図１．灰色四角＝星団星、○＝フィールド星、の星団中心からの距離と 視線速度の関係。水平破線＝ ±3σ レベル。垂直線＝ 潮汐半径。
図２．HST による 内側 30" 内の (mF815W, mF336W - mF815W) ＣＭＤ。 灰色四角＝ HST 視野内に存在した分光観測星。内枠＝ RGB 尾根線との (mF336W - mF815W) カラー残差のヒストグラム。 測光エラー曲線も示した。
| ２重の主系列ターンオフを示す、中間年齢の大きな球状星団 NGC 1806 の 元素組成を調べた。VLT/FLAMES で８個の巨星スペクトルを取得した。それらは 平均 [Fe/H] = -0.60±0.01 で星同士に軽元素 Na, O, Mg, Al 組成の 変動は検出されなかった。また、HST による (mF815W, mF336W - mF815W) ＣＭＤ は一本の細い赤色巨星枝を示した。 | したがって、C, N 量の変動は考えられない。これらの結果、 NGC 1896 には 元素組成の異なる副種族が存在しないと考えられる。 従来高齢の球状星団で見られる組成異常を説明するために考えられた組成の 自己濃縮効果で二重主系列ターンオフを説明することはできない。他の解、 回転、星団のマージャー、分子雲との衝突を追究すべきである。 |
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図１．灰色四角＝星団星、○＝フィールド星、の星団中心からの距離と 視線速度の関係。水平破線＝ ±3σ レベル。垂直線＝ 潮汐半径。 |
図２．HST による 内側 30" 内の (mF815W, mF336W - mF815W) ＣＭＤ。 灰色四角＝ HST 視野内に存在した分光観測星。内枠＝ RGB 尾根線との (mF336W - mF815W) カラー残差のヒストグラム。 測光エラー曲線も示した。 |
 図３．[Na/Fe] 対 [O/Fe] プロット。濃い灰色四角＝ NGC 1808 の星。 薄い灰色点＝ 銀河系 の星。黒点＝LMC 球状星団星。 |
 図４．[O/Fe], [Na/Fe], [Mg/Fe], [(Si,Ca,Ti)/Fe] の比較。 灰色四角＝ NGC 1806 星の平均値。白丸＝周辺のフィールド星。 |
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