A Population of Accreted SMC Stars in the LMC

　アブストラクト　

　１．イントロダクション　

　２．観測　

観測装置　 　観測主要部は 2007 年 11 月 20 - 26 日に CTIO 4m ブランコ望遠鏡 HIDRA -CTIO マルチファイバー分光器で行われた。HIDRA は 400 mm シュミットカメラ と SITe 2Kx4K CCD を装着し、 KPGLF 回折格子　と OG515 オーダーブロック フィルターで R = 7000, λ 6850 -9140 A, Δv = 2 - 3 km/s 分解能のスペクトルを得た。 　観測星の選択　 　観測星は SAGE サーベイと マゼラン雲測光サーベイ (Zaritsky et al 2004), 2MASS を組み合わせて選んだ。そこから、Blum et al 2006 の SAGE 天体分類 規準を使用し、上述データベースを以前に確定した赤色超巨星 (Massey, Olsen 2003),炭素星 (Hardy et al 2001) の位置と合わせて、赤色超巨星、約 5 Mo の巨星、酸素過多 AGB 星、炭素星、極端 AGB 星を同定した。これ等の星を 選んだ理由は、（１）それらの年齢が広い範囲に亘っていることと、（２）豊富 な吸収線が速度測定を正確にする、からである。さらに、 LMC 明るい主系列星 558 個を加えた。しかし、それらの大部分が銀河系の星であることが判明した。 　HYDRA　 　HYDRA 観測では１回に 95 天体 + 30 スカイをファイバーでセットし、観測を 62 回行った。図１に (J-3.6, 3.6) ＣＭＤを示す。全部で 4734 星のスペクトル を得た。そこには 558 前景主系列星は含まない。4567/4734 = 96 % の速度は LMC と合致した。

図１．黒点＝SAGE が観測した LMC 天体。色丸＝スペクトルを観測した星。 黄色＝赤色超巨星。シアン＝巨星。緑＝酸素過多 AGB 星。赤＝炭素星。 黒＝極端 AGB 星。色分け基準は Blum et al. 2006 による。四角枠＝ 我々がその中から分類星の代表を任意に選んだ領域。

　３．データ整約と解析　

全サンプルの回転速度分布　 　図４左では我々の全サンプルに対して、脱投影した回転速度を示した。 それらは主に炭素星と酸素 AGB 星から成る。この回転速度を赤色超巨星だけ から決めた運動モデルと較べた。回転速度分布の上縁は平坦回転曲線に一致 するが、多くの星はそれより小さな回転速度を示す。中には逆向きの星もある。 　非対称ドリフト　 　図４右には赤色超巨星へのフィットからのズレを全サンプルに対してプロット した。ズレ分布のピークは vlos,full - vlos,RSG = -4.2 km/s であった。散布度は 26 km/s である。このズレは非対称ドリフト として説明できる。観測されたこの大きさは van der Marel et al 2002 によ るモデルで速度分散から期待される大きさと合致する。Olsen,Massey 2007 では H I, RSG, C 星からの回転曲線に矛盾があると考えたが、今回のずっと大きな サンプルでは非対称ドリフトで統一的に解釈できることが判った。 　アウトライヤー　 　Δvlos > 50 km/s をアウトライヤーとして 選び、図４左に赤点としてプロットした。同様に Δvlos < -50 km/s を青点で示した。驚くことに、これ等の星は E, E2, B 腕の位置に 存在する。Olsen, Massey 2007 ではこの速度領域にある炭素星を H I ガス と共に LMC から潮汐力で引き剥がされている星であるとした。実際その多くが H I ガスと同じ位置にある。 　図５＝大きなズレ速度の星　 　図５には |Δvlos| > 50 km/s の位置を大きい点で示 した。点の色は LMC 全体速度と di/dt 効果を引いた後の視線速度を示す。 全体としての回転運動が明らかに見える。Calswell, Coulson 1986 が述べた ように北東側が我々に近い。従って、画面上で回転は時計回りである。 ズレの大きな星は、青い星が赤領域、赤い星が青領域に多く分布している。 これは星が円盤内にあるなら反時計回りに、そうでなく例えば南西側が我々に 近い面内で運動しているなら時計回りとなる。どちらの場合でも、 我々はこれらが LMC から潮汐力によって剥されたという解釈 (Olsen, Massey 2007) を維持するのは難しいと考える。　 (円盤と傾いた面内を時計回りなら引き剥がしモデル で良くはないか？ )

図５．灰色＝ H I ガス。点の色＝ LMC 全体速度を引いた残差視線速度。円盤 回転は左下の青から右上の赤へと変わる色合いで示されている。大きな点は 逆回転を示す。 これら約 5 % の星は Graff et al 2000 が運動学的に異なるとした 7 % の星たちと同類かも知れない。 ただし、我々の星は Graff et al 2000 と違い視線速度ヒストグラム上で 目立った構造は示さない。

　４．議論と結論　

LMC KDP はどこで生まれたのか？　 　LMC KDP はどこで生まれたのか？星の運動学的特徴はこれらが H I 腕 E, B にもつれていることを示す。Staveley-Smith et al 2003 は腕 E が先行腕 に、腕 B がマゼランブリッジと SMC に結びつくことを示した。こうして、最 も単純な解答は KDP 星が SMC で生まれ、LMC に落ちてきたというものである。 しかし、どちらの腕も星形成活動と潮汐力との合成で流出したものと考えられ てきたことは問題である。 　流入説が好都合な理由　 (i) LMC の密度超過の説明。　 　H I マップは LMC の南東縁、 30 Dor 付近に密度超過 (Kim et al 1998) が あることを示す。福井その他 1999 は CO と巨大分子雲もその付近で多いことを 示した。その説明として、 de Boer et al 1998 は LMC が銀河系ハローの中を 進行する際にラムプレッシャーで集められたと考え、 Nidever et al 2008 は この密度超過が腕 E と腕 B にガスを供給すると考えた。落下モデルをとると 密度超過は SMC からの落下ガスが LMC 円盤と衝突した結果生じたことになる。 落下ガスが LMC 円盤の面内にある場合は反時計回りになり、横からぶつかる T-ボーン型衝突の時には KDP 星の軌道が LMC 円盤と大きな傾斜角を持つこ ととなる。 (ii) 30 Dor 　LMC のコンステレイション III 領域のガス量は 30 Dor と同じくらいある。 しかし、30 Dor はその数倍の星を生み出している。Dolphin, Hunter 1998 は その差を 30 Dor の初期密度が激しい衝突により高かったからと考えた。この 高密度は落下ガスで自然に説明できる。 　SMC と KDP のCAT アバンダンスは近い　 　CAT 測定による元素存在比の決定は KDP 星が SMC からかどうかの決め手となる。 De Propris et al 2010 は SMC 周辺部 RG の CAT 観測から [Fe/H] = -1.35 ±0.10、散布度 0.65 dex を得た。この値は我々が KDP 星で得た値に非常に 近い。 　SMC 周辺部の CMD には明るい AGB がない　 　図７には SAGE/SMC の (J-3.6, 3.6) CMD を様々な距離制限で示した。 これを見ると、特に SMC 周辺部の星が KDP 星と似ている。 ( LMC 周辺のチェックが必要 )

図７．SAGE/SMC の (J-3.6, 3.6) CMD. 左上：全体。右上：r > 2°, 左下：r > 3°, 右下：r > 4°. r = SMC 光学中心からの投影距離。 赤点＝ LMC KDP 星を 0.4 mag 暗くした。r > 3, 4 CMD には非常に明るい AGB 星が見えないので LMC KDP と似ることに注意。