注册 登录  
 加关注
   显示下一条  |  关闭
温馨提示!由于新浪微博认证机制调整,您的新浪微博帐号绑定已过期,请重新绑定!立即重新绑定新浪微博》  |  关闭

星海微萤

为天文研究工作者、天文爱好者和大众提供有用的信息

 
 
 

日志

 
 

恒星初始质量函数是普适的吗?(Bastian等人2010)(下)  

2011-08-25 14:45:21|  分类: 外论选译 |  标签: |举报 |字号 订阅

  下载LOFTER 我的照片书  |

3. 近域宇宙

我们现在考虑对初始质量函数的河外研究结果,我们从最邻近的那些星系、即两个麦哲伦云和其他本星系群星系着手。对于这些星系,我们依然可以用高分辨率成像把它们分解成一颗颗恒星,不过这些星系离开我们的距离使得我们不能对亚太阳质量范围内的情况作实质性的探测。因此我们考虑这些星系和更远的那些星系的一些区域、即它们的星协和星团的累积特性。当我们向离银河系更远处运动时,我们开始处理的就仅仅是整个星系的累积特性,并且我们考虑的是一些星系的累积初始质量函数(即一个星系中各个恒星形成区的初始质量函数全部加在一起的总和)也许不同于单个区域的初始质量函数的报告。我们对于最近的一些把星系和星系中各个恒星形成区的预期Ha 和紫外光度进行比较来对初始质量函数施加约束的研究工作给予特别的关注。我们以对一些星系的动力学特性和化学演化的研究工作的分析、以及它们就初始质量函数的变化而言意味着什么来结束本节。

3.1. 近距星系

3.1.1. 大、小麦哲伦云

大、小麦哲伦云由于它们离开我们很近,因此提供了研究较低金属度环境中的初始质量函数的极好的机会。在大麦哲伦云(LMC)中的一些大质量恒星形成区(例如,R136)给出了检验宁静和极端环境中初始质量函数变化的额外机会,而小麦哲伦云则使得我们能够探测盘星系以外的初始质量函数。

剑鱼30区域和中心星团R136是大麦哲伦云中的一个独特的区域,它的质量比得上银河系内的年轻星团Westerlund 1,年龄为 ~ 3 Myr。剑鱼30由于出名,已成为许多初始质量函数研究工作的对象,但结果常常矛盾,突出地表明了即使在相对来说近距的一些系统中,初始质量函数的测定也是很困难的。Brandl等人(1996)使用自适应成像得出R136的整体质量函数,对于质量大于 ~ 5 M 的恒星,指数为 G = 1.6,但有很醒目的径向梯度,这与动力学质量分层相一致。MasseyHunter1998)使用Hubble太空望远镜的测光和分光观测结果再次研究R136,对于2.8-120 M 得出初始质量函数的指数为 G = 1.4Sirianni等人(2000)使用Hubble太空望远镜的更深的VI测光观测结果推进到更小的质量,并报告这一初始质量函数在 ~ 2 M 处变得平缓。Andersen等人使用NICMOS的数据展示了小质量端与Chabrier型初始质量函数的预测一致,并对以前的研究工作中较差红化的影响作了探查。此外,SelmanMelnick2005)把剑鱼30区域作为一个整体(排除R136),测得在7-40 M 范围内 G = 1.35

KerberSantiago2006)对大麦哲伦云中的五个星团作了类似的分析,而且,尽管他们发现在这五个星团中都有质量分层的迹象,可是它们的整体今日质量函数在0. m/M 2.5范围内均与Salpeter分布一致。这些星团的年龄范围从10 Myr1.75 Gyr,中心密度的跨度达10倍; 密度最低的星团(NGC 1818)比R136的密度低了 ~ 3个数量级,而且在1 M 以上时依然与Salpeter斜率拟合得很好。Hunter等人(1997)和de Grijs等人(2002)还得出NGC 1815的初始质量函数指数在1-10 M 范围内与Salpeter的数值一致。此外,Da RioGouliermisHenning2009)得出大麦哲伦云中的年轻恒星形成区LH 95初始质量函数在亚太阳质量范围内(> 0.4 M)与Kroupa型或Chabrier型初始质量函数一致。

小麦哲伦云(SMC)的恒星形成率比银河系和大麦哲伦云都低,而且它目前不再产生质量像R136那么大的星团。它的不规则的形态以及低于大麦哲伦云的金属度,使得它成为对于搜索初始质量函数的变化来说令人感兴趣的天体。最近使用Hubble太空望远镜上的高级巡天照相机(ACS)和2广角行星照相机(WFPC2)的深度成像作的工作,已测量了小麦哲伦云中一些星团的质量函数,这些质量函数看来与Salpeter的经典数值没有什么不同。例子包括NGC 346Sabbi等人2008;其中在0.8-60 M范围内 G = 1.43±0.18)、NGC 602Schmalzl等人2008,在1-40 M范围内与Salpeter初始质量函数一致)以及NGC 330Sirianni等人2002,在 > 0.8 M范围内与Salpeter一致)。

Massey2003)通过研究大、小麦哲伦云中的一些年轻星团和OB星协,得出结论认为所有被观测的区域中的大质量星族均与Salpeter分布一致。他谈到,考虑到由数据处理方法产生的预期偏差,这些观测结果的弥散非常地小(也见Maíz Apellániz 2008)。Massey2002)在大麦哲伦云的那些较偏远的区域中,假定在过去10 Myr中恒星形成率为常数,得出了远为陡的 G = 4±0.5的初始质量函数斜率。这导致他得出结论认为,初始质量函数与环境有关,尤其是随着密度的变化而变化。GouliermisBrandnerHenning2006)使用Hubble太空望远镜WFPC2的靠近大麦哲伦云的星系棒的一个区域的数据,得出了类似的很陡的质量函数。Parker等人(1998)使用紫外成像望远镜得出了大麦哲伦云星场的初始质量函数,并且对7-35 M质量范围也得出了 G = 1.8±0.09的较陡的分布(虽然不像上面的那些研究结果一样极端)。因为这个星场中包含了多种年龄的恒星,它受到了恒星形成史和初始质量函数简并的影响。ElmegreenScalo2006)已证明,如果假定恒星形成率为常数,那么恒星形成率的降低就将被解释成 G 的变陡。

根据上述对于恒星和两个麦哲伦云中一些星团和星协的研究,看来已经可以有效地排除由于密度(35 < r0[M pc-3] < 3×104r0MackeyGilmore2003)对NGC 1818R136得出的星团的中心密度,因此我们注意到,如果把OB星协包括在内,那么密度范围将更大)和金属度(1/5 Z-1 Z)的变化引起的初始质量函数大质量端(> 1 M)的强烈变化。

3.1.2. 本星系群

我们更远地向外走,进入到本星系群内,自然,通过以分辨出来的恒星的计数,就只能局限于探测初始质量函数的大质量端。M33相对来说是一个正向旋涡星系,它提供了研究银河系和两个麦哲伦云以外的初始质量函数的最好的实验室。迄今的大多数研究工作依据的都是与大型OB星协有关的巨型HII区。Hunter等人(1996)根据Hubble太空望远镜NGC 604的成像观测结果,得出了质量在6.518 M 之间的恒星初始质量函数指数 G = 1.6±0.7。类似地,MalumuthWallerParker1996)对NGC 595中质量大于4 M 的恒星得出1.3 ? G ? 1.0。这些研究工作,像对大、小麦哲伦云中星族所作的研究一样,受到分辨率和星像融合效应的影响(例如,Maíz Apellániz 2008)。

除了用高分辨率成像对已分辨恒星计数之外,还有众多的研究工作使用M33中一些HII区较低空间分辨率的紫外累积分光观测结果约束初始质量函数。对这种方法的讨论将在第3.2.4节中给出;这里我们就给出在本星系群中得出的结果。González Delgado & Pérez2000)得出NGC 604中初始质量函数大质量端与Salpeter初始质量函数一致。Jamet等人(2004)根据对NGC 588的累积分光观测和测光恒星计数,得出了相同的结果。不过,Jamet等人警告,鉴于OB星协的质量相对来说较小,对初始质量函数的随机取样可能会引起这些OB星协累积特性的偏差。Pellerin2006)对M33中的五个HII区也得出了这样的结果,当与标准星族合成模型拟合时,达到最佳拟合的是略为平缓的初始质量函数,但当考虑随机性时,则与Salpeter斜率一致。我们在第3.2.4节和第4.1.1节中回过头来使用紫外光谱特征约束初始质量函数,在那里,这些方法分别被运用于近域和高红移星暴星系。

3.2. 未分辨开的星族

3.2.1. 超星团

Hubble太空望远镜的早期结果在一些质量和密度比得上球状星团的星暴环境中展现出了一些被部分分辨开的星团(例如,Holtzman等人1992)。这些大质量星团有多个名称:超星团(SSC)、年轻大质量星团、星暴星团和密集星团,这些仅是几个例子。后续工作已经在所有的恒星形成环境中,从相对来说宁静的矮星系,到银河系型的星系(例如,L* 型旋涡星系)和正在发生星系合并的星系(例如,Larsen 2006),都找到了这样的星团。由于超星团的光度很高,它们可以在很远的距离处(并因此在各种各样的星系环境中)取样,从而为可能存在的随环境的变化提供了有价值的洞察。我们建议感兴趣的读者可以参看Portegies ZwartMcMillanGieles2010)中关于这些星团特性的评论。

这些河外大质量星团的初始质量函数,因为它们代表了宇宙中就恒星形成率密度而言最极端的恒星形成场所,所以尤其令人兴趣。例如,NGC 1316中的一个大质量星团,在它的半光半径范围内,红外的恒星形成率面密度达 ~ 5×104 M kpc-2 yr-1Bastian等人2006;假定它在3 Myr的时段内形成),比在近域宇宙或远域宇宙中甚至最极端的全星系星暴还大了好几个数量级。即使像大麦哲伦云中R136这样相当普通的天体,恒星形成率密度也达到 ~ 104 M kpc-2 yr-1,说明了这项“极端天体”事实上也许代表了恒星形成的一种普遍的模式。

HoFileppenko1996)提出,年轻超星团的动力学光质比可对它们的初始质量函数施加重要的约束。把由地面高分辨率阶梯光栅光谱测得的速度弥散度(s v)与由Hubble太空望远镜的成像观测结果测得的星团的半光半径(r h)合在一起,可以运用位力定理确定星团的动力学质量(Mdyn)。然后,就可以把这一质量与测量星团的亮度并应用随年龄变化的L/M比得出的质量进行比较,其中L/M比的计算使用简单星族(SSP)模型,采用一种初始质量函数。这些以星族为基础的质量将被称为Mpop 。由于作这些测量很难,这种方法仅对相对于标准的Kroupa型或Chabrier型初始质量函数的总的偏离敏感(即这个星团是否高度地缺乏小质量恒星)。

Sternberg1998)对约束超星团的初始质量函数作了一次很早的尝试,他使用HoFileppenko1996)测量得到的速度弥散度导出了年轻大质量星团NGC 1569ANGC 1705-1LV/Mdyn Sternberg1998)把测量得到的LV/Mdyn比值与拟合的LV/Mpop比值比较,得出结论认为NGC 1569A的初始质量函数与Salpeter的数值很接近,而NGC 1705-1则缺少小质量恒星(就1-2s 的水平而言)。

随后便有了众多类似的LV/Mdyn研究工作,其结果多种多样。某些分析工作表明,超星团的LV/Mdyn数值与标准的SalpeterKroupa型、Chabrier型初始质量函数一致(LarsenBrodieHunter 2004Maraston等人2004),而另一些工作测得的超星团的LV/Mdyn数值意味着小质量恒星超丰(所谓脚重型初始质量函数;Mengel等人2002)或者大质量恒星超丰(头重型初始质量函数;SmithGallagher 2001)。更令人不安的是,这些结果有的是在同一个星系内得出的(例如,M82McCradyGilbertGraham 2003)。Bastian等人(2006)指出,就星团的LV/Mdyn比值用简单星族模型能够拟合得多好来说,存在一种趋势,即较年老(> 20 Myr)的星团可以很好地用标准的初始质量函数拟合(有一个例外,下文讨论),而年轻星团则有显著的弥散。此外,他们还表明,NGC 1705-1Kroupa型初始质量函数仅差1-2 s 。在4中,Bastian等人的样本中较年老的星团(> 20 Myr)用红色实心方块表示(数据取自Bastian等人2006,GoodwinBastian 2006)。在4a中,我们给出了由动力学测量结果(Mdyn)得出的质量与使用观测得到的光度和采用Kroupa初始质量函数的简单星族模型随年龄而变的质光比得出的质量(Mpop)之间的比对。在4b中,我们给出了MdynMdyn /Mpop比值的比对,其中,如果潜在的质量函数是Kroupa初始质量函数,那么数值应该等于1,而如果初始质量函数能用Salpeter分布更好地描述,那么数值应该等于 ~ 1.55。超星团集中在Kroupa分布预期的数值周围,而且差值在观测误差范围内。

 

恒星初始质量函数是普适的吗?(Bastian等人2010)(下) - wangjj586 - 星海微萤

 

4   a)测量得到的动力学质量Mdyn(或在早型星系的情况下通过Jeans动力学模拟;见Cappellari等人2006)与通过模拟它们的累积光得出的恒星质量的对比,后者使用简单或复合的星族模型,采用Kroupa型初始质量函数(IMF)。红色实心方块是年龄大于20 Myr的超星团(第3.2.1节);倒置的蓝色实心三角和倒置的紫色空心三角分别表示银河系中24个球状星团(GC)和NGC 512816个球状星团的平均值(第4.2.1节);浅蓝色空心圆表示近域宇宙中的早型星系(第3.2.5节);绿色实心三角和深蓝色实心圆表示高红移的早型星系和亚毫米星系(第4.1.2节)。(b)除了现在给出的是MdynMpop之间的比值之外,都与图a相同。如果潜在的初始质量函数能用Kroupa型分布很好地描述,那么在这种表达方式中比值应该为1(表示为点线)。如果Salpeter初始质量函数(小到0.1 M 为止)是潜在的初始质量函数的好的表达,那么预期的比值为1.55点划线)。请注意,这些星系的数据点是上限,因为Mdyn的测量值中有一部分应该是由暗物质产生的。

 

有一个星团已受到特别大量的关注,它就是星暴星系M82中称为F的那个大质量星团。SmithGallagher2001)测量了M82FLV/Mdyn比值,并发觉它比用具有Kroupa初始质量函数的星族推测的LV/Mdyn比值大,前者约为后者的3倍。这一测量结果意味着M82F高度缺乏小质量恒星。McCradyGrahamVacca2005)用近红外光测量了这个星团的速度弥散度,并用Hubble太空望远镜上的高分辨率照相机成像重新测量了这个星团的大小,得出了相同的结论。由于大小与波段有关(也就是说,这个星团在越红的波段看起来越大),这些研究人员认为,M82F也许存在高度的质量分层。如果这是真的,那么这将使得被测量到的Mdyn有一个下限,因为其中主要是质量最大的那些恒星的光,它们将倾向于在中心处被找到,因此速度弥散度比预期的低。Bastian等人(2007)对M82F作了再次观测,并发现了在整个星团范围内存在强烈的较差消光(DAV > 1)的证据,以及有一个很大的HII区位于这个星团和观测者之间;他们认为这两种影响可以使得测量结果变得复杂。即使存在这些质疑,M82F还是代表了超星团中初始质量函数变化最强烈的那种情况。

这些现已分析过的最年轻的星团(< 20 Myr)表明,它们的推断的LV/Mdyn比值具有打得多的弥散,尤其与由简单星族模型预期的LV/Mdyn比值相比显得较小(相差2-5倍)。如果用初始质量函数的变化来解释,那么结果将是脚重型初始质量函数。这与文献中经常报告的情况是相反的,后者表明星暴会使小质量恒星大大缺少(见第3.2.5节和第4节)。此外,这些星团将更像是在由恒星演化造成的质量损失影响中幸存下来的,因此,我们也应该要观测具有较小LV/Mdyn的较为年老的星团。对于测量到的很大的动力学质量,有两种另外的解释。第一种可能性是星团中原有气体的清除使得它在随后的10-20 Myr内处于超位力状态。因此星团的速度弥散度具有额外的膨胀成分,这将造成位力分析高估了它的质量(BastianGoodwin 2006GoodwinBastian 2006)。

年轻星团的Mdyn测量结果很大的第二种可能的解释是双星虚假地使一个星团的速度弥散度变大。如果双星所占的比例依赖于恒星的光谱型,那么在双星中就会有更多的大质量恒星被排除掉(例如,Preibisch等人1999ZinneckerYorke 2007),这会造成年轻星团具有较小的LV/Mdyn比值而较年老的星团符合简单星族模型的预测结果。据对于双星的这种影响的初步估计报告,这不大可能会对迄今观测过的星团产生影响,因为它们的速度弥散度主要是由它们很大的质量所造成的引力势产生的(Kouwenhovende Grijs 2008)。不过,最近GielesSanaPortegies Zwart2010)发现,双星所占的比例随质量实际的变化的确可以影响上面所讨论的样本中许多年轻星团的测量得到的速度弥散度。

来自大多数年轻星族的光学波段的累积光主要是由大质量恒星发出的,这使得小质量恒星的检测变得很困难或者说不可能。然而,在极端年轻的星团中,小质量的主序前恒星在近红外波段中的亮度足以能够使用高信噪比的光谱来检测它们的光谱特征(MeyerGreissl 2005)。于是,这些光谱的定量分析就可以对这个星团中的大质量恒星与小质量恒星的比数施加约束。这种方法适用于年轻得尚未有恒星演化成红巨星的一些星团(即比6-8 Myr年轻的星团),并且就近域宇宙中的星暴星团而言,目前处在8-10 m级的望远镜的极限以内(Greissl等人2010),而将来使用下一代极大望远镜则可以扩展到更远的地方。

3.2.2. 上截止质量和星系累积初始质量函数理论

质量最大的恒星可以有多大?这个数值怎样随环境变化以及造成这一极限的原因是什么?按照我们的看法,初始质量函数的上截止质量简单地就是初始质量函数的另一个参数,我们预期它可能会随着初始条件的变化而变化。ZinneckerYorke2007)对银河系和大麦哲伦云中的大质量星团(> 几×103 M)文献作了评论,并得出结论认为,在这些星团内,对于质量最大的那些恒星,存在一个 ~ 150 M 的质量上限。施加这一截止的物理原因是一个极其重要的问题,但它是另一个问题;存在一个质量上限的论证可以揭示出恒星形成的某些基本物理机制。我们现在转到这样一个问题上来,即所有的星团是否都有这样一个相同的极限,或者说质量较小的星团质量函数的上限是否会有所不同。

把构成一个星系的星族(即星团、星协和分散的场星星族)的初始质量函数加在一起,产生一个星系累积初始质量函数(IGIMFWeidnerKroupa 2005)。星系累积初始质量函数表征了一个星系的恒星形成活动的总的输出,并提供了研究初始质量函数对大尺度环境影响的敏感性的一个机会。假定恒星初始质量函数是普适的,并且完全随机地取样(也就是说,孤立的恒星形成具有与在一个恒星远为众多的区域中的恒星形成一样大的形成一颗O型星的可能性),那么初始质量函数与星系累积初始质量函数就将是相同的。这就等同于说,100个星团,每个星团的质量为1,000 M,它们合在一起构成的初始质量函数与一个105 M的星团的初始质量函数没有区别。

然而,如果在一个星团内部一颗恒星的最大质量与这个寄主星团的质量成正比,那么在所有的情况下,初始质量函数的取样都将是不完整的(例如,Vanbeveren 1982WeidnerKroupa 2006)。在大于几×104 M的星团中的随机取样将分布在直到150 M的质量上限为止的整个初始质量函数的范围内,但质量较小的星团所具有的质量将不足以保证在初始质量函数的大质量端也能充分地取样(BruzualCharlot 2003)。如果恒星的质量取决于它们周围的资源(它们的确是这样),那么就应该是这种情况。某些环境也许简单地就是没有形成大质量恒星的足够材料。因此,在一些恒星形成率很低的星系中,将缺少大质量恒星,这些星系只能形成小质量的星团或星协(例如,Larsen 2006)。于是,在一些恒星形成率很低的星系中,星系累积初始质量函数的大质量端将比恒星形成率高的星系中来得陡,因为它们没有大质量星团,在恒星初始质量函数的质量最大的一端没有恒星分布。如果情况真是这样,那么对于众多的天体物理问题将有重要的影响,最值得注意的,就是对于根据Ha 光度推断的(低恒星形成率)星系恒星形成率的影响(例如,Pflamm-AltenburgWeidnerKroupa 20072009;与此相同的影响原则上将会通过把500个具有200颗年轻恒星的区域与一个105 M的星团作比较而显露出来,但实际上几乎不可能进行观测)。

与这种有点微妙、但很重要的差别类似的,是乡村和大城市中身高和财富的分布(Clarke 2009)。平均而言,一个乡村中最高的人将比一个大城市中最高的人矮,这简单地就是因为样本的大小比较小。不存在任何限制生长的物理条件,所以原因就是统计取样。然而,可以预料,一个大城市中最富的人,将远比一个乡村中最富的人来得富,并且,在这种情况下,统计取样和潜在的物理原因(例如大城市中最富的人拥有规模更大的经济基础)均应对此负责。这些比较,最能说明初始质量函数的取样将怎样对恒星和星团形成理论产生强烈的影响。

WeidnerKroupa2006)认为,在年轻星团中,“分类取样”必定在起作用(也就是说,星团中的恒星是从小质量到大质量渐次形成的)。当初始质量函数的取样是由小质量端到大质量端时,质量最大的恒星的质量所受到的限制,取决于可以利用的气体的储藏量(据推测与浮现的星团的总质量有关)。有利于这样一种情景的论据是,如果大质量恒星首先形成,那么由大质量恒星的电离辐射引起的反馈也许能有效地清除掉任何剩余的气体,因此,小质量恒星的形成就会停止。另一些人认为,星团的构建完全是随机的,因为在恒星形成区中存在的相对来说很大(与单颗恒星质量相比)数量的分子气体使得即使在恒星形成率很低的区域中都能形成大质量恒星(Elmegreen 2006)[一些年轻星团的观测结果与很小的年龄弥散相一致,可是众所周知,大质量恒星与小质量恒星的相对年龄是很难评估的(Hillenbrand 2009)]。这两种情景预测的一个星团的总质量与它的质量最大的恒星的质量之间的关系是不一样的。MaschbergerClarke2008;也见ParkerGoodwin 2007)最新编制的星团质量和星团中质量最大的恒星的表格包含了若干小质量星团中含有大质量恒星的例子。MaschbergerClarke指出,以前编制的一些表格偏向于不把一些总星数很少的星团中大质量恒星的研究结果包括在内。他们的结果暂且表明,对于正在形成的星团,更好的算法是随机取样,在这种情况下,初始质量函数和星系累积初始质量函数将是完全相同的。然而,WeidnerKroupaBonnell2010)根据最新的一些文献的搜索得出了相反的结论(质量最大的恒星的质量确实与宿主星团的质量有关)。星团质量和星团中质量最大的恒星的质量的测定(由于未分辨双星的存在)是很难的,对于所有这类研究工作来说是潜在的障碍。很明显,这个问题依然有待解决。

星系累积初始质量函数的一个附加的组成部分是星团或星协的初始质量函数,它们也可近似为含有指数 -b 的类似于2式的幂律(N dM M -b dM,其中M是星团的质量,而N是质量在MM+dM之间的星团的数量)。星团的初始质量函数越陡,则初始质量函数与星系累积初始质量函数之间的差别就越明显,因为这时会形成大质量恒星的大质量星团就越少。Pflamm-AltenburgWeidnerKroupa2007)以及WeidnerKroupa2006)采用 b = 2.2,而星团质量函数的直接测量结果一般更为平缓,为 b = 2.0(例如,de Grijs等人2003)。b 的这一差值虽然相当小,但是对初始质量函数和星系累积初始质量函数是否相同的影响还是很显著(KroupaWeidner 2003Elmegreen 2006)。

5中,我们给出了对于恒星如何由潜在的初始质量函数以及星团或星协的质量函数取样的各种不同假定(不同的幂律指数和小质量端截尾点)输入的初始质量函数与最后得出的星系累积初始质量函数之间的差别。LadaLada2003)认为,嵌埋星团质量函数的转折点在 ~ 50 M处,虽然由于选择效应这个数值有些不确定。正因为这样,一些星团的观测结果看来偏向于5中最上方的例子,即对于所考虑的任何取样情景,均得出非常类似的初始质量函数和星系累积初始质量函数。关键的参数是Mlow(星团)与Mupper(恒星)的比值。

 

恒星初始质量函数是普适的吗?(Bastian等人2010)(下) - wangjj586 - 星海微萤

 

5    在“随机取样”(Elmegreen 2006)和“分类取样”(WeidnerKroupa 2006)两种情景中初始质量函数(IMF)(据Salpeter分布画出)和星系累积初始质量函数(IGIMF)之间的差别。画出了在星系累积初始质量函数中某一质量的恒星所占的比例(见2式),归一化到由解析的Salpeter初始质量函数预期的质量(作为恒星质量的函数)(也就是说,如果分布与Salpeter初始质量函数一致,那么按这种表示法,结果就是一条平直的线)。不同的线对应于关于潜在的星团初始质量函数的不同的假定;b 是星团质量函数的幂律指数,而Mcl,low是对星团采用的质量下限。淡阴影区表示按在随机取样情景中的质量函数所缺少的恒星的相对比例,而深阴影区则是对于分类取样情景的同样的相对比例。因为在所考虑的每一种情景中大质量恒星所占比例是变化的,所以与恒星质量有关的一些观测结果(例如,Ha 流量或紫外光度)的这一比值将与标准值有所不同。(据HaasAnders 2010改绘。)

 

为了检验星系累积初始质量函数理论的正确性,将需要若干新的很难获得的观测结果。首先是在一些很大的如MaschbergerClarke2008)所讨论的星团样本中质量最大的恒星的质量与宿主星团质量之间关系的准确形式。 其次是要更具体地了解星团质量函数的准确形状,尤其是它的指数(b )和质量下限(因为b 2,所以当质量逼近0时星团质量函数是发散的;于是在某一小质量处必定有一个转折点)。最后,我们需要确定一些大样本中大质量恒星的诞生位置,使用运动学研究就它们是孤立形成的还是总是与小质量恒星一起被找到作出肯定的回答。我们在随后的章节里将讨论星系累积初始质量函数理论的其他结果。

3.2.3. 星族累积光的Ha 、紫外和红外研究

星系的紫外、光学和红外光主要来自恒星,或者是由恒星直接发射的,或者是通过星际介质中的尘埃和气体对恒星光进行再处理后发出的。 在一个典型的由一定年龄范围的恒星组成的星族中,不同质量的恒星对一个星系的累积光所起的作用是不同的:远紫外发射主要来自年轻(< 10 Myr)大质量( 15-20 M)恒星,它们可以使氢电离,产生如Ha 这样的光学复合线;近紫外发射主要来自年龄略老(< 300 Myr)、质量较小( 3 M)的恒星;而光学宽带颜色(在宁静星系中)通常主要来自年龄更老的质量与太阳差不多(0.6-3 M)的恒星(例如,Leitherer等人1999)。因此,比较在这些波长范围内检测到的发射的相对强度,可以对整个星系初始质量函数的变化给出间接的约束。一个重要的告诫是,初始质量函数并不是影响这些可观测特性的唯一参数;我们还必须考虑金属度、消光和星系的恒星形成史的影响。

HoverstenGlazebrook2008)用Sloan数字巡天(SDSS)的测光和分光观测结果,通过把每一星系的宽带SDSS颜色与它的Ha 等值宽度比较,用这种首先由Kennicutt1983)提出的方法,估计了 ~ 105个星系的恒星质量函数的指数。他们发现了他们的最佳拟合模型的质量函数指数(G)有一种随星系光度变化的趋势;按照这一趋势,暗弱的星系具有更陡的初始质量函数,类似于银河系的星系展现出Salpeter斜率,而质量最大的那些星系斜率则也比Salpeter值陡。这定性地与星系累积初始质量函数理论的预测相一致。不过,他们的模型不允许恒星质量的上限发生变化。这些结果依赖于所假定的恒星形成史,而这用光学分光观测结果通常并不能精密地予以约束(例如,Wild等人2009)。从整体来说,与 G = 1.5±0.1一致,这个数值与Salpeter值很接近。

若干最新的研究工作使用了紫外和Ha 的测量结果来表征一些河外星系中的大质量恒星的初始质量函数。Meurer等人(2009)研究了一个具有由GALEX星系演化探测器)卫星获得的紫外观测结果的星系样本,发现了星系的Ha 与紫外光度之比和Ha 面亮度(SHa)之间的关系。这一关系表明,恒星形成率低的星系,Ha 与紫外光度之比也低,Meurer等人把这解释为脚重型初始质量函数的一种标志。随后Lee等人(2009)以及HunterElmegreenLudka2010)的研究工作证实了Ha 与紫外光度之比和恒星形成率之间的这一基本观测关系。

这些研究工作虽然都赞同在星系的恒星形成率和它的Ha 与紫外光度之比之间存在观测到的相关性,但是他们随后的解释并不一致。Meurer等人和Lee等人指出,这一关系即使不是全部也部分地可以用随机取样来解释,其中恒星形成率低的星系不太可能会产生那些质量最大的恒星,即使它们是由普适的初始质量函数取样的也罢。他们还指出,他们的结果完全符合WeidnerKroupa2005)的星系累积初始质量函数理论(Pflamm-AltenburgWeidnerKroupa 2009;见第3.2.2节)。Meurer等人还发现,观测到的Ha 与紫外光度之比可以用在他们的样本中有一族星暴后的矮星系来加以解释(不过他们指出这未必可能,因为许多星系将需要在星暴后阶段观测)。Lee等人还研究了对这种观测相关性的另一些解释,例如像内部尘埃的衰减、所用恒星模型的不确定性、金属度的影响以及电离光子损失(也见ElmegreenHunter 2006)。Lee等人的结论是,正确地说,随机性、恒星形成史和电离光子损失全都对造成这种偏离起了作用,然而单单一个原因看来并不至于会产生强得能够与观测结果相符的趋势。相反,HunterElmegreenLudka则赞成在小星系中许多来自OB型星的电离光子会泄漏出去的情景,认为是这种泄漏造成了对发射量的低估[在许多小星系中,单颗O型星周围的Str?mgren半径可以大于星系气体的标高,因此,电离光子的泄漏在预期之中(Melena等人2009)]。最后,Boselli等人(2009)同样证明了得出的Ha 与紫外光度之比对所采用的消光改正和微恒星形成史(从几百万年到几千万年)非常敏感。Boselli等人分析了一个有限的“正常”(即小倾角、非活动星系核、非星暴)星系的样本,得出的Ha 与紫外光度之比与Kroupa型或Chabrier型的大质量恒星初始质量函数一致,并把大质量(M > 2 M)恒星初始质量函数的潜在变化限制在对于大质量星系的 G = 1.35和对于低光度系统的 G = 1.6

尚有待探究的是上面提到的Ha 的短缺是否真的表明了初始质量函数的形状与恒星形成率之间的相关。将来对这些星系的高分辨的颜色和星等的研究,与对这些星系的晕的深度Ha 成像一起,必将能解决这个问题。

Gogarten等人(2009,也见Dong等人2008)用类似的方法研究了旋涡星系M81的盘的外围区域中的紫外亮区,他们使用了高分辨率的Hubble太空望远镜成像,这些图像可以分辨出一些大质量恒星。他们发现,一些缺乏Ha 的区域也缺少大质量恒星,但这与演化学衰退的预期是一致的,也就是说,当一个星族变老时,导致Ha 发射的大质量恒星首先死亡,于是造成了这个区域紫外亮却Ha 暗。因此,这一特定的比值对一个区域的恒星形成史高度敏感。如果每个区域都是在一次瞬时星暴中形成的,并且假定每单位时间形成的区域数大致是常数,那么就可以构建一些星族模型来推测Ha 亮或暗的紫外亮区的数量。ZaritskyChristlien2007)曾构建了这样的模型,并得出这一比值近似地等于能够产生Ha 的恒星的寿命与产生紫外光的恒星的寿命之间的比值,即16 Myr/100 Myr。为了证实这一推测的统计结果,需要对一些星系的盘的外围区域中的紫外亮区作大量的研究。

跟在Gogarten等人的结果之后,GoddardKennicuttRyan-Weber2010)曾经研究了一个由21个星系组成的样本中的恒星形成区,关注点是完全处在星系的光学半径之外的一些HII区。他们根据这些HII区的Ha 与紫外光度之比以及一些统计特性发现,只要考虑到随机性,初始质量函数在大质量端就不存在任何变化的迹象。

这些Ha 与紫外光度之比的研究看来对星系最近的恒星形成史以及辐射转移效应都足够敏感,我们尚未把辐射转移效应看作初始质量函数变化的有力证据。样本中固有的选择效应的细致研究以及使用高分辨星族研究结果得出的异常星系恒星形成史,与对星系晕的深度Ha 成像一起,是为证实星系累积初始质量函数与初始质量函数真正有所不同所必需的。如果这能得到证实,那么这很可能将表明中等质量恒星和大质量恒星之比的确可以随环境变化。

最后,初始质量函数的小质量端虽然对星暴星系红外光谱能量分布没有显著的影响,但是它会影响由比如说一些发射线得出的恒星形成率的绝对数值(第1.3节)。发射线的光度表明了大质量恒星的比数量,但要把这一测量结果变换成一个星系中恒星总质量的估计,尚需要通过采用一个归一化的初始质量函数并对它积分,以便考虑一些质量较小的恒星。一个包含有许多小质量恒星的初始质量函数将意味着,对于某一给定的发射线光度,恒星形成率比包含有较少小质量恒星的初始质量函数来得高。这种不同的恒星形成率还意味着,对于给定的气体储藏量,气体消耗的时标是不同的:含有越多小质量恒星的初始质量函数(并因此恒星形成率越高)意味着气体消耗的时标越短。Goldader等人(1997)把一个由12个极亮红外星系组成的样本中得出的恒星形成率与气体消耗时标作了比较。他们发现一直延续到0.1 M 这样小质量为止的Salpeter(或更陡的)初始质量函数会使得气体消耗时标比这个星族的平均年龄(由近红外分光观测结果得出)短。与他们的观测结果一致的是转折点低于1 M(例如像Kroupa型和Chabrier型的初始质量函数)并在此值以上具有Salpeter斜率的初始质量函数。

3.2.4. 紫外光谱诊断

大质量恒星(> 15 M)的紫外光谱具有由这些恒星驱动的星风形成的宽发射线和吸收线。一种方法是研究未分辨星族光谱中CIV 1,550 A^。SIV 1,400 A^。的谱线轮廓 *,它们受到大质量恒星初始质量函数形状的严重影响。可是,这种方法对小质量范围内的变化完全不敏感。这种方法的好处是可以把不同环境中的初始质量函数的上端直接进行比较,因为它可以应用于像近域星暴星系、银河系和大、小麦哲伦云中已分辨和半分辨的宁静恒星形成区、以及甚至高红移星系这样一些迥然不同的天体。后者将在第4.1.1节中讨论,并且前面在第3.1.2节中也已给出了把这种诊断方法应用于M33中一些巨型HII区的一系列研究工作。这些研究工作发现,M33的观测结果在大质量端与Salpeter初始质量函数一致,但随机取样的考虑是很重要的。 这一告诫对强恒星形成区或预期具有完全取样的初始质量函数的整个星系的研究影响应该小得多。另一个要注意的问题是紫外光谱诊断依赖于所假定的该区域的恒星形成史。对整个星系的研究工作大多数假定恒星形成史在 > 20 Myr的时段内是常数,而对一些星团的紫外研究工作则假定为一次瞬时的星暴。

 


* 原文这一句中表示波长单位埃的符号,即字母A上方加一小圈,这里因受日志书写软件限制,故用 A^。 表示。下文同。——译者

 

 

作为最早运用紫外谱线轮廓诊断方法的研究工作之一,ContiLeithererVacca1996)获得了星暴星系NGC 1741Hubble太空望远镜太空望远镜成像摄谱仪(STIS)的分光观测结果。他们比较CIVSIV的轮廓, 认为这个星系中大质量恒星的初始质量函数与Salpeter斜率一致。上述以及另一些紫外光谱诊断结果已被广泛地用于使用星族合成来模拟星暴星系(星暴星系主要是年轻星族,因此恒星形成史不是很不确定),而且它们与星暴史和金属度的关系现在知道得相对来说比较清楚(例如,González DelgadoLeithererHeckman 1997Leitherer等人1999Maraston等人2009)。近距星暴星系也具有与大质量恒星Salpeter分布一致的紫外光谱诊断(见PellerinRobert 2007以及Leitherer 2009的评论)。

Tremonti等人(2001)曾研究了活跃的正在形成恒星的星系NGC 5253的紫外光谱特性,主要集中在“星团”与“场星”之间的差别上。虽然这种区分有点任意(根据面亮度),但是星团的光谱一直延伸到 ~ 100 M 高处均与Salpeter初始质量函数一致,而场星看来缺少质量在 ~ 30 M以上的恒星。一种解释是在这两种环境中的初始质量函数有所不同。不过,这些研究人员认为,场星缺少大质量恒星的光谱特征,是由于年轻星团与场星在年龄上的差别造成的(参看Massey 2002)。恒星从它们诞生时的非束缚星协中扩散出来成为场星,需要经过某一时标,这一时标的数值取决于它们的初始速度弥散度(例如,GoodwinBastian 2006),但据认为是约几百万年。因此,质量最大的那些恒星在它们成为场星之前就将爆发为超新星结束它们的生命。Chandar等人(2005)对12个近域星暴星系重复了上述分析并得出了类似的结论。

3.2.5. 一些星系的动力学状况

较早作为对年轻大质量星团初始质量函数约束的引进的LV/Mdyn诊断(见第3.2.1节)也能用于对整个星系的研究。如上所讨论的,这种诊断不能对初始质量函数的形状作细致的探测;然而,它给出了一个单一的LV/Mdyn数值,可以把这一数值与采用明显不同的基底初始质量函数生成的星族模型的推测结果作比较。对星系而不是星团使用这种方法,由此带来的麻烦在于:(a)星系不是简单星族,因此必须解决它们的恒星形成史,而且常常还要考虑较差消光;(b)其他的动力学成分即气体和暗物质的存在。

M82是一个近距原型星暴星系,并且,正因为如此,常常用于初始质量函数的研究。可惜,由于它多尘埃,而且是侧面朝向我们,消光影响可能尤其令人烦恼。 Rieke等人(1993)对M82作了模拟,并发现,这个星系的K波段光度、II型超新星爆发率、CO指数和运动学质量都能通过模型很好地复现,而相对于近域的初始质量函数,这些模型缺乏小质量恒星[与MillerScalo1979)以及Scalo1986)得出的结果比较]。 然而,Satyapal等人(1995)随后的研究采用较低的消光,得出结论认为M82的内层区域比以前得出的数值暗。Satyapal等人根据这些观测结果,推断M82的数据与正常的(即Salpeter型或者KroupaChabrier型)初始质量函数一致。更近,近红外和中红外的空间分辨光谱表明,这一初始质量函数在小于几倍太阳质量时也许确实很平缓(F?rster Schreiber等人2003),也就是说,初始质量函数的特征质量将是1-3 M ,因此,依然意味着初始质量函数是变化的,但不像以前的研究结果那么极端。 正如第3.2.1节讨论的,在M82中的一些大质量星团的动力学测量结果表明,其中的某些星团,初始质量函数是正常的,尽管M82F看来缺乏小质量恒星。

对于固定的动力学质量,大质量恒星与小质量恒星之比可以由大质量恒星电离流量的估值推断。值得注意的是,MillerScalo1979)以及Scalo1986)的初始质量函数,实际上,相对于Salpeter或者KroupaChabrier的初始质量函数来说,由于前者在质量最大处很陡,因此是脚重型的。据此,我们鼓励读者对文献中的结果作定量的核查,确定一个区域相对于现代对场星初始质量函数究竟是头重、还是脚重,或者甚至脚轻。

DoyonJosephWright1994)在一次类似于M82的研究工作中,构建了相互作用星暴星系NGC 3256的模型,以此来约束初始质量函数。他们通过采用不同形式的初始质量函数和不同的恒星形成史(常数、星暴和衰落),把他们的模型与五个可观测量(CO谱带头强度、Brg 等值宽度、Lyman连续谱光子占红外光度的比例、发射线比值和K波段总光度)匹配。这些最佳拟合模型缺乏小质量恒星;可是,得出的初始质量函数与恒星形成史简并,而且还与假定的星暴质量简并。在大质量范围内,Salpeter分布大体上与数据一致,并在较小质量处发生转折(即Kroupa型和Chabrier型初始质量函数)。

Bellde Jong2001)也使用动力学诊断方法来研究旋涡星系中初始质量函数可能有的变化。对于一个给定颜色和自转曲线的星系,可以通过假定重子构成了尽可能多的盘质量并因而使盘的暗物质成分占的比例为最小,计算出盘的LV/Mdyn比值的最大值。 Bellde Jong把盘的这些L/M比值的最大值与由分光测光旋涡星系演化模型推测的比值比较,发现在他们的盘星系样本中,Salpeter初始质量函数高估了小质量恒星的数量,而Kroupa初始质量函数则能很好地拟合数据。他们进一步使用在Tully-Fisher关系中观测到的弥散,对旋涡星系之间初始质量函数变化提供严格的约束。假定弥散全是由初始质量函数的变化造成的(也就是说,假定测量误差或者星系的恒星形成史的变化均为零),这意味着伴随一给定光度的恒星质量的弥散小于二倍(也见McGaugh 2005)。

Cappellari等人(2006)沿着类似的路线,使用SAURON(研究光学星云的分光分区单元)计划中 25个具有二维累积场分光数据的ES0型星系的样本,估计每个星系的质光比(其中质量用动力学方法确定),然后把这一比值与通过光谱拟合得出的星族预期质光比作比较。他们得出结论认为,Kroupa的初始质量函数与数据一致,并且在这些星系中没有任何初始质量函数变化的证据。他们的样本(如4蓝色圆圈所示)由按光度计权的年龄在217 Gyr之间的星系组成,意味着初始质量函数并不随宇宙年龄而变化。不过,请注意,由于年老(> 10 Gyr)星族中恒星遗迹占了很大质量,因此很难无争议地区分这些系统的初始质量函数究竟是脚轻类型的还是正常类型的(见van Dokkum 2008)。我们在第4节中再回到这个问题上来。

3.2.6. 一些星系的化学演化

初始质量函数的形状对星系的观测特性的长期持续的影响之一展现在恒星的元素丰度中。因为不同的元素据想是由不同质量的恒星产生的,所以为认识星系中丰度的比值和梯度而提出的一些化学演化模型可以对初始质量函数施加约束。基本的模型参数有恒星的产量(勾画出不同质量的恒星产生哪些元素以及产量是多少)、气体的流入量和流出量(流入量是流入到星系中的“原始”物质的量,而流出量是流出到星系际介质中的金属增丰后的物质的量)、星系的恒星形成史,以及最后还有初始质量函数。然后,就可以把这些模型与实际星系中观测到的丰度和颜色梯度比较。对这些模型的准确度的限制因素是为了描述恒星的产量而采用的方案(包括超新星和超新星爆发率),在这方面,模型可以有很大的变化(例如,ChiappiniMatteucciMeynet 2003)。

a 元素(诸如OMgCaTi)据想是由处于大质量恒星生命终点的核心坍缩超新星(SN)产生的。然而,铁也在Ia型超新星中大量产生,因此,恒星形成事件与Fe的释放时间之间存在延迟。因为 a 元素据想在一颗超新星中是以不同的量产生的,取决于这颗恒星的初始质量,所以它们的比值的任何变化都意味着初始质量函数的变化(Nissen等人1994)。银河系的晕在低金属度处即低于 [Fe/H] ~ ?1.8 a 元素与铁相比的丰度比呈现一个平台(例如,García Pérez等人2006);在高于这一金属度时,[a /Fe] 丰度由于Ia型超新星中产生的Fe而出现下降。这一平台的存在意味着这些恒星是由混合得很好而且成分类似的物质形成的。 这又意味着在所观测的这些晕族恒星之前的那代恒星的初始质量函数并没有显著的变化。

因为在探测到的最低金属度以下 a 元素比值看来是常数,所以这意味着自红移z ~ 3-5起初始质量函数的大质量端是不变的。这得到了在高红移阻尼Lyman a 系统(Molaro等人2001Pettini等人2008)和沿类星体视线方向的吸收系统(Becker等人2006)中测得的 a 元素丰度的支持,在这两种情况中,均与按大质量端Salpeter初始质量函数预期的产量一致。这一分析的一个漏洞是假定形成恒星的气体已被超新星中产生的均匀混合的元素增丰。一些很小的系统,诸如一些矮星系,也许仅在早期经历过少量的超新星爆发,因此它们的 a 元素丰度也许不同于在银晕中看到的情况(VennHill 2008;但也见FrebelKirbySimon 2010)。

人们可以把上述相对来说直截了当的模型与不同的恒星形成史和恒星的产量结合起来模拟整个星系。一些椭圆星系的模型已经完成,它们可以使用Salpeter初始质量函数再现它们的光化学特性(金属度、梯度等等),一直到0.1 M 之小(例如,PipinoMatteucci 2004CaluraPipinoMatteucci 2008)。同样的这些模型表明,在盘星系中,以及在太阳邻域,Salpeter初始质量函数高估了金属产量(Romano等人2005),这意味着初始质量函数的形式与环境有关。可是,Nagashima等人(2005)完成了类似的模型,直接与这些结果矛盾,并意味着只有极端头重的初始质量函数可以解释椭圆星系的特性。

BalleroKroupaMatteucci2007)应用一些化学演化模型来解释银河系核球和M31中恒星的金属度分布,并得出结论认为银河系核球的初始质量函数必定不同于银盘的初始质量函数。这些演化模型受到与星系形成的详情(例如,PipinoMatteucii 2008)以及对气体流入量和流出量的具体处理的不确性的影响,这两者目前都还没有精密地了解。这些不确性使得要得出强有力的结论还很难,尤其在面对依据直接的恒星计数得出的矛盾结果时更是如此(例如,Zoccali 等人2000;并在第4.2.2中讨论)。

Renzini2005)报告,可以不必考虑复杂的流入量和流出量,星系团(把星系际介质和星系合在一起考虑)的金属含量可以用125 M 之间的Salpeter初始质量函数很好地复现。相反,Portinari等人(2004)则认为,一旦考虑被“锁定”在小质量恒星中的金属,则所有1 M 以上的标准初始质量函数(例如,Salpeter型或者Kroupa型和Chabrier型)就都不能复现星系际介质的金属含量。

一些化学演化模型虽然在解释许多丰度比、梯度以及年龄和金属度的关系方面获得了值得注意的成功,但是仍还具有显著的不确性,而且它们对星系的初始质量函数给出了矛盾的约束。据我们所知,尚没有哪一项研究工作曾经使争论发生了扭转;假定初始质量函数没有变化,那么对恒星的产量、星系的恒星形成史、星系的构建以及Ia型和II型超新星的前身星,可以施加哪些约束呢?

在银晕中,就恒星金属度分布函数的形式而言,有观测证据表明,原始恒星的初始质量函数有倾向于大质量的偏向。[Fe/H] < -4的极端贫金属恒星的稀少,表明了金属度极低的恒星寿命短于目前宇宙的年龄,这意味着没有小质量(< 1 M)的原始恒星形成(例如,Tumlinson 2006)。对于金属度非常低的恒星的观测情况,我们请读者参看BeersChristlieb2005)的一篇评论。

第一代恒星的一种持续的影响是它们的重元素产量以及在早期宇宙中的分布。产生了那些元素,以及具有什么样的丰度比,这依赖于这些原始恒星的初始质量;不过,如果恒星的质量大于 ~ 300 M ,那么整个核心就坍缩成黑洞,就没有重元素抛出(HegerWoosely 2002)。因此,由观测得到的低金属度恒星的丰度模式对原始的初始质量函数施加约束,是有可能的。TumlinsonVenkatesanShull2004)尝试了这样的研究工作,并得出结论认为,第一代恒星质量不必极端地大(太阳质量的几百倍),而是可以处于8-40 M 范围内,并几乎没有或者根本没有小质量的恒星。不过,看起来,在早期宇宙中,相对于今天而言,狠心的初始质量函数显著地更为头重。由偏向大质量恒星到目前形式的确切的过渡期,依然还难以确定,尽管诸如Smith等人(2009)给出的一些模型正开始对这样的过渡发生在什么时候和什么地点作具体的推测。

4. 初始质量函数的宇宙学变化

近年来,有一阵子的工作,是试图要在宇宙学的时标和距离上约束恒星初始质量函数的变化。虽然大多数的诊断必然是间接的,但是某些工作给出了令人感兴趣的变化的证据,而另一些工作则支持标准的或者说普适的初始质量函数。在这一节中,我们分析一些目标位中红移到高红移的研究工作得出的支持和反对初始质量函数变化的证据。此外,我们检查了在高红移处形成的一些局部恒星结构(例如,球状星团和矮椭球星系),因为这种“近域宇宙学”给了我们对初始质量函数变化的最直接的感受,至少在小质量范围内是这样。

初始质量函数也许会有宇宙学上的变化,这种期待有其理论上的原因。今天在 ~ 0.1-0.3 M 处观测到的初始质量函数的转折,如果与分子云的最低温度Tmin有关(正像如果恒星形成与尘埃的温度有联系时可以期待的那样),那么这个转折点也许就是变化的,因为Tmin与宇宙微波背景温度有关(Larson 2005)。这样一种联系为什么会存在的原因是,在坍缩气体中,当密度增加时,如果温度能够继续降低,那么气体就只能碎裂。此时,可以达到的最小碎片的质量由对应于温度的最低值出现时的密度和温度的Jeans质量给出。当小于这一质量时,气体开始由于坍缩继续而再升温。或者,如ElmegreenKlessenWilson2008)曾强调的,为了确定特征质量(即转折点质量),必须知道温度和密度,而且,密度在过去很可能更高。如果Tmin (1 + z) ,而且 r (1 + z)3 ,那么热的Jean质量就与红移无关:Tmin3/2/r 1/2 = 常数。

初始质量函数可能会存在宇宙学上的变化,这是令人感兴趣的,因为在近域宇宙中(见上一节),初始质量函数的特征质量看来并不强烈地依赖于环境条件。Davé2008)注意到,对于初始质量函数在宇宙学上的变化,尽管不存在令人信服的证据,但每当有检测结果报告,它们就总是指出,过去的初始质量函数,与现在的相比,更显得头重。不过,采取某些谨慎的态度还是应该的,正如“Davé定理”所概括的(R. Davé私人通信):“河外天体物理学中的所有问题都可以靠适当地选择初始质量函数来解决。”

4.1. 远域宇宙

4.1.1. 静止框架紫外分光观测

确定高红移信息重大质量恒星初始质量函数形状的最直接的途径就是使用在第3.2.4节中介绍过的静止框架之外光谱特征;在两种不同红移范围内使用这种诊断方法,就可以对近域宇宙和高红移宇宙中大质量恒星的初始质量函数作有价值的直接比较。可是,正如前面曾注意到的,这种诊断方法除了对一个星系的初始质量函数的斜率敏感以外,对这个星系的新近的恒星形成史也有点敏感。

高红移星系虽然从本身来说很暗弱,但是如果它们受到引力透镜的影响,就可以处在8-10 m级望远镜所达到的范围之内。有两个这样的星系,它们已被大量地观测过,即红移Z = 2.7276MS 1512-cB58Z = 2.38115的“宇宙马蹄铁”。Pettini等人(2000)使用观测得到的天鹅PC IV轮廓,这一轮廓对 ~ 10 M 以上的初始质量函数形状很敏感,他们还发现存在50 M 以上的恒星,据此得出结论认为,MS 1512-cB58中初始质量函数的大质量段的斜率与Salpeter的数值一致。Quider等人(2009)对“宇宙马蹄铁”得出了同样的结论。Steidel等人(2004)对某些较近的星系使用类似的方法,这些星系具有Z = 1.411,他们也得出结论认为初始质量函数的斜率与大质量恒星的Salpeter数值一致。

使用下一代的极大望远镜,对远到高红移的各种各样星系(从星暴星系到宁静星系)作细致的静止框架紫外研究,应该成为可能。这也许会证明是一条能够取得丰富成果的研究路线,从而看看初始质量函数是否可能有所不同以及有哪些不同之处。

4.1.2. 星系标度关系和动力学状况

van Dokkum2008)把一些星系团中星系的静止框架的颜色演化与它们的光度演化比较,认为初始质量函数随红移演化,在高红移时初始质量函数远为更加头重。这项工作依据的是后发星系团和另外七个红移在0.1760.837之间的星系团,它们都有准确的测光数据和动力学质量可以利用。通过检查星系的静止框架紫外颜色和质量之间的关系随红移的变化,很清楚,早型星系(即椭圆星系)随着红移的增加变得更蓝。这一结果与预测的结果相符,按照预测,早型星系是在高红移处形成的,而且自那时以来已经有了(或多或少)被动的演化。不过,要是潜在的初始质量函数在 ~ 1 M 附近遵循Salpeter分布的话,它们颜色演化的准确速率看来就与完全被动的演化不一致。 如果允许初始质量函数在 ~ 1 M 附近有所变化,那么观测结果就可以与被动演化情景取得一致。

van Dokkum2008)使用Chabrier初始质量函数的特征质量来进行参数化(Mc),他发现,在今天和红移4之间,Mc的变化达到20倍。初始质量函数这一剧烈的变化将在较年老的星族(诸如球状星团和矮椭球星系)中留下印记,并看来与观测结果不一致。我们在第4.2节中回到这个问题上来。潜藏在这项工作之中的假定是:在后发星系团中观测到的质量与颜色的关系的斜率对更高红移也适用并且在不同星系团之间不发生变化,简单星族模型已知达到所需要的准确度,星系形成的历元已知达到足够的准确度。

对于一些很大的星系样本,在一个星系的恒星质量(M*)与它的恒星形成率之间存在着一种相对来说紧密的关系。正如在第1.3节中讨论的,由Ha 、紫外或红外观测结果推断的恒星形成率严重地依赖于假定的初始质量函数;因此,M* 与恒星形成率的关系或明或暗地依赖于假定的初始质量函数。观测到的M* 与恒星形成率之间的关系能很好地用星系形成模拟再现(在很大程度上与模拟参数无关);可是,在观测中和在模拟中这一关系的起点(即零点)是不同的,模型过高推测了一给定的恒星形成率随时间形成的恒星的总质量。这一差值的大小随着红移的增加而增长,从而导致Davé2008)推断初始质量函数的特征质量Mc也许随红移变化。为了使模型与观测结果相符,他提出了Mc = 0.5(1+ z)2van Dokkum2008)独立地提出了类似的关系。这意味着红移为123时特征质量分别为24.58 M 。正如第4.2节中所讨论的,这与形成历元在z = 3-5之间的球状星团和近距矮星系的观测结果不一致,因此,要么是球状星团和矮星系不能代表红移为这些数值时的典型的恒星形成事件,要么在比较观测得到的与模拟的M* 与恒星形成率关系时存在系统差。

这样的演变看来也与z ~ 2时各个星系的动力学测量不一致。Cappellari等人(2009)作了与第3.2.5节所述类似的研究,把9个红移 ~ 2的星系使用Jeans动力学模拟、位力估计和星族模型得出的质量作了比较。因为依据星族作的质量估计在很大程度上与所采用的初始质量函数有关(也见第2.4.1节),所以这种方法也可以用来检验初始质量函数的宇宙学变化。这些研究人员发现三种质量估计之间符合得很好,并得出结论认为这些星系的初始质量函数是脚轻型的(用他们的术语),这意味着与Kroupa型和Chabrier型分布一致。在4中他们的样本中的星系用绿色的实心三角形画出。这些结论与第3.2.5节中讨论的Cappellari等人(2006)给出的结论一致,后者发现近域宇宙中的早型星系与Kroupa型和Chabrier型初始质量函数一致。因为这些星系是在高红移(z > 3,例如,Renzini 2006)时形成的,所以这表明了初始质量函数并没有宇宙学变化。此外,因为在这些正在形成的椭圆星系中恒星形成率预期极端地高(例如,Genzel等人2003),所以这也就表明了初始质量函数与恒星形成率没有相关性。

高红移亚毫米星系L/M的直接测量,包括总的恒星质量(通过模拟观测到的光谱能量分布)和气体质量(通过CO的测量)的测量,正在变得可能(Tacconi等人2008)。Tacconi等人把由恒星和气体得出的质量与用动力学方法得出的质量比较,后者通过速度弥散度和自转的测量得到。Tacconi等人在改正了观测到的光谱能量分布中活动星系核(AGN)的成分之后,发现他们的样本中的亚毫米星系全与Chabrier型初始质量函数一致,其中,采用的COH2的转换因子相当保守。这些数据点在4中用蓝色的实心圆斑画出。

椭圆星系的中心速度弥散度、有效半径和中心面亮度之间表现出紧密的关系(DjorgovskiDavis 1987Faber等人1987),这种关系被称为基本平面。虽然前两个量(有效半径和中心速度弥散度)是结构特性,但是中心面亮度与星系的光度有关,转而也就是与星族特性(年龄、初始质量函数等等)有关。如果初始质量函数随星系的质量而发生变化,那么基本平面就将受到影响,尤其当探测不同的红移时,它将发生“扭转”(评论见Renzini 2006)。这是因为初始质量函数控制了光度演化的速率,所以当初始质量函数依赖于星系的质量时,对于质量大小不同的星系,基本平面将以不同的速率演变(RenziniCiotti 1993)。Renzini2006)通过把近域宇宙中后发星系团的基本平面与红移z = 0.58z = 0.83的星系团的基本平面作比较,对这种效应进行搜索。他发现并没有系统性的扭转,表明了质量大小不同的椭圆星系具有接近相同的初始质量函数。

4.1.3. 整体累积特性

HopkinsBeacom2006)以及WilkinsTrenthamHopkins2008)把在给定红移处观测到的恒星质量密度与直到那时宇宙恒星形成史的积分进行比较。这些研究人员发现,恒星形成史的积分推测的恒星质量密度比观测到的高。通过改变初始质量函数在大质量恒星范围内的斜率(也就是说,使得它成为头重型),由某一瞬时指标(例如Ha)外推构成的总质量可以得到调整,从而使两种测量的结果变为相符。然而,应该注意,即使在z = 0时,他们也需要初始质量函数具有非标准的指数,才能解释他们的观测结果以及所有数据点(不论红移)对累积的恒星形成史模型或多或少的恒定的移动间距,意味着可能存在系统差。如果采用的初始质量函数要允许与低红移时的一致,那么为了解释z > 0.7的观测结果,必将涉及初始质量函数的宇宙学改变(Wilkins等人2008)。

上述结果依赖于我们所知道的各种不同红移处宇宙的质量和恒星形成率密度。这些参数由星系的光度函数测得,而这一光度函数在检测极限处被截断。由于这一截断,在为得到总质量和恒星形成率密度而进行积分之前,必须把星系的光度函数向低光度外推;光度函数在低于检测极限时的形状的假定,会强烈地影响积分的结果。ReddySteidel2009)使用红移z = 2-3范围内莱曼断裂星系的一次大型紫外巡天的结果,发现光度函数远比较早时的测量结果来得陡,意味着在高红移处低光度星系在宇宙的质量密度中占据着比以前假定的更大的比例。考虑到紫外星系分布的低光度端,这两位研究人员发现,为了使宇宙恒星形成史的积分与观测得到的恒星质量密度相符合,并不需要涉及变化的或者非标准的初始质量函数。

4.1.4. 星系计数

James Clerk Maxwell望远镜(JCMT)上的亚毫米公共用户测辐射热阵(SCUBA)检测器大量检测到的亚毫米星系,据认为是大质量的正在发生星暴的星系,有点类似于近域的极大光度红外星系(例如,Chapman等人2005)。由于它们的亮度很亮,因此正在组成一些亚毫米星系的大样本,用来与半解析的 LCDM模拟结果进行比较。

Baugh等人(2005)为了使由半解析的 LCDM模拟推测的暗弱亚毫米星系数量与观测结果相符,需要采用极端头重的初始质量函数(G = 0)。在他们的模型中,这样的初始质量函数,既增加了给定质量时的总紫外光度,又增加了金属产量,后者则又产生了更多的尘埃。这些增加的尘埃可以吸收更多的紫外光子,并以红外波长发射它们,最终增加了可以观测到的亚毫米星系的数量。另一种模型不需要初始质量函数为头重型也能解释亚毫米星系的计数结果(Granato等人2004)。

这些半解析模型具有相当多的自由变量或半约束变量,因此,看起来,在对一些不同的模型进行研究之前,声称初始质量函数具有强烈的变化,尚为过早。

Fardal等人(2007)使用对河外总背景光、宇宙恒星形成史和K波段现时光度密度的约束,得出结论认为1 M 以上的Salpeter初始质量函数不能拟合所有这三种约束。这些研究人员赞成初始质量函数存在着演化,尤其是“大肚子的初始质量函数”,这种初始质量函数具有超多的中等质量恒星(1.5-4 M)。宇宙恒星形成史是否已经了解到必要的程度(见第4.1.3节)、其他的污染源(例如,活动星系核)是否能准确地计及以及一些短暂而明亮的恒星演化阶段(例如,热脉动渐近巨星支恒星)是否认识得足够精密,从而可以对初始质量函数以及它的演化施加严格的约束,这在目前都是疑问。

4.2. 近域宇宙的情况

那些质量最大的恒星虽然占了在我们在高红移处正在形成恒星的星系中看到的光的主要部分,但是小质量恒星能够继续存在上百亿年,对它们的初始质量函数有着持久的影响。在近域宇宙中,有着丰富的早期宇宙中(z 3)恒星形成过程的残留物的例子,即球状星团、银河系核球和银晕以及矮椭球星系。

4.2.1. 球状星团

球状星团据认为大体上是由具有相同年龄和金属度的单一星族组成的(然而在许多球状星团中已发现存在多个星族,这意味着它们可能具有更复杂的形成过程;参看Bedin等人2004)。球状星团是宇宙中最年老的一些天体(例如,BrodieStrader 2006),不过今日仍有类似球状星团的天体在继续形成(见第2.4.1节)。由于银河系中的球状星团距离较近,因此已经使用Hubble太空望远镜地面望远镜的深空成像对它们的质量函数作了许多研究工作。对它们的质量函数的拟合得出的特征质量(采用Chabrier的形式)Mc = 0.33Parescede Marchi 2000)。这与银盘中的年轻星团的情况类似(Mc = 0.1-0.3,见第2节),虽然比后者略高了一些。可是,正如van Dokkum2008)所指出的,这明显地低于由van Dokkum2008)和Davé2008)的结果推测的数值,这些结果预期对于星团形成历元(z = 3-5)应该有Mc > 4 M 。此外,小麦哲伦云中的中等年龄(4.5 Gyrzform ~ 0.4)星团也显示出具有与球状星团和年轻星团一致的质量函数(Rochau等人2007)。

年轻星团和球状星团初始质量函数之间的相似性在3中给出。对年轻星团和年老星团的锥形幂律拟合得出了一幅一致的图,其中年轻星团和年老星团中的恒星均由同一基底初始质量函数形成(G. de MarchiF. ParesceS. Portegies Zwart,已投稿)。然而,较年老星团的特征质量看起来确实系统地大于年轻星团和场星(见第2.1节)。

球状星团由于内部动力学的影响,可以预期它们的质量函数具有随时间的演化。这已经在一个星团0.3-0.8 M 范围内的今日质量函数斜率与中心聚度(即致密度)之间的关系中观测到(de MarchiParescePulone 2007)。Baumgardtde MarchiKroupa2008;也见Kruijssen 2009)通过具体的N体模拟研究了在一个潮汐场里球状星团中恒星质量函数的这种演化,他们发现,所有具有完全确定的今日质量函数的球状星团都可以用一个Kroupa2002)型的初始质量函数和随后的动力学演化加以解释。他们的模型表明,Mc随着年龄的增大而增大(确切地说是随着直到瓦解为止的时间),因此,球状星团目前的Mc值事实上是它们的初始值的上限。

于是,如果在红移3-5的时候Mc与现在相比有显著不同,那么球状星团就不能作为那个时期恒星形成的平均情况的代表,因为它们的恒星质量函数看上去与银河系内年轻的恒星形成区中今天测量到的情况几乎完全相同(见3)。在上述分析中,一个被忽视的重要问题是,具有头重的恒星初始质量函数的球状星团(具有很大的Mc值的球状星团)将不会幸存到现在,它们将早就瓦解了(对于Kroupa型或Salpeter型初始质量函数,星团的引力势主要是由小质量恒星提供的)。因此,很可能,银河系中目前的球状星团也许不能代表高红移时的恒星形成事件的平均情况。在银晕中,在化学上确实存在某些特殊性,尤其是富C的恒星所占的比例,这表明了情况也许正是这样(Tumlinson 2007)。

按照第2.4.1节中的讨论,我们还可以使用球状星团的LV/Mdyn的比值来检验它们之中的恒星质量函数。在4中,我们给出了一个球状星团样本观测到的动力学质量Mdyn与由光度测量得出的质量Mpop之间的比值,后者应用了由与初始质量函数有关的简单星族模型得出的质光比。这一样本表明了银河系中的球状星团(McLaughlinvan der Marel 2005KruijssenMieske 2009)与NGC 5128中的球状星团(Rejkuba等人2007Kruijssen 2008)之间的一致性。这两组样本均与Kroupa型初始质量函数的简单星族模型推测结果一致,有一点小的偏差,很可能是由内部动力学效应造成的(Kruijssen 2009)。

4.2.2. 银河系核球和银晕

银河系核球实一个在很大程度上同龄的、年老的和富金属的星族,它与其他旋涡星系的核球以及椭圆星系在恒星成分方面非常类似(见Renzini 1999的评论)。因此,银河系的核球是通过分解为单颗恒星来研究这类星族的唯一机会。 Zoccali等人(2000)使用Hubble太空望远镜NICMOS对银河系核球一个区域的成像, 证明了这些恒星的光度函数,直到0.15 M 为止,与观测到的银盘中的恒星的光度函数一致,也与看来未曾经受大量动力学演化的球状星团中恒星的光度函数一致。

微引力透镜的研究也可对核球质量函数施加约束,主要是通过观测事件持续时间的分布来施加这种约束。Alcock等人(2000a)介绍了对晕族大质量致密天体(MACHO)数据的不同图像分析的结果,并得出结论认为,这些观测结果与Scalo1986)的今日质量函数一致,没有证据表明存在一个很大的褐矮星星族。另一些朝向大麦哲伦云方向的微引力透镜研究工作探测了银晕中致密天体的质量函数。 Tisserand等人(2007)和Wyrzykowski等人(2009)得出结论认为,在银晕中具有致密天体形式的质量可能占不到10 % ,它们的质量可能在0.150.9 M 之间。据说这些天体也许是非常年老的白矮星(例如,Oppenheimer等人2001),这将意味着晕族恒星的质量函数峰值位于质量比银盘中的高几倍处。 然而,Reid2005)强烈地认为,没有能令人信服的证据能表明存在一个反常的白矮星星族,以至于能显著地影响暗晕质量。与球状星团一样,对初始质量函数的大质量端,无法施加任何约束,但在几倍太阳质量以下,年老恒星系统和年轻恒星形成区的初始质量函数看来是一致的。

4.2.3. 近距矮星系

矮椭球星系为研究初始质量函数提供了优异的实验室,在这个实验室中,可以避免在球状星团中遇到的动力学演化。这些星系具有与球状星团类似的年龄和恒星形成史;可是,它们的恒星密度低了几个数量级,以至它们经历的动力学演化相对地较小。Wyse等人(2002)使用Hubble太空望远镜的数据构建了大熊座中一个年老的本星系群矮椭球星系的恒星光度函数。为了避免把观测到的光度变换为恒星质量的麻烦,这些研究人员直接把这个大熊座中的星系的光度函数与类似金属度的特征化的球状星团作比较。他们发现,这两者的光度函数在 ~ 0.3 M 以下就没有区别,并得出结论认为,初始质量函数至少在亚太阳质量范围内与密度和暗物质的存在无关。

5. 结论

要全面地评论与初始质量函数在我们现在可以观测的空间(和时间)内是否是普适的有关的全部观测结果,是不可能的。如第1节中所提到的,我们已对有关初始质量函数存在变化的一些断言作了评论,以便看看对这些结果是否存在其他合理的解释,可以不涉及到求助于非普适的初始质量函数。初始质量函数作为恒星形成的初始条件的函数,我们没有找到它具有很大的系统性变化的压倒性证据。 我们相信,关于非标准的或者变化的初始质量函数的报告,大多数都有其他说得过去的解释,但我们有一些有力的测量结果,可以作为有意义的后续工作,确认了他们的发现。在这一节中,我们归纳本评论的要点,并得出对将来的工作的展望。

5.1. 已给出的结果的综合

在自Edwin Salpeter发表他的开创性工作以后的50多年中,令人惊异的是,1 M 以上恒星的初始质量函数的函数形式“最佳拟合”数值,一直就是~= 1.3 *。从那时以来,已经作了巨大数量的工作,尤其是在亚太阳范围内,而且,看起来,在同行中已经出现了某些共识。总的图景是大质量端能很好地用指数 ~ -1.35的幂律很好地近似(上限为 150 M ),一直继续到小达 ~ 0.5-2 M 。在较小质量处,系统的初始质量函数可以近似为对数正态分布,峰位于 ~ 0.2-0.3 M 处,而弥散度为 ~ 0.5-0.6 M ,或者近似为一组类似形状的间断幂律函数。亚恒星范围内的初始质量函数仍还相当不确定,不过许多最新的研究工作意味着它与 G <~ -0.5的幂律和把对数正态分布外推到更小的质量相一致 * *还得看一看的是在最小的质量处初始质量函数是否需要偏离幂律以及是否存在一个小质量截止点。下面,我们归纳一下本评论中每一节的重要结论。

 


* 原文这一句中表示约等于的符号,即一短划线上方加一波形号,这里因受日志书写软件限制,故用 ~= 表示。下文同。——译者

 * * 原文这一句中表示约小于的符号,即一小于符号下方加一波形号,这里因受日志书写软件限制,故用 <~ 表示。下文同。——译者

 

5.1.1. 近域星团、星协和场星

在近域宇宙中,初始质量函数看来并不存在任何强烈的系统性变化。银河系的许多区域内的研究工作受限于小数统计,而且研究这些区域的手段本身因此必然相当粗糙。不过,当有更多数量的大质量恒星存在时,大质量端得到的常常就是Salpeter的形状。在亚太阳质量部分,场星、高密度大质量星团和较弥散的低密度恒星形成区,得到的初始质量函数均异常地相似,证明了在氢燃烧极限以上的初始质量函数是普适的。某些近距区域,尤其是金牛区域,所展现出的恒星初始质量函数,看来与在其他区域(例如猎户、IC 348、蝘蜓I)内观测到的初始质量函数不一致。另外还有几个近距区域(例如,在本文中特别提到的那几个),最新的一些研究工作表明,存在着与标准的初始质量函数(Kroupa型和Chabrier型)的偏离;然而,要证实这些报告,需要作细致的后续观测。

5.1.2. 小质量端

我们才刚刚着手研究恒星与亚恒星分界处的初始质量函数,并且仍还有很大的不确性。有某些证据表明,上天蝎区域内的对数正态初始质量函数的特征质量比在场星或其他一些区域内得到的特征质量明显地小。如果这能得到确认,那么上天蝎区域将含有比其他区域(例如猎户)更多的褐矮星。虽然存在某些令人感兴趣的迹象,但是目前的观测结果还不能结论性地解决初始质量函数是否存在一个下限、以及如果存在下限那么它是否有可能变化的问题。

5.1.3. 银河系中的极端恒星形成场所

一些大望远镜和高新仪器使得我们得以探测银河系中的某些最极端的恒星形成场所内的恒星含量。一些年轻的大质量星团,例如像Westerlund 1,一直到几倍太阳质量为止,具有与Salpeter数值一致的幂律斜率。弧拱星团、五合星团和NGC 3603看来都具有略微平缓的指数;但这些高密度的星团内质量分层的存在使得分析变得复杂化。这些高密度星团整体的初始质量函数似乎在很大程度上与普适分布一致。银心区域已得到大量研究,(在理论上)可以预期,初始质量函数会受到强大的潮汐场的影响。一些研究工作已报告了这个区域内初始质量函数的取值范围。在银河系正中心处的具体的恒星形成史(就地形成还是沿螺旋线坠落到它们现在的位置)以及强烈的动力学演化也都使得分析变得复杂化。在这些极端环境中初始质量函数也许会发生变化,这方面的线索,需要有更多的高分辨率成像和分光观测结果(它们将是下一代望远镜所能够取得的),才能确认。

5.1.4. 近距星系

大麦哲伦云和小麦哲伦云为研究环境对初始质量函数的影响提供了更长的基线,而且由于它们离得很近,可以直接研究质量在 ~ 1 M 以上的恒星。大、小麦哲伦云中的星团的研究已经能够排除初始质量函数(1 M 以上)随密度(星团中心密度变化三个数量级以上)和金属度(在0.2 Z 1 Z 之间)有很强烈的变化。M33也已给出了类似的结果。这些区域的累积测量结果(例如,紫外光谱诊断)将为研究中、高红移处的星暴星系提供直接把初始质量函数的大质量端作比较的优异的模板。

5.1.5. 星暴星系

近距(几千万秒差距以内)星暴星系及其中的星团的研究也已经得出了初始质量函数与在近距恒星形成区中观测到的情况类似的共识。星团的情况尤其令人感兴趣,因为它们的恒星密度(和恒星形成率密度)可以变化好几个数量级,这表明了初始质量函数不会受局部环境的强烈影响。大质量星团M 82F依然是获取强烈异常(头重型)的初始质量函数的最佳备选天体。

5.1.6. 星系累积初始质量函数(IGIMF

在一个星系中形成的所有星团、星群和星协(为简单起见统称为星团)的初始质量函数之和(星系累积初始质量函数)在统计上有可能不与单个区域的初始质量函数等价,因为在一个星团中能够形成的质量最大的恒星可能与星团的总质量有关。这已经导致了为构建星团中的恒星而提出各种不同的取样算法。某些算法给出的恒星最大质量直接依赖于星团的大小,因此,大量的小质量星团将不可能形成那些质量最大的恒星。只要星团的质量分布已知或者取定,那么星系累积初始质量函数的模型及其特性也就可以随之确定。如果星团质量函数用指数为 -2的幂律(目前受到观测结果的支持)来表征,那么对于所使用的任何取样算法,星系累积初始质量函数和初始质量函数均非常类似。星团质量函数越陡,各种情境之间的差别就越明显。

5.1.7. 星系累积初始质量函数和星系特性

在近域宇宙中低恒星形成率星系的观测结果显示出它们的累积Ha 与紫外光度之比具有发散趋势。因为Ha 与紫外发射是由不同质量的恒星产生的,所以上述结果的一种解释是这些星系具有不同的初始质量函数,小质量星系相对于大质量星系而言缺乏大质量恒星。然而,还有一种假设,是在这些星系中,因为由大质量恒星发射出来的电离光子,没有被星际介质吸收,逃逸出了星系,所以Ha 流量很低。此外,样本选择和“暴发型”的恒星形成史也可以解释观测到的趋势而不必求助于初始质量函数的变化。为了最终检验哪一种情景正确,需要有这些星系已分辨恒星的颜色星等图。我们注意到,在质量最小的恒星中观测到的金属度的平台与描述宇宙中第一代恒星形成的理论相一致。这些理论预测,这些第一代恒星应该主要是中等质量和大质量的恒星,它们的初始质量函数与这里讨论的标准初始质量函数完全不同(见BrommLarson 2004)。

5.1.8. 宇宙学研究

最近的一些研究还曾发现了初始质量函数随宇宙学时间而变的迹象,倾向于红移越高,特征质量就越大。当然,这些分析是间接的,并因此为未来的研究开辟了一条康庄大道。这些报告是据星系团中的质量颜色关系的演化、在星系大样本中观测到的恒星质量与恒星形成率的关系以及特定星系的计数与模型预测的比较得出的。每一项研究工作都有它自己的不确性和局限性,有些还与模型参数有关。在高红移恒星形成星系和阻尼Lyman a 系统中以及沿类星体视线方向的元素丰度全都间接地指出,至少对于大质量恒星,初始质量函数为Salpeter型。此外,各个系统的动力学质量估计,与据测光模拟得出的恒星质量估计一起,看来排除了初始质量函数有强烈的变化,但迄今发表的结果只有少数与Kroupa型和Chabrier型的初始质量函数一致。一些报告指出,恒星质量密度不等于宇宙恒星形成史的积分,因此意味着恒星形成率指标在高红移时并不准确,这看来好像通过把星系光度推向更深处,已经解决了(也就是说,在计数星系并外推到较低的星系光度时,恒星形成率被低估了)。

5.1.9. 近域宇宙学

我们直接取在高红移时形成的近域环境,即球状星团、银河系核球和晕以及近域的矮椭球星系。在这些恒星体系中,已分辨恒星的质量函数看来与在近域星族中以及正在形成的年轻星团中观测到的情况是一致的(至少在小质量端是如此)。这就驳斥了初始质量函数有宇宙学上的变化。

5.2. 未来研究工作的康庄大道

未来的仪器设备方面的发展将使得对初始质量函数的变化作比现在所能作得更细致的探究成为可能。虽然很大的变化看来可以排除,但由初始条件不同造成的更微妙的系统性变化可以导致对恒星形成理论的更好的约束。

对于一些已分辨的星族来说,为了检测初始质量函数潜在的变化,需要有取自处于某一范围环境中完全确定星族的大型完整(或有代表性的)样本。目前本星系群星系中星团的观测结果是显得混乱,而不是灵敏度不够。因此,为完成一次观测(固定信噪比)所需的时间随望远镜的直径增大按6的幂减少(在衍射和背景两者的极限之上)。地面6-10 m望远镜上的自适应光学系统以及Hubble太空望远镜上的3型广角照相机(WF3)的新功能将在未来几年内继续改进密集星场中的初始质量函数的研究,但未来的装备将提供巨大的进步。预定在2014年发射的6.5 m詹姆斯·韦伯太空望远镜将在1-25 mm波段内进行达到衍射极限的观测,灵敏度可以达到在那些距离最近的、最年轻的恒星形成区内质量为1 MJupiter的天体。下一代的自适应光学辅助极大望远镜(ELT)将能够分辨远至1 Mpc的本星系群中一些恒星形成区内质量小于1.0 M 的单颗恒星。它们还将使得我们能够把观测完全推进到银河系内圈和外围以及两个麦哲伦云中的亚恒星天体。

对于近距星来说,密集虽然不必担心,但一些近距的多合星系统的识别将依赖于高空间分辨率、高反差成像的继续改进。对暗弱的密近伴星敏感的近距星巡天,将能够把作为主星质量、伴星质量和轨道间距函数的多合性特性更完整地特征化,以便对这些系统的初始质量函数进行比较(GoodwinKouwenhoven 2009)。一些新识别的多合星系统的细致的后继研究还将大大地改进可观测量和质量的理论估计之间变换(例如,动力学质量测量结果)的经验校准。

除了多合星巡天以外,银河系场星星族的研究将主要得益于灵敏度和天区覆盖方面的进展。对于在银河系生存期间场星中褐矮星星族认识的一大突破将来自于2009年底发射的大视场红外巡天探测器WISE)卫星。这一全天空中红外巡天应该能够检测到难以观测到的“Y型矮星”,这些天体是银河系中年龄最老、温度最低的亚恒星天体,它们的温度低于400 K。利用WISE得到的异常灵敏的近距极冷褐矮星样本,将可以把在银河系很大一段年龄内的银河系场星的初始质量函数很好地约束到氢燃烧极限以下(Wright 2008)。南赤纬处近距星样本由于历史原因造成的不完整性,将由天空成图器(SkyMapper)巡天得到解决,诸如全景巡天望远镜和快速反应系统(Pan-STARRS)、大口径全天巡视望远镜(LSST)以及欧洲太空局的空间天体测量项目GAIA等全景巡天将使整个银河系范围内各个星族的运动学研究彻底改观。我们将能够得到100 pc之远甚至更远的恒星和温褐矮星的视差,在年轻的星团和星协中根据恒星的动力学状况找出直到非常小质量为止的完整的恒星样本,并准确地确定银河系中大质量(OB型)星的形成场所。所有的大质量星都是在星团中形成的吗?上述观测对于检验星系累积初始质量函数的情景来说将是关键性的。

长波波段观测能力的继续发展将使得截获更多恒星形成阶段的光线成为可能,而初始质量函数就是在这一阶段产生的。 Spitzer太空望远镜已经在帮助揭示高密度分子云的云核中隐藏的恒星形成状况,而且未来诸如欧洲太空局的Herschel太空天文观测卫星等太空项目以及诸如亚毫米波阵列(SMA)、毫米波天文学研究综合阵列(CARMA)、Plateau de Bure干涉仪(PdBI)和Atacama毫米波大天线阵(ALMA)等毫米波干涉仪将使得我们能够看到分子云核中一颗颗的原恒星,从而改进我们对于分子云核质量函数如何转化成恒星和亚恒星天体的初始质量函数的认识(例如,Myers 2009)。

最后,下一代极大望远镜也将打开细致地研究高红移宇宙的大门。距离远达数亿秒差距的超星团以及超过z ~ 2的恒星形成率有大范围变化的整个星系的动力学测量将变为可能,从而提供对初始质量函数变化的更直接的处理。高红移星系中恒星形成区的空间分辨静止框架紫外分光诊断将可以实现,这将使得与近域模板的直接比较成为可能;最近Hubble太空望远镜上太空望远镜成像摄谱仪的修复和宇宙起源摄谱仪(COS)的安装,也将使得对近距星系和星团中大质量星初始质量函数作更多的以紫外波段为基础的研究成为可能。

不过,这些预期的技术进步的实现将要求初始质量函数测量结果的统计分析也有类似的进步。当我们进入这个新时代的时候,我们觉得需要在用于表征和搜索一些已分辨的星族的初始质量函数变化的手段方面有所改变。具体来说,我们建议,将来的初始质量函数研究要发表所得出的空间密度,这样就可以使用诸如Kolmogorov-Smirnov检验对两个测得的初始质量函数作直接的统计比较,以此来检验初始质量函数的变化,而不是把用于表征这些越来越丰富的数据集的解析拟合的参数作比较。我们的意思是,如果一种函数形式被拟合到一组初始质量函数的测量数据,那么诸如F检验这样的统计工具就可以提供定量的导引,以便采用最合适的函数形式,并且清楚地报告与所得出的参数相应的不确度。我们通过为初始质量函数的比较提供统计上更可靠的基础,就将更好地揭示初始质量函数在哪些地方确实存在变化,并对与普适的初始质量函数一致的测量结果施加的初始质量函数变化的上、下限给出定量的表述。

 

(原文中引用的文献目录这里从略,需要者请参看原文)

  评论这张
 
阅读(123)| 评论(0)
推荐 转载

历史上的今天

在LOFTER的更多文章

评论

<#--最新日志,群博日志--> <#--推荐日志--> <#--引用记录--> <#--博主推荐--> <#--随机阅读--> <#--首页推荐--> <#--历史上的今天--> <#--被推荐日志--> <#--上一篇,下一篇--> <#-- 热度 --> <#-- 网易新闻广告 --> <#--右边模块结构--> <#--评论模块结构--> <#--引用模块结构--> <#--博主发起的投票-->
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

页脚

网易公司版权所有 ©1997-2017