Niederhofer15

No Evidence for Significant Age Spreads in Young Massive LMC Clusters

Niederhofer, Hilker, Bastian, Silva-Villa

2015 AA 575,

　アブストラクト　

　最近、星団が単純星種族かどうかに疑問が提示されている。特に、 LMC の中間年齢 1 - 2 Gyr の大きな星団では、 CMD から年齢幅が 100 - 500 Myr に及ぶ証拠が見つかっている。これらの星団で複数回の星形成が起きたなら、 t < 1 Gyr の若い星団でも同程度の年齢の広がりが見えるはずである。この仮説を調べるため、八つの若い LMC 星団 NGC 1831, NGC 1847, NGC 1850, NGC 2004, NGC 2100, NGC 2136, NGC 2157, NGC 2249 の HST データを調べた。

　これら星団の CMD を解析し、その星形成史をフィットして年齢幅の上限を導いた。これらの星団のどれにも、中間年齢星団で提案されているような広がった星形成史の証拠はなかった。人工星によるテストは最も若い星団での年齢広がりは測光エラーで説明可能な範囲である。副産物として NGC 1850 の年齢がこれまでの 30 Myr よりずっと古い 100 Myr であることが判った。

表１．LMC 星団のパラメタ―

　２．観測と解析　

図１．NGC 2136 のカラーエラー

　　

　

　　

　

　　

　

図２．NGC 1850 のカラーエラーモデル

図３．NGC 1847 星の WFPC2 チップ上の位置。赤丸＝コア半径の２倍。２重丸間の輪領域＝フィールド星。アステリスク＝星団中心。

　

図４．サンプル星団の CMD. 黒点＝解析に使用。シアン点＝フィールド星として除去。NGC 2175 は (V-I, I) 表示なことに注意。

図５．上：人工星星団 20, 100, 125Myr, 1.1 Gyr の CMD. 単純種族星団の測光エラーが星形成史フィットにどう反映するかを調べた。赤線＝理論等時線。下：上のモデル星団に星形成史フィットを行った結果。赤破線＝星形成史のガウシアン近似。 20 Myr 星団のフィットはピーク 20.1 Myr, 偏差 1.5 Myr を与えた。100 Myr モデルには 102 Myr と 8.4 Myr, 125 Myr モデルには 130 Myr と 9.6 Myr, 1.1 Gyr モデルには 1.2 Gyr と 111 Myr が与えられた。

　３．人工星テスト　

　４．結果　

図６．左：若い星団の質量対有効半径図。黒丸＝この研究。黒点＝ McLaughlin, vanderMarel 2005 からの類似星団。二重丸＝Bastia, Silva-Villa 2013 が解析した２星団。赤三角＝ Goudfrooij et al 2009, 2011 の中間年齢星団。NGC 1847 は半径が不確定なので省いた。NGC 1850 質量は我々が定めた年齢と合うように文献値の２倍とした。
右：左と同じだが、コア半径を使用。Keller et al 2011 が示したように、コア半径は年齢と共に散らばりが大きくなる。Goudfrooij et al 2009, 2011 の半径は我々が決めた値より大きめである。Goudfrooij et al 2009, 2011 は数密度から、McLaughlin, vanderMarel 2005 は輝度から半径を決めていることが原因であろう。

表２．星形成史をフィットした範囲。

　４．１．NGC 2249　

図８．NGC 2249 の星形成史。黒点＝年齢ごとの質量寄与分。実線＝ガウシャンフィット。ピーク＝ 1.11 Gyr, 標準偏差＝ 139 Myr. 　

図７．NGC 2249 の CMD. ３種類の年齢でモデルヘス図を重ねた。

　４．２．NGC 1831　

図１０．NGC 1831 の星形成史。黒点＝年齢ごとの質量寄与分。実線＝ガウシャンフィット。ピーク＝ 924 Myr, 標準偏差＝ 126 Myr. 　

図９．NGC 1831 の CMD. ３種類の年齢でモデルヘス図を重ねた。

　４．３．NGC 2136　

図１３．NGC 2136 のＣＭＤ。t ＝ 200 Myr ヘス図を重ねた. 　　　

　

　　

　

　　

　

図１２．NGC 2136 の星形成史。黒点＝年齢ごとの質量寄与分。実線＝ガウシャンフィット。ピーク＝ 123.3 Myr, 標準偏差＝ 22.6 Myr. 　

図１１．NGC 2136 の CMD. ３種類の年齢でモデルヘス図を重ねた。

　４．４．NGC 2157　

図１５．NGC 2157 の星形成史。黒点＝年齢ごとの質量寄与分。実線＝ガウシャンフィット。ピーク＝ 98.3 Myr, 標準偏差＝ 13.2 Myr. 　

図１４．NGC 2157 の CMD. ３種類の年齢でモデルヘス図を重ねた。

　４．５．NGC 1850　

図１７．NGC 1850 の星形成史。黒点＝年齢ごとの質量寄与分。実線＝ガウシャンフィット。ピーク＝ 93.4 Myr, 標準偏差＝ 18.3 Myr. 　

図１６．NGC 1850 の CMD. ３種類の年齢でモデルヘス図を重ねた。

　４．６．NGC 1847　

図２０．NGC 1847 の星形成史。黒点＝年齢ごとの質量寄与分。実線＝ガウシャンフィット。ピーク＝ 56.7 Myr, 標準偏差＝ 4.8 Myr. t = 14 - 30 Myr の不規則な星形成は 57 Myr 主系列より明るいところにある星を説明するためである。　　

図２１．NGC 1847 の星形成史を用いた人工 CMD。年齢ごとに色分けした。 　

図１９．NGC 1847 の CMD。20 - 60 Myr の６種類の年齢のヘス図を付けた。

　４．７．NGC 2004　

図２６．NGC 2004 の星形成史。黒点＝年齢ごとの質量寄与分。実線＝ガウシャンフィット。ピーク＝ 19.5 Myr, 標準偏差＝ 1.4 Myr. 　　

図２４．NGC 2004 のCMD. 年齢 18 - 28 Myr の三種類の等時線図を重ねた。

図２５．NGC 2004 のCMD. 年齢 18 - 28 Myr の三種類の Marigo et al 2008 等時線図を重ねた。

　４．８．NGC 2100　

図２７．NGC 2100 のCMD. 三種類の赤化、青、緑、赤を重ねた。

図２９．NGC 2100 のCMDを回転し、減光線が水平になるようにした。赤は中心、青は中心を除いた領域に分布。微分赤化を示唆する。

図３１．NGC 2100 の星形成史。黒点＝年齢ごとの質量寄与分。実線＝ガウシャンフィット。ピーク＝ 19.5 Myr, 標準偏差＝2.0 Myr.

図２８．NGC 2100 の三種類の赤化を受けた星の空間分布。赤は中心、青は中心を除いた領域に分布。微分赤化を示唆する。

図３０．NGC 2100 の　微分減光補正後のCMD。

図３３．t = 63 Myr での NGC 2100 の　post-AGB 星の出現率。星形成史に基づいた 1000 人工星団のモデルによる。

図３２．NGC 2100 の微分赤化補正後のCMD. 三種類の年齢 16 - 60 Myr, のヘス図を重ねた。

　５．議論と結論　

表３．星形成史フィットのまとめ