[論文レビュー] The Impact of Binaries on the Stellar Initial Mass Function

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

Astronomy and Astrophysical Research被引用数 7

ひとこと要約

本論文は、星形成率密度（>0.1 M⊙ yr⁻¹ pc⁻³）が高く、金属量が低い環境では上位質量寄り（top-heavy）となり、金属量が高い環境では下位質量寄り（bottom-heavy）となるように、星の初期質量関数（IMF）が普遍的ではなく、クラスタ密度および金属量に系的に依存すると提案している。これは、二重星の相互作用と動的進化に起因する。観測された星団、超コンパクト矮星銀河、星形成暴走銀河との整合性を保ちながら、IMFの変動を説明している。

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.

研究の動機と目的

• 埋め込まれた星団における二重星と動的過程が観測された星の初期質量関数（IMF）に与える影響を調査すること。
• 解明されていない二重星、星の放出、二重星内の質量移動を考慮することで、IMFの普遍性に関する矛盾を解消すること。
• R136 や M31 星団のような大質量星団におけるIMFの上位質量寄りの性質を、動的放出および合体によって説明すること。
• 観測された質量対光度比と超新星発生率を説明できる、物理的根拠に基づいた環境依存型IMFモデルを確立すること。
• 金属量と密度依存性を用いて、楕円銀河、超微弱矮星銀河、星形成暴走系との観測結果をIMFの変動と整合させること。

提案手法

• 式 (6) を用いて、金属量 [Fe/H] とクラスタ密度 ρ_ecl に依存する傾きを持つ二部構成のべき乗法則としてIMFを数学的に定式化する。
• R136 や球状星団のデータを用いて、埋め込まれた星団における放出星および質量分離を補正するための星の動的モデルを適用する。
• 特に高密度星団において時間経過に伴い二重星割合が減少する動的相互作用による二重星割合の進化を組み込む。
• 解像された若い星団、超コンパクト矮星銀河（UCDs）、星形成暴走銀河における超新星発生率からの観測的制約を統合する。
• m_max–M_ecl 関係を用いて最大星質量を予測し、低質量星団におけるIMFの切り捨てを検証する。
• すべてのIMFを同じ全星質量に正規化することで、環境ごとの上位質量寄り・下位質量寄りの比較を行う。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 未解像の二重星が、低質量星の観測数および推定されるIMF形状にどのように影響を与えるか？
• RQ2 埋め込まれた星団における動的進化が、初期の二重星割合をどの程度変化させ、結果として観測されるIMFに影響を与えるか？
• RQ3 なぜR136 やM31のような大質量星団ではIMFが上位質量寄り（top-light）となるのか？これは星の放出および合体によってどのように説明できるか？
• RQ4 星団形成雲核におけるIMFが金属量と星形成率密度にどのように依存するか？
• RQ5 環境依存型IMFは、銀河の質量対光度比、Hαの半径的カットオフ、超新星発生率の矛盾をどのように解消するか？

主な発見

• 星形成率密度が約 0.1 M⊙ yr⁻¹ pc⁻³ 以上の環境では、金属量が低い場合にIMFが上位質量寄りとなることが確認され、若い大質量星団やUCDsの観測と整合的である。
• 楕円銀河のような高金属量環境ではIMFが下位質量寄りとなり、高い質量対光度比と金属量勾配を説明できる。
• 星の動的進化により、大質量星が星団から顕著に放出されることが示され、M31 や R136 におけるIMFの上位質量寄りの性質を説明できる。
• 近接二重星における質量移動および合体が、特に高質量領域で初期質量関数を変化させ、上位質量寄りの性質に寄与している。
• Arp 220 や Arp 299 などの星形成暴走銀河における観測された超新星発生率は、低金属量・高SFR環境における上位質量寄りのIMFを支持している。
• 提案された環境依存型IMF（式6）は、質量-金属量関係、Hαの半径的カットオフ、銀河における星質量の蓄積 timescale をうまく説明している。