Centrala begrepp
大質量球状星団の形成期における極限環境下では、熱的なフィードバックが星形成効率に大きな影響を与え、IMF(Initial Mass Function)のピークや傾きに変化が生じる可能性がある。
Sammanfattning
論文概要
本論文は、大質量球状星団の形成期における星形成について、熱的なフィードバックが星形成効率に与える影響を考察した天体物理学の論文である。
論文の構成
本論文は、導入、星形成における基本的な物理過程の概説、球状星団形成期における特徴的な物理量、熱的フィードバックの影響評価、結論の順に構成されている。
導入
- 近年、観測技術の向上により、初期宇宙においても大質量星団が多数存在していたことが明らかになってきた。
- 大質量星団の形成過程は、現代の星形成理論では説明が難しく、初期宇宙における星形成環境を理解する上で重要な課題となっている。
星形成における基本的な物理過程
- 星形成は、巨大分子雲内部の密度の高い領域(分子雲コア)が重力収縮することで始まる。
- 分子雲コアの質量、密度、温度、磁場などの物理量は、形成される星の質量分布(IMF)に影響を与える。
- 特に、熱的なフィードバックは、分子雲コアの進化に大きな影響を与える。
球状星団形成期における特徴的な物理量
- 球状星団形成期は、星間物質の密度、温度、金属量が、現在の星形成領域とは大きく異なる。
- 特に、星間物質の密度が高いため、熱的なフィードバックがより重要になる。
熱的フィードバックの影響評価
- 本論文では、球状星団形成期における熱的なフィードバックの影響を、星形成効率、IMFのピーク質量、IMFの傾きの観点から評価している。
- 星形成効率は、熱的なフィードバックによって低下する傾向がある。
- IMFのピーク質量は、熱的なフィードバックによって増加する傾向がある。
- IMFの傾きは、熱的なフィードバックによって急になる傾向がある。
結論
- 球状星団形成期における熱的なフィードバックは、星形成効率、IMFのピーク質量、IMFの傾きに大きな影響を与える。
- 熱的なフィードバックは、初期宇宙における大質量星団の形成を理解する上で重要な要素である。
Statistik
星の質量上限:m∗,rad = 140 M⊙
ソニック質量:ms ≃ 3 M⊙ (Γ = αvir = 1, τ > 1の場合)
星形成効率:ε ≃ 0.38 (環境加熱されたコアの場合)
降着流の安定性パラメータ:ζfil = 2cs(r)2r / GM(r)
連星・多重星形成の臨界値:ξd > max[1.12, (850Γd)2/5]