| Hodge 11 は LMC 内の高齢低メタル球状星団 Hodge 11 の赤色巨星枝星を調べ、 なるべく多くの元素組成を決めようとした。目的はそれを銀河系や矮小楕円銀河の 赤色巨星枝星と比較して、LMC や銀河系の形成史を理解することである。データ は VLT/FLAMES により Hodge 11 内の８個の赤色巨星枝星から取った。 調べた元素は Fe, Mg, Ca Ti, Si, Na, O, Ni, Cr, Sc, Mn, Co, Zn, Ba, La, Eu, Y である。 | 平均して [Fe/H] = -2.00±0.04 であった。[α/Fe] は低く、 銀河系ハローよりも矮小銀河に近い傾向を持つ。これは Hodge 11 が LMC の古い種族 を代表するとすると、 LMC は銀河系ハローを建設する部品ではなかったことを 意味する。我々の [Ca/Fe] 比は、Ca 三重線からメタル量を導く較正に使われる ハロー星での値より 0.3 dex 低い。Na 比の広がりが微かに見える。Hodge 11 星は 異常なまでに O が高く、Na が低い。これは 銀河系、ＬＭＣ の球状星団で見られる Na:O 逆相関の極端な例となっている。 |
 図１．UVES スペクトル例。TARG.6 の 6220 - 6270 A. ７本の吸収線が見える。 |
 図２．GIRAFFE と UVES の視線速度ダイアグラム。赤＝ Hodge 11 星。 RV では星団に近いが吸収線の数が多く、よりメタルリッチでフィールド星と 判断されたものが３つあった。 |
 図３．Hodge 11 のＣＭＤ．黒点＝ Grocholski et al 2006 FORS2/VLT 測光。 青三角＝ラスカンパナスの Swope Tel. による我々のデータ。赤三角＝分光 観測星（Swope データ）、赤点＝観測星（FORS2 データ）。 |
 図４．スペクトル合成法の例。Fe 量を 5.12 から 5.52 まで５通り変えた スペクトルを TARG6 の FeI 6335.3 A ラインにフィットした。 |
 図５．鉄ピーク元素の存在比。マゼンタ点＝我々の Hodge 11 データ。 赤色＝ＬＭＣデータ。黒＝銀河系。青＝矮小楕円銀河。 |
 図７．[α/Fe] と [Fe/H] の関係。シンボルは図６と同じ。追加は 白丸＝Nissen, Schuster 2010 |
 図９．マゼンタ＝Hodge 11 星の [Ba/Y] 対 [Fe/H]. 赤＝ LMC. 黒＝銀河系。青＝矮小楕円銀河。 |
 図１０．マゼンタ＝Hodge 11 星の [Ba/Eu] 対 [Fe/H]. 赤＝ LMC. 黒＝銀河系。青＝矮小楕円銀河。 |
