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日志

 
 

分子云中的嵌入星团(C.Lada和E.Lada 2003)(上)  

2011-09-21 10:16:34|  分类: 外论选译 |  标签: |举报 |字号 订阅

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Annual Reviews of Astronomy & Astrophysics, vol. 41, p. 57 (2003)

分子云中的嵌入星团

(EMBEDDED CLUSTERS IN MOLECULAR CLOUDS)

Charles J. Lada

Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, 60 Garden Street, Cambridge,

Massachusetts 02138; email: clada@cfa.harvard.edu

Elizabeth A. Lada

Department of Astronomy, University of Florida, Gainesville, Florida 32611; email:

lada@astro.ufl.edu

摘要

星团诞生时嵌入在巨分子云(GMC)中,在它们形成和早期演化阶段,常常被尘埃严重遮蔽,只能在红外波段看到。在近15年中,红外检测能力的提高已经能够对银河系分子云中的嵌入星团进行第一批系统的研究。在本文中,我们对有关这些极端年轻原星团系统经验认识的目前状态作了评论。通过查阅文献,我们编制了第一份详尽的银河系嵌入星团特性一览表。我们使用这份一览表构建了质量函数,并估计了太阳附近2 Kpc以内嵌入星团的出生率。我们发现,嵌入星团出生率超过可见疏散星团出生率一个数量级或者更多,表明了原星团系统具有很高的婴儿期死亡率。能够幸存到从分子云中显露出来、成为昴星团年龄的束缚星团的嵌入星团,不到4 — 7 % 。在嵌入星团中形成的恒星绝大多数(90 %)在具有100颗或更多成员星、质量超过50 M的富星团中形成。此外,近距云复合体的观测结果表明,所有在巨分子云中形成的恒星,嵌入星团占了很大一部分(70 90 %)。我们对嵌入星团在研究初始质量函数性质中所起的作用作了评论,这一初始质量函数,以一个近距例子为例,测量已经遍及整个恒星和亚于恒星的质量范围,从OB型恒星,直到接近氘燃烧极限的亚恒星天体。我们还评论了嵌入星团在研究星周盘演化中所起的作用,以及它们为认识行星系统起源提供的重要约束。最后,我们讨论了有关嵌入星团起源和动力学演化的一些最新思想,以及它们对束缚疏散星团形成所具有的意义。

1. 引言

长期以来星团一直认为是天体物理研究的重要实验室。它们的研究在宇宙认识的发展中起着重要作用。例如,星团在相对来说很小的空间体积内含有从统计上来说大量的恒星样本,并跨越很大的恒星质量范围。因为在这样的一些星群中的恒星是由同一前身分子云或多或少同时形成的,它们有着共同的命运,所以星团颜色星等图(CMD)的观测结果才会是、并且的确曾经常常提供对恒星演化理论的经典检验。此外,星团是能够据以做出恒星初始质量函数(IMF)有意义的测定的最小物理尺度。因为一个星团是依靠其中成员星相互的引力吸引作用聚在一起的,它的演化由Newton的运动和引力定律确定。在多体系统中,这些相互作用自然地很复杂,因此星团也是恒星动力学研究的重要检验台。星团的空间分布还对我们认识银河系结构起着至关重要的作用。例如,球状星团的分布是确定银心位置、判定银晕的存在以及设定银河系总体尺度的关键。年轻疏散星团为星系中最新的恒星形成以及星系盘中的旋涡结构提供着重要的追踪手段。这一类星团还对了解太阳系的起源有着特别的意义,因为陨石样本中短寿命放射核素的存在长期以来一直意味着太阳本身是在一颗大质量恒星附近、并因此非常可能是在相对来说较富的星团中形成的。

关于星团的起源,几乎什么也不知道,或者说不了解。银河系中的球状星团形成于上百亿年前。因为在银河系历史的当前时期,它们在银河系中已经不再形成,所以不可能再对它们的形成过程进行直接的经验研究(只有在某些河外星系中以及在宇宙学距离处也许还有可能)。然而,疏散星团看起来仍然正在银盘中形成,而且,在原则上,可以对导致它们形成的物理过程进行直接研究。不过,由于一些银河系中的星团形成于巨分子云(GMC)中,在它们的形成和早期演化阶段完全嵌入在分子气体和尘埃中,并因此在观测上受到遮挡,这样的研究一直受到严重的阻碍。传统的光学天文学观测方法存在种种限制,这使得对于年轻嵌入星团的直接观测和研究,即使不说不可能的话,也一直极端困难。可是,在近二十年内,红外天文学的发展,以及更近些年红外阵列检测器的发展,已经大大地改变了这种状况。图1给出了南天的一个嵌入星团RCW 38的光学和红外图像,它充分说明了红外成像检测这类受到严重遮蔽的年轻星团的能力。

 

分子云中的嵌入星团(C.Lada和E.Lada 2003)(上) - wangjj586 - 星海微萤

 

1. 用欧洲南方天文台(ESO)甚大望远镜(VLT)摄取的RCW 38区域光学(上)和红外(下)图像。红外观测的结果显示出了一个嵌入的在可见光波段不可见的富星团。J. Alves惠图。

 

把红外成像照相机和分光测量仪装备在光学和红外都具有最佳性能的望远镜上,使天文学家拥有了对分子云中嵌入星团进行巡天和系统性研究的能力。这样一些几乎直接的研究,表明嵌入的富星团惊人地多,并且所有恒星,如果说不是绝大部分,也至少是很大比例,可能就在这样的系统中形成。其结果,现已认识到,嵌入星团可能是恒星形成的基本单元,对它们的研究可以直接用来解决若干天体物理学的基本问题。这些问题包括星团的形成和早期演化问题以及关于恒星和行星系统起源和早期演化的一些更一般性的问题。因为银盘中的大多数恒星可能起源于嵌入星团,所以这些系统对于了解银河系恒星族群某些最基本特性的起源必定起着重要作用,这些特性例如像恒星初始质量函数的形式和普适性以及带有恒星和行星伴星的频数。

本评论的目的是对目前关于银河系中年轻嵌入星团的观测认识情况作一评述。嵌入和部分嵌入的星团我们都将加以考虑。星团演化的嵌入阶段看来持续达2 3 Myr,而年龄大于5 Myr的星团很少再与分子气体成协(Leisawitz, Bash & Thaddeus 1989)。因此,本评论涉及的星团年龄一般在0.5 3 百万年之间。特别的侧重点将放在离太阳 ~ 2 Kpc内的嵌入星团上,这些星团给出了一个统计上最完全的样本,并且有最详细的观测数据可以利用。以前关于嵌入星团的一些评论,有的侧重点略有不同,它们可以在各种会议录中找到(例如,Lada & Lada 1991; Zinnecker, McCaughrean & Wilking, 1993; Lada 1998; Clarke, Bonnell & Hillenbrand 2000, Elmegreen et al. 2000, Lada et al. 2002)。

2. 嵌入星团:基本观测数据

2.1. 定义和术语

出于本评论的目的,我们考虑的星团是一些具有物理联系的星群,观测得到的它们的恒星质量体密度足够地大,只要它们处在某种位力平衡状态中,它们就能够保持星群的稳定,既不会被银河系的潮汐作用所瓦解(即 r* 0.1 M pc -3Bok 1934),也不会因为穿过星际云而被星际云的潮汐作用瓦解掉( r* 1.0 M pc -3Spitzer 1958)。此外,我们采用一个附加的判据(例如,Adams & Myers 2001),即星团要有足够多的成员星,以保证它的蒸发时间(即由于内部恒星相遇而把星团中所有成员星驱逐出去所需花的时间)大于星场中疏散星团的典型寿命108 yr。对于一个处在位力平衡状态的恒星系统,蒸发时间 t ev约为 t ev 102 t relax,其中弛豫时间大致为 t relax (0.1N/lnN) t cross,而 t cross是这个系统的动力学穿越时间,N是其中包含的星数(Binney & Tremaine 1987)。疏散星团典型的穿越时间约为106 yr,因此,如果这样的一个星团要在蒸发的瓦解作用下存在108 yr,那么他的弛豫时间必须大致等于或者大于它的穿越时间,或者说0.1N/lnN 1。这一条件当N 35时得到满足。因此,对于本评论,我们对一个星团的定义为:35颗或者更多物理上有联系的恒星组成的一个星群,它的恒星质量密度超过1.0 M pc -3

按照我们的定义,我们把星团与一些多星系统区分了开来,后者例如像小的(N < 6的)等级聚星和双星,它们是相对稳定的系统,还有像猎户四边形类型的小的多星系统,它们在本质上是不稳定的(Ambartsumian 1954; Allen & Poveda 1974)。我们还把星团与星协区分了开来,我们把星协定义为一些由物理上有联系的恒星组成的松散星群,其中的恒星可见密度大大低于潮汐稳定性极限1 M yr -3Blaauw 1964)。

根据上面的定义,星团可按与它们成协的星际物质分为两种环境类型。裸露星团是在它们的边界内几乎或者根本没有星际物质的星团。在一些权威的疏散星团表(例如,Lynga 1987)中能够找到的所有星团几乎都是属于这一类型。嵌入星团是完全或者部分嵌入在星际气体和尘埃中的星团,在光学波段它们常常完全看不到,而在红外波段则能很好地检测到。这些星团是已知最年轻的恒星系统,也可以称为原星团,一旦它们从分子云中显露出来,就将成为裸露星团。同样的分类也可以用于星协。

我们的星团定义包括了两种动力学类型或者说状态的恒星系统。束缚星团是总能量(动能 + 势能)为负值的系统。在确定总能量时,我们要纳入包含在星团边界内的所有星际物质的影响。我们规定经典疏散星团是束缚、裸露的的星团,例如像昴星团,它在太阳附近区域中可以存在至少108 yr非束缚星团是总能量为正值的系统。也就是说,非束缚星团是由35颗或更多恒星组成的星团,其空间密度超过1 M pc -3,但其内部恒星的运动太快,以致靠这个星团边界内的恒星物质和非恒星物质的引力不能把它限制住。

2.2. 识别和巡天

为了使嵌入星团显露出来,必须进行分子云红外巡天,这些星团的成员星,即使不是全部,也有许多受到严重遮蔽。一个嵌入星团的最初识别通常是通过单一红外波长(例如2.2 μm或者K波段)的巡天来进行的。一个星团的存在根据其恒星密度超过背景来确定。一般来说,一个星团的识别是否容易,敏感地取决于这个星团的贫富程度、它的成员星的视亮度、它的角大小或致密程度、它相对于银道面的位置以及沿着它的方向受到遮蔽的程度。例如,要识别一个空间范围很大、所在方向有众多背景红外源(例如l = 0.0b= 0.0)的由暗星组成的贫星团,将特别困难。

一个星团中一颗颗成员星的识别比确定其存在更为困难得多。尤其是,对于大多数星团来说,内禀暗弱的成员星的密度通常仅与背景和前景场星密度差不多,或者甚至还略低一些。在这样的环境中,星团的成员状况只能在统计的基础上通过与附近偏离星团的控制星场恒星计数比较来确定。然而,仅仅根据恒星计数巡天结果,要想确定这个区域中一颗特定的恒星是不是一个星团的成员星,通常是不可能的。在场星污染不可忽略的情况下,为了确定各颗恒星的成员性,需要其它独立的信息(例如,自行、光谱、多波长测光)。

最早在分子云中识别出来的嵌入很深的星团是在蛇夫暗星云的近红外巡天中发现的,这一巡天最早是在将近三十年前使用单通道红外光度计做的(Grasdalen, Strom & Strom 1974; Wilking & Lada 1983)。不过,直到20世纪80年代晚期红外成像照相机得到应用之后,大量的嵌入星团才被识别了出来,并得到研究。我们搜索了从1988年以来的天文学文献,发现已有一百多个这样的星团被观测过,它们有离太阳较近的(例如,Eiroa & Casali 1992),也有处在银河系中遥远的地方的(例如,Santos et al. 2000)。迄今,使用三种基本的手段来发现嵌入星团:1)对各个恒星形成区的专门研究,这样的情况例如NGC 2282Horner, Lada & Lada 1997)、LKHa 101Barsony, Schombert & Kis-Halas 1991)和NGC 281Megeath & Wilson 1997),2)对恒星形成的各种标志物的系统性巡天,例如像外流(Hodapp 1994)、明亮的IRAS源(例如,Carpenter et al. 1993)以及Herbig AeBe型星(Testi, Natta & Palla 1998),3)对各个分子云复合体的系统性巡天(例如,Lada et al. 1991b; Carpenter Snell & Schloerb 1995; Phelps & Lada 1997; Carpenter, Heyer & Snell 2000; Carpenter 2000)。迄今,一些最有名的嵌入星团是在恒星形成标志物的巡天中发现的,尤其是Hodapp1994)外流巡天,已经取得了到目前为止最高的成功率。在不久的将来,我们可望使用全天近红外巡天(即DENIS2MASS)产生的数据来进行这方面的工作,这很可能将会给出对于银河系嵌入星团群体最系统和完全的清查结果。

2.3. 嵌入星团一览表

我们编制了一份太阳附近 ~ 2 Kpc以内嵌入星团的一览表。这份一览表依据的是对于1988年以来天文学文献的搜索。这一搜索获得了100多个星团的资料,其中大多数是在各种系统性巡天中识别出来的(例如,Lada et al. 1991b; Hodapp 1994: Carpenter Heyer & Snell 2000)。我们从这份一览表中按照如下判据选出了76个星团:1)通过与分子云、HII区成协或者达到某种显著程度的光学遮蔽或红外消光,嵌入性质得以证明,2)在星团的星场内在场星背景上证认出35颗或更多成员星,3)位于离太阳 ~ 2 Kpc以内。由于一些略超出2.0 Kpc的区域,例如像W3分子云(1.8–2.4 Kpc),距离的不确定性很大,我们纳入了已发表的距离估计直到2.4 Kpc的星团。在表1中给出了我们的近距嵌入星团一览表,其中列出了星团名称、近似位置、距离、半径、成员星数和相应成像观测的绝对星等极限。这些数据我们是根据最后一栏中列出的参考文献编制的。

 

1  嵌入星团星表

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 (续)

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由于用于提取上述样本的观测结果在系统上并不统一,这份一览表不能看成是完全的。特别是,南天的一些区域,例如像船帆复合体,由于这部分银河系的观测数据几乎不存在,以致没有能够很好地给出。另外,至少还有24个星团已经在玫瑰巨分子云(Phelps & Lada 1997)、北美洲和鹈鹕星云(Cambresy, Beichman & Cutri 2002)以及天鹅X区域(Dutra & Bica 2001)中识别出来,但在关于它们的文献中没有给出具体数据,因而没有纳入我们的星团一览表。还有,一些最远的星团,由于灵敏度的限制,一般来说数据不完全。我们后来估计,这个2 Kpc样本达到完全不过就3 4倍现在的大小。这份一览表虽然不完全,但很可能代表了 ~ 2 Kpc范围内嵌入星团的基本统计特性。这是因为这份一览表中很大一部分星团是从各个云复合体的系统性成像巡天以及一次对于与外流成协的星团来说相当完全的巡天(Hodapp 1994)提取出来的,而外流是分子云中非常近的时候发生过恒星形成活动的主要示踪天体。此外,由在一些近距巨分子云(猎户、欺凌和英仙)的系统性巡天中发现的星团构成的子集,对于具有35颗或者更多成员星的星团来说,可能也是相当完全的。

2.4. 嵌入星团质量函数

对于一览表中的每个星团,假定所有星团具有普适的初始质量函数,导出了它们的质量。我们采用猎户四边形星团的初始质量函数,它由Muench et al.2002)依据这个星团的K波段光度函数(KLF)建模导出。我们然后使用Muench et al.2002)的K波段光度函数模型推测两个模型星团红外源计数随不同极限星等的变化,这两个模拟星团的年龄与猎户四边形星团(0.8 Myr)和IC 348星团(2 Myr)的年龄对应。为了能够把嵌入星团主序前(PMS)星族预期的光度演化(见下面第4节讨论)考虑在内,这样做是必要的。接着,对每一个人工合成的星团,确定从总的源激素(对于一给定的极限星等)到总质量的转换因子。在一览表中对每个被观测星团列出的红外源计数,按距离和可变的检测极限进行调整,再与两个模型的推测结果直接比较。在大多数情况下,近红外极限都足够暗(即初始质量函数被适当地取样),以致两个模型得出的星团质量,对于两个不同的年龄,都符合得极端好。对于一览表中大多数星团,尚无年龄资料可以利用,在这种情况下,我们采用的转换因子是猎户四边形星团与IC 348星团年龄的平均值。此外,我们假定所有星团K波段平均消光为0.5 星等。对于大多数星团,我们导出的质量很可能具有小于2倍的不确定性。

 

 

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2. 左图中显示的是整个嵌入星团一览表对应的嵌入星团质量分布函数(ECMDF)。这幅图把总的星团质量分布(即N × M ec)表示为对数质量(log (M ec))的函数。可以看到,对于质量在 ~ 50 1000 M 之间的星团,嵌入星团质量分布函数是平直的。这对应于谱指数为 ~ 2的嵌入星团质量函数(即dN /dM M -2)。右图把整个一览表与两个星团子样本的嵌入星团质量分布函数作了比较,据信这两个子样本对于最小质量来说更完全。点线是Hodapp外流样本,而虚线是离太阳500 pc以内所有已知嵌入星团样本。所有的嵌入星团质量分布函数在小于50 M 时都是下降的。

 

在我们的样本中,导出的星团质量范围从约201100 M。在图2中(左图),对于我们样本中的所有星团,我们给出了嵌入星团质量分布函数(ECMDF)。这一嵌入星团质量分布函数是由单个嵌入星团质量(M ec)相加导出的,采用均匀间隔的对数质量区间,区间宽度为0.5 dex,从Log (M ec) = 1.2开始。(区间边界的选取保证在每一个区间内星团数量至少多于一个。)嵌入星团质量分布函数等于M ec × dN /d log M ec,因此与嵌入星团的质量函数(dN /d log M ec)相差一个因子M ec

用实线画出的直方图是整个星团一览表(即N* > 35D < 2.4 Kpc的星团)的嵌入星团质量分布函数。这一质量分布函数显示出两个潜在的显著特征。首先,这个函数在星团质量相差至少一个数量级(即50 M ec 1000 M)的范围内相对来说是平直的。这表明,1000 M 的星团尽管很稀少,但与数量众多的50 100 M 的星团一样,在总的恒星质量中占很大比例。此外,多于90 % 的星团恒星是在质量超过50 M 的星团中找到的,这些星团相应的成员星数超过100颗。这种平直的质量分布对应于同一质量范围内谱指数为 -2的嵌入星团质量谱(dN /dM ec)。此值与对高密度分子云核导出的典型的谱指数(-1.7)(例如Lada, Bally & Stark. 1991c)十分接近。嵌入星团质量谱与高密度云核的质量谱紧密相似,这一事实非常令人感兴趣,它也许意味着统一的恒星形成效率是大多数正在形成星团的高密度核的特性。嵌入星团质量谱的指数与经典疏散星团的谱指数(-1.5 -2)从实质上来说也是相同的(例如van den Berg & Lafontaine 1984; Elmegreen & Efremov 1997)。

嵌入星团质量分布函数的第二个重要特征是在最小质量区间(~ 20 50 M)内视在的下降。由于我们的星团一览表只纳入了恒星多于35颗的星团,因此对于2050 M 范围内的星团来说,与质量较大的星团相比,似乎将远为更不完全。为了检验小质量星团这种下降的显著性,我们考虑了一个星团子集的质量分布函数,这个子集是从观测结果相当完全的一个本地云样本中提取的。它们选自对4个分子云(L1630L1641、英仙和麒麟R2)的系统性大尺度近红外巡天,对星团中星数的多少没有设置任何下限。因此,这个样本应该对这些有代表性的巨分子云中一切质量范围内的星团均敏感。这一本地分子云样本用虚线画在图2右图中。这个本地样本由于样本很小而使得统计误差很大,但还是证实对于质量最小的一些星团来说总的星团质量的确下降了。为作进一步的核对,我们还画出了Hodapp1994)样本的嵌入星团质量分布函数,其中对于星团的富度又没有设置任何下限。我们之所以选用Hodapp样本,是因为它是依据一个完全的外流样本来选择的,这种外流是非常年轻的恒星体的标志,不应该对任何特定的星团质量范围有偏向。所有三个样本一致地表明,星团质量谱在小于50 M 左右时开始下降。即使这些星团样本从形式上看不完全,它们也应该代表了2 Kpc以内总的本地星团群体。因此,我们认为,在质量小于50 M 时嵌入星团质量分布函数的下降是显著的。于是,看来存在一个星团特征质量(50 M),大于这一质量,星团中就会发生大规模的恒星形成活动。最近,Adams & Myers2000)根据疏散星团的动力学建模和关于星团形成速率的认识,认为大多数成团恒星形成发生在星数在10颗到100颗之间的星团中。然而,我们的结果意味着在这样的小星团中形成的恒星不超过全部恒星的10 % 左右。这一矛盾是由于Adams & Myers使用Battinelli & Capuzzo-Dolcetta1991)的疏散星团表造成的,正如下面的讨论所表明的,这份疏散星团表对年龄小于3 Myr的星团计数不足,并低估了星团的形成速率。

使用表1中的质量,我们可以估计嵌入星团对恒星形成速率的影响。由于我们的样本不完全,这一估计必定只是一个下限。为了使不完全性的影响减到最小,我们可以计算本地(d < 500 pc)星团子集的恒星形成速率,这个子集在我们看来可能是相当完全的。对于这一子集,我们假定嵌入星团的典型年龄为 ~ 1 2 Myr,则计算得到本地恒星形成速率为 1 3 × 10 -9 M yr -1 pc -2。这一速率与Miller & Scalo1979)由场星导出的本地恒星形成速率在3 7 ×10 -9 M yr -1 pc -2之间符合得相当好。这意味着,正如其他的一些考虑(Lada et al. 1991b; Carpenter 2000)所意味的那样,嵌入星团在本地发生的所有恒星形成中也许占很大的比例。把我们的样本扩展到12 Kpc,分别给出的恒星形成速率为1 0.7 ×10 -9 M yr -1 pc -2(对于 t age ~ 1 Myr)。恒星形成速率随着距离的系统性下降很可能反映了当我们转向更远距离时星团巡天越来越更不完全。如果我们假定,对于本地0.5 Kpc样本,我们几乎是完全的,那么对于12 Kpc的样本计算得到的出生率的下降将意味着我们的不完全至少达34倍。

2.5. 出生率和恒星形成

嵌入星团表可以用来估计分子云中嵌入星团出生率的下限。嵌入星团出生率的早期估计,主要是基于猎户星云复合体中若干星团,求得的速率与经典疏散星团的出生率相比极端高,意味着只有很小比例的嵌入星团能幸存到从分子云中显露出来变为经典的疏散星团(Lada & Lada 1991)。我们的更全面的嵌入星团一览表包含的星团多了一个数量级,使得直接地但远为更有意义地估计这一重要的形成速率成为可能。对于2.0 Kpc之内的53个星团,假定这些嵌入星团的平均年龄分别为21 Myr 我们估计的形成速率在2 4个星团Myr -1 Kpc -2之间。虽然这一速率是个下限,但它等于Elmegreen & Clemens1985)对经典疏散星团估计的0.25 Myr -1 Kpc -28 16倍,等于Battinelli & Capuzzo-Dolcetta1991)对一个更完全的离太阳2 Kpc以内疏散星团样本估计的0.45 Myr -1 Kpc -25 9倍。嵌入星团与疏散星团之间出生率的这一差别是一个巨大的差异,对于认识星团的形成和演化有着带根本性的意义。

 

分子云中的嵌入星团(C.Lada和E.Lada 2003)(上) - wangjj586 - 星海微萤

 

3. 离太阳2 Kpc以内疏散星团和嵌入星团年龄的观测频数分布(实线)与按恒定恒星形成速率并对星团光度演化进行调整后推测的分布(点线)之间的比较。所有嵌入星团均落在第一个区间内。推测数与观测数之间很大的差距表明原星团具有很高的婴儿期死亡率。

 

把我们的嵌入星团表与Battinelli & Capuzzo-Dolcetta1991)的疏散星团表合并,我们可以研究离太阳2 Kpc以内所有疏散星团和嵌入星团的年龄分布。Battinelli & Cappuzzo-Dolcetta的疏散星团表包含约100个经典疏散星团,被认为直到离开太阳2 Kpc距离以内对于MV < -4.5的星团是完全的。在图3中,我们画出了2 Kpc以内所有已知嵌入星团和疏散星团的年龄分布。嵌入星团都位于年龄最小的区间内。与Battinelli & Cappuzzo-Dolcetta受星等限制的选择相对应,我们只纳入了质量大于150 M 的嵌入星团。这大致就是我们的已发表距离在2 Kpc左右的星团样本的三分之一。这些嵌入星团的平均质量等于500 M,与Battinelli & Cappuzzo-Dolcetta1991)对疏散星团样本估计的数值相同。星团的数量在至少100 Myr内大致不随年龄变化。在图3中,我们还把合并后的星团年龄分布与具有恒定的星团形成速率时推测的年龄分布做了比较。我们的推测还纳入了对暗于Battinelli & Cappuzzo-Dolcetta1991)规定的检测极限的星团预期的光度衰减做了调整。在推测的数量与观测到的数量之间存在很大的而且越来越大的矛盾。这些分布明确地证实了早先的一些考虑,即在即使长为10 Myr的时间内,绝大多数嵌入星团也不能幸存下来,从而从分子云中作为可以识别的系统显露出来。3意味着星团的婴儿期死亡率极端高。在太阳附近区域内,在分子云中形成的星团年龄能够超过100 Myr的少于 ~ 4 %,幸存期长于10 Myr的少于10 % 。的确,大多数星团在它们的年龄达到10 Myr之前就已经完全瓦解。如果我们考虑我们的整个嵌入星团样本,我们可以推测,在对衰减做了类似的调整之后,在离太阳2 Kpc之内至少将检测到4100个年龄小于300 Myr的星团。WEBDA疏散星团表列出了2 Kpc以内大致300个这一年龄或者更年轻的疏散星团,意味着所有嵌入星团只有7 % 左右幸存到昴星团的年龄。很可能,在我们的一览表中,只有质量最大的那些星团才有可能长期幸存下来。在我们的一览表中,大致有 7 % 嵌入星团质量超过500 M ,这很可能就是可以演化到类昴星团系统的嵌入星团质量的下限。此外,图3还表明,年龄在10 100 Myr之间的束缚星团,很可能由于与巨分子云相遇,瓦解速率是很高的。观测到的处在这一年龄范围内的疏散星团许多还有可能目前并不处在束缚状态(Battinelli & Capuzzo-Dolcetta 1991)。

大量嵌入系统的发现以及我们根据对表1中的数据分析推断它们具有高出生率和恒星形成速率,意味着这类星团也许在银河系的全部恒星形成中占很大比例。可是,由于我们的样本的不完全,很难从我们一览表中数据的统计分析得出在嵌入星团中诞生的恒星实际占的比例的准确估计。这一量值的最好的估计是由各个巨分子云系统性的大尺度巡天得出的。最早在单个巨分子云中获得大、小不同质量年轻恒星体总量的系统性尝试是由Lada et al.1991b)所做的,他们在猎户座中的L1630巨分子云中心区域(1平方度)进行了大范围的近红外成像巡天。他们的巡天产生了意想不到的结果,在那个云中的年轻恒星体和恒星形成大多数(60 90 %)出现在几个(3个)富星团内,在这些星团以外的大片分子云区域中几乎没有什么活动。随后Carpenter2000)使用2MASS数据库做的巡天研究了4个近距分子云中年轻恒星的分布,其中包括L1630,产生了类似的结果,估计云中50 100 % 的嵌入星体都处在嵌入星团中。在这两项研究中,由于没有对数量众多的场星污染做任何改正,因此得出的是下限。由此可知,在星团中形成的恒星所占的百分比很可能是非常高的(70 90 %)。后来的L1630Li, Evans & Lada 1997)以及其他如像麒麟OB1Lada, Young & Greene 1993)、玫瑰星云(Phelps & Lada 1997)和双子OB1Carpenter, Snell & Schloerb 1995)这样一些分子云的近红外巡天,已经得出了类似的发现,表明在巨分子云中一切质量恒星形成的主要方式很可能是在星团中形成,嵌入星团很可能是巨分子云中恒星形成的基本单位。因为银河系中几乎所有的恒星形成都发生在巨分子云中,所以银盘中的大多数场星也很可能起源于嵌入星团。

2.6. 与分子气体尘埃成协

嵌入星团的一个确定无疑的特征是与星际气体和尘埃在物理上紧密地成协。嵌入星团可以部分地(即AV ~ 1 5 mag)或很深地(即AV ~ 5 100 mag)浸没在冷而密的分子物质或含有尘埃的热HII区中。它们嵌入分子气体的程度与它们的演化状态有关。演化最少和最年轻的嵌入星团(例如NGC 2024NGC 1333、蛇夫、麒麟R2和巨蛇)被发现处在大质量的高密度分子云核中,而演化最多的(例如猎户四边形、NGC 3603IC 348)则处在HII区和反射星云中或位于分子云的边缘。我们现在对高密度云核与嵌入星团关系的了解在很大程度上受到例如像L1630(猎户B)、双子OB1和玫瑰星云(麒麟OB2)这类云协同巡天的影响。对这些云中的嵌入星团和高密度分子物质均已作过最系统性和完全的巡天(Lada 1992Carpenter, Snell & Schloerb 1996Phelps and Lada 1997)。 这些研究全都表明嵌入星团在物理上与云中质量最大 (100 1000 M) 和密度最高 (n (H2)  ~  10 4 — 5 cm -3)的云核成协。这些云核的大小(直径)一般约为0.5 1 pc。这些系统典型的恒星形成效率介于10 30 % 之间。上述气体密度对应于质量密度10 3 — 4 M pc -3,意味着中心密度几倍于103 M pc -3的星团很容易由它们形成。

通常在巨分子云中只有不到10 % 的区域和质量具有高密度气体的形式。这种气体非均匀地分布在云中各处大量离散的和局域化的云核中。这些云核大小介于约0.1 2 pc之间,质量在几倍太阳质量直到一千倍太阳质量之间。那些孕育了星团的最大云核具有高度的局域性,并且仅占有巨分子云面积非常小的一个比例(百分之几)。众多的研究已经表明,高密度分子云核的质量谱(dN / dm)为一幂律谱,其指数 a ~ -1.7(例如Lada, Bally & Stark 1991Blitz 1993Kramer et al. 1998)。就这样的幂律指数而言,一个云中高密度气体的质量大多数处在质量最大的那些云核中,尽管质量较小的云核数量比质量较大的云核多。恒星在高密度的气体中形成,因此完全不出所料,在全部恒星中,由于一个云中高密度气体大部分包含在局域化的大质量云核中,占很高比例的恒星是在高度局域性的富星团中形成的,而且,如前面已经讨论过的,云核的质量谱与嵌入星团和经典疏散星团两者的质量谱都非常类似。

在分子云中,并非所有大质量的高密度云核目前都正在形成星团(例如Lada 1992)。然而,在L1630云中,具有星团的云核与没有星团的那些云核相比,看来含有更多非常高密度(n (H2) > 105 cm -3)的气体,并且聚团或者说结构的程度更高(Lada, Evans & Falgarone 1997)。不清楚这种物理特性上的差别是一个大质量云核中形成星团的原因还是结果。蛇夫(Motte, Andre & Neri 1998)、巨蛇(Testi & Sargent 1998)和NGC 2068/2071Motte et al. 2001)中正在形成星团的云核中尘埃连续发射分布的研究展现出了大量小尺度(~ 5000 AU)的团块,它们的用幂律表征的质量谱斜率比云核的陡,但与表征恒星初始质量函数的斜率非常接近(见下文)。这意味着存在直接从团块质量到恒星质量的映射,而且正在形成星团的云核的次结构反映了高密度云核中恒星形成过程的初始条件。然而,对NGC 1333中正在形成星团的云核细致的观测描绘了一幅完全不同的图画。这里,密度结构似乎由伴随有强大外流活动的众多壳层和空洞构成(Sandell & Knee 2001Lefloch et al. 1998)。这意味着这个云核中许多结构是年轻恒星本身发出的外流形成了空洞造成的,因而这里面是恒星形成后的情况,而不是恒星形成前,而且其他正在发生外流活动的云核中或许也是这种情况。就这一点而言,无疑会令人感兴趣的是得到尚未形成星团的大质量云核的高分辨率尘埃连续谱图,看看活跃的恒星形成尚未发生的云核中星前团块的质量谱与恒星形成已经在进行的云核中是否类似。如果有显著的差别,那就能够说明正是外流活动把初始类云团块质量谱转变得更加类似恒星质量谱。

2.7. 内部结构和质量分层

因为嵌入星团的结构很可能具有与其产生有关的物理过程的印记,所以令人感到很大的兴趣。尤其是,那些最年轻的嵌入星团的结构反映了它们由之形成的高密度分子气体中潜在的结构。虽然所有的嵌入星团似乎都显示出某种程度的结构,但是它们可以用两种基本的结构类型来表征:1)等级成团型星团展示出多峰的面密度分布,并且常常在很大空间范围内可见显著的结构。2)中心密集型嵌入星团展示出高度向中心集中的面密度分布,径向轮廓相对平滑,可用简单幂律函数(例如 r*(r) ~ r -q)或类King(等温)势很好地近似描述。就此而言,它们与经典疏散星团很类似。星团中这两类结构出现的相对频度现在尚不清楚,不过文献中每一类星团都有一些很明显的例子。

等级成团型星团的例子包括嵌入很深的双星团NGC 1333Lada, Alves & Lada 1996)和高度结构化的部分嵌入星团NGC 2264Lada, Green & Young 1992Piche 1993)。图4给出了据Lada, Greene & Young1992)数据构成的NGC 2264星团中红外源空间分布图。这个星团似乎是个双双星团,或者说四合星团,其空间结构至少包含两级成团。恒星形成区中大尺度范围内等级成团结构的存在已经完全得到证明,并被认为是星际气体和尘埃湍动本质的标识,巨分子云、巨分子云中高密度的云核以及最后的恒星形成,就是在这样的星际气体和尘埃中发生的(例如,Elmegreen et al. 2000)。

 

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4. 部分嵌入星团NGC 2264J波段红外源面密度等值线图。这是一个显示出等级成团结构的星团的例子。

 

猎户四边形ONC星团(Hillenbrand & Hartmann 1998)、IC 348Lada & Lada 1995Muench et al 2002)、NGC 2024NGC 2071Lada et al. 1991b)和NGC 2282Horner, Lada & Lada 1997)已经表明具有强烈的向中心集中趋势,其径向面密度轮廓通常可以用简单的幂律(q 1.5)以及King模型拟合。这样的结构是引力在这些系统的形成中总体上占主导地位(例如超过湍动)的标识。这种结构是这些星团的原始特性,还是最初更结构化和等级成团状态演化的结果,尚不清楚。有趣的是,请注意,这里提到的这些星团,每一个的空间范围大约相当于NGC 2264中的一个次团。总的来说,向中心集中的星团的确展现出某种结构,但明显没有在例如像NGC 2264这一类星团中观测到的那样截然分明,而是更加微妙。例如,Lada & Lada1995)记载了在IC 348的外围区域中少量很小的、相伴的次团。然而,在这些次团中恒星数量很少,不能排除这些结构只不过是这个星团径向密度分布总体上按幂律下降时可望出现的空间起伏。L波段(3.4 μm)的猎户四边形星团图像显示出这一星团中大约10 % 的源属于深度嵌入族群,其面密度分布不同于(掩埋较浅的)主体星团(Lada et al. 2000)。特别是,潜入族群的面密度分布具有更接近于沿着这个星团背后分子气体和尘埃脊线排列的不同取向。这一族群还几乎不向中心集中。在猎户ONCIC 348这两个星团中,具有微妙结构的另一个迹象是星团质量函数显示出空间变化,两者都似乎展现出外围区域中质量最小的恒星数量格外地多,或许意味着某种程度的质量分层(Hillenbrand & Carpenter 2001Muench et al. 2002)。

嵌入星团中的质量分层问题令人有很大兴趣。疏散星团中的质量分层现象已有很多记载(例如Elmegreen et al. 2000),并且很可能是由于那些系统中的动力学演化和能量均分造成的。可是,质量分层会不会也有可能是星团的一种原始特性呢,还是仅仅在明显的动力学演化以后才能达到?Bonnell & Melvyn1998)认为,像猎户四边形这样的嵌入星团,它们太年轻,不会有动力学演化造成的明显的质量分层。如果在这一星团中存在质量分层,那么必定是恒星形成过程的印记。嵌入星团中可能存在质量分层的最强有力的证据是由观测得出的,这些观测的结果表明,某些嵌入星团中质量最大的那些恒星偏向于在星团中心附近观测到。在猎户四边形(Hillenbrand & Hartmann 1998)、NGC 2071NGC 2024Lada et al. 1991b)中都曾观测到这种现象。Nurnberger & Petr-Gotzens2002)发现在NGC 3603外围区域质量函数变陡,而Jiang et al.2002)发现M17中大质量OB型星径向下降时按指数律,而不是幂律,意味着在这些质量更大的星团中或许存在范围更广的质量分层。在另一些嵌入星团中,例如像麒麟R2,没有发现具有任何明显的质量分层的证据(Carpenter et al. 1997)。的确,也有一些例子,其中大质量恒星既在一个星团的外围区域又在其中心区域看到(例如IC 5146Herbig & Dahm 2002)。在这方面,令人感兴趣的是,请注意对大Magellan云中年轻大质量星团的一项研究工作也发现几乎不存在质量分层的迹象(Elson, Fall & Freeman 1987)。嵌入星团中质量分层现象的程度远还不清楚。很可惜,由于小数统计造成的固有不确性,使得除了那些最富和大质量的星团以外,所有的星团要最终解决这个问题是很困难的,而大质量的富星团很稀少,而且一般来说距离非常远。

2.8. 年龄和年龄弥散

嵌入星团及其成员星的年龄和年龄弥散是对于这样一些年轻系统来说最不确定和难以测定的基本参数。对这两个时标的了解对于认识一个星团的演化表现和状态及其恒星形成历史来说是个关键。例如,星团年龄 t age与诸如穿越时间(t cross)、弛豫时间(t r)、蒸发时间(t ev)等等时标的比值确定了这个星团的动力学状态。t age与恒星早期演化各种时标之间的关系决定了星团成员星的演化统计特性(例如属于原恒星或者有盘和无盘的主序前恒星等等的星团成员星数量)。的确,就如后面将要讨论的那样,原恒星演化时标 t ps和盘演化时标 t disk可以根据对 t age的认识和一个星团内或由不同年龄星团构成的一个样本内原恒星或盘支承恒星数量的观测结果(分别地)来推断。年龄弥散 Dt sf给出恒星形成过程的持续时间,或者说星团中恒星总体的孕育时标。同样很令人感兴趣的是恒星形成速率,它实质上由星团的成员星数量与孕育时标的比值给出(即N* / Dt sf)。这后几个时标提供了认识星团中恒星形成物理过程的重要约束。最后,嵌入星团的年龄是确定分子云年龄的关键,因为云的年龄不能根据其中尘埃和气体的观测来测定。嵌入星团年龄为其从中形成的分子云年龄提供了一个令人感兴趣的下限。的确,来自年龄超过5 Myr的星团周围分子发射的相对缺乏长期以来就意味着分子云的寿命通常不超过5 10 MyrLeisawitz et al 1989)。

确定星团及其成员星年龄的最可靠的方法是使用赫罗图(HRD),把其中成员星的位置与理论的主序前演化轨迹的位置作比较。很可惜,赫罗图上主序前恒星的理论轨迹可以高度地不确定,尤其是对于年龄为1 Myr或更小的星团,以及对于小质量恒星和亚恒星体(例如,Baraffe et al. 2002)。此外,对于在赫罗图上各颗恒星的定位来说必需的两个恒星参数(即光度和有效温度)的经验测量,由于诸如消光、变星、双星、遮蔽物以及作为主序前恒星共同特征的红外色余等因素的存在,而可能非常困难。而且,这种测量常常只能用红外波段来做。作为这种种因素影响的结果,嵌入星团的年龄固有地不确定,而且常常不能依靠观测很好地限定。

实际上,常见的是更直截了当地把恒星置于颜色星等图(CMD)上,然后把理论轨迹变换到那样的以观测量绘制的图上,进行比较,并确定星团的年龄。现在只有少数嵌入星团,例如像NGC 2024Meyer 1996)、IC 348Herbig 1998)猎户四边形(Hillenbrand 1997)、NGC 2264Park et al. 2000)、IC 5146Herbig & Dahm 2002)等等,具有足够的观测资料,可以在颜色星等图上给出一个有显著意义的源样本的位置,并估计它们的年龄。已发表的这些星团的平均年龄估计介于0.5 3 Myr之间。很可惜,使用主序前轨迹所带来的不确定程度可以达到与导出的星团年龄差不多大。例如,Park et al.2000)使用4种不同的主序前模型导出NGC 2264年龄,所得的这个星团的年龄数值为0.9, 2.1, 2.74.3 Myr。另一个问题是同一种主序前模型对于同一个星团中的大质量恒星和小质量恒星可以给出不同的年龄(例如,Hillenbrand 1997)。然而,适用单一的或一组自洽的主序前模型来求取星团年龄,可以使年轻星团的平均相对年龄达到远为更高的精密度(例如,Haisch et al. 2001a)。

 

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5. Herbig1998)绘制的IC 348VV - I颜色星等图。圆为光谱型已知的恒星,黑点表示具有Ha 发射的恒星,因而很可能是成员星。由一组单一的主序前轨迹导出的理论等龄线被画出并标上了年龄(例如,36)对应于3 Myr)。此图表明,在这个星团中的主序前恒星位置有明显的弥散,对应的视年龄弥散与这个星团的平均年龄差不多大。

 

已发表的嵌入星团赫罗图或颜色星等图与理论主序前轨迹的比较表明年龄弥散通常与星团的平均年龄差不多大,或者甚至更大。例如,Park et al.使用4种不同的2 3 Myr星团的主序前模型,对NGC 2264求得年龄弥散为5.58.010.015.3 Myr。图5给出了一个嵌入星团颜色星等图的很好的例子,其中展示的是Herbig1998)绘制的IC 348星团的颜色星等图。疑是的星团成员星位置形成了一条完全确定的但相对来说较宽的主序前序列。把它与由单一的一组主序前轨迹导出的等龄线比较,给出星团的平均年龄 ~ 2 Myr,而年龄的弥散度约为5 Myr。原则上,恒星在颜色星等图上主序前序列中的具体发布反映了嵌入群体的恒星形成历史。的确,根据若干嵌入星团(包括猎户四边形、IC 348NGC 2264和蛇夫 r )赫罗图中恒星分布的细致检查,PallaStahler2000)给出了在这些区域中恒星形成速率明显地随时间变化的令人鼓舞的证据。他们使用自洽的分析和单一的一组主序前轨迹发现,恒星形成看上去在随时间加速,在所有仍然与大量分子气体成协的星团中,在最后1 2 Myr内,恒星形成速率达到峰值。

分子云中的嵌入星团(C.Lada和E.Lada 2003)(上) - wangjj586 - 星海微萤

  

6.  5 Myr疏散星团NGC 2362VV - I颜色星等图(Moitinho et al 2001)。左图是NGC 2362天区中所有恒星的颜色星等图。一条狭窄的、完全确定的主序前序列清晰可见,延伸的范围沿V星等至少达9等,从A型星直到M型星,接近氢燃烧极限。右图是这个星团的颜色星等图中恒星面密度(on)与附近控制天区的颜色星等图中恒星面密度(off)之差的等值线图。点线对应于零龄主序,同时画出了5 Myr的主序前等龄线以供比较。这个星团主序前序列很窄的宽度表明了这个星团是在持续不到3 Myr的一次同时发生的恒星形成暴中形成的。J. Alves惠图。

 

可是,因为较差消光、源的光变、红外色余、双星和场星污染可以显著地影响嵌入星团颜色星等图中的内禀弥散,所以很难评估根据这种图估计的年龄弥散和分布的意义(例如,Hartmann 2001)。由例如像光变、红外色余和消光等因素造成的不确定性,据预期,对于越年轻的星团来说越大。图6给出了对NGC 2362得到的颜色星等图,这是个5 Myr年龄的裸露的疏散星团,其中这种不确定性应该是最小的(Moitinho et al. 2001)。这个星团的主序前序列非常确定,相对来说很窄,表明其年龄弥散有一个明确的上限 < 3 Myr。在这个星团中,总消光和较差消光都几乎不能测量出来,伴随着最年轻的那些恒星的恒星活动为最小,颜色星等图表明了由星团在一次持续不到3 Myr的快速、同时的活动性星暴中形成所表征的简单恒星形成历史。这些观测结果也许还意味着在其他较年轻的嵌入星团颜色星等图中很大一部分观测弥散是由于非年龄因素造成的。很可惜,目前尚不可能确定嵌入星团颜色星等图中很大的弥散是由于孕育时间的多种多样、还是恒星形成的加速或者其他因素造成的。因为具有年龄测定结果的嵌入星团数量很少,所以对一个嵌入星团和年轻疏散星团颜色星等图的更大样本系统性和详细的检查对于解决这个问题是有用的。目前,星团平均年龄、尤其是相对平均年龄的自洽测定结果也许是能够从颜色星等图和赫罗图分析提取的关于恒星形成历史的最稳健的信息。

3. 嵌入星团和初始质量函数

3.1. 背景

恒星结构和演化理论的一个基本推论是,一颗恒星一旦形成,它随后的生命史就从根本上由一个参数即它出生时的质量所预先决定了。其结果,对恒星诞生时质量的初始分布(即初始质量函数)的详细了解,以及这一量如何随时间和空间变化,对于推测和理解例如像星系和星团这样的恒星系统的演化,是必须的。对初始质量函数及其空间和时间变化的具体了解,对于认识恒星形成过程也尤其重要,因为这一控制着从星际物质到恒星转换的过程,其物理机制还是个谜。很可惜,恒星演化理论不能推测初始质量函数的形式。这个量只能从观测结果导出。然而,这并非直截了当就能做的,因为恒星质量本身并不是可观测量。恒星辐射流量或者说光度是一颗恒星最容易观测的特性。因此,确定恒星质量需要把恒星光度变化成恒星质量,而这又需要了解恒星的演化状态。

已经采用了众多的方法以图测定银河系场星群体和疏散星团两者的初始质量函数。这些方法和结果已在文献中作过广泛的评论(例如,Scalo 1978, 1986Gilmore & Howell 1998Meyer et al. 2000Kroupa 2002)。由这些研究工作得出的初始质量函数似乎展现出两个类似的一般特性。首先,对于质量大于太阳的恒星,初始质量函数具有接近幂律的形式,星数随着恒星质量减小而增加。如果我们采用经典的定义,初始质量函数(x (log m*))等于每单位对数质量区间每单位体积形成的星数,那么在任意一点处的斜率 b дlogx(logm*)/дlogm*,并且对于质量大于1倍太阳质量,有 b -1.3(例如,Massey 1998)。这与原来Salpeter1955)对场星导出的数值(–1.35)非常接近。其次,初始质量函数在接近但略小于1 M处发生转折并变得平缓,明显地偏离Salpeter斜率。然而,在最小质量(即0.5 0.1 M)处,对于初始质量函数究竟是下降、上升还是平直,以及它是否平滑地延伸到氢燃烧极限(HBL)以下的亚恒星质量,存在很大的争议。

然而,对于本地场星和疏散星团中初始质量函数的测定受到若干严重困难的阻碍。为了推演出场星的初始质量函数,要求编制一个体积受限制的近距恒星样本。这实际上就是要求样本中所有恒星都有准确的距离测量结果,通常就是视差。为了得到必需的质量尽可能小的完整样本,由于质量最小的那些恒星极端暗弱,以及距离测定固有的一些限制,有必要把这一体积限于离太阳相对来说较近(d ~ 5 25 pc)的那些恒星。这样的样本对于质量最大的那些恒星和质量最小的那些恒星来说都是不完整的,前者是因为它们很稀少以及在太阳附近区域内不完整,而后者是因为它们的暗弱。而且,这样的样本含有在过去几十亿年时间间隔(实质上就是银盘的年龄)内形成的恒星。因此,直接根据场星观测结果导出的质量函数是今日质量函数(PDMF),为了导出这个样本的初始质量函数,必须对由于恒星演化造成的较大质量恒星的损失作改正。这又需要假定一个恒星形成速率,通常把它取为常数,另外还要假定初始质量函数的形式不随时间变化。初始质量函数的标准的最终形式是对银盘年龄按时间取平均的产物。在根据近距场星导出的按时间取平均的初始质量函数中,关于初始质量函数在银河系里斯是历史上对空间和时间的任何依赖性的具体细节,都必然已经丧失掉了。最后,根据场星的星等加以限制的研究得出的初始质量函数,要测量到氢燃烧极限以下,是非常困难的。这是因为褐矮星的光度在它们的整个生命史中不断在变暗,因此任何亮度的亚恒星体数量总是对一个随时间变化的各种质量和年龄的褐矮星混合体而言的,它灵敏地依赖于银盘中褐矮星的形成历史。

星团在初始质量函数研究中起着重要作用,它们给出了具有相近化学组成的同样距离和同时形成的恒星群体。与盘中的恒星群体不同,星团提供了银河系历史上不同时期(对应于不同的星团年龄)和不同的、相对来说较小的空间体积中初始质量函数的一次即时取样。这使得我们能够研究初始质量函数可能的空间和时间变化。然而,这些优点,有的被可见疏散星团(与本地场星比较)更远的距离以及场星污染削弱了,前者降低了对暗弱的小质量恒星的灵敏度,而后者则严重地妨碍了星团成员星的确定和完全性的实现,尤其是对于小质量。此外,动力学演化产生质量分层和蒸发,使星团中的小质量恒星群体大大减小,为了得到星团的初始质量函数,就需要应用不确定的改正。还有,恒星的演化会使年龄超过一千万年左右的星团中初始质量函数大质量端数值大为减小,因此也必须考虑改正。

使用年轻嵌入星团测定初始质量函数能使这些问题很多得以缓解。例如,嵌入星团常常比可见疏散星团更致密得多,除了对于非常小的质量以外,场星的污染减到了最小。而且,与这类星团成协的分子气体和尘埃甚至在很暗弱的星等处还能屏蔽掉背景星,从而进一步减小背景星的污染以及与成员确定有关的困难。此外,嵌入星团非常年轻,还不会因为恒星演化或动力学蒸发而丧失大量恒星,因而,它们的今日质量函数是初始质量函数非常好的近似。嵌入星团还特别适合用来确定小质量恒星和亚恒星体初始质量函数的性质。这是因为在嵌入星团中的小质量恒星主要是主序前恒星,因而比它们一生中在演化离开主序之前的任何其他时候都亮。在这些年轻的时期,亚恒星体或褐矮星也明显地比它们随后演化的任何其他时候更亮,而且亮度与质量最小的那些恒星相当。的确,适当深度的红外观测可以检测到太阳附近0.5 1.0 Kpc距离内的星团中恒星质量从0.01100 M的整个范围内的天体。

然而,嵌入星团的研究存在两个不利的方面:1)这些星团常常受到严重遮挡,用光学波长不易观测;2)这类星团中的恒星大多数是主序前恒星,它们的形成时标明显地短于星团年龄。其结果,为了由光度函数导出质量谱,必须把不确定的主序前演化和非同时性的改正应用于成员星。红外检测器的改进已使得直接观测这类嵌入星团成为可能,并有助于把第一个缺点减到最小。第二个缺点要求建模,较难克服(例如,Zinnecker et al. 1993; Comeron et al. 1993; Fletcher and Stahler 1994a; Lada & Lada 1995; Comeron, Rieke & Rieke 1996; Lada, Lada & Muench 1998; Luhman et al. 2000; Meyer et al. 2000; Muench, Lada & Lada 2000; Muench et al. 2002等等)。最后,虽然大多数嵌入星团所应该具有的质量函数看来是它们初始质量函数的相当好的代表,但是某些嵌入星团可望正处在演化的极早阶段,其中活跃的恒星形成仍会对构成最终的星团初始质量函数产生影响。对于在这类情况下导出的质量函数,在解释的时候必须采取适当的谨慎态度。

3.2. 方法:由光度到质量函数

通常,可以使用两种基本方法来导出嵌入星团的质量函数。第一种方法涉及一个嵌入星团观测光度函数的建模,据此导出其潜在的质量函数的形式(例如,Zinnecker et al. 1993; Fletcher & Stahler 1994a,b; Lada & Lada 1995; Megeath 1996; Muench et al. 2000, 2002)。第二种方法涉及使用分光或者多色测光,或者两者并用,据此确定每颗恒星在赫罗图上的位置。把这些恒星在赫罗图上的位置与主序前演化轨迹的预测比较,得出其中每颗恒星质量的测定值,于是这个星团的初始质量函数就可以有这些数值直接建立起来(例如,Hillenbrand 1997, Hillenbrand & Carpenter 2000)。正如下面要讨论的,这两种方法各有优、缺点,但总的来说互为补充。的确,在有些研究工作中,嵌入星团的产生质量函数已经使用这两种方法和其他类似方法综合导出(例如,Comeron et al 1993, 1996; Luhman et al. 1998, 2000)。

3.2.1. 光度函数的模型化

用光度函数建模来导出一个嵌入星团的初始质量函数,首先要求构成这个星团的光度函数。虽然,为了与理论预测比较,最好能测定一个星团的热光度函数(例如,Lada & Wilking 1984; Fletcher & Stahler 1994a,b),但这样做就必须要有多波段的观测结果,无论是用地面的还是空间的望远镜,所需要的观测时间之多是不可能实现的。可是,一颗恒星的单色亮度是它的最基本的可观测特性,而且红外照相机能够同时测量数百颗恒星的单色亮度。因此,对于嵌入星团,横跨恒星质量整个范围的完整的光度函数,可以很容易地用少量的望远镜时间来构建。一个星团的单色(例如K波段)光度函数dN /dmK , 定义为每单位星等区间的星团恒星数目,它等于潜在的质量函数与相应的质光关系(MLR)导数的乘积:

 

分子云中的嵌入星团(C.Lada和E.Lada 2003)(上) - wangjj586 - 星海微萤

     

                                               (1)

 

其中mK是视星等(K),而M* 是恒星质量。这个方程右端第一项是潜在的恒星质量函数,而第二项是质光关系的导数。只要质光关系(以及热改正))已知,就可以解这个方程,由一个距离已知的星团的观测光度函数导出潜在的质量函数。这一方法实质上就是Salpeter1955)最初用来导出场星初始质量函数的方法。不过,在嵌入星团中的恒星大多数是主序前恒星,它们与主序场星不一样,不能用唯一的质光关系表征。的确,主序前恒星的质光关系是时间的函数。而且,对于嵌入星团,恒星形成的持续时间可以在星团年龄中占很大的百分比。其结果,为解方程并导出质量函数,就必须对星团的光度函数建模,而这就要求知道这个星团的恒星形成历史(即年龄和年龄弥散)以及随时间变化的主序前质光关系。这就使这种方法有两大缺点。第一,需要对星团年龄和恒星形成历史有先验了解,而这通常可以根据星团恒星在赫罗图上的位置来导出。然而,这又需要对星团成员星的一个有代表性的样本进行额外的例如多波段测光或者分光一类的观测。第二,必须使用主序前模型来确定随时间变化的质光关系。因此,由此导出的初始质量函数的准确性直接取决于所采用的主序前模型的准确性,而后者可能固有地不确定,尤其是对于最年轻的星团(t < 106 yr)和质量最小的天体(m < 0.08 M)更为如此。此外,大多数主序前模型预测热光度是质量和时间的函数,因此把理论推测转换成单色流量和星等时必须使用热改正。

尽管存在这些复杂的问题,年轻星团红外光度函数的Monte Carlo模拟(Muench, Lada & Lada 2000)已经证明,嵌入星团光度函数的函数形式对潜在的星团质量函数形式的敏感性比任何其他有意义的参数(即恒星年龄分别、主序前模型等等)要高得多。事实上,尽管表征不同主序前计算的参数(例如采用的对流模型、不同明度等等)之间有显著差别,但求出的模型光度函数实质上对主序前质光关系的选择并不敏感。正如下面讨论的,这反映了主序前光度演化具有稳健的性质。

可是,这种方法还有另外一些限制。特别是,一个星团的观测光度函数中除了星团的成员星之外总是还含有毫无关系的前景和背景场星。这类场星污染可以使用附近控制星场的成像观测结果直接改正。不过,对于最暗的星等,这常常对应于亚恒星质量区间,场星的污染可以很严重,也许会使做了场星改正之后的光度函数暗端具有很大不确定性。

 

 

分子云中的嵌入星团(C.Lada和E.Lada 2003)(上) - wangjj586 - 星海微萤

 

7. 年龄为一百万年的主序前恒星光度和有效温度随质量变化理论预测比较,其中质量由一套标准主序前模型导出。对这类恒星预测的K星等(上)在整个质量谱范围内都符合得非常好,而预测的有效温度(下)符合得相对来说较差。

 

3.2.2. 由赫罗图得到的恒星的质量

一个嵌入的恒星群体依靠赫罗图导出初始质量函数,需要同时知道一个星团中所有恒星的光度和有效温度,以便可以确定其中每一颗恒星在赫罗图上的位置。这又需要通过测光来测定恒星的光度和颜色,或者用每一颗恒星的光谱测定有效温度。对于嵌入星团,因为恒星的红外颜色对有效温度内禀地不非常敏感,此外消光会显著地改变红外颜色,年轻恒星还伴随有红外色余,所以分光是得到恒星有效温度的更好方法。这种方法的优点是最终结果为所有得到光谱和测光数据的恒星每一颗的质量。换句话说,这种方法提供了比第一种方法更具体的质量函数确定。此外,这种方法还得出了星团的恒星年龄和恒星形成历史。这种方法的一大缺点是需要得到一个横跨整个恒星质量谱的完整恒星样本的光谱。其结果,为了得到初始质量函数的完整的取样,尤其是在暗弱的小质量端,需要很可观的综合投入和望远镜时间。与第一种方法一样,场星的污染,尤其对于最小质量,是一个严重的限制。然而,这一限制可以通过采集星团内所有恒星(无关的前景和背景恒星加上成员星)的光谱来克服。不过,在星等很暗时,场星的数量很容易超过星团成员星,使得观测的效率锐减。因此,分光观测固有的灵敏度极限最终使得这种方法仅适用于少量近距星团。

与第一种方法相似,这种根据主序前恒星在赫罗图上的位置导出其质量的方法,从根本上说也受到对主序前演化轨迹认识的不确定性的限制。的确,用这种方法导出的参数质量函数对主序前模型不确定性的敏感程度甚于由模拟恒星光度导出的初始质量函数。这是因为现有的主序前模型所能预测的主序前恒星的有效温度比光度更大为不确定。这在图7中作了说明,在这幅图中把相同年龄但不同质量主序前恒星用标准主序前模型预测的光度和有效温度做了比较。预测的光度相对于所使用的主序前模型来说实质上是简并的。虽然,初一看也许会令人吃惊,但是考虑到一颗主序前恒星的光度事实上是由一些非常基础的物理量确定的,简单地说就是在Kelvin-Helmholtz收缩期间引力势能转化为辐射光度,那么上述结果就是可以理解的了。这主要取决于恒星内部的总的物理条件(例如,内部是辐射状态还是部分或完全处于对流状态)。模型预测结果的紧密的一致性反映了主序前光度演化的稳健本性。可是,这类恒星有效温度的预测,则依赖于对恒星大气一些不确定的特性(例如不透明度)的具体认识,是一件更加难做的事情。对于这类恒星,这些相同的模型预测的它们在赫罗图上的位置,可以差别很大,相应地预测的质量和质量函数也就会有很大差别。

3.2.3. 一般限制

妨碍依靠任何标准方法测定嵌入星团初始质量函数的其他限制包括星团成员星的较差红化、红外色余的存在以及面纱状星云的连续发射。这些影响需要使用额外的观测结果来对每个源的测光和分光观测结果通过模拟或者直接改正来加以考虑。嵌入星团的距离还都很远,以致其中的双星在一般的观测结果中几乎总是不可分辨的。其结果,用这些方法导出的初始质量函数没有包括未分辨出来的伴星的质量。双星的伴星可以按照两种方式影响初始质量函数的导出。首先,它们可以增加双星系统光度的流量。不过,因为绝大多数双星都不是等质量(亮度)系统,所以与构成红外光度函数时使用的典型的区间大小(0.5 mag)相比,这类影响通常很小(0.1 0.2 mag;例如,见Simon et al. 1995)。第二,未分辨出来的双星的存在,可以导致一个星团中的小质量恒星数目,因伴星未能直接观测到或被计数(Kroupa et al. 1991),而与一个所有双星都已分辨出来的系统所应有的相比,将被低估。于是,导出的初始质量函数是系统的或者说主星的初始质量函数。这类主星初始光度函数是否应该通过增加伴星质量来调整取决于所考虑的问题。例如,就与对场星以及疏散星团和球状星团导出的初始质量函数的比较来说,主星初始质量函数是适用的初始质量函数。如果需要准确地衡量在恒星形成过程中转化为恒星的星际介质数量,那么更适合考虑的是主星加伴星的初始质量函数。很可惜,伴星的初始质量函数知道得不很清楚,或者受到现有观测数据的限制, 而且包括主星和伴星的总初始质量函数的测定在现在尚不可能。最后,因为初始质量函数是恒星总体的一个统计特性,所以它只能按在统计上很好地为观测结果所取样的质量区间导出才会有意义。因此,被观测星团的富度在根本上限制了任何导出的初始质量函数的不确度。

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