[論文レビュー] Rethinking Globular Cluster Formation

A. Renzini|arXiv (Cornell University)|Feb 2, 2013

Markov Chains and Monte Carlo Methods参考文献 1被引用数 4

ひとこと要約

この論文は、従来のモデルに挑戦し、球状星団（GC）の形成を再評価する。第二世代星は、高密度で質量の大きな前身雲におけるAGB噴出物のリサイクルによって形成されると提唱する。このプロセスには、最大で2×10⁸ M☉の前身質量を要する。また、複数の星団が静穏な矮星銀河および激しい渦巻き銀河の中心部でも形成可能であり、環境に依存しない。主な貢献は、外部からの希釈ではなく、化学的自己増幅が観測された元素組成パターンを説明する統一的シナリオを提示することにある。

ABSTRACT

This paper is aimed at emphasizing some of the main hints, constraints and difficulties we currently have in trying to understand how globular clusters formed, along with their multiple stellar generations, an issue that must be regarded as intimately connected to the formation process itself. Thus, the topics that are addressed include i) the required mass of the progenitor, ii) how to form new stars in an environment already crowded by a previous stellar generation, iii) how photometry and spectroscopy appear to suggest different formation processes for second generation stars, iv) whether dilution with pristine material may (or may not) be necessary for the formation of second generations, v) why the few clusters with multiple iron abundances are after all not so different from those that are homogeneous, and finally vi) why special environmental conditions may not be necessary for the formation of globular clusters with multiple stellar generations.

研究の動機と目的

• 球状星団が極めて高い質量および金属量の制約のもとで複数の星団世代を形成するという長年の謎を解明すること。
• 球状星団における第二世代星形成に、純粋なガスの希釈が必要であるという仮定に挑戦すること。
• 金属貧乏な星団と金属豊富な星団、銀河の中心部に存在する星団を含め、両者における複数の星団の形成を統合的に説明すること。
• 星形成効率と前身質量スケーリングが、球状星団およびその残骸の観測された質量予算を説明できるかどうかを評価すること。
• 第二世代星の形成に特別な環境的条件を要するのか、それとも高密度で自己増幅可能な条件下では普遍的に発生可能なのかを特定すること。

提案手法

• 質量予算制約を用いて前身質量を推定：M_progenitor ≈ M_SG(today) × 20 × ε⁻²、ここでεは星形成効率である。
• Chabrier/Kroupa初期質量関数（IMF）を適用し、球状星団（n ~ 10⁷ cm⁻³）における星形成率および密度を推定する。
• 光度曲線と分光的元素組成パターン（CNO、Na、O）を分析し、形成歴史と化学的進化を推定する。
• 第二世代星の観測された元素比をAGB噴出物の混合予測と比較し、超新星金属の欠如から、希釈シナリオを除外する。
• 星間物質の駆除と星風の役割を評価し、球状星団に超新星残骸が存在しない理由を説明する。
• 静穏な矮星銀河と激しい渦巻き銀河の中心部での形成を対比し、金属豊富な星団の事例としてNGC 6388およびNGC 6441を用いる。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 観測された第二世代星の質量を説明するため、球状星団の前身雲に必要な質量はどの程度か？
• RQ2 第一世代星で既に高密度に埋め込まれた環境でも、第二世代星がどのように形成可能なのか？
• RQ3 第二世代星の観測された元素組成パターンを説明するには、純粋なガスの希釈が必要なのか、それともAGB噴出物による自己増幅で十分なのか？
• RQ4 NGC 6388およびNGC 6441のような金属豊富な星団が、激しく不規則な環境にあっても複数の星団を示すのはなぜか？
• RQ5 静穏な環境と激しい環境の両方で複数の星団が形成可能であるならば、これは普遍的な形成メカニズムを示唆するのか？

主な発見

• 典型的な球状星団（M_SG(today) ≈ 10⁵ M☉）が10％の星形成効率で形成される場合、前身質量は約2×10⁸ M☉に達する。ω Cenでは、この値は約4×10⁹ M☉にまで上昇する。
• すべての銀河の球状星団を形成するのに必要なガス総質量は約4×10¹⁰ M☉であり、うち約4×10⁹ M☉の第一世代星がハローに散逸した。これは現在のハロー質量と一致する。
• 第二世代星は、純粋なガスの希釈ではなく、AGB噴出物のリサイクルによって形成される可能性が高く、後者では観測されていない超新星金属の保持を要する。
• 色-等級図における光度曲線の鋭さは、連続的で徐々な化学的増幅を否定し、離散的な爆発的星形成を支持する。
• 金属豊富な星団NGC 6388およびNGC 6441は、ヘリウムが豊富な第二世代星の明確な証拠を示しており、複数の星団が激しく渦巻く高金属量環境でも形成可能であることを証明している。
• 球状星団に超新星金属が存在しないことは、極めて効率的なフィードバックが作用していることを示し、残存ガスが保持され混合されるようなシナリオを排除する。