Quintuplet星团中恒星的当前质量函数

(本文依然是我的最爱,思路直观,意义重要,又是在观测上追求极致的工作,而且联系了当前两个活跃的领域:银心分子云区域内的恒星形成活动和大质量恒星的形成;另外,开学在即,大家可能也该开始准备下个学期的学习和科研了吧,希望大家能继续的关注Astroleaks,更希望可以在这里看到更多的同学的尝试,目前的隔天更新仅仅有几位管理员保持,说实话还是比较辛苦的,好的资源好的经验需要大家分享,其实已经有越来越多的同学有过观测和参加学术会议的经历,即便你对介绍文章暂时不是很有信心,介绍自己的观测经历也是我们非常欢迎的!)

文章:The present-day mass function of the Quintuplet cluster

  • 作者:B. Hußmann, A. Stolte, W. Brandner, M. Gennaro
  • 论文索引:astro-ph:1108.4331
  • 编辑整理:南京大学 黄崧

背景知识:

一提到银心(Galactic center: GC),可能大家首先想到的就是超大质量黑洞的工作,的确,这个离我们身边最近的超大质量黑洞非常的吸引科学家的眼光,但是我们应该知道,银心环境中还有很多有意思的东西可以研究,比如中心致密的分子气体区域 (Central Molecular Zone: CMZ),这个区域的分子密度很高,但是并没有按照预期的那样快速的形成恒星;再比如银心周围30pc内的三个年轻星团,Arches, Quintuplet和Nuclear cluster, 他们因为富含大质量恒星,其形成和演化的过程对研究极端条件下的恒星形成活动和星团的动力学演化都有重要的意义。关于银心的内容我们会找机会再慢慢的讲,这里我们只关注一下,Quintuplet,这个名字奇怪的星团。

什么是初始质量函数,什么又是”Present day”质量函数

首先让我们来解释一下本文中涉及的两个重要概念:Initial Mass Function (IMF:初始质量函数)和 Present-day Mass Function (PMF:因为没有正式中文译名,后面使用英文缩写); 想真正的了解IMF的意义和重要性,恐怕又免不了长篇大论,这个概念自从Princeton天文学家Salpeter在1955年提出之后,已经萦绕在天文学脑海间55年了,简单的说,初始质量函数是描述一次恒星形成过程中形成恒星质量分布的一种经验描述,打个比方,就好比统计某个城市一天新生婴儿的体重,画出其分布,并选择某个函数来描述它;为什么要这样做呢,因为可以相见,这个分布和这个地方的人民的平均的健康水平等参数是有关的;对于恒星也是一样,这个质量分布可以帮助我们理解恒星形成过程对各种物理过程,环境效应的依赖,尽管目前对IMF的理解还很不透彻,但已经有一些证据显示出,在低金属的环境下,恒星形成会倾向于形成高光度,大质量恒星等;那么PMF呢?简单的理解就是从恒星形成演化了一定时间后的质量函数,这个函数有什么意义呢?和人类不一样,恒星在形成后基本不太会增加体重,他们的演化在一开始就由初始质量驱动着,按照“Live fast, Die young”的大致原则进行着,因此IMF的测量往往是很困难的,而通过PMF推测,并和理论给出的IMF对比可能是不多的手段之一;对于星团环境,从诞生开始,星团就在经历着不同程度的动力学演化,部分恒星会开始受到环境潮汐力的作用,被从星团中剥离出去,而其程度也会反映到PMF当中去。

为什么要研究极端条件下的恒星形成:

前面已经提到了,银河系中心的环境相比于我们所处的位置,非常的不宜居:致密的分子环境,温度偏高的星际介质,中心引力场的强烈影响,黑洞和大质量恒星的反馈,强磁场等等等等,这种环境下发生的恒星形成活动会受到环境的强烈影响,这也是为什么在整个CMZ内,只找到了这3个大质量的年轻星团,而且,和研究预计的一样,似乎其中有特别丰富的大质量恒星,这可能意味着某些条件下IMF和我们太阳周围恒星的IMF的本质差别,也可能反映了银心环境下星团快速而剧烈的动力学演化,但不管怎样,这样的,距离我们相对最近的极端环境下的恒星形成研究,不仅有助于帮助我们进一步完善恒星形成过程的图像,理解恒星形成对某些物理条件的依赖,IMF的产生机制;还可以作为临近的样板,帮助我们理解高红移处或者并和星系中,某些条件上有些类似的极端环境中的恒星形成过程。


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Fig.1: 美丽的Quintuplet星团,来自NACO的J,H,Ks三色合成;图中的圆形区域指示了本文关注的星团中心周围0.5pc的范围。

Quintuplet星团:

Quintuplet是5胞胎的意思,这个有趣的名字来自于他的发现过程,1990年日本科学家的工作把早期近红外巡天中的5个明亮点源认证为了一个星团,而文章的题目叫做“an infrared quintuplet near the Galactic center”,这个名字由此而成,虽然随后的研究迅速的把属于这个星团的恒星增加到了15个,但是这个可爱的名字还是保留了下来,并且对星团中的明亮点源使用了Q编号。而Quintuplet也不负重望,截止到最近,在其中一共发现了21个Wolfe-Rayet星,2颗亮蓝变星(Luminous Blue Variable:LBV, 其中已知的最大质量恒星之一,Pistol就在其中),和90多颗大质量O,B型星,对于一个质量为10000个太阳质量左右的星团来说,这个战绩很不寻常;和同样距离银心26-30pc的大质量星团Arches相比,Quintuplet相对的年老一些,其中的恒星年龄主要分布在3-5Myr,平均比Arches年老了1Myr,这也可能是为什么相比于致密的Arches,Quintuplet要松散的多。

主要工作:

地球人都知道,银心附近的尘埃消光极其严重,因此地面的高分辨率观测只能借助自适应光学,在近红外波段进行,因为这里受到消光的影响要小的多,本文正是使用了ESO/VLT上面的NAOS-CONICA (NACO) 自适应光学设备,在2003年和2008年对Quintuplet进行了J,H,K_s三个波段的两次观测。


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Fig.2: 星团中心0.5pc范围内的亮于K波段19等的恒星的自行分布,其中虚线反映的是银盘方向,点线指示的是垂直于银盘的方向,中心红色点表示的就是按照具有相近的自行性质选出的成员星候选

之所以进行两次观测,是因为估计星团的质量函数,首先要准确的确定星团的成员星,尤其是对于银心星团这样的极端情况,前景和背景上的星的污染是不能不考虑;而确定成员星的最好方法,就是结合多个时期的高分辨观测,把恒星的自行估计出来,选择那些具有共同自行性质的恒星进行进一步的筛选,比如,利用本文中使用的近红外颜色,考虑到Quintuplet星团中的恒星基本都在同一个很短的时间范围内形成,如果按照观测给出的质量分布,这些恒星在颜色-光度图或者颜色-颜色图上的分布应该有一定的明确的范围,而范围之外的恒星,多半就是混杂的非成员星。


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Fig.3: 最终在颜色星等图上选出的564颗成员星的分布,其中已知的不同子类的Wolfe-Rayet星和OB型星用专门的符号额外表示出来;图中叠加的蓝色实线是理论演化模型给出的等年龄线,水平蓝色虚线是对应位置上的理论初始质量,倾斜的红色点线指示了消光的方向,由不同的红虚线画出的灰度区域对应于等年龄线出现“折叠”的演化区域,在这个位置上,不容易得到唯一的年龄估计。

在有了成员星的选择之后,剩下的主要工作就是估计恒星质量和计算恒星质量函数了,对于前者,文中主要使用了与不同的恒星演化模型给出的等年龄线在颜色星等图上比较,对于不同的恒星,单独的考虑了消光改正后,估计出恒星的质量;而在计算质量函数的方法上,文章中也做了细致的讨论,主要的问题就是找到最好的方法选择恒星质量的bin的大小,来避免各种因素引起的bias;本文从观测到数据处理都有着细致的讨论,感兴趣的同学可以自己去探索细节,这里我们就不赘述了


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Fig.4:Quintuplet星团中心0.5pc内,5-40太阳质量恒星的质量分布和质量函数拟合;左右两幅图分别选择了不同的方法来取恒星质量的bin大小,在图中还叠加了和这个函数分布拟合的最好的理论模型:MS-Padova模型中4Myr星族的质量分布;对质量函数做的Power-law拟合得到的指数也显示在图中

基本结论:

本文最主要的结论就是上面那张图:Quintuplet星团在中心0.5pc范围内所有质量大于5太阳质量恒星的present-day质量函数估计。通过不同的方法计算PMF和拟合这个分布,得到的Power-Law的指数分布都在 -1.52 到 -1.74之间,和我们认为的“正常环境”下的Salpeter IMF给出的 -2.35相比,函数形式变得平坦了许多。

对这个结果的简单理解就是在Quintuplet星团的中心区域,低质量恒星相对缺乏;这个结果基本和其他的银河系中的大质量星团的研究相符合,对于其他的银河系年轻星团的研究显示,星团中心区域的PMF相比于外围,其轮廓确实更加平坦一些;这个可能是和一个被称为Mass Segregation的过程有关,这个过程使得在引力束缚的系统中,大质量的天体倾向于向中心分布的一种现象。对于位于银心的Quintuplet,考虑到银心环境强大的潮汐作用,快速的动力学演化过程也会使得PMF趋向于更加平坦,不过这样的解释虽然很诱惑,但依然无法排除现在看到的PMF实际反映了形成之处IMF的差异,进一步的研究,包括运动学演化和N-body模拟的工作都是很有帮助的,作者也表示,基于他们的数据,这样的工作也在进行之中,让我们期待吧。

延伸阅读:

  • 1. Nagata et al. 1990关于发现Quintuplet星团的工作
  • 2. 德国MPE马普研究所的银心研究组主页,这是世界上主要进行银心研究的小组之一,有很多信息
  • 3. UCLA银心研究组主页,这是另一个主要进行银心环境研究的强大团队
  • 4. 几种常用的IMF函数形式的整理,来自测光红移软件HyperZ的文档
  • 5. 关于银心大质量恒星形成一篇总结文章
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    6 Replies to “Quintuplet星团中恒星的当前质量函数”

    1. sunway

      Chromium 9.0.597.98 Linux

      边看边回复,没看到您已经解释名字了。总体来说银心的恒星形成较平常地方更为复杂,现在想到的环境影响:比如动力学和中心黑洞,都被用来试图解释top heavy。不过总归要数值模拟,而且目前似乎各个组做出的结果谁也不信谁的——所以,一切都还很麻烦。

    2. sunway

      Chromium 9.0.597.98 Linux

      P.S.: 这周最后一周待在这里了,虽然愧疚已经无以复加,但暂时可能还是写不了什么。等我回去了吧,回去一定补些什么。

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