JWSTから見た30ドラダスの階層構造
2023年11月14日
概要
大マゼラン雲 (LMC) の 30 Doradus 領域は、ローカルグループの中で最も活発な星形成領域です。 それは
1 - 2 百万年前の中央大質量星団である R136 の大質量星からのフィードバックによって動かされています。 30ドラダスはしたがって長い間
初期の宇宙を彷彿とさせる条件下で星や星団の形成を研究するための実験室とみなされています。 を使用しております
JWST NIRCam 観測により、この領域で星形成がどのように進行するかを解析します。 理論上の等時線に基づいた選択の使用
色と大きさの図で、さまざまな年齢の集団を識別します。 前主系列 (PMS) 星と若い星を選択します。
暖かい塵や輝線からの過剰な放出を示す物体。 さまざまな集団の空間分布を研究し、
年齢が0.5万年未満の最も若いPMS星は、北東に向かって伸びる細長い構造の中に位置していることがわかりました。
中央クラスターから。 同じ構造が赤外線の過剰を示す光源にも見られ、寒気と重なっているように見えます。
分子ガスであり、以前に調査された現在進行中の星形成の場所をカバーしています。 1から4百万年までの主系列以前の星
と上部主系列星は R 136 の中心に集中していますが、古い星は全体に均一に分布しています。
フィールドであり、LMC フィールド集団に属している可能性があります。 それにもかかわらず、塵や放出からの過剰な放出を持つ星が見つかります。
中心から100pcも離れた線は、最近の星形成の延長を示しています。 によって形成された細長い構造を解釈します。
最年少のPMS星は、R 136星団の階層的集合が現在も続いていることを示していると考えられる。 さらに、密度が低いほど、
中心領域で進行中の降着による発光を伴う古い PMS 星は、R 136 星からのフィードバックが効果的であることを示唆しています
PMS星の円盤を破壊することにおいて。
キーワード。 マゼラン雲 – 銀河: 星形成 – 銀河: 星団: 個別: R 136
1. はじめに
30ドラダス領域 (タランチュラ星雲としても知られる)大マゼラン雲 (LMC)では最も明るく、
ローカルグループの中で最も活発な星形成領域。 その中で
中心となるのは OB星団 NGC 2070 であり、それ自体が主催しています
その中心となるコンパクトなサブクラスター R 136 は、若い (1 - 2 万人;クラウザーら。2016年; ベステンレーナーら。 2020) 星団
既知の最も重い星のいくつかが含まれています (Crowther et al.2010年; ブランドら。 2022年）。 したがって、30ドラダスは、若い星によって動力を与えられた巨大な銀河系外星の爆発の最も近い例です。
大規模なクラスターであり、多くの場合、その局所的な類似物とみなされます。
極端な星と星団の形成条件を詳しく見る
遠方の相互作用銀河 (例: Bastian et al. 2013) または高層の銀河 赤方偏移 (例: Bowens et al. 2021)。
その結果、星形成がどのように進行するかを理解することができます。
30ドラダスは多くの観測キャンペーンの焦点となっている
全波長範囲にわたって。 X線と紫外線の研究
この地域のイオン化束と機械的フィードバックに対する R 136 クラスターの重要な寄与を確立しました。
(Bestenlehner et al. 2020; Cheng et al. 2021; Crowther et al. 2021 2022)、しかし初期の地上研究ではすでに次のことが示唆されていました。
星の形成は中心星団を超えて進行中である（例：ウォル生まれ 1991; ハイランドら 1992; ルビオら 1992）。 例えば、
Walborn & Blades 1987 と Walborn (1991) は、北東の星雲の結び目に深く埋め込まれている 3 つのオースターを特定しました。
Rubioらは分光法を用いてR 136の西側を調べた。 (1998)
中心星団を取り囲む星雲フィラメント内に、深部の地上にある複数の赤外線(IR)明るい光源が検出された。
イメージング。
ハッブル宇宙望遠鏡 (HST) による光学イメージング
Wide Field Planetary Camera 2 (WFPC2) は、コンパクトなダスト領域と拡張されたダスト領域を持つ非常に複雑な星雲構造を明らかにしました。
柱 (Hunter et al. 1995b; Scowen et al. 1998; Rubio et al. 1998)1998年; ウォルボーンら。 2002年）。 地上ベースの補完
IR 研究、Walborn et al. (1999) HST 近赤外線を発表 カメラおよび多物体分光計 (NICMOS) によるイメージング
30 Doradus のいくつかのフィールドで、以前に特定された IR 明るい光源を複数の成分を含む小さなクラスターに分解します。
ブランドナーら。 (2001) 同じデータを使用して前主系列 (PMS) 星を特定しました。
HST Wide Field Camera 3 (WFC3) を使用した観測
30ドラダス星雲、デ・マルキら。 (2011b、2017) 特定
40 × 40 pcの領域に 1,150 個を超える PMS 星。 同様に、上部主系列 (UMS) 星の広範囲にわたる分布
ハッブル タランチュラ財務プログラム (HTTP;サッビら。 2013、2016)、30ドラダスのはるかに広い領域にわたるマルチバンド HST 画像調査。 これらのデータを使用して、Ksoll他。 (2018) は、PMS の可能性が高い 16,000個以上の恒星を特定しました。
機械学習のアプローチ。 これらの星は世界中に分布しています
緩い、場合によってはフィラメント状構造の 200 × 175pc 領域。
スピッツァーによる中赤外および遠赤外での観測の使用
およびハーシェル宇宙望遠鏡では、埋め込まれた数十個の若い恒星天体（YSO）が、その色とスペクトルエネルギー分布に基づいて識別されています（例：Whitney et al. 2008; Gru endl & Chu 2009; Carlson et al. 2012; Walborn et al. 2013)。最近、Nayak ら。 スピッツァーからの 2023 年の再分析データ
SAGE (Meixner et al. 2006) および Herschel HERITAGE (Meixner他。 2013) 300 近くの大規模なサンプルを特定するための調査
30 Doradus の高質量 YSO の候補、一部は
R 136 から 45 個離れたところに凝集します。高い角度分解能のアルマ望遠鏡
Wong et al. によって提示された領域の CO(2-1) 観測。(2022) フィラメント構造の複雑なネットワークも発見
冷たい分子ガス中では、Nayak et al. (2023) ～40 % のみ発見
CO 分子と結合する YSO 候補のガス、冷たい H2 ガスの大部分が追跡されていないことを示唆しています
COによる
全体として、30ドラダスの観察研究により、次のことが明らかになりました。
それは塊とフィラメントで組織された複雑な領域であると考えられます。
星形成の複数のエピソードが発生した場合
過去 ～3000万年前、現在も分子ガスの中で進行中 30ドラダス周辺(Rubio et al. 1992; Walborn et al. 1999; Kalari他。 2018年; ナヤックら。 2023年）。
R 136 は、0.5 万年もの若い星を複数世代も宿していることが判明した (Crowther et al.2016年; ベステンレーナーら。2020)、ホッジ 301クラスター、
北西 45 パーセントに位置し、かなり古く、年齢3000万年まで (Lortet & Testor 1991; Grebel & Chu 2000;シニョーニら。 2016）。 HST を使用して、De Marchi et al. (2017) 発見年齢5000万年の低質量PMS星が空間的に分離される
R 136 から、そして広く分布している O 星と B 星が発見されました。
VLT-FLAMES タランチュラ調査 (VFTS; Evans et al. 2011) は、過去数百万年以内に星が分散して形成されたことを示している
(シュナイダー他、2018)。 さらに、Nayakらによってスピッツァーとハーシェルのデータから大規模なYSOキャンディの年代が特定されました。
(2023) は、星形成活動の増加を示唆しています。
過去数百万年間のこの地域。この研究では、若者に関する既存の研究に基づいて構築されています。
JWST を使用した 30 Doradus 領域の古い恒星集団と領域の NIRCam 測光。 スピッツァーとハーシェルの間
深く埋め込まれた YSO を特定するのに役立っています
HST の光学カメラには見えませんが、制限されています。
感度と角度分解能により、分析は質量≳5M⊙の短寿命YSOに限定されました。一方、HST に基づく光学的研究により、低質量の識別が可能になりました。
PMS星は～0.5M⊙まであり、かなりの年齢の広がりがあります
(De Marchi et al. 2017) が、最も組み込まれたフェーズを見逃しています。
高感度、高い角度分解能、カバー範囲を備えています。
たとえば、JWST NIRCam による NGC 346 の観測で示されているように、JWST を使用すると、赤外線では、塵に覆われた領域でもさまざまな年齢の PMS 星を研究できるようになりました。
小マゼラン雲 (SMC; Jones et al. 2023) または NGC 6822(Lenkic et al. 2023; Nally et al. 2023)。 この作業では「」を使用しました。
初期の中央フィールドの一般公開されている NIRCam データ
放出観測 (ERO プログラム 2729、PI: K. Pontoppi dan) および中心から離れた 2 つの NIRCam フィールド
を区別するためのクラスター (プログラム 1226、PI: De Marchi)
30 Doradus のさまざまな恒星個体群。
論文は以下のような構成となっている。 セクション 2 では、
データ削減と測光のワークフロー、およびセクション。 3 で説明します
絶滅に向けてどのように修正したか。 さまざまな部分母集団を選択する方法については 4 で説明します。セクション 5 では、それらの部分母集団について説明します。
30 Doradus 地域の空間分布。 私たちは私たちのことについて話し合います
セクションの文献に関する調査結果。 6 そして結論は
宗派。 7. この作業全体を通じて、LMC までの距離を想定しています。
および D = 51.3 kpc の 30 ドラダス、距離に相当
μのモジュール = 18.55 mag (Panagia et al. 1991; Panagia 2005)。
この距離では、それぞれ1'が14.9 pc および 1'' が 0.25 pc に対応します。
図 1. 30 Doradus のグレースケール DSS2 赤色画像。 赤、オレンジ、そして、
青い長方形は中央、北緯、および北緯の足跡を示しています。
それぞれ南の平行フィールド。 黒丸は、30 Doradus の既知のクラスターの位置を示します。 北が上、東が下
左。 グレースケール画像のサイズは 17.5分角 × 17.5分角です
(260×260枚)。
センターフィールドは 7.4分角 × 4.4分角に及びます
領域 (110 × 66 pc)、および並列
観測はそれぞれ 2.2分角 × 2.2分角の面積を持つ 2 つのフィールドで構成されます。
(33×33 pc)、NIRCam A および B モジュールの設置面積に相当します。
図 2. 公式画像リリースからのセンターフィールドの疑似カラー画像。 赤：F444W、オレンジ：F335M、緑：F200W、青：F090W。 の
フィールドは 7.4分角 × 4.4分角の領域を示します
(110×66pc)。 クレジット: NASA、ESA、CSA、STScI、Webb ERO 制作チーム。
図 3. 北平行フィールド (上) と南平行フィールド (下) の疑似カラー画像。 オレンジ色の矢印は、
空。 画像は、それぞれのフィールドで異なる JWST NIRCam フィルターを使用して構築されました。 北平行フィールドの色は次のとおりです。
赤：F430M、黄：F405N、青：F182M、シアン：F187N。 南平行フィールドの色は、赤: F444W、黄: F405N、青:
F200W、シアン：F187N。 それぞれの大きな正方形の視野は 2.2分角 × 2.2分角です。
(33×33pc)。 中央の暗いスペースは、NIRCam A モジュールと B モジュール間のギャップは 44秒角ですが、十字型は約 5秒角から生じます。
' の 4 つの個別の検出器間のギャップ
短波長チャンネル。 中心視野の観察などのディザリング観察では、これらのギャップは消えます。 これらのフィールドの場所
上空の様子を図1に示します。
図 4. センターフィールドの消光補正。 左上：オリジナル
F090W - F200W CMD。 シアンの線は 400 万年 (log(年齢) を表します)
= 6.65) 金属性を伴う MIST 等時線 [Fe/H] = −2.5 dex (実線)
上のメインシーケンス）。 赤い平行四辺形は選択内容を示しています
配置することで絶滅を導き出すために使用した UMS 星の数
等時線に戻ります。 右上: 消光補正された CMD。 底
左: AF090W から導出された消光値の正規化されたヒストグラム。 の
平均は 1.31 ± 0.20 等で、左上のパネルの矢印はこの減光に対応します。 右下: 導出された減衰値のマップ。 滑らかな外観は、平滑化パラメータ ϵ によって引き起こされます。
図 5. MIST を使用した中央フィールドの消光補正された CMD
等時線は0.5～20Myrの間。 パネルが異なれば表示も異なります
色の組み合わせ。 測光の不確実性が小さい星のみ
0.5等以下がプロットされています。 黒い矢印は絶滅の方向を示します。
6. ディスカッション
JWST NIRCam の測光解析を紹介しました。
30 Doradus 星形成領域の 3 つの異なるフィールドのデータ。 中央フィールドの公開データと、NIRSpec 並行観測として実施された 2 つの NIR カム ポインティングを使用して、
で検出された 200,000 個を超える星の PSF 測光法を導き出しました。
少なくとも 2 つの NIRCam フィルター。 a) 理論上の等時線と比較し、b) カラーカットを適用して過剰な色を含むソースを選択することによって、選択された異なる母集団を使用しました。
暖かい塵や励起された輝線からの放出に影響します。 そのとき私たちは
さまざまな集団の空間分布を分析しました。
図 12. F335M モザイク上の中央フィールド内のさまざまな集団の空間分布 (左上および各パネルの背景として)。 の
赤い矢印は中央クラスター R 136 の位置を示し、赤い十字は以前によく研究された IR で明るい結び目の位置を示します (例:
ウォルボーンら。 1999年）。 右上：
アルマ望遠鏡による 12CO モーメント ゼロ マップ (Wong et al. 2022 のデータ) は緑から黄色の等高線として表示されます。 色付きの
点は、さまざまな集団から選択された個々の星を示します。 画像の視野は 7.4 分角 × 4.4 分角です(110×66pc)。
6.1. 光HSTと光HSTによるアプローチの比較
JWSTデータ
NIRCam の高感度と空間分解能により実現
同様の技術と精度で CMD を分析します
通常は HST 測光に使用されます。 ～にぴったりの相手を見つけました
レッドニング後の理論的等時線からの期待
これらの等時線を使用して、F090W ～ F200W CMD の年齢がその間の PMS 星を選択しました。
0.5百万年と2千万年。 私たちはここで、私たちが年齢に合っていないことを指摘します。
むしろ、赤み補正された CMD 内の位置を使用しました。
特定の年齢ビンに該当するスターを選択します。 私たちの選択
F090W 〜 25 等に達し、以下の質量を持つ星を選択します
〜 0.1 および 3 M⊙。 この質量範囲は、次の方法で研究されたものと類似しています。
HTTP プロジェクト内の HST Sabbi et al. (2013、2016); クソール他。 （2018年）。 De Marchi らの結果と同様です。 (2011a)、サッビら。（2016）、Ksoll et al。(2018)、私たちは次のことを発見しました。
若いPMS星は中心に集中しており、時には緩い塊やフィラメントに集まっているが、古い星はR 136の中心から離れて配置されている。UMS星の分布は次のとおりである。
R 136 の位置で強くピークに達しますが、広範囲のピークも示します。
分散コンポーネント。 これはUMSの配布に同意します
HTTP Sabbi et al. のスター。 (2013) と広範囲にわたる発見
VFTS から O スターと B スターを配布しました (Schneider et al. 2018)。
広帯域カラーのみを使用する代わりに、Deマーチら。 (2010) 光学 HST 色を使用することで、低質量 PMS 星を高い信頼度で識別できることを確立しました。Hα狭帯域観測と組み合わせて探索する
Hα過剰放出。 放出された重力エネルギーによって生成される
これは、PMS 星の周りの降着円盤に物質が降り注ぐことによるもので、
この特徴は明らかに低質量星の形成と関連している可能性がある
そして現在では、ローカルグループのさまざまな星形成領域にある PMS 星を識別するために長い間使用されています (e.g. De Marchi et al. 2010,
2013年; ツィリアら。 2023年; ヴラスブロム＆デ・マルキ 2023）。 使用する
HST WFC3 データ、De Marchi et al. (2011b) および De Marchi et al。
(2017) このアプローチを使用して、Hα 過剰の PMS 星を研究しました。
30 匹のドラダスでは、それらが中央に集中していることがわかりました。 と
JWST を使用すると、同様のアプローチを実行できるようになりました。
F187Nフィルターによって追跡されたPaαの過剰。 こちらも見つかったように
デ・マルキらによる。 (2017) によると、Paα 源には
幅広い年齢層。 それらのいくつかは明らかに次の場所にあります。
CMD の PMS 領域、その他はメイン シーケンスに近い領域です。 これは、PMS スターの方が年上であるという解釈と一致します。
2,000 万マイルを超えても降着物質となる可能性があります。 NIRSpecに基づく
分光法、Paαを含む輝線は確かに最近のものでした。
SMC の NGC 346 の PMS 星で確認されました (De Marchi et.al。 2023)、約のサンプルに対して同様の研究が計画されています。
30ドラダスでPMSスター100個。
より長い波長でもフィルターを使用すると、さらに次のことが可能になりました。
同じデータから赤外線が過剰な星を選択する
色を表現することで、温暖化による過剰な発光を伴う星を追跡します。
ほこり。 これにより、これらの低質量 PMS 星を研究することが可能になりました。
30 Doradus の塵に覆われた領域で。 これは、HST を使用した光学式で以前に可能であったものよりも優れています。
CMD が選択した PMS 星の分布と IR 超過光源の分布を比較すると、後者はより遠くに分布していることがわかりました。
星雲の光学的に隠された領域。 SMC 星形成領域 NGC 346 の NIRCam 観測を使用して、Jones et al.(2023) また、JWST が選択した PMS 星が塵のフィラメントに密接に追従していることも発見しました。 この地域と比較して、PMS は主に30 Dor はより広範囲に分布しており、数も多いようです。
30 ドラダスはより巨大であるため、これは予想されるかもしれません。
地域で最もエネルギッシュなスターバースト イベントを主催します。
グループ。
図 13. Wong らの ALMA CO(2−1) マップと重複する、さまざまな選択におけるソースの割合。 （2022年）。 十字架が示しているのは、
強度制約のない重なり部分のプラスは、CO 強度が 1.0 K km s−1 を超える領域との重なりを示します。
黒のシンボルは完全な JWST カタログを参照し、灰色のシンボルとバンドは星の均一な分布の期待値を示します。
JWST と ALMA の両方をカバーして視野全体をカバーします。 これらの値は、古い星 (> 2000 万年) よりも高くなります。
高度に消火された領域で検出されました。
6.2. NIR研究との比較
過去数十年にわたり、30 ドラダスは広範囲に研究されてきました。
両方の地上望遠鏡を使用した近赤外線領域で、そしてHST NICMOS。 多数の赤外明るい光源が、特に北東方向と R 136 に隣接する西側のフィラメントで検出されています (例: Hyland et al. 1992; Rubio et al. 1992,1998年; ウォルボーンら。1999年; ブランドナーら。2001年）。 これらの地域では、現在、過剰な赤外線と赤外線の両方が多数確認されています。
PMSの若きスターたち。 前回は特に重点を置きました
最も明るい光源のいくつかに関する研究: 3 つの初期の O 型星
ノット 1、2、3 と呼ばれる星雲の結び目に埋め込まれています (ウォルボーン)
＆ブレイズ 1987; ウォルボーン 1991)。 HST NICMOSの観測結果
これらの領域は、複雑な星雲や塵のような構造に埋め込まれた複数の星の構成要素で構成されていることが明らかになりました。
それらはより暗い星に囲まれています (Walborn et al. 1999; Brand ner et al. 2001)。 さらに、HST WFPC2 による追跡観察では、複雑な星雲構造とこれらの結び目の周りに埋め込まれた集団が示されました (Walborn et al. 2002)。
図 14 は、これら 3 つの領域の JWST ビューを示し、各結び目の周囲の小さな切り抜きで示されています (それらの領域については、図 12 を参照してください)。
視野内の位置）。 最下段のパネル
選択されたソースの位置を等時線で表示します (最大 4 つ)
Myr)、IR 過剰を伴います。 最初に研究された O スターは
少なくとも 1 つの JWST フィルターで飽和しています。
近くに見える淡い青色の光源は、若いPMS星です。
RGB 画像でオレンジまたは赤に見える光源は、私たちが選択した中では主に IR 過剰光源です。 さらに、
これらの画像で赤色で示されている長波長フィルター F444W は、短波長では見えないいくつかの光源を明らかにします。
6.3. スピッツァーおよびハーシェルの情報源との比較
スピッツァーまたはハーシェルによる赤外線に関する以前の研究は、
明るく大規模な YSO に限定されますが、同様の色ベースが使用されます
この研究のようなアプローチ、または星形成の埋め込まれた段階で PMS 星を選択するためのスペクトルエネルギー分布フィッティング
（例：Whitney et al. 2008; Gruendl & Chu 2009; Carlson et al.2012）。 これらの研究を私たちの結果とどのように比較するかを理解するには、
私たちは測光カタログを Nayak らの 299 個の YSO 候補の日付と照合しました。 （2023年）。 当社のカタログには、これらの候補の測光不確実性の範囲内に多くのソースが含まれているため、このマッチングは簡単ではありません。 したがって、私たちはまず、YSO候補から1フィート以内の星をすべて選択し、F335M マグニチュードのソースが存在する場合に照合を実行
IRAC 3.6 µm の 1 等級以内、または F444W 等級の場合
IRAC の 1 等以内で 4.5 μm 等級が報告されました。
ナヤックら。 （2023年）。 その結果、488 件中 72 件が一致しました。
Nayak et al. にリストされている情報源。 (2023)、そのうち 30 件が機密扱い
YSOとして。
ここで、Nayak et al の情報源のすべてが公開されているわけではないことに注意してください。 (2023) は NIRCam の設置面積を上回っていますが、一致数が少ない主な理由は、おそらく YSO 候補者のほとんどが
非常に明るいため、NIRCam イメージングでは飽和してしまいます。 の
一致するソースのみが 2MASS Ks マグニチュード > 15 を持ち、
一方、より明るい光源は NIRCam 画像では再現されません。 したがって、私たちの選択では、一致する YSO であっても、
は明るさのせいでほとんど見逃されますが、このような JWST による分析が以前の分析と非常に補完的であることを示しています。
高質量YSOの研究。 さらに、場合によっては、
YSO 候補は、次の場合でも大きさが一致しませんでした。
測定が可能でした。 その理由はおそらく次のとおりです
場合によっては、JWST イメージングにより、YSO 候補が
複数の情報源で構成されています (Jones et al. 2022 なども参照)。
7. 結論
JWST NIRCam による若者と高齢者の分析を発表しました。
30 ドラダス星形成領域の個体群。 私たちは集中しました
JWST フィルターを使用してさまざまな母集団を選択する方法について、
そして私たちはその地域におけるそれらの空間分布を分析しました。 私たちの
主な結果を以下に要約します。
– 200,000 以上の光源に対する PSF 測光を紹介しました
少なくとも 2 つの NIRCam 等級、約 150,000
中央のフィールドと残りのソースは 2 つの平行なフィールドにあります。
2 μm よりも青い短波長フィルターを含めることが重要です
等時線に基づく古典的なアプローチを使用して、CMD 内の異なる集団を分離します。 同じことが分かりました
HST 測光で長く確立されている方法は、
適用されます。 PSF 測光は、赤み補正を適用した後の理論上の等時線からの期待とほぼ一致しています。
– 異なる集団の等時線との比較など、さまざまなアプローチを使用してさまざまな集団を分離しました。
長波長広帯域フィルターによって追跡される暖かい塵またはからの線放射による過剰放射を示す集団を分離するための年齢とカラーカット。
対応する狭帯域フィルターによって追跡された、励起された中性水素および分子状水素。
– F090W - F200W CMD の上で等時性を使用して、
色が一致する選択された低質量源
年齢は0.5から20Myrの間で、質量は～0.1M⊙まであります。 私たちは
最も新しいソース（< 0.5Myr）は、星雲領域の奥深くにある領域の北東に向かって細長い構造を示していることを発見しました。 間の年齢のスター
1 百万年から4百万年は R136 に集中しています。対照的に、PMS 星は 4百万年と 2千万年の間の中間の年齢です。
2000万人が地球そのものから空間的に離れていることが判明した。
R 136 の中心、細長い構造、星はより古い
2000 万年を超えるものは、世界全体に均一に分布しているようです。
30Doradus 領域。LMC に属していることを示します。
フィールド人口。
– 長波長に対して過剰な星を選択する
F200W - F444W の色を使用すると、非常に似た色が見つかりました。
等時的に選択された < 0.5 Myr PMS の分布
星はより細長い構造をしています。 これは、
まだ非常に若いPMSスターが埋め込まれている集団です。
中央星団の北東、おそらくまだ星団に栄養を与えている可能性がある
小さなサブクラスターの階層的合併によるアセンブリ。
– 狭帯域フィルター F187N を使用して、ソースを選択しました
進行中の降着の追跡子として過剰なPaαが存在する
PMSのスター。 これらの情報源は、
クラスターの中心ですが、さらに外側でも見つかります。
30Doradus の光学的に見える星雲の特徴。 Paα 線源を色等級図に配置すると、次のことがわかりました。
PMS の場所だけでなく、より近くにもあります。
主なシーケンスにより、降着が多くの期間持続する可能性があることが明らかになりました。
数千万年。 F470N 狭帯域フィルタとして
H2 放出による過剰の指標は、深さが限られているため、主により重い星を選択します。 これら
発生源はダスト領域に沿って分布しているように見えますが、
さらに広範囲に分布していることも分かりました。
– 選択された PMS と YSO のほとんどは、
中央フィールドでは、温暖化による過剰な発生源も見つかります。
平行磁場の塵と輝線。 これは示唆します
星の形成が進行中であるか、100 までのところごく最近であること
センターからのPC。 カラー画像で見る星雲
はこれをサポートします。
– アルマ望遠鏡の入手可能な CO(2−1) マップと比較することにより
(Wong et al. 2022) によると、最年少の PMS のほとんどは
星 (< 0.5 Myr) は CO 分子ガスと関連付けられています。
一方、古い星や赤外光が過剰な星は、常に次の星と重なるわけではありません。
CO マップ。 H2過剰源の約半分は、
CO排出量と関係があるようです。 私たちは解釈しました
これは、大量の CO-ダーク H2 のさらなる証拠です
ガス。
JWST NIRCam は、フィルターの選択肢が多く、感度が向上しているため、以前は使用できなかった方法を組み合わせることができます。
30Doradus の星形成の包括的な研究を実行するために個別に使用されました。
2023年11月14日
概要
大マゼラン雲 (LMC) の 30 Doradus 領域は、ローカルグループの中で最も活発な星形成領域です。 それは
1 - 2 百万年前の中央大質量星団である R136 の大質量星からのフィードバックによって動かされています。 30ドラダスはしたがって長い間
初期の宇宙を彷彿とさせる条件下で星や星団の形成を研究するための実験室とみなされています。 を使用しております
JWST NIRCam 観測により、この領域で星形成がどのように進行するかを解析します。 理論上の等時線に基づいた選択の使用
色と大きさの図で、さまざまな年齢の集団を識別します。 前主系列 (PMS) 星と若い星を選択します。
暖かい塵や輝線からの過剰な放出を示す物体。 さまざまな集団の空間分布を研究し、
年齢が0.5万年未満の最も若いPMS星は、北東に向かって伸びる細長い構造の中に位置していることがわかりました。
中央クラスターから。 同じ構造が赤外線の過剰を示す光源にも見られ、寒気と重なっているように見えます。
分子ガスであり、以前に調査された現在進行中の星形成の場所をカバーしています。 1から4百万年までの主系列以前の星
と上部主系列星は R 136 の中心に集中していますが、古い星は全体に均一に分布しています。
フィールドであり、LMC フィールド集団に属している可能性があります。 それにもかかわらず、塵や放出からの過剰な放出を持つ星が見つかります。
中心から100pcも離れた線は、最近の星形成の延長を示しています。 によって形成された細長い構造を解釈します。
最年少のPMS星は、R 136星団の階層的集合が現在も続いていることを示していると考えられる。 さらに、密度が低いほど、
中心領域で進行中の降着による発光を伴う古い PMS 星は、R 136 星からのフィードバックが効果的であることを示唆しています
PMS星の円盤を破壊することにおいて。
キーワード。 マゼラン雲 – 銀河: 星形成 – 銀河: 星団: 個別: R 136
1. はじめに
30ドラダス領域 (タランチュラ星雲としても知られる)大マゼラン雲 (LMC)では最も明るく、
ローカルグループの中で最も活発な星形成領域。 その中で
中心となるのは OB星団 NGC 2070 であり、それ自体が主催しています
その中心となるコンパクトなサブクラスター R 136 は、若い (1 - 2 万人;クラウザーら。2016年; ベステンレーナーら。 2020) 星団
既知の最も重い星のいくつかが含まれています (Crowther et al.2010年; ブランドら。 2022年）。 したがって、30ドラダスは、若い星によって動力を与えられた巨大な銀河系外星の爆発の最も近い例です。
大規模なクラスターであり、多くの場合、その局所的な類似物とみなされます。
極端な星と星団の形成条件を詳しく見る
遠方の相互作用銀河 (例: Bastian et al. 2013) または高層の銀河 赤方偏移 (例: Bowens et al. 2021)。
その結果、星形成がどのように進行するかを理解することができます。
30ドラダスは多くの観測キャンペーンの焦点となっている
全波長範囲にわたって。 X線と紫外線の研究
この地域のイオン化束と機械的フィードバックに対する R 136 クラスターの重要な寄与を確立しました。
(Bestenlehner et al. 2020; Cheng et al. 2021; Crowther et al. 2021 2022)、しかし初期の地上研究ではすでに次のことが示唆されていました。
星の形成は中心星団を超えて進行中である（例：ウォル生まれ 1991; ハイランドら 1992; ルビオら 1992）。 例えば、
Walborn & Blades 1987 と Walborn (1991) は、北東の星雲の結び目に深く埋め込まれている 3 つのオースターを特定しました。
Rubioらは分光法を用いてR 136の西側を調べた。 (1998)
中心星団を取り囲む星雲フィラメント内に、深部の地上にある複数の赤外線(IR)明るい光源が検出された。
イメージング。
ハッブル宇宙望遠鏡 (HST) による光学イメージング
Wide Field Planetary Camera 2 (WFPC2) は、コンパクトなダスト領域と拡張されたダスト領域を持つ非常に複雑な星雲構造を明らかにしました。
柱 (Hunter et al. 1995b; Scowen et al. 1998; Rubio et al. 1998)1998年; ウォルボーンら。 2002年）。 地上ベースの補完
IR 研究、Walborn et al. (1999) HST 近赤外線を発表 カメラおよび多物体分光計 (NICMOS) によるイメージング
30 Doradus のいくつかのフィールドで、以前に特定された IR 明るい光源を複数の成分を含む小さなクラスターに分解します。
ブランドナーら。 (2001) 同じデータを使用して前主系列 (PMS) 星を特定しました。
HST Wide Field Camera 3 (WFC3) を使用した観測
30ドラダス星雲、デ・マルキら。 (2011b、2017) 特定
40 × 40 pcの領域に 1,150 個を超える PMS 星。 同様に、上部主系列 (UMS) 星の広範囲にわたる分布
ハッブル タランチュラ財務プログラム (HTTP;サッビら。 2013、2016)、30ドラダスのはるかに広い領域にわたるマルチバンド HST 画像調査。 これらのデータを使用して、Ksoll他。 (2018) は、PMS の可能性が高い 16,000個以上の恒星を特定しました。
機械学習のアプローチ。 これらの星は世界中に分布しています
緩い、場合によってはフィラメント状構造の 200 × 175pc 領域。
スピッツァーによる中赤外および遠赤外での観測の使用
およびハーシェル宇宙望遠鏡では、埋め込まれた数十個の若い恒星天体（YSO）が、その色とスペクトルエネルギー分布に基づいて識別されています（例：Whitney et al. 2008; Gru endl & Chu 2009; Carlson et al. 2012; Walborn et al. 2013)。最近、Nayak ら。 スピッツァーからの 2023 年の再分析データ
SAGE (Meixner et al. 2006) および Herschel HERITAGE (Meixner他。 2013) 300 近くの大規模なサンプルを特定するための調査
30 Doradus の高質量 YSO の候補、一部は
R 136 から 45 個離れたところに凝集します。高い角度分解能のアルマ望遠鏡
Wong et al. によって提示された領域の CO(2-1) 観測。(2022) フィラメント構造の複雑なネットワークも発見
冷たい分子ガス中では、Nayak et al. (2023) ～40 % のみ発見
CO 分子と結合する YSO 候補のガス、冷たい H2 ガスの大部分が追跡されていないことを示唆しています
COによる
全体として、30ドラダスの観察研究により、次のことが明らかになりました。
それは塊とフィラメントで組織された複雑な領域であると考えられます。
星形成の複数のエピソードが発生した場合
過去 ～3000万年前、現在も分子ガスの中で進行中 30ドラダス周辺(Rubio et al. 1992; Walborn et al. 1999; Kalari他。 2018年; ナヤックら。 2023年）。
R 136 は、0.5 万年もの若い星を複数世代も宿していることが判明した (Crowther et al.2016年; ベステンレーナーら。2020)、ホッジ 301クラスター、
北西 45 パーセントに位置し、かなり古く、年齢3000万年まで (Lortet & Testor 1991; Grebel & Chu 2000;シニョーニら。 2016）。 HST を使用して、De Marchi et al. (2017) 発見年齢5000万年の低質量PMS星が空間的に分離される
R 136 から、そして広く分布している O 星と B 星が発見されました。
VLT-FLAMES タランチュラ調査 (VFTS; Evans et al. 2011) は、過去数百万年以内に星が分散して形成されたことを示している
(シュナイダー他、2018)。 さらに、Nayakらによってスピッツァーとハーシェルのデータから大規模なYSOキャンディの年代が特定されました。
(2023) は、星形成活動の増加を示唆しています。
過去数百万年間のこの地域。この研究では、若者に関する既存の研究に基づいて構築されています。
JWST を使用した 30 Doradus 領域の古い恒星集団と領域の NIRCam 測光。 スピッツァーとハーシェルの間
深く埋め込まれた YSO を特定するのに役立っています
HST の光学カメラには見えませんが、制限されています。
感度と角度分解能により、分析は質量≳5M⊙の短寿命YSOに限定されました。一方、HST に基づく光学的研究により、低質量の識別が可能になりました。
PMS星は～0.5M⊙まであり、かなりの年齢の広がりがあります
(De Marchi et al. 2017) が、最も組み込まれたフェーズを見逃しています。
高感度、高い角度分解能、カバー範囲を備えています。
たとえば、JWST NIRCam による NGC 346 の観測で示されているように、JWST を使用すると、赤外線では、塵に覆われた領域でもさまざまな年齢の PMS 星を研究できるようになりました。
小マゼラン雲 (SMC; Jones et al. 2023) または NGC 6822(Lenkic et al. 2023; Nally et al. 2023)。 この作業では「」を使用しました。
初期の中央フィールドの一般公開されている NIRCam データ
放出観測 (ERO プログラム 2729、PI: K. Pontoppi dan) および中心から離れた 2 つの NIRCam フィールド
を区別するためのクラスター (プログラム 1226、PI: De Marchi)
30 Doradus のさまざまな恒星個体群。
論文は以下のような構成となっている。 セクション 2 では、
データ削減と測光のワークフロー、およびセクション。 3 で説明します
絶滅に向けてどのように修正したか。 さまざまな部分母集団を選択する方法については 4 で説明します。セクション 5 では、それらの部分母集団について説明します。
30 Doradus 地域の空間分布。 私たちは私たちのことについて話し合います
セクションの文献に関する調査結果。 6 そして結論は
宗派。 7. この作業全体を通じて、LMC までの距離を想定しています。
および D = 51.3 kpc の 30 ドラダス、距離に相当
μのモジュール = 18.55 mag (Panagia et al. 1991; Panagia 2005)。
この距離では、それぞれ1'が14.9 pc および 1'' が 0.25 pc に対応します。
図 1. 30 Doradus のグレースケール DSS2 赤色画像。 赤、オレンジ、そして、
青い長方形は中央、北緯、および北緯の足跡を示しています。
それぞれ南の平行フィールド。 黒丸は、30 Doradus の既知のクラスターの位置を示します。 北が上、東が下
左。 グレースケール画像のサイズは 17.5分角 × 17.5分角です
(260×260枚)。
センターフィールドは 7.4分角 × 4.4分角に及びます
領域 (110 × 66 pc)、および並列
観測はそれぞれ 2.2分角 × 2.2分角の面積を持つ 2 つのフィールドで構成されます。
(33×33 pc)、NIRCam A および B モジュールの設置面積に相当します。
図 2. 公式画像リリースからのセンターフィールドの疑似カラー画像。 赤：F444W、オレンジ：F335M、緑：F200W、青：F090W。 の
フィールドは 7.4分角 × 4.4分角の領域を示します
(110×66pc)。 クレジット: NASA、ESA、CSA、STScI、Webb ERO 制作チーム。
図 3. 北平行フィールド (上) と南平行フィールド (下) の疑似カラー画像。 オレンジ色の矢印は、
空。 画像は、それぞれのフィールドで異なる JWST NIRCam フィルターを使用して構築されました。 北平行フィールドの色は次のとおりです。
赤：F430M、黄：F405N、青：F182M、シアン：F187N。 南平行フィールドの色は、赤: F444W、黄: F405N、青:
F200W、シアン：F187N。 それぞれの大きな正方形の視野は 2.2分角 × 2.2分角です。
(33×33pc)。 中央の暗いスペースは、NIRCam A モジュールと B モジュール間のギャップは 44秒角ですが、十字型は約 5秒角から生じます。
' の 4 つの個別の検出器間のギャップ
短波長チャンネル。 中心視野の観察などのディザリング観察では、これらのギャップは消えます。 これらのフィールドの場所
上空の様子を図1に示します。
図 4. センターフィールドの消光補正。 左上：オリジナル
F090W - F200W CMD。 シアンの線は 400 万年 (log(年齢) を表します)
= 6.65) 金属性を伴う MIST 等時線 [Fe/H] = −2.5 dex (実線)
上のメインシーケンス）。 赤い平行四辺形は選択内容を示しています
配置することで絶滅を導き出すために使用した UMS 星の数
等時線に戻ります。 右上: 消光補正された CMD。 底
左: AF090W から導出された消光値の正規化されたヒストグラム。 の
平均は 1.31 ± 0.20 等で、左上のパネルの矢印はこの減光に対応します。 右下: 導出された減衰値のマップ。 滑らかな外観は、平滑化パラメータ ϵ によって引き起こされます。
図 5. MIST を使用した中央フィールドの消光補正された CMD
等時線は0.5～20Myrの間。 パネルが異なれば表示も異なります
色の組み合わせ。 測光の不確実性が小さい星のみ
0.5等以下がプロットされています。 黒い矢印は絶滅の方向を示します。
6. ディスカッション
JWST NIRCam の測光解析を紹介しました。
30 Doradus 星形成領域の 3 つの異なるフィールドのデータ。 中央フィールドの公開データと、NIRSpec 並行観測として実施された 2 つの NIR カム ポインティングを使用して、
で検出された 200,000 個を超える星の PSF 測光法を導き出しました。
少なくとも 2 つの NIRCam フィルター。 a) 理論上の等時線と比較し、b) カラーカットを適用して過剰な色を含むソースを選択することによって、選択された異なる母集団を使用しました。
暖かい塵や励起された輝線からの放出に影響します。 そのとき私たちは
さまざまな集団の空間分布を分析しました。
図 12. F335M モザイク上の中央フィールド内のさまざまな集団の空間分布 (左上および各パネルの背景として)。 の
赤い矢印は中央クラスター R 136 の位置を示し、赤い十字は以前によく研究された IR で明るい結び目の位置を示します (例:
ウォルボーンら。 1999年）。 右上：
アルマ望遠鏡による 12CO モーメント ゼロ マップ (Wong et al. 2022 のデータ) は緑から黄色の等高線として表示されます。 色付きの
点は、さまざまな集団から選択された個々の星を示します。 画像の視野は 7.4 分角 × 4.4 分角です(110×66pc)。
6.1. 光HSTと光HSTによるアプローチの比較
JWSTデータ
NIRCam の高感度と空間分解能により実現
同様の技術と精度で CMD を分析します
通常は HST 測光に使用されます。 ～にぴったりの相手を見つけました
レッドニング後の理論的等時線からの期待
これらの等時線を使用して、F090W ～ F200W CMD の年齢がその間の PMS 星を選択しました。
0.5百万年と2千万年。 私たちはここで、私たちが年齢に合っていないことを指摘します。
むしろ、赤み補正された CMD 内の位置を使用しました。
特定の年齢ビンに該当するスターを選択します。 私たちの選択
F090W 〜 25 等に達し、以下の質量を持つ星を選択します
〜 0.1 および 3 M⊙。 この質量範囲は、次の方法で研究されたものと類似しています。
HTTP プロジェクト内の HST Sabbi et al. (2013、2016); クソール他。 （2018年）。 De Marchi らの結果と同様です。 (2011a)、サッビら。（2016）、Ksoll et al。(2018)、私たちは次のことを発見しました。
若いPMS星は中心に集中しており、時には緩い塊やフィラメントに集まっているが、古い星はR 136の中心から離れて配置されている。UMS星の分布は次のとおりである。
R 136 の位置で強くピークに達しますが、広範囲のピークも示します。
分散コンポーネント。 これはUMSの配布に同意します
HTTP Sabbi et al. のスター。 (2013) と広範囲にわたる発見
VFTS から O スターと B スターを配布しました (Schneider et al. 2018)。
広帯域カラーのみを使用する代わりに、Deマーチら。 (2010) 光学 HST 色を使用することで、低質量 PMS 星を高い信頼度で識別できることを確立しました。Hα狭帯域観測と組み合わせて探索する
Hα過剰放出。 放出された重力エネルギーによって生成される
これは、PMS 星の周りの降着円盤に物質が降り注ぐことによるもので、
この特徴は明らかに低質量星の形成と関連している可能性がある
そして現在では、ローカルグループのさまざまな星形成領域にある PMS 星を識別するために長い間使用されています (e.g. De Marchi et al. 2010,
2013年; ツィリアら。 2023年; ヴラスブロム＆デ・マルキ 2023）。 使用する
HST WFC3 データ、De Marchi et al. (2011b) および De Marchi et al。
(2017) このアプローチを使用して、Hα 過剰の PMS 星を研究しました。
30 匹のドラダスでは、それらが中央に集中していることがわかりました。 と
JWST を使用すると、同様のアプローチを実行できるようになりました。
F187Nフィルターによって追跡されたPaαの過剰。 こちらも見つかったように
デ・マルキらによる。 (2017) によると、Paα 源には
幅広い年齢層。 それらのいくつかは明らかに次の場所にあります。
CMD の PMS 領域、その他はメイン シーケンスに近い領域です。 これは、PMS スターの方が年上であるという解釈と一致します。
2,000 万マイルを超えても降着物質となる可能性があります。 NIRSpecに基づく
分光法、Paαを含む輝線は確かに最近のものでした。
SMC の NGC 346 の PMS 星で確認されました (De Marchi et.al。 2023)、約のサンプルに対して同様の研究が計画されています。
30ドラダスでPMSスター100個。
より長い波長でもフィルターを使用すると、さらに次のことが可能になりました。
同じデータから赤外線が過剰な星を選択する
色を表現することで、温暖化による過剰な発光を伴う星を追跡します。
ほこり。 これにより、これらの低質量 PMS 星を研究することが可能になりました。
30 Doradus の塵に覆われた領域で。 これは、HST を使用した光学式で以前に可能であったものよりも優れています。
CMD が選択した PMS 星の分布と IR 超過光源の分布を比較すると、後者はより遠くに分布していることがわかりました。
星雲の光学的に隠された領域。 SMC 星形成領域 NGC 346 の NIRCam 観測を使用して、Jones et al.(2023) また、JWST が選択した PMS 星が塵のフィラメントに密接に追従していることも発見しました。 この地域と比較して、PMS は主に30 Dor はより広範囲に分布しており、数も多いようです。
30 ドラダスはより巨大であるため、これは予想されるかもしれません。
地域で最もエネルギッシュなスターバースト イベントを主催します。
グループ。
図 13. Wong らの ALMA CO(2−1) マップと重複する、さまざまな選択におけるソースの割合。 （2022年）。 十字架が示しているのは、
強度制約のない重なり部分のプラスは、CO 強度が 1.0 K km s−1 を超える領域との重なりを示します。
黒のシンボルは完全な JWST カタログを参照し、灰色のシンボルとバンドは星の均一な分布の期待値を示します。
JWST と ALMA の両方をカバーして視野全体をカバーします。 これらの値は、古い星 (> 2000 万年) よりも高くなります。
高度に消火された領域で検出されました。
6.2. NIR研究との比較
過去数十年にわたり、30 ドラダスは広範囲に研究されてきました。
両方の地上望遠鏡を使用した近赤外線領域で、そしてHST NICMOS。 多数の赤外明るい光源が、特に北東方向と R 136 に隣接する西側のフィラメントで検出されています (例: Hyland et al. 1992; Rubio et al. 1992,1998年; ウォルボーンら。1999年; ブランドナーら。2001年）。 これらの地域では、現在、過剰な赤外線と赤外線の両方が多数確認されています。
PMSの若きスターたち。 前回は特に重点を置きました
最も明るい光源のいくつかに関する研究: 3 つの初期の O 型星
ノット 1、2、3 と呼ばれる星雲の結び目に埋め込まれています (ウォルボーン)
＆ブレイズ 1987; ウォルボーン 1991)。 HST NICMOSの観測結果
これらの領域は、複雑な星雲や塵のような構造に埋め込まれた複数の星の構成要素で構成されていることが明らかになりました。
それらはより暗い星に囲まれています (Walborn et al. 1999; Brand ner et al. 2001)。 さらに、HST WFPC2 による追跡観察では、複雑な星雲構造とこれらの結び目の周りに埋め込まれた集団が示されました (Walborn et al. 2002)。
図 14 は、これら 3 つの領域の JWST ビューを示し、各結び目の周囲の小さな切り抜きで示されています (それらの領域については、図 12 を参照してください)。
視野内の位置）。 最下段のパネル
選択されたソースの位置を等時線で表示します (最大 4 つ)
Myr)、IR 過剰を伴います。 最初に研究された O スターは
少なくとも 1 つの JWST フィルターで飽和しています。
近くに見える淡い青色の光源は、若いPMS星です。
RGB 画像でオレンジまたは赤に見える光源は、私たちが選択した中では主に IR 過剰光源です。 さらに、
これらの画像で赤色で示されている長波長フィルター F444W は、短波長では見えないいくつかの光源を明らかにします。
6.3. スピッツァーおよびハーシェルの情報源との比較
スピッツァーまたはハーシェルによる赤外線に関する以前の研究は、
明るく大規模な YSO に限定されますが、同様の色ベースが使用されます
この研究のようなアプローチ、または星形成の埋め込まれた段階で PMS 星を選択するためのスペクトルエネルギー分布フィッティング
（例：Whitney et al. 2008; Gruendl & Chu 2009; Carlson et al.2012）。 これらの研究を私たちの結果とどのように比較するかを理解するには、
私たちは測光カタログを Nayak らの 299 個の YSO 候補の日付と照合しました。 （2023年）。 当社のカタログには、これらの候補の測光不確実性の範囲内に多くのソースが含まれているため、このマッチングは簡単ではありません。 したがって、私たちはまず、YSO候補から1フィート以内の星をすべて選択し、F335M マグニチュードのソースが存在する場合に照合を実行
IRAC 3.6 µm の 1 等級以内、または F444W 等級の場合
IRAC の 1 等以内で 4.5 μm 等級が報告されました。
ナヤックら。 （2023年）。 その結果、488 件中 72 件が一致しました。
Nayak et al. にリストされている情報源。 (2023)、そのうち 30 件が機密扱い
YSOとして。
ここで、Nayak et al の情報源のすべてが公開されているわけではないことに注意してください。 (2023) は NIRCam の設置面積を上回っていますが、一致数が少ない主な理由は、おそらく YSO 候補者のほとんどが
非常に明るいため、NIRCam イメージングでは飽和してしまいます。 の
一致するソースのみが 2MASS Ks マグニチュード > 15 を持ち、
一方、より明るい光源は NIRCam 画像では再現されません。 したがって、私たちの選択では、一致する YSO であっても、
は明るさのせいでほとんど見逃されますが、このような JWST による分析が以前の分析と非常に補完的であることを示しています。
高質量YSOの研究。 さらに、場合によっては、
YSO 候補は、次の場合でも大きさが一致しませんでした。
測定が可能でした。 その理由はおそらく次のとおりです
場合によっては、JWST イメージングにより、YSO 候補が
複数の情報源で構成されています (Jones et al. 2022 なども参照)。
7. 結論
JWST NIRCam による若者と高齢者の分析を発表しました。
30 ドラダス星形成領域の個体群。 私たちは集中しました
JWST フィルターを使用してさまざまな母集団を選択する方法について、
そして私たちはその地域におけるそれらの空間分布を分析しました。 私たちの
主な結果を以下に要約します。
– 200,000 以上の光源に対する PSF 測光を紹介しました
少なくとも 2 つの NIRCam 等級、約 150,000
中央のフィールドと残りのソースは 2 つの平行なフィールドにあります。
2 μm よりも青い短波長フィルターを含めることが重要です
等時線に基づく古典的なアプローチを使用して、CMD 内の異なる集団を分離します。 同じことが分かりました
HST 測光で長く確立されている方法は、
適用されます。 PSF 測光は、赤み補正を適用した後の理論上の等時線からの期待とほぼ一致しています。
– 異なる集団の等時線との比較など、さまざまなアプローチを使用してさまざまな集団を分離しました。
長波長広帯域フィルターによって追跡される暖かい塵またはからの線放射による過剰放射を示す集団を分離するための年齢とカラーカット。
対応する狭帯域フィルターによって追跡された、励起された中性水素および分子状水素。
– F090W - F200W CMD の上で等時性を使用して、
色が一致する選択された低質量源
年齢は0.5から20Myrの間で、質量は～0.1M⊙まであります。 私たちは
最も新しいソース（< 0.5Myr）は、星雲領域の奥深くにある領域の北東に向かって細長い構造を示していることを発見しました。 間の年齢のスター
1 百万年から4百万年は R136 に集中しています。対照的に、PMS 星は 4百万年と 2千万年の間の中間の年齢です。
2000万人が地球そのものから空間的に離れていることが判明した。
R 136 の中心、細長い構造、星はより古い
2000 万年を超えるものは、世界全体に均一に分布しているようです。
30Doradus 領域。LMC に属していることを示します。
フィールド人口。
– 長波長に対して過剰な星を選択する
F200W - F444W の色を使用すると、非常に似た色が見つかりました。
等時的に選択された < 0.5 Myr PMS の分布
星はより細長い構造をしています。 これは、
まだ非常に若いPMSスターが埋め込まれている集団です。
中央星団の北東、おそらくまだ星団に栄養を与えている可能性がある
小さなサブクラスターの階層的合併によるアセンブリ。
– 狭帯域フィルター F187N を使用して、ソースを選択しました
進行中の降着の追跡子として過剰なPaαが存在する
PMSのスター。 これらの情報源は、
クラスターの中心ですが、さらに外側でも見つかります。
30Doradus の光学的に見える星雲の特徴。 Paα 線源を色等級図に配置すると、次のことがわかりました。
PMS の場所だけでなく、より近くにもあります。
主なシーケンスにより、降着が多くの期間持続する可能性があることが明らかになりました。
数千万年。 F470N 狭帯域フィルタとして
H2 放出による過剰の指標は、深さが限られているため、主により重い星を選択します。 これら
発生源はダスト領域に沿って分布しているように見えますが、
さらに広範囲に分布していることも分かりました。
– 選択された PMS と YSO のほとんどは、
中央フィールドでは、温暖化による過剰な発生源も見つかります。
平行磁場の塵と輝線。 これは示唆します
星の形成が進行中であるか、100 までのところごく最近であること
センターからのPC。 カラー画像で見る星雲
はこれをサポートします。
– アルマ望遠鏡の入手可能な CO(2−1) マップと比較することにより
(Wong et al. 2022) によると、最年少の PMS のほとんどは
星 (< 0.5 Myr) は CO 分子ガスと関連付けられています。
一方、古い星や赤外光が過剰な星は、常に次の星と重なるわけではありません。
CO マップ。 H2過剰源の約半分は、
CO排出量と関係があるようです。 私たちは解釈しました
これは、大量の CO-ダーク H2 のさらなる証拠です
ガス。
JWST NIRCam は、フィルターの選択肢が多く、感度が向上しているため、以前は使用できなかった方法を組み合わせることができます。
30Doradus の星形成の包括的な研究を実行するために個別に使用されました。
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