[論文レビュー] High Mass, OB Star Formation in M51 : HST Halpha and Palpha Imaging

N. Z. Scoville, M. Polletta+4 more|arXiv (Cornell University)|Aug 14, 2001

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 1被引用数 125

ひとこと要約

本研究では、ハッブル宇宙望遠鏡のHαおよびPaα画像を用いて、M51の中心領域における高質量OB星形成を4.6–9 pc解像度でマッピングし、減光補正済みHα全光度を導出し、集団の質量および星形成率を制約した。最も明るいHII領域は複数の集団の混合であることが判明し、個々の集団の上限は≤10³⁹ erg s⁻¹（≤5000 M☉）に制限されており、L/M ≈ 1000 L☉/M☉に達した際に放射圧が集団成長を停止させると提案されている。

ABSTRACT

(first paragraph) We have obtained Halpha and Palpha emission line images covering the central 3 - 4 arcmin of M51 using the WFPC2 and NICMOS cameras on HST to study the high-mass stellar population. The 0.1 - 0.2 arcsec pixels provide 4.6 - 9 pc resolution in M51 and the Halpha/Palpha line ratios are used to obtain extinction estimates. A sample of 1373 Halpha emission regions is catalogued using an automated and uniform measurement algorithm. Their sizes are typically 10 - 100 pc. The luminosity function for the Halpha emission regions is obtained over the range L_{Halpha} = 10^{36} to 2 times 10^{39} erg s{-1}. The luminosity function is fit well by a power law with dN/dlnL proportional to L^{-1.01}). The power law is significantly truncated and no regions were found with observed L_{Halpha} above 2 times 10^{39} erg s^{-1} (uncorrected for extinction; the maximum seen in ground-based studies is approximately a factor of 5 higher, very likely due to blending of multiple regions). The extinctions derived here increase the maximum intrinsic luminosity to above 10^{40} erg s^{-1}). The logarithmically binned luminosity function is also somewhat steeper (alpha = -1.01) than that found ground-based imaging (alpha = -0.5 to -0.8) - probably also a result of our resolving regions which were blended in the ground-based images. The 2-point correlation function for the HII regions exhibits strong clustering on scales <= 2 arcsec or 96 pc.

研究の動機と目的

• ハッブル宇宙望遠鏡を用いた高解像度のHαおよびPaα線幅画像を用いて、M51における高質量OB星形成をマッピングすること。
• Hα/Paα線幅比を用いて正確な減光推定値を導出し、HII領域全光度におけるダスト遮蔽を補正すること。
• HII領域の本質的全光度関数を特定し、OB星集団の質量関数を制約すること。
• 分子雲コア内でのOB星集団最大質量の制限要因としての放射圧の役割を調査すること。
• 減光補正済みHα全光度に基づき、M51のUV放射出力および全星形成率をモデル化すること。

提案手法

• WFPC2およびNICMOSを用いて、M51中心部3–4′領域の深さのあるHαおよびPaα狭帯域画像を取得し、空間解像度0.1–0.2″（4.6–9 pc）を達成した。
• 自動的かつ一貫性のあるアルゴリズムを用いて1373個のHα発光領域をカタログ化し、そのサイズ、全光度、空間的分布を測定した。
• 画素単位のHα/Paα線幅比を用いて視覚的減光（A_V）を推定し、平均A_Vは3.1 mag（重みなし）、2.4 mag（全光度加重）、3.0 mag（減光補正済み全光度加重）であった。
• L_Hα = 10³⁶から2×10³⁹ erg s⁻¹の範囲でHα全光度関数を構築し、累積分布をべき乗則dN/dlnL ∝ L⁻¹.⁰¹でフィットした。
• サイズ≤50 pcの1101個のHII領域をサブサンプルとして定義し、単一の集団によってイオン化されたと想定される領域を分離した。
• 自由落下初期密度分布R⁻²を仮定したコア崩壊の流体力学的モデルを構築し、集団成長と放射フィードバックを模擬した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 減光補正後のM51におけるHII領域の本質的全光度関数は何か？
• RQ2 分子雲コア内で形成可能な個々のOB星集団の最大質量は何か？ その上限を制限する物理的メカニズムは何か？
• RQ3 観測されたHII領域のクラスタリングおよび空間的分布は、M51のスパイラルアームおよびアーム間構造とどのように関係しているか？
• RQ4 最も明るいHII領域の多くが複数の集団の混合である割合はどの程度で、その影響が全光度およびサイズ推定に及ぼす影響は何か？
• RQ5 減光補正済みHα放射に基づく、M51における全イオン化光子生成率および全星形成率は何か？

主な発見

• Hα全光度関数は10³⁶から2×10³⁹ erg s⁻¹の範囲でべき乗則dN/dlnL ∝ L⁻¹.⁰¹に従い、2×10³⁹ erg s⁻¹を超える領域は観測されなかった（減光補正前）。
• 減光補正後、最大の本質的Hα全光度は10⁴⁰ erg s⁻¹を超えることがあり、最も明るい領域（≥100 pcのサイズ）は複数のHII領域の混合である可能性が高い。
• サイズ≤50 pcのサブサンプル1101個のHII領域は、減光補正済み全光度が2×10³⁷から10³⁹ erg s⁻¹の間であり、最大集団質量は≤5000 M☉に相当する。
• 観測されたべき乗則指数−1.01は、集団質量関数N(M_cl)/dM_cl ∝ M_cl⁻².⁰¹を示しており、質量の大きな集団の数が急激に減少することを示唆している。
• 放射圧が、L/M ≈ 1000 L☉/M☉に達した際（約1000 M☉の時点で）に集団成長を停止させる主要なフィードバック機構であると提案されている。
• 流体力学的モデルでは、コア崩壊後に放射圧で圧縮されたシェルが数km s⁻¹の速度で外向きに伝播することが示され、星形成バースト環境において二次的星形成を引き起こし、スーパースター集団の形成を促進する可能性がある。