利用 Chandra 和 HST 检验恒星初始质量函数的普适性

恒星初始质量函数 (IMF) 通常被假定为在未分辨恒星群体中是普适的，但最近有人提出大质量椭圆星系的 IMF 是“底重”的。在这些星系中，其近红外光谱中重力敏感吸收线（如 Na I 和 Ca II）的普遍存在意味着低质量恒星 ($m <= 0.5$ $M_\odot$) 的数量超过了在低质量椭圆星系中观测到的标准 IMF 所预期的数量。直接将这种底重 IMF 外推至高恒星质量 ($m >= 8$ $M_\odot$) 会导致这些星系中单位近红外光度下的中子星和黑洞数量相应减少，进而导致低质量 X 射线双星 (LMXBs) 数量减少。Peacock 等人 (2014) 搜寻了这一趋势的证据，发现单位 $K$ 波段光度的 LMXB 数量 ($N/L_K$) 几乎为常数。我们利用新的及存档的 Chandra X 射线天文台 (Chandra) 和哈勃空间望远镜 (HST) 对七个低质量椭圆星系的观测扩展了这项工作，在这些星系中预计 $N/L_K$ 最大，并将这些数据与各种 IMF 模型进行比较，以检验哪些模型与观测到的 $N/L_K$ 一致。我们复现了 Peacock 等人 (2014) 的结果，加强了如下约束：即 $m >= 8$ $M_\odot$ 处的 IMF 斜率必须与类 Kroupa IMF 一致。我们构建了一个 IMF 模型，该模型是类银河系 IMF 与分段幂律 IMF 的线性组合，其对于 < 0.5 $M_\odot$ 的恒星具有陡峭的斜率 ($\alpha_1=$ $3.84$)（正如近红外指数所建议的），而对于 > 0.5 $M_\odot$ 的恒星则变得平缓 ($\alpha_2=$ $2.14$)，并讨论了其更广泛的影响和局限性。