Globular Clusters in Elliptical Galaxies Luminosity Functions Colour Distribution Spatial Distribution Specific Frequency Why E’s have higher SN of GCs? Are GCLFs of E’s the same as that of the Milky Way? Are GCLFS of E’s universal? Are colour distribution of E-GCs always bimodal? What is an implication of bimodal colours? What is a typical stellar population of E-GCs? How are GCs in X-ray extended E’s? Is SN correlated to any other global properties of E’s? Can merger produce young GCs? M32 by T.M.Brown et al. (NASA)

楕円銀河の球状星団系 楕円銀河の球状星団系は銀河系の球状星団と同じくらい古いか？ 親銀河の単位光度あたりにすると楕円銀河には渦状銀河や不規則銀河の 二倍以上の球状星団がある。そもそも楕円銀河では球状星団が多数生ま れたのか、それともマージングの時に新たに形成されたのか？ 球状星団は衝突・合体している銀河の中で新たに形成されている。 球状星団系の光度関数は普遍的である。銀河系と楕円銀河とでは 違いがない。つまり球状星団の年齢はほぼ同じはず。 球状星団の色分布はダブルピーク。青い球状星団の金属量は楕円銀河 本体よりも低い。赤い星団の金属量は相対的に高く、銀河の光度と相関 を持っている。つまり、青い星団は銀河の形成に先立って誕生し、 赤い星団は銀河と同時に形成されたと考えられる。

Huge Number of GCs in E/cD Galaxies Harris (1991) ARA&A 29, 543 i-GCs? 楕円銀河やｃD銀河には球状星団が多い

GCLF of the Milky Way Galaxy Harris et al. (1991) ApJS 76, 115 銀河系の球状星団の光度関数（GCLF)はガウス分布で再現できる。光度関数の ピークの絶対等級（turnover magnitude)はMv=-7.36±0.17、分散はσ＝１．２８．

GCLFs of Various Galaxies Harris (1991) ARA&A29, 543 銀河系、M31、楕円銀河のGCLFが似ていることに注意

GCLFs of Ellipticals in Fornax Blakeslee & Tonry (1996) ApJ 465, L19 　　　NGC1314 σ＝1.35±0.18 　　　ｍｖ＝23.80±0.25 NGC1360 σ＝1.30±0.17 　　　ｍｖ＝24.05±0.25 　　　NGC1399 　　　　σ＝1.38±0.09 　　　ｍｖ＝23.83±0.15 　　　NGC1404 　　　　σ＝1.32±0.14 　　　ｍｖ＝23.92±0.20 GCLFs are universal in the Fornax cluster　

Universal GCLFs? Ajhar et al. (1994) AJ 108, 2087 Blakeslee et al (1997) AJ 114, 482 球状星団系の光度関数の幅はどの楕円銀河でもほぼ同じ。特に幅がよく 決まっている銀河（σ＜0.15）ではσ＝1.43±0.08という一定値を取る。

Turnover Magnitude & σ of GCLFs? Snecker & Harris (1993) AJ 105, 1358 Turnover magnitude とσとの間には相関がある。

GCLF Turnover Magnitude Blakeslee & Tonry (1996) ApJ 465, L19 楕円銀河の球状星団系の 光度関数のピーク銀河群、 銀河団、大規模な銀河団 となるにしたがって暗くなる。 GCLFは環境に依存する。

Colour Distribution of GCs A bimodal or multimodal colour distribution is often cited as a signature of merger origin of GCs of elliptical galaxies. It is still uncertain if GC formation during mergers is effective enough to explain the higher SN in ellipticals than those of spiral galaxies.

Colour Distribution of M87 & NGC3923 GCs M87 Whitmore et al. (1995) ApJ 454, L73 NGC3923 Zepf et al. (1995) ApJ 443, 570

Colour Distribution; Always Bimodal? Forbes et al. (1997) AJ 113, 1652 GCの色分布は普遍的に二極、多極分布 ではないが非常に良く見られる現象である。

Colour Distribution (Inner vs Outer) Geisler et al. (1996) AJ 111, 1529 outer inner Virgo銀河団の中心にある楕円銀河 M87とM49ではいずれの場合にも 内側の球状星団はBimordal分布を 示すが、外側では青いGCが卓越する。 金属量の高いGCは中心部に集中する。 NGC4472 M87

[Fe/H] of Metal-Rich GCs & Galaxy Mv Forbes et al. (1997) AJ 113, 1652 金属量の高い球状星団の平均の 金属量は銀河の絶対等級が 明るいほど高いという傾向がある。 銀河の星の金属量も銀河質量が 大きいほど高いという相関が良く知られて いるから、金属量の高い球状星団 （赤いGCｓ）は銀河本体の星の形成と 同時に誕生したと考えられる。 metal-rich 金属量の低い球状星団は相対的に 数も多く、広範囲に広がっている。 その平均の金属量は赤いGCｓよりも 一桁以上低い。銀河本体の絶対等級 と関係があるようにも見えるが、 必ずしも明瞭ではない。赤いGCｓが 混在してこの傾向を示す可能性もある。 metal-poor

[Fe/H] Gradient for the GCs in M87 Harris et al. (1998) AJ 115, 1801 M87のGCの金属量はコア半径（６０“＝４．３ｋｐｃ）の内側ではほぼ一定であるが、 その外側では徐々に減少する傾向にある。これはGCの形成がエネルギーの散逸を 伴ったことを示唆する。

Young Star Clusters in NGC4038/4039 Whitmore & Schweizer (1995) AJ 109, 960 colliding galaxies NGC4038/4039 青い星団が卓越 この二つの銀河は銀河同士が合体する初期の段階にあるので有名。若い星団が 誕生していることが知られている。これから、球状星団のある割合はマージャーで 形成されることが明らかになった。ただし、その数は楕円銀河の高いSNを説明する にはまだ不十分である。このようなGCｓの金属量がどのようなものになっているか？

GCs in Dynamically Young Elliptical Galaxies Miller et al. (1997) AJ 114, 2381 NGC7252 若い球状星団の光度関数はPower Law。小さな星団は後に崩壊する。

Implication of Bimodal Colour Distribution どの楕円銀河も古い球状星団をもつ。 最近マージャーが起きた銀河では若い球状星団が在る。 それよりも古いマージャーは元々あった球状星団と同じ色になっている。 年齢を経るとともに若い星団の方が金属量の効果で赤くなる。

CM Diagram: An Evolutionary Sequence? Whitmore et al. (1997) AJ 114, 1797 低い金属量の球状星団は最初に形成され、金属量の高い球状星団が 次に形成される。この新しい星団は年齢が若い効果で形成直後は青いが、 時間が経つとともに金属量の効果が年齢のそれを凌駕し、現在は赤くなる。

Merger Formation Scenario マージングの直後の銀河では実際に若い星団が形成されている。然しながら、星団が誕生しているのは銀河の中心領域に限られる 楕円銀河でSNが高いのは金属量の低い星団が多数あるからである。しかも、それらは銀河の外部領域に広く拡散して分布しており、マージャーで形成された星団をどのようにして外側にまではじき出すだすか、そのメカニズムが明らかでない。マージングでは金属量の高い星団が形成されるが、その数はSNを説明するのには不十分である。

Specific Frequency Problem 銀河の星の総光度で規格化した球状星団の数 どうして楕円銀河のSNが高いか？ 楕円銀河の球状星団はマージングや、クーリングフロー、剥ぎ取りなどでExtra－GCとして増える可能性がある。 或いは、銀河団に属する球状星団が中心にある銀河に属する星団として見かけ上数多く見えているかも知れない。 球状星団は銀河が形成する前と直後に形成される可能性がある。

GC Surface Density Slope vs SN Forbes et al. (1997) AJ 113, 1652 SNの高い楕円銀河の球状星団はより広がって分布する

No Clear Correlation with MR Blakeslee et al. (1997) AJ 114, 492 SNは銀河の絶対等級と相関しない。これはマージャー説には不都合。

Strong Correlation with LX Blakeslee (1997) ApJ 481, L59 銀河団の中心にある楕円銀河のSNは銀河団のX線光度と強い相関 を示す。銀河団のポテンシャルに捕らわれた球状星団が重ね合わさって いるのか、銀河に再降着したのか。

Strong Correlation with Cluster Velocity Dispersion Abell2124 Abell2147 Blakeslee (199９) AJ 118, 1506 Abell754 Abel1644 銀河団の中心にある楕円銀河やｃD銀河の球状星団∝銀河団のポテンシャル

SN vs Cluster Velocity Dispersion Harris et al. (1998) AJ 115, 1801 銀河団のポテンシャルの 深いところにある銀河には 球状星団が多い。これは そのような場所で星団が 作られる効率が高かったの か、或いは、銀河団に散在 する星団が降り積もったのか。 球状星団数と絶対等級