Kalirai08

The Initial-Final Mass Relation: Direct Constraints at the Low Mass End

Kalirai, Hansen, Kelson, Reitzel, Rich, Richer

2008 ApJ 676, 594 - 609

　アブストラクト　

　これまでの初期ー最終質量関係は散開星団中約４０の Mi = 2.75 - 7 Mo 星から導かれていた。ここでは、CFH12K/CHHT 測光器と Keck LRIS 多体分光を用いた NGC7789 (1.4 Gyr) と NGC6819(2.5 Gyr) 中の 22 白色矮星の観測結果を報告する。バルマー線を大気モデルに合わせることから、初期ー最終質量関係の質量下端側に制限を付けた。Mi = 1.6 Mo からは 0.54 Mo WD が生まれる。

　非常に古い散開星団 NGC 6791 の新しいデータにより、 Mi = 1.16 Mo （Ｍf ＝０．５３Mo）まで初期ー最終質量関係を伸ばした。星団中の白色矮星サンプルはまた幾つかの興味深い系を含む。DB＝ヘリウム白色矮星、磁気白色矮星、DAB ＝DA+DB の二重縮退か水素/ヘリウム混成大気、それに等質量DA二重縮退連星系である。

　１．イントロダクション　

　多数の WDs の発見　

　SDSS は銀河系内の　WDs 数を 10,000 個に増やした。WD 光度関数が Mbol = 15.3 で突然途切れることが分かった。また HST　観測により M4, Omega Cen, NGC 6397 に数千の WDs が発見された。

　古い星団の観測は難しい　

　本研究以前には最も古い散開星団はヒアデスとプレセぺであった。それらの年齢は 600 - 700 Myr で、 Mto = 2.75 Mo に相当する。それより古い星団の観測は以下の理由で困難であった。（１)　それらの測光観測が存在しない。

（２）既知の大きく古い星団が遠い。

（３）古いため、星団内 WDs の多くが冷え切ってしまい、観測には暗すぎる。　

　下限質量　

　NGC 7789 と NGC 6819 はヒアデス、ペルセペの 2- 4 倍古い。 CFHT を用いた V = 25 ｍag までの観測でそれらの WDs 観測が可能となった。その結果数百の WDs が発見され、Keck 10m 望遠鏡により分光観測が行われた。その結果 Mi = 1.6 Mo まで I-F 関係を伸ばすことができた。さらに最近行われたより古い星団 NGC 6791 の観測から Mi = 1.16 Moまで可能となった。

　２．CFHT 測光　

表１．観測ログ 　

図１．NGC 7789 と NGC 6819 の　ＣMDs。非常に細い主系列、ターンオフ、水素燃焼停止に伴う収縮が原因の「フック」、巨星がはっきり見える。これまでにない深い撮像で、右下に WDs が見える。最も古い　WDs は　Ｖ＝２６－２７で見えない。

　３．CMDｓ　

図２．NGC 7789 の距離 (m-M)=12.5 は星団主系列をヒアデス(灰色点)と合わせて決めた。

　３．１．距離と年齢　
　距離　

　二色測光では距離と赤化が縮退して決められないが、多色測光データからの赤化が他に得られている。NGC 7789 では E(B-V) = 0.28 である。

図３．VandenBerg06 の等時線フィットから t = 1.4 Gyr(NGC 7789) と 2.5 Gyr (NGC 6819) が得られた。

　４．Keck　分光　

図４．NGC 7789 と NGC 6819 中の分光観測を行った 28 WDs. これらは 0.6 Mo WD 冷却経路の周辺に位置し、やく 3 mag の巾に分布する。

　　

　

　　

　

　　

　

表２．WD 候補の位置と等級

　　

　

　　

　

　　

　

図５．WD 候補の V バンド CFHT 画像。画像は EW 1', NS 35" である。

図６．上： S/N の良い WD 候補星の Keck LRIS スペクトル。下：特異 WDs のスペクトル。

図７．暗い 9 WDs のスペクトル。S/N が低すぎて、バルマー線の形を正確に決められない。したがって、温度、重力を導けない。全て DA タイプである。

図８．WD 大気モデルのフィット。

表３．WD 候補の性質

　７．主系列寿命と質量　

　８．初期ー最終質量関係　

図９．理論等級と」観測等級の比較。二つは一致し、孤立星であろう。二つは観測が 0.75 mag 明るく、連星かも知れない。

図１０．上：サルピータ質量関数では M > 2.75 Mo には質量全体の 13 % しか含まれない。M > 1.16 Mo だと　５５％になる。下：小黒丸＝以前の星団内　WD の平均値と散らばり。大黒丸＝今回の結果。左端は NGC 6791 の一個のCO WDによる。実線＝第１熱パルス期のモデルコアマス。点線＝Marigo01によるモデルＩ－ＦＭＲ．