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星海微萤

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NGC 2244 的星族和结构(Wang 等人 2008)(下)  

2012-02-20 16:30:12|  分类: 外论选译 |  标签: |举报 |字号 订阅

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4.3.2. 径向密度轮廓

NGC 2244星团的中心在HD 46150附近的恒星密度峰值处,它的径向密度轮廓在图13中给出,其中与由光学、近红外和X射线研究得到的猎户星云星团的轮廓(HillenbrandHartmann 1998Feigelson等人2005)以及由我们的X射线研究得到的NGC 6357Pismis 24的轮廓(Wang等人2007)作了比较。  NGC 2244的径向轮廓有两个明显不同的分量:HD 46150附近伸展到 1.5处的一个幂律结构,以及从1.5伸展到8的一个具有扁平的核然后较快跌落的结构。幂律结构的中心在图3中所示HD 46150周围那个 ~ 20" X射线分辨的次团处,但延伸的范围远比这个次团大。NGC 6357也许还有猎户星云星团也具有类似的径向轮廓,其幂律的斜率近似相同(图13)。

14给出了上述三个星团推断的以物理大小单位(秒差距)计的径向密度轮廓,其中恒星密度已经按比例调整为依据图9b中所示X射线光度函数的比较估计的真密度。NGC 2244的恒星密度已被按比例调整到猎户星云星团星族的1.2倍(第4.1节),而NGC 6357则为猎户星云星团星族的5倍(Wang等人2007)。忽略中央的r -2幂律结构,这两个星团都可以拟合为核半径分别等于rc = 1.21.4 pc的等温球(King 1962)。

 

 

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

 

 

13. NGC 2244星团、COUP研究工作中的猎户星云星团(Feigelson等人2005)以及我们的Chandra ACIS观测工作中的NGC 6357区域(Wang等人2007)观测得到的径向密度轮廓。直方图给出光学和近红外研究工作得到的径向密度轮廓(HillenbrandHartmann 1998)。对于COUP的猎户星云星团,给出了1s Poisson误差。

 

 

4.4. 质量分层

大质量的星团成员星集中在中心处,而较小质量的成员星位于离星团中心较大半径处,这种现象在年轻的富星团中一般都能观测到(例如,Carpenter等人1997HillenbrandHartmann 1998Adams等人2001)。Schilbach等人(2006)研究了年龄跨度很大的600多个疏散星团中的质量分层。他们的最年轻的星团年龄为 ~ 5 Myr,其中有的有质量分层,而有的则没有。

质量分层可以作为动力学弛豫的自然结果而出现。对于这种过程的具体细节曾经有过争论。对于猎户星云星团的猎户四边形,某些研究者认为 ~ 10OB型星的高密度的聚集是初始条件遗留下来的烙印(BinneyTremaine 1987BonnellDavies 1998),而另一项研究者则认为这个星团的核心发生了坍缩并有许多OB型星被弹射了出去(Pflamm-AltenburgKroupa 2006)。McMillan等人(2007)提出了一种质量分层次团相继合并模型。Bonatto等人(2006)发现,年龄为 ~ 1.3 MyrM16星团整体弛豫时标在 ~ 20 Myr左右,但在这么年轻的年龄就已经显示出有某种程度的质量分层。

在玫瑰星云中的NGC 2244内,如图15a中所示(也见图1a),O型星并没有高度集中。这个星团中最早型的O型(O4 V型)星是HD 46223,它在这个星团中的位置很有点令人困惑,竟靠近星云的东南边界处。  它的自行相当小(ma = -0.2 mas yr -1md = 0.4 mas yr -1Zacharias等人2004),这意味着它不是从星团中心弹射出来的。对于这个年龄为2 Myr的星团,文献中还没有对质量分层问题作过大范围的研究,这主要是因为小质量星族尚未能得到充分地证认。利用由照相底片数据导出的NGC2244区域内恒星的自行和成员概率,Chen等人(2007)提出,有证据表明这个星团具有质量分层。

 

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

 

 

14. 与图13中同样的三个星团物理标度的径向密度轮廓(粗线),其中NGC 2244NGC 6357的恒星密度已根据X射线光度函数分析的结果分别按猎户星云星团的1.2倍和5倍作了标度调整。细线表示NGC 2244外围部分的King模型轮廓。

 

15b给出了近红外估计质量 的大质量星和X射线证认小质量星(M > ~ 8 M的累积径向分布。这两个分布看上去非常相似,而且这两个分布的K-S检验没有表明显著差别。因此,在我们的视场内NGC 2244不存在质量分层。

我们估计了NGC 2244星团的二体动力学弛豫时间t relax(例如,Bonatto等人2006):t relax ≈≈≈≈ (N /8 ln N ) t cross ,其中t cross = 2R/vdisp是一颗恒星穿越半径为R而速度弥散度为vdisp的星团的特征穿越时间。采用图14中由完整的星团伸展范围得出的R ~ 4 pc,对于不可测量的速度弥散度的粗略估计vdisp ~ 3 km s -1BinneyTremaine 1987),以及N ~ 1900 颗星(第4.1节),我们对于NGC 2244获得t relax ~ 30 Myr 。因为星团年龄小于这一弛豫时间的10% ,所以可以预料,不会存在任何由于二体动力学相互作用产生的显著质量分层。如果我们只考虑估计的核半径rc = 1.2 pc以内的恒星,那么t relax ~ 9 Myr ,依然显著地大于这个星团的年龄。

因此,质量分层的缺失是与标准的动力学理论相一致的,而且意味着NGC 2244(与另外的某些星团不同)的形成并没有伴随有大质量星向中心的集中。解释NGC 2244动力学状态的主要难点是占据支配地位的成员星HD 46150具有一个致密的富次团与HD 46223在很大程度上处于孤立状态这两者之间的差别。

 

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15. a左图)使用我们的X射线选样本得到的NGC 2244中大质量星(近红外估计质量 M > ~ 8 M 实心的星号)和小质量星(M < ~ 2 M 空心的菱形)的空间分布。(b右图)大质量星(近红外估计质量 > ~ 8 M虚线)和小质量星(M < ~ 2 M实线)的累积径向分布。

 

NGC 2244类似,Broos等人(2007)指出,在M17中,除了在NGC 6618里面出现的集中之外,其他的许多大质量星都分散在ACIS-I的视场内。ACIS51是这个视场内的质量最大的恒星,然而它竟位于离这个星团中心 > 6处。相比之下,在NGC 2244HD 46223位于HD 46150之南 ~ 7'左右和这个星团的中心以南 ~ 5'处。并非所有大质量星参与了NGC 6618中看到的质量分层。一种可能的解释是这些O新型并非全都同龄。的确,在M17中已找到了若干大质量原恒星(例如,Nielbock等人2001Chini等人20042005)。与那里超致密HII区的存在一起,这些年轻的大质量星使人认识到,在M17中,这些大质量星族并非都是同样年龄。东侧的大质量星年龄也许大一些,属于一个范围更广的OB星协,而源51,例如,也许会更年轻些。NGC 2244中的情况可能也是这样。晚型的O型星像M17种一样很分散。HD 46223也许更为年轻,并不是与NGC 2244中心星团相同的星族的一部分。

4.5. 具有红外色余盘的X射线星

X射线选样本具有光学和红外样本所没有的若干优点(见Feigelson等人2007的评论)。X射线发射由恒星的磁活动所产生,对于在整个感兴趣的年龄范围内(< 0.1 > 10 Myr)的恒星,这种磁活动的水平高出主序101104倍;因此,X射线巡天只受到少量场星和河外天体的污染(在大质量富星团的观测结果中占 ~ 8 %),这些污染源通常是可以识别出来的(第3.2节)。它们通常给出的是一个几乎对盘没有偏向的年轻恒星样本 17 。典型的X射线巡天的主要缺点是它们在对那些质量最小的天体检测方面的不完整性,这些天体可以在高灵敏度的红外图像中被证认出来。Chandra和红外数据的互补性质将提供对于NGC 2244中年轻星族迄今最好的普查统计。值得注意的是,因为在红外光中不同的盘指标追踪的是不同温度星周物质的热发射,因此当用更长的红外波长进行测量时,在一个年轻星团中所推断的盘占的百分比通常会升高(例如,Lada等人2004)。例如,Haisch等人(2001b)证明,仅仅用JHK的观测结果,并不能灵敏到足以按完整和没有歧义的方式检测星周盘。他们发现,在IC 348星团中21 % 的源具有K波段色余盘;当使用JHKL红外色余发射时,盘占的百分比升高到65 % 。在这一小节内,我们把精力集中在具有K波段色余的X射线选恒星样本上。

 


17  也许会有一些额外的复杂因素:X射线选的主序前样本在0.5 8 keV能带对吸积恒星有一点小小的不利偏向,因为II类系统比III类系统平均暗达 ~ 2倍(Preibisch等人2005Telleschi等人2007),而在 < 1 keV的软能带由于吸积激波处的发射而对吸积系统也有小小的有利偏向。不过,在Chandra的能带,吸积的变化并不会引起X射线的变化(Stassun等人2006)。考虑到X射线光度函数的跨度为28 ergs s -1 < log LX < 32 ergs s -1,并且主要是耀发发射,会有一些很小的影响。见Feigelson等人(2007)的讨论。

 

 

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16.  38颗具有显著近红外色余的源(圆圈)的空间分布。这个星云的北部似乎缺乏近红外色余源。框线勾画出多个ObsID视场的轮廓。

 

38颗具有由内层原行星盘产生的K波段色余的恒星(第3.1节)空间分布在图16中给出。这些年轻恒星中有十颗聚集在HD 46150O5V型星)周围,还有几颗聚集在HD 259135B0.5 V型星)周围。

可以看到,在这个星云北部缺乏色余恒星:它们之中没有一颗位于这个星团的北部,而HD 46149O8.5 V型星)位于那里。这个区域在IRAS图像中也缺乏尘埃发射(Cox等人1990)。带盘恒星的这种缺少不能归因于OB型恒星紫外辐射的光致蒸发和星风,因为在HD 46150周围有一群这样的恒星。对于这种不对称,我们考虑有两种解释:首先,Li2005)指出,玫瑰星云在视线的北侧打开了30°。因为气体和尘埃从这一HII区内流出(如M17中那样;T03),所以这一区域中的恒星也许曾经受过较快的内层盘耗散,使得它们的盘不再显示出K波段色余。其次,NGC 2244中的恒星形成沿着从北到南的方向也许经历了很大的时间跨度,因此在北部区域内的是年龄较大的星族。在其他的年轻星团内已经发现了类似的年龄空间分布(例如,仙王OB3bBurningham等人2005)。

对于年龄为 ~ 2 MyrNGC 2244星团,使用我们的具有很高JHK测光品质的X射线选样本(很大程度上完整到0.5 M),我们导出质量 M > ~ 0.5 M Chandra星盘的总的频度为 ~ 6 %(假定存在 ~ 20颗前景场星)。对于质量 M > ~ 2.0 M的恒星,盘的比例是 ~ 10 % ,而对于质量 ~ 0.5 MM < ~ 2.0 M 的恒星则为 ~ 5 % 。使用类似于这里研究的一个很大的Chandra样本,Wang等人(2007)报告说,在年轻大质量恒星形成区NGC 6357(年龄为 ~ 1 Myr)中,中等质量星中间Ks波段色余的百分比很低,而Broos等人(2007)报告了M17(年龄为 ~ 1 Myr)的类似结果。这些结果都与年龄小于几百万年的中质量主序前星已经很少带有光厚星周盘的发现一致,并意味着对于大质量星这类盘的寿命都很短(例如,Hillenbrand等人1993Natta等人2000)。根据几个星团中红外色余所占的比例与光谱型关系的研究,也已表明了在较早型的恒星周围的盘也许演化得比较晚型的恒星周围的盘快(Lada等人20002006Haisch等人2001a)。

Li2005)使用2MASS的近红外样本在减去背景星数之后导出在NGC 2244中在质量大于 ~ 0.8 MKs色余盘比例为 ~ 20.5 % 。我们的结果之间的矛盾反映了选择色余源时判据的差别:他们的Ks色余源包括了具有很大测光误差的2MASS源。Román-Zúniga等人(2008)使用高品质的FLAMINGOSJHK测光数据导出了对于K < 15.75的恒星较低的K色余比例为 ~ 10 % ,然而这个数值仍然略高于我们的X射线选样本中的红外色余比例。他们的样本覆盖了一个很大的质量范围,很可能小达0.1 0.2 M,具体取决于消光的情况(Román-Zúniga等人2008)。

Balog等人(2007)给出了NGC 2244覆盖3.6 24 m mSpitzer巡天,并使用IRAC数据(如果有数据可以利用的话还有MIPS数据)估计这个星团中总的盘比例为44.5 % 。在他们的视场(0.5 deg2)中,总的团星数,包括了没有盘的成员星,估计时减去了平均背景星数,而我们的样本根据无盘恒星具有较高的X射线发射把这些恒星识别了出来。不过我们的结果之间的矛盾主要还是由于Spitzer的中红外观测结果对星周尘埃远比K波段色余敏感造成的。在NGC 2244Chandra选星中总的红外色余比例将用Spitzer的一次深空巡天来进行研究(首席研究员:Bouwman),并与仅用红外确定的色余比例进行比较,目的是对通过红外颜色选择的年轻恒星样本与用X射线证认的这类样本之间的差别进行评估。一次类似的研究已经在巨蛇座星云的核心做过(Winston等人2007),这次研究分析了其中嵌埋星团的SpitzerChandra的综合观测结果。

在这里,我们看到了在一个年龄为2 Myr的星团中K色余盘总的频度很低(对于质量 M > ~ 0.5 M Chandra星为 ~ 6 % ;对于质量 M > ~ 0.1 M FLAMINGOS星为 ~ 10 %),这也许意味着盘的耗散很快,尽管这个星团沉浸在许多大质量星产生的紫外辐射和强烈星风这种严酷的环境中。在一些类似年龄但不存在O型星的星团中,K波段色余的比例看来要高一些。例如,在年龄为2.3 Myr的星团IC 348中,LadaLada1995)发现20 % 的星(M > ~ 0.08 M ,由K星等完整性极限估计)具有K色余盘。IC 348的最新的Spitzer观测结果根据3.68.0 m m之间的红外色余发现在质量 M > ~ 0.1 M 的星中盘的总的频度为 ~ 50 %Lada等人2006Muench等人2007),并未显著地高于Balog等人(2007)中报告的NGC 2244 ~ 45 % 的盘比例。这意味着在NGC 2244恒星四周的内层盘虽然也许耗散较快,但看来整体的盘耗散并没有什么不同。

然而,Balog等人(2007)注意到,在NGC 2244中靠近O型星处(间距d < 0.5 pc)的恒星,其中的盘比例较低,暗示了在大质量星附近盘的演化较快。若干观测和理论研究已经证明了外部辐射能造成盘的光致蒸发(例如,O’DellWong 1996Johnstone等人1998Hollenbach等人2000ThroopBally 2005)。Balog等人(2006)给出了三个在大质量O型星周围正在发生光致蒸发的原行星盘的24 m m图像,包括NGC 2244中靠近O5型星HD 46150的一个盘,估计质量损失率为10 -1010 -8 M yr -1。我们没有检测到来自这一彗形结构中红外点源的X射线发射,看来是由于它的质量很小。以Spitzer证认的II类和I类源为基础,进一步意味着大质量星对星周盘的影响在这些炽热恒星的紧邻区域中是显著的(Balog等人2007)。Guarcello等人(2007)报告有证据表明NGC 6611中具有星周盘的恒星的空间分布与OB型星的分布反相关。他们的发现也意味着OB型星的紫外辐射对靠近大质量星的盘的演化有冲击。

5. 横跨整个质量谱的X射线

5.1. 大质量星的X射线

早期的Einstein天文观测卫星的重要发现之一是个别早型O型星的软X射线发射(Harnden等人1979)。大多数O型星被发现是X射线光度LX ~ 1031 1033 ergs s -1的软X射线发射源(kT < 1 keV)。根据EinsteinROSAT的观测结果,X射线光度与热光度之间的权威性的关系LX /Lbol ~ 10 -7被提出和得到证实(Pallavicini等人1981Chlebowski等人1989)。Bergh?fer等人(1997)把同一关系推广到较晚光谱型(B1 B1.5型)的恒星。最近Chandra对猎户座中O7 B3型星的研究(COUP)发现在许多OB型星中既有发射软星风的子星,又有具有硬耀发的子星,而且对于晚型的O型星和早型的B型星弥散更大[log (LX /Lbol) ~ -4 -8Stelzer等人2005]。不过,当只考虑0.5 2.5 keV能带的X射线发射时,Sana等人(2006)用NGC 6231XMM-Newton观测结果对O型星导出了一个严密的标度规律log (LX /Lbol) = -6.91 ± 0.15

为了解释大质量星的X射线发射,已经提出了一种星风激波模型,其中的激波是由大质量星产生的辐射驱动星风中的小尺度不稳定性所造成的(LucyWhite 1980Owocki等人1988OwockiCohen 1999)。为了考虑观测到的X射线发射线轮廓和很硬的可变连续谱发射(例如,Corcoran等人1994Evans等人2004Waldron等人2004Stelzer等人2005),采用了一些更复杂的模型,例如像磁引导星风激波(MCWS)模型(BabelMontmerle 1997a1997bud-DoulaOwocki 2002)。Gagné等人(2005)证明,具有强线驱动星风的MCWS模型可以充分地复现猎户 q 1 CO6 V型星)的Chandra光栅光谱中软和硬的两种成分。在某些情况下,反常地硬和明亮的X射线成分(kT > 10 keVLh ~ 1033 ergs s-1)意味着是密近双星,是两颗大质量的子星产生的强大星风发生碰撞和冲击,产生了非常高能的X射线(例如,Pollock等人2005Skinner等人2006Broos等人2007)。Schulz等人(2006)观测到了猎户 q 2 A中的一次很大的X射线爆发,它可以归结为双星之间磁相互作用产生的重联事件。

NGC 2244因其星数众多,提供了研究OB型星中X射线发射的极好机会。表7汇总了我们的观测结果中O型和早型B型星的检测情况以及它们的光学、红外和X射线特性。图17中给出Chandra的光谱。我们检测了在这一天区内的全部九颗光谱型为B0.5或更早的OB型星。NGC 2244中的两颗早型的O型星如在经典星风微激波图景中预期的那样展示出了软(kT < 1 keV;)而强(LX ~ 1032 ergs s-1)的X射线发射。年龄为2.3 MyrNGC 2244中的O型星全都表明具有软X射线发射(kT < 1 keV),这种发射类似于在另一些恒星形成区的大多数O型星中见到的软热谱(例如,Rauw等人2002Rho等人2004Skinner等人2005Sana等人2006Albacete Colombo等人2007)。然而,若干观测结果曾报告了一些由某种硬谱所表征的不寻常的O型星的事例(例如,Gagné等人2005Broos等人2007Tsujimoto等人2007)。Schulz等人(2003)根据猎户四边形星X射线光栅光谱的分析提出,作为炽热的星冕等离子体(kT > 1 keV)标志的硬X射线发射的存在,标志着星冕磁场的存在。Linsky等人(2007)把已知具有磁场的年轻大质量星(例如,猎户 q 1 CO6 V型,t ~ 0.3 MyrM16 ES1)的X射线特性与较年长的磁场很弱或没有磁场的恒星(大犬 t O9.5 I型,t < 12 Myr;猎户 z O9 I型,t ~ 3 5 Myr)进行比较。这些具有磁场的非常年轻的恒星显示了很高的星冕等离子体温度(kT ~ 2 5 keV),它们也许像磁引导星风激波模型中那样被加热(Gagné等人2005),并且X射线总光度远大于星风中的微激波预期能产生的X射线光度。在较为年长的大质量星(包括我们的NGC 2244O型星)的X射线谱中这种热成分的缺失也许意味着在这些大质量星中星冕磁场存在的时标;热成分也许仅限于远比2 Myr年轻的一些恒星才会具有。一个大样本O型星的X射线特性的具体分析将要求把大质量星的磁场与星团年龄联系起来。

 

7. 表列NGC 2244中的OB型星的X射线特性

 

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注:栏(1):这一栏取自T03的附录A,在那一附录中给出了光学交叉证认、位置和光谱型。这些恒星在这个表中的排列次序首先是按质量递减,其次再按赤经递增。OI = OguraIshida1981)。栏(2):取自OguraIshida1981)以及Massey等人(1995)的光谱型。栏(3)和(4):取自2MASS全天点源星表的源的编号和K波段星等。栏(5):根据Martins等人(2005)对O3 O9.5型星及de JagerNieuwenhuijzen1987)对B型星所作的L bol与光谱型关系的校准估计的热光度。栏(6):Chandra源编号,取自表2NFOV = 未出现在视场中的天体,省略号表示没有检测到。HD 46485在玫瑰天区4中观测(玫瑰分子云第164号源;文II)。栏(7):Chandra2MASS源之间的偏差。栏(8)—(12):取自表4X射线特性:减去背景后提取的计数;由ACIS光谱拟合得到的柱密度和等离子体能量;观测得到的硬能带光度(2 8 keV);推断的改正吸收后的总能带光度(0.5 8 keV)。光度的上限使用表4中最暗的源估计并用对应的曝光时间定标。

a BD +04 1299s是在T03中作为一个检测结果报告的(观测时间20 ks)。可是,深空观测的结果把这个源分解成了两个X射线源。这两个源于光学位置的间距为2"。因此,我们在这里不把BD +04 1299s作为一个检测结果报告。

 

我们检测到了14颗光谱型B1 B3B型星中的6颗。B型星中的这种很低的X射线检测率与最近别的一些大质量恒星形成区ChandraXMM-Newton观测结果一致(Wang等人2007Broos等人2007Sana等人2006)。早B型星的X射线发射一致地比O型星的X射线发射硬(表7中的kT较高),这意味着应对此负责的是不可见的晚型伴星,而不是B型星本身(Stelzer等人2005)。

 

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17. 六颗O型和早B型星X射线谱的谱拟合。在每幅图框中标注出源的名称、源的计数和拟合参数。对于最佳拟合采用双温热等离子体模型的谱,用点线给出两个模型分量。

 

在这个复合体中,最早型的激发星HD46223是光谱型为O4 V的恒星(Walborn等人2002)。它的X射线谱可用受到NH = 4 × 1021 cm -2吸收的kT = 0.3 keV的软单温等离子体很好地拟合(图17)。HD46150O5 V型星)是这个星团中目视最亮的早型星。为了描述它的X射线谱,必须用一个双温等离子体模型拟合(kT1 = 0.2 keVkT2 = 0.6 keV),其吸收柱的N H = 2.5 × 1021 cm -2。它们的X射线光度相类似,均为L t,c ~ 2.5 × 1032 ergs s -1。对这两颗O型星的光变曲线作了检查,按K-S统计检验没有发觉任何光变。相反,M17中的两颗O4 V型星则都显示出了非常硬的等离子体成分(kT > 10 keV),而且它们的固有全能带X射线发射亮了几乎一个数量级(Broos等人2007)。如果像Broos等人(2007)所提出的,这种很硬的发射是由密近双星或僵化的磁场引起的,那么很可能,在NGC 2244中的早O型星至少缺乏其中的一种特性;它们的较软的X射线发射意味着这些恒星是O型的单星,没有密近的大质量伴星,而且(或者)不具有很强的磁场。

 

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18. X射线检测到的O型和早B型星的L XL bol关系。样本取自NGC2244星团(实心三角形;本文,表7)、猎户星云星团(叉号Stelzer等人2005)以及大质量恒星形成区M17菱形Broos等人2007)和NGC 6357加号Wang等人2007)。上限用箭号标明。热光度为一致起见均取自Broos等人(2007)。

 

BerghoferChristian2002)报告了NGC 2244中的早型星由ROSATPSPCHRI观测结果以及BVI测光得到的X射线和光学光度,并得出结论,它们与规范的关系LX /Lbol ~ 10 -7相一致。由我们的Chandra数据测定的NGC 2244OB型星的LX /Lbol关系在图18中给出。对于LXLbol之间相关性的统计检验使用ASURV残存分析软件包(Isobe等人1986)完成。为计入可以利用的上限,对被检查的数据采用了广义的Kendall t 相关检验。零假设(相关性不存在)的概率为P < 0.01 % ,支持了LX-Lbol相关性的显著性。如图18以及表7所示,NGC 2244O型星紧密地遵循X射线光度与热光度之比LX /Lbol ~ 10 -7,然而B光谱型的恒星显示出较大(但依然 < 0.5 dex)的弥散。作为比较,图18中还给出了以前报告的另一些取自猎户(1 MyrStelzer等人2005)、NGC 63571 MyrWang等人2007)和M171 MyrBroos等人2007)大质量恒星形成区的OB型星的LXLbol数值。对于各个星团,O型星的LX /Lbol的弥散(~ 2个数量级)明显地小于B型星的弥散(~ 4个数量级)。

5.2. 中质量星的X射线

光谱型从中B型到A型的中质量星的X射线发射是出乎意料的,因为尚不知道它们的X射线产生的机制;它们没有强大的星风和对流表面(Bergh?ferSchmitt 1994Bergh?fer等人1997Stelzer等人20032006a)。不过,被称为HAeBe型星的主序前中质量星的X射线检测结果已有广泛的报告(例如,ZinneckerPreibisch 1994Damiani等人1994Bergh?fer等人1996Stelzer等人2005Hamaguchi等人2005)。对Chandra存档数据的一次系统性研究(Stelzer等人2006b)排除了根据观测到的很高的X射线温度而提出的HAeBe型星X射线发射的辐射星风起源。因此,现已倾向于类似于晚型星的磁耀发这样一种X射线产生机制或者由未知或不可分辨的伴星产生发射,尽管吸积在X射线产生中所起的作用仍还不清楚(Hamaguchi等人2005Stelzer等人2006b)。

使用由近红外颜色星等图(图6)估计的质量,我们检测到约50颗处在中等质量范围 ~ 2 M < M < ~ 8 M内的恒星。这些被检测到的源在0.5 8.0 keV能带中改正吸收以后的X射线光度介于log Lt,c ~ 29.5 31.8 ergs s -1之间。这与Hamaguchi等人(2005)和Stelzer等人(2006b)检测到的HAeBe型星X射线发射的水准完全一致,但也于晚型伴星预期应有的水准相符。这些恒星的光学光谱分类也许能进一步澄清它们的X射线发射特性与光谱型之间的联系(例如,Li等人2002)。这些恒星中有八颗表明具有明显的随时间的光变(PK-S 0.005),这强烈地支持了发射来自耀发,有可能是来自不可分辨的小质量伴星。例如,源804在我们很长的观测期间表明有一次耀发(图4)。这次耀发的上升和衰减时间相当对称。耀发峰值时的计数率是静止水准的18倍高。正如第3.1节中所指出的,源44是以前在NGC 2244中证认出的一颗Herbig Be型星(Li等人2002)。我们在94 ks内在它的光学位置检测到40次净计数。对它的X射线谱的拟合表明了很低的吸收和很硬(kT = 2.8 keV)的等离子体,光变曲线无光变。

5.3. 其他感兴趣的源的X射线

Herbig-Haro喷流和亮结。——在玫瑰星云中已发现的光学喷流系统有两个,即玫瑰HH1R.A. = 06h32m20.76sdecl. = 04°53'02.9")和HH2R.A. = 06h32m14.14sdecl. = 05°02'17.95"[J2000.0])(Li 20032005LiRector 2004Meaburn等人2005Li等人2007)。HH1由一个准直喷流组成,这个喷流是由一颗暗弱的光学星产生的,这颗恒星的质量损失率为dM/dt ~ 10-8 M 。我们检测到了X射线发射(ACIS743),它与HH1的激发源位置重合,这个激发源是一颗弱线金牛T型星(F8 Ve型;Li 2005)。在这个喷流的基部、亮结或终端激波位置处,X射线光子的分布与背景计数一致。没有出现光子的集中,这与在这个准直喷流的终端附近用光学波段看到的激波结构相符。上述恒星的X射线谱是软的,kT ~ 0.8 keV,且吸收柱可忽略。这意味着在玫瑰星云内低消光加上高Lyman光子流量使得这一喷流在光学上成为可见(Meaburn等人2005)。

在玫瑰星云内有一群明亮的电离亮结,它们的电离被认为是由碰撞产生的,造成这种碰撞的,或是由O型星的强大星风在一些小球状体周围形成的弓形激波,它们然后就会被一个膨胀壳层所超越,或是由星风所驱动的激波气体准直流MeaburnWalsh 1986)。Chen等人(2004)在具有高速亮结的云状区域D中发现了一个X射线源,并在ROSAT的位置误差范围内证认到两颗恒星作为对应体。我们用我们的Chandra图像作了检查,这一图像在所有的亮结位置处都具有远为高的分辨率。没有发现有任何X射线发射与这些高速亮结成协,但我们检测到一些点源与嵌埋在这一云状区域中的一些光学星重合。ACIS678Chen等人2004中的源30)与HD 259210的位置匹配,这很可能是一颗前景星,其光谱型为A1 V

双星。——食双星麒麟V578曾被用来确定NGC 2244的年龄和距离,它在我们的X射线图像中以186次净计数被检测到(源476)。它由两颗早B型星组成,是非常少的已知大质量交食系统之一(HarriesHilditch 1998)。它的轨道周期用光学波段精密地确定为P = 2.40848 ± 0.00001天(Hensberge等人2000)。我们使用交食历表和我们观测的开始日期,检查了X射线光变曲线以及光学光变曲线的轨道相位(图19)。对于X射线光变曲线,K-S检验没有表明有任何显著的光变,仅在相位 f = 0.851.0附近在X射线光变曲线中也许看得到一点倾斜,后者据预期就是主食。这可能是可以使用X射线交食来约束发射源的几何状况的罕见事例之一(例如,SchmittFavata1999)。不过,这也有可能简单地就是因计数很有限而造成的统计起伏。 谱拟合给出等离子体温度为kT ~ 1.6 keV,其吸收很低,log N H = 20.6 cm -2

 

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

 

 

19. 交食双星麒麟V578X射线光变曲线(),一起给出的还有各个相位的光学光变曲线(;把b波段测光及其1s 误差棒,取自Hensberge等人2000)。轨道相位使用Hensberge等人(2000)报告的交食历表计算。

 

ParkSung2002)曾注意到一个可疑的主序前双星系统([PS02]125[PS02]126)。这一不可分辨双星的光学光谱显示有Ha 发射和Li I l6708吸收(Chen等人2004),证实了它很年轻。我们把这系统分辨成了一对密近的ACIS源(243242)。它们的谱拟合,对源243给出了相当硬的kT ~ 2.9 keV,而对源242则为kT ~ 1.5 keV;它们具有相同的log N H = 21.4 cm -2。源242的光变曲线是恒定的,而源243则显示出可能但并非显著的光变(PK-S = 0.03)。

磁星。——Bagnulo等人(2004)在非常年轻的星团成员NGC 2244-334= [OI81] 334;光谱型B3R.A. = 06h32m51.79sdecl. = +04°47'16.1" [J2000.0])中发现了不寻常地强的磁场,在非简并星中是已知第二强的经向磁场(仅次于HD 215441,或称Babcock星;BorraLandstreet 1978)。我们在这颗星的位置(它并未被深度观测所覆盖)在20 ks的观测中检测到一颗10次计数的X射线源(源899CXOU J063251.79+044715.9)。

象鼻Schneps等人(1980)在玫瑰星云的西北部辨认出几个壮观的象鼻形球状体。它们之中只有一个较小的被记作R1的孤立球状体处在我们的视场内。一个X射线源(169),很可能是由于偶然重叠,位于离这个暗球状体的亮边缘6" 远处。在这个球状体中没有能够发现其他的X射线源和红外源。

 

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

 

 

20. a)位于一支分子气柱附近的ACIS919邻近区域的Ha 图像。(b)同一区域的X射线图像。这两幅2.5'× 2.5' 图像的中心都在X射线亮星919处。(c)用log N H = 21.2和硬(kT = 3.3 keV)等离子体对源919X射线谱作的谱拟合。

 

在朝向玫瑰分子云方向的星云的东南部,可明显地看到另一支分子气柱。在Spitzer新近的一次巡天中,这个区域也显得很突出(Balog等人2007),气柱的大小可与M16中最大的“造物柱”相比拟。Chen等人(2004)注意到在此气柱附近的受冲击波作用的气体,这一冲击波也许是由附近的一颗恒星的强大的星风造成的,这颗恒星与一颗ROSAT源匹配。在这一气柱的邻近区域内,我们的观测检测到一个大光度X射线源(源919CXOU J063309.61+044624.3),但它并不位于象鼻的顶端(见图20)。它的X射线谱可以用log N H = 21.2和硬(kT = 3.3 keV)等离子体很好地拟合。以这个源不寻常大的光度L t,c ~ 32.2 ergs s -1,它可与最早型的O型星相比拟。它的光变曲线,如图4所示,是可变的。在开始的6 ks之后,计数速率加倍,然后在较大的光度状态保持 ~ 13 ks 。它的红外对应体也很亮,其K波段星等为9.6 mag,与同一星场内观测到的B0 B2型星类似。这一红外对应体在颜色星等图中的位置也意味着光谱型为B0 B1型。没有看到K色余。作为一颗早B型星,它的X射线光变可以用一颗不可粪便的晚型伴星来解释,尽管它的光变曲线并不遵循典型的主序前星快速上升和缓慢下降的模式。在猎户 q 2 A中看到类似的高、低两种状态之间的转换已由Schulz等人(2006)作了研究,并解释为可能是在一个密近双星系统中磁相互作用产生的重联。

6. 总结

我们给出了用Chandra的深度观测结果对玫瑰星云中NGC 2244星团所做的高空间分辨率X射线研究。我们的主要发现如下:

1. 我们检测到了919X射线源,X射线极限灵敏度为Lt,c ~ 1 × 1029 ergs s -1。位置重叠匹配得出总计712个光学和近红外对应天体。我们估计河外和银河系的污染占8 % 。其余的没有光学和近红外对应天体的X射线源很可能是新的NGC 2244成员,它们聚集在大质量星HD 46150周围,或者深深地嵌埋在云中。这一由X射线检测到的群体提供了这个大质量星团中很富的小质量群体的第一批深空探测结果。

2. 在颜色星等图中大多数ACIS源的位置表明在1.4 kpc处有一个很大的年龄为2 Myr的主序前小质量星(M < ~ 2 M )群体,这个群体所受到的目视消光为~ 1 < AV < ~ 2 。我们使用X射线选的样本对质量 M < ~ 0.5 M 的恒星导出总体K色余盘频度为 ~ 6 % ,比使用FLAMINGOS选的样本得出的K色余盘占的比例10 % 略低。这两个比例均显著地比对盘更灵敏的Spitzer样本中45 % 的中红外盘比例低。我们要强调的是,用X射线识别的年轻恒星(大多数为III类恒星)加上通过红外颜色选出的年轻恒星,将为这一区域中年轻恒星群体提供迄今最好的普查。三个天体具有I类的颜色。

3. NGC 2244导出的X射线光度函数(Lh,c)与猎户星云星团、M17、仙王BNGC 6357X射线光度函数作了比较;这一实际比较表明,NGC 2244中非暗得未能观测到的恒星总数是猎户星云星团中相应恒星总数的1.2倍,或者说用COUP灵敏度的X射线观测结果可检测到 ~ 1000颗恒星。考虑到暗得未能观测到的恒星数量,NGC 2244种恒星的总数为 ~ 2000颗,这与空间完整的2MASS研究工作得出的恒星总数估值符合得很好。X射线光度函数和K波段光度函数意味着NGC 2244具有正常的Salpeter初始质量函数;我们未能证实一些较早的光学研究工作所报告的头重初始质量函数。

4. 我们检查了用X射线识别的NGC 2244星团成员的空间分布;恒星面密度图表明这是一个具有次结构的球形的星团。我们证实了在HD 46150四周1 pc区域内有 ~ 50颗成员星的一个次团的存在;还发现了另一个较小的由若干晚型星组成的次团。O4型星HD 46223有几颗伴星。NGC 2244的径向密度轮廓表明在中央的次团四周有一个较大的弛豫结构。类似的结构在NGC 6357中也看到。在这个星团中没有发现任何显著的质量分层的证据。总而言之,我们认为这个2 Myr的星团在动力学上还没有演化,并具有复杂的恒星形成历史。我们的结果将为这个星团的形成过程的模型提供强有力的约束。

5. 我们检测到了全部共九颗光谱型为B0.5及更早的OB型星,但14颗光谱型为B1 B3B型星中只有6颗在我们的视场中。NGC 2244中大质量星的 X射线谱全都表明是软发射。我们对NGC 2244中的O型星证实了长期悬而未决的log (LX /Lbol) ~ -7这一关系。对于B型星,我们发现这一关系有很大的弥散。

6. 我们报告了在几颗感兴趣的天体中检测到的X射线发射,其中包括光学喷流玫瑰HH1的电离源、一些双星系统、一颗磁星和一颗尚未列入星表的可能的X射线大光度大质量星。



 
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