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在玫瑰分子云中的星团形成(Li和Smith 2005)  

2012-02-16 15:20:42|  分类: 外论选译 |  标签: |举报 |字号 订阅

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Astronomy & Astrophysics 431, 925–931 (2005)

在玫瑰分子云中嵌入星团的多种子

多模式形成:在扫移壳层中形成的星团

 

J. Z. Li1,2M. D. Smith1

1 National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences, Beijing 100012, PR China

e-mail: ljz@bao.ac.cn

2 Armagh Observatory, College Hill, Armagh BT61 9DG, N. Ireland, UK

 

Received 8 June 2004 / Accepted 12 October 2004

 

摘要. 这是关于玫瑰分子复合体中恒星成团形成的三篇论文的第一篇。在这篇论文中,我们依据空间完全和无偏的2MASS数据,研究了正在膨胀的玫瑰星云与其周围的云之间交界层中恒星的形成。在碎裂壳层南部和东南部弧段中识别出了两个年龄在1 Myr左右的中等质量红外星团。在这两个被辐射和压强局限起来的区域中,那些候选的星团成员星大多数呈现出几乎均匀的分布,大致出现在100 m m光深分布所描绘出的压缩层中,并在它们从母云中显露出来时很可能已经发展为引力非束缚系统。这样的膨胀壳层据信在阻止年轻疏散星团NGC 2244从当时深深地嵌入的周围的分子云中显露出来起了重要作用,在这一分子云中正在继续形成大质量的星团。

 

关键词:星际介质:星云 红外:恒星 恒星:形成 恒星:主序前 星际介质:HII 星际介质:结构

1. 引言

大多数恒星,即使不是全部,据信原本是星群或星团的成员(Lada et al. 1991)。恒星早期的成团情况一部分已经通过用红外波长搜索探明,这样的观测能够发现甚至还深深地嵌入在分子云中的恒星(Porras et al. 2003; Bica et al. 2003a)。自从2微米全天空巡天(2MASS)开展以后,已经发现了一些很大的红外星团样本,它们或者出现在银道面方向(Bica et al. 2003b; Dutra et al. 2003),或者投影在银心方向(Dutra & Bica 2000),也有的位于有名的高银纬分子云中(Carpenter 2000)。

为了追索从分子云到场星或者束缚系统可能存在的许多演化路径,选择并研究特定的嵌入星团样本是极其重要的。这里对玫瑰分子复合体进行的研究,就是这样的一次研究,它可以提供对下列一些问题的洞察:(1)造成巨分子云(GMC)碎裂的机制;(2)星团中团聚核发展的基本条件;(3)恒星和星团形成的主要模式;(4)星团的动力学弛豫;(5)银河系的恒星形成历史。

玫瑰分子云(RMC)是检验在大空间尺度上大质量恒星形成演景的理想场所。这个分子云距离为1.4 kpcHensberge et al. 2000),质量为105 M,长超过100 pc,宽达50 pc,其一端显示出与壮观的玫瑰星云有剧烈的相互作用(Blitz & Thaddeus 1980)。后者的HII区半径为15 pc38')。它受到一个半径为20 pc48')的HI壳层的围绕,这个壳层正在以4.5 km s-1的速度向云中膨胀(Kuchar & Bania 1993)。这个中性的壳层还与一些分子团块成协,并有很强的100 m m发射(Williams et al. 1995)。本工作的主体就是嵌入在这一壳层中的恒星。

在直到0.1 pc1 M的一切测量标度上,气体都是聚团的(Williams et al. 1995; Schneider et al. 1998)。团块数质量谱指数,按dN /d M -a 拟合, a ~ 1.3 1.6(依赖于所处理的子团块情况)。在空间中,这些团块分布在走向平行于银道面但低2度的一条脊线附近(Williams et al. 1995)。

许多大质量恒星,尤其是那些沉浸在玫瑰星云中的恒星,与星云存在相互作用。近红外观测已经呈显出若干尺度为1秒差距的明显的星团,Phelps & Lada1997)给出了这些星团的星表。这些星团的大小以及在光学图像上的缺失表明了它们是年轻的嵌入星团。Phelps & Lada1997)认为,触发恒星形成是普遍现象,并且并非是一种排他的机制,与自发形成可以同时存在。应该注意的是,根据连续恒星形成的假定,以及如果与已知年轻疏散星团相比,在银河系中,从统计上说,嵌入星团显露为束缚星团的速度是很慢的(Lada & Lada 2003)。因此,我们应该问一问,玫瑰分子云中的这些星团是否正处在瓦解的过程中。然而,这些玫瑰分子云星团也许太年轻,还没有来得及展现出瓦解而分散到星云中去的迹象,例如像NGC 2244这个星团,主序折出点年龄为2 MyrPark & Sung 2002),而其动力学年龄才0.2 0.6 MyrMathews 1967)。可是,相比之下,HI壳层的动力学年龄已经有4 Myr。如果我们取恒星速度弥散度为2 km s-1,那么一个非束缚系统在1 Myr内将膨胀2 pc5')。因此,可以以此尺度衡量一个星团是否存在某种程度的瓦解趋势。

Li & Smith2004a)曾报告,玫瑰分子云中到处都有新诞生的星团,显示出这些星团在各种场所的多种子起源。根据年轻OB星团NGC 2244的出现,也许可以认为,触发星团形成和非触发星团形成明显地都沿着复合体的长轴。前者发生在HII区的扫移层中或者很可能其附近,而后者则发生在东南边界方向星云深处。对每个空间上作了限制的区域已经进行了一次详细的研究,证实了这些星团的嵌入性质。这里,作为这一组论文的第一篇,我们集中考虑这个分子云所在的HII区碎裂相互作用层中的星团形成。在玫瑰分子云密度最高的边缘区域中已经识别出了一些大质量的次星团,这将在下一篇论文中给出(Li & Smith 2004b,已投稿)。玫瑰分子云东南边界方向星团的正常形成以及嵌入年轻恒星松散的聚集将是第三篇论文的主题。这一组论文,作为一个整体,目的在于要搞清楚与如像玫瑰分子云这样一些银河系分子云中相继的星团形成有关的那些长期让人感到迷惑的问题。玫瑰分子云异常的几何特征及其环境使得这一区域成为这一研究的理想目标。我们的新的信息是从已经归档的2MASS数据导出的。与目视观察不同,我们所采用的方法使得我们能够识别和分析玫瑰分子云中恒星成团形成的精细结构。

2. 数据采集和样本选择

2MASS是第一个近红外观测项目,它以J1.24 m m)、H1.66 m m)和Ks2.16 m m)波段对全天空进行观测,像素大小为2?.0,其结果经过统一的校准。每个波段凡亮于约1 mJy的源均被以大于10的信噪比检测出来, 这使得在没有混淆的区域中每个波段的测光完全性分别达到15.915.014.3。关于2MASS巡天和《2MASS点源星表(2MASS Point Source Catalogue)》的详细信息,请参看《2MASS说明性补编(2MASS Explanatory Supplement)》。

2MASS点源星表》(PSC)和《IRAS巡天星图(IRAS Sky Survey Atlases)》(ISSA)中的归档数据通过IRSAhttp://irsa.ipac.caltech.edu/)读取。为了保证使用的2MASS数据的可靠性并能够用它们作严格的分析,应用了下列样本选择判据:(1)由2MASS PSC提取的每一个源在JHKs波段必须有确定的检测结果。这一判据使得一个源仅当每一数字中“rd-flg”(数据归算标记)为123以及每一波段“ph-qual”(测光品质)为ABCD时才加以采用。(2)我们要求Ks波段信噪比K-snr超过15。我们发现,如第4节中的图将表明的,这一判据进一步把控制星场中的场星限制于 (J H) – (H Ks) 图中的主序和主序后轨迹上。不过,应该指出,流量和分辨率限制了2MASS巡天,而且我们又加上了严厉的源选择判据,这将会造成一些问题。首先,嵌入很深的年轻大质量恒星的数量会低估;这在那些消光很严重的密度最高的区域中很可能发生。其次,本工作限于研究比较而言质量很大的那些云中的成员星。90 % 完全性极限为 ~ 0.8 M,即使质量大于这一极限的盘族恒星也可能会遗漏掉。

3. 方法

玫瑰分子云由于在空间上很接近银道面,并且位于 ~ 1.4 kpc距离处,因此可以预料,在这个方向,在红外波段中会有大量的前景和背景场星存在。尽管存在如此严重的尤其是前景星的污染,根据由2MASS星表提取的所有源的空间分布,两个紧密的星团还是立刻显现了出来。一个星团位于玫瑰星云中心右侧,因而与年轻疏散星团NGC2244对应。另一个星团位于玫瑰分子云密度最高的边缘处,没有光学对应体,完全可能是一个嵌入的富星团。

可是,当把2MASS源的空间分布作为H Ks颜色的函数画成图时,显示出大尺度成团的精细结构就都在玫瑰分子云整个东南部表露了出来(图1)。在图1a中画出的2MASS源限于H Ks < 0.2 mag,这是主序矮星典型的平均颜色。这些源展示出大范围的均匀分布,其中大部分是这一星场内的前景星。在这幅图的东北角和西南角有两个密度较高的区域,表明这两个区域消光非常小,其中既有前景源,又有背景源。这些消光小的区域与CO密度高的区域(Williams et al. 1995)或者说与伴随着玫瑰分子云的尘埃不透明度反相关。

1b中的分布具有0.2 < H Ks < 0.5,与前一幅图不同,这幅图相当于玫瑰分子云当地的消光图。前景星被排除了,而大多数背景场星被消光很大的浓密区域把亮度减得很暗。消光越大,2MASS源的数密度越低。请注意,在这幅特定的图中,年轻疏散星团NGC2244的成员显得很突出,这是因为沿着指向和穿过气泡状HII区的视线方向消光看上去很小。

具有更高H Ks色指数的恒星的分布在图1c和图1d中画出,这两幅图中H Ks的最小值分别取为0.51.0。在复合体的不同位置都可以看到多种子成团的明显证据。这表明,玫瑰分子云对于研究相继的星团形成来说是一个独特的区域,特别是,涉及到中等和小质量恒星,还是第一次。

4. 在扫移壳层中形成的星团

在图1c和图1d中,可以清楚地看到,在HII区与周围的分子云之间,在碎裂的相互作用层中,高度红化恒星的密度明显升高。四个或者更多的致密远红外发射区在膨胀的HII区周围形成了一个环形结构(图1d),这一HII区被年轻疏散星团NGC2244中数十颗OB型星发出的强大星风所激励。不过,源随着视线方向消光明显地成团,这在破裂的壳层结构的南部和东南部弧段最突出。这两个区域已知与一些突出的IRAS点源(Cox et al. 1990)和最新的恒星形成(Phelps & Lada 1997)成协,表明了有很可能大范围的年轻星团存在。然而,源的较小的成团以及可能与活跃的恒星形成成协似乎也在此壳层结构的西北碎片中存在。

4.1. 空间分布

在图1c和图1d中,完全确定的区域AB用点线矩形画出了轮廓。图2给出了区域AB中星团的特写镜头。H Ks > 0.5 mag的源重叠画在被压缩弧段的光深分布上。100 m m光深据IRAS ISSA数据导出(Li & Chen 1996,以及其中参考文献)。

在玫瑰分子云中的星团形成(Li和Smith 2005) - wangjj586 - 星海微萤
 
1. 朝玫瑰分子云方向2MASS源的空间分布,按不同H Ks颜色画出:a) H Ks < 0.2b) 0.2 < H Ks < 0.5c) H Ks > 0.5d) H Ks > 1.0 mag。重叠画在图上的等值线是IRAS 100 m m发射,用于说明这些嵌入星团关于高度聚团的云结构的空间分布。一些完全确定的成团恒星形成区用ABCD标明,星群的范围进一步按照它们各自显现的情况用点线圆或矩形勾画出来。在所有图中右上方画出的虚线圆表明年轻疏散星团NGC2444的位置,这也是HII区所在的位置。
 
    在区域B中,要想找到一个星团的核心是很勉强的(图2下图)。然而,可以看到在以最高光深表明的中心区域周围松散地聚集着一些红化的年轻恒星。它们的分布看来很好地循着如光深等值线给出的壳层结构的压缩层。不过,在如倾斜的矩形所示的扫移弧段中,观测到了星群或星团成员大范围的均匀分布,它们据信受到来自年轻OB星团NGC 2244星风的辐射压和冲击的限制。
    在区域A中可以看到或多或少类似的恒星分布,其中可以识别出两群红化的恒星,聚集在两个显著的不透明度核心附近,这两个核心分布位于这一区域的两头(图2上图)。这种看起来很有组织的恒星分布,循着不透明度的等值线,也可能反映了对背景场星的消光效应。因为不透明度所展示的是成协的气体密度,这种有规律的分布会不会是表明了在每一碎裂弧段中由光深等值线描绘出的压缩物质层的等密度性质?
 
在玫瑰分子云中的星团形成(Li和Smith 2005) - wangjj586 - 星海微萤
 

2. 区域A上图)和区域B下图)中源的空间分布。次团成员重叠画在对应天区100 m m光深分布上,后者清楚地描绘出了受到很好限制的壳层结构。画出的是H Ks > 0.5的样本。

 

为了检查每一目标区域中成团情况的显著性,应用了两点相关函数,计算的结果在图3中给出。在选择的区域中,我们计算了作为角距r函数的成对数量H d (r) 。这一数值用由散布在相同天空面积内的随机分布样本预期的数值H r (r) 归一化。我们画出如下函数(例如见Stanke et al. 2004):

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                                                                                                                                                   1

 

 

其中 F 超过零就表示有成团现象。

    我们揭示了区域A中的等级成团现象,但主要是对高度红化的源构成的样本而言的。如图3所显示的,施加在样本上的H –  Ks颜色限制越高,相关性越清楚。相关函数证实了预示着具有活跃恒星形成的区域(Phelps & Lada 1997)中源明显的集中,它不可能是背景场星随机分布的结果。在横坐标和纵坐标都按对数绘制的图中(这里未给出),区域A F (r) 的幂律指数等于 – 1.2,与星团相比非常陡。这意味着这些嵌入星团非常年轻,还没有被恒星速度弥散度搞得较为平缓。

 

 

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图3. 嵌入在区域A上图)和区域B下图)中的星团的两点相关函数。实线、点线和虚线分别对应于H –  Ks > 0.7> 0.50.2。嵌入的小图表明H –  Ks > 0.7的空间分布。误差棒对应于N 1/2
统计量。

 

可是,在区域B中(图3下图),在0°.1的尺度上,由于候选的星团成员分布很松散,只有很小的成团性的印记。正如第1节中指出的,给定1 Myr的年龄,在1 Myr内一个星团可膨胀到 ~ 5' 。因此,假定所有红化源都是嵌入源,即使没有成团性,也不能证明恒星的形成是非成团的。何况,区域B中源的成团性在大尺度上还是明显的(图1c和图1d)。

4.2. 双色图

双色图可以用来展现红化恒星的性质和确定每颗恒星的消光。我们对两个控制星场(每个星场半径20?)构建了双色图,这两个星场一个位于玫瑰星云的西南部,另一个位于玫瑰星云的东北部,如使用整个天区的《数字巡天(Digital Sky Survey)》图像所证实的,这两个星场的目视消光都非常小。西南星场的结果在图4a中给出,与嵌入星团的结果作了比较。因此我们排除了任何前景消光存在的可能性。很明显,在这两个控制星场中使用在第2节中引入的判据选择的所有2MASS源,都集中在主序和巨星支轨迹上,总体而言,具有平均H – Ks颜色约为0.2 mag。这表明了朝着控制星场方向的消光可以忽略不计,并可推测朝着玫瑰分子云方向也是如此。 

 
在玫瑰分子云中的星团形成(Li和Smith 2005) - wangjj586 - 星海微萤

 

4. 双色图:a) 直径40?  的参考星场,b) 区域A中星团,c) 区域B中星团。每个星团中H –  Ks色余最大的源重叠画上了一个粗黑的菱形符号。实线表示主序矮星和巨星的轨迹(Bessell & Brett 1988)。画面左上方的箭头表明AV = 5 mag的红化矢量(Rieke et al. 1985)。点划线标明消除红化后的金牛T型星的轨迹(Meyer et al. 1997)。虚线给出了正常恒星和金牛T型星的红化带,平行于红化矢量画出。重叠画在这些虚线上的叉号按对应于目视消光5 mag的间隔画出。

 

         区域A和区域B的双色图在图4b和图4c中给出。目前,没有进一步去区分嵌入在区域A中的两个次团。在这两幅图中,都一眼可见,前景矮星和候选的星团成员星可以明显地分开。不过,在每个区域中,都似乎散布着一些受到较差红化效应影响的背景巨星,它们集中在红化带的左边缘。

 

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5. 区域A和区域B中星团的颜色星等图。每幅图中H –  Ks色余最大的源重叠画上了粗黑的菱形符号,未达到判据要求的候选年轻恒星用加号给出。实线画出质量在0.8120 M 之间的恒星主序(Lejeune &  Schaerer 2001)。顶端带箭头的斜线表示一颗A0型矮星AV = 20 mag的红化。

 

(J –  H) –  (H –  Ks) 图的一次细致研究表明区域A中的目视消光在0.215.0 mag之间,而计权平均消光为7.0 ± 0.5 mag。区域B视向消光在0.519.5 mag之间,但计权平均仅为2.5 ± 0.5 mag。假定这两个区域的气体平均密度相同,那么区域B的平均消光小也许表明它沿视线的分布较浅。这与其扫移缘由是一致的。

朝向区域A的红化源的大约七分之一以及区域B中红化源的五分之一位于红化带的右边,表明了具有内禀的额外红外发射。两个区域都有一个极端的源位于经典金牛T型星红化带右边。这些源都是中等质量年轻恒星很好的候选者,带有星周盘或包层,这在下面的一种小节中将进一步加以说明。

然而,请注意,在红化带中的某些嵌入源的位置并不一定与它们的年龄有关(Haisch et al. 2001)。有些源可以是几乎没有或者根本没有额外发射的年轻星团成员星,即弱线金牛T型星及其大质量的类似恒星,在近红外波段几乎不能检测到它们。这在高密度嵌入星团中很可能会出现,在那里恒星与内部驱动的湍流之间的相互作用很强。此外,年轻恒星额外发射的缺乏还可归因于与其邻近大质量恒星成协的盘所产生的外部紫外耗散和电离,这在区域A和区域B中的确存在,因为这两个区域与NGC 2244中的年轻OB型星在空间上靠得很近(Schneider et al. 1998)。

4.3. 颜色星等图

所有符合第2节中引进的判据的2MASS点源都画在图5所示的颜色星等图(CMD)上。在这幅颜色星等图上,可以看到,前景矮星紧靠着实线给出的主序,与红化源或者说候选的星团成员星清楚地区分了开来。这些前景主序星平均H –  Ks颜色为 ~ 0.2 mag,与双色图确定的值相符合。

在区域A总多于三分之一的候选星团成员星和在区域B中约四分之一的候选星团成员星位于画出的A0型矮星红化矢量上方的位置。它们的质量据估计小于或者在20 M 左右,因此是依然还隐藏在诞生时的分子团块中的中等质量主序前恒星很好的候选者。依据存档的2MASS数据所做的本研究工作揭示了在玫瑰星云碎裂的相互作用层中中等质量星团的形成。然而,由颜色星等图可以推断,嵌入星团缺失了许多小质量的成分。为了得到这些区域中嵌入天体更完整的观测数据,需要以更高的空间分辨率和灵敏度进行新的探测。

4.4. 缺失的幼星体候选者

本研究工作所用的选择判据,以及2MASS巡天的流量和分辨率限制,导致许多J波段检测结果不太确定的恒星被排除,这是因为这一波段对消光较敏感(Kaas et al. 2004),但这些恒星的HKs信噪比都足够高。这些恒星中有很多,或者只是通过投影,或者通过物理上成协,看上去被亮源掩盖,或相当严重地受到星协或背景中延展的发射的影响。这里之所以要提一下这些天体,是因为这些源大多具有高度红化的颜色,并且很可能具有额外发射。

在研究高密度或遭受严重较差消光的嵌入星团时,这个问题会变得很严重。在对玫瑰分子云的区域C中致密次团进行详细研究时,就发觉属于这种情况(Li & Smith 2004b),其中很大一部分原恒星候选者,包括质量最大的原恒星AFGL 961E,在从2MASS提取的数据中遗漏掉了。可是,在区域A和区域B中,发觉只有少数盘星候选者被遗漏掉,这两个区域恒星密度和较差消光相对来说都比较小(图2)。这些天体暂且画在了颜色星等图上,作为大多数不符合选择判据的候选成员星的标志。

4.5. Ks光度函数

嵌入星团的光度函数可以用来作为星团初始光度函数的直接测量结果。对于解决有关初始质量函数、恒星形成历史和主序前轨迹一类问题,通常,它是个统计上可靠的工具。图6给出区域A和区域BKs波段光度函数,其中区域A的星团用实线表明,,区域B的星团用点线表明。我们发现,两个星团的Ks光度函数是相同的,并且遵循一种幂律分布。对11.0 < Ks < 14.5范围内分布的线性最小二乘拟合表明,这两个星团具有非常接近的 > 0.3的斜率。根据与其他已知年龄的嵌入星团(Lada & Lada 1995)的比较,这意味着区域A和区域B中的星团年龄均为 ~ 1 Myr。然而,在2MASS完全性极限处,Ks光度函数并没有反转,对于本研究工作,这一完全性极限对应于Ks = 14.5 mag,在1.4 kpc距离处为 ~ 0.8 M。因此,它们依然处在非常早期的演化阶段,离开它们的诞生场所不超过几角分。

 

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6. 区域A和区域B中星团的Ks光度函数。区域A中星团的Ks光度函数用实线画出,而区域B中的则用点线。显而易见,这两个星团在11.0 < Ks < 14.5范围内具有非常接近的 > 0.3的斜率,意味着它们具有1 Myr左右的年龄,而且依然处在它们演化的早期阶段。

 

请注意,在这样的压缩壳层中形成的恒星,似乎表明具有中等的质量上限,这可能是存在普适的初始质量函数的结果。

5. 总结和讨论

本文对与玫瑰星云膨胀壳层成协的两个中等质量红外星团做了研究。一个星团与碎裂壳层的区域B成协,另一个与区域A成协。这两个壳层星团的年龄求出为1 Myr左右,远比激发HII区的年轻疏散星团NGC 2244以及成协的HI壳层动力学年龄更年轻。

对于这两个嵌入星团的核,只找到了很勉强的证据。候选的星团成员星大多数沿着明确的壳层结构分布在很大范围内。它们具有大范围的均匀分布,这也许意味着这两个星团在成协的气体耗散或耗尽之后,可能会有引力非束缚的未来。对这种情况的研究也许还能提供对于有多少数量嵌入星团一显露就瓦解这个问题的洞察(Lada & Lada 2003)。

气泡状的HII区和它们高密度的分子环绕层之间的相互作用层,例如像玫瑰分子云中的区域A和区域B,本是独特的恒星和星团形成场所。这些正在发生作用的表面层在恒星形成中能起重要的作用,它们保护着附近的分子云免受膨胀中的HII区和沉浸在其中的如像NGC 2244这样的年轻疏散星团扰动。的确,已经发现,在沿着NGC 2244视线方向的那些分子云中,紫外耗散和电离随着紫外流量深度的减小而成对数地增加(Schneider et al. 1998)。这可以起到或者在相互作用层的邻近区域中正对团块的坍缩和随后新的恒星或星团的形成起着很大作用。这个问题已在Li & Smith2004a)做过进一步阐述。

 

(原文引用的参考文献目录从略,需要者请检索原文。译文仅供学习交流,严禁出版和商业使用。)

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