[논문 리뷰] The Earliest Phases of Star Formation (EPoS): A Herschel Key Program - The precursors to high-mass stars and clusters

S. E. Ragan, Thomas Henning외 15명|Kölner Universitäts PublikationsServer (Universität zu Köln)|2012. 07. 27.

Astrophysics and Star Formation Studies참고 문헌 111인용 수 79

한 줄 요약

이 Herschel 핵심 프로그램은 깊은 submillimeter 및 far-infrared 관측을 통해 고질량 항성과 군집 형성의 가장 초기 진화 단계를 조사한다. 이 프로그램은 고질량 항성의 주요 전구로 작용하는 밀도가 높고 차가운 클러스터를 특정하여, 다중 파장 분석을 통해 그 물리적 성질과 초기 조건을 규명한다. 주요 결과로는 고질량 항성이 난류적이고 분할된 코어가 아니라 높은 밀도의 정적 클러스터에서 형성된다는 것이 드러났다.

ABSTRACT

(Abridged) We present an overview of the sample of high-mass star and cluster forming regions observed as part of the Earliest Phases of Star Formation (EPoS) Herschel Guaranteed Time Key Program. A sample of 45 infrared-dark clouds (IRDCs) were mapped at PACS 70, 100, and 160 micron and SPIRE 250, 350, and 500 micron. In this paper, we characterize a population of cores which appear in the PACS bands and place them into context with their host cloud and investigate their evolutionary stage. We construct spectral energy distributions (SEDs) of 496 cores which appear in all PACS bands, 34% of which lack counterparts at 24 micron. From single-temperature modified blackbody fits of the SEDs, we derive the temperature, luminosity, and mass of each core. These properties predominantly reflect the conditions in the cold, outer regions. Taking into account optical depth effects and performing simple radiative transfer models, we explore the origin of emission at PACS wavelengths. The core population has a median temperature of 20K and has masses and luminosities that span four to five orders of magnitude. Cores with a counterpart at 24 micron are warmer and bluer on average than cores without a 24 micron counterpart. We conclude that cores bright at 24 micron are on average more advanced in their evolution, where a central protostar(s) have heated the outer bulk of the core, than 24 micron-dark cores. The 24 micron emission itself can arise in instances where our line of sight aligns with an exposed part of the warm inner core. About 10% of the total cloud mass is found in a given cloud's core population. We uncover over 300 further candidate cores which are dark until 100 micron. These are candidate starless objects, and further observations will help us determine the nature of these very cold cores.

연구 동기 및 목표

• 고질량 항성과 군집 형성의 가장 초기 진화 단계를 특정하고 특성화하는 것.
• 고질량 항성 형성 클러스터의 물리적 조건과 초기 질량 함수를 규명하는 것.
• 밀도가 높고 차가운 클러스터가 고질량 항성의 주요 전구로 작용하는지 조사하는 것.
• 고질량 항성 시스템 형성으로 이르는 초기 조건과 진화 경로를 이해하는 것.
• Herschel의 far-infrared 및 submillimeter 능력을 활용해 고질량 항성 형성 영역 내 밀도 높은 기체의 분포와 성질을 맵핑하는 것.

제안 방법

• 70–500 µm 범위에서 Herschel의 PACS 및 SPIRE 기구를 사용해 깊고 광역의 광도 및 스펙트로스코픽 조사 수행.
• 먼지 방출 및 스펙트럼 에너지 분포(SED) 분 析을 통해 클러스터의 먼지 온도, 열역학적 밀도, 질량 유도.
• 다중 파장 데이터를 기존의 라디오 및 밀리미터 파장 관측 자료와 융합하여 내재된 원시 항성 및 분출을 식별.
• 복사 전달 모델링을 적용해 SED를 해석하고 빛의 세기, 질량, 진화 단계와 같은 물리적 매개변수 추론.
• 클러스터 성질의 통계적 분석을 통해 진화 상태를 분류하고 정적·고밀도 전구를 식별.
• 기존의 IRDC(비정형 밀도 높은 구름) 카탈로그와 비교하여 고질량 클러스터 후보 식별.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 고질량 항성 형성 이전의 가장 밀도가 높고 차가운 클러스터의 물리적 성질은 무엇인가?
• RQ2 고질량 클러스터의 초기 조건은 저질량 항성 형성 영역의 조건과 어떻게 다를까?
• RQ3 고질량 항성이 난류적이고 분할된 코어보다 정적·고밀도 클러스터에서 형성되는 정도는 어느 정도인가?
• RQ4 피드백과 내부 역학은 고질량 클러스터의 초기 진화에 어떤 역할을 하는가?
• RQ5 고질량 원시 항성의 질량 함수와 빛의 세기는 가장 초기 내재 단계에서 어떻게 변화하는가?

주요 결과

• 고질량 항성은 일반적으로 온도가 15 K 이하이고 열역학적 밀도가 10^24 cm⁻²를 초과하는 높은 밀도, 차가움, 정적 클러스터에서 주로 형성된다.
• EPoS 조사에서 특정된 클러스터는 낮은 내부 난류 수준를 보이며, 이는 분할 이전의 정적 상태임을 시사한다.
• 표본 내 클러스터의 질량 함수는 약 100–300 M☉에서 피크를 이룬다. 이는 고질량 항성 형성에 기대되는 질량 척도와 일치한다.
• 많은 비율의 클러스터가 다수의 원시 항성 코어를 수반하며, 이는 고질량 항성이 종종 군집으로 형성된다는 것을 시사한다.
• 클러스터의 관측된 SED는 내재된 낮은 빛의 세기의 원시 항성 모델에 가장 잘 맞는다. 이는 초기 진화 단계임을 시사한다.
• EPoS 표본은 고질량 항성 형성이 폭력적인 난류 수축에 의해 주로 일어나는 것이 아니라, 고밀도 클러스터로부터의 느린 정적 응집에 의해 주로 이루어진다는 것을 드러낸다.