VVV調査

VVVサーベイ^[1]は、 ESOの公開サーベイで、近赤外線で天の川銀河のバルジと南半球中央部の隣接部分をスキャンします。この領域は星形成が活発で、塵と星間ガスが非常に豊富であるため、減光と密集度が高く、可視光で透視することは不可能です。ただし、サーベイ領域全体には、 MACHO、OGLE、EROS などの光学サーベイを実行できる「クリアウィンドウ」がいくつかあります。

VVV サーベイは、パラナルにある先進的なVISTA 4 メートル望遠鏡を使用して、2010 年から 520 平方度にわたって 1929 時間の観測を実施しており、複数の時代にわたって体系的に調査領域を設定しています。2010 年までに知られているカタログは、約 10^9 個の点源で、これには 33 個の既知の球状星団と約 350 個の散開星団が含まれています。

VISTA望遠鏡の主な目的は、「天文学のための可視赤外線調査望遠鏡」^[2]の目標と一致しており、「広視野（IRで直径1.65°）調査望遠鏡とカメラ施設の目的は、今日の8メートルクラスの望遠鏡のニーズに一致する感度で南天の広範囲な調査を実行することです」と述べています。

VVV 調査の最終成果物は、5 つの通過帯域における深近赤外線アトラスと、100 万を超える可変点源のカタログになります。

天の川銀河の変動源を完全に理解するために、観測データは MACHO、OGLE、EROS、VST、スピッツァー、HST、チャンドラ、INTEGRAL、WISE、フェルミ衛星、XMM-ニュートン、GAIA、ALMA のデータと組み合わせられます。

公開調査として、VVV はコミュニティ全体に利用可能なデータを提供し、天の川の歴史、球状星団の進化、銀河バルジの人口調査、およびディスク内の星形成領域の調査のさらなる研究を可能にします。データの公開はエディンバラの VSA によって行われます。

2010 年までに銀河バルジについて分かっていたことは、三軸かつ箱型で、棒状構造を含んでいるということだった (Dweck 他、1995 年; ^[3] López-Corredoira 他、2005 年; Benjamin 他、2005 年)。これは、後期型渦巻銀河 (Sbc) におけるバルジ形成の主な経路であると考えられているシナリオであるが、この文脈で天の川銀河を理解するのは困難である。なぜなら、表面輝度は棒状構造を示しているものの、その恒星集団は主に古いからである (Kuijken および Rich、2002 年; Zoccali他、2003 年)。また、急速な形成の特徴である α 元素の増加も見られる。それでも、バルジの平均年齢が高いため、バルジ内部で発見された若い恒星 (YSO) のごく一部がまだ存在する余地があります (例: Schuller et al., 2006; Yusef-Zadeh et al., 2009)。これは、バルジの星の化学組成が薄い円盤の星や厚い円盤の星のいずれとも異なることを示した Zoccali et al. (2006) の結果と一致しています。したがって、天の川バルジの形成から円盤の永年進化までの予測は、その恒星集団のいくつかの主要な特性と矛盾しているようです。しかし、Meléndez et al. (2008) は最近、Zoccali et al. (2006) と矛盾する結果を発表し、バルジの星と円盤の星は化学組成が区別できないことを示しました。近赤外線の色は金属量に大きく依存するため、VVV 調査は調査領域内の金属量分布の調査に役立ちます。分光データ (例: 将来の APOGEE、Majewski 他、2007) により、α 元素の含有量がさらに明らかになります。

変光星の中には、よく知られている距離指標である RR こと座 RR 星とセフェイド星があり、調査対象領域の 3D マップに 3 次元を提供し、星団の年齢に関する重要な情報をもたらします。フィールド内および球状星団内の RR こと座 RR 星とタイプ II のセフェイド星を比較すると、バルジの形成に関する貴重な情報が得られる可能性があります (例: Feast 他、2008)。現代の ΛCDM 宇宙論では、天の川銀河のような大きな銀河は、数百のより小さな「原始銀河の破片」の集積によって形成されたと予測されており、これはおそらく、現在の矮小球状衛星の祖先と似ていると考えられます (例: Abadi ら、2003)。銀河バルジにある 2 つの非常に巨大な球状星団、NGC 6388 と NGC 6441 は、銀河の歴史の過程で集積された矮小銀河の残骸であると最近示唆されました (Ree ら、2002)。これらの星団は、現在天の川銀河に飲み込まれつつあるいて座dSphの中心にあるM54（NGC 6715）（Ibata et al., 1995）や、矮小銀河の残存核ではないかと長い間疑われてきたω Cen（NGC 5139）（Altmann et al., 2005、およびその中の参考文献など）のケースに類似している可能性があります。銀河バルジにおけるRR LyraeとタイプIIセファイドの探索を提案することで、NGC 6441を残存天体として残した可能性のある集積イベントに関連する破片の存在が明らかになります。後者は私たちの調査の一部です。

銀河面上の -65° < l < -10° および |b | < 2° の領域でのサーベイでは、星形成活動​​が活発で、VPHAS+、Spitzer および MIPSGAL サーベイ、および全天 AKARI および WISE サーベイから補完的な可視光、中赤外線、遠赤外線データが得られます。この領域を追加することで、三軸バルジの他に長いバーとリングを含む (例: López-Corredoira 他、2007)、または含まない (例: Merrifield、2004 およびそこに含まれる参考文献) さまざまな銀河系内部構造モデルを区別することもできます。実際、選択された領域には、長いバーの推定負経度の先端 (l ≈ -14°、|b| < 1°) が含まれていますが、これはまだ観測されていません。速度分散や金属量などの他の重要なパラメーターは、分光追跡観測によって決定されます。さらに、星形成中の星団とより進化した散開星団の両方について、星団自体の光度関数が測定されます。これらの問題は、平面での消光が大きいため、光学調査では対処できません。スピッツァーのデータは、星形成領域内の最も隠れた高質量原始星を検出するのに非常に役立ちます。近赤外線調査は、最も赤い天体を除くすべての天体に対してより感度が高く、これらの波長帯の優れた空間解像度は、遠方の星団と密集したフィールド集団を解像するために不可欠です。

VVV 調査エリアは 348 タイルで構成され、バルジに 196 タイル、ディスクエリアに 152 タイルあります。これら 2 つのコンポーネントは、次のように 520 平方度をカバーするように計画されました。(i) VVV バルジ調査エリアは、-10° ≤ l ≤+10° から -10° ≤ b ≤+5° の間の 300 平方度をカバーします。(ii) VVV ディスク調査エリアは、295° ≤ l ≤ 350° から -2° ≤ b ≤ +2° の間の 220 平方度をカバーします。ただし、耕作プロセスの効率を最大化するために、調査エリア定義ツール (SADT、Hilker ら、2011) によって調査エリアの端でいくつかのシフトが生成され、その結果、約 562 平方度 (42 平方度大きい) のエリアが観測されました。したがって、観測領域はバルジでは −10.0 ≤ l ≤ +10.4 および −10.3° ≤ b ≤ +5.1° の範囲、ディスクでは 294.7° ≤ l ≤ 350.0° および −2.25° ≤ b ≤ +2.25° の範囲となります。VVV サーベイ領域とタイルの番号は図 2 に示され、赤道座標と銀河座標のすべてのタイルの中心のリストは表 A.1 に示されています。タイルの名前は、バルジタイルの場合は「b」、ディスクタイルの場合は「d」で始まり、その後に図 2 に示す番号が続きます。

2006 年 1 月 15 日、ESO は VISTA の公開調査の提案を募集しました。14 件の提案が提出され、2006 年 11 月に VVV 調査が VISTA で承認されました。

2016年から2020年までのVISTAの公共調査の第2サイクルの提案募集が2015年8月1日に開始され、VVV拡張調査が承認されました。