[論文レビュー] Primordial Mass Segregation in Starburst Stellar Clusters

Sami Dib, Mohsen Shadmehri+3 more|ArXiv.org|Oct 22, 2007

Stellar, planetary, and galactic studies被引用数 4

ひとこと要約

本論文は、アーチェス星団のような星形成暴走銀河団における原始的質量分離が、崩壊前にプレ星核の急速な凝集によって生じるのだと提案している。これは、乱流を示す原始銀河団雲内の重力的相互作用によって駆動される。このモデルは、観測された浅い質量関数（中質量域では勾配 ≈ 2、高質量域では ≈ 1.7）と特徴的な 6 M⊙ ピークを再現し、全銀河団質量は 1.45×10⁵ M⊙、星形成効率は約 30% と推定されており、重力的に束縛されていることを示している。

ABSTRACT

We present a model to explain the mass segregation and shallow mass functions observed in the central parts of dense and young starburst stellar clusters. The model assumes that the initial pre-stellar cores mass function resulting from the turbulent fragmentation of the proto-cluster cloud is significantly altered by the cores coalescence before they collapse to form stars. With appropriate, yet realistic parameters, this model based on the competition between cores coalescence and collapse reproduces the mass spectra of the well studied Arches cluster. Namely, the slopes at the intermediate and high mass ends are reproduced, as well as the peculiar bump observed at 6 M_sol. This coalescence-collapse process occurs on short timescale of the order of one fourth the free fall time of the proto-cluster cloud (i.e., a few 10^{4} years), suggesting that mass segregation in Arches and similar clusters is primordial. The best fitting model implies the total mass of the Arches cluster is 1.45 10^{5} M_sol, which is slightly higher than the often quoted, but completeness affected, observational value of a few 10^{4} M_sol. The derived star formation efficiency is ~30 percent which implies that the Arches cluster is likely to be gravitationally bound.

研究の動機と目的

• 若い、凝縮した星形成暴走銀河団（アーチェス星団など）における浅い質量関数と極端な質量分離の起源を説明すること。
• 特に 6 M⊙ ピークを再現できない動的摩擦モデルの限界を扱うこと。
• このような銀河団における質量分離が、完全な恒星崩壊の前に行われる原始的プロセスであるかどうかを調査すること。
• 凝集・崩壊モデルを用いて、アーチェス星団の全質量と星形成効率を特定すること。

提案手法

• 原始銀河団雲を等温で乱流を示す分子雲とし、軸対称な密度プロファイルと埋め込まれたプレ星核（PSCs）を仮定。
• 凝集と自由落下崩壊の競合を、凝集および収縮 timescale を時間に依存する方程式でシミュレート。
• 乱流速度スペクトル（β = 1.8）と乱流断片化から導かれる初期核質量関数を用いる。
• 特に、アーチェス星団の2番目の輪状領域に対応する 0.2–0.4 pc の領域におけるPSC質量スペクトルの進化を計算。
• 崩壊中の質量損失を適用し、最終的な恒星のIMFをずらし、観測された 6 M⊙ ピークを説明。
• Kim ら (2006) の観測データにモデルをフィットさせ、全銀河団質量と星形成効率を含む最良適合パラメータを導出。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 アーチェス星団の観測された浅い質量関数と質量分離は、形成後の動的進化ではなく、原始的メカニズムによって説明可能か？
• RQ2 なぜアーチェス星団の質量関数は約 6 M⊙ に明確なピークを示すのか？これは標準的な動的摩擦モデルでは再現できない。
• RQ3 星形成暴走銀河団における質量分離の timescale は何か？原始的と見なせるほど短いのか？
• RQ4 凝集駆動形成モデルに基づいて、アーチェス星団の全質量と星形成効率はどの程度推定されるか？

主な発見

• 凝集・崩壊モデルは、1–3 M⊙ 範囲で α ≈ 2.04、15 M⊙ 以上で α ≈ 1.72 の観測された質量関数勾配を、非常に良好に再現している。
• このモデルは、動的摩擦モデルでは説明できないアーチェス星団の特徴的な 6 M⊙ ピークを成功裏に再現している。
• アーチェス星団の全質量は 1.45×10⁵ M⊙ と推定され、観測的に完全性に影響を受ける一般的な値（数×10⁴ M⊙）よりも高い。
• 星形成効率は約 30% と算出されており、銀河団が重力的に束縛されていることを示しており、Geyer & Burkert (2001) と整合的である。
• 全凝集および崩壊プロセスは、原始銀河団雲の自由落下時間（約 3×10⁴ 年）の約 0.25 倍の timescale で進行しており、原始的質量分離が確認された。
• モデルは、質量の大きなPSCが断面積が大きいために急速に凝集し、初期質量関数を早く平坦化させること、その後中質量核の枯渇後に凝集が遅くなることを示している。