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星海微萤

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日志

 
 

NGC 2244 的星族和结构(Wang 等人 2008)(中)  

2012-02-20 10:19:39|  分类: 外论选译 |  标签: |举报 |字号 订阅

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3. 恒星对应体的证认及其特性

3.1. 恒星对应体的匹配和红外图

我们把ACISX射线源与光学和近红外(ONIR)源使用如Broos等人(2007)的附录中所述的位置重合判据联系起来 8 。我们为对应体证认所采用的光学和红外星表取自一些最新的文献和观测结果,包括NGC 2244与麒麟OB2UBV测光(Massey等人1995 = MJD95)、NGC 2244UBVIHa 测光(ParkSung 2002 = PS02)、NGC 2244UBVIHa 测光(BerghoferChristian 2002 = BC02)、全天USNO-B1.0星表(Monet等人2003 = USNO)、2MASS全天点源星表(Cutri等人2003 9 = 2MASS)以及Florida大学FLAMINGOS巨分子云巡天 10 ACIS天区(在数据归算中使用2MASS源在天体测量上准直到Hipparcos系统)与上述这些星表之间的参考架偏离,MJD950.4"PS020.3"BC020.3"USNO0.2",而FLAMINGOS0.2"。这些偏差被应用于源的匹配之前。

 


      8  执行这种匹配算法的软件可利用http://www.astro.psu.edu/xray/docs/TARA/ 中的TARA软件包。

              可利用http://irsa.ipac.caltech.edu/applications/Gator/

   10  首席研究员Elizabeth A. Lada;关于FLAMINGOS巡天的详情可在http://flamingos.astro.ufl.edu/ sfsurvey/sfsurvey.html找到。FLAMINGOS仪器的设计和性能在Elston等人(2003)中描述。对仪器的纵览也可以利用 http://www.gemini.edu/sciops

/instruments/flamingos1/flam1Index.htmFLAMINGOS的玫瑰复合体天区观测结果和红外数据归算在Román-Zúniga2006)中描述。请注意,在FLAMINGOS的成像模式中,有KK短(Ks)两种滤光片可利用,而这里的观测结果是用K带得到的。

 

 

ACIS源与光学和近红外源之间很可能存在的联系在表6中报告; 919ACIS源中有712颗(77 %)具有已证认出的光学和近红外对应体。因为ParkSung2002)给出了它们的高精度测光的完整的表,所以目视测光结果被按PS02 BC02MJD95USNO的优先次序报告。USNO测光是照相测光,测光的准确度为 ~ 0.3 magMonet等人2003)。对于Chandra源,只要有FLAMINGOS的测光结果可以利用,就报告其中的JHK星等。这些FLAMINGOS测光数据零点与2MASS相同。[测光细节见Román-Zúniga等人(2008)。NGC 2244中光学星的测光星表在Román-ZúnigaLada2008)中给出,而FLAMINGOS玫瑰巡天的完整的星表将在Román-Zúniga等人(2008)中报告。]对于FLAMINGOS巡天没有覆盖的区域以及饱和的亮星(H < 11 magRomán-Zúniga 2006),则报告2MASS测光。作为补充信息,使用了SIMBADVizieR星表服务。对于所选的这些源的其他被发表的特性的注记可以在表的脚注中找到。

 

5. 测光选源的X射线谱测量结果:幂律拟合

 

NGC 2244 的星族和结构(Wang 等人 2008)(中) - wangjj586 - 星海微萤 

 

        注:表5完整地发表在《Astrophysical Journal》的电子板中。这里给出的是部分条目,以供对其格式和内容有所了解。

a 为方便起见,栏(1 栏(4)重复给出了表2中的源的识别号、净计数和测光显著性数据。

b 所有拟合使用XSPEC中的“wabs(apec)”模型。栏(5)和栏(6)给出柱密度和幂律光子指数这两个参数的最佳拟合数值。栏(7)给出模型谱的幂律归一参数。斜体的量值在拟合中被冻结。不确度以90 % 的置信区间给出。当不确度 < 0.1时,为避免很大的舍入误差,采用更多的有效数字;为一致起见,对于上、下两个不确度采用相同数量的有效数字。当XSPEC不能计算出这些量时,或者当它们的数值大得不能有效地约束参数时,不确度空缺。没有列出不确度的拟合结果应该被认为仅仅是为得到粗略的光度估计而对数据作的一种样条拟合;目前的参数值是不可靠的。

c 在栏(8)— 栏(12)中给出X射线光度:s = 软能带(0.5 2 keV);h = 硬能带(2 8 keV);总能带(0.5 8 keV)。作过吸收改正后的光度用下标c表示;当log NH > 22.5时,因为软能带的发射本来就无法测量,它们就被忽略不计。

d  2T表示使用双温模型。H表示拟合用手工完成,通常是因为自动拟合得出的结果没有物理意义。为方便读者,这里列出了一些众所周知的OB对应体的名称。

 

5给出了919Chandra星中617颗具有高品质JHK测光(JHHK颜色的误差均 < 0.1 mag)的星的近红外JHHK双色图,这些星的测光数据列在表6中。大多数Chandra源位于左侧的两条虚线之间,这是与无盘的年轻恒星(III类天体)相联系的颜色空间,但受到了星级消光的红化影响。我们要强调,尽管在仅仅用近红外的研究工作中这一区域通常充满了场星的污染,然而这里的这些恒星几乎全是星团的成员(第3.2节)。受到AV ~ 1 2 mag影响的星团成员星(假定是晚型星)的集中程度是很明显的,中心在J - H = 0.25H - K = 0.8处。在这一红化带的右侧是38K波段色余源 11 ,其定义为具有颜色 (J - H) > 1.7(H - K) + 2s (H - K) 的恒星。K波段色余的存在频繁地被用来识别依然拥有内层盘的恒星,这种盘相对地较热(T ~ 1200 K)和多尘埃。这些恒星,除了其中的三颗以外,其余全都占据了中间和最右面的两条虚线之间的颜色空间;它们很可能是具有星周吸积盘的主序前星(II类天体)。

 


   11  请注意K波段色余的定义对于不同的研究者来说略有差别。在Román-Zúniga等人(2008)中,K波段色余星要求具有超出J - H = 0.47(H - K) + 0.46[经典金牛T型星(CTTS)的轨迹]的颜色,此外还要求这颗恒星位于红化后的零龄主序矮星的分布带之右。在经典金牛T型星的轨迹下方的区域中可能包含了未分辨的星系的检测结果。但对于我们的X射线选样本的红外对应体来说,这一颜色空间几乎没有什么星系产生的污染,而很可能包含的是这一年轻星团中的HAeBe型星。因此,在K色余的定义中不需要应用进一步的约束。
 

 

 

6. 恒星对应体

 

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注:栏(1
)—(2)重复给出表2和表3中的序号和源的识别号。栏(3)—(6)是用于对应体匹配的星表。为方便起见,[MJD95] = Massey等人(1995)、[BC02] = BerghoferChristian2002)、[PS02] = ParkSung(2002)。栏(7)—(12)给出现可利用的光学测光。 栏(13)—(17)给出近红外证认和FLAMINGOSJHK测光(第3.1节)。栏(18)列出2MASS测光品质标记(Cutri等人2003)。在此关于各颗源的注记中,[OI81] = OguraIshida1981)、[LR04] = LiRector2004)、ProbMem = 由自行数据得出的星团成员概率、[M82] = Marschall等人(1982)、[D06] = Dias等人(2006)。表6完整地发表在《Astrophysical Journal》的电子版中。这里给出的是部分条目,以供对其格式和内容有所了解。

 

三颗位于最右侧虚线之外的恒星(44564805)标明了有很大的色余[分别有E(H - K) = 0.870.820.38]。这一区域内的恒星很可能被很大的包层包围着,因此分类为候选的I类源恒星(Kenyon等人1993Strom等人1995)。源44和源564特别令人感兴趣[E(H - K) > 0.8]。源44已被证认为NGC 2244的一颗成员星(OguraIshida 1981),光谱型分类为B7 VeVerschueren 1991)。在Li等人(2002)中它进一步被分类为Herbig Be型星,其依据是在他们的Kitt峰国立天文台(KPNOHa 图像中看到了纤细的星云,很大的[V – 25 m m]颜色,以及它的已得到确认的晚B型的光谱型。源805非常暗弱(J ~ 18.5,接近FLAMINGOS成像灵敏度极限),也许是一颗小质量原恒星或具有很大HK颜色的嵌埋背景天体(Froebrich等人2005)。

6给出了图5中所给出的同一些恒星的JJ - H颜色星等图(CMD)。一些已知的OB型星位于上端,并由零龄主序红化AV ~ 1 mag 。与NGC6357Wang等人2007)和其他受到更严重遮蔽的星团(Wolk等人2006Broos等人2007)不同,我们没有对任何新的早于B0型的大质量星进行定位。然而,可以看到两颗很可能新的B0 B2型星(900919),以及十多颗新的晚B型星候选者。

每一颗较小质量恒星的质量以及它们的红化可以通过假定它们自2 Myr等龄线红化来加以估计。在这里,采用偏大的距离d = 1.6 kpc不会有显著的影响;小质量星的质量估计受到的影响仅为 ~ 0.1 M 。大多数ACIS星看上去集中在 ~ 0.7 < J-H~ 1 ~ 13 < J~ 16 附近,与红化为 ~ 1 mag AV~ 2 mag FGKM型星(0.1 M M~ 2 M)相符合。那些显示有K波段色余的恒星似乎具有比III类天体更大的红化。2 Myr等龄线左侧的源很可能是比NGC 2244的星族年老的场星(见第3.2节)。此外,在零龄主序轨迹的右侧,大约有20颗恒星据推断恒星质量 < 0.1 M 。这些J > 17 mag的恒星的红外测光也许不太可靠,尤其是那些靠近检测极限的较暗弱的星更是如此。这些天体很可能是那些质量最小的星团成员星、背景星和少数红外大光度河外源的混合。在这些最暗弱的恒星中,近红外色余源占很高的百分比,这也许并不是真实的;Froebrich等人(2005)曾证明,嵌埋在遥远的云中的背景星具有整体上偏大的HK颜色。Román-Zúniga2006)也对暗弱的红外背景源的污染作了讨论。

 

 

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 图5.  具有高品质测光的617Chandra星近红外JHHK双色图,测光取自合并后的FLAMINGOS2MASS数据(JHHK两种颜色的误差均 < 0.1mag)。实心的圆点和空心的三角形分别表示具有显著K波段色余的源和没有色余的源。标出表2中源的序号的圆点表示三颗I类天体。标有321429583627678的三角形是前景星,而347很可能是一颗巨星。使用2MASS测光的一些恒星用圆圈标明。实线和长划线分别表示主序星和巨星的轨迹,取自BessellBrett1988)。点划线是经典金牛T型星的轨迹,取自Meyer等人(1997),而右侧的实线是HAeBe型星的轨迹,取自LadaAdams1992)。虚线表示标准红化矢量,其中每隔AV = 5 mag画一个加号。大多数Chandra源位于左侧两条虚线所定义的红化带内,这一红化带与III类天体(三角形)有关。这一红化带的右侧是38颗红外色余源。

 

 

 

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图 6. 使用与图 5 同一样本得到的近红外JJH颜色星等图,符号亦同图5,仅已知的O型星用实心的三角形表示为例外。标出了某些恒星的ACIS源编号。实线是Siess等人(2000)的主序前星2 Myr等龄线。点划线表示零龄主序的位置。虚线表示标准红化矢量,每隔AV = 5 mag画以加号,并标明了对应的恒星质量。

 

剩下的 ~ 200颗没有匹配到对应体的ACIS源很可能是玫瑰复合体新发现的嵌埋成员与遥远的背景恒星和河外源的混合物(估计的比例见第3.2节)。对于具有匹配的对应体的源和没有对应体的源,它们的中位光子能量的累积分布函数见图7。对于没有对应体的一些源,它们的更硬的中位光子能量表明了这些源嵌埋得很深或者位于云的后面(AV ~ 10 mag。那些新的小质量团星因由磁活动产生的强X射线耀而把它们自己显露出来。这类由X射线发现的恒星普遍出现在别的星团周围的分子云中(Getman等人2005aWang等人2007Broos等人2007)。这些天体中有的可能是非常年轻的原恒星,具有由包层或盘产生的局部吸收;Getman等人(2007)在IC 1396N中发现,一些 log NH ~ 23.0 cm -2 的源是具有高密度包层的原恒星。它们的空间分布(图8)表明,它们分布在亮星周围,并且沿着玫瑰星云的边缘,在那些地方红外源的证认可能会发生困难。

 

 

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图 7. 源的硬度指标——中位光子能量——的累积分布,对具有已被证认的光学和近红外对应体的Chandra源(实线)和没有对应体的Chandra源(虚线)分别画出。具有已被证认的光学和近红外对应体的源明显比没有对应体的源来得软。

 

3.2. 似污染天体的证认

如第1节中所强调的,恒星的X射线发射在仅 ~ 100 Myr后就迅速衰减,并且X射线的光度对盘吸积只有很小的依赖(PreibischFeigelson 2005Preibisch等人2005Telleschi等人2007)。因此,X射线巡天在检测主序星上方的无盘主序前星方面有非常高的效率,对恒星形成区的传统的光学和红外巡天是一种补充。我们按照Getman等人(2006)和Wang等人(2007)所述的模拟对河外X射线源和银盘恒星的污染程度作了估算。这些计算表明,有 ~ 35颗源是河外源(第3.2.1节),~ 20颗源是前景源,还有 ~ 16颗源是背景场星(第3.2.2节)。这 ~ 70颗污染源占919ACIS源的 ~ 8 %

3.2.1 河外污染

按照Getman等人(2006)的方法,我们通过把一些人造源随机地置于检测器各处来构建河外星族的Monte Carlo模拟。我们由X射线背景的log N log S分布提取入射流量(Moretti等人2003),而赋予这些源的幂律光子指数与Brandt等人所述的流量依赖度相一致。每一模拟源的谱是通过柱密度为log NH ~ 21.9 cm -2的均匀吸收之后所产生的谱,这一柱密度是沿NGC 2244方向穿过整个银盘的HI柱密度(DickeyLockman 1990)。在应用在我们的ACIS图像中局部的背景数值之后,我们计算了每颗虚假源的测光显著性,然后剔除将会落在我们的源检测阈之下的那些弱河外源。这些模拟意味着,在我们的ACIS-I区域中也许检测到了 ~ 80颗河外源,并有 ~ 35颗源测光显著性Signif ? 2.0[表2中栏(12)]。因为我们没有考虑分子云物质的分布不均匀,所以真实的数字很可能更小。这些河外污染源的最佳候选天体是那些X射线谱能用幂律最佳拟合、没有明亮的光学和近红外对应体、并且不显示出特殊的主序前X射线耀的源。

 

 

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图 8. 未证认到光学和近红外对应体的Chandra源的空间分布。背景是DSS R波段图像。标明了ACIS-I的视场。

 

3.2.2. 银河系恒星的污染

对于我们的ACIS视场方向(l = 206.3b = -2.1)预期的银河系的星族,作了Monte Carlo模拟检查,依据的是Robin等人(2003)的星族合成模型(下称Besancon模型)12。除了这个模型提供的平滑吸收分量之外,我们还增加了d = 1.4 kpc处很低的AV ~ 1 mag的局部吸收,这是依据图6中所示的Chandra源的平均近红外红化推断的。在ACIS视场内,在约为J < 19 magFLAMINGOS成像灵敏度极限范围内,Besan?on模型推测有 ~ 850颗前景主序星(d < 1400 pc)和 ~ 4300颗背景主序星、巨星和亚巨星。

 


12 这些计算用BesanconRobin等人(2003)的团组在 http://bison.obs-besancon.fr /modele 提供的网上服务完成。

 

 

Besancon 模拟中的前景恒星中,大约25 % 年龄小于1 Gyr,这一较年轻的星族可以在X射线巡天中检测到。 它们大多数位于距离从0.81.4 kpc处; ~ 54 % M型星,~ 28 % K型星,~ 13 % G型星,3 % 具有更大质量。按照Getman等人(2006),我们把Besancon模型星族与ROSAT巡天中测量得到的太阳近邻恒星X射线光度函数(Schmitt等人1995Schmitt 1997Hünsch等人1999)卷积。光度按照恒星的硬度光度关系(Güdel等人1998)进行调整,以考虑ROSATChandra不同的谱段。按照我们用于河外源的同样的方法(第3.2.1节), 我们把我们的ACIS检测过程应用于这些模拟的场星。一次典型的Monte Carlo运行推测有16 20颗前景恒星将在NGC 2244ACIS-I曝光中被检测到。

五颗我们的X射线星的光学对应体被证认为前景星,其依据是它们的已知光谱型和在测光图中的位置。这五颗源的编号是321429583627678。自行数据(Marschall等人1982Dias等人2006)也意味着它们是星团成员星的概率很低。在近红外颜色星等图中,有 ~ 30颗星位于2 Myr等龄线与零龄主序轨迹之间。那些靠近2 Myr等龄线的星由于星团年龄和距离的不确性而依然可以是成员星。大约15颗靠近主序轨迹的星更像是无关的前景主序星(Getman等人2006)。由谱拟合导出的X射线吸收柱密度大多数要求log NH = 20.0 cm-2,意味着是前景候选天体13。由自行数据导出的它们是成员星的概率介于0 % 80 % 之间,并不是很肯定。与上述五颗已被证实的前景星一起,还有20颗光学星14 在表6的脚注中被记为前景星的最佳候选天体。这一数量与Besancon模拟的前景星族完全相符合。

  


13  低计数源的谱拟合可以给出具有很大不确度的N H数值;因此,我们不使用具有很低的N H来识别前景源。很低的吸收柱密度被认为是支持由近红外颜色星等图中位置所确定的前景星的证据。在整个天区内,高计数(>30次计数)和低计数(< 30次计数)的低N H源的空间分布具有相近的弥散,这与它们是前景群体的一部分是一致的。

14  它们与编号为496796105129163321429552583603627678743757785839854859889Chandra源相对应。

 

 

为了模拟在玫瑰恒星形成区后面的有可能会进入我们的X射线样本的恒星数量,Besancon模型被再次与X射线光度函数卷积。模型预测有 ~ 18 % F型矮星,~ 41 % G型矮星,~ 33 % K型矮星,~ 1 % M型矮星,~ 6 % 是巨星。我们使用对太阳近邻建立的矮星X射线光度函数(Schmitt等人1995Schmitt 1997),并采用由Pizzolato等人(2000)的表2得到的巨星的X射线光度函数。一些典型的模拟运行得出在我们的Chandra观测结果中可检测到 ~ 11颗矮星和 ~ 5颗巨星。在颜色星等图中零龄主序轨迹左侧,对于J > 18,有16颗星15 位置与Besancon模型推测的由主序星、亚矮星和巨星组成的背景星族相符合,它们在表6中被我们记为背景星的最佳候选天体。

 


15  它们是编号为68157158181226253323325347409442583609747835880的源。

 

 

4. 星团的整体特性

4.1. X射线光度函数和初始质量函数

正如Feigelson等人(2005)所指出的,X射线光度函数(它在这里直接被测量)可以被认为是初始质量函数(它是未知的)与X射线光度质量(LX-M)相关关系(它在COUP研究工作中被测量;Preibisch等人2005)的卷积。使用已作过最佳研究的猎户星云星团(ONC)的X射线光度函数(COUP XLF)和初始质量函数作为校准标准,NGC 2244X射线光度函数可以用来探测星团的初始质量函数和估计整个X射线发射星族。这样一种星族分析已经对仙王OB3bNGC 6357M17做过(Getman等人2006Wang等人2007Broos等人2007)。在随后的X射线光度函数分析中,我们使用硬能带的X射线光度函数,而不是使用总能带的X射线光度函数,这是因为遭到严重吸收的X射线源的软能带分量是未知的,这会给观测得到的和做过吸收改正后的总能带X射线光度带来很大的不确性。

通过计数不同X射线光度区间内的源的数量,我们使用导出的X射线光度构建起图9a中所有非暗得未能观测到的NGC 2244X射线源(中位E ? 2.0 keV)做过吸收改正后的硬能带(2 8 keVX射线光度函数(Lh,c)。这里我们排除了五颗已知的前景型和光谱型早于B3OB型星,以便与猎户冷星样本取得一致。由XSPEC谱拟合导出的做过吸收改正后的硬能带流量(Fh,c)被用于得到光度,距离采用1.4 kpc。作为样板,我们同时给出了COUP非暗得未能观测到的星族的X射线光度函数(839颗冷星;Feigelson等人2005)。

 

 

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 图 9. a)由NGC 2244的非暗得未能观测到的星族(实线)和COUP的猎户星云星团非暗得未能观测到的冷星星族(虚线Feigelson等人2005)做过吸收改正后的硬能带(2.0 8.0 keVX射线光度Lh,c构建的X射线光度函数。垂直线表示对NGC 2244星族估计的完整性极限。(bNGC 2244的非暗得未能观测到的X射线源以及COUP、仙王BOB3b(年龄 ~ 1 3 Myr; Getman等人2006)、NGC 6357(年龄 ~ 1 MyrWang等人2007)和M17(年龄 ~ 1 MyrBroos等人2007)的非暗得未能观测到星族X射线光度的累积分布。NGC 2244NGC 6357、仙王BM17的分布都因它们的完整性限制而分别在log Lh,c ~ 29.230.429.330.4 ergs s -1处截断。

 

NGC 2244X射线光度函数在很大程度上与COUPX射线光度函数一致,这意味着NGC2244的星族与猎户星云星团是可比的。不过,在 log Lh,c  > ~ 29.8 ergs s-1 时,NGC 2244X射线光度函数斜率似乎比COUPX射线光度函数陡。在log Lh,c = 30.9 ergs s-1时,NGC 2244的区间相比猎户星云星团的X射线光度函数少了九颗星;而在log Lh,c = 29.5 29.7 ergs s-1时,那几个光度区间比猎户星云星团的X射线光度函数高出了 ~ 40颗星。诚然,这些与猎户星云星团的X射线光度函数的偏差并不显著(2s),与仙王BM17X射线光度函数比起来,这个星团的X射线光度函数更为接近地遵循着猎户星云星团的X射线光度函数的形状(见图9b)。这种视在的更陡的斜率不是我们的距离估计或检测完整性限制造成的虚假产物。我们在任何离轴的位置都能轻而易举地检测到15次计数的源;这些被检测到的源的X射线光度大致为 log Lt ~ 29.4 ergs s-1(据LX-M关系,对应于 ~ 0.5 M)和 Lh,c ~ 29.2 ergs s-1。在NGC 2244X射线光度函数中所看到的具有较陡斜率的那几个区间远比此完整性极限亮。

对于这种与猎户星云星团斜率的偏差,也许有几种可能的外在理由可加以考虑。首先,尽管对数正态的COUP X射线光度函数是最佳的数据,并且提供了好的观测样板,可是潜在的物理原因和一些星团相对于它的变化仍还有待探讨。有迹象表明,X射线光度函数也许并不是在所有区域中都是一样的(见Feigelson等人2007所作的评论)。图9b表明,仙王BM17X射线光度函数也许以不同的方式不同于猎户星云星团的X射线光度函数。LX-M的相关关系是由非常年轻的猎户星云星团导出的,但对于像NGC 2244这样的较为年长的星团也许有所变化。其次,在构成与COUPX射线光度函数可比的X射线光度函数时某些热星的排除可能会隐含地影响所得到的X射线光度函数。我们检查了这些OB型星的光度(log Lh,c),它们主要影响 log Lh,c ~ 30.0 ergs s-1附近的那几个光度区间;把它们包括在内后的X射线光度函数依然显示出对猎户星云星团的观测上的偏离。

对于NGC 2244这个星团来说,有两种内在的可能原因,也许会导致视在的更陡的斜率:(1NGC 2244的星族与COUP的星族相同,但多了 ~ 50颗光度范围为 ~ 30.0 < log Lh,c < ~ 30.4 的星(据LX-M关系推断为太阳质量的恒星);或者(2NGC 2244的星族是COUP的星族的1.2倍大,但 NGC 2244 缺少 20 ~ 30.4 < log Lh,c < ~ 31.0 的恒星(中等质量恒星)。无论在哪种情况下,NGC 2244X射线光度函数都会以一种类似于Getman等人(2006)研究仙王B(即OB3b)天区时所见到的那种情况的方式偏离已作了标度调整后的COUPX射线光度函数。

为了改进统计结果、消除可能存在的分组的影响并进一步研究NGC 2244X射线光度函数与猎户星云星团以及其他星团的X射线光度函数相比究竟情况如何,我们导出了非暗得未能观测到的NGC 2244X射线源以及非暗得未能观测到的COUP、仙王BOB3b(年龄 ~ 1 3 Myr; Getman等人2006)、NGC 6357(年龄 ~ 1 MyrWang等人2007)和M17(年龄 ~ 1 MyrBroos等人2007)的星族的X射线光度累积分布。由此得到的累积X射线光度函数在图9b中给出。为了避免由检测的不完整性造成的混乱,我们在每个区域对应的完整性极限处截断累积X射线光度函数(见图9b)。在完整性极限以上一给定的X射线光度处,两个星族中的圆的累积数量的比值反映了这两个星族光度比上述极限更高的部分之间的相对标度关系。作为结果,NGC6357M17和仙王B的非暗得未能观测到星族分别是猎户星云星团的非暗得未能观测到星族的大小的 ~ 5倍、~ 3倍和 ~ 0.4倍。这与以前报告的数值一致 16 NGC 2244的累积X射线光度函数紧紧地遵循COUP的光度函数,虽然在图9a中发现的偏差(在 ~ 30.4 < log Lh,c < ~ 31.0 时的不足和在 log Lh,c < ~ 30.4 时的超出)依然可以清晰地看到。取决于对这一偏差的处理,NGC 2244的星族介于猎户星云星团星族的1.0倍到1.2倍之间。

 


16  NGC 6357中,因候选的OB型星被包括在样本中,故log Lh,c比其他星团高 ~ 0.5 dexWang等人2007)。请注意,虽然NGC 6357的未遮蔽星族比M17大,但是M17的遮蔽星族显著地比NGC 6357大(Broos等人2007),这使得估计的这两个星团的总的星族时可比的。

 

 

 

为了检查 ~ 30.4 < log Lh,c < ~ 31.0 的源可能存在的超出,作了进一步的研究。为了识别出这个天区中一个以前未知而也许对NGC 2244提供了额外的恒星的星团,我们检查了光度在超出的那几个区间内的源的空间分布,但我们没有发现任何视在的成团现象。为了检验上述超出是否来自X射线亮的非成员星的污染,我们如第3.2节中所提出的那样除去了一些候选的污染天体(前景星、背景星、河外源)并重新构建X射线光度函数。数量的下降主要出现在低光度的区间内,而超出在 ~ 30.0 < log Lh,c < ~ 30.4 时依然是显著的。因此,我们的结论为,排除候选的污染天体并不会改变X射线光度函数,因为它们不会对以X射线发射星族为特征的那些高光度区间起那么大的作用。

4.2. 初始质量函数和K波段光度函数

为了检查X射线光度函数的偏差是否是NGC 2244星团内在反常的初始质量函数的反映,我们使用近红外数据对初始质量函数作了两种检验。一种检验是使用X射线星在红外颜色星等图中的位置来导出它们的质量并构建一个近似的初始质量函数。这一严格的质量将不如由光谱型和赫罗图测得的那么准确,但它们的统计分布对于我们这里感兴趣的问题来说应该是足够了。如果具有log Lh,c ~ 30.0 30.4 ergs s-1X射线源数量确实有一超出(第4.1节中的选择1),那么根据经验的LX-M关系(Preibisch等人2005),我们就可以预期看到约为一倍太阳质量的恒星数量也有一超出。图10给出了对于非暗得未能观测到的COUP星和NGC 2244的恒星用由近红外估计的质量构建的初始质量函数。对于太阳质量范围的恒星,在猎户星云星团初始质量函数(Muench等人2002)被标定得能与NGC 2244的初始质量函数匹配之后,没有明显的数量超出。相反,在这一X射线选样本中2 3 M的中等质量恒星的缺乏倒是明显的(第4.1节中的选择2)。

 

 

NGC 2244 的星族和结构(Wang 等人 2008)(中) - wangjj586 - 星海微萤

 

 

 

  图 10.  NGC 2244X射线星(实线)与COUP的猎户星云星团星(虚线)使用近红外测光数据导出的恒星质量得到的初始质量函数之间的比较。点线给出猎户星云星团的初始质量函数(Muench等人2002)及其作了标度调整后与NGC 2244的初始质量函数匹配的情形。点划线是使用由2MASS数据导出的K波段光度函数估计的NGC 2244的初始质量函数。箭号标明NGC 2244和猎户星云星团X射线星的近似质量完整性极限以及由2MASS数据导出的K波段光度函数质量完整性极限。请注意,2MASS的完整性极限与我们Chandra的恒星质量完整性极限相同。NGC 2244K波段光度函数和初始质量函数不完整的区间被略去。

 

另一种检验是要得到星团成员星的一个统计样本并按照Getman等人(2006)中仙王BOB3bK波段光度函数的分析方法构建一个K波段光度函数(LadaLada 1995)。我们使用2MASSKs数据构建K波段光度函数,因为它向着NGC 2244的方向在空间上是完整的,而在测光上到与我们的玫瑰星云Chandra数据类似的质量极限为止也是完整的。2MASS中一个中心在(a , d=06h30m00s , +03°4500)(J2000.0)的控制天区被用来作背景星族的扣除(向着这一控制天区方向以及NGC 2244的前景中的消光都很低;它的2MASS双色图见Li 2005)。由此得到的K波段光度函数与Li2005)导出的结果类似,其幂律斜率为d log N(Ks)/dKs ~ 0.3。为得到初始质量函数,我们使用2 Myr理论等龄线把Ks星等变换成log M。这一由理论等龄线得到的Kslog M之间的关系(Siess等人2000)可以很好地用如Getman等人(2006)证明的一个幂律函数来近似。由此得到的由K波段恒星计数导出的初始质量函数(图10中的点划线)与由Chandra源近红外特性估计的初始质量函数(图10中的实线直方图)相符合。请注意,用K星等作为光球光度的替代量导出的质量可能会偏向于使得具有K色余的源具有更大的质量。不过,我们的由K波段光度函数估计的初始质量函数已被证明是正确的;在我们的样本中具有K色余的源所占的比例很小,而且由K波段光度函数推断的初始质量函数区间划分很粗[D log (M/M) ~ 0.2],可以不考虑K色余对估计的质量所产生的影响。

这一K波段光度函数表明,我们的X射线样本直到 ~ 0.5 M 在很大程度上还是完整的,这与根据X射线完整性极限估计的质量极限相符合。 它还表明,我们的X射线选样本缺少了 ~ 203 M左右的中等质量恒星。并不令人感到惊讶的是,X射线波段中等质量恒星的检测效率不如光学或红外波段深(Schmitt等人1985)。对于中等质量范围的恒星,X射线的产生机制尚不很清楚(第5.2节)。在中等质量恒星的X射线检测的许多情形中,X射线发射事实上来自中等质量恒星的小质量伴星。与猎户星云星团比较,NGC 2244中的中等质量恒星有些也许由于没有小质量伴星而是X射线宁静恒星。 X射线光度函数中缺少log Lh , c ~ 30.4 31.0 erg s-1的源所反映的正是这一点。这个年轻星团的动力学演化历史也许导致了中等质量恒星具有伴星的比例较低。NGC 2244中的中等质量成员星巡天有必要对它们的多重性进行测量,就如Kouwenhoven等人(2007)的天蝎OB2中等质量星双星研究所做的那样。于是,在上述假定之下,NGC 2244的恒星中log Lh , c ~ 30.0 30.4 erg s-1的源“过多”就是这个星团与猎户星云星团相比星数略多的结果。根据以上全部分析,我们可以得出结论,NGC 2244的非暗得未能观测到的X射线发射星族是猎户星云星团已知非暗得未能观测到的星族的约1.2倍大,或者说有 ~ 1000颗星的log Lt > 27.0 ergs s-1COUP的检测极限)。暗得未能观测到的星族,由类似的X射线光度函数标度关系估计,为 ~ 500颗星。考虑到COUP的总样本是HillenbrandHartmann1998)中猎户星云星团光学和近红外样本的 ~ 75 % ,我们估计NGC 2244星族的总大小在2000左右。Li2005)由空间完整的2MASS分析估计,给出了NGC 2244成员星总数为 ~ 1900颗的结果。

NGC 2244中恒星成员数的大质量端虽然已通过一些早期的研究工作(例如,OguraIshida 1981)有了很好的了解,但小质量星族的证认仍还很差。Perez1991)提出在NGC 2244星团中也许没有M < 4 M 的恒星。Perez1991)、Massey等人(1995)以及ParkSung2002)用光学波段研究了NGC 2244的初始质量函数, 报告了一个具有平坦的幂律斜率G[d log N (log M )/d log M ] ~ -0.7的头重初始质量函数,尽管ParkSung2002)由于他们的中等质量和小质量星族的不完整性而很谨慎。的确,对于质量小于 ~ 3 M的恒星,他们的光学样本边的不完整。与传统的初始质量函数研究比较,我们的高灵敏度X射线恒星样本在很大程度上得益于我们稳健的成员判据以及我们以可靠的手段识别小质量成员星的能力。X射线选成员性直到0.5 M仍几乎是完整的,由此得到的初始质量函数斜率为给出 G ~ -1.1,而不是 G ~ -0.7,从而与猎户的初始质量函数一致。 

4.3. 星团的空间结构

一些年轻星团的形态、包括与恒星质量的关系,提供了星团形成和动力学演化的线索。因为以光学或红外样本为基础的形态研究由于不均匀的消光、星云污染、与场星的混淆以及向保留着原行星盘的恒星的倾斜而复杂化,所以在恒星众多的年轻星团中由X射线证认的恒星的空间分布应该是探讨它们的起源和动力学演化的极好的实验室。例如,非球形的形状或团块化的分布将反映不平衡的初始条件,而具有质量分层的球形的形状将表明得到很好发展的位力化(Clarke等人2000)。在猎户A云中,猎户星云星团、NGC 2024和成协的分子云纤维都具有扁平的形状(Lada 1991Feigelson等人2005),这可归结为一个伸长的云的整体引力坍缩(HartmannBurkert 2007)。反之,富星团NGC 6357M17看来是球形的,但具有次团,这也许反映了截然不同的(也许是触发的)次团形成(Wang等人2007Broos等人2007)。质量分层的缺失可以反映或是一个年轻的恒星系统还没有达到动力学弛豫,或是一个成熟的系统许多大质量成员星已由于核心内的少体相互作用而弹射了出去(Pflamm-AltenburgKroupa 2006)。

Li2005)的2MASS研究工作中已经得到验证,位于(a , d=06h31m56s+04°5956)处的定义光学玫瑰星云的大尺度圆周(见图1b)的视在中心(OguraIshida 1981)偏离了在(a , d=06h31m59.9s+04°5536)处的红外面密度分布中心。他把这一偏离解释为一种投影效应,其中的玫瑰星云类似于分子云中的一个倾斜的圆柱形空洞(见Celnik 1986中的一些模型)。在最近的Spitzer红外阵列照相机和多波段成像光度计(IRAC-MIPS)的NGC 2244巡天(Balog等人2007)中,II类源的分布显得与2MASS数据符合得很好。这里,我们的Chandra数据表明,恒星在HD 46150附近的集中偏离了更大范围内的恒星分布,而与其和星际物质的联系无关。偏离中心的大质量星HD 46223在第4.4节中作进一步讨论。

为了作结构分析,必须要定义一个“中心”。在NGC 2244中,X射线星的最高聚度出现在质量第二大的恒星HD 46150O5 V型)附近,位置在(a , d=06h31m55s+04°5634)处。因此我们把HD 46150处理为第4.3.2节中我们对这一高密度区域径向轮廓分析的中心,尽管我们知道,如上面已经注意到的,X射线星的分布是不对称的:HD 46150位于2MASS研究工作(Li 2005)中定义的红外中心的西北约2?处。

4.3.1. 形态和次结构

11给出了NGC 2244512颗稍显暗弱(中位光子能量 ~ 2 keV )的X射线星的平滑化恒星面密度图。这幅平滑化空间分布图按照Wang等人(2007)和Broos等人(2007)的方法构建。类似的平滑化方法已被应用于2MASS数据对整个玫瑰复合体的大尺度结构进行识别(Li 2005LiSmith 2005a2005b)。建立了一个 ~ 20 × 20的网格,用来覆盖在恒星位置上,并在每一位置计数一个0.5半径的取样核内的源的总数,由此估计平滑化恒星密度。只有被ObsID 1874ObsID 3750覆盖的源才加以考虑,以此保证在整个区域内有大致相等的X射线灵敏度。那些严重地显得暗弱的源被略去,因为它们之中许多被预计是背景的活动星系核。

这个星团显示出近似球形的结构,直径跨度83.2 pc),中心在(a , d=06h31m59s+04°5530)。这一中心,以及在此X射线取样的星团中所见到的大尺度结构和次结构(图11),与FLAMINGOS研究工作(Román-Zúniga等人2008)中由K色余星面密度导出的结果符合得很好。它也与根据2MASS星计数定义的中心(Li 2005)以及由SpitzerII类源定义的中心(Balog等人2007)相匹配。大尺度的南北不对称可以归因于HD 46150位置的偏心。在HD 46150附近可以见到首要的集中的情形。这些恒星中有五颗Sharpless1954)就指出是一个目视的致密次团,但我们发现在这颗大质量星周围半径1范围内有 ~ 50颗恒星。这里中心恒星面密度为 ~ 700 颗恒星pc-2;要知道,这个数值由于X射线灵敏度的限制而仅限于质量大于 ~ 0.5 M 的恒星。

另一个具有 ~ 15X射线源的密度增加区域(为大约3s 的增量)在HD 46150以南3处看到,位于(a , d=06h31m56s+04°5410)。试验了不同的取样尺度,而这一次结构对于半径 < 1的平滑化核依然存在。这里出现的局部密度峰值导致六颗恒星紧紧地聚集在20 之内;它也出现在光学的Ha 图像和2MASSKs图像中(图12Li 2005)。假定他们是略为有些暗弱的晚型星,那么由它们的近红外颜色所表明的红化为AV ~ 1 mag ,与NGC 2244星团的红化类似。如果它们位于与NGC 2244相同距离处,那么它们的用近红外估计的光谱型介于FM之间。

 

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11. NGC 2244中非暗得未能观测到的星族的恒星面密度图。这个星团显示出一种球形的结构,直径的跨度为8。恒星的最高聚度出现在R.A. = 06h31m55sdecl. = +04°5634附近,即HD 46150的位置。能够看到的另一个密度增加区域的中心在 R.A. = 06h31m56sdecl. = +04°5410 处。O4型星HD 46223多半是孤立的。

 

HD 46150和以南3 处的两个次结构的存在直接证明了NGC 2244星团没有达到的联系平衡。然而也许最值得注意的是质量最大的星团成员星HD 46223O4 V型星)附近伴星的缺乏。在HD 46223附近1之内有九个X射线源,相比之下,HD 46150附近是 ~ 50个。对于HD 46223的孤立性的一种可能的解释是它是一颗被HD 46150次团中的动力学相互作用弹射出来的恒星。不过,它并没有展示出具有很大的自行(第4.4节),而且,像这样的一颗大质量成员星,并不能像一些质量较小的成员星那样被高速地弹射出来。可是我们注意到,已经有人报告说有一颗O4型的超巨星很可能是从天鹅OB2中弹射出来的(ComeronPasquali 2007)。HD 46223的视向速度测量对于评价这种弹射演景将是有价值的。

 

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12. 在图11中见到的恒星密度第二高区域的Kitt峰国立天文台(KPNOHa 图像(LiRector 2004)和2MASS Ks图像。重叠在上面的圆圈表示是ACIS源。两幅图像都是3.5? ? 3.5? ,中心在R.A. = 06h31m56sdecl. = +04°5416

 

M17相比(见Broos等人2007中的第3.1节),NGC2244的源的空间分布展现出某些共同的特征,但也有一些值得注意的差别。这两个星团最高的恒星密度都出现在大质量O型星附近,而且这种聚集很大程度上是球形的。不过,M17的恒星是聚集在NGC 6618中的那些已知早O型星周围,而在NGC 2244中恒星的聚集并不是在这个星团中的具有最早光谱型的大质量星(HD 46223)周围,而是在另一颗O型星HD 46150附近。这两个星团都展现出了明显的次结构:在M17中,发现了一个很暗弱的小星团(M17-X),它被看作是M17中心星团的延伸;在NGC 2244中也发现了一个非暗淡得观测不到的次结构。M17沿着激波波前以及M17-SW分子云核的东边缘呈现出一个触发星族(Jiang等人2002中的南棒)。NGC 2244的东南方向,沿着玫瑰分子云的中平面,也存在一系列触发嵌埋星团(PhelpsLada 1997)。这些触发星族的不同的外观与那些高密度的巨分子云相对于HII区的几何位形有关。V形的M17是从周围的分子物质中浮现出来的边缘向着我们的气泡状HII区,而NGC 2244则位于拉长的玫瑰分子云顶端一个正在扩张中的HII气泡内。


 

(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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