
ことを実証した。 円盤的物質は M31 の円盤状構造の中にあり、 Rproj ∼ 44 kpc まで確認された。それらのフィールド間で種族が一様であること、 そこに若い種族が含まれていること、別のところで報告されたように強い回転を 示す事などは、この構造が現在ある薄い円盤が加熱され、引きはがされたものである というシナリオに良く合う。この現象はおそらくジャイアントストリーム母天体の 衝撃によるものであろう。 グラフへ 一覧へ |
| M31, M81 の中心部には 1 kpc に及ぶ大きく明るい Hα 輝線スパイラル が存在する。その起源と励起は未だに謎である。普通に考えられる励起源、例えば 大質量星では観測される輝線強度を説明できない。明らかに通常と異なる電離源が 存在するに違いない。 |
我々は Spitzer 赤外分光器によるこのスパイラルの中間分光を提案する。
特に、[NeII] と [NeIII] の空間分布が興味深い。というのは、それらが
電離光の分布を表わすからである。この観測で、数十億年の post-AGB 星、
ショック面、高温 X 線ガスなどの加熱源候補を区別できる。
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M31 北東腕 2' フィールドの BIMA 観測を報告する。ここには 6 個の巨大
分子雲が存在する。その平均直径は 57&plumn;13 pc, 平均速度巾は 5.5&plumn;1.2
km/s, 平均質量 (3.0&plumn;1.6) × 105 Mo である。ピーク
輝度温度は 1.6 - 4.2 K である。これらの結果を Wilson/Scoville の M33 の結果、
Dame らによる天の川銀河の結果と比較した。 単一鏡と干渉計との結果の差を調べるため、銀河系の分子雲複合を M31, M33 の 距離に置いたと想定して模擬観測を行った。その結果を M31, M33 の場合と同じ 分子雲検出と解析のコードを通して比較を行った。 |
これらの銀河間で分子雲の性質に差は認められなかった。以前の研究で差が
あるとされていた原因は、分子雲検出方法に違いがあったためであろう。今後
の CARMA 望遠鏡では個々の分子雲を様々な銀河で解析できるようになるであろう。
様々な銀河円盤の分子雲の比較、一つの円盤内で場所による分子雲の違いが
研究される。我々の研究はそのような時に、適切な解析法が
Virgo 銀河団にまで至る銀河の分子雲を調べるのに重要であることを示す。
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| アンドロメダ銀河と降着衛星銀河との作用を解析的及び数値的(4×10 7 粒子）に調べた。円盤、バルジ、ハローと衛星銀河との自己重力を 含めた作用を初めて示す事が出来た。我々は M 31 のストリームとシェルを 再現し、短軸南側に最近見つかった薄いアークはストリーム事件より数十億年 以前の同様な痕跡であることを見出した。 |
M31 円盤の現在の状況と整合するには衛星の質量は M ≤ 5 × 10
9 である。衛星の中心部は現在では東側のシェルとなっている。
したがって、この領域の観測は衛星の性質を知る上で新たな情報を提供
する。
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最近の観測から、 M31 ハローには面輝度の高い、高メタルのデブリが広い
範囲に渡って存在することを示した。数値シミュレーションを使って、
ΛCDM モデルのヒエラルキカル宇宙で銀河ハローにそのような高メタル
デブリが予想されるのかどうかを調べた。 潮汐デブリがシミュレーションでは出現し、ハロー外周部の明るい特徴は 一つの衛星銀河に起因することを示した。というのは、二つ以上の降着事象が 同時に起こる確率は極めて低いからである。一方で、内側ハローの高輝度な特徴 はしばしば複数の母銀河から生じている。 |
デブリの年齢とメタル量分布をそれらが存在している滑らかで良く混じり
合ったハローと比較した。その結果、高輝度デブリはかなり大きい
(107 - 109 Mo) 衛星銀河から生まれたことが判った。
それが中間 - 高メタルになった原因であろう。同様に、我々のモデルでは
滑らかな内側ハローは大きな銀河の降着で生じたと考えられるのでやはり
高メタルであることが期待される。 この結果は、銀河周辺の副構造は古くて低メタルの矮小楕円銀河とは 似ていず、それが埋もれているハローとも違うことを意味する。 グラフへ 一覧へ |