近赤外線サーベイで探る
バルジの構造と金属量分布
西山 正吾 (名大)長田哲也 (京大)、佐藤修二 (名大)、IRSF/SIRIUSグループ

Today’s Talk
1. IRSF/SIRIUSと銀河中心サーベイの概要
2. 銀河系中心領域の研究
銀河中心−太陽系間距離
バルジの構造
金属量分布1

IRSF/SIRIUS 銀河中心サーベイ
 近赤外3バンド(J,H,Ks)でのサーベイ観測 観測領域 第1期 : ｜l｜≦ 2o.5,｜b｜≦ 1o.0
第2期 : ｜l｜≦ 10o.0 @ b = ± 1o.0｜b｜≦ 3o.0 @ l = 0o.0

観測の目的
 星の分布 → バルジの構造
 星団、若い星の探査→ 現在の星形成(20日:村井) 金属量分布、光度関数→ バルジの形成史
 観測の基礎となる情報
赤化則、減光マップ

IRSF/SIRIUS 銀河中心サーベイ
IRSF 望遠鏡 ＋近赤外カメラSIRIUSIRSF
口径 1.4m
指向精度 3”
追尾精度 0”.3
SIRIUS
3色 (J,H,Ks) 同時撮像
(J : 1.25, H : 1.63, Ks : 2.14 μm）
解像度 0”.45/pixel
視野7 .8×7 .8
サーベイ用に特化したカメラと専用望遠鏡
興味ある領域を広く、深く、細かく観測

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銀河中心5o (l) ×2o (b) 3色合成図 (J,H,Ks)

IRSF/SIRIUS 銀河中心サーベイ
IRSF/SIRIUS と 2MASS との比較
限界等級(10σ)

限界等級(10σ)

IRSF 2MASS

IRSF 2MASS
J

17.1

15.8

J

17.0

15.5

H

16.6

15.1

H

16.0

13.0

Ks

15.6

14.3

Ks

14.0

11.0

5o (l) ×2o (b) 公称値
平均値

銀河中心8’×8’3IRSF/SIRIUS 銀河中心サーベイ
バルジのレッドクランプ星を用いた赤化則の測定(Nishiyama et al. 2006)

Ks vs. (H-Ks) CMD

AKs= 1.44 ± 0.01
E ( H − Ks )AJ : AH : AKs : =1 : 0.57 (±0.01) : 0.33 (±0.01)

IRSF/SIRIUS 銀河中心サーベイ
色等級図
傾き1.83Ks

2色図
傾き1.8280.5mag(Cardelli et al. 1989)

傾き1.44
傾き1.62 10 (Nishiyamaet al.)AK = 2mag

121416

赤外超過を持つ星の選別

Intrinsic な明るさの誤認

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IRSF/SIRIUS 銀河中心サーベイ
測光、色の精度
IRSF/SIRIUS
J-H

VLT/ISACC

420-2

Bandyopadhyay et al.
(2005)
02-24H-Ks

The Distance to the GC
レッドクランプ星Ks−（H-Ks）色等級図

9 小-中質量 (〜0.5-数M・ )9 金属量大 (Z/Z・ ・0.1)
9 コアHe燃焼段階の巨星
z明るさ（Alves 2000, Bonatto et al.
2004 ）
MKs = −1.59±0.03
等
z光度の金属量、年齢依存度（ e.g., Salaris&Girardi, 2002 ）標準光源として使用可

5The Distance to the GC
解析領域|l| ≦ 1o, 0o.7・ |b| ・ 1o

減光を補正したKs光度関数(〜0.4 deg2 )(m−M)0 =14.38±0.03(stat)±0.10(sys)R = 7.52±0.10 (stat) ±0.35 (sys) [kpc]0(Nishiyama et al. submitted)

The Distance to the GC

Sgr A*Red Clump (IRSF)

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バルジの構造
観測データ
観測領域
b = +1o, −10o≦ l ≦ +10o SIRIUS 1視野で細長くバルジの構造
RCピークの明るさの分布

l > 0 が我々に近いバー構造
OGLE (V,I)の結果(l = 0゜で合うようシフト)
断片的な観測では分からない構造| l |≦4゜は棒構造と仮定
α ・ 70゜±5゜

赤化補正したRC星のピーク

l > 0 … l = 0 より明るい → 近いl < 0 … l = 0 より暗い → 遠いInner Bar

Stanek et al.
(96)
銀経 l [deg]7バルジの構造
過去のレッドクランプの観測(全て l = 0oで合うようシフト) OGLE : 可視 ( V, I )(Optical Gravitational Lensing Experiment)

RC星の光度分布

Stanek et al. 1996, Sumi 2004
 CIRSI :近赤外:近赤外 ( J, H, Ks )(Cambridge InfraRed Survey Instrument )Babusiaux & Gilmore 2005

OGLE は b > 0o と b < 0oで大きく異なる→ b によって変化…..
構造に銀緯依存性?

バルジの金属量分布
 銀河系のDynamical evolution← バルジの構造、分子雲の運動
 Chemical evolution ← 金属量分布(Minniti et al. 1995)[Fe / H]

金属量の勾配R [kpc] (minor axis)

8バルジの金属量分布
 銀河系のDynamical evolution← バルジの構造、分子雲の運動
 Chemical evolution ← 金属量分布×108yrs● : gas○ : Stellar

バーがあると….
(Noguchi 1998)
進化

バルジの金属量分布
解析手法：巨星枝の傾きを [Fe/H] の指標に
Ks vs. (J-Ks) CMD
色等級図からRGBの傾きを求める[Fe/H] = −1.692(±0.500)− 13.613(±5.118) × RGBSlope
Frogel et al. (1999)9バルジの金属量分布
銀経方向のメタリシティ分布 (@ b = +1o.0 )勾配 [Fe/H] = (0.05±0.04)×l + (-0.19±0.12)

バルジの金属量分布
銀緯方向のメタリシティ分布 (@ l = +0o.0 )

Tiede

Tiede

勾配 [Fe/H] = (-0.02±0.26)×b + (-0.09±0.54)

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バルジの金属量分布結果¾ 0 ≦ |l| ≦ 7o … [Fe/H] = -0.14±0.09
勾配 [Fe/H] = (0.05±0.04)×l + (-0.19±0.12)¾ 1 ≦ |b| ≦ 3o … [Fe/H] = -0.12±0.09
勾配 [Fe/H] = (-0.02±0.26)×b + (-0.09±0.54)
銀経、銀緯ともに大きな勾配は見られない
銀緯方向はもう少し大きなスケールで勾配あり?

今後モデルと比較等、定量的な議論にはまだデータが必要
銀緯方向の観測の拡大|b| ≦ 1o のデータの活用 (HKでの[Fe/H] 変換式)
中心領域全体の[Fe/H]分布まとめ 銀河系中心領域の近赤外3バンド(J,H,Ks)
サーベイ観測 銀河中心までの距離

7.52 ±0.10 (stat) ±0.35 (sys) [kpc] | l |≦4゜に異なる傾きの構造 → secondary bar?
 0 ≦ |l| ≦ 7o、1 ≦ |b| ≦ 3oではメタリシティの勾配なし

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