The Origin of the LMC Stellar Bar: Clues from the SFH of the Bar and Inner Disc

　アブストラクト　

　１．イントロダクション　

　２．観測とデータ整約　

図１．Gaia DR1　に基づく LMC 中心領域の恒星密度分布。今回の VIMOS 観測領域と HST の位置を重ねた。 　VLT 観測　 　シーイング 0.6" - 0.8" を必要とするためサービスモードで観測を行った。 図１には観測位置を示す。図２に　HST 隣接領域での VIMOS CMDs と HST CMDs の例を示す。

図２．左：HST 観測の近くに隣り合う VIMOS CMDs. 左上枠の青線＝ BaSTI Z = 0.001 t = 13 Gyr 等時線。この様な混んだ場所でも MSTO まで達していることが判る。 右：WFPC2?HST の CMDs. 赤枠＝SFH 計算に使用した星の区域。

　３．星形成史　

３．１．星形成史の導出　 　人工 CMD の計算に IAC-star コードを用いた。 t = 13.5 - 0.03 Gyr の間 一定の SFR(t) を仮定して、5 107 星が全時間帯に Z = 0.0001 - 0.02 ([Fe/H] = [-2.3, 0.04] Zo = 0.0198 仮定、でばら撒かれた。 (Z 分布は？ ) BaSTI 恒星進化ライブラリーを使った。Meschim et al 2004 にならい、 連星率 f = 0.4 を使用した。 IMF は Kroupa02 を採用した。SFH の導出には Bernard et al 2015 が PYTHON で開発したアルゴリズムを用いた。 　３．２．VIMOS と HST の星形成史の比較　 　図３に HST と VMOS からの SFHs を比較した。隣接する HST と VMOS の SFHs は誤差の範囲内で一致する。一方、領域間の差はそれより大きいことがわかる。

図３．VIMOS と WFPC2 の累積 SFHs. 横線＝50 % と 95 % を示す。 縦線＝本文に述べる大きな星形成期の区分線。

３．３．LMC バーと内側円盤の星形成史　 図４．上：バー領域 no.1 と no.2 の累積星形成史。横線＝ 95, 50 %. 中：類似領域を合体させて作った中＝累積、下＝微分星っ形成史。

表１．SFHs から導いた値。 　領域合体　 　円盤領域 nos. 3, 4, 5, 6, 7, 8, 10 領域の SFHs は互いによく似ており、 滑らかである。 バーの星種族は全体としては円盤より若い。 一方円盤 nos. 9, 11 は他の円盤とバーの中間型である。これら二つは円盤北側腕の 中に位置するので以後の解析からは外す。 　似た SFH を示す領域を以下の様にまとめた：E＝nos. 4 + & + 10. SSW = nos. 3 + 7. N = nos. 5 + 8. バーの２領域 SGH は別々に示すが、殆ど同じで、バー 全体が共通の SFH を持つ事を示唆する。 　全体的な特性　 　図４下枠を見ると、バーも円盤も共通の特徴を持つことが判る。全てに３つの 活発な星形成期がある。その間は短期間星形成が低下する。古期は 3.5 Gyr 続いた。中期は 4 - 10 Gyr 昔である。新期は 4 Gyr 昔に開始された。 　新期の同期活動　 　興味深いのは、新期の活動が全領域で足並みを揃えていることである。ピークが t = 2.5, 1.0, 0.5 Gyr にある。現在 t = 0 の星形成は非常に落ちている。 (現在最高という論文もある！ ) 　バーと円盤の違い　 　バーと円盤の違いは活動期に作られる星数の割合である。表１に各活動期に 形成された星の数の比率を示す。古期には円盤で作られる星の比率がバーよりも高い。 中期には同じくらい。新規になるとバーで作られる星の割合が高くなる。