[论文解读] High Mass, OB Star Formation in M51 : HST Halpha and Palpha Imaging

N. Z. Scoville, M. Polletta+4 more|arXiv (Cornell University)|Aug 14, 2001

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 1被引用 125

一句话总结

本研究利用哈勃空间望远镜的Hα和Paα成像，在4.6–9 pc的分辨率下绘制了M51核心区域大质量OB星形成的图谱，通过消光校正后的Hα光度约束了星团质量与恒星形成速率。研究发现，最明亮的HII区域是多个星团的混合体，单个星团的光度上限为≤10³⁹ erg s⁻¹（≤5000 M☉），并提出当L/M ≈ 1000 L☉/M☉时，辐射压成为星团生长的终止机制，此时星团质量约为1000 M☉。

ABSTRACT

(first paragraph) We have obtained Halpha and Palpha emission line images covering the central 3 - 4 arcmin of M51 using the WFPC2 and NICMOS cameras on HST to study the high-mass stellar population. The 0.1 - 0.2 arcsec pixels provide 4.6 - 9 pc resolution in M51 and the Halpha/Palpha line ratios are used to obtain extinction estimates. A sample of 1373 Halpha emission regions is catalogued using an automated and uniform measurement algorithm. Their sizes are typically 10 - 100 pc. The luminosity function for the Halpha emission regions is obtained over the range L_{Halpha} = 10^{36} to 2 times 10^{39} erg s{-1}. The luminosity function is fit well by a power law with dN/dlnL proportional to L^{-1.01}). The power law is significantly truncated and no regions were found with observed L_{Halpha} above 2 times 10^{39} erg s^{-1} (uncorrected for extinction; the maximum seen in ground-based studies is approximately a factor of 5 higher, very likely due to blending of multiple regions). The extinctions derived here increase the maximum intrinsic luminosity to above 10^{40} erg s^{-1}). The logarithmically binned luminosity function is also somewhat steeper (alpha = -1.01) than that found ground-based imaging (alpha = -0.5 to -0.8) - probably also a result of our resolving regions which were blended in the ground-based images. The 2-point correlation function for the HII regions exhibits strong clustering on scales <= 2 arcsec or 96 pc.

研究动机与目标

• 利用哈勃望远镜获取的高分辨率Hα和Paα发射线成像，绘制M51中大质量OB星形成的图谱。
• 通过Hα/Paα线强度比估算准确的消光量，并对HII区域光度进行尘埃遮蔽校正。
• 确定HII区域的本征光度函数，并约束OB星团的初始质量函数。
• 研究辐射压在分子云核中限制OB星团最大质量的作用机制。
• 基于消光校正后的Hα光度，模拟M51的紫外辐射输出与总恒星形成速率。

提出的方法

• 利用哈勃望远镜的WFPC2和NICMOS仪器，对M51中心3–4′区域获取深Hα和Paα窄带图像，空间分辨率达0.1–0.2″（4.6–9 pc）。
• 采用一种自动且统一的算法，对1373个Hα发射区域进行编目，测量其尺寸、光度与空间分布。
• 通过像素级Hα/Paα线强度比估算视觉消光（A_V），得到平均A_V为3.1 mag（未加权）、2.4 mag（光度加权）和3.0 mag（消光校正后光度加权）。
• 从L_Hα = 10³⁶至2×10³⁹ erg s⁻¹的范围内构建Hα光度函数，拟合结果为幂律dN/dlnL ∝ L⁻¹.⁰¹。
• 定义一个包含1101个HII区域的子样本，其尺寸≤50 pc，以隔离由单个星团电离的区域。
• 开发了具有自由落体初始R⁻²密度分布的核坍缩流体动力学模型，以模拟星团生长与辐射反馈过程。

实验结果

研究问题

• RQ1 在扣除尘埃消光后，M51中HII区域的本征光度函数是什么？
• RQ2 在分子云核中，单个OB星团的最大质量是多少？其上限由何种物理机制决定？
• RQ3 HII区域的观测聚集特征与空间分布如何与M51的旋臂和旋臂间结构相关联？
• RQ4 最明亮的HII区域在多大程度上是多个星团的混合体？这种混合对光度与尺寸估计有何影响？
• RQ5 基于消光校正后的Hα发射，M51的总离散光子产生速率与全球恒星形成速率是多少？

主要发现

• Hα光度函数在10³⁶至2×10³⁹ erg s⁻¹范围内遵循幂律dN/dlnL ∝ L⁻¹.⁰¹，且未观测到光度超过2×10³⁹ erg s⁻¹的区域（未校正消光）。
• 经过消光校正后，最大本征Hα光度可达10⁴⁰ erg s⁻¹以上，且尺寸≥100 pc的最明亮区域极有可能是多个HII区域的混合体。
• 对尺寸≤50 pc的1101个HII区域子样本，其消光校正后光度范围为2×10³⁷至10³⁹ erg s⁻¹，对应最大星团质量≤5000 M☉。
• 观测到的幂律指数−1.01意味着星团质量函数N(M_cl)/dM_cl ∝ M_cl⁻².⁰¹，表明大质量星团数量急剧减少。
• 提出辐射压是主导反馈机制，在星团质量约1000 M☉时终止其生长，此时L/M ≈ 1000 L☉/M☉。
• 流体动力学模拟表明，核坍缩后，辐射压缩壳层可向外以数km s⁻¹的速度传播，可能触发二次恒星形成，进而在星暴环境中形成超星团。