[논문 리뷰] The Impact of Binaries on the Stellar Initial Mass Function

Pavel Kroupa, Tereza Jeřabková|arXiv (Cornell University)|2018. 06. 27.

Astronomy and Astrophysical Research인용 수 7

한 줄 요약

이 논문은 항성 초기 질량 함수(IMF)가 보편적이지 않으며, 이중성 상호작용과 천체역학적 진화로 인해 은하단 밀도와 금속성에 따라 체계적으로 변화한다고 제안한다. 이는 고별자기율 밀도(>0.1 M⊙ yr⁻¹ pc⁻³)와 저금속성 환경에서 상단 집중(IMF의 상단이 두꺼움)이 발생하고, 고금속성 환경에서는 하단 집중이 발생함을 보여주며, 은하단, 초우수밀도왜소은하, 성폭발 은하의 관측 결과와 일치시킨다.

ABSTRACT

(abridged) The stellar initial mass function (IMF) can be conveniently represented as a canonical two-part power law function and is largely invariant for star formation regions evident in the Local Group of galaxies. The IMF is a hilfskonstrukt. It is a mathematical formulation of an idealised population of stars formed together in one star formation event. The nature of the IMF (is it a probability density or an optimal sampling distribution function?) is raised. Binary stars, if unresolved, have a very significant influence at low stellar masses. Especially important is to take care of the changing binary fraction as a result of stellar-dynamical evolution of the embedded clusters which spawn the field populations of galaxies, given that the binary fraction at birth is very high and independent of primary-star mass. The high multiplicity fraction amongst massive stars leads to a substantial fraction of these being ejected out of their birth clusters and to massive stars merging. This explains the top-lightness of the IMF in star clusters in M31. In close binaries also the masses of the components can be changed due to mass transfer. A large amount of evidence points to the IMF becoming top-heavy with decreasing metallicity and above a star-formation-rate density of about 0.1 Msun/(pc^3 yr) of the cluster-forming cloud core. This is also indicated through the observed supernova rates in star-bursting galaxies. At the same time, the IMF may be bottom light at low metallicity and bottom-heavy at high metallicity, possibly accounting for the results on elliptical galaxies and ultra-faint dwarf galaxies, respectively.

연구 동기 및 목표

• 이중성 항성과 임베디드 은하단 내 천체역학적 과정이 관측된 항성 초기 질량 함수(IMF)에 미치는 영향을 조사하는 것.
• 해소되지 않은 이중성, 항성 방출, 이중성 내 질량 이동을 고려하여 IMF 보편성의 모순을 해결하는 것.
• R136와 M31 은하단과 같은 거대 은하단에서 관측된 IMF의 상단 경량성(상단이 얇음)을 천체역학적 방출과 융합으로 설명하는 것.
• 관측된 질량-광도 비율과 초신성 발생률을 설명할 수 있는 물리적으로 타당한 환경 의존 IMF 모델을 수립하는 것.
• 금속성과 밀도 의존성에 의해 타원은하, 초우수왜소은하, 성폭발 시스템의 관측 결과와 IMF 변동을 조율하는 것.

제안 방법

• Eq. (6)를 통해 금속성 [Fe/H]과 은하단 밀도 ρ_ecl에 따라 기울기가 달라지는 이중 파워 법칙 형태의 IMF 수학적 기초를 사용한다.
• R136와 궤도별 은하단의 자료를 활용하여, 임베디드 은하단 내에서의 별 방출과 질량 분리 현상에 대해 천체역학 모델을 적용해 보정한다.
• 특히 밀도가 높은 은하단에서 시간이 지남에 따라 이중성 비율 감소를 고려하여 천체역학적 상호작용에 의한 이중성 비율 변화를 통합한다.
• 해결된 젊은 은하단, 초우수밀도왜소은하(UCDs), 성폭발 은하의 초신성 발생률 등의 관측 제약 조건을 통합한다.
• 최대 별 질량과 은하단 총질량 간의 m_max–M_ecl 관계를 사용하여, 저질량 은하단에서의 IMF 절단을 예측하고 검증한다.
• 모든 IMF를 동일한 총 별질량으로 정규화하여 다양한 환경 간의 상단 집중성과 하단 집중성을 비교한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 해소되지 않은 이중 항성은 저질량 별의 관측 수와 추정된 IMF 형상에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ2 임베디드 은하단 내 천체역학적 진화가 이중성의 초기 비율을 얼마나 변화시켜 관측된 IMF에 영향을 주는가?
• RQ3 왜 R136와 M31 은하단에서는 IMF가 상단 경량화되어 있으며, 이는 별의 방출과 융합으로 어떻게 설명될 수 있는가?
• RQ4 은하단 형성 핵에서의 금속성과 별 형성율 밀도에 따른 IMF의 의존성은 무엇인가?
• RQ5 환경 의존 IMF는 은하의 질량-광도 비율, Hα 절단, 초신성 발생률의 모순을 어떻게 해결하는가?

주요 결과

• 별 형성율 밀도가 약 0.1 M⊙ yr⁻¹ pc⁻³ 이상이고 금속성이 낮을 경우 IMF는 상단 집중이 되며, 이는 젊은 거대 은하단과 UCD의 관측 결과와 일치한다.
• 타원은하와 같은 고금속성 환경에서는 IMF가 하단 집중이 되어 질량-광도 비율과 금속성 기울기를 설명한다.
• 별 천체역학적 진화로 인해 거대 별들이 은하단에서 크게 방출되어 M31와 R136에서 관측된 IMF의 상단 경량성(상단이 얇음)을 설명할 수 있다.
• 근접 이중성 내 질량 이동과 융합은 초기 질량 함수에 영향을 미치며, 특히 고질량 영역에서 상단 집중을 유도한다.
• Arp 220과 Arp 299와 같은 성폭발 은하에서 관측된 초신성 발생률은 저금속성·고별자기율 환경에서 상단 집중 IMF를 지지한다.
• 제안된 환경 의존 IMF(Eq. 6)는 은하의 질량-금속성 관계, Hα 반경 절단, 별질량 축적 timescale을 성공적으로 설명한다.