- Хемодинамика звездного населения в M31 по данным интегрированной световой спектроскопии APOGEE (arXiv)
Автор: Бенджамин Дж. Гибсон, Гейл Засовски, Анил Сет, Айшвария Ашок, Кэмерон Гулд, Тобин Вайнер, Стен Хассельквист, Джон Хольцман, Джули Имиг, Дмитрий Бизяев, Стивен Р. Маевски
Аннотация: Мы представляем анализ почти 1000 интегральных световых спектров ближнего инфракрасного диапазона от APOGEE во внутренней области ~7 кпк M31. Мы используем аппроксимацию полного спектра с помощью простых спектральных шаблонов звездного населения A-LIST, которые представляют население звезд с одинаковым возрастом [M/H] и [α/M]. При этом мы определяем среднюю кинематику, металличность, содержание α и возраст звездного населения бара, балджа и внутреннего диска M31 (∼4–7 кпк). Мы находим неосесимметричное поле скоростей в M31, возникающее из-за наличия бара. Выпуклость M31 бедна металлами относительно диска ([M/H] = −0,149+0,067−0,081 dex), имеет минимумы металличности по обе стороны от стержня ([M/H] ∼ -0,2) и повышается содержание α ([α/M] = 0,281+0,035–0,038). Диск M31 в пределах ~7 кпк повышен как по металличности ([M/H] = -0,023+0,050-0,052), так и по содержанию α ([α/M] = 0,274+0,020-0,025). Оба этих структурных компонента имеют одинаковый возраст ≃ 12 млрд лет. Мы находим, что металличность увеличивается по мере удаления от центра M31 с самым крутым градиентом вдоль большой оси диска (0,043 ± 0,021 dex/кпк). Этот градиент является результатом изменения вклада света от бедной металлом выпуклости и богатого металлом диска. Хемодинамика звездного населения кодирует информацию о химическом обогащении галактики, истории звездообразования и истории слияний, что позволяет нам обсуждать новые ограничения на формирование M31. Наши результаты обеспечивают переход между нашим пониманием Млечного Пути и других внешних галактик.
2. Множественное звездное население в шаровых скоплениях с JWST (arXiv)
Автор: А. П. Милоне
Аннотация :: Я представляю первое свидетельство множественных популяций в шаровом скоплении (GCs) 47Tucanae, основанное на изображениях, полученных с помощью камеры ближнего инфракрасного диапазона (NIRCam) на борту космического телескопа Джеймса Уэбба (JWST). В то время как фотометрия NIRCam плохо чувствительна к многочисленным популяциям среди звезд ярче колена главной последовательности (ГП), M-карлики с массой более 0,1 массы Солнца определяют широкий цветовой диапазон F115W-F322W2 из-за множественной популяции. Различия в цвете от звезды к звезде в основном связаны с разным количеством водяного пара (следовательно, кислорода), который влияет на спектры М-карликов. Карта хромосом показывает расширенную первую популяцию (1P), состоящую из М-карликов с разной металличностью, и три основные группы звезд второй популяции (2P), обедненных кислородом по сравнению с 1P. Я представляю открытие ГП звезд с очень малой массой (массы меньше 0,1 массы Солнца) и предварительно связываю его с последовательностью, состоящей только из звезд с высоким содержанием кислорода.
