[논문 리뷰] The Formation of Star Clusters

Bradley C. Whitmore|arXiv (Cornell University)|2000. 12. 29.

Astronomy and Astrophysical Research참고 문헌 2인용 수 12

한 줄 요약

이 논문은 초신성 폭발과 병합은은하에서 관측된 젊고 질량이 크며 밀도가 높은 별집단들이 형성되는 과정을 다루며, 초별성운에서부터 원시구형성운에 이르기까지 다양한 성운들이 공통의 거듭제곱법 초기 질량 함수를 따르는 통합 모델을 제안한다. 주요 기여는 우주 시간과 환경을 관통해 성운 형성 메커니즘을 연결한 것으로, 병합은하에서 형성된 질량이 큰 성운들이 향후 구형성운으로 진화할 수 있으며, NGST는 적색편이 z ≈ 9에서 이러한 천체를 탐지할 수 있을 것이다.

ABSTRACT

The ability of HST to resolve objects ten times smaller than possible from the ground has rejuvenated the study of young star clusters. A recurrent morphological theme found in nearby resolved sytems is the observation of young (typically 1 - 10 Myr), massive (10**3 - 10**4 M_sun), compact (rho ~ 10**5 M_sun/pc**3) clusters which have evacuated the gas and dust from a spherical region around themselves. New stars are being triggered into formation along the edges of the envelopes, with pillars (similar to the Eagle Nebula) of molecular gas streaming away from the the regions of star formation. The prototype for these objects is 30 Doradus. Another major theme has been the discovery of large numbers of young (typically 1 - 500 Myr), massive (10**3 - 10**7 M_sun), compact star clusters in merging, starbursting, and even some barred and spiral galaxies. The brightest of these clusters have all the attributes expected of protoglobular clusters, hence allowing us to study the formation of globular clusters in the local universe rather than trying to ascertain how they formed ~14 Gyr ago. The prototype is the Antennae Galaxy.

연구 동기 및 목표

• 근접한 은하에서 관측된 젊고 질량이 크며 밀도가 높은 별집단의 형성 메커니즘을 이해하기 위해.
• 이 성운들이 원시구형성운인지, 그리고 오래된 구형성운 형성과 어떻게 관련되어 있는지 조사하기 위해.
• 다양한 은하 환경(정적 나선은하에서부터 폭력적인 병합까지)에서 성운 형성에 동일한 물리적 과정이 적용되는지 판단하기 위해.
• 특히 병합을 통한 타원은형성의 형성 맥락에서 성운 형성이 은하 진화에 미치는 역할을 평가하기 위해.
• 미래의 망원경(예: NGST)이 고적색편이에서 가장 초기의 질량이 큰 성운을 탐지할 잠재력을 탐색하기 위해.

제안 방법

• WFPC1 및 WFPC2를 통해 Hubble 우주망원경에서 확보한 이미지를 분석하여 30 Doradus 및 개미자기은하와 같은 근접한 은하에서 젊은 별집단을 해상도를 높여 분석한다.
• 이미지 복원 기법을 사용하여 해상도를 복원하고, 밀집된 별집단 내 다수의 별 존재를 확인한다.
• 젊은 성운, 분자구름, HII 영역의 등급함수를 비교하여, 모두 지수 ≈ -2인 거듭제곱법을 따름을 확인한다.
• 내부(예: 증발, 별질량 손실) 및 외부(예: tidal 스트레스, 유도된 별 형성) 과정을 통한 성운 진화 모델링.
• 다양한 은하 환경에서의 성운 질량 분포를 설명하기 위해 통합된 초기 질량 함수 모델 적용.
• 감도와 양자 효율을 바탕으로 HST와 NGST를 이용한 젊은 구형성운 탐지의 적색편이 한계 추정.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 별폭풍과 병합은하에서 질량이 크고 밀도가 높은 별집단 형성의 물리적 메커니즘은 무엇인가?
• RQ2 병합은하에서 가장 빛나는 젊은 성운들이 오래된 구형성운의 조상인가?
• RQ3 질량이 큰 산개성운과 낮은 질량의 구형성운 사이에 본질적인 차이가 있는가, 아니면 그 구분은 인위적인가?
• RQ4 다양한 은하 환경과 우주의 시간을 관통해 별집단의 형성과 진화를 설명할 수 있는 단일 통합 모델이 존재하는가?
• RQ5 미래의 망원경(예: NGST)은 어느 적색편이에서 개미자기은하에서 관측된 젊고 밀도가 높은 성운과 유사한 천체를 탐지할 수 있는가?

주요 결과

• Hubble 관측은 30 Doradus의 R136가 중심 8초보내기 이내에 3,500개 이상의 별을 포함하고 있음을 확인하여, 극도로 밀도가 높고 젊다는 것을 입증하였다(1–10 Myr).
• 병합은하(예: 개미자기은하)에서 관측된 젊은 질량이 큰 성운은 질량 10^3에서 10^7 태양질량이며, 밀도는 약 10^5 태양질량/입방파라세크, 원시구형성운과 유사하다.
• 젊은 성운, 분자구름, HII 영역의 등급함수는 모두 지수 ≈ -2인 거듭제곱법을 따르며, 이는 성운 형성에 대해 통합된 초기 질량 함수가 존재함을 시사한다.
• 내부 및 외부 과정(예: 증발, tidal 스트레스)으로 인한 희미하고 흐린 성운의 붕괴는 은하수 및 기타 은하에서 관측된 성운 유형 분포를 설명한다.
• HST와 WFPC2를 사용할 경우 젊은 구형성운은 적색편이 z ≈ 0.5까지 탐지 가능하며, NGST는 이를 z ≈ 9까지 확장할 것으로 기대되며, 이는 '어둠의 시대'에서 가장 초기의 질량이 큰 성운을 관측할 수 있을 것이다.
• 산개성운과 구형성운 사이의 구분은 인위적일 수 있으며, 둘 다 연속적인 형성 및 진화 과정의 단계일 수 있다.