[論文レビュー] The galaxy-wide IMF - from star clusters to galaxies

C. Weidner, Jan Pflamm-Altenburg+1 more|arXiv (Cornell University)|Nov 8, 2010

Astronomy and Astrophysical Research被引用数 4

ひとこと要約

本稿は、個々の星団における定常的IMFと埋め込まれた星団質量関数（ECMF）を組み合わせることで、銀河規模の初期質量関数（IGIMF）を導出する統合銀河初期質量関数（IGIMF）理論を提案する。IGIMFは、星団内での高質量星形成の質量依存性により、定常的IMFよりも急であることが示され、星形成率が高い環境（例：星爆発銀河）では上位重みのIMFが生じ、銀河の化学的進化および恒星残骸集団に大きな影響を与える。

ABSTRACT

Over the past years observations of young and populous star clusters have shown that the stellar initial mass function (IMF) can be conveniently described by a two-part power-law with an exponent alpha_2 = 2.3 for stars more massive than about 0.5 Msol and an exponent of alpha_1 = 1.3 for less massive stars. A consensus has also emerged that most, if not all, stars form in stellar groups and star clusters, and that the mass function of these can be described as a power-law (the embedded cluster mass function, ECMF) with an exponent beta ~2. These two results imply that the integrated galactic IMF (IGIMF) for early-type stars cannot be a Salpeter power-law, but that they must have a steeper exponent. An application to star-burst galaxies shows that the IGIMF can become top-heavy. This has important consequences for the distribution of stellar remnants and for the chemo-dynamical and photometric evolution of galaxies. In this contribution the IGIMF theory is described, and the accompanying contribution by Pflamm-Altenburg, Weidner & Kroupa (this volume) documents the applications of the IGIMF theory to galactic astrophysics.

研究の動機と目的

• 集団的星形成から生じる銀河規模のIMFを導出することで、場所の星におけるIMFと星団におけるIMFの不一致を解消すること。
• 観測された場所のIMF勾配（α ≈ 2.7）が、定常的Salpeter IMF（α = 2.35）よりも急である理由を説明すること。
• 統合銀河初期質量関数（IGIMF）が星形成率（SFR）にどのように依存するか、特に星爆発環境における変動をモデル化すること。
• IGIMFが観測された質量-金属量関係およびSFR指標を自然に再現できることを示すこと。
• IGIMFが上位重みになる条件、特に星形成率が高い領域（例：星爆発銀河）での条件を調査すること。

提案手法

• 個々の星団内での定常的二段階パワー則IMF（m < 0.5 M☉ では α₁ = 1.3、m ≥ 0.5 M☉ では α₂ = 2.3）を組み合わせる。
• m_max–M_ecl関係を適用し、星団内の最も重い星の質量が星団質量に比例することを示す。この関係は観測的制約および物理的フィードバック限界から導出される。
• 埋め込まれた星団質量関数（ECMF）を、勾配β ≈ 2のパワー則としてモデル化し、銀河内での星団質量分布を記述する。
• 星団の質量関数に重み付けして、すべての星団におけるIMFを統合し、グローバルSFRに依存するIGIMFを計算する。
• 観測された星形成領域から導出された、最大星団質量とグローバルSFRとのスケーリング関係を用いる。
• IGIMFを複数のパラメータを持つパワー則としてモデル化し、SFRに応じて勾配が変化することを示し、SFR指標および金属量に関する観測的制約と照合する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 なぜ観測された場所のIMF勾配（α ≈ 2.7）が、定常的Salpeter IMF（α = 2.35）よりも急であるのか？
• RQ2 統合銀河初期質量関数（IGIMF）は個々の星団IMFとどのように異なり、その違いを引き起こす要因は何か？
• RQ3 IGIMFが上位重みになる条件は何か、またその観測的兆候は何か？
• RQ4 IGIMFは自然に観測された質量-金属量関係を説明できるか？
• RQ5 UVとHαの輝度から導かれる星形成率の差異は、IGIMFによってどのように説明できるか？

主な発見

• IGIMFは、低質量星団が高質量星を形成できないため、高質量星の統合的集団における抑制が生じる質量依存的高質量星形成の結果、定常的IMFよりも急である。
• 観測された場所のIMF勾配（α ≈ 2.7）は、IGIMFの結果として自然に説明され、長年のSalpeter勾配との不一致が解消される。
• 星形成率が高い環境（例：星爆発）では、IGIMFは上位重みとなり、1 M☉以上の領域の勾配はα_IGIMF ≈ 0.7–1.0に達する。これはDavé（2008）、van Dokkum（2008）らの観測推定と整合的である。
• IGIMFは、Köppenら（2007）およびRecchiら（2009）が示したように、観測された質量-金属量関係を自然に再現する。
• IGIMFは、UVとHαから導かれる星形成率の差異を説明でき、Pflamm-Altenburgら（2007, 2009）が示したように、これらのトレーサーが高質量IMFに敏感な差異に起因することを説明する。
• 極めて巨大な星団が高SFRで形成される状況では、物理的密集効果により高密度で凝集した星団が高質量IMF勾配を変化させ、上位重みIGIMFが可能になる。