[論文レビュー] The Stellar Initial Mass Function in 2007: A Year for Discovering Variations

Bruce G. Elmegreen|ArXiv.org|Mar 21, 2008

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 1被引用数 11

ひとこと要約

2007年のレビューは、星形成初期質量関数（IMF）が宇宙時間や環境によって変化することを示す証拠を統合している。高赤方偏移、高密度、低金属量領域では、特徴的質量が高く、勾配が平らになる傾向があり、これはガス相のプロセス（たとえば乱流や分割）がIMFを支配しており、星間のフィードバックや動的進化が低質量および高質量端を形作っていることを示唆している。IMFはガス相で決定されており、前身星クラスターがIMFを再現していることから、乱流密度構造に起因する普遍的な起源があると考えられる。

ABSTRACT

The characteristic mass M_c and slope Gamma of the IMF are reviewed for clusters, field regions, galaxies, and regions formed during cosmological times. Local star formation has a somewhat uniform M_c and Gamma. Statistical variations in Gamma are summarized, as are the limitations imposed by these variations. Cosmological star formation appears to have both a higher M_c and a slightly shallower slope at intermediate to high stellar mass. The center of the Milky Way may have a shallow slope too. Field regions have slightly steeper slopes than clusters, but this could be the result of enhanced drift of low mass stars out of clusters and associations. Dwarf galaxies also have steeper slopes. Results from the observation of pre-stellar clumps are reviewed too. Pre-stellar clumps appear to have about the same mass function as stars and are therefore thought to be the main precursors to stars. If this is the case, then the IMF is generally determined by gas-phase processes. Brown dwarf formation also shares many characteristics of star formation, suggesting that they form by similar mechanisms.

研究の動機と目的

• さまざまな天体物理学的環境における星形成初期質量関数（IMF）の変動に関する実証的および理論的証拠を評価すること。
• IMFが主に乱流や分割といったガス相プロセスによって決定されるのか、それともフィードバックや動的進化といった星間スケールプロセスによって決定されるのかを調査すること。
• 前身星クラスターの質量関数がIMFに類似しているという事実に基づき、それらがIMFをどのように決定づけているかを評価すること。
• 高赤方偏移銀河、銀河のバルジ、および矮星銀河といった極端な環境が、IMFの特徴的質量と勾配に与える影響を検討すること。
• フィールド領域、クラスタ、銀河間のIMF勾配に関する観測的不一致を、質量分離や環境フィードバックといった物理的メカニズムと一致させること。

提案手法

• 局所的クラスタ、フィールド領域、銀河、および宇宙論的星形成時代における観測されたIMF勾配（Γ）と特徴的質量（Mc）を、多様な環境で分析すること。
• 前身星クラスターの質量関数と星形成初期質量関数（IMF）を比較することで、IMFがガス相で決定されているかどうかを推論すること。
• IMFの変動に関する統計的分析を用いて、特に極端な環境において、SalpeterのIMF（Γ = 1.35）からのずれの有意性を評価すること。
• 自己重力的で磁化され、乱流のあるガスにおける乱流と分割の理論的モデルを適用し、観測された質量関数の形状を説明すること。
• 大質量星における時間依存的星質量損失をモデル化することで、実際に観測されるIMFの上端カットオフ（約120–150 M☉）が、実際に形成されるより大きな質量の原始星（最大500 M☉）の存在を反映していない可能性を評価すること。
• トップダウン、ボトムアップ、遮断モデルのIMF形成メカニズムを、観測された前身星コアおよび星の質量関数と照らし合わせて比較することで評価すること。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 星形成初期質量関数（IMF）は、高赤方偏移領域、矮星銀河、銀河のバルジといった異なる銀河的環境で体系的に変化するか？
• RQ2 乱流、Jeans質量、フィードバックといった物理的メカニズムが、IMFの特徴的質量（Mc）と勾配（Γ）をどのように決定づけているか？
• RQ3 前身星クラスターの質量関数とIMFの類似性から、IMFがガス相で決定づけられているという仮説の妥当性はどの程度か？
• RQ4 なぜフィールド領域や矮星銀河ではクラスターよりも勾配が急になるのか？これは動的質量分離によるものか、それとも形成メカニズムそのものの違いによるのか？
• RQ5 高赤方偏移、高金属量、高圧環境といった極端な条件がIMFに与える影響は何か？また、これは初期銀河形成にどのような意味を持つのか？

主な発見

• IMFの特徴的質量（Mc）は、クラスタ、フィールド領域、およびミルキーウェイのバルジといった多様な局所的環境で驚くほど一貫しており、Mc ≈ 0.3 M☉である。これは、普遍的なガス相起源を示唆している。
• 高赤方偏移および高密度環境（ミルキーウェイのバルジ、早期型銀河、極端に金属量が低い星など）では、Mcが高く、IMF勾配が平ら（Γ ≈ 1）になる傾向があり、より質量の大きな星の割合が増えることを示している。
• 前身星クラスターの観測では、質量関数が星形成初期質量関数（IMF）と非常に類似しており、IMFが主に乱流や分割といったガス相プロセスによって決定づけられているという仮説を支持している。
• 矮星銀河や低表面輝度領域におけるIMFは、体系的に勾配が急（Γ ≈ -1.6）であり、これは凝縮クラスタ形成メカニズムの寄与が小さいことを示唆している。
• フィールド領域ではクラスターよりも勾配が急であるが、これは時間経過とともに低質量星がクラスタから逸脱する動的質量分離による可能性がある。
• 観測されたIMFの上端カットオフ（約120–150 M☉）は、真の星形成最大質量を反映しているとは限らず、強力な風による急速な質量損失を経験する大質量原始星（最大500 M☉）が形成されても、それらが大質量星として検出されない可能性がある。