New Candidate Intermediate-Age Star Clusters in the SMC

　アブストラクト　

　１．イントロダクション　

　２．データ操作　

NOAN データアーカイブ　 　この研究では、 Canterna (1976), Geisler 1996 の C, T1 ワシントンシステムを用いて SMC 星団の 年齢、メタル量 Piatti et al. (2011a), を決めた。データの整合性を維持するため、我々は NOAO データアーカイブ の中から SMC 星団方向のワシントンシステム画像を探した。その結果、 CTIO 4m 望遠鏡モザイク II カメラ、 8Kx8K CCD、36'x36', から未研究星団 を含む画像を発掘した。 　観測データ　 　表１には使用した C, R, I データのリストを示す。 R は T1、 I は T2 と同等の結果を出し、かつ３倍速いので代用した。 データ処理は NOAO Wide Field Survey チームの報告書に従い、 MSCRED/IRAF を使用した。 Geisler 1996 のワシントンシステム標準星リストからの約 90 の標準星 を観測して、装置等級から天文等級への変換を行った。測光には DAOPHOT /ALLSTAR プログラムを使用した。 図１に測光エラーをプロットした。

図１．等級、カラーのエラー分布。データは NGC339 周辺の　80 arcsec 円。

　３．データ解析　

フィールド星の除去　 　図２には、星団の密度プロファイルを示す。これから決めた星団半径内の 星の CMD から、同じ面積の周辺フィールドの CMD を Bonatto, Bica 2007 統計的差し引き法で除去する。 　フィールド星除去から CMD へ　 　最後にフィールド星除去後のサンプルについて、 (T1, C-T1), (T1, T1-T2) CMD と (C-T1, T1-T2) TCD を作り、 Claria, Lapasset (1986) の基準を補助的に適用して、各星のメンバー度を評価した。 ( ”補助的に”の意味が不明だが、 統計除去にもし個々星のメンバー判定とを重ねると二重除去になる？メンバー度を 調べるだけ？) 丁寧にフィールド星除去を行ったが、結果として得た CMD にはまだ混ざりものが 見出された。 　ＣＭＤ　 　図３には SMC 星団の (T1, C-T1) CMD　を示す。 上段には星団半径内の観測星全て。中段は、周囲等面積内のフィールド星。下段は フィールド星除去作業後である。

div align="center"> 図２．サンプル星団の密度輪郭

　SMC ＣＭＤから年齢とメタル量を決める　

図３．SMC 星団の (T1, C-T1) CMD. 上段：星団半径 内の観測星全て。中段：周囲等面積内のフィールド星。下段；フィールド星 除去作業後。 ( 上段から中断を引く作業で下段になる とは思えない例が見受けられる。どのくらい中立か？) 　解析法は 以前の SMC 星団と統一　 　年齢とメタル量決定法を一様にするため、解析法は SMC 星団に関して、 Piatti (2011) が行った方法と同じやり方を踏襲する。 SMC 距離指数 18.90 を採用した。 赤化には Burnstein, Heiles 1982, Schlege, Finkbeiner, Davis (1998), Haschke, Grebel, Duffau (2011) 減光マップの重み付き平均を採用した。 表２を見ると分かるが、赤化は小さく、そのエラーも小さいので微分赤化は ないと判断した。 　年齢　 　年齢の算定は、レッドクランプと主系列ターンオフの間の T1 等級差を Geisler et al (1997) の式に代入して決める。この方法では絶対測光は必要ないことを注意する。 得た δT1 は表２に示す。それから得られた年齢は 表２の第７列にある。　星の数が小さい場合 δT1 の扱いには注意が必要である。

新しい SMC 中年星団候補の発見　 　年齢のエラーは大きいがそれでも選んだ星団が 4 Gyr より高齢であること は明らかである。こうして、SMC に新たな中年星団候補を発見した。 AM 3, 5.5 Gyr (Da Costa 1999) と NGC 339, 4 Gyr (Da Costa, Hartziditriou 1998) が年齢基準星団の役割を果たし、我々は Piatti et al (2011) の表１９の結果は本論文と整合することを確認できる。一方、 Glatt et al 2010 は HW 31, 40, 41, 42 をそれらが 1 Gyr より若い という仮定で研究した。しかしそれは彼らの測光が浅いせいである。 　メタル量　 　メタル量は、赤色巨星枝を球状星団の基準巨星枝 Geisler, Sarajedini (1999) と比較して決めた。MT1 - (C-T1)o 面上 でのデータ点の散らばりを様々な異なるメタル量巨星枝線に重ねて、 メタル量評価のランダムエラーを決めた。次に、Geisler et al 2003 の処方 により年齢効果を加味したメタル量の修正を行った。こうして決めたメタル量 はモデル等時線からの結果 Piatti et al (2011) ともよく一致した。こうして導いたメタル量は表２の最終列にある。 図４a．星団の位置。黒丸＝今回の対象星団。白丸＝ Piatti et al (2011) で扱った 41 星団。バツ＝ SMC 光学中心。楕円長半径＝ 2°, 4°.

年齢のチェック　 　最後に、 Girardi et al 2002 モデル等時線との比較から導いた年齢を チェックした。入手できたのは Z = 0.001, 0.004 なので、その等時線を用い、 表２の結果を確認した。メタル量の違いは平均して 0,1 dex であった。 　星形成爆発モデルがフィットする　 　 Piatti et al (2011) のサンプルを加えて、 SMC のメタル増加を調べた。図４a には星団の空間分布 を示す。図４b に SMC の年齢・メタル量関係を示す。実線は Pagel, Tautvaisiene (1998) の星形成爆発モデル。破線＝閉箱連続星形成モデル(Da Costa, Hatzidimitriou 1998)。 観測との一致は星形成爆発の方が良い。 　もう一つの星形成爆発？　 　しかし、5 - 7 Gyr でのメタル量の散らばりは、Rich et al 2000 が主張するように、 3 Gyr でのはっきりした星形成爆発に加えて、もう一つの追加爆発を示唆する。 この点はより詳細な研究が必要である。 図４b．SMC の年齢・メタル量関係。

　４．まとめ