[논문 리뷰] Low Mass Pre-Main Sequence stars in the Large Magellanic Cloud - II: HST-WFPC2 observations of two fields in the 30 Doradus region

M. Romaniello, Salvatore Scuderi외 3명|ArXiv.org|2005. 10. 06.

Astrophysics and Star Formation Studies참고 문헌 35인용 수 7

한 줄 요약

이 연구는 허블 우주望遠鏡/WFPC2 영상 자료를 이용해 대마젤란운성의 30Doradus 영역 내에서 저질량 주시퀀스 이전 (PMS) 항성들을 규명한다. 저질량 PMS 항성들은 질량이 큰 항성들과 공간적으로 분리되어 있음을 발견하였으며, 이는 서로 다른 질량 범위에 대해 별 형성 과정이 다름을 시사한다. 이는 살파터의 값보다 더 급격한 초기 질량 함수와 연간 0.2–0.4 M☉ yr⁻¹ kpc⁻² 의 별 형성률 밀도를 나타낸다.

ABSTRACT

As a part of an ongoing effort to characterise the young stellar populations in the Large Magellanic Cloud, we present HST-WFPC2 broad and narrow band imaging of two fields with recent star formation activity in the Tarantula region. A population of objects with Halpha and/or Balmer continuum excess was identified. On account of the intense Halpha emission (equivalent widths up to several tens of Angstroms), its correlation with the Balmer continuum excess and the stars' location on the HR diagram, we interpret them as low mass (~1-2 Mo) Pre-Main Sequence stars. In this framework, the data show that coeval high and low mass stars have significantly different spatial distributions, implying that star formation processes for different ranges of stellar masses are rather different and/or require different initial conditions. We find that the overall slope of the mass function of the young population is somewhat steeper than the classical Salpeter value and that the star formation density of this young component is 0.2-0.4 Mo/yr/kpc2, i.e. intermediate between the value for an active spiral disk and that of a starburst region. The uncertainties associated with the determination of the slope of the mass function and the star formation density are thoroughly discussed.

연구 동기 및 목표

• 고해상도 허블 우주望遠鏡 영상 자료를 이용해 대마젤란운성의 30Doradus 영역 내 저질량 주시퀀스 이전 (PMS) 항성들을 식별하고 특성화하는 것.
• 저질량 PMS 항성들의 공간 분포를 질량이 큰, 동시대의 항성들과 비교하여 별 형성 메커니즘의 차이를 추론하는 것.
• 이 지역의 젊은 항성 집단에 대한 初기 질량 함수 (IMF) 기울기와 별 형성률 밀도를 결정하는 것.
• PMS 항성 식별 시 선택 편향이 유도된 IMF 기울기와 별 형성률 추정치에 미치는 영향을 평가하는 것.

제안 방법

• 2개의 영역에서 30Doradus 영역 내에서 허블 우주望遠鏡/WFPC2의 광역 및 협역 필터 영상 촬영을 수행하여 고해상도 광도 측정을 확보하였다.
• Hα 방출과 발머 연속체 과잉을 기반으로 항성을 선별하였으며, Hα 등가폭의 대리 지표로 m(F675W) − m(F656N)의 색색초과를 사용하였다.
• 관측 장치의 영점 및 필터 반응 함수를 이용하여 Hα 등가폭과 관측 색색초과 간의 관계를 교정하였다.
• 후보 항성들을 주시퀀스 위에 위치시키는 히르츠프룽-라소스 (HR) 다이어그램을 이용하여 항성 질량을 추정하였다.
• 완전성 및 선택 효과 보정을 거친 광도 함수로부터 초기 질량 함수 (IMF) 기울기를 유도하였다.
• PMS 항성 수를 단위 면적 및 시간당로 나누어 별 형성률 밀도를 추정하였으며, 불확실성은 몬테카를로 시뮬레이션을 통해 정량화하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 30Doradus 영역 내 저질량 주시퀀스 이전 항성들은 질량이 큰, 동시대의 항성들과 공간적으로 분리되어 있는가?
• RQ2 대마젤란운성의 젊은 항성 집단의 初기 질량 함수 (IMF) 기울기는 고전적인 살파터 값보다 더 급격한가?
• RQ3 관측된 2개의 영역에서의 별 형성률 밀도는 얼마이며, 이는 나선은하 및 별 폭발 영역과 비교해 어떻게 다를까?
• RQ4 PMS 항성 식별 시의 선택 편향은 유도된 IMF 기울기와 별 형성률에 어떤 영향을 미치는가?

주요 결과

• 강한 Hα 방출 (등가폭 최대 수십 Å까지) 과 발머 연속체 과잉을 보이는 저질량 PMS 항성 (1–2 M☉) 이 HR 다이어그램에서 주시퀀스 위에 위치함을 확인하여 식별되었다.
• 저질량 PMS 항성들의 공간 분포는 질량이 큰 항성들과 유의미하게 다름을 보이며, 이는 서로 다른 질량 범위에 대해 별 형성 과정이나 初기 조건이 다름을 시사한다.
• 초기 질량 함수 기울기는 살파터 값보다 더 급격하여, 기존의 균일한 IMF에 비해 저질량 항성의 상대적 수가 더 많음을 나타낸다.
• 별 형성률 밀도는 약 0.2–0.4 M☉ yr⁻¹ kpc⁻² 로 추정되었으며, 일반적인 나선은하 디스크와 별 폭발 영역 사이의 중간 수준이었다.
• IMF 기울기와 별 형성률의 불확실성은 크며, 선택 기준에 따라 수 배의 변동이 있었다.
• 고질량 항성과 저질량 항성 간의 공간 분포 반대 상관관계는 IMF가 보편적인 함수가 아니라 다양한 국소적 과정의 평균적 결과일 수 있음을 암시한다.