[論文レビュー] The Star Cluster Population of M51: III. Cluster disruption and formation history

Mark Gieles, N. Bastian+2 more|ArXiv.org|Jun 2, 2005

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 33被引用数 51

ひとこと要約

本研究では、観測された年齢-質量分布を用いてM51の星団集団の破壊 timescale と形成歴を制約する。星団の破壊は10⁴ M☉の星団で約100 Myrの timescale で発生するが、理論的予測より5倍短い。これは、M51のディスクが長寿命の質量的星団に不適であることを示唆しており、NGC 5195との相互作用中に形成率が上昇したとしても同様である。

ABSTRACT

In this work we concentrate on the evolution of the cluster population of the interacting galaxy M51 (NGC 5194), namely the timescale of cluster disruption and possible variations in the cluster formation rate. We present a method to compare observed age vs. mass number density diagrams with predicted populations including various physical input parameters like the cluster initial mass function, cluster disruption, cluster formation rate and star bursts. If we assume that the cluster formation rate increases at the moments of the encounters with NGC 5195, we find an increase in the cluster formation rate of a factor of 3, combined with a disruption timescale which is slightly higher then when assuming a constant formation rate (t_4 = 200 Myr vs. 100 Myr). The measured cluster disruption time is a factor of 5 shorter than expected on theoretical grounds. This implies that the disk of M51 is not a preferred location for survival of young globular clusters, since even clusters with masses of the order of 10^6 M_sun will be destroyed within a few Gyr.

研究の動機と目的

• 観測された年齢と質量分布を用いて、M51ディスクにおける星団破壊 timescale を特定すること。
• 特にM51-NGC 5195の相互作用中に形成率が上昇した場合、非常に短い破壊 timescale を必要とせずに観測された年齢-質量分布を再現できるかを評価すること。
• 年齢フィッティング手法の妥当性が、真の星団集団特性を回復できるかを検証すること。
• 観測された星団集団が標準的な破壊則で説明可能か、あるいは修正された物理法則を要するかを評価すること。
• M51の環境下で、宇宙論的 timescale にわたって質量的星団（10⁶ M☉）が生存可能かどうかを調査すること。

提案手法

• 星団初期質量関数、破壊 timescale、形成率、乳児期死亡率をパラメータ化したモデルを用いて、合成星団集団を構築した。
• M51-NGC 5195の接近時刻に一致するバーストを含む時変形成率モデルを適用し、相互作用中に形成率が上昇した場合をテストした。
• 質量依存の破壊則 t_dis ∝ M_i^γ を用い、N体シミュレーションと観測的制約に基づき γ = 0.62 とした。
• 2次元のボーリングと χ² 最小化を用いて、シミュレートされた年齢-質量数密度図と観測データを比較し、最良の適合パラメータを特定した。
• 年齢推定における系統的バイアスを補正する手法を用い、観測データの年齢フィッティングアーティファクトを補正した。
• 明るさ限界と観測の完全性を組み込み、HSTアーカイブデータとの現実的な比較を保証した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 M51における星団の真の破壊 timescale は何か？ そして理論的予測と比べてどうか？
• RQ2 銀河の相互作用中に形成率が上昇した場合、極めて短い破壊 timescale を必要とせずに、観測された年齢-質量分布を再現できるか？
• RQ3 M51における星団の破壊 timescale は、初期星団質量と銀河環境にどのように依存するか？
• RQ4 年齢フィッティングバイアスが、星団集団の推定された年齢および質量分布に及ぼす影響はどの程度か？
• RQ5 M51のディスクで、質量的星団（10⁶ M☉）の長期的生存確率は何か？ なぜ古い質量的星団は観測されないのか？

主な発見

• 定常形成の下で10⁴ M☉の星団の観測された破壊 timescale は t₄ = 1.0⁺⁰.⁶₋₀.⁵ × 10⁸ yr であり、理論的予測より5倍短い。
• NGC 5195との相互作用中に形成率が上昇した場合、破壊 timescale は t₄ = 2.0⁺².³₋₁.¹ × 10⁸ yr に延びるが、依然として理論的予測より顕著に短い。
• 最良の適合破壊則は γ = 0.65⁺⁰.¹⁶₋₀.²⁵ および t₄ = 1.0⁺⁰.⁸⁴₋₀.³⁵ × 10⁸ yr を得、N体シミュレーションと観測的制約と整合的である。
• 非常に質量の大きな星団（10⁶ M☉）ですら、破壊の質量依存性の急峻さから、M51のディスクで3.5 Gyr 以上生存することは予測されない。
• 最も大きな星団のサイズは年齢とともに減少する—10⁷ yr 未満の星団では15 pc から、1 Gyr の星団では10 pc にまで低下する—これは、より小さな星団がより耐性があることを示唆している。
• より古い星団は、より大きな銀河中心距離で多く見られ、外縁部対内縁部の星団比は10⁶から10⁸.⁵ yr の間で1.8倍に増加する。これは、密度の高い内縁部で破壊が強く発生していることと整合的である。