A Sample of Relatively Unstudied Star Clusters in the LMC: Fundamental Parameters Determined from Washington Photometry


Palma, Claria, Geisler, Piatti, Ahumada
2013 AA 555, 131 -



　アブストラクト　

　LMC 内側円盤と外側領域にあるあまり研究されていない 23 星団のワシントン CT1 測光の結果を報告する。星団半径は星計数から定めた。(T1, C-T1) ＣＭＤ のフィールド星混入の掃除は統計的に行った。星団の年齢とメタル量はパドヴァ 等時線とのフィットで行った。可能な場合は δT1 = ターンオフとレッド クランプとの等級差からも年齢を決めた。また、メタル量は標準的な赤色巨星枝 法でも決めた。 　同様の方法で年齢とメタル量を決めた文献にある星団に加えることで 全体のサンプル量を 30 % 大きくした。それらを用いて、 LMC 内の位置、年齢、 メタル量の関係を調べた。年齢とメタル量を決める二つの方法はよく一致 することが判った。14 星団は中間年齢 t = 1 - 2 Gyr, [Fe/H] = [-0.7, -0.4] で、残りの 9 星団は t < 1 Gyr の若い星団で [Fe/H] = [-0.4, 0.0] であった。以前の結果と同じく、メタル量勾配は 見られない。若い星団は LMC 中心に近く形成される。


　１．イントロダクション　




表１．観測した LMC 星団

　２．星団サンプル　

　３．データ取得と整約　


図１．対象星団の位置。数字は表１の順番。




表２．標準システムの較正係数


図２．BSDL 3158 領域における T1 と (C-T1) の測光エラー。




表３．ＳＬ３３領域における CCD ＣＴ１データ。



図３．恒星密度プロファイル。エラーはポアッソン。水平線＝星団中心から 300 ピクセル以上離れたところで決めた背景レベル。




図４．観測星団画像。円はここで決めた星団半径。

　４．データ解析　


図５．SL 41 領域内の全ての星の CMD. 今回では最も大きな星団。




図８．二つの LMC 星団上部 RGB の MT1 - (C-T1) ＣＭＤ。 SGB = standard giant branch （Geisler, Sarajedini 1999 ）を 重ねた。これ等の星団にはメタル量に年齢依存補正を加えた。

図６．BSDL 594 と SL 54 の右＝観測、左＝掃除後の CMD.



図７. 掃除後の CMD. 等時線は Girardi et al 2002 のオーバーシューティング ありのモデル。 赤実線＝ベストフィット。黒い破線＝若い方と古い方で最も近い等時線。




表４. 星団の基本パラメタ―

　５．議論　


図９．投影効果補正した LMC 中心距離とメタル量の関係。 黒印＝今回のサンプル星団。白印＝表５に含まれた星団。 高年星団 ESO 121-03 はプロットしていない。 　

図１０．投影効果補正した LMC 中心距離と年齢の関係。 三角は [Fe/H] > -0.4. 四角は [Fe/H] = [-0.7, -0.4]. 五角＝ [Fe/H] < -0.7. 　

　表５．ワシントン測光から得た星団の年齢とメタル量