[论文解读] 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 7

一句话总结

本文提出，恒星初始质量函数（IMF）并非普适，而是由于双星相互作用和动力学演化，系统性地随星团密度和金属度变化。研究证明，在高恒星形成率密度（>0.1 M⊙ yr⁻¹ pc⁻³）和低金属度下会出现顶部加厚（top-heaviness），而在高金属度下则出现底部加厚（bottom-heaviness），从而调和了IMF变化与星团、超紧凑矮星系及星暴星系观测结果之间的矛盾。

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.

研究动机与目标

• 研究嵌入星团中双星与动力学过程如何影响观测到的恒星初始质量函数（IMF）。
• 通过考虑未分辨双星、恒星弹射与双星质量转移，解决IMF普适性中的矛盾。
• 通过动力学弹射与合并机制，解释大质量星团（如R136和M31星团）IMF顶部轻盈（top-lightness）的现象。
• 建立一个基于物理机制、依赖环境的IMF模型，以解释观测到的质量-光度比与超新星发生率。
• 通过金属度与密度依赖关系，调和IMF变化与椭圆星系、极微弱矮星系及星暴系统观测结果之间的矛盾。

提出的方法

• 采用数学形式表达IMF为分段幂律，其幂次依赖于金属度[Fe/H]与星团密度ρ_ecl，如公式(6)所示。
• 应用恒星动力学模型，校正嵌入星团中被弹射的恒星与质量分异现象，使用R136与球状星团的数据。
• 整合因动力学相互作用导致的双星分数演化，特别是密集星团中双星分数随时间减少的现象。
• 整合来自分辨良好的年轻星团、超紧凑矮星系（UCDs）及星暴星系中超新星发生率的观测约束。
• 利用m_max–M_ecl关系预测最大恒星质量，并验证低质量星团中IMF截断现象。
• 将所有IMF归一化为相同总恒星质量，以便在不同环境中比较顶部加厚与底部加厚程度。

实验结果

研究问题

• RQ1 未分辨双星如何影响低质量恒星的观测计数及所推断的IMF形状？
• RQ2 嵌入星团中的动力学演化在多大程度上改变初始双星分数，从而影响观测到的IMF？
• RQ3 为何R136和M31星团的IMF呈现顶部轻盈？能否通过恒星弹射与合并机制加以解释？
• RQ4 在星团形成云核中，IMF对金属度与恒星形成率密度的依赖关系如何？
• RQ5 环境依赖的IMF如何调和星系质量-光度比、Hα截止半径与超新星发生率之间的矛盾？

主要发现

• 当恒星形成率密度高于约0.1 M⊙ yr⁻¹ pc⁻³且金属度较低时，IMF呈现顶部加厚，与年轻大质量星团及UCDs的观测一致。
• 在高金属度环境（如椭圆星系）中，IMF呈现底部加厚，可解释其高质量-光度比与金属度梯度。
• 恒星动力学演化导致大量大质量恒星从星团中弹射，解释了M31与R136中IMF顶部轻盈的现象。
• 近距离双星中的质量转移与合并过程改变初始质量函数，尤其在高质质量端，导致顶部加厚。
• 星暴星系（如Arp 220与Arp 299）中观测到的超新星发生率支持低金属度与高SFR下IMF呈现顶部加厚。
• 所提出的环境依赖IMF（公式6）成功解释了质量-金属度关系、Hα径向截止半径与星系中恒星质量积累 timescales。