[論文レビュー] Massive star formation in Wolf-Rayet galaxies. III: Analysis of the O and WR populations

Á. R. López-Sánchez, C. Esteban|arXiv (Cornell University)|Apr 1, 2010

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 83被引用数 39

ひとこと要約

本研究では、20個のウルフ・レイター銀河におけるO星およびウルフ・レイター（WR）星の集団を、多波長分光法を用いて分析した。全20地域で青WRブースト（He ii λ4686）を検出するとともに、6地域で赤WRブースト（C iv λ5808）を検出。金属量依存のWR星の明るさを用いることで、低金属量でWR星の数が高くなることが判明。また、WCE/WNL比は、静穏な星形成銀河と比べて顕著に高く、非常に短時間で激しい星形成歴を示していることが示唆された。

ABSTRACT

(Abridged) We perform a comprehensive multiwavelength analysis of a sample of 20 starburst galaxies that show the presence of a substantial population of Wolf-Rayet (WR) stars. In this paper we present the analysis of the O and WR star populations. We study the spatial localization of the WR-rich clusters via the detection of the blue WR bump (broad He II 4686) and the red WR bump (broad C IV 5808). We perform a detailed fitting of the nebular and broad emission lines within these broad features and derive the numbers of WN, WC and O stars using (i) the standard assumption of constant WR luminosities and (ii) considering metallicity-dependent WR luminosities. We then compare our results with the predictions given by evolutionary synthesis models and with previous empirical results. Aperture effects and the exact positioning of the slit onto the WR-rich bursts play a fundamental role in their detection. As expected, the total number of WR stars increases with increasing metallicity, but objects with 12+log(O/H)<8.2 show a rather constant WR/(WR+O) ratio. The computed WCE/WNL ratios are different than those empirically found in nearby star-forming galaxies, indicating that the observed galaxies are experiencing a strong and very short burst. Considering metallicity-dependent WR luminosities, our data agree with a Salpeter-like IMF in all regimes. We consider that the contribution of the WCE stars is not negligible at low metallicities. Although available models reproduce fairly well the WR properties at high metallicities, new evolutionary synthesis models for young starbursts including all involved parameters (age, metallicity, star-formation history, IMF and WR stars properties such as metallicity-dependent WR luminosities, stellar rotation and the WR binnary channel) are absolutely needed to perform an appropriate comparison with the observational data.

研究の動機と目的

• ウルフ・レイター銀河、すなわち極端な星形成爆発系におけるO星およびWR星の集団を理解すること。
• 観測データを用いて金属量がWR星の明るさおよび星数に与える影響を特定すること。
• 観測されたWR星およびO星の比率を、星形成歴やIMF仮定の変化に応じた理論的モデルと比較すること。
• 標準的な定常明るさのWRモデルと金属量依存モデルの両者を比較し、観測された線強度を再現する際の信頼性を評価すること。

提案手法

• ラ・パルマのNOT、INT、WHT望遠鏡から得られたデータを用いた20個の星形成爆発銀河の分光的分析。
• WN星およびWC星からの寄与を分離するために、青WRブースト（He ii λ4686）および赤WRブースト（C iv λ5808）における広帯域発光線の検出とフィッティング。
• ネーブル成分および広帯域発光成分を同時にフィッティングし、ネーブルHe ii λ4686も含めたWR特徴の解析。
• 定常WR明るさと金属量依存明るさ（CH06）の2つのアプローチを用いて、O星、WN星、WC星の数を導出。
• 観測されたWR/OおよびWCE/WNL比を、SV98およびSB99の進化合成モデルの予測と比較。
• 金属量依存のWR明るさとHe ii λ4686強度を用いて、WNL/(WNL+O)比を経験的に推定。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 金属量依存のWR明るさを用いる場合、金属量に応じてウルフ・レイター銀河におけるO星、WN星、WC星の数はどのように変化するか？
• RQ2 なぜ赤WRブースト（C iv λ5808）は青WRブースト（He ii λ4686）よりも頻繁に検出されないのか。その検出可能性に影響を与える要因は何か？
• RQ3 観測されたWR/OおよびWCE/WNL比は、SV98やSB99といった標準的な進化合成モデルの予測とどのように異なるか？
• RQ4 金属量依存のWR明るさを用いることで、観測されたWR線強度とモデルの一致度はどの程度向上するか？
• RQ5 観測されたWR比率は、特に低金属量において星形成歴にどのような示唆をもたらすか？

主な発見

• 青WRブースト（He ii λ4686）は全20地域で検出されたが、赤WRブースト（C iv λ5808）は6地域でのみ検出され、主にアパーチャー効果およびスリット配置によるものである。
• ネーブルHe ii λ4686線は21地域で検出され、金属量が高くなるに従い強度が著しく低下した。これは低Zで高いイオン化度が見られる傾向を確認するものである。
• 金属量依存のWR明るさを用いることで、12+log(O/H) < 8.2の銀河ではWNL/(WNL+O)比が約0.03–0.04の定数として得られた。これは低金属量でWR/(WR+O)比の平坦化が起こり得ることを示唆している。
• 低金属量ではWCE星の寄与は無視できないが、金属量が低下するにつれてWR明るさが減少するため、赤WRブーストを検出するにはより深いつながりの観測が必要である。
• これらの星形成爆発銀河における観測されたWCE/WNL比は、近隣の星形成銀河と比べ顕著に高く、連続的星形成ではなく非常に短時間で激しい星形成歴を示している。
• 定常明るさを仮定した場合、SV98およびSB99モデルは低金属量で観測されたWR線強度を再現できないが、金属量依存の明るさを適用することで一致度が向上し、全金属量範囲でサルペター型IMFが成立している可能性が支持された。