[論文レビュー] Low Mass Pre-Main Sequence stars in the Large Magellanic Cloud - II: HST-WFPC2 observations of two fields in the 30 Doradus region

M. Romaniello, Salvatore Scuderi+3 more|ArXiv.org|Oct 6, 2005

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 35被引用数 7

ひとこと要約

本研究では、ハッブル宇宙望遠鏡/WFPC2の画像を用いて、大マゼラン雲の30ドラドゥス領域内の2つの領域で低質量準主系列（PMS）星を特定した。低質量PMS星は、質量の大きな星から空間的に分離していることが判明し、異なる質量範囲における星形成プロセスの違いを示しており、Salpeterのものより急な初期質量関数（IMF）と、0.2–0.4 M☉ yr⁻¹ kpc⁻²の星形成率密度を示している。

ABSTRACT

As a part of an ongoing effort to characterise the young stellar populations in the Large Magellanic Cloud, we present HST-WFPC2 broad and narrow band imaging of two fields with recent star formation activity in the Tarantula region. A population of objects with Halpha and/or Balmer continuum excess was identified. On account of the intense Halpha emission (equivalent widths up to several tens of Angstroms), its correlation with the Balmer continuum excess and the stars' location on the HR diagram, we interpret them as low mass (~1-2 Mo) Pre-Main Sequence stars. In this framework, the data show that coeval high and low mass stars have significantly different spatial distributions, implying that star formation processes for different ranges of stellar masses are rather different and/or require different initial conditions. We find that the overall slope of the mass function of the young population is somewhat steeper than the classical Salpeter value and that the star formation density of this young component is 0.2-0.4 Mo/yr/kpc2, i.e. intermediate between the value for an active spiral disk and that of a starburst region. The uncertainties associated with the determination of the slope of the mass function and the star formation density are thoroughly discussed.

研究の動機と目的

• 高解像度のハッブル宇宙望遠鏡画像を用いて、大マゼラン雲の30ドラドゥス領域における低質量準主系列（PMS）星を特定・特徴づけること。
• 低質量PMS星の空間的分布を、同時に形成された質量の大きな星と比較し、星形成メカニズムの違いを推察すること。
• 地域の若い星族の初期質量関数（IMF）の勾配と星形成率密度を特定すること。
• PMS星を特定する際の選択バイアスが、導かれたIMF勾配と星形成率推定値に与える影響を評価すること。

提案手法

• 30ドラドゥス領域内の2つの領域で、ハッブル宇宙望遠鏡/WFPC2を用いた広帯域および狭帯域画像撮影を行い、高解像度の光度測定を実施した。
• Hα線の放射とバルマー連続分光過剰を基準に星を選別し、観測された色過剰（m(F675W) − m(F656N)）をHα等価幅の代理として用いた。
• Hα等価幅と観測色過剰との関係を、器具ゼロポイントとフィルタ応答関数を用いて校正した。
• 星の質量を、主系列の上に位置する候補者をHR図に配置することで推定した。
• 初期質量関数（IMF）の勾配は、完全性と選択効果を補正した光度関数から導出した。
• 星形成率密度は、単位面積および時間あたりのPMS星の数から推定され、不確実性はモンテカルロシミュレーションによって評価された。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 30ドラドゥス領域の低質量準主系列星は、同時に形成された質量の大きな星から空間的に分離しているか？
• RQ2 LMCの若い星族の初期質量関数（IMF）は、古典的なSalpeter値よりも急であるか？
• RQ3 観測された2つの領域における星形成率密度は何か？また、スパイラル銀河と星形成暴走銀河と比較してどうか？
• RQ4 PMS星を特定する際の選択バイアスは、導かれたIMF勾配と星形成率にどのように影響するか？

主な発見

• 強力なHα線放射（等価幅が数10 Åまで達する）とバルマー連続分光過剰を示す低質量PMS星（1–2 M☉）が、HR図における主系列の上に位置する点から特定された。
• 低質量PMS星の空間的分布は、質量の大きな星とは顕著に異なり、異なる質量範囲における星形成プロセスや初期条件の違いを示している。
• 初期質量関数の勾配は、Salpeterの値よりも急であり、標準的なIMFよりも相対的に低質量星の数が多いことを示唆している。
• 星形成率密度は0.2–0.4 M☉ yr⁻¹ kpc⁻²と推定され、一般的なスパイラルディスクと星形成暴走銀河の中間の値である。
• IMF勾配と星形成率の不確実性は大きく、選択基準によって数倍のばらつきが生じる可能性がある。
• 高・低質量星の空間的分布に観察された逆相関は、IMFが普遍的な関数ではなく、多様な局所的プロセスの平均として現れるものである可能性を示唆している。