地球から1000光年程度離れた反射星雲NGC1333に質量が木星の5～13倍の自由浮遊惑星が6個新たに見つかった。星雲の年齢は300万年以下で木星の5倍の天体からは過剰な赤外線が検出されており降着円盤を伴っているらしい。惑星質量の天体も分子雲から直接分離収縮して形成されるが質量4倍未満は見つからないので、分子雲の自己収縮を継続するには木星質量の5倍程度は必要と思われる。星密度が周囲の星形成領域の倍以上なので材料の取り合い等で低質量星が出来てる可能性もある。以下、機械翻訳。
若い褐色矮星と自由浮遊惑星のJWST/NIRISS深部分光調査
概要
自由浮遊惑星質量天体 (FFPMO) の発見と特性評価は、恒星と惑星の形成を理解する上で不可欠です。ここでは、ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡の NIRISS WFSS を使用して若い星団 NGC1333 の非常に深部分光調査を行った結果を報告します。この調査は、K ∼ 21 まで測光的に完全で、K ∼ 20.5 のような暗い天体の有用なスペクトルが含まれています。観測は 19 個の既知の褐色矮星をカバーしており、そのほとんどについて NIRISS スペクトルを使用してスペクトル型を確認しています。NGC1333 の惑星質量メンバーである可能性のある L 型矮星のスペクトル型を持つ 6 つの新しい候補を発見しました。推定質量は 5～15 MJup です。約 5 MJup の 1 つは、明らかな赤外線過剰放射を示し、ディスクを持つものとして知られている最も質量の低い天体である可能性が高い。中期 L スペクトル型 (M ≲ 4 MJup) より後の天体は見つかっていない。
この調査は前例のない感度であるにもかかわらず、木星質量の天体がほとんどないことから、私たちの観測は NGC1333 で星のように形成された最も質量の低い天体に到達していることが示唆される。私たちの調査結果によると、NGC1333 の FFPMO の割合は、クラスター メンバー数の約 10 % であり、典型的な対数正規分布の恒星質量関数から予想されるよりも大幅に多い。また、画像内で広い連星系も探索し、惑星質量の伴星を持つ若い褐色矮星を報告している。
1. はじめに
星形成の結果は恒星質量に強く依存し、太陽質量未満の恒星の数は太陽よりも質量の大きい恒星の数をはるかに上回っている。銀河系の星形成環境の広範囲にわたって、恒星の質量関数は普遍的であり、一連のべき乗則 (Kroupa 2001) または対数正規関数 (Chabrier 2003) として記述できることは十分に確立されていますが、環境による変動の明確な証拠はありません (Bastian et al. 2010;
また、重水素燃焼限界 (≈ 0.015 M⊙、15 MJup に相当) までの質量を持つ褐色矮星の質量関数は、これまで調査された環境全体で類似しており、10 個の恒星ごとに約 2～5 個の褐色矮星が形成されることも現在のコンセンサスです (Andersen et al. 2008; Muˇzi´c et al. 2017; Almendros-Abad et al. 2022; Kirkpatrick et al. 2024)。
恒星の普遍的な質量関数は、まだ議論の余地があります。
観測結果は、融合プロセスの閾値を下回る質量では、はるかに明確ではありません。この領域は、恒星のように形成された最も低質量の天体だけでなく、惑星のように形成され、その後、その誕生系から放出された最も質量の大きい天体も見つかると予想されるため、特に興味深いものです。この超低質量領域では、星形成プロセスによって生成される天体の数は減少すると予想されており、理論では予測されていますが、まだ観測されていない、断片化の不透明度限界に明確な境界があります (Bate 2012)。ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡 (JWST) による深宇宙探査は、星形成プロセスの最も低質量の産物を調査する見込みがあります。一方、数値シミュレーションでは、質量が 1～15 MJup の巨大惑星が大量に放出されると予測されています。これは、若い星団の恒星および恒星間惑星の約 1～5 % に相当します。進行中の JWST プログラムに合わせたこれらの予測の詳細なレビューと分析については、Scholz ら (2022) を参照してください。これらの融合を伴わない、惑星のように形成された放浪天体の頻度は、誕生星団の密度などの環境要因に依存し、恒星の遭遇による惑星の放出数に影響を与えると予想される十分な理由があります (Parker & Quanz 2012)。JWST の観測以前は、若い恒星団と連星の集団は、質量が ≈ 0.01 M⊙ (または 10 MJup) までしか十分に特徴付けられていませんでした。一部の領域では、推定質量がこの限界を下回る天体が見つかっていますが、通常、この質量領域での調査は不完全であり、地上からの分光検証は困難です。地上またはハッブル宇宙望遠鏡でこの深さまで調査されたすべての領域で、自由浮遊惑星質量天体 (FFPMO) の集団が特定されています。ここでは、形成プロセスに関係なく、質量が 1～15 MJup で、恒星の周りを回っていない天体として定義されています。ほとんどの近くの星形成領域では、これまでのサンプルは小さいです。2つの例外は、オリオン星雲団です。（Robberto 他 2020年、Gennaro と Robberto 2020年）とさそり座上部（Lodieu 他 2021年、Miret-Roig 他 2022年）の 2つですが、これらの研究の全サンプルに対する分光法は不足しています。JWST は現在、この分野を 2 つの異なる方法で前進させています。（1）赤外線に対する優れた感度により、質量限界を ≈ 1 MJup まで押し上げることができます。（2）一連の機器を使用して FFPMO の詳細な特性評価を容易にします。
JWST による近隣の星形成領域の深部調査の最初の結果が最近、Pearson & McCaughrean (2023) および Luhman et al. (2024) に掲載されました。同様の目標を持ついくつかのプロジェクトが進行中です。多様な領域を多面的に研究することによってのみ、上記の疑問に対処できます。この論文では、JWST の近赤外線イメージャーおよびスリットレス分光器 (NIRISS) の広視野スリットレス分光法 (WFSS) モードを使用して実施された若い星団 NGC1333 の深部調査の初期結果を紹介します。セクション 2 では、調査の設計と目標を示します。セクション 3 では、生データから科学に適したスペクトルまでの経路について説明します。次に、NGC1333 の新しい惑星質量候補オブジェクトのサンプルを特定し、セクション 4 でその特性について説明します。セクション 5 では、私たちのフィールドでの広視野連星の探索を示します。最後に、セクション 6 で結果を文脈に当てはめ、セクション 7 で作業を要約します。
2. JWST/NIRISS 観測
この論文で説明した観測は、プログラム 1202 (PI: A. Scholz) の NIRISS 保証時間観測の一部として取得されました。WFSS モードを使用して、若い星団 NGC1333 の大部分を調査しました。WFSS はスリットのない分光器で、視野は 2.2 ′× 2.2 ′です。フィルターを選択して、近赤外スペクトル範囲で低解像度 (R = 150) のスペクトルを生成します。観測は 2023年 8月 25日から 26日に実施されました。この論文で使用したすべての JWST データは、宇宙望遠鏡科学研究所の Mikulski Archive for Space Telescopes (MAST) から取得されました。分析された特定の観測は、10.17909/y6ph-d557 からアクセスできます。
Doyon ら (2023) は NIRISS 機器の概要を示し、Willott ら (2022) は WFSS モードの詳細を説明しています。後者には、私たちのプログラムの簡単な紹介が含まれています。
NIRISS WFSS キャンペーンは、設計上は分光調査です。フィールド内のすべてのソースのスペクトルを取得することを目的としています。対照的に、星形成領域にある褐色矮星と FFPMO 集団のこれまでの研究のほとんどは、マルチバンド測光で実施され、その後、色選択サンプルの分光法が行われました。これには、Luhman ら (2024) による JWST 機器を使用した IC348 に関する最近発表された研究が含まれます。Pearson と McCaughrean による ONC の NIRCam 研究 (2023) は、広範囲のバンドではありますが、測光のみに基づいています。スリットレス分光法は、この特定の取り組みではあまり使用されない方法ですが、カラーカットによって生じる可能性のある選択バイアスを回避する機会を提供します。この手法の欠点の1つは、背景がスリットによって抑制されないため、ノイズペナルティが発生することです (Willott et al. 2022)。
2.1. ターゲットフィールド
NGC1333は、距離がわずか約300 pcにあるコンパクトな若いクラスターです (Kuhn et al. 2019)。このクラスターは中程度の減光しか示さず、銀河面から20◦離れているため、深部ペンシルビームサーベイの理想的なターゲットとなっています。クラスターの年齢は通常、1～3 Myrとされています (Scholz et al. 2013)。 NGC1333 は、非常に若い星団の特徴、例えば、ディスクの割合が高いこと、原始星の数が多いこと (Gutermuth 他 2008)、若い変光星の割合が高いこと (Froebrich 他 2024) などを示しています。年齢が 1～5 Myr の範囲を超える証拠はありません (Scholz 他 2012a)。
私たちの観測は、図 1 に示すように、フィールド間の重なりを最小限に抑えながら、7 つの NIRISS ポインティングのモザイクで NGC1333 の中心部をカバーしています。カバー範囲は 3×3 のモザイクとして設計され、2 つのフィールド (明るい星を含むフィールドと、既知の星団メンバーがほとんどないフィールド) が取り除かれています。モザイクの中心座標は、RA 3:29:03.00 と Dec 31:21:00.0 です。調査領域はほぼ連続しており、フィールド間のギャップは最小限です。選択された領域には、Luhman et al. (2016) による調査で得られたクラスターメンバーのうち約 50 個が含まれており、これは同論文で説明されている全集団の約 4 分の 1 に相当します。モザイクには、Luhman et al. (2016) のカタログにまとめられた分光学的に確認された 19 個の褐色矮星も含まれており、これはこのクラスターで知られている褐色矮星の約 30% に相当します (Scholz et al. 2023)。これらの天体は後期 M 型から初期 L 型のスペクトル型を持ち、分光学的分析のベンチマークとして機能します (セクション 3.4 を参照)。NGC1333 は、他のいくつかのクラスターと分散した若い星の集団とともに、より広範なペルセウス座星形成複合体の一部であることは注目に値します。クラスターと分散した集団は、固有運動と距離において重なり合っています。クラスターの周辺では、2 つの集団を明確に区別することは困難です (Pavlidou 他 2021)。私たちの観察はクラスターのまさに中心を対象としているため、これは私たちの研究にとって懸念事項ではありません。
図 1. この分光調査で観測された NGC1333 の 2 つの NIRISS WFSS 画像のカラー合成。合成画像を作成するために、青チャンネルには F150W 画像、緑と赤チャンネルには F200W 画像を使用しました。赤/緑チャンネルについては、最高値/最低値が切り取られました。モザイク画像間の狭い隙間は補間されました。
図 2. F200W 画像から得られた天体カタログの K バンド等級 (ベガ) のヒストグラム。設計上の測光深度 K ∼ 21 は、オレンジ色の破線で示されています。青色のヒストグラムは、スペクトル フィッティングによってさらに調べられた、ロングリスト候補の等級分布です (セクション 4.1 を参照)。オレンジ色は、シグナル対ノイズ比が非常に低く、意味のある分析を行うには不十分なロングリストの天体の分布を示しています。おおよその質量制限がいくつか示されています。詳細については、本文を参照してください。
図 3. JWST 科学較正パイプラインのステージ 2 とステージ 3 の間の較正済み傾斜画像切り抜きに適用されたバックグラウンド減算プロセスの例。上のパネル: スペクトルの分散を示す 1 つのソースの切り抜き (中央の行)。スペクトル トレイルの上下の行は、バックグラウンドを示す紫色で、波長が長くなるにつれて強度が増します。下のパネル: バックグラウンド減算後、切り抜きにはソースからの重要なフラックスのみが表示されます。カラー スケールは両方のパネルで同じです。網掛け領域内のデータは、次の分析で 1D スペクトルを分析するときに無視されます。白いピクセルは、スペクトル抽出に影響しない「NaN」値です。
図 4. NIRISS WFSS から得られた 6 つの既知の褐色矮星のスペクトル (濃い青) と、Scholz ら (2009、2012b、a) がすばる望遠鏡で得た以前に発表されたスペクトル (濃いオレンジ) との比較。NIRISS スペクトルは、1.39 ～ 1.41 µm の平均フラックスに正規化されています。MOIRCS スペクトルは、NIRISS F150W スペクトルと一致するようにスケール調整されています。NIRISS F200W データと MOIRCS データの間には明らかなオフセットがありますが、オブジェクト間で一貫性はありません。詳細については、セクション 3.4 を参照してください。
図 5. 天体 NIRISS-NGC1333-1 (NN1) の分光調査の結果。上段: 波長 1.4 µm でフラックスが 1 にスケールされた NIRISS WFSS スペクトル (濃い青)、および Savitzky-Golay フィルターを使用して平滑化されたセクション 4.2 のベスト フィット テンプレート (サーモン ピンク)。中段左のパネル: 1 インチ スケールの F150W および F200W フィルターでの天体の NIRISS 画像。下段左のパネル: NIRISS F150W および F200W フィルター用に calwebb spec3 パイプラインによって生成され、バックグラウンド減算を適用するように変更された、較正済み傾斜画像切り抜き。下段右のパネル: スペクトル フィッティングの一部として計算されたメトリックのマップ。データに最もよく適合するテンプレート (M が最も低い、式 1 を参照) は、最も暗い領域にあります。最良のソリューションは黄色のボックスでマークされ、対応するテンプレートが上部のパネルに表示され、観測されたスペクトルと比較されます。残りの最良の 9 つのソリューションはオレンジ色でマークされます。
図 6. テンプレートフィッティングで決定したスペクトル型 (左) と減光 AJ (右) の比較。平均スペクトル型は Luhman ら (2016) で示されています。スペクトル型は線形スケールでコード化されており、M5 は 5.0、L2 は 12.0 です。オレンジ色の線は 1:1 の関係を示し、網掛け部分は J バンド減光における 1 スペクトルサブタイプと 1 等級の誤差に対応しています。2 つのオブジェクト (青い点) については、2 つの可能な解 (点線で結ばれている) を示しています。等級と色に基づくと、後期 M スペクトル型の解が優先されます。
表 1. NGC1333 の新しい惑星質量候補のリスト。スペクトル型 (SpT) と減光 (AV) は、セクション 4.2 で説明したように、最もよく適合します。採用されたスペクトル型は、最もよく適合する 10 個のソリューションを考慮しています。H バンドと K バンドの測光値は、飽和した NN5 を除いて、UKIDSS-GPS (Lucas 他 2008) から取得した画像から取得しています。測光の一般的な不確実性は ±0.05 等級です。候補は NIRISS-NGC1333-X と命名され、X はランニング インデックス番号 (RA の増加順に並べる) に置き換えられ、NN1 から NN6 と略されます。
若い褐色矮星と自由浮遊惑星のJWST/NIRISS深部分光調査
概要
自由浮遊惑星質量天体 (FFPMO) の発見と特性評価は、恒星と惑星の形成を理解する上で不可欠です。ここでは、ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡の NIRISS WFSS を使用して若い星団 NGC1333 の非常に深部分光調査を行った結果を報告します。この調査は、K ∼ 21 まで測光的に完全で、K ∼ 20.5 のような暗い天体の有用なスペクトルが含まれています。観測は 19 個の既知の褐色矮星をカバーしており、そのほとんどについて NIRISS スペクトルを使用してスペクトル型を確認しています。NGC1333 の惑星質量メンバーである可能性のある L 型矮星のスペクトル型を持つ 6 つの新しい候補を発見しました。推定質量は 5～15 MJup です。約 5 MJup の 1 つは、明らかな赤外線過剰放射を示し、ディスクを持つものとして知られている最も質量の低い天体である可能性が高い。中期 L スペクトル型 (M ≲ 4 MJup) より後の天体は見つかっていない。
この調査は前例のない感度であるにもかかわらず、木星質量の天体がほとんどないことから、私たちの観測は NGC1333 で星のように形成された最も質量の低い天体に到達していることが示唆される。私たちの調査結果によると、NGC1333 の FFPMO の割合は、クラスター メンバー数の約 10 % であり、典型的な対数正規分布の恒星質量関数から予想されるよりも大幅に多い。また、画像内で広い連星系も探索し、惑星質量の伴星を持つ若い褐色矮星を報告している。
1. はじめに
星形成の結果は恒星質量に強く依存し、太陽質量未満の恒星の数は太陽よりも質量の大きい恒星の数をはるかに上回っている。銀河系の星形成環境の広範囲にわたって、恒星の質量関数は普遍的であり、一連のべき乗則 (Kroupa 2001) または対数正規関数 (Chabrier 2003) として記述できることは十分に確立されていますが、環境による変動の明確な証拠はありません (Bastian et al. 2010;
また、重水素燃焼限界 (≈ 0.015 M⊙、15 MJup に相当) までの質量を持つ褐色矮星の質量関数は、これまで調査された環境全体で類似しており、10 個の恒星ごとに約 2～5 個の褐色矮星が形成されることも現在のコンセンサスです (Andersen et al. 2008; Muˇzi´c et al. 2017; Almendros-Abad et al. 2022; Kirkpatrick et al. 2024)。
恒星の普遍的な質量関数は、まだ議論の余地があります。
観測結果は、融合プロセスの閾値を下回る質量では、はるかに明確ではありません。この領域は、恒星のように形成された最も低質量の天体だけでなく、惑星のように形成され、その後、その誕生系から放出された最も質量の大きい天体も見つかると予想されるため、特に興味深いものです。この超低質量領域では、星形成プロセスによって生成される天体の数は減少すると予想されており、理論では予測されていますが、まだ観測されていない、断片化の不透明度限界に明確な境界があります (Bate 2012)。ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡 (JWST) による深宇宙探査は、星形成プロセスの最も低質量の産物を調査する見込みがあります。一方、数値シミュレーションでは、質量が 1～15 MJup の巨大惑星が大量に放出されると予測されています。これは、若い星団の恒星および恒星間惑星の約 1～5 % に相当します。進行中の JWST プログラムに合わせたこれらの予測の詳細なレビューと分析については、Scholz ら (2022) を参照してください。これらの融合を伴わない、惑星のように形成された放浪天体の頻度は、誕生星団の密度などの環境要因に依存し、恒星の遭遇による惑星の放出数に影響を与えると予想される十分な理由があります (Parker & Quanz 2012)。JWST の観測以前は、若い恒星団と連星の集団は、質量が ≈ 0.01 M⊙ (または 10 MJup) までしか十分に特徴付けられていませんでした。一部の領域では、推定質量がこの限界を下回る天体が見つかっていますが、通常、この質量領域での調査は不完全であり、地上からの分光検証は困難です。地上またはハッブル宇宙望遠鏡でこの深さまで調査されたすべての領域で、自由浮遊惑星質量天体 (FFPMO) の集団が特定されています。ここでは、形成プロセスに関係なく、質量が 1～15 MJup で、恒星の周りを回っていない天体として定義されています。ほとんどの近くの星形成領域では、これまでのサンプルは小さいです。2つの例外は、オリオン星雲団です。（Robberto 他 2020年、Gennaro と Robberto 2020年）とさそり座上部（Lodieu 他 2021年、Miret-Roig 他 2022年）の 2つですが、これらの研究の全サンプルに対する分光法は不足しています。JWST は現在、この分野を 2 つの異なる方法で前進させています。（1）赤外線に対する優れた感度により、質量限界を ≈ 1 MJup まで押し上げることができます。（2）一連の機器を使用して FFPMO の詳細な特性評価を容易にします。
JWST による近隣の星形成領域の深部調査の最初の結果が最近、Pearson & McCaughrean (2023) および Luhman et al. (2024) に掲載されました。同様の目標を持ついくつかのプロジェクトが進行中です。多様な領域を多面的に研究することによってのみ、上記の疑問に対処できます。この論文では、JWST の近赤外線イメージャーおよびスリットレス分光器 (NIRISS) の広視野スリットレス分光法 (WFSS) モードを使用して実施された若い星団 NGC1333 の深部調査の初期結果を紹介します。セクション 2 では、調査の設計と目標を示します。セクション 3 では、生データから科学に適したスペクトルまでの経路について説明します。次に、NGC1333 の新しい惑星質量候補オブジェクトのサンプルを特定し、セクション 4 でその特性について説明します。セクション 5 では、私たちのフィールドでの広視野連星の探索を示します。最後に、セクション 6 で結果を文脈に当てはめ、セクション 7 で作業を要約します。
2. JWST/NIRISS 観測
この論文で説明した観測は、プログラム 1202 (PI: A. Scholz) の NIRISS 保証時間観測の一部として取得されました。WFSS モードを使用して、若い星団 NGC1333 の大部分を調査しました。WFSS はスリットのない分光器で、視野は 2.2 ′× 2.2 ′です。フィルターを選択して、近赤外スペクトル範囲で低解像度 (R = 150) のスペクトルを生成します。観測は 2023年 8月 25日から 26日に実施されました。この論文で使用したすべての JWST データは、宇宙望遠鏡科学研究所の Mikulski Archive for Space Telescopes (MAST) から取得されました。分析された特定の観測は、10.17909/y6ph-d557 からアクセスできます。
Doyon ら (2023) は NIRISS 機器の概要を示し、Willott ら (2022) は WFSS モードの詳細を説明しています。後者には、私たちのプログラムの簡単な紹介が含まれています。
NIRISS WFSS キャンペーンは、設計上は分光調査です。フィールド内のすべてのソースのスペクトルを取得することを目的としています。対照的に、星形成領域にある褐色矮星と FFPMO 集団のこれまでの研究のほとんどは、マルチバンド測光で実施され、その後、色選択サンプルの分光法が行われました。これには、Luhman ら (2024) による JWST 機器を使用した IC348 に関する最近発表された研究が含まれます。Pearson と McCaughrean による ONC の NIRCam 研究 (2023) は、広範囲のバンドではありますが、測光のみに基づいています。スリットレス分光法は、この特定の取り組みではあまり使用されない方法ですが、カラーカットによって生じる可能性のある選択バイアスを回避する機会を提供します。この手法の欠点の1つは、背景がスリットによって抑制されないため、ノイズペナルティが発生することです (Willott et al. 2022)。
2.1. ターゲットフィールド
NGC1333は、距離がわずか約300 pcにあるコンパクトな若いクラスターです (Kuhn et al. 2019)。このクラスターは中程度の減光しか示さず、銀河面から20◦離れているため、深部ペンシルビームサーベイの理想的なターゲットとなっています。クラスターの年齢は通常、1～3 Myrとされています (Scholz et al. 2013)。 NGC1333 は、非常に若い星団の特徴、例えば、ディスクの割合が高いこと、原始星の数が多いこと (Gutermuth 他 2008)、若い変光星の割合が高いこと (Froebrich 他 2024) などを示しています。年齢が 1～5 Myr の範囲を超える証拠はありません (Scholz 他 2012a)。
私たちの観測は、図 1 に示すように、フィールド間の重なりを最小限に抑えながら、7 つの NIRISS ポインティングのモザイクで NGC1333 の中心部をカバーしています。カバー範囲は 3×3 のモザイクとして設計され、2 つのフィールド (明るい星を含むフィールドと、既知の星団メンバーがほとんどないフィールド) が取り除かれています。モザイクの中心座標は、RA 3:29:03.00 と Dec 31:21:00.0 です。調査領域はほぼ連続しており、フィールド間のギャップは最小限です。選択された領域には、Luhman et al. (2016) による調査で得られたクラスターメンバーのうち約 50 個が含まれており、これは同論文で説明されている全集団の約 4 分の 1 に相当します。モザイクには、Luhman et al. (2016) のカタログにまとめられた分光学的に確認された 19 個の褐色矮星も含まれており、これはこのクラスターで知られている褐色矮星の約 30% に相当します (Scholz et al. 2023)。これらの天体は後期 M 型から初期 L 型のスペクトル型を持ち、分光学的分析のベンチマークとして機能します (セクション 3.4 を参照)。NGC1333 は、他のいくつかのクラスターと分散した若い星の集団とともに、より広範なペルセウス座星形成複合体の一部であることは注目に値します。クラスターと分散した集団は、固有運動と距離において重なり合っています。クラスターの周辺では、2 つの集団を明確に区別することは困難です (Pavlidou 他 2021)。私たちの観察はクラスターのまさに中心を対象としているため、これは私たちの研究にとって懸念事項ではありません。
図 1. この分光調査で観測された NGC1333 の 2 つの NIRISS WFSS 画像のカラー合成。合成画像を作成するために、青チャンネルには F150W 画像、緑と赤チャンネルには F200W 画像を使用しました。赤/緑チャンネルについては、最高値/最低値が切り取られました。モザイク画像間の狭い隙間は補間されました。
図 2. F200W 画像から得られた天体カタログの K バンド等級 (ベガ) のヒストグラム。設計上の測光深度 K ∼ 21 は、オレンジ色の破線で示されています。青色のヒストグラムは、スペクトル フィッティングによってさらに調べられた、ロングリスト候補の等級分布です (セクション 4.1 を参照)。オレンジ色は、シグナル対ノイズ比が非常に低く、意味のある分析を行うには不十分なロングリストの天体の分布を示しています。おおよその質量制限がいくつか示されています。詳細については、本文を参照してください。
図 3. JWST 科学較正パイプラインのステージ 2 とステージ 3 の間の較正済み傾斜画像切り抜きに適用されたバックグラウンド減算プロセスの例。上のパネル: スペクトルの分散を示す 1 つのソースの切り抜き (中央の行)。スペクトル トレイルの上下の行は、バックグラウンドを示す紫色で、波長が長くなるにつれて強度が増します。下のパネル: バックグラウンド減算後、切り抜きにはソースからの重要なフラックスのみが表示されます。カラー スケールは両方のパネルで同じです。網掛け領域内のデータは、次の分析で 1D スペクトルを分析するときに無視されます。白いピクセルは、スペクトル抽出に影響しない「NaN」値です。
図 4. NIRISS WFSS から得られた 6 つの既知の褐色矮星のスペクトル (濃い青) と、Scholz ら (2009、2012b、a) がすばる望遠鏡で得た以前に発表されたスペクトル (濃いオレンジ) との比較。NIRISS スペクトルは、1.39 ～ 1.41 µm の平均フラックスに正規化されています。MOIRCS スペクトルは、NIRISS F150W スペクトルと一致するようにスケール調整されています。NIRISS F200W データと MOIRCS データの間には明らかなオフセットがありますが、オブジェクト間で一貫性はありません。詳細については、セクション 3.4 を参照してください。
図 5. 天体 NIRISS-NGC1333-1 (NN1) の分光調査の結果。上段: 波長 1.4 µm でフラックスが 1 にスケールされた NIRISS WFSS スペクトル (濃い青)、および Savitzky-Golay フィルターを使用して平滑化されたセクション 4.2 のベスト フィット テンプレート (サーモン ピンク)。中段左のパネル: 1 インチ スケールの F150W および F200W フィルターでの天体の NIRISS 画像。下段左のパネル: NIRISS F150W および F200W フィルター用に calwebb spec3 パイプラインによって生成され、バックグラウンド減算を適用するように変更された、較正済み傾斜画像切り抜き。下段右のパネル: スペクトル フィッティングの一部として計算されたメトリックのマップ。データに最もよく適合するテンプレート (M が最も低い、式 1 を参照) は、最も暗い領域にあります。最良のソリューションは黄色のボックスでマークされ、対応するテンプレートが上部のパネルに表示され、観測されたスペクトルと比較されます。残りの最良の 9 つのソリューションはオレンジ色でマークされます。
図 6. テンプレートフィッティングで決定したスペクトル型 (左) と減光 AJ (右) の比較。平均スペクトル型は Luhman ら (2016) で示されています。スペクトル型は線形スケールでコード化されており、M5 は 5.0、L2 は 12.0 です。オレンジ色の線は 1:1 の関係を示し、網掛け部分は J バンド減光における 1 スペクトルサブタイプと 1 等級の誤差に対応しています。2 つのオブジェクト (青い点) については、2 つの可能な解 (点線で結ばれている) を示しています。等級と色に基づくと、後期 M スペクトル型の解が優先されます。
表 1. NGC1333 の新しい惑星質量候補のリスト。スペクトル型 (SpT) と減光 (AV) は、セクション 4.2 で説明したように、最もよく適合します。採用されたスペクトル型は、最もよく適合する 10 個のソリューションを考慮しています。H バンドと K バンドの測光値は、飽和した NN5 を除いて、UKIDSS-GPS (Lucas 他 2008) から取得した画像から取得しています。測光の一般的な不確実性は ±0.05 等級です。候補は NIRISS-NGC1333-X と命名され、X はランニング インデックス番号 (RA の増加順に並べる) に置き換えられ、NN1 から NN6 と略されます。
図 7. 表 1 の天体のスペクトルフィッティング後の、赤化除去された K バンド測光値とスペクトル型の関係。一般的なエラーバーは、X 軸で ±1 サブタイプ、Y 軸で ±0.3 等級です。オレンジ色で強調表示された関係は、Sanghi ら (2023) から引用したものです。灰色のシンボルは、比較のために NGC1333 で確認された若い褐色矮星の位置を示しています。L1 スペクトル型で関係の下にある天体は NN2 です。L4 の線より上 (× シンボルで表示) にある天体は NN5 で、明らかな赤外線超過を示しています。
図 8. NGC1333 の NIRISS F150W および F200W 画像で特定された、距離が 1 インチ未満の 6 つの連星系候補。各ペアは世界座標系で表示され、左側が F150W 画像、右側が F200W 画像です。伴星を明瞭に確認できるように、ペアごとにカラー スケールが異なって正規化されているため、2 つのペアの画像間の明るさの差は、それらの比較フラックスを表すものではありません。連星 NN7 および NN10 の主な天体は、画像内で飽和しています。測定された座標と距離については、表 2 を参照してください。
表 2. NGC1333 の 1 インチ未満の距離にある連星ペアのリスト。システムは NIRISS-NGC1333 (略称 NN) とラベル付けされ、表 1 から続くインデックスが続きます。個々のオブジェクトは下付き文字 A と B で参照され、A は明るいソースです。スペクトル タイプは、セクション 4.2 で説明したように、最もよく適合しています。リストされている K バンドの等級は、UKIDSS-GPS (Lucas 他 2008) から取得した未分解ペアに対応しています。ただし、NN12 は独自の測光から取得しています。
6. 考察: FFPMOS とその形成
6.1. NGC1333 における FFPMO の割合
本論文で紹介した NIRISS WFSS 調査では、クラスターのメンバーと一致する特性を持ち、推定質量が 5 ～ 15 MJup の少数の天体の存在が明らかになりました。具体的には、このクラスターには、M9 から中 L のスペクトル型を持つ 6 つの天体があり、これらは若い浮遊惑星質量天体である可能性があります。そのうち 2 つは背景にある可能性があり、いくつかはより古いスペクトル型とより高い減光を持つことが判明する可能性があります。重要なことは、候補のいずれも、T 型矮星に特徴的なメタン吸収の兆候を示していないことです。これは、NGC1333 にこれらの天体がほとんど存在しないことを示しています。スペクトル型が M9 以降の既知の天体約 20 個 (Scholz et al. 2023) を加えると、このクラスター内の FFPMO の現在の総数は約 20～30 個になります。したがって、FFPMO はクラスター全体のわずかな割合を占めているようです。
星と褐色矮星の総数が約 200 個 (Luhman et al. 2016) であると仮定すると、20～30 個の天体は 10～15 % に相当します。スペクトル型から質量への変換には不確実性があるため (セクション 2.2 を参照)、これらの天体の一部は実際には重水素燃焼限界を超える質量を持つ可能性があるため、実際の割合は約 5 % と低い可能性があると考えられます。
6.2. 他の領域との比較
地上での光度測定研究では、Miret-Roig et al. (2022) は、広範囲に広がる OB 連星であるさそり座上部と星形成領域 ρ へびつかい座で 70～170 個の惑星質量天体を発見しました。そのうちのサブセットは分光学的に確認され、混入率は無視できるほど低いことが示されました (Bouy et al. 2022)。この集団の推定質量は 4～13 MJup です。恒星や褐色矮星に対する浮遊惑星質量天体の割合は 2～7 % と推定されました。これはやや低いですが、感度の違いを考慮すると、NGC1333 での結果と一致しています。さそり座上部は OB 星が豊富な領域ですが、NGC1333 はそうではありません。 2 つの領域における FFPMO の割合の類似性は、大質量星の存在だけでは、FFPMO の形成において重要な要因にはなり得ないことを示唆しています。
さそり座上部と星形成領域 ρ へびつかい座の広範囲にわたる OB の関連。それらのサブセットは分光学的に確認されており、汚染率は無視できるほど小さいことを示しています (Bouy ら、2022 年)。この集団の推定質量は 4 ～ 13 MJup です。
恒星と褐色矮星に対する浮遊惑星質量天体の割合は、2 ～ 7 % と推定されました。
これはやや低いですが、感度の違いを考慮すると、NGC1333 での結果と一致しています。
さそり座上部は OB 星が豊富な領域ですが、NGC1333 はそうではありません。 2 つの領域における FFPMO の割合の類似性は、NGC1333 を含む他の領域と比較して、大質量星の存在だけでは FFPMO の形成に重要な要因にはならないことを示唆しています。ONC と他の近隣の星形成領域との最も明らかな違いは、その星密度の高さです。NGC1333 と IC348 の 2 倍で、中心部ではさらに高くなります (Muˇzi´c et al. 2019)。これは、以下でさらに説明するように、FFPMO の形成の要因である可能性があります。
私たちの調査を含む上記の調査の主な問題の 1 つは、完全性と深さに関する堅牢で比較可能な情報が不足していることです。これは比較を妨げており、将来の研究の焦点となる必要があります。さらに問題なのは、一部の星形成領域では、年齢と年齢分散が十分に特徴付けられていないことです。したがって、スペクトル型に基づいて FFPMO として分類されるいくつかのオブジェクトは、実際には重水素燃焼閾値を超える質量を持つ可能性があります。
6.3. シミュレーションとの比較
この論文で論じた質量領域では、恒星のように形成された最も質量の低い天体と放出された巨大惑星の 2 つの集団が見つかると予想されます (セクション 1 を参照)。Scholz ら (2022) は、恒星の初期質量関数 (IMF) に関する事前知識、巨大惑星の観測率、公開されたシミュレーションからの予測に基づいて、さまざまな JWST プログラムの予想数を推定しています。これらのプログラムのうち 3 つ (ONC、NGC1333、IC348 を対象) については、最初の結果が得られています。Scholz ら (2022) は、放出されて現在は自由に浮遊している巨大惑星の割合 (星団内の恒星と褐色矮星の総数に対する割合) は 1～5 % になると予想されますが、対数正規恒星質量関数からの天体の割合はわずか 0.25 % になるはずだとしています。 NGC1333 でこれまでに発見された数は、放出された自由浮遊惑星の予測値をわずかに上回り、対数正規分布の恒星質量関数から予測される値をはるかに上回っています。後者の発見は、以前に他の領域で指摘されています (Miret-Roig et al. 2022; Muˇzi´c et al. 2019)。また、恒星のように形成された天体の場合、質量が小さくなるにつれて数が減少すると予想されます。逆に、放出された巨大惑星はそのような減少を示すことはありません (van Elteren et al. 2019)。したがって、NGC1333 に T 型矮星がないことは、恒星質量関数の末端、つまり星形成の基本的な限界を観測していることを示している可能性があります。このクラスターにはまだ放出された惑星がいくつかあるかもしれませんが、その数はそれほど多くありません。 Parker & Alves de Oliveira (2023) は、NGC1333 の FFPMO の空間分布と自由浮遊惑星の予測分布を比較して、同様の結論に達しました。
惑星放出の主なメカニズムの 1 つは、クラスター環境における他の恒星との接近遭遇です。いくつかの論文では、放出率はクラスター内の初期の恒星密度に大きく依存するはずであると特に指摘しています (Parker & Quanz 2012; DaffernPowell et al. 2022)。これは、自由浮遊惑星の形成における強い環境依存性につながる可能性があります。NGC1333 の T 型矮星の少なさは、放出を促進するのに十分な恒星密度がないことが原因である可能性があります。密度の高い他のクラスター (具体的には ONC) では、より高い速度で惑星が放出されると考えられます。上で指摘したように、ここでの議論は初期の結果に基づいており、今後数年間で確認される必要があります。さらに、自由浮遊惑星の生成は、他のさまざまな要因によっても影響を受けることが予想されます。たとえば、クラスターの年齢に非常に敏感であるはずです (van Elteren et al. 2019)。関連する条件の相互作用を調査するには、これまでに研究されたものを超えて、多様な環境の観測が必要になります。
7. 要約
JWST と NIRISS の WFSS モードで実施した若い銀河団 NGC1333 の深部分光調査の最初の結果を紹介します。銀河団の中心部にある 7 つの WFSS フィールドを観測し、既知の銀河団のかなりの部分を占めています。画像とスペクトルを分析した結果、調査の設計目標はほぼ達成されていることがわかりました。特に、K ∼ 21 で測光精度が達成され、多くの天体がより暗い等級にあります。分光法では、K ∼ 20.5 までの天体について有用なスペクトルが得られます。全体として、調査領域で約 600 個のコンパクトな天体を特定し、そのうち 114 個は妥当な恒星または恒星下スペクトルを持っています。これらのスペクトルは、若い M 型、L 型、T 型矮星のテンプレートと比較して分析されました。そのほとんどは、初期または中期 M 型矮星に分類されます。このクラスターの既知の恒星下メンバー 19 個を再識別し、中期 M 型から初期 L 型矮星の 1 つのサブタイプの不確実性を伴うスペクトル分類が機能することを示します。サンプルには、M9 から L4 型のスペクトル テンプレートと最もよく一致するスペクトルを持つ 6 つのオブジェクトが含まれます。これらのいくつかは文献で測光的に知られていますが、スペクトル分類は初めて提示します。1 つは、塵の多いディスクを示す明らかな赤外線超過を示します。6 つのオブジェクトはすべて追加の確認が必要ですが、推定質量が約 5～15 MJup である NGC1333 の惑星質量メンバーの候補として適しています。注目すべきことに、スペクトルを持つオブジェクトのいずれも、T 型矮星 (または 4 MJup 未満の質量) に特徴的なメタン吸収の明確な兆候を示していません。これは、調査が必要なフラックス レベルに達しているという事実にもかかわらずです。全体的に見ると、NGC1333 には比較的まばらな FFPMO が約 10 % 存在し、現在の低質量のカットオフは 5 MJup 程度です。これは、Upper Scorpius と IC348 の調査結果と一致していますが、JWST データを使用した ONC の FFPMO 過剰に関する最近の報告とは一致していません。高密度クラスター (ONC など) が主に新生惑星系との恒星の遭遇の結果として形成される場合、自由浮遊惑星の増加が予想されます。また、画像を調査し、潜在的に非常に低質量の連星である可能性のある広いペアを探しました。このクラスターの距離での 50～300 au の分離に敏感です。可能な場合は、これらのソースについて個別のスペクトル分類を報告します。既知の褐色矮星 1 つを 2 つのオブジェクトに分解しました。伴星のスペクトル型は M9 で、これは重水素燃焼限界に近い質量に相当します。
NIRISS の WFSS モードによるスリットなし分光法は、惑星質量領域に入っているクラスター内の恒星下天体を識別するための貴重なツールになり得ることを実証しました。特に、集団のスナップショットを撮影するには効果的な方法です。ただし、候補をより包括的に特徴付けるには、フォローアップ研究が必要です。この手法は、マルチバンド測光法と組み合わせるとうまく機能します。褐色矮星がかなり多く、減光が低または中程度のコンパクトな (ただし混雑していない) クラスターで最も効率的です。距離が 300 pc で年齢が 1～3 Myr (NGC1333 など) の場合、1 MJup の感度限界を達成できます。この限界は、より遠くにあるクラスターや古いクラスターでは、より高い質量になります。したがって、NGC1333 は、このアプローチに最も適した領域の 1 つである可能性があります。この論文の改善に役立った建設的で簡潔なレポートを寄せてくれた匿名の査読者に感謝します。A.S.
は、助成金 ST/Y001419/1/ を通じて UKRI 科学技術施設評議会からのサポートに感謝します。K.M.
は、CEEC 個人契約 2022.03809.CEECIND および研究助成金 UIDB/04434/2020 および UIDP/04434/2020 を通じて Funda¸c˜ao para
a Ciˆencia e a Tecnologia (FCT) からのサポートに感謝します。R.J.
は、ロックフェラー財団ベラージオ レジデンシーからのサポートに感謝します。M.D.F. は、AST-2303911 の賞金による NSF 天文学および天体物理学ポストドクター フェローシップからサポートされています。D.J. は、NRC カナダおよび NSERC ディスカバリー グラントからサポートされています。
図 9. NIRISS-NGC1333-2 (NN2) の分光調査の結果。表示されているパネルは図 5 と同じです。
傾斜画像切り抜きのスペクトル トレイルが拡散背景領域と重なっているため、F200W スペクトルの大部分は破棄する必要がありました。これが、1.45 µm 付近で見られる過剰なフラックスの原因である可能性があります。
※コメント投稿者のブログIDはブログ作成者のみに通知されます