[論文レビュー] The Formation of Star Clusters

Bradley C. Whitmore|arXiv (Cornell University)|Dec 29, 2000

Astronomy and Astrophysical Research参考文献 2被引用数 12

ひとこと要約

この論文は、星形成銀河および合体銀河で形成中の若く、質量が大きく、コンパクトな星団がハッブル宇宙望遠鏡の観測によって明らかにされたことをレビューし、スーパースタークラスターから準球状星団に至るこれらの星団が、普遍的なべき乗則初期質量関数に従う統一的モデルを提案している。主な貢献は、宇宙の歴史と環境を貫いて星団形成を結びつけることであり、合体銀河に存在する質量の大きな星団が、後に球状星団に進化する可能性があり、NGSTが赤方偏移 z ≈ 9 でそのような対象を検出できる可能性がある。

ABSTRACT

The ability of HST to resolve objects ten times smaller than possible from the ground has rejuvenated the study of young star clusters. A recurrent morphological theme found in nearby resolved sytems is the observation of young (typically 1 - 10 Myr), massive (10**3 - 10**4 M_sun), compact (rho ~ 10**5 M_sun/pc**3) clusters which have evacuated the gas and dust from a spherical region around themselves. New stars are being triggered into formation along the edges of the envelopes, with pillars (similar to the Eagle Nebula) of molecular gas streaming away from the the regions of star formation. The prototype for these objects is 30 Doradus. Another major theme has been the discovery of large numbers of young (typically 1 - 500 Myr), massive (10**3 - 10**7 M_sun), compact star clusters in merging, starbursting, and even some barred and spiral galaxies. The brightest of these clusters have all the attributes expected of protoglobular clusters, hence allowing us to study the formation of globular clusters in the local universe rather than trying to ascertain how they formed ~14 Gyr ago. The prototype is the Antennae Galaxy.

研究の動機と目的

• 近傍銀河で観測された若く、質量が大きく、コンパクトな星団の形成メカニズムを理解すること。
• これらの星団が準球状星団であるかどうか、そして古い球状星団の形成とどのように関係するかを調査すること。
• 静穏なスパイラル銀河から激しい合体まで、さまざまな銀河環境において、星団形成を支配する物理的プロセスが同一であるかどうかを特定すること。
• 特に、合体によって楕円銀河が形成される文脈において、星団形成が銀河進化に果たす役割を評価すること。
• 将来の望遠鏡（例：NGST）が、高赤方偏移で最初の質量の大きな星団を検出できる可能性を検討すること。

提案手法

• WFPC1 および WFPC2 を用いたハッブル宇宙望遠鏡の画像を分析し、30 Doradus やアンテナ銀河などの近傍銀河における若年星団の解像を行う。
• 画像の復元技術（デコンボリューション）を用いて分解能を回復し、コンパクト星団内に多数の星が存在することを確認する。
• 若年星団、分子雲、HII領域の等級関数を比較し、いずれも指数 ≈ -2 のべき乗則に従うことが判明した。
• 内部的（例：蒸発、星の質量損失）および外部的（例：潮汐的応力、誘発的星形成）プロセスを考慮した星団進化モデルを構築する。
• 異なる銀河環境における星団質量分布を説明するため、普遍的な初期質量関数モデルを適用する。
• 感度および量子効率を考慮して、HST および NGST が若年球状星団を検出可能な赤方偏移の上限を推定する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 星形成銀河および合体銀河において、質量が大きくコンパクトな星団が形成される物理的メカニズムは何か？
• RQ2 合体銀河における最も明るい若年星団は、古い球状星団の前身であるか？
• RQ3 質量の大きな開放星団と低質量の球状星団には根本的な違いがあるのか、それとも区別は人工的であるのか？
• RQ4 多様な銀河環境および宇宙の歴史にわたって、星団の形成と進化を説明する単一の普遍的モデルは可能か？
• RQ5 将来の望遠鏡（例：NGST）は、アンテナ銀河で観測されたような若年コンパクト星団を、どの赤方偏移で検出できるか？

主な発見

• ハッブル観測により、30 Doradus の R136 は中心 8 アーキセonds 内に 3,500 以上もの星を含むことが確認され、極めてコンパクトで若年（1–10 Myr）であることが判明した。
• アンテナ銀河のような合体銀河に存在する若年質量星団は、質量が 10^3 から 10^7 太陽質量、密度は約 10^5 太陽質量/立方パーセクであり、準球状星団に類似している。
• 若年星団、分子雲、HII領域の等級関数はいずれも指数 ≈ -2 のべき乗則に従い、星団形成における普遍的な初期質量関数の存在を示唆している。
• 内部的および外部的プロセスによる弱く広がった星団の崩壊が、銀河の内部およびミルキーウェイにおける星団タイプの観測分布を説明している。
• HST と WFPC2 を用いることで、若年球状星団は赤方偏移 z ≈ 0.5 まで検出可能であり、NGST はこれを z ≈ 9 まで拡張できると予想される。これは、『暗黒時代』の最初の質量星団を観測できる可能性を示している。
• 開放星団と球状星団の区別は、両者が連続的な形成・進化の過程における段階を表している可能性があるため、人工的である可能性がある。