| ハッブルが初めて見つけた M31 セファイドの現代の観測 | Templeton,Henden, Goff, Smith, Sabo +7 2011 PASP 123, 1374 - 1382 |
アブス | グラフ | |
| 大きなマージャーが M31 を産み出し、LMC を放り出したのか？ | Fouquest, Hammer, Yang, Wang, Puech, Flores 2100 IAUS 277, p255 - 258 |
アブス | ||
| 広帯域測光による M31 の星種族 | Tamm, Tempel, Tenjes, Tuvikene 2011 IAUS 277, 199 - 202 |
アブス | ||
| HI と Hα による M31 と M33 のマッピング。 | Kam, Carignan, Chemin, Hernandez, de Denus,
Djabo 2011 IAUS 277, 116 - 120 |
アブス | ||
| アンドロメダハロー、円盤、ジャイアントストリームのかくれんぼ | Clementini, Contreras Ramos, Federici, Macario, Baccari, +16 ApJ 743, 19 - | アブス | グラフ | |
| M31 0.7 kpc 半径リングの分子ガス | Melchior, Combes 2011 AA 536, 52 - |
アブス | グラフ | |
| M31 電離領域の新しいカタログ | Azimlu, Marciniak, Barmby 2011 AJ 142, 139 - |
アブス | グラフ | |
| M31 円盤最外辺部におけるダスト量と星形成史 | Bernard, Ferguson, Barker, Hidalgo,
Ibata, Irwin, Lewis, McConnachie, Monelli, Chapman 2011 arXiv 1111.5234 |
アブス | グラフ | |
| HST/WFC3 による M31 セファイドの近赤外周期光度関係と M31 への距離 | Riess, Fliri, Valls-Gabaud 2011 arViv 1110.3769v1 |
アブス | グラフ | |
| Guoshoujing Telescope 分光観測による M31 の星の性質と運動 | Zou, Yang, Zhang, Ma, Zhou, Luo, Zhang, Bai, Zhao 2011 RAA 9, | アブス | グラフ | |
| PANDROMEDA - パンスター１による M31 高密度モニタリングの第１結果 | Lee, Riffeser, Koppenhoefer, Seitz, Bender, Hopp, Saglia, + 20 2011 arXiv 1109.6320 (submitted to AJ) | アブス | グラフ | |
| M31 円盤の惑星状星雲の化学組成と酸素組成の銀河中心距離による勾配 | Kwitter, Lehman, Balick, Henry 2011 arXiv 1109.2943 | アブス | グラフ | |
| M31 の光度プロファイルと構造パラメター | Courteau, Widrow, McDonald,
Guhathakurta, Gilbert, Zhu, Beaton, Majewski 2011 ApJ 739, 20 - |
アブス | グラフ | |
| M33 円盤の恒星考古学：最近の星形成史と M31 との相互作用への制約。 | Davidge, Puzia 2011 ApJ 738, 144 - |
アブス | グラフ | |
| XMM-Newton による M31 の深いサーベイ | Stiele, Pietsch, Habert, Hatzidimitrious,
Barnard, Williams, Kong, Kolb 2011 AA 534, 55 - |
アブス | グラフ | |
| M31 と M33 内の RR Lyr 変光星 |
Sarajedini 2011 Carnegie Ap Ser. 5 |
アブス | グラフ | |
| M31 RV における爆発箇所の HST 撮像 II. 青い残骸は見つからなかった。 | Bond, E.B. 2011 ApJ 737, 17 - |
アブス | グラフ | |
| 銀河系と M31 における中年の危機 | Mutch, Croton, Poole 2011 ApJ 736, 84 - |
アブス | グラフ | |
| PHAT による M31 星団の観測：概要と第１結果 | Johnson, Clifton, Anil, Dalcanton,
Caldwell, Gouliermis, Hodge, Larsem,
Sorren, Olsen +4 2011 arXiv 1107.2668 |
アブス | グラフ | |
| もっと遠くまで：M31 の広がりを追って(スピッツアープロポーザル) | Barmby, Ashby, Azimlu, Babul, Bianchi, Chapman,
Collins, Davidge, Gordon, Laine, McConnachie, Rich, Richer, Widrow, Willner, Woodley
2011 Spitzer Proposal #80032 |
アブス | ||
| M31 厚い円盤の運動学的な同定 | Collins, Chapman, Ibata, Irwin, Rich, Ferguson, Lewis, Tanvir 2011 MN 413, 1548 - | アブス | グラフ | |
| M31 6 領域の HST/ACS による RR Lyr の深い観測 | Jeffery, Smith, Brown, Sweigart,
Kalirai, Ferguson, Guhathakurta, Renzini, Rich 2011 AJ 141, 171 - |
アブス | グラフ | |
| PAndromeda - Pan-STARRS 1 による M31 の深いサーベイ |
Riffeser, Seitz, Bender 2011 AAS 218, 113.15 |
アブス | ||
| M31 北西部星流の密度変化 | Carlberg, Richer, Harvey, McConnachie,
Alan, Irwin, Ibata, Dotter,
Chapman + 6 2011 ApJ 731, 124 - |
アブス | グラフ | |
| 銀河系と M31 ハロー種族の回転 | Deason, Belokurov, Evans 2011 MN 411, 1480. |
アブス | グラフ | |
| M31 の若い大質量星団に対する年齢と質量の制約 | Ma, Wang, Wu, Fan, Yang, Zhang, Wu, Zhou, Jiang, Chen 2011 AJ 141, 86 - | アブス | グラフ | |
| 潜む怪物の低いうなり声：M31 超質量ブラックホールのチャンドラ１０年間の観測 | Li, Garcia, Forman, Jones, Kraft, Lal, Murray, Wang 2011 ApJ 728, 10 - | アブス | グラフ | |
| 減光補正した SDSS M31 表面測光 | Tempel, Tuvikene, Tamm, Tenjes 2011 AA 526, 155 - |
アブス | グラフ | |
| スピツアーによる M31 新星のサーベイ | Shafter,Bode,Darnley,Misselt,Rubin,Hornoch 2011 ApJ 727, 50 - |
アブス | グラフ | |
| M31 の星団：バー運動を示す古い星団 | Morrison, Caldwell, Schiavon, Athanassoula, Romanowsky, Harding 2011 ApJ 726, 9 - | アブス | グラフ | |
| PHAT = Panchromatic Hubble Andromeda Treasury : HST による M31 の繰り返し観測 |
Dalcanton + PHAT Collaboration 2011 AAS 217, 2220 |
アブス | ||
| M31 HST/MCT 領域の Keck 分光観測 I: 円盤とバルジの恒星運動学 | Dorman, Howley, Guhathakurta, Bullock, Consiglio, Cuillandre, Dalcanton, Gilbert, +6 AAS 217, 2220 | アブス |
| 大きなマージャーの結果が M31 でそこから LMC が放り出されたというシナリオを 研究した。M31 の主要な性質、厚い円盤やポーラーリング、を再現することに成功した。 |
ジャイアントストリームの可能な説明も与えられた。また、LMC がこの高エネルギー
現象により放り出された可能性があることを見出した。
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| SDSS 及び Spitzer FIR マッピング（ダスト分布）を用いて、M31 の星種族の 研究を行った。両者を合わせて、銀河の3次元モデルを構築した。銀河のダストフリー な性質と星種族に制限を加えた。 |
それらの見かけの及び固有の光度、光度関数、カラー、形、サイズなどの制限を
与えた。導いたエネルギースペクトルを星種族合成の Starburst99 モデルで解釈し、
年齢と質量に制限を与えた。
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| HI と Hα による M31 と M33 のマッピングを実施した。目的は、二つの 銀河の運動データを取ると共に、 HI と Hα の運動を比較することである。 HI データは DRAO 干渉計で、 Hα は du mont Megantic 観測所のファブリー ペロー干渉計で観測した。これらから正確な回転曲線とマスモデルを得た。 |
HI 観測は 1 分角分解能で粗いが Hα は 1 秒角で高分解能である。その結果
内側の運動、回転曲線の中心近くが細かく判った。これはマスモデルを考える上で
重要である。
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| Large Binocular Telescope のサイエンスデモンストレーションタイムに V = 26 までの B, V 撮像を 23' × 23' ２領域で行った。各フィールドは 5.1 kpc × 5.1 kpc に対応する。一つはジャイアントストリーム近くの M31 北東領域、 もう一つは円盤短軸方向東側ハローである。ストリーム領域は円盤とストリームの 両方を含むので、色等級図は複雑である。ハロー領域の端もストリームにかかる。 |
タイムシリーズモードのＢバンド観測からは画像差し引き法で 274 変光星が見出さ
れた。内、96 はbona fide (?), 31 は RR Lyr 候補、71 はセファイド、16 は連星
であった。差分フラックス光度曲線がその大部分で得られた。サンプルは主に
不安定帯にある脈動変光星で古典セファイドから RR Lyr まで及び、 t = 10 Gyr
の種族までトレースしている。 グラフへ 一覧へ |
|
M31 の中心 1.5 kpc × 1.5 kpc 領域のガス運動は幾つかの点で驚くべき
物がある。初めは IRAM 30m 望遠鏡で分子ガスが検出され、そのビーム ∼ 40 pc
内でラインが 260 km/s の分裂を示したことであった。この領域はガス密度が低く、
中心 75 pc 中心核領域からは電離ガスの流出が X 線で観測されている。 これらの観測に基づき、我々は数億年前に M31 が M32 と正面衝突し、その結果 中心で星形成活動が活発化したというシナリオを描いた。この衝突は半径 0.7 kpc と 10 kpc のリングをも説明する。 |
HI と [NII] で回転が検出されている内側円盤、傾斜角 43°, 方位角
70°、は主円盤、傾斜角 77°, 方位角 35°、に対して傾いている。
CO 速度成分の一つはこの内側円盤とよく合う。一方、もう一つの成分は
傾斜角 40°, 方位角 -35° のリング的な物質から来る。 残存の星形成は以前の研究で 1 億年以上昔に起きたとされているが、これは 電離ガスで検出された放出現象と関連するかもしれない。最後に、我々は CO で見つかった、系統運動の両側へのラインの分裂、は短軸方向に向いた 弱いバーでは説明できないことを示す。M31 のバルジは 3 軸不等であるが、 ガスにはバー成分の証拠はない。 グラフへ 一覧へ |
|
M31 電離領域の新しいカタログを報告する。中心から 24 kpc までの円盤面を
Mayal 4 m 望遠鏡搭載のモザイクカメラで撮影した。これは Local Galaxy Survey
プロジェクトの一部である。HII 領域フラックスを自動的に測る HIIphot を
用いた。広がったガスの揺らぎを撥ねるために 10σ 検出レベルを採用した。
こうして 3691 HII 領域がカタログに掲載された。このカタログは LHα
=1034 erg s-1 まで完全である。この限界は以前 NE 半面で
行われた以前の 967 個カタログより 5 倍も暗い天体まで下がっている。 Hα < 1036.7 の光度関数を n = 2.52 のべき乗でフィットした。 腕の上と間ではピーク位置が異なるが、明るい端での傾きは似ている。腕間では やや密度が低い。 |
総Hα 光度から、星形成率 0.44 Mo yr-1 が見積もられた。この
値は Spitzer 8 μm 画像からの推定値と合っている。 惑星状星雲は可能な限り除いたが、光度関数には二つのピークが現れた。 腕間の古い種族は爆発的星形成が 10 - 20 Myr 昔にあったことを示唆する。 これは UV 観測から決めた星形成史が最近低下しているという結論と合う。 HII 領域と星団の相関が幾つかの星形成領域で確認された。それらの大部分は 腕の中にあった。 グラフへ 一覧へ |
|
M31 南西軸上中心から 26 kpc (5 スケール長)の２領域の解析。一つは
主軸上、もう一つは 18' 離れたワープ領域にある。 HST Advanced Camera
for Surveys は主系列ターンオフ(12.5 Gyr) にまで届いた。ワープでの
色等級図フィットから星形成史を構成した。4.5 Gyr 昔まではほぼ一定の
星形成率できたが、そこで急激に落下し、約 1.5 Gyr そのままで、その後
1.5 Gyr の間強い星形成活動（バースト）が続いた。この時期にワープの星
の 25% が形成された。このバーストにはメタル量の低下が伴っていて、これは
外部からの低メタルガスが流入した証しと看做される。3 Gyr 前のバーストの開
始は M31 と M33 が最後に遭遇した時期に当たる。 |
Baker et al 2011 の円盤外縁部データを再解析して同様のＣＭＤフィットを
行った結果、ワープと同じ時期のバーストを検出した。M 31円盤外縁部での
星形成史は 12 - 13 Gyr 昔まで遡れる。いっぽう、 M 33 では星形成の開始
は M 33 より 2 Gyr 遅れて始まり、恒星年齢中間値も M 31 で 7.5 Gyr,
M 33 で 4.5 Gyr と異なる。星形成史はこのように複雑であるが年齢・メタル量
関係は滑らかである。これはどちらの銀河でも星形成がその場所で行われ、
他所で生まれた星の移入は少ないことを示す。外縁部では赤化が強いため、
星形成史の構築は出来なかった。その代わり、赤化量の解析からダストの分布
が小さなスケールで HI ガスに追随していることが判った。M 31 外辺部の
大量の HI ガスにはそれに伴ったダストが存在するから、この部分のメタル量
はかなりのものとなる。これはわれわれの CMD 解析の結果とも一致する。 グラフへ 一覧へ |
| P = 10 - 78 d 古典セファイドを WFC3 近赤外観測で行い、ＰＬＲの分散が驚異的に 小さくなった。ランダムフェイズ等級を使ってさえ、分散は 0.17 等で、平均等級を 使用すれば 0.12 等が期待できる。 |
他の観測と合わせ、 M31 距離を μ0
= 24.42±0.05(statistical)±0.03(systimatic), 765 kpc ±
28 kpc と定めた。この結果はこの結果は連星からの結果とも合致する。 グラフへ 一覧へ |
| Guoshoujing Tel. = LAMOST で 2009 M31 観測。スペクトルフラックスの較正は Beijin-Arizona-Taipei-Connecticut (BATC) 中間帯域測光サーベイで行った。 バルジと円盤で 59 星のスペクトルを得た。全体の速度場を得て、主軸に沿って 7 kpc までの回転速度を計算した。 |
これらは HI, CO の速度観測を補うものである。視線速度分散から
バルジはより熱的に、円盤は回転で支えられていることが判った。
年齢分布からバルジ形成は 12 Gyr 昔である。円盤はやや若い。腕に
沿ってのある領域の年齢は 1 Gyr であった。全体の平均メタル量は
太陽に近い。非常に弱いメタル勾配がある。赤化マップからバルジに
ダストが存在せず、円盤にはっきりしたダストリングがある。 グラフへ 一覧へ |
| Pan-STARS 1 (PS1) による M31 探査 (PAndromeda) は重力レンズを探す事を目的と している。PS1 の 7 平方度の視野は M31 全体を一度に撮れるので、20 分露出観測を 毎日行った。2010 年に 91 晩の観測を行った。 rP1 で 90 晩、 iP1 で 66 晩である。 |
予備的な研究として、M31 中央 40' &timmes; 40'、円盤部 20' &timmes; 20'、
位置観測用 20' &timmes; 20' を研究した。 PSF は重力効果検出には十分適して
いることを確認した。ここでは６件の重力レンズ候補の例を示す。セファイド、
新星、食連星の例も一つづつ示す。 グラフへ 一覧へ |
| M31 円盤の 16 PNe スペクトルから He, N, O, Ne, S, Ar 量を導いた。以前の 結果と比較し、 酸素量勾配を導いた。 |
勾配は銀河系より緩やかである。これは M31 のスケール長が銀河系より長いこと
と対応する。 グラフへ 一覧へ |
| M31 の輝度プロファイルをバルジ、円盤、ハローの３成分に分けた。Spitzer/IRA の減光なし画像と地上光学画像及び深いスターカウントから M31 の構造を主軸に 沿って R = 22 kpc まで求めた。基本モデルは、形状指数(shape index) n = 2.2, 有効半径 Re = 1.0 kpc の Sersic bulge、 スケール長 Rd = 5.3 kpc の円盤である。 IRAC から求めた楕円率 ε = 1 - a/b はバルジで 0.37, 円盤で 0.73 である。 バルジ形状指数 n = 2.2 はバルジ形成がマージャーによる初期急速成長の後の 円盤からの落ち込みによる永年成長を示唆する。 |
ハローは 2D(投影の意味か？)
べき指数 -2.5, (3D では -3.5)で銀河系のハローと似ている。 R ≤ 1.2 kpc
ではバルジ光が圧倒的である。1.2 kpc ≤ R ≤ 9 kpc では円盤が支配的と
なる。R ≤ 9 kpc ではハローが支配的となる。短軸沿い R = 200 kpc までの
光量は 中心核 0.05 %, バルジ 23 %, 円盤 73 %, ハロー 4 % である。M 31 が
典型的とすると銀河サーベイで μi = 27 mag arcsec-2
の観測で銀河ハローが検出できるであろう。 グラフへ 一覧へ |
|
MegaCam 画像を用いて、M33 の最近の、 t ≤ 0.25 Gyr、星形成史を調べた。
データは星形成円盤の前面に渡り、さらに円盤の北端と北端に接する領域も含む。
星円盤の性質は RGC = 8 kpc を境に変わる。その内側では主系列星の
光度関数は過去 0.25 Gyr の間、星形成率がほぼ定常であった。しかし、外側では
その間星形成が低下していった。 内側円盤で星形成率が一定であったことは、過去 0.5 Gyr の間 M33 が孤立して いたことを示唆する。これは M33 との作用の時期に拘束をかけるものである。 |
主系列軸線のカラーは距離によって変化する。これから減光の変化を
ΔAv/ΔRGC = -0.05 mag/kpc と見積もった。若い星が
恒星円盤のコラム質量密度に寄与する割合は RGC によって変化し、
8 kpc で最大となる。
円盤上の星形成率は場所によって系統的に変化する。例えば、過去 0.1 Gyr の間、
銀河の南半分では星形成率が北側より 0.4 dex 高かった。 円盤の縁近く数 kpc に渡り青い星を含む構造が見える。これらは中間年齢の 主系列星と考えられ、 M33 主要部から潮汐作用で押し出されてきたという議論がある。 その頃の星形成の化石かもしれない。 グラフへ 一覧へ |
| M 31 の 0.2 - 4.5 keV バンドで光度下限 1035 erg s-1 での完全画像を得た。X 線源 1897 天体のカタログが作られた。うち 914 個は最初 である。X 線の硬さ、広がり、他波長とのクロス相関から天体を分類した。長期変動 も観測し、変動性が X 線連星と AGN を分けた。さらに以前の研究で変動を使わずに 行った分類の確認も行った。 |
30 supersoft 源候補中 14 個は supersoft emission を出し新星とされた。
25 SNR, 31 SNR候補の多くは 10 kpc ダストリングと星形成域の内側にある。
SNR と星形成域との相関は SNR の多くがタイプ II 型超新星であることを意味する。
M31 で最も明るい X 源は X 線連星のクラス XRBs に属する。10 個の低質量 XRBs
(LMXBs) と 26 LMXB 候補が時間変化から同定された。その他に 36 LMXBs と 17
LMXB 候補が球状星団との相関から同定された。可視 - X カラー・カラー図から
大質量 XRB (HMXB)候補が選ばれた。サーベイの結果 65 % は hard source で
あった。これらが、 X 線連星か、かに星雲的な SNR なのか、背景の X 源か不明。 グラフへ 一覧へ |
| RR Lyr の性質は星種族の形成と進化の研究に極めて有用である。この星が存在 するだけで、 10 Gyr 以上の年齢を必要とする。その年齢と振幅はメタル量の 指標となる。RR Lyr の最近の研究から M31 と M33 のハローが RR Lyr を含む ことは確かで、円盤にもほぼ確実に含まれることが判った。 |
その結果、ハローと円盤が銀河の初期に形成されたことが判る。両銀河の
ハロー RR Lyr 平均メタル量は、随伴矮小楕円銀河のような、他のハロー
種族のそれと一致する。特に M33 では RR Lyr の空間分布は良く知られていない。
それには広視野で深い観測を繰り返す必要がある。 グラフへ 一覧へ |
|
M31 RV はアンドロメダバルジで 1988 年に起きた赤いトランジエントで、
極大光度は新星と超新星の中間に達した。爆発の期間を通じてその温度は
低く、その点で正常な古典的新星とは異なる。 2006 に Bond, Siegel は HST が 1999 に撮った M31 RV 箇所を調べた。 そこには幾つかの古い赤色巨星があるだけで、異常なカラーを 示す天体はなかった。しかし、最近 Shara et al. は (a) 1995 の HST UV 画像のエラーボックス内に明るい UV 源 (b) 1999 の同じ画像内に高温 Teff &kt; 40,000 K の可視星 (c) この星の温度が 2008 年には 下がっている、ことを発見した。彼らはこの天体の振る舞いが低質量 白色矮星でおこる古典新星と同じであると述べた。 |
我々は 2009 - 2010 の新しい画像を含め、 HST の前画像を調べた。
その結果、(a) Shara et al が 1995 UV 像に見出した明るい天体は
２回の露出の際に宇宙線が同一のピクセルを通過したためである。(b)
エラーボックス内の明るい星の温度が高いという主張は ST 等級の
解釈を誤って赤色巨星に適用したためである。(c) 1999 - 2010 の間に
エラーボックス内では変光天体はない。(d) 異常に青かったり赤い星
はない。我々の 2006 年の結論は依然として正しい。 グラフへ 一覧へ |
| SDSS と Galaxy Zoo からの銀河サンプルをモデルと比較し、銀河系と M31 はどちらも銀河全体の性質が大きく変化する時期にある証拠を 見出した。 |
どちらも明らかな青種族と赤種族との中間にいる。銀河サーベイでは
そのような「緑の谷」にいる銀河は 5 Gyr 以内に星形成を停止する。この
発見は我々自身の銀河の将来を規定すると共に、このような銀河変換を
間近に研究するチャンスを与える。 グラフへ 一覧へ |
| Panchromatic Hubble Andromeda Treasury (PHAT) は現在進行中の HST プロジェクトで M31 の 1/3 を高分解能で撮像する。波長は UV から NIR に及ぶ。その結果、星団のカタログを作る。 |
まだ計画の 20 % しか完了していないが、HST の解像力により
数百の中小星団を同定できた。その結果、観測領域での登録星団の
数は以前の３倍に増えた。 グラフへ 一覧へ |
| M31 の外側円盤とハローを赤外線で調べる。現在の IRAC マップを拡大し、 恒星質量の広がりをさらに遠くまで追跡する。 |
マスモデルにさらに良い制約を付ける。離れた箇所での星種族を良く調べ、銀河の
相互作用の歴史を良く理解できるようになる。 一覧へ |
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Keck II 搭載の DEIMOS 多天体ファイバー分光器による速度データ(CaT使用）
を用いて、M 31 厚い円盤の特性を初めて示す。M31 南西部 21 領域で
薄い円盤に対して厚い円盤成分が遅れていることを見出した。また、速度
分散、メタル量、スケール長にも差があった。速度差 ⟨ Δv
⟩ = 46.0 ±3.9 km s-1 であった。
メタルは、[Fe/H]=-2.66+0.42[∑Ca+0.64(VRGB-VHB)] 厚い円盤の速度 分散は σthick = 50.8±1.9 km s-1 で、薄い円盤の σthin = 35.7 ±1.0 km s-1 より大きい。 |
メタル量は
[Fe/H]thick = -1.0±0.1 で
[Fe/H]thin = -0.7±0.05 より低い。スケール長は
Lthick = 8.0±1.2 kpc,
Lthin = 7.3±1.0 kpc であった。ここから、スケール高
Hthick = 2.8±0.6 kpc,
Hthin = 1.1±0.2 kpc を導いた。どちらも銀河系の
2 - 3 倍厚い。厚い円盤の総質量は 2.4 × 1010 Mo
< Mthick < 4.1 × 1010 Mo で、
厚い円盤の形成メカニズムはこれだけの質量を「加熱」する必要がある。 グラフへ 一覧へ |
| 以前より広い範囲での RR Lyr の変光を調べた。初めの銀河中心から 11 kpc 領域で 55 RR Lyr を発見したのに加え、残り 5 箇所の内 4 箇所で RR Lyr を 発見した。 |
それらは、円盤で 21 個、ジャイアントストリームで 24 個、
21 kpc 地点で 3 個、35 kpc のハローで 5 個 である。35 kpc ハローの
もう一箇所では一つも見つからなかった。大部分は Oosterhoff I 型のようで
あるが、11 kpc 領域は中間型か混合型のようである。
幾つかの方法で、距離やメタル量を求め、比較した。 グラフへ 一覧へ |
|
PAndromeda は PanSTARR1 の 2% の時間を使って M31 のモニターを行う。これは
１年に５カ月の間毎晩 30 分を観測に当てることになる。PAndromeda は重力マイクロ
レンズ事象の検出が目指している。そうして、M31 内のコンパクト天体の質量と
全体に対する割合を決めることが最終目標である。 PAndromeda の副産物として、バルジ、円盤、ハローを構成する星種族の年齢、 メタル量が判る。さらに、変光星の研究、半径によるカラー変化などがデータベース から抜き出せる。 |
最初の 2010 期観測、2010 年 7 - 12 月の間、91 晩の観測(58 %) から、
1782 画像が得られた。M31 の中心フィールド 21' × 21' を解析した。
これは検出過程のテストである。これまでに、３つの高精度マイクロレンズ
を見出した。
一覧へ |
| Pan Andromeda Archeological Survey (PAndAS) CFHT メガ主焦点サーベイ は M31 中心から NW へ 120 kpc 伸びる星流を発見した。この星流の長さと 恐らく M31 円盤とあまり交差しないという推測から、予想される数千の ダークマターサブハローを星流のギャップと塊りを用いて測るこを 可能にする。星流に沿って 2 - 20 kpc のスケールで 密度は ゼロから 平均の３倍まで変化した。変動が出鱈目に起きているという確率は 10-5 である。 |
比較用に同じ場所でストリームより高メタル [Fe/H] = [0, -0.5] の星の
密度変化を測った。この場合ノイズ以上の変動は現れなかった。観測された
ムラムラは滑らかな銀河ポテンシャルや随伴銀河の影響では説明できない。
これは、ダークマターサブハローが 10 Gyr の年齢のストリームに
及ぼす効果であろう。 グラフへ 一覧へ |
| Navarro-Frenk-White 型ダークハローの場の中を非等方で回転する星系 の簡単な分布関数を導入した。銀河系ハローの BHB 星は回転向きに 運動する高メタル ([Fe/H] > -2) 星と反回転向きの低メタル ([Fe/H] < -2) 星の二つに二分される。回転向きの高メタル星は 大きな(M > 109 Mo) 衛星銀河の降着に伴っている 可能性がある。 |
低メタル星は原始ハローを表わし、反回転運動は局所慣性系の
見積もりが小さすぎるためではないか。Θo = 240 km/s だと、
低メタル星の
回転は停止し、高メタル成分の回転速度は 45 km/s となる。
M31 の衛星銀河は銀河と同じ向きに回転している。その
速度は ⟨vφ⟩= 40 km/s である。 グラフへ 一覧へ |
| Baijin-Arizona-Taiwan-Connecticut (BATC) Multicolor Sky Survey の 一環として 3000 - 10,000 A で 15 の中間帯域フィルターで M31 の 大質量の若い星団 VDB0-B195D の画像を撮った。 |
測定値は標準システムに
変換された。アパーチャ測光からSED を求めた。種族合成モデルとの
比較から 60 Myr, 1.1-1.6 × 105 Mo である。 グラフへ 一覧へ |
| M31∗ は M31 中心の超大質量(∼108 Mo) ブラックホールで異常に暗い。Chandra 衛星は過去 10 年間 100 回の観測 を繰り返した。Ｘ線で大きな変動が観測された。M31∗ は 1999 - 2005 まで静かな時期で、0.5 - 8 keV で ≤ 1036 erg s-1 つまりエディントン光度の 10-10しか エネルギーを放出していなかった。 |
2006年1月6日にバーストが起き、 4.3 × 1037
erg s-1 に達した。その後は活動期に入り、平均して
4.8 × 1036 erg s-1 の周りを変動して
いる。この変動は銀河系 SMBH Sgr A∗ でのフレアと
類似している。繰り返しフレア SMBH を持つ第２の例である。 グラフへ 一覧へ |
| SDSS の ugriz 画像から M31 の減光補正した表面輝度と色指数の分布を得た。 減光の評価には Temple et al 2010 の銀河モデルと遠赤外観測結果を援用した。 その結果、M31 は短軸に沿って対称でないか、ダストの性質が銀河系と |
異なることが判った。もし、銀河系と異なるダストモデルを仮定して、
表面輝度分布とカラー分布を提示した。 M31 全体では、(U-B)o=0.35, (B-V)o=0.86,
(V-R)o=0.63, (R-I)o=0.53, である。減光補正した M31 全体の等級は Bo=4.10,
Vo=3.24 である。 グラフへ 一覧へ |
| M 31 で初めての赤外新星探査を報告する。10 個の新星の Spitzer 観測を行った。 IRS 観測８個、IRAC 八個の観測の内６個は共通していた。観測は爆発後 3 - 7 か月 後に行われた。二つの新星でダスト形成の証拠が見つかった。もう一つで[NeII] 12.8 μm 輝線が検出された。 |
地上観測と合わせ、新星のスピードクラスと分光タイプを決めた。
ダスト形成タイムスケールは新星のスピードクラスと相関していることが判った。
速い新星ほどダスト形成が早期に起こる。今回の観測で多くの新星にダストの証拠が
見出せなかった原因は爆発から Spitzer 観測までの時間が長過ぎたためである。
実際、ダスト形成が見つかった新星は slowest の新星であった。 グラフへ 一覧へ |
| M31 内側の古い星団の運動データを解析した。高 S/N の Hectoscope データから 視線速度を求めた。周囲の円盤、バルジフィールド星からファイバーへの混入の補正 に注意して解析を行った。 |
低メタル星団の運動は圧力支持の楕円体の運動と矛盾しない。しかし、高メタル
の星団の運動は円盤種族を支持する。特に、最内側（2 kpc 以内）では運動が
x2 族の特徴を示している。これは内側リンドブラッドレゾナンスの
存在を示唆する。 グラフへ 一覧へ |
| PHAT は M31 北東四半部を HST の UV、可視、近赤外でmulticycle観測する計画 である。その結果、銀河の 一億個の星が分解される。F275W, F336W, F475W, F814W, F110W, F160W から、広いスペクトル型に対して有効温度を決めることができる。それと 同時に M31 の減光マップが得られる。 |
研究の中心課題は、（１）IMF の高質量側が、星形成率とメタル量の関数として
どう変化するか、（２）M31 星形成史を空間的に分解して構成する、（３）広い範囲の
年齢とメタル量を持つ星団を調べる、ことである。 一覧へ |
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SPLASH=Spectroscopic and Photometric Landscape of Andromeda Stellar Halo と
PHAT=Panchromatic Hubble Andromeda Treasury を合体して大きな渦状銀河において
星集合、星形成、化学組成変化の相互作用を理解する。 Keck DEIMOS により、M31 南と東の部分の赤色巨星スペクトルをとる。対象天体は CFHT/MegaCam 2° × 2° モザイク画像と、PHAT 第１年サーベイデータ から選ぶ。 |
約 5000 個の赤色巨星と周囲の電離ガスの視線速度が測られる。後者は予想外の
副産物であった。視線速度の２次元パターンは簡単なモデルと比較された。モデル
の成分１は指数型円盤に伴う大きな Vrot 、もう一つはSersic バルジに伴う
低い Vrot である。詳細な解析は現在進行中である。 研究の最終目標は、（１）円盤は力学的にどのくらい熱いのか、（２）厚い円盤の 明確な証拠があるか、（３）恒星円盤の形成に加熱と降着はどんな役割を持つか。 一覧へ |