Joint Analysis of NIR Properties and Surface Brightness Fluctuations of LMC Star Clusters


Raimondo
2009 ApJ 700, 1247 - 1261



　アブストラクト　

　表面輝度揺らぎは距離を決定し、銀河成分を指定する強力な手段であること が立証されてきた。しかし、遠方銀河の成分を調べる前に、近傍銀河で十分な 較正を行う必要がある。ここでは、 LMC １９星団の J, H, K 特性を解析する。 それらに対しては、個々星の精度の高い測光と同時に、積分測光も可能である。 同じ星団で、J, Ks 表面輝度揺らぎの測定も実施した。 　SPoT = Stellar POpulation Tools コードを用い、ＣＭＤシミュレイションを 行い、星計数、積分等級、カラーを調べた。年齢とメタル量を評価し、観測的な s-パラメタ―の較正を行った。近赤外表面輝度揺らぎが熱パルス AGB 星に 鋭敏であることを利用し、マスロスの進化に対する影響を調べた。銀河で TP-AGB 星の性質を分解する可能性を論じた。

　２．星種族合成コード　
図１． AGB 星質量放出率。小白丸＝ LMC O-リッチ。大白丸＝LMC C-リッチ。 （Whitelock et al 2003）白四角＝LMC 炭素星。(Groenewegen et al 2007) 黒点＝銀河系炭素星 (Whitelock et al 2006) バツ＝銀河系炭素星 (Schoier, Olofsson 2001) 三角＝銀河系 AGB 星。(Winters et al 2003) モデルは M = 1.4, 2.8, 4.6 Mo、Z = 0.008 に対して以下の仮定で計算。 枠(a). Bloecker 1995 式２．ηB=0.01, 0.05 適用。M ≥ 1.2 Mo. Wachter et al 2002 tip-AGB M < 1.2 Mo. 枠(b): Bloecker 1995 ηB=1　を全ての星に。 枠(c); van Loon et al 2005 の観測による LMC O-リッチ星質量放出率の表式化。 枠(d): van Loon 2006 提案の明るい星のダスト駆動質量放出 　 　　

　

　　

　

　　

　


　４．データとモデルの比較　


表１．ＬＭＣ星団のパラメタ―




図２．各ペアの左：観測 CMD. 丸＝ 1.5' 以内。点＝外。初めの６ペアで、 実線の左は星団星、右はフィールド星。右：シミュレイション。モデルパラメ タ―は図中。黒星＝モデル O-リッチ AGB. 白星＝モデル C-リッチ AGB. 縦点線＝Ｏ−，　Ｃ−区分線。 J-Ks による。




図３．累積光度関数。点線＝観測した全ての星。長破線＝フィールド星除去後。 実線＝２００シミュレイションからの平均光度関数。

　　
図４．(a): 黒丸＝年齢。実線＝年齢 - s 較正。s-パタメタ―は Elson, Fall 1985 より。 (b): 実線＝(a) で決めた年齢-s 関係。白四角＝ Mucciarelli et al. (2006) の年齢。点線＝その近似線。黒丸＝ CMD を用いた他の著者による年齢。

　 　　

　

　　

　

　　

　



図５．Fv あたりの炭素星の数とターンオフ質量（左）、s-パラメタ―（右）との関係。 最上段＝観測、その下はモデル。




表２．星団の性質


図６．左上；積分等級 Mv の観測とモデルAの比較。右上：[観測 MK - モデル MK] と観測 MK の関係。下段：カラー差の比較。




図８．モデルＢ（上），モデルＤ（下）との比較

図７．図６と同じだが、モデルＣ使用。




図９．表目輝度揺らぎの観測値とモデル予想との差。シンボルサイズは SWB クラスを 表す。




図１０．図９と同じ。




図１１．表面輝度揺らぎの差と s-パラメタ―との関係。


表３．LMC 星団の表目輝度揺らぎ。




図１２．