[論文レビュー] Self-enrichment in globular clusters. I. An analytic approach

S. Recchi, I. J. Danziger|ArXiv.org|Feb 22, 2005

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 44被引用数 15

ひとこと要約

本稿では、球状星団における自己豊性化の解析的モデルを提示し、衝撃波駆動型重力不安定性が第二世代の金属群を形成するためには、約10⁶ M⊙の最小原始球状星団質量が必要であることを示している。このモデルは、熱化効率、混合効率、初期質量関数、外部圧力のクラスタ間変動を通じて、球状星団における観測された金属量分布を説明する。

ABSTRACT

By means of analytical calculations, we explore the self-enrichment scenario for Globular Cluster formation. According to this scenario, an initial burst of star formation occurs inside the core radius of the initial gaseous distribution. The outward-propagating shock wave sweeps up a shell in which gravitational instabilities may arise, leading to the formation of a second, metal-enriched, population of stars. We find a minimum mass of the proto-globular cluster of the order of 10^6 solar masses. We also find that the observed spread in the Magnitude-Metallicity relation can be explained assuming cluster-to-cluster variations of some parameters like the thermalization efficiency, the mixing efficiency and the Initial Mass Function, as well as variations of the external pressure.

研究の動機と目的

• 自己豊性化が球状星団内で第二世代の金属群を形成する条件を調査すること。
• 超新星爆発後に巻き上げられたシェル内で重力不安定性が形成されるために必要な原始球状星団（PGC）の最小質量を特定すること。
• 内部および外部パラメータの変動を通じて、銀河系球状星団の明るさ-金属量関係における観測された分布を説明すること。
• 熱化効率、混合効率、初期質量関数、外部圧力といった主要パラメータが金属量分布に与える影響を評価すること。

提案手法

• 超新星エネルギーによって駆動される衝撃波の進化を、密度が高く自己重力を持つ気体コア内で解析的流体力学計算によりモデル化する。
• シェルがクラスタの端に達する前に巻き上げられたシェル内の重力不安定性が発生する条件を適用し、最小PGC質量を導出する。
• エネルギーの付加を、熱化効率ηを自由パラメータとして用いた超新星によるエネルギー転送をモデル化する。
• 最初の星族からの金属混合を、混合効率γを用いてモデル化し、金属量は混合された残渣の割合に依存する。
• 圧力および音速を考慮した修正された自由落下時間に基づき、星形成 timescale t* を導出する。
• 熱化効率η、混合効率γ、m_l（初期質量関数の下限カットオフ）、外部圧力P_4といったパラメータを変化させることで、理論的M_V対[Fe/H]軌道を構築する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 自己豊性化が第二世代の金属群を形成できるために必要な原始球状星団の最小質量は何か？
• RQ2 熱化効率、混合効率、初期質量関数の変動が、球状星団における観測された金属量分布にどのように影響するか？
• RQ3 外部圧力が、自己豊性化星団における金属量進化および星形成効率にどの程度影響を及えるか？
• RQ4 観測された球状星団集団において、明るさと金属量の間に明確な相関がないのはなぜか？
• RQ5 球状星団間の主要物理パラメータの変動によって、観測された金属量分布が説明可能か？

主な発見

• 巻き上げられたシェルが散逸する前に重力不安定性が形成されるためには、約10⁶ M⊙の最小原始球状星団質量が必要である。
• 最も金属量が低い第二世代星に観測される金属量を生成するためには、最初の爆発で生成された金属の少なくとも5–10％がシェルに混合されている必要がある。
• 最も金属量の高い球状星団では、混合効率が0.5以上である必要があり、これは超新星残渣が周囲ガスと効率的に混合されていることを示している。
• 理論的M_V対[Fe/H]軌道はほぼ水平であり、明るさ-金属量関係における観測された強い傾向の欠如と整合的である。
• 観測された最も高い金属量を示す球状星団を説明するためには、上部に重い初期質量関数（m_l > 1 M⊙）が必要である。
• 観測された球状星団間の金属量分布の広がりは、熱化効率（η）、混合効率（γ）、初期質量関数下限カットオフ（m_l）、外部圧力（P_4）のクラスタ間変動によって説明可能である。