[論文レビュー] Populations of WC and WN stars in Wolf-Rayet galaxies

D. Schaerer, T. Contini+1 more|arXiv (Cornell University)|Sep 2, 1998

Stellar, planetary, and galactic studies被引用数 5

ひとこと要約

本研究では、高SN比分光法を用いて5つのウルフ・レイター銀河におけるWCおよびWN星の集団を分析し、WC星の顕著なCIV 5808 Å線を初めて検出した。WC/WN比は0.2–0.4であり、明確な金属量依存性は認められず、短期間（2–4 Myr）の星形成バーストとサルペーター初期質量関数（IMF）と整合的であるが、急勾配のIMFは除外される。

ABSTRACT

We report the detection of WC stars in 5 Wolf-Rayet (WR) galaxies: He 2-10, NGC 3049, NGC 3125, NGC 5253 and Tol 89. The faint broad CIV5808 line requires sufficiently high S/N to be detected explaining the non-detection of this WC feature in previous observations. From the WR emission lines we conclude that all regions (except NGC 3049) contain a mixed population of WNL, and early WC stars. A spatial offset between the nebular emission and stellar light is observed in 2 objects. Due to age differences the nebular structures around the WR regions are possibly smaller than those mainly energized by SNe. The spatial distribution of WR stars follows the stellar continuum. We derive the absolute number of WR stars of different subtypes. The WC/WN ratios have typical values between 0.2-0.4, and show no clear trend with metallicity (Z). For low-Z objects, these values are larger than the observed WC/WN ratios in Local Group objects, but compatible with expectations for short bursts of if stellar evolution models with high mass loss are used. The ages of the starburst regions are 3-6 Myr; the burst duration must not exceed 2-4 Myr to account for the high population of WR stars, even if emission line stars similar to those in R136 and NGC 3603 are common in starbursts. Within the uncertainties most of the observed quantities are reproduced by models with a Salpeter IMF. Although some WR lines are stronger than predicted, no clear case requiring a significantly flatter IMF is found. IMF slopes much steeper than Salpeter may, however, not be compatible with our data. (Abridged abstract)

研究の動機と目的

• 高SN比分光法を用いてウルフ・レイター銀河におけるWC星の検出と特徴付けを行う。
• WC星とWN星の相対的集団を特定し、金属量依存性を評価する。
• WR発光線診断を用いて、これらの銀河における最近の星形成バーストの持続期間と年齢を制約する。
• 観測されたWR星集団が星の進化モデルと初期質量関数（IMF）の仮定と整合的かどうかを評価する。

提案手法

• WC星の主要な特徴である微弱なCIV 5808 Å発光線を検出するために、高SN比（S/N）の光学分光法が用いられた。
• WR星（WN、WC、WNL）の発光線プロファイルを分析し、星の集団的特徴を推定した。
• ネバラ発光と星の光の間の空間的オフセットを測定し、イオン化源と年齢差を評価した。
• 星の集団合成モデルを適用して、異なる亜種に属するWR星の絶対数を推定した。
• WR発光線の存在と強度から、星形成バースト領域の年齢を導出した。
• サルペーターと他のIMF勾配を仮定したモデル予測と観測されたWR星の数を比較することで、初期質量関数（IMF）を検証した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 ウルフ・レイター銀河におけるWC星とWN星の相対的集団比は何か？また、金属量に依存して変化するか？
• RQ2 WR星の存在に基づいて、これらの銀河における最近の星形成バーストの年齢と持続期間は何か？
• RQ3 標準的な星の進化モデルと高質量損失を仮定した場合、観測されたWR発光線強度を再現できるか？
• RQ4 これらの星形成領域における初期質量関数（IMF）はサルペーターIMFと整合的か？それとも、より平坦または急勾配の勾配を必要とするか？
• RQ5 ネバラ発光と星の光の間の空間的オフセットは、イオン化歴とWR領域内のイオン化源の年齢差をどのように示唆するか？

主な発見

• 高SN比のおかげで、WC星の主要な診断線であるCIV 5808 Å線が5つのWR銀河で検出され、過去の非検出を解消した。
• NGC 3049を除くすべてのWR領域に、WNLと初期型WC星の混合集団が存在し、星の年齢にばらつきがあることを示している。
• WC/WN比は0.2から0.4の範囲にあり、金属量に顕著な傾向は認められず、局所銀河団の対象とは異なる。
• 星形成バーストの年齢は3–6 Myrと推定され、高密度のWR星集団を説明するにはバースト持続時間が≤2–4 Myrである必要がある。
• データはサルペーターIMFと整合的である。明確な証拠は得られなかったが、急勾配のIMFは除外される。
• ネバラ発光と星の光の間の空間的オフセットは、ネバラ構造が超新星によってイオン化される領域よりも小さい可能性を示唆しており、イオン化源の年齢差を示している。