Fornax
Type RA(2000) Dec(2000) V Mv DM N(C)
Fornax dSph 02 39 53 -34
30 16 7.3 -13.1 20.7 104
DSS 20′X20′ ＤＳＳ 1degX1deg
SIRTF ROC: なし(０２/０５）
球状星団 5つ
年齢はＭ９２，Ｍ６８程度 (Buananno et al 1998)
Cluster 4 だけ２−３Ｇｙｒ若い？ (Buananno et al 1999)
低金属量なのに異常に赤い水平分枝を持つ。（銀河系、ＬＭＣ星団に例なし）
Cluster 4 のＨＳＴ ＣＭＤから [Fe/H]=-2 (Buananno et al 1999)
ただ、積分スペクトルはフィールドと同じ金属量(Beauchamp
etal 1995)
Cluster 1のRGBは赤い。（Smithet al 1996）
HBは３−４Gyr Zinn１９９３
星形成史
●Steton et al 1997
CMD（8万星） CTIO
V=21.4 red clump c 中間年齢星
僅かに暗く、青いHB c 古い小質量星
Ursa Minor と異なる星形成
上部AGB (B-R>2.6) は中間質量星のもう一つの証拠で
分光から多くは炭素星(Mbol>-5.5)。 Azzopardi 1994
MSはV=23まで詰まっている。――＞ 数Gyr
Subgiantが同じくらいある。
――＞ １３−１５Gyrから３−４Gyrまで連続的な星形成。
しかし、ｍｓ延長にまだ星はあり、１Gyrまで星形成は残った。
さらに、ｍｓがV=19までかすかにたどれ、これは年齢数百万年。
これは、dIrrに期待される星形成。しかしFornax中心部はHIなし。
種族により分布に違い。
古い種族（RR Lyrae代表） 広く分布
中間年齢種族（レッドクランプ） より中心近く。
非対称分布(Crescent
shape)
若い種族（青いＭＳ）と最も赤いＡＧＢ（炭素星） 中心ＥＷ方向バー分布
最も明るい星がバーの端。
●Saviane,I, Held,E.V., Bertelli,G.(2000)AA 355, 56-68
"The stellar population of Fornax dwarf spheroidal galaxy"
中間年齢種族が見つかった最初の例の一つで、上部ＡＧＢ（ＲＧＢ先端より明るく
赤い）の存在から、銀河の２０％は年齢＝２−８Ｇｙｒ (Aaronson/Mold 1980,1985)
111炭素星の近赤外測光から、光度、母天体質量、年齢に大きな巾が示唆された。
惑星状星雲の元素組成は２−、３−ドレッジアップと矛盾しない。
レッドクランプの存在も中間年齢種族の証拠。(Stetson et al. 1998)
ターンオフ（中間、老齢種族）＜−−ＨＳＴ Buonanno et al. 1999
最初の星形成は１２Ｇｙｒ昔。0.5 Ｇｙｒ昔まで継続した。
準巨星枝が数本に分離＝形成率が時間変化。ピークは2.5, 4, 7 Gyr 昔。
赤い水平分枝（レッドクランプより少し暗い。）、RR Lyrae は古い種族。Ｓｔｅｔｓｏｎ etal 1998
若い主系列
青い星＝２Ｇｙｒ Buananno et al 1985, Gratton et al 1986
ターンオフＭｖ＝−１．４ ｔ＝０．１Ｇｙｒ Beauchamp et al 1995
星間物質の証拠ない。
広領域ＨＩサーベイ＝非検出 N(HI) < 5 10^8 /cm^2 Young 1999
Ｘ線 非検出
観測
ESO/Danish 1.54m 2Kx2K(10.7') CCD BVI photometry
4つの領域, 40000星 (Vく23. 5：水平枝の２等下)
図２ ＣＭＤ。
ＣＭＤの特徴
ＲＧＢ ｔ＞１Ｇｙｒの星から成る。巾が広い。赤側明瞭。青側ぼける。
上部ＡＧＢ Ｖ＞１８．４ （Ｂ−Ｉ）＜６［（Ｂ−Ｖ）＜３］ まで。
中間年齢Ｃ−，Ｍ−星。後者はＲＧＢ先端のすぐ上の小さい集団。
レッドクランプ 中間年齢、高金属量の水平枝星（？）の大部分を含む。
水平枝 古い種族。ＲＣから０．２等暗い。
不安定帯 ＲＲ Ｌｙｒａｅ
青い水平枝 ほとんど見られない。
青い噴煙 Ｖ＞２０． ０．１Ｇｙｒ主系列星。
ＲＣ噴煙 Ｖ＝２１ー１９．３，（Ｂ−Ｉ）＝１．８から真上。ＲＣの上。Ｈｅ中心燃焼の２Ｍｏ星。
blue-loops と呼ばれる。
準巨星 水平枝の１等下。色々な年齢。ＭＳと混じり合う。
AGB bump V=20.4 ＡＧＢ初期に光度変化が遅くなる効果を反映。
Gallart 1998, Alves 1999
図３ Ｈｅ核燃焼ＣＭＤ。等時線はBertelli et al.(1994)による。 Ｚ＝０．００４、ｔ＝０．３，０．４Ｇｙｒ
ＲＣは０．９−１．４Ｍｏ（２−１０Ｇｙｒ）の星から成る。
ＲＣ噴煙は、Ｍ＝２．４−２．９Ｍｏ、ｔ＝０．３−０．５Ｇｙｒ の主系列星が非縮退Ｈｅ燃焼開始。
[Fe/H]=-0.7等時線でないと合わない。−−＞Fornaxの大部分の星より大きく高金属。
高金属のため、anomalous Cepheids を欠くらしい。（ＬｅｏＩには多い）
図４ 中心と周辺のＣＭＤの差。 横線は上から完全度＝９０，７０，５０，３０％。
周辺： 青い主系列が弱い。 青い水平枝星らしいのが見える。ＲＲＬｙｒａｅと合わせると
古い低金属の小種族が存在するらしい。
距離
Ｉ（ＴＲＧＢ）＝１６．７２+/-0.10
ＴＲＧＢ光度は大体一定。 （ [Fe/H]<-1.7 か t<5Gyr 以外は。）
細かい補正後 Mbol=-3.55, Ｍ(I)=-4.04 (m-M)o=20.70
図５ 光度関数
レッドクランプ： Ｍｖ＝０．４、
ＡＧＢ bump： Ｖ＝２０．４（Ｍｖ＝−０．３９） red HB clump より０．７８等明るい。
ｔ＝５Ｇｙｒ （Ｈｅシェル燃焼開始）と＜[Fe/H]＞から
RGB clump でない。
ＲＧＢクランプはｔ＝５Ｇｙｒ，[Fe/H]=-1 でＨＢレベルに出現（Ｌｙｎｄｓａｙ１１３。Alves99)
図６ Da Costa/Armandroff 1990 の球状星団 {Fe/H]=-2.2 〜 -0.7 を重ねた。
金属量 （平均金属量にこだわるのは何故？）
図６から 平均[Fe/H]=-1.39 とするが、「年齢・金属量縮退」があるので、より詳しくは年齢の
決定が必要。ＲＣ（Ｈｅ核燃焼）の位置と等時線(Bertelli 94)の比較。
Ｍｖ（ＲＣ）＝０．３９ 古いＨＢより０．１９等明るい。＝１３Ｇｙｒと５Ｇｙｒ種族の差(Caputo
etal 99)。
カラーの差から年齢を出すと（Girardi 99)、<V-I>rc=0.965
RGB中心線は <V-I>rgb=1.07
δ(V-I)=0.10
==> t=5.4 Gyr
ＲＧＢ，ＲＣの年齢＝５Ｇｙｒとして、球状星団から出した金属量を補正する。
Z=0.001([Fe/H]=-1.3) 等時線を比べると、Ｍ（Ｉ）＝−２．５で、ｔ＝５ＧｙｒのＲＧＢは１５Ｇｙｒより
（Ｖ−Ｉ）が０．０９等青い。これは、球状星団では金属量差 ０．４ dexに相当する。
−−＞ [Fe/H]=-1.39 + 0.4 = -1.0 SgrdSph（同じくらいの明るさ）
の金属量に近い。
ＲＧＢカラー分布＝主成分＋[Δ（Ｂ−Ｉ）＝ー０．２の副成分]
主成分カラーの分散 σ（Ｂ−Ｉ）＝０．０６−−＞σ（[Fe/H]）＝0.12
２σで、 ＲＧＢ主成分は、-1.25<[Fe/H]<-0.75
副成分まで考えると、副成分のσ=0.09 --> σ（[Fe/H]）＝0.18
Δ（Ｂ−Ｉ）＝ー０．２のずれはΔ[Fe/H］＝ー０．４に対応する。
結局、 ２σで、 ＲＧＢ主成分は、-1.25<[Fe/H]<-0.75
副成分は、-1.8=-1.4-0.4<[Fe/H]<-1.4+0.4=-1.0
合わせて、 -2<[Fe/H]<-0.7
RGB主成分の年齢分布は５Gyrに渡る。−−＞カラーに影響。
問題は、若い星（青くなる）ほど高金属（赤くなる）なので、相殺して
Carina の場合のようにカラーが動かなくなることもあるのである。
ここでの仮説は、
古い種族： [Fe/H]＝-1.82 +/- 0.2
中間種族： ＝-1.0 +/- 0.15 数はこちらが多い。
cM図に見られる最も特色のあることは､目立った若い系列が葬る
一2*10鮎yr前まで星生成があったことを示す
red HB clumpより明るい星の立ち上り(B-l=約0･5)は,若い星(村
300-400Myrの比較的金属量の多い([Fe/H]=-0. 7)星
一Fornaxの化学進化解釈に制約を与える
10-13Gyr前
haloと取り囲むclusterの生成
several Gyr経ったあと
大規模な星生成時代(不連続に)
●Gro 2002
Azzopardiほか（1999）は既知の数のうちの104をリストし、全体で120と推定した。
Demersとアーウィン（1987）は、30の長周期変光星を同定した。
しかし、ミラ型振幅をもつ星は一つも無かった。
ベルジェ&Wood（2002）には、85の候補LPVsのリストがある。
ステットソンほか（1998）は、B、そして、R露出に基づき、1274平方分のフィールド
で161の明るい赤色星の候補リストを発表した。同時にDemersとキュンケル（1979）,
Westerlundほか（1987）、そして、ランドグレン（1990）との相互同定も与えられている。
Demersほか（2002）は、炉座、そして、LMCの方向の2MASS観測を考慮した。
そして、(J-K)の選択基準を使って5つの新たな候補を同定した。
そして、21の既知の炉座炭素星を確認した。
Gro は、ステットソンほかからの座標をとって、そして、2段階ステップで2MASSカタログで相関を作った。
第一ステップは、、2秒角の検索半径を使って140のマッチを突き止めた。入力座標、そして、2MASS座標
との間のオフセットを描いて、赤経0.66秒角、赤緯1.10秒角のオフセットがあることを明らかにした
第2ステップ、ステットソンほかで座標はこのオフセットに対して修正された、そして、1.5の秒角の
検索半径が使われた。2MASSと入力座標との間の相違は、赤経0.4242秒角、赤緯0.32秒角の平方二
乗平均で、152のマッチは、突き止められた。
152星のこの副標本は、41のC、7つのS-、そして、19のＭ型星を含む。輻射等級は、赤化E(B-V)=0.020、
そして、BW84.からのK等級へのBCを採用して計算される。
炭素星は、平均してＭ-、S-星より明るい。ここでも、2つの最も赤い星が比較的低い光度である点に
注意しなさい。これは人為現象でかもしれない。というのは、これらの赤いカラーが質量損失のため
星周赤化で影響されるので、Mbolを得る単純なBC定式化は不正確かもしれないからである。
ＨＳＴ （生田Ｄ論） モデル（生田Ｄ論）
2MASS対応星を持っているからの炉座(Fornax)の152の星のカラー-カラー図。
スペクトル型も示されている。ステットソンほか（1998）PASP,110,533.