Blue Straggler stars in Dwarf Spheroidal Galaxies

宇宙論ゼミ 2007/12/7 岡本桜子
Blue Straggler stars in Dwarf Spheroidal Galaxies
Mapelli et al. 2007, MNRAS, 380, 1127
abstract
Blue straggler star (BSS)の候補は全ての古いdSphで見つかっているが，それらが本当にBSSなのか，あるいは若い星なのか議論が
続いている．この問題を解決するため，また異なる環境下でのBSSの形成を理解するため，近傍の2つのdSph，DracoとUrsa Minor
(UMi)のBSS候補の分布を解析した．
2つの銀河のBSS候補は，銀河内に広く分布しており，(RGBやHBで規格化した)BSSの動径分布はほとんど平坦だった．これらが
若い星であるとすれば銀河中心に集中するはずであり，実際とは合致しない．一方，mass transfer由来のBSS (MT-BSS)のモデル予
想とはよく合う．このことから候補星は，球状星団内と同じように生まれたMT-BSSであると考えられる．このことはUrsa
やDracoは，80億年以上昔に星形成が止まった非常に古い銀河であることも示す．
introduction
Blue Straggler (BS): 色-等級図(CMD)上で，主系列転向点(MSTO)より
も青く明るい星．最初の発見は球状星団M3 (Sandage 1953，右図)で，
以降HST等で中心部を詳細に観測した全てのGCや，OC，dSph，haloで
も見つかっている．（均一の年齢＆金属量な古いGCは，CMD上では一
本のisochrone上にinitial massによって分布するので，本来ならMSTOよ
り明るい，青い側には星は分布しないはず．）
BSの正体: GCのように古い星がBSSとして観測されるには，MS
lifetimeの延長 (=コアへの水素供給) が必要．mixingやtidal effectなど，メ
カニズムはいろいろ提案されたが (e.g. Saio & Wheeler 1980)，現在の一
般的な見解は，星同士での質量移動や衝突で，低質量なMS星の質量が
増えて，明るくなったというもの．
そのメカニズムは次の2つ．
• MT-BSS (Mass Transfer BSS)：primordial binaryで，先に進化した主
星の外層が伴星に流れて，伴星がBSSに (e.g. McCrea 1964)．
○ 主星のCNOサイクルの生成物がBSS表面で確認された．
× MSTOの2倍以上の質量のBSSを説明できない．
• COL-BSS (Collisionally BSS)：高密度領域で暗いMS星同士が衝
突，質量の大きなMSが出来てBSSに (e.g. Davies et al. 1994)．
○ MT-BSSよりも明るく重いBSSができる．
× GCのコア半径よりも外側まで広がるBSSを説明できない．
GCではこの両方に由来するBSSが存在している可能性が高い．中心
の高密度領域ではCOL-BSSができるだろうし，外側ではprimordial
binaryが単独で進化する途中でMT-BSSができるだろう．多くのGCの
BSSのradial profileは，bimodal (Mapelli et al. 2006，右図青線)であ
り，筆者達はこの分布をMTとCOLの形成と分布の違いで説明している
(右図赤線)．もともとisothermalな分布をしていたbinaryのうち，ある
半径(右図点線)以内のものはGCのlife time内にdynamical frictionで中心
に落ち込んでCOL-BSSに．一方それよりも外側ではそのままbinaryが
進化して，MT-BSSになる．
BS in dSph: Sextans，Sculpter，Draco，Ursa Minorで発見されてい
る．GCとは違って単一のpopulationとは限らず，Carinaのように，若
い (∼数百Myr) MS星の可能性もある．またGCよりも中心密度の低い
dSphでは，COL-BSSはなさそう．
1
Minor
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data and observational properties
2.5mのINT@La PalmaのV，i’で撮像 (fig.1)．測光はたぶんCambridgeのツール．
fig.1 観測領域とCMD fig.2 (上) BS candidate(1)とRGB(2)とHB(3)
fig.3 (下) NBSS/NRGB(■), NBSS/NHB(▲), NHB/NRGB(●)
Fig.2のbox1内の天体をBS候補．box2をRGB星，box3をHB星として選択する．UMiのHBはDracoに比べて明かに青い．
Fig.3は以下のforeground引きをした後の，BSSとRGB，BSSとHBの比 (relative frequency, BSS frequency) の動径分布．BSSはHBや
RGBに比べて中心集中度が低い．特にrcの内側では特に低く，1.5 rc < r < 2.0 rc で大きくなっている．(cf. 近傍の全てのGCのrelative
frequencyは中心にピークを持つ．1ページの右下図)
このBSSが若い星であるなら，もっと中心部にあるはず．観測で見つかっているdSphのmetal-rich (おそらく若い)星は，metal-poor
(おそらく古い)星よりも中心に集中している (e.g. Tolstoy et al. 2004; Battaglia et al. 2006)．またこれらのBSSは，Fornax dSphで若
い星の分布に見られたようなclumpyな分布もしておらず，若いpopulationとは考えにくい．
【Foreground Subtraction】
この手の議論では，観測対象の前景の天体(銀河系の星)と背景の遠方銀河(以降，前景背景合わ
せて”foreground”と呼ぶ)
のコンタミの影響が大きい．control
fieldを用意するのが一番早い
が，この論文ではUMiの観測領域が狭く，Dracoの rt (fig1の赤線外側) より外側を用いてUMiの
foreground引きも行っている．
(1) RGBとBSの場合：右図のbox5内の天体は全てforegroundと仮定し，VRSと呼ぶ．Dracoの
Rtより外側の領域のCMD上での，VRSとRGB，BSS領域のそれぞれの天体数の比を
fRGB/V RS
0.0318 ± 0.0025， fBSS/V RS
0.0031 ± 0.00008
と求めて，この比は天球上の方向に寄らないとして，楕円のリング状に区切ったi番目の領域
での，RGBとBSSの数は以下のように求まる．
NRGB,i = NRGB,obs,i − NV RS,i × fRGB/V RS
NBSS,i = NBSS,obs,i − NV RS,i × fBSS/V RS
(2)
HBの場合：HBの場合もほぼ同様の手法で，box5の代わりにHBのすぐ上のbox4の領域を使う．ここではforegroundの分布は色
にのみ依存し，等級によらないと考える．box4をHBと同様に赤い側と青い側に分けて，それぞれfgRHB，fgBHBとすると，
NRHB,i = NRHB,obs,i − Nf gRHB,i ×
2
ARHB
Af gRHB
NBHB,i = NBHB,obs,i − Nf gBHB,i ×
， ABHB
Af gBHB
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GCではBSSの明るさと中心からの距離には相関があることが知られ
ている (e.g. Ferraro et al. 2003)．明るいBSSほど中心に集中する傾向
から，筆者達の計算 (Mapelli et al. 2004, 2006)が正しいとすると，中
心に多いCOL-BSSの方がMT-BSSよりも明るい．
dSphの場合はMT-BSSのみと思われるので，GCのようなBSSの明る
さと距離に相関はないはず．右図はBSSの光度関数で，白抜きは
total，青線はr>rc，赤線はr<rcの分布．rcの中と外で違いは見られず，
DracoとUMiでは光度関数と銀河中心からの距離に相関はなさそう．
(cf. Lee et al. (2003)によれば，Sextansではこの相関があった．この
違いはSextansとDraco，UMiの性質の違いか？)
simulations
元のコードはSigurdsson & Phinney (1995, SP95)．銀河自身の重力
ポテンシャルと，dynamical friction，他の星との接近を考慮して，
BSSの運動を追う．
銀河のポテンシャル (右図)：
銀河のコア密度と速度分散の観測値→ポテンシャルを計算
King model (時間進化なし)，Turn-off mass=0.8 Msolar，
右図は再現した密度プロファイル(点線)と観測値の比較．
BSSのパラメータ (rmin，rmax，vkick，tlast，mBSS → table 4，5)：
初期位置 - 銀河の中心からの距離に応じてrmin∼rmax内に(ランダムに)配置
初期速度 - MT-BSSを想定しているのでほとんどのランで0とする．
質量 - 1.1∼1.5 Msolar (これ以上重いBSSはGCでも見つかっていない)
進化 - 0∼ tlast の時間内のランダムに選んだ時間tで進化．
計算すると，tlastと質量はほとんど結果に影響せず，dSphのBSSの年齢に制限つけられ
なかった(←dSphではdynamical frictionや近接した相互作用が効かずに．力学進化があ
まりないため)．
主に効いたパラメータは，rmin，rmax (連星系がmass transferでBSSになったときの空間
分布)．rminのbest-fittingはDracoもUMiもほぼ同じだが， rmaxはDracoの方がUMiより2倍
大きい．これは規格化したrcの違い (rc,UMi ∼ 2 rc,Draco) によっていて，physical unitでは
rmin,Draco=160pc，rmax.Draco =620pcとrmin,UMi=160pc，rmax.UMi =620pc．
シミュレーションの結果，試した全てのMT-BBSの質量と寿命で，実
際のNBSS/NRGB,
NBSS/NHBの空間分布をよく再現した(best-fittingは
table 4,5のA1，fig.6,7)．また0∼rcの全てのrmin，best-fitting±0.5rcの
rmaxでよく合った．つまりこれらのBSS候補は，もともと，銀河の中
心からrtまでisothermalに分布していた種族の可能性が高い．
fig. 6,7 NBSS/NRGB, NBSS/NHB(●実線)とモデルのbest-fitting (○破線)
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comparison with other galaxies and GC
• 他のdSphとの比較
BSS候補が確認：Draco (Aparicio et al. 2001:A01)，Sculptor (Hurley-Keller et al. 1999) ←空間分布や光度関数の情報はなし
Sextans (Lee et al. 2003:L03)，Ursa Minor (Carrera et al. 2002:C02)
A01 - BSSが若い星だった場合に対応する”red clump” populationをCMD上で見つけており，dSphのBSS=intermediate-age starの可
能性は否定できない(←BSS領域に比べてred clumpの滞在時間は短く，またHBに近いためにred clumpを見つけるのは難しい..)
L03 - Sextansで，BSSの明るさとradial positionの間に相関があると指摘．しかしL03のBSS difinition且つ同じバンドで，今回のUMi
とDracoのBSSを調べても，相関は見られなかった．statistical fluctuationかもしれないし，intrinsicな性質の違いかもしれない．
• GCとの比較
一般的なGCのBBS relative frequencyと，dSphでの分布は明らかに異なる(右
図)．GCで見られるbimodalは，中心のpeakをCOL-BSSが担い，外側での増加
はまだ中心に落ち込んでいないMT-BSSによるもの．また分布が最小になる半
径は，dynamical frictionによって決まっている(星団が生まれてから今までの時
間内に，binaryをコアまで運べる範囲と一致する)．Figure 8では，DracoとUMi
のBSSの空間分布は47Tucのような普通のGCとは明らかに異なっている．一
方，特殊なGCのωCenとは似た分布．
ωCenとの比較：
低い中心密度(~6×10 3 stars/pc 3 )，高い速度分散(~17km/s)より，ωCenの
dynamical friction time-scaleは47Tucよりも200倍長い．従ってまだbinaryが
中心に落ち込んでおらず，bimodalにならないと考えられている (Mapelli et
al. 2006)．ωCenは金属量の幅やrotation，質量，中心集中度から，矮小銀河
の残骸との意見もあり(e.g. Zinnecker et al. 1988; Ideta & Makino 2004)，
BSSの分布はこの考えを支持する．
DracoとUMiのNBSS/NHBは47TucやωCenと同程度(0.05-0.4)．もし全てのBSSが
MT-BSSなら，NBSS/NHBはbinary fractionとそのlifetimeを反映しているので，
binary fractionが一定とすると，同じ年齢と金属量のpopulationでは，NBSS/NHB
は一定となるはず．このことからも，2つのdSphのBSS候補がMT-BSSである
と考えられる．
summary
dSphのBSS候補に対する疑問：
(1) BSSか，それとも若い星か？
空間分布からは，若い星とは考えにくい (ただしCMDの情報だけでは否定はできない)
(2) そんな星ができるメカニズムは？
理論モデルでのMT-BSSの分布と一致．つまり，単独で進化するprimordial binalyにおいて，伴星が主星からのmass transfer
によって増光している．空間分布とBSSの明るさに相関がないことも，MT-BSS説を支持．
dSphはGCに比べて密度の低い系なので，星同士の衝突が起こる可能性は低い．またdynamical frictionも効きにくいと考えら
れるので，初期の空間分布を保持したprimordial binaryがそのままMT-BSSとして観測される．
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The blue plume population in dwarf spheroidal galaxies
Momany et al. 2007, A&A, 468, 973
abstract
銀河系近傍の8つのdSph (Sgr, Scl, Leo II, Sextans, UMi, Draco, Carina, UMa, Boo) のBSS frequencyを求めて，それぞれの銀河の等級
やサイズ，中心の面輝度をGCと比較した．結果，dSphのBSS frequencyは同じ等級のGCに比べて常に高く，最も暗いdSphのBSS
frequencyは，銀河系haloやOCのBSS
frequencyと一致した．また，GCで確認されているような，BSS
frequency-MVのanti-
correlationはdSphでもあった．
BSS frequency
論文として公開された様々なdSphのCMDからBSSとHBの星の数をカウント．HSTやINTなど様々な質のデータのはずだが，個々の
銀河でのBSSの選び方，completeness補正等の記述はなし．foregroundはTRILEGAL．
上右図は調べた8つのdSph (●)とM.W. GC(■)，M.W. OC(▲)，halo(---)のBSS frequencyの比較．同じ明るさのGCに比べてdSphの方が
高い．(dSphよりも高い2つのGCは(l,b)=(13°,-11°)，(50°,-5°)で，bulge/diskのコンタミが多い)．また，GCで見つかっているような
BSS frequency - MVの相関がdSphでも見られた．Carinaはその相関に乗っていないが，最近までepisodicな星形成が行われていたと
言われており，若い星がBSSとしてカウントされているのだろう．
上左図はdSph(■)とGC(□)の，BSS frequencyとhalf light radius(A)，central surface brightness(B)，velocity dispersion(C)，collision factor
(D)の比較．この比較からは，BSSに注目するとdSphはGCと性質が異なることが伺える．
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