[논문 리뷰] Primordial Mass Segregation in Starburst Stellar Clusters

Sami Dib, Mohsen Shadmehri외 3명|ArXiv.org|2007. 10. 22.

Stellar, planetary, and galactic studies인용 수 4

한 줄 요약

이 논문은 아르케스 별집단과 같은 성년성 별집단에서의 초기 질량 분리가, 붕괴 이전에 예비은하핵이 빠르게 융합되는 데서 기인하며, 난류 상태의 원시 별집단 구름 내에서 중력 상호작용에 의해 이끌린다고 제안한다. 이 모델은 관측된 얕은 질량 함수(중간 질량에서 기울기 ≈ 2, 고질량에서 기울기 ≌ 1.7)와 특징적인 6 M⊙ 돌출부를 재현하며, 총 별집단 질량은 1.45×10⁵ M⊙로 추정되고, 별 형성 효율은 약 30%로 나타나 중력적으로 결속되어 있음을 시사한다.

ABSTRACT

We present a model to explain the mass segregation and shallow mass functions observed in the central parts of dense and young starburst stellar clusters. The model assumes that the initial pre-stellar cores mass function resulting from the turbulent fragmentation of the proto-cluster cloud is significantly altered by the cores coalescence before they collapse to form stars. With appropriate, yet realistic parameters, this model based on the competition between cores coalescence and collapse reproduces the mass spectra of the well studied Arches cluster. Namely, the slopes at the intermediate and high mass ends are reproduced, as well as the peculiar bump observed at 6 M_sol. This coalescence-collapse process occurs on short timescale of the order of one fourth the free fall time of the proto-cluster cloud (i.e., a few 10^{4} years), suggesting that mass segregation in Arches and similar clusters is primordial. The best fitting model implies the total mass of the Arches cluster is 1.45 10^{5} M_sol, which is slightly higher than the often quoted, but completeness affected, observational value of a few 10^{4} M_sol. The derived star formation efficiency is ~30 percent which implies that the Arches cluster is likely to be gravitationally bound.

연구 동기 및 목표

• 젊고 밀도가 높은 성년성 별집단, 예를 들어 아르케스 별집단에서 관측된 얕은 질량 함수와 극단적인 질량 분리를 기원으로 설명하기 위해.
• 특히 6 M⊙ 돌출부를 설명하지 못하는 천체역학적 마찰 모델의 한계를 해결하기 위해.
• 이러한 별집단에서 질량 분리가 완전한 별 붕괴 이전에 발생하는 초기 현상인지 조사하기 위해.
• 융합-붕괴 모델을 사용하여 아르케스 별집단의 총 질량과 별 형성 효율을 결정하기 위해.

제안 방법

• 축대칭 밀도 프로파일과 임bedded된 예비은하핵(Pre-Stellar Cores, PSCs)을 갖는等온적 난류 상태의 분자 구름으로 원시 별집단 구름을 모델링한다.
• 융합과 자유 낙하 붕괴 사이의 경쟁을 시간에 따라 변하는 융합 및 수축 시간스케일에 대한 방정식을 사용하여 시뮬레이션한다.
• 난류 속도 스펙트럼(β = 1.8)을 사용하고, 난류 분열에서 유도된 초기 핵 질량 함수를 적용한다.
• 특히 아르케스 별집단의 두 번째 링형 영역에 해당하는 0.2–0.4 pc 반경의 링 영역에서 PSC 질량 스펙트럼의 진화를 계산한다.
• 붕괴 중 질량 손실을 적용하여 최종 별 질량 함수를 이동시키며, 관측된 6 M⊙ 돌출부를 고려한다.
• 김 외(2006)의 관측 데이터에 모델을 맞추어 최적의 매개변수, 즉 총 별집단 질량과 별 형성 효율을 유도한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 아르케스 별집단에서 관측된 얕은 질량 함수와 질량 분리는, 별 형성 후 천체역학적 진화가 아닌 초기 메커니즘에 의해 설명될 수 있는가?
• RQ2 왜 아르케스 별집단의 질량 함수는 표준 천체역학 모델이 재현하지 못하는 ~6 M⊙에서 뚜렷한 돌출부를 보이는가?
• RQ3 성년성 별집단에서 질량 분리의 시간스케일은 얼마이며, 이는 초기 질량 분리를 고려할 수 있을 정도로 짧은가?
• RQ4 융합에 의해 이끄는 형성 모델에 기반해 아르케스 별집단의 암시적 총 질량과 별 형성 효율은 얼마인가?

주요 결과

• 융합-붕괴 모델은 1–3 M⊙ 범위에서 α ≈ 2.04, ≥15 M⊙ 범위에서 α ≈ 1.72의 관측된 질량 함수 기울기를 관측과 뛰어난 일치로 재현한다.
• 모델은 표준 천체역학적 마찰 모델이 설명하지 못하는 아르케스 별집단 질량 함수의 특이한 6 M⊙ 돌출부를 성공적으로 재현한다.
• 아르케스 별집단의 총 질량은 1.45×10⁵ M⊙로 추정되며, 일반적으로 알려진 완전성 영향을 받는 관측값인 몇 ×10⁴ M⊙보다 높다.
• 별 형성 효율은 약 30%로 계산되어, 별집단이 중력적으로 결속되어 있음을 시사하며, Geyer & Burkert(2001)의 결과와 일치한다.
• 전체 융합 및 붕괴 과정은 원시 별집단 구름의 자유 낙하 시간의 약 0.25배(약 3×10⁴년) 내에 발생하여 초기 질량 분리임을 확인한다.
• 모델은 질량이 큰 PSC들이 더 큰 단면적 덕분에 빠르게 융합되어 초기 질량 함수가 빨리 평탄해지며, 중간 질량 핵의 고갈 이후에는 느린 융합이 이어진다는 것을 보여준다.