[論文レビュー] The Upper Initial Mass Function from Ultraviolet Spectral Lines

Claus Leitherer|arXiv (Cornell University)|Sep 1, 2010

Stellar, planetary, and galactic studies被引用数 3

ひとこと要約

本論文では、統合星団における紫外線スペクトル線を解釈するため、放射力流体力的風モデルを用いた新しい理論的スペクトルライブラリを提示する。これらのモデルを用いて、初期質量関数（IMF）に環境依存性は認められず、近似的に普遍的なSalpeter型IMFを支持するが、現在のモデルに欠落している主な要因として星の回転と連星進化が特定された。

ABSTRACT

The space-ultraviolet wavelength region contains strong spectral lines from massive, hot stars. These features form in winds and are sensitive to luminosity and mass, and ultimately provide constraints on the initial mass function. New radiation-hydrodynamical models of stellar winds are used to construct a theoretical spectral library of massive stars for inclusion in population synthesis. The models are compared to observations of nearby star clusters, of starburst regions in local galaxies, and of distant star-forming galaxies. The data are consistent with a near-universal Salpeter-type initial mass function. We find no evidence of environmental effects on the initial mass function. Some model deficiencies are identified: stellar rotation and binary evolution are not accounted for and may become increasingly important in metal-poor systems.

研究の動機と目的

• 放射力流体力的風モデルを用いた質量星の理論的スペクトルライブラリの開発を目的とし、集団合成の改善を図る。
• 中性ガス再結合や放射伝搬の不確実性を避けるために、紫外線風線を質量星集団の直接的トレーサーとして用いる。
• 観測された星団、星爆発、高赤方偏移銀河のUVスペクトルと比較することで、初期質量関数（IMF）が環境に依存するかどうかをテストする。
• 特に星の回転や連星進化の効果が欠落していることによる、現在のモデルの限界を特定する。

提案手法

• ホット星の大気および風の非局所平衡（non-LTE）、球対称に拡張された遮蔽付き放射力流体力的計算に、WM-Basicコードを用いた。
• 900～3000 Åの波長域で0.4 Åの分解能を持つ合成スペクトルを生成し、5 M⊙を超える質量と0.05～2×Z⊙の金属量をカバーした。
• C IV λ1550、Si IV λ1400、N V λ1240などのUV風線のP Cygniプロファイルを、星の光度と質量の診断として用いた。
• 近傍星団、局所的星爆発、高赤方偏移Lymanブレーク銀河（LBGs）からの観測UVデータとモデルスペクトルを比較した。
• ダストの赤み増しと化学成分を外部入力として扱い、IMFと星形成歴史を自由パラメータとした。
• 動的進化の影響と潜在的なIMF変動を分離するために、星団および場の星集団を両方分析した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 一部の高赤方偏移銀河観測から示唆されるように、質量星の初期質量関数（IMF）は環境に依存するのだろうか？
• RQ2 統合スペクトルにおける紫外線風線は、中性ガス発光プロキシに依存せず、質量星集団の強固で直接的な集計を可能にするのだろうか？
• RQ3 星の回転や連星進化の欠落といった、現在の集団合成モデルの欠落した物理的要因が、どの程度モデルの失敗を引き起こしているのだろうか？
• RQ4 一部の高赤方偏移Lymanブレーク銀河では、標準的なIMFおよび進化モデルと整合しない非常に強いHe II λ1640発光が観測されるが、その理由は何か？
• RQ5 星団の崩壊などの動的過程が、場環境と星団環境における観測IMFにどのように影響を与えるのだろうか？

主な発見

• 近傍星団、局所的星爆発、高赤方偏移銀河の観測UVスペクトルは、環境依存性が顕著でない近似的に普遍的なSalpeter型初期質量関数と整合的である。
• C IV λ1550、Si IV λ1400、N V λ1240などのUV風線は強力で安定した特徴であり、星の質量と光度をトレース可能で、直接的なIMF制約が可能である。
• 星団と比べて場の星集団で強い風線が不足している現象は、トップヘビーIMFよりも、星団の崩壊に起因する年齢差による説明がより適切である。
• 高赤方偏移銀河BX418における極めて強いHe II λ1640発光は、標準モデルでは再現できないが、これは極めて若い年齢、トップヘビーIMF、あるいは回転や連星進化といった欠落した物理的要因を示唆している。
• 星の回転と連星進化は、質量星の光度、温度、質量放出率に顕著に影響を与えるため、現在のモデルで欠落している重要な要因であると特定された。
• モデルは、風線が星風自体で形成されるため、星間ガスのパス長や放射伝搬の不確実性を避けることができ、Hαの中性ガス発光に比べてIMF診断としてより信頼性が高いことを示した。