注册 登录  
 加关注
   显示下一条  |  关闭
温馨提示!由于新浪微博认证机制调整,您的新浪微博帐号绑定已过期,请重新绑定!立即重新绑定新浪微博》  |  关闭

星海微萤

为天文研究工作者、天文爱好者和大众提供有用的信息

 
 
 

日志

 
 

新形成的大质量星团NGC 2244(Li 2005)  

2012-02-26 12:16:01|  分类: 外论选译 |  标签: |举报 |字号 订阅

  下载LOFTER 我的照片书  |

The Astrophysical Journal, 625:242–248, 2005 May 20

新形成的大质量星团NGC 2244是一个孪生星团吗?

IS THE EMERGING MASSIVE CLUSTER NGC 2244 A TWIN CLUSTER?

李金增(Jin Zeng Li

中国科学院国家天文台, 北京 100012, 中国

Armagh Observatory, College Hill, Armagh BT61 9DG, Northern Ireland

ljz@bao.ac.cn.

2004528日收到;200524日接受

摘要

我们在这篇论文中给出了对年轻疏散星团 NGC 2244 的第一次近红外研究,众所周知,这个星团部分埋在玫瑰星云中。根据空间上完整的“2 微米全天空巡天”,这个年轻的 OB 星团表明有明显的次结构。令人惊讶的是,从中分辨出了一个致密的核,这个核与光学波段的一群大质量 OB 型星符合得很好,在 NGC 2244 的中心西侧 6.6 秒差距处有一个伴团,在核的右下方的结构中很可能有一大群恒星好像一段圆弧。这一次的红外研究为这个年轻疏散星团的性质提供了各种新的最新信息,包括它的中心位置、物理尺度和恒星群体。对于它的质量在 0.8 M 以上的成员星,有盘的比例为 ~ 20.5%±2.8% 。因此,NGC 2244 对于内埋星团的研究来说是一个罕见的例子。

 

主题词H II 红外:恒星 疏散星团和星协:个体(NGC 2244)— 恒星:形成 恒星:主序前

1. 引言

部分内埋的大质量星NGC 2244 是银河系中最年轻的疏散星团之一。它位于 ~ 1.5 千秒差距远处,演化年龄约 3 兆年(Ogura Ishida 1981)。对它的两颗成员星——食双星麒麟座 V578Hensberge 等人 2000)和具有强磁场的 Ap 型星 NGC 2244334Bagnulo 等人 2004)——的最新研究表明年龄 ~ 2 兆年,与由测光研究得出的结果(Park Sung 2002)一致。NGC 2244 因它所开辟的壮观的H II 区——玫瑰星云——而著名。这个年轻的 OB 星团已被用光学波段(Ogura Ishida 1981Park Sung 2002Li 等人 2002Li Rector 2004Li 2003)和 X 射线波段(Gregorio-Hetem 等人 1998Berghofer Christian 2002Townsley 等人 2003)作过广泛的研究。此外,Li Smith2005a)揭示了正在玫瑰分子复合体(RMC)东南象限中发生着的大规模恒星形成暴。然而,对于这个正在显露出来的年轻星团 NGC 2244,尚还没有近红外研究的结果可以利用,尽管这个星团的生长可能会对它周围的分子云造成强烈的影响。

由“2 微米全天空巡天”(2MASS)所作的空间完整的近红外天空搜索无疑已经把我们、特别是对依然内埋在它们的生成云中的原星团的研究,带入了一个革命性的时期。对年轻疏散星团 NGC 2244 的这一次研究,是以内心的如下目标开始的:

1. 在文献中的 NGC 2244 的中心位置是任意给出的,它们的依据,例如,是一些大质量成员星的坐标(Ogura Ishida 1981),其后的一些位置都是用与此类似的方法导出的。红外研究是提供统计上准确的这个星团的中心位置的一种有效手段,尽管正在作出的努力将会抛弃文献中与 NGC 2244 和玫瑰星云有关的那些复杂而不准确的名称。

2. 由于这个星团部分内埋的性质,对它的空间形状以及玫瑰星云的形态和方向存在猜测。红外研究可以提供关于它的恒星群体的更完整的统计数据,并提供对星团成员星相对于它所开辟的 H II 区的空间分布直接观测结果。这可能是搞清楚相应的问题的一种有效手段。

3. 盘的频度是研究年轻疏散星团中盘的演化以及与行星系统形成有关的问题的重要参考。NGC 2244 的独特之处在于,它的处在主序前演化中的中、小质量成员星,绝大部分都沉浸在中心的那些年轻 OB 型星强烈的紫外线辐射中,并且同时遭受着强大星风的耗散作用。本研究工作也许能够使得我们对目前内埋的星团的出露有所了解,并认识盘的演化。

4. 在这个星团中心开辟出的区域中,有大量的中、小质量的初期恒星体(YSO),在它们中间已发现有很少量伴随有残存的赫比格阿罗(HH)天体或喷流(Li Rector 2004Li 2003)。与其他已知的由初期恒星体产生的赫比格阿罗喷流不一样,玫瑰 HH 1 HH 2 这两个喷流出乎意料地处在一种高度电离的状态下。然而,源自玫瑰 HH 1 的盘物质已表明处在由大质量 OB 型星的强烈紫外辐射造成的快速耗散过程中(J. Z. Li 等人 2005,撰写中)。本研究工作也许有助于进一步揭示喷流激发源的性质以及这些盘中的物质剥离的程度。

2. 数据获得和分析

2MASS 点源星表》(PSC)和《IRAS 全天巡天天图》(ISSA)中的存档数据用 IRSA 提取(见 http://irsa.ipac.caltech.edu/)。有关 2MASS IRAS 两个项目的介绍,请参看相应的说明材料。下列样本选择判据被用于保证使用的 2MASS 数据和由随后的分析得出的结果的可靠性:

1. 2MASS PSC 提取的每一个源在 JH Ks 波段必须都有肯定的检测结果。这将直接限制 rd_ flg(数据归算标示)每个数字仅为12 3ph_qual(测光品质)每个波段仅为 ABC D

2. 我们进一步限制 Ks 的信噪比,K_sur 15 以上,严格地把场星限制在 (JH)(HKs) 图上主序和主序后的轨迹的控制区域内。

请注意我们需要肯定的检测结果,在图 1 所示的源的分布中,三个波段至少要有一个能够提供这个星团成员星尽可能完整的统计结果。因此,在这个星团 Ks 光度函数(KLF)的分析中,我们改而只要肯定的 Ks 检测结果。

3. NGC 2244 的近红外空间外形

1 给出了 NGC 2244 方向中心在赤经 06h31m55s.9、赤纬 04°5436"(J2000)的 1 平方度天区内 2MASS 源的面密度图。恒星密度分布按 2×2'的取样框平滑化。NGC 2244 的年龄为 200300 万年,(Park Sung 2002Ogura Ishida 1981),强有力的证据表明,这个星团具有明显的次结构。在近红外波段可以看到,(1)在开辟出来的区域中心南方,伴随着一个致密的核,有一些恒星源延伸分布,(2)西侧有一个伸长的次结构,显示出明显的密度升高。这后一个次结构,也表明在 NGC 2244 致密的中心西方 ~ 6.6 秒差距距离处有一个明显的核,可能标示着一个引人注目的次结构或者伴团的存在。的确,这得到了伦琴 X 射线天文卫星(ROSAT)的位置灵敏正比计数器(PSPC)对 NGC 2244 所拍摄的图像(见 Berghofer Christian 2002 的图 1Townsley 等人 2003)中存在的一群明显的 X 射线发射源的支持。这幅密度图给出 NGC 2244 的高密度核物理尺度为 ~ 2.2 秒差距(~ 5'),与根据这个星团中心的 OB 型星分布得出的不计(Townsley 等人 2003)一致。

 

新形成的大质量星团NGC 2244(Li 2005) - wangjj586 - 星海微萤

 

 

1.  NGC 2244 方向 1 平方度内至少一个波段有肯定的检测结果的 2MASS 源面密度分布。恒星的分布用宽为 2'的取样框滤波。请注意这一密度图中所表明的明显的次结构。

 

在图 2a 中,我们构建了 NGC 2244 的径向密度轮廓,它的中心赤经 = 06h31m59s.9、赤纬 = 04°5536"(J2000),这是投影恒星密度分布的峰值位置。我们用环带计算源的面分布,环带的取法有两种,一种是等面积,还有一种是等径向步长。然后把恒星的分布与无红化的控制星场的恒星密度平均水平比较(见第 4 节)。这个星团的密度分布可以用一个与半径成反比的模型 [n(r) = 3.521.87/r χ2 = 2.087] 粗略地描述。恒星密度轮廓急剧下降并在大约 20'(或在 1.5 千秒差距远处为 8.1 秒差距)处与背景密度分布合并,与光学(Townsley 等人 2003)和 X 射线(Chen 等人 2004Berghofer Christian 2002)的延伸范围相符。在这一半径之内,背景分布被减去,得到这个星团的纯净的星数为 1901±75 颗,其中计入了根据控制星场计算的背景恒星分布的统计误差。请注意控制星场具有与目标星场相同的面积。还请注意密度轮廓表明了存在某些可能由于星团次结构的存在而造成的波动。伴团的中心赤经 = 06h30m55s.8、赤纬 = 04°5830"(J2000),径向密度轮廓在图 2b 中给出。它不能很好地符合一个与半径成反比的拟合式子,这很可能是因为这个星团的分布呈长条形的缘故。类似的分析给出半径的估计为 ~ 3.1,或者说 1.6 秒差距。在这一半径范围内累积的星数为 232±11 颗。表 1 中汇总了次团的特性。应该注意到,用以得出表 1 中给出的每个次团星数的计数,仅要求三个波段中的一个有肯定的检测结果,因此是依据 2MASS 巡天的星团成员的完整统计。

 

新形成的大质量星团NGC 2244(Li 2005) - wangjj586 - 星海微萤

 

 

2.  NGC 2244 及其伴团的径向轮廓。(aNGC 2244 的径向轮廓,使用等面积和等径向步长两种同心圆环计算。第一个圆环的宽度为 R0 = 1.85;误差棒表示 N1/2 的统计误差。虚线表示对于对应的径向恒星分布的 r -1 拟合。(b)用同样方法计算的伴团轮廓,R0 = 0.75。作为比较,用点划线给出了控制星场的平均面密度。

 

1.  玫瑰星云中内埋星团的特性

 

新形成的大质量星团NGC 2244(Li 2005) - wangjj586 - 星海微萤

 

 

3 中给出了 NGC 2244 的已知 OB 型星的分布(Townsley 等人 2003)。它定义了光学波段的星团中心,但显得比近红外波段中投影在 H II 区中心南侧的这个星团的密集的核有更弥散的起源(图 1)。有一种印象,玫瑰星云类似于一个穿透了 H II 区的壳层的圆锥形或圆柱形的洞,并且朝向视线的西侧(见 Townsley 等人 2003)。然而,它的伸长的外形,本研究工作认为是伴团的存在造成的。在光学波段,玫瑰星云中被开辟出来的区域的形态与向西发展到远端的 H II 区一致。根据大质量的 OB 型星的分布和红外波段中这个致密的星团的外形,H II 区看来在视线以北约 30°的方向有点敞开。这导致了 H II 区的视中心(赤经 = 06h31m55s.9、赤纬 = 04°5956"[J2000])与内埋的星团的中心之间发生了偏离。

 

新形成的大质量星团NGC 2244(Li 2005) - wangjj586 - 星海微萤

 

 

3.  NGC 2244 OB 型星团成员星的分布。图中还重叠了 IRAS 的玫瑰分子复合体 100 微米发射。在 NGC 2244 的东南方新发现的近红外星团用矩形的点线和圆形的虚线勾画了出来(Li Smith 2005a)。所有的 OB 型星都用星号画出。

 

4. 双色图

双色图是判断红化恒星的性质和确定每一颗恒星的消光有效的途径。我们构建了两个控制星场(每一个半径 20',与目标星场的半径相同)。一个控制星场位于玫瑰星云的西南方向,中心赤经 = 06h30m00s、赤纬 = 03°4500"(J2000),而另一个控制星场则位于玫瑰星云的东北方向,中心赤经 = 06h35m30s、赤纬 = 05°4700"(J2000),根据对数字化巡天(DSS)图像的审察,这两个星场的目视消光预期都十分低。图 4 给出了西南星场的双色图,以供与内埋的星团 NGC 2244 的双色图比较,同时,另一方面,用于排除可能存在的前景消光。很明显,依据第 2 节中引入的判据选取的 2MASS 源被紧紧地限制在主序和主序后的位置上,并表明典型的H Ks 平均值约为0.2 星等。这说明了控制星场方向的消光可以忽略不计,而且,由此推测,NGC 2244的前景中的消光也可以忽略不计。

4 中还给出了 NGC 2244 (J H ) (H Ks) 图,其中所取的空间范围半径 20',中心在 H II 区的视中心。把这幅图中的源的分布与控制星场的情况比较,可以看到,在正常恒星的红化带左边缘、紧靠主序后轨迹上方,有一团明显的背景巨星。这意味着朝向被研究的星场方向平均目视消光只有约 1.5 星等,与文献中的 12 星等(Celnik 1986)一致。已知与玫瑰星云有关的 OB 型星一共有 31 颗(Townsley 等人 2003),其中大多数位于主序的下端,它们也被包含在上述图中,作为控制样本。它们之中仅有少数表明有显著的前景消光,上限达到 3.5 星等,与上述估计相符合。然而,视线方向很低的消光进一步支持了由 CO C13O 分布图得出的结果的支持(Blitz Stark 1986Williams 等人 1995)。这表明 H II 区的确具有圆柱形的形状,并且很可能也穿透了玫瑰星云的反面,并且在那个方向也有很多云的物质被驱散。

 

新形成的大质量星团NGC 2244(Li 2005) - wangjj586 - 星海微萤

 

 

4.  双色图:(a)控制星场,(bNGC 2244,每个星场半径为 20'。样本源用点画出。性质已确认的主序前恒星用不同的符号表示。星号表示与光学喷流和赫比格—阿罗天体有关的初期恒星体(Li Rector 2004Li 2003Li 2002)。玫瑰 HH 1 源的金牛 T 型星伴星用一个菱形内的叉号表示。方块表示由分光识别的赫比格 Ae Be 型星以及弱线金牛 T 型星(Li 等人 2002)。Townsley 等人(2003)给出的玫瑰星云方向 31 OB 型星用三角形表示。实线表示未红化的矮星和巨星的轨迹(Bessel Brett 1988)。(a)图左上方的箭头表示 Av = 5 星等的红化矢量(Rieke Lebofsky 1985)。点划线表示消红化金牛 T 型星轨迹(Meyer 等人 1997)。虚线确定的是正常恒星和金牛 T 型星的红化带,并被画成平行于红化矢量。重叠画在这些虚线上的叉号间距对应于 5 星等目视消光。

 

消光大到 17 星等的源只有一个,并且位于伴团之内。对这个源的 DSS 图像和 2MASS 图像的研究表明它是一个被高度地遮蔽的源,很可能位于一个柱状天体的背后(图5)。在 NGC 2244 方向,除了这个处在特殊环境下的源以外,没有检测到任何源的前景目视消光 > 10 星等。

在我们的 2760 个源的样本中,有 206±20 个源落在正常恒星红化带的右方,并因此表现出由于星周尘埃造成的近红外本征色余。正常恒星红化带的右边缘确定了一条色余线,在 H Ks 方向落在离色余线 1σ 之内的源的数量取决于不确度。某些源位于金牛 T 型星轨迹右方很远处,它们被看作是赫比格 Ae Be 型星的有力的候选体。的确,它们之中有三个显示出显著色余的源对应于已知的赫比格 Ae Be 型星(Li 等人 2002)。所有在文献中性质已被证实的主序前星都叠加在了图 4b 上,并用不同的符号表示。令人感兴趣的是,在八颗初期恒星体中,有五颗,其中包括伴随有已知的光学喷流的(Li 2003Li Rector 2004)和两颗由 Li 等人(2002)用分光方法识别的弱线金牛 T 型星,它们的位置与无红化的主序和主序后轨迹很接近,因此表明了没有前景消光(或来自包层的消光)和 K 波段色余。这恰好就是对弱线金牛 T 型星所期待的,这类恒星没有盘(或者说,至多可能有残留的盘),但非常令人感到意外的是一些天体驱动着赫比格—阿罗喷流。这会不会意味着伴随赫比格—阿罗天体的源并没有驱动物质流?这样的解释看起来很自然。可是,(1)看来不太可能是任何密近伴星驱动着赫比格—阿罗流,因为缺乏明显的色余发射,(2)应当注意,玫瑰星云中驱动喷流的源沉浸在近处 OB 型星的强紫外电离和耗散作用中。

 

新形成的大质量星团NGC 2244(Li 2005) - wangjj586 - 星海微萤

 

 

5.  位于伴团内、表明有最高消光的源的 DSS 图像(左图)和 2MASS 图像(右图)。它受到严重的遮蔽,是因为它的位置很可能在一个柱状天体的背后。

 

我们有累积起来的证据,表明这些赫比格—阿罗喷流显示出了许多独特的特性;例如,玫瑰 HH 1 玫瑰 HH 2 两个喷流被发现具有很高的而并非很低的电离状态,而后一种状态对于文献中已知的其他赫比格—阿罗喷流来说是典型的,包括在猎户星云中所识别出来的那些也是这样(Reipurth 等人 1998)。而且,对 HH 1 源的光谱能量分布的拟合得出盘质量只有 ~ 0.006 MLi Rector 2004),小于金牛 T 型星的下限 0.01 M 。这也许可以解释一些喷流驱动的源在 (J H ) (H Ks) 图上的反常位置,但也有另一种可能,这也许意味着初期恒星体星周盘的快速耗散,虽然近红外的双色图认为是星周盘的半完整的统计(Haisch 等人 2001)。

5. 星数和盘的频度

玫瑰星云由于相对于视线的取向很有利,而且这个沉浸在 H II 区中的年轻疏散星团的星际消光显然很低,因此要根据颜色判据把无联系的场星与尤其无红化的星团成员星区分开,是很困难的。然而,为了提供 NGC 2244 的星数的统计,场星对星团成员星的污染必须要加以估计并作改正。这里,我们把控制星场的平均星数取为 NGC 2244 方向场星星数的替代。请注意,星团的取样区域和控制星场的取样区域两者有相同的半径 20'。在减去场星污染 1755 颗星之后,我们得到这个星团在质量下限 ~ 0.8 M 以上的近红外波段恒星数量为 1005±42 颗。

 

新形成的大质量星团NGC 2244(Li 2005) - wangjj586 - 星海微萤

 

 

6.  NGC 2244 方向 1 2 星场内色余发射源的空间分布。(a)用宽度为 2'的取样框滤波后的色余源面密度分布。(b)重叠在玫瑰星云 R 波段 DSS 图像上的色余源。每个源都被化成一个方框内的加号,其中方框的大小表示 Ks 波段色余的程度。半径 20'的大圆表示 NGC 2244 的取样区域,而较小的圆半径为 3.1',勾画出新发现的伴团的位置。在源分布上还叠加了 IRAS 100 微米发射的轮廓线。在星团核心的南方,有一群初期恒星体描绘出了一段圆弧,它们被用实线围了起来。请注意,东南角明显的密度升高对应于玫瑰星云扫移壳层的 B 区,它是又一个最新的恒星形成场所(Li Smith 2005b)。

 

我们在 (J H ) (H Ks) 图上取具有色余发射的源作为具有星周盘的星团成员星数量的下限。对 NGC 2244 计算得到的盘占的比例为 ~ 20.5%±2.8% ,其中计入了在减去背景时代入的统计不确度。这里再次限制在上面提到的质量极限。

6. 色余发射源的分布

NGC 2244 方向 1 2 的星场内,符合我们的选择判据的源有 6576 个,其中被发现在近红外波段有色余发射、意味着存在星周盘的源有 450 个。这些色余发射源的面密度分布在图 6a 中给出,其中的分布已用 2'×2'的取样框平滑化。朝向这个区域方向的恒星形成显示出有散布和成团两种方式。NGC 2244的致密核心的确对应于一群色余发射源的延展的分布;然而,并没有看到向着它的中心有像伴团那样的明显的集中。这很可能表明,在 NGC 2244 的中心,盘已有效地被耗散。

令人感到意外的是,紧靠在 NGC 2244 的南方,也许有一道间隔开的源集中地,它不像是由单纯的投影效应造成的。在图 6a 中的结构中,这些源形成了一段圆弧,很可能表明了它们起源于 H II 区内部或者以前的扫移层。的确,这一结构位于玫瑰星云内部空洞的南边界,如图 6b 所示,图中把所有的色余源都重叠地画在了玫瑰星云的 R 波段 DSS 图像上。每个源都用一个方框内的加号表示。方框的大小表示 Ks 波段色余的程度。上述圆弧结构在图 6b 中用封闭的实线圈了出来,在限制到 H Ks > 0.5 星等的 2MASS 源的空间分布图中,这一结构也截然分明地存在(见 Li Smith 2005a 的图 5),意味着有一群分隔开的初期恒星体存在,或者它们与视线方向的较差消光有关。不过,这段圆弧的空间外形大致平行于玫瑰星云和周围的分子云的相互作用层。这意味着两个壳层结构有着类似的起源和命运。外壳层由区域“A”和“B”勾画了出来(见图 3),而其他的团状区域则都与最新的恒星形成有关(Li Smith 2005b)。 6b 东南角视密度的升高表明了外壳层区域 B 中原星团的存在。

7.颜色星等图

NGC 2244 的符合在第 2 节中所引入的判据的样本源被画在了图 7 中所示的颜色星等图(CMD)中。31 颗已知的与玫瑰星云有联系的 OB 型星(Townsley 等人 2003)用三角形标出,它们大多数与无红化的主序符合得很好,这一主序在图中用垂直的线画出(Lejeune Schaerer 2001)。正如在第 6 节中讨论的,根据 NGC 2244 中已知的主序前恒星的位置,可以清楚地看到,前景场星和没有明显消光的星团成员星混在了一起。在无红化的主序与被遮蔽的星团成员星(Li Smith 2005b)之间通常存在的空隙,在这里的特定情况下并不明显,这是由于不存在星际消光以及(或者)这个星团的气体有效的耗散造成的。

 

新形成的大质量星团NGC 2244(Li 2005) - wangjj586 - 星海微萤

 

 

7.  NGC 2244 的颜色星等图。垂直线表示无红化的主序(Lejeune Schaerer 2001)。顶端带箭头的斜线表示一颗 A0 型矮星 Av = 20 星等的红化。加号表示不符合判据的天体。其他的符号与图 4 所示的相同。

 

根据颜色星等图中源的分布,位于一颗 A0 型矮星红化矢量上方并且 H Ks > 0.5 星等的 17 个源被取为赫比格 Be 型星的候选体。它们大多数在双色图上展现出色余发射,并因此是后继研究的很好的后选体。

不过,我们所运用的严格的样本选择方法,加上 2MASS 巡天的流量和分辨率限制,也许会导致一些源被忽视,这些源在 H Ks 波段完全能检测到,但由于较差消光,J 波段的光度确实在检测极限以下。这些源很有可能:(1)被明亮的源掩盖,这或者是由于有共同的起源,或者是投影上恰好靠得很近,(2)正严重地经受着来自近旁或背景的大量发射。还好,NGC 2244 的星际消光低了很多,因此只有少量的源遗漏掉。它们被暂时地包括在图 7 中,用加号表示。某些初期恒星体可能位于致密星团的周围,那里的消光最高。

 

新形成的大质量星团NGC 2244(Li 2005) - wangjj586 - 星海微萤

 

 

8.  NGC 2244 的原始 Ks 光度函数,与玫瑰星云西南的控制星场比较。区间宽度为 1.0 星等。实线直方图表示 NGC 2244 的原始 Ks 光度函数,而点划线则对应于控制星场的情况。

 

8.视 Ks 光度函数

Ks 光度函数(KLF)广泛地被用于研究内埋星团,提供以统计为基础研究初始质量函数的线索。为了得到星团的 Ks 光度函数,必须消除场星对星团成员星的污染。拒用相同面积的无红化控制星场被假定为代表了 NGC 2244 的背景分布。消光影响被认为并未严重地影响我们的结果,因为向着 NGC 2244 的视线方向消光很低。在取样区域内所有具有肯定的 Ks 检测结果的源都被用于计算星团的原始 Ks 光度函数(图 8实线)。作为比较,玫瑰星云西南方向控制星场的 Ks 光度函数用点划线画出。于是,把控制星场的 Ks 光度函数减去,就构成了 NGC 2244 Ks 光度函数。这一 Ks 光度函数直到超出 2MASS 的完整极限(Ks = 14.3 星等)都没有翻转。可以看到,在 7.0 < Ks < 14.0 星等范围内,与幂律分布符合得很好。这给出了 ~ 0.30 的斜率(图 9),与对 NGC 2264 得出的 0.32 很接近(Lada 等人 1993)。然而,比由类似年龄的星团用模型推测的 0.4 左右略微低了一点(Lada Lada 1995)。

 

新形成的大质量星团NGC 2244(Li 2005) - wangjj586 - 星海微萤

 

 

9.  NGC 2244 在改正背景污染后的 Ks 光度函数。这一 Ks 光度函数被发现与幂律分布符合得很好,并且给出的斜率为 0.30

 

9.总结和讨论

部分沉浸在分子云中的年轻疏散星团 NGC 2244,以空间完整的 2MASS 巡天结果为基础,在近红外波段作了第一次研究,得出了下列结论和启示。

1. 这个年轻疏散星团在近红外波段显示出了明显的次结构。它可以分解为:(i)一个具有致密核心的主团,空间上与光学波段广泛研究的 OB 星团一致,(ii)一个明显的次团或者说伴团位于高密度核心西南 ~ 6.6 秒差距处。中心星团的向南延伸被进一步分解为一群间隔开的恒星,这个区域方向色余发射源的空间分布构成了一段圆弧状的结构。这种次结构的出现揭示了这些恒星起源于壮观的 H II 区内部或以前的扫移层。这群初期恒星体太年轻,还没有分散开并与主团合并。

2. 本次对 NGC 2244 的研究提供了对这个星团性质的各种新的更新。本次研究揭示的次团新的中心、物理尺度和星数被给出,它们被看作在统计上更准确。不过,与玫瑰星云的 H II 区形态和取向有关的长期令人困惑的问题因对相关星团所作的红外观测而得以澄清。玫瑰星云空洞区伸长的外形据信是由于伴团的存在造成的。这意味着这个 H II 区是敞开的,其方向在视线以北约 30°。

3. 我们对于光度受限的样本的研究进一步把质量估计在 ~ 0.8 M 以上的星数的下限限制到了 ~ 1000 颗。然后根据表明有本征色余发射的源得到盘的比例为 ~ 20.5%±2.8% 。这与由类似年龄年轻星团的 JHK 研究得出的色余源的比例一致(Haisch 等人 2001Teixeira 等人 2004Baba 等人 2004),如果它能代表整个星团的盘比例的话。

 

(原文中的致谢和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。)

  评论这张
 
阅读(81)| 评论(0)
推荐 转载

历史上的今天

在LOFTER的更多文章

评论

<#--最新日志,群博日志--> <#--推荐日志--> <#--引用记录--> <#--博主推荐--> <#--随机阅读--> <#--首页推荐--> <#--历史上的今天--> <#--被推荐日志--> <#--上一篇,下一篇--> <#-- 热度 --> <#-- 网易新闻广告 --> <#--右边模块结构--> <#--评论模块结构--> <#--引用模块结构--> <#--博主发起的投票-->
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

页脚

网易公司版权所有 ©1997-2017