星団の出現のタイムスケール：NGC 4449のケース

私たちは、星生成フィードバックが星団の特性に依存する可能性を調査する目的で、矮小銀河NGC4449の若い星団集団を調査しました。 ハッブル宇宙望遠鏡から得られた紫外線（UV）-光学-近赤外（NIR）フォトメトリーを使用して、Pa水素再結合線で放射を示す99のコンパクトな源を回収しました。 私たちの分析は、これらの源が10^2<M_<10^5の質量、1-20百万年の年齢、および0-1.4の範囲の色過剰E(B-V)を持つことを明らかにします。 質量が3,000M_以上の星団を選択することにより、星の初期質量関数の確率的サンプリングを緩和した結果、私たちの赤外線選択された星団は中央値710^3 M_{}の質量を持ち、周囲のガスと塵に埋もれて5-6百万年を過ごします。 対照的に、既存のUV/光学カタログから選ばれた線放射源は中央値3.510^4 M_{}の質量を持ち、4百万年でその周囲をクリアしました。 NGC4449の環境は、この違いを引き起こすには圧力が低すぎることもさらに分かりました。 これらの所見は、スーパーノバ前後のフィードバックによるクリアリングタイムスケールが星団の質量に依存するという証拠として解釈されます。 質量7,000~M_の星団においてさえ、星の初期質量関数の上端の確率的サンプリングが存在し、周囲の媒介にエネルギーと運動量を注入するために可能な大質量星の数をランダムに減少させます。 この効果は、スーパーノバ前後のフィードバックの効果を低下させることによって、これらの星団におけるクリアリングタイムスケールを増加させる可能性があります。 現在まで、モデルでも観測でも、そのような依存性は明示的には探求されていません。 将来の研究や観測は、例えばJWSTにより、このギャップを埋めるでしょう。