Identification of A-Colored Stars and Structure in the Halo of the Milky Way from SDSS

　２．A 型星カラーの星　

2.１.A 型星カラーの星の選択　 0.8 < u∗ - g∗ < 1.5, -0.3 < g∗ - r∗ < 0.0 で、 g∗ < 22.5 で選んだ。北領域に 3126 星、南領域 に 1082 星の計 4208 星あった。 　2.2.A 型星カラーの星の分布＝ アーク　　 　BHB 星に対しては、Mg = 0.7 とした。図３に4208 星すべて の分布をウェッジ図として示した。著しい特徴は d = 70 kpc にある Sextans 銀河と g∗ = 19, 21(北領域) と = 18, 2(南領域) のアークである。 　北アークは Ivezic et al が SDSS で RR Lyr 星の分布を調べた時に検出した。 図３．A 型星カラーの星の polar wedge plot. Sextans 銀河 α = 153°, g∗ = 20.5 と Pal 5 α = 229°, g∗ = 17.3 もプロットした。右側に Pal 5 部分を拡大して示す。Pal 5 の BS が 18.5 < g∗ < 20.5 の直線として現れている。 斜線は赤道面と銀河面との交線。円の周りの２段の数字は銀河座標(上）と 赤道座標(下）

2.3.クエサーによるチェック　 　選択効果があるのではないかという疑問をチェックするため、クエサー箱のサンプル を同様にプロットした。図４に見られるように分布は一様であった。 図４．図１クエサー箱サンプルのウェッジ図。分布は一様。

　３．分光観測　　

３．１．観測　 ６つの分光サンプル　 　SDSS サンプルから６星、同時に表面重力が既知の５つの A カラー 星が選ばれた。観測はリック天文台３ｍ望遠鏡で行われた。比較星には CS29516-0011 = フィールド水平枝星、WD0148+467 = 白色矮星、HD 13433 = A0V が含まれる。 　３．２．分光的表面重力指標　 バルマー線の巾　 　BHB を AV から区別するのはバルマー線の巾である。主系列 A 型星 (M = 2.5 Mo, R = 2 Ro) は log g = 3.5 - 5 である。一方、BHB は M = 0.7 Mo, R = 3 Ro で　log g = 2.5 - 3.2 である。この差が シュタルク圧力巾として現れる。 　Ａ型星を主系列星と低重力 BHB 星とに分ける標準的な手続きでは H δ 線 の巾を連続光の 80 % の所で測る。フラックスが強く、金属線の影響を受けにくい からである。 図７．Pal 5 周辺の CMD. g∗ - r∗ 上での A カラー星範囲を縦線で示した。 BHB ５星と BS 候補 7 星が見える。両者の間隔は g∗ で 2 等。丸四角マークの２星が図８で分光された。

図８．上：赤線＝球状星団 Pal 5 の BHB 星スペクトル。点線（フィールド BHB） に合っている。 　　　下：赤線＝球状星団 Pal 5 の BS 星スペクトル。実線（フィールド A0V） に合っている。

　４．Ａカラー星の性質　

４．１．Ｐａｌ　５　 PAL 5 中の BHB と BS 間の等級差は 2 等　 　A 型星から銀河系構造を出す時には２種類の星の分離に注意しなければいけない。 Pal 5 がどう見えるかを調べてみよう。Pal 5 は太陽から 20 kpc 離れ、5 個の BHB 星 g∗ ∼ 17.3 と 5 個の BS 星 18.5 < g∗ < 20.0 を含む。絶対等級では Mg(BHB) ∼ 0.7, 1.9 < Mg(BS) < 3.4 である。 二重リングの成因　 　図３に顕著な二重の弧にもやはり２等の差がある。これは、同じ距離にある BHB と BS を表わしているものであろう。この解釈が正しいなら、BHB 等級から各弧までの距離 を見積もれる。例えば、北弧は g∗ ∼ 19 で、太陽から 45 kpc の距離になる。 　４．２．表面重力のカラー分離　 　Wilhelm et al 1999 は A 型カラー星が U - B, B - V 二色図で分けられることを 示した。しかし、ＳＤＳＳ　の u∗ から U への変換には問題が ある。そこで、u∗ - g∗ 対 g∗ - r∗ 二色図上での分離を試みた。 図１０の実線がその結果である。

図１０． モデルスペクトルと表面重力が測られた星の　 u∗ - g∗ 対 g∗ - r∗ 二色図。 　Lenz et al 1998 モデル Teff = 6500 - 10,000 K は黒丸＝ BHB モデル、 しろまる= BS モデル。実線は低表面重力と高表面重力を分ける経験線。 赤い方で線の下に PAL 5 BS がある。青い方で 低重力モデルが線の上に伸びている。

４．３．Ａカラー星のサブサンプル　 BHB,BS の分離ウェッジ図　 　図１０の星にカラー分別を施した結果、北の 3126 星は 2041 BS 星 + 1085 BHB 星に分かれた。南は 674 BS + 408 BHB となった。図１１には BHB, 図１２には BS 星のウェッジ図を示す。 図１１．カラーから選んだ BHB 星のウェッジ図。 北の g∗ = 19 と南の g∗ = 18 円弧は、Pal 5 の BHB と共に、はっきりと見える。

等級分布ヒストグラム　 　図１３には北と南とで、BHB, BS 候補星の等級分布を示す。北の α < 200° （左）には特徴がないが、BHB の密度超過が北の α > 200° （中央） g∗ = 19 に見える。南の （右） g∗ = 18 にも密度超過がある。 図１２．ＢＳ星のウェッジ図。遠い方の塊りは固有光度が暗いBSによる。

４．４．回転楕円体ハローのシミュレーション　 　北方面の構造がバルジのためでないかを調べた。全く似ていない。

図１５．c/a = 1, α = -3 のモデルハローの Mg = 0.7 BHB 星分布のウェッジ図。星密度の極大は b = 0 に近いがピタリではない。この 分布は図３と全く似ていない。

　４．５．もっと赤い星の分布　

Ｆ型星　 　図１６には F型星候補のウェッジ図を示す。南側には g∗ ∼ 21 に円弧が見える。これは BHB で g∗ ∼ 18 に 見えたのに対応する。 　北側構造に対応する F 型星は検出限界より暗い。 図１６．Ｆ型星候補 0.6 < u∗ - g∗ < 1.0, 0.1 < g∗ - r∗ < 0.3 のウェッジ図。数が多かったので、10 個に 1 個をランダムに選んだ。 南領域、　20° < α < 40° の F 型星は g∗ = 21.5 で A カラーの円弧と同じパターンを示す。 北側では銀河系ハロー星が圧倒して、塊りが見えない。あるとすれば g∗ = 22 - 23 のはずである。

G 型星　 　図１７には G 型星候補のウェッジ図を示す。南がわにも北側にも 構造の徴候はない。MV(G) ∼ 5 であるから、構造に 付随する G 型星は見えなくて当然である。この種族は銀河系のより近距離での 構造を調べるには有用である。 図１７．G 型星候補 0.9 < u∗ - g∗ < 1.3, 0.3 < g∗ - r∗ < 0.4 のウェッジ図。数が多かったので、5 個に 1 個をランダムに選んだ。 低銀緯に行くと円盤の構造が見えてくる。A 型カラー星で見えたような円弧は 見えないが、見えるとすると g∗ > 24 のはずである。

　５．大構造の性質　

円弧の位置　 　ＧＣまで 8 kpc を仮定して、各星に(α, d )から(α, RGC) の変換を施して図１８、１９を作った。太陽位置を (-8, 0, 0) とする 銀河系直交座標系では北円弧は (X, Y, Z) = (12, -13, 41) から (21, -5, 38) を 中心に (26,1,34) へと伸びている。南円弧は 33 kpc 離れており、(-18, 9, -25) から (-22, 6, -24) を中心に (-25, 3, -22) へ伸びている。このシステムでは Sextans は (-36, -53, 58), Pal 5 は (7, 0, 16) である。 円弧の質量　 　図１３（左）から単位平方度当たりのカウントを背景カウントとして採用する。 その上の部分を円弧成分とみなし、北円弧には 200 個の BHB 星が属するとした。 Pal 5 には５個の BHB 星が存在する。Djorkovski, Meylan 1993 の球状星団テーブル から Pal 5 の質量を 1.5 × 105 Mo と推定する。この関係を 用いると、北円弧の質量は 6 × 106 Mo となる。この値は RR Lyr からの値と合致する。Ivezic et al 2000 は北領域内に 50 % の検出効率で 80 個 の RR Lyr を検出した。これは Pal 5 と比べると 160 対 5 となり、先の 200 対 5 と対比される。 ちょっと判らないぞ。RR Lyr と BHB は同じものを別の 方法で探したのか？それとも別種だが、同じくらいの数が期待されるのか？ 　南円弧には 60 BHB があり、それから質量 2 × 106 Mo が 期待される。 図１８．R.A. と銀河系中心距離の　BHB 星ウェッジプロット。 R,A. は太陽から見てで、銀河系中心距離は 銀河系中心から見てで、同じグラフに突っ込めるのか？ 北では R = 46 kpc, 南では R = 33 kpc に集中が見える。R = 80 kpc に Sextans が見える。α = 194°, R = 50 kpc の構造が 何かははっきりしない。これらの差はおそらく種族の違いに起因しているのではないか。

BS 対 BHB 比　 　Pal 5 では BS : BHB = 7 : 5 = 1.4 : 1 である。北円弧では BS は　図１３ （左）を背景として、 450 BS が属する。したがって、 BS : BHB = 450 : 200 = 2.2 : 1 となる。しかし、BS は検出限界に近いので実際の比はずっと大きいだろう。 南円弧では BS : BHB = 380 : 60 = 6 : 1 となる。ただし不定性は大きい。 星流の起源　 　円弧はハロー中の星流であろう。ハローは銀河系より小さな天体の破壊または 降着で形成された, Majewski 1994 という考えもある。Majewski, Munn, Hawley 1994 は北銀極の 4 - 5 kpc 上にハロー星が 6 - 10 個集まった塊りを見出した。 それらは同じ視線速度と固有運動を持ち運動群を形成している。Helmi, White 1999 は衛星銀河の破壊をシミュレートして、ハローの位相空間中の拡散を調べた。彼らは ハローが 300 - 500 の星流から構成されているのではないかと提唱した。 21 cm 高速度雲　 　21 cm 高速度雲との対比からは相関が見えなかった。 円弧の星　 　結局、北円弧では BHB, BS 星、南円弧では BHB, BS, F 型星　が見つかり、それらは 球状星団その他の銀河系種族から大きく外れるものではない。質量は球状星団より 大きく、衛星銀河の数分の一である。したがって、U Min や Draco のような　70 kpc 付近ににある矮小楕円銀河、現在の中心密度がその広がりから予想されるよりずっと 高い、が円弧の星を供給したのではないか？ 図１９．．R.A. と銀河系中心距離の　BS 星ウェッジプロット。 Mg(BS) = 2.7 を仮定した。北で R = 46 kpc, 南で R = 30 kpc に緩い構造が見える。

　６．銀河系ハローモデルへのフィット　

　７．結論