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星海微萤

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日志

 
 

星暴星团韦斯特伦德 1 的质量分层和伸长(Gennaro 等人 2011)(上)  

2012-04-25 15:23:37|  分类: 外论选译 |  标签: |举报 |字号 订阅

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Mon. Not. R. Astron. Soc. 412, 2469–2488 (2011)

星暴星团韦斯特伦德 1 的质量分层和伸长

Mass segregation and elongation of the starburst cluster Westerlund 1

根纳罗等人(M. Gennaro1*#, W. Brandner1, A. Stolte2, Th. Henning1

1 Max-Planck-Institut für Astronomie, Konigstuhl 17, 69117 Heidelberg, Germany

2 Argelander Institut für Astronomie, Auf dem Hügel 71, 53121 Bonn, Germany

* E-mail: gennaro@mpia.de

# Member of the International Max Planck Research School for Astronomy and Cosmic Physics at the University of Heidelberg, IMPRS-HD, Germany.

 

2010 11 23 日接受,2010 11 22 日收到,2010 10 14 日原稿

摘要

大质量星团是研究恒星质量函数的最好的实验室。我们以新技术望远镜(NTT)上索菲(SofI)红外摄谱仪和成像照相机的近红外测光为基础,研究了大质量年轻星团韦斯特伦德 1 的特性。我们根据与恒星模型的比较,得出韦斯特伦德 1 的消光 AKs = 0.91±0.05 星等、年龄 τ = 4±0.5 兆年和距离 d = 4.0±0.2 千秒差距,以及总质量 MWd1 = 4.91+1.790.49×104 M。我们使用依赖于空间位置的完备性改正,对这个星团的初始质量函数(IMF)进行了二维研究,此外,还研究了这个星团的作为质量的函数的恒星密度轮廓。我们根据初始质量函数的斜率变化和恒星密度,发现了质量分层的强烈证据。对于一个具有约 105 颗恒星的星团,仅仅由于二体弛豫,不能预期在这么年轻的年龄就有这样的结果。我们还证实了以前发现的韦斯特伦德 1 的伸长;我们采用椭圆的密度轮廓,求得轴比 a : b = 3 : 2 。迅速的质量分层和伸长完全可以用韦斯特伦德 1 形成期间次团合并的结果来说明。

 

关键词:恒星:演化 恒星:形成 赫罗图和颜色星等图 恒星:光度函数、质量函数 恒星:主序前 疏散星团和星协:个例:韦斯特伦德 1

1. 引言

韦斯特伦德 1Wd 1)是本星系群中质量最大的年轻星团。最近的一些研究对这个将近 50 年前发现的星团(Westerlund 1961)重新产生了兴趣。这些研究有若干把注意力集中在丰富的大质量星群体上,用分光方法把它们识别为 Wd 1 的成员星(例如见 Clark 等人 2005Negueruela Clark 2005Crowther 等人 2006NegueruelaClark Ritchie 2010)。在这一群体中,可以找到 沃尔夫—拉叶型星、演化后的 OB 型星和短寿命的过渡型天体,例如像高光度蓝变星和黄特超巨星(YHG)。能够观测到如此丰富的这些非常罕见的天体构成的群体,Wd 1 是唯一的例子。这使得 Wd 1 成为认识质量非常大的恒星在它们离开主序(MS)之后的演化的最重要的样板。这样做的一大好处是可以根据能够观测到的主序转出点来推断演化后的大质量星的前身星的质量。尽管这些大质量星都足够明亮,因此可以用光学波长进行观测,但中等质量和小质量的恒星群体的观测,鉴于 Wd 1 方向的消光很高,AV ~ 1012 星等(PiattiBica Claria 1998),最好还是用近红外来做。 Brandner 等人(2008)(下称文 I)最近对 Wd 1 中小于 ~ 30 M 的群体作了一次研究。在本文中,我们给出对文 I 中所述数据的全面分析。

根据目前的估计,Wd 1 的质量为 5×104 1.5×105 M ,而年龄则为 36 兆年(见Clark 等人 2005Crowther 等人 2006;文 I Mengel Tacconi-Garman 2009Negueruela 等人 2010),它很可能是银河系中认识在其他像触须星系这样的星系中可以观测到的恒星形成的星团模式的最好的样板,在这些星系中,已经检测到质量大于 105 M 的超星团(例如见 Whitmore 等人 2010)。

除了研究这样的河外大质量星团引人入胜的演化情景以外,Wd 1还可以作为认识大质量恒星演化和动力学过程之间相互作用的样板,这种相互作用可以导致稳定的、束缚的和已弛豫的球状星团的形成。鉴于 Wd 1 的质量,它也许的确能够保持住它的初始恒星群体中的很大一部分,虽然按照 Muno 等人(2006)的说法,它很可能已经经历过 ~ 65 次超新星事件。这些超新星事件,加上质量最大的那些恒星产生的星风和电离辐射,驱散了这个星团内储存的残余气体,减小了这个系统中的引力束缚能。如果 Wd 1 的质量大得足以阻止瓦解,那么它最终将变成一个封闭的、位力化的系统。对 Wd 1 的动力学状况的研究已由 Mengel Tacconi-Garman2009)作过。他们使用对 10 颗大质量星测量得到的视向速度弥散度推断出动力学质量为 1.5×105 M,处在文献中现可利用 Wd 1 质量估计的上端。为了得出这一数字,这两位作者假定恒星的运动处在位力平衡状态,并且各向同性;因此,他们的估计是一个上限。星团动力学和结构参数的分析常常假定为球对称。因此,星团的一些特性,诸如初始质量函数(IMF)的斜率、恒星密度轮廓和恒星的速度分布,都用依赖于离开星团中心的距离的一维函数来描述。可是,球对称的假定也许并不成立,Wd 1 正是这种情况。若干研究工作已经表明,根据 X 射线弥漫发射(Muno 等人 2006)和恒星计数(文 I ),Wd 1 的确具有伸长的形状。因此,为了正确地研究 Wd 1 的空间特性,需要对这个星团进行一次无偏的研究,其中对它的几何形状不能先验地假定任何的对称性。

我们把我们的注意力集中在研究质量分层、整体和空间变化的初始质量函数以及星团的总体形状,后者可以通过密度轮廓的研究得出。这些宏观的特性转而与这个星团的形成历史、它的内部动力学演化以及它与银河系其余部分的整体相互作用相联系。我们提出了一些新的分析方法,用于考虑与许多非常明亮的天体的存在有关的观测偏差,这些偏差会损害初始质量函数斜率和恒星密度轮廓两者的定量测定。与文 I 相比最重要的改进是我们抛弃了关于星团结构的任何球对称的假定。因此,完备性的图、测光误差和密度轮廓全都用二维的方法得到。此外,使用新的恒星演化模型与观测结果进行比较。提出了一种概率的方法确定星团的成员星,使用一幅偏离开星团的近处图像作为场星群体的控制框架。恒星质量使用一种最大似然法得出,考虑了实际的测光误差以及它们的相关性。初始质量函数的斜率使用一种不需要做任何分组的方法,但使用了每一颗恒星的质量概率分布中所包含的所有信息。我们使用 ElsonFall Freeman1987)(下称 EFF87)给出的径向密度轮廓的二维椭圆推广得出 Wd 1 的形状特性(例如它的半长轴、伸长率和取向)。

本文的层次如下。在第 2 节中,我们描述所用的数据。构建完备性的图的方法在第 3 节中介绍。在第 4 节中,我们使用模拟的恒星得到测光误差以及它们的相关性。场星的统计提取方法在第 5 节中介绍。在描述采用的恒星模型(第 6 节)以后,我们使用它们以及纯净的 Wd 1 的颜色星等图(CMD)推断它的特性,诸如消光、年龄和距离(第 7 节)。一种用于得到每一颗恒星的质量概率分布(给出所采用的模型时)的方法在第 8 节中给出,其中我们还得出了这个星团整体的初始质量函数斜率以及在星团内部初始质量函数斜率的变化。在第 9 节中,我们构建了星团的密度轮廓,并使用椭圆模型对它们进行分析。我们还定量地确定了质量分层的程度。最后一节给出我们的结论。

2. 数据

使用的数据、归算处理、以及测光分析和校准在文 I 中都已经描述过;因此,我们在这里将只提供简短的概括。新技术望远镜上的索菲红外摄谱仪和成像照相机对 Wd 1[中心在赤经(J2000= 16h47m03s、赤纬(J2000= ?45°5037"]以及邻近的比较星场(与 Wd 1 向东偏离 7 角分、向南偏离 13 角分)的 J Ks 宽带观测结果自欧洲南方天文台(ESO)的档案库[(首席研究员:阿尔维斯(J. Alves)]中提取,每个天区的大小为 4.5×4.5 角分2

数据归算使用 eclipse 软件库中的 jitter 程序包(Devillard 2001)进行。点扩散函数(PSF)拟合测光使用 IRAF 中的 DAOPHOT 程序(Stetson 1987)得出。在 J Ks 两个波段检测到的天体数量,Wd 1 天区为 7000,比较星场为 5300。测光的零点和颜色项通过把一些相对来说孤立的、明亮的源的仪器星等与 2MASS2 微米全天巡视)点源星表》(Skrutskie 等人 2006)中的对应天体进行比较来计算。

3. 二维完备性图

为了得到 Wd 1 的正确的初始质量函数,并对这个星团的密度轮廓进行分析,必须要得出适当的不完备性改正。在文 I 中,作者们把完备性改正考虑为星等以及离开 Wd 1 的中心的距离的一个函数。在本文中,我们抛弃了径向对称的假设,并构建了不完备性改正图,把这种改正作为在芯片上的位置以及星等的一个函数。

就我们的情况而言,造成不完备性的主要原因是密集,这会严重地影响受视宁度限制的观测结果(例如见 Eisenhauer 等人 1998)。由密集造成的这种对于点源检测的影响按照两个量发生变化:一个是恒星密度的平均值,还有一个是给定的点源与它邻近的源之间星等的反差。这两个量可能都不遵循径向对称或者有规律的分布。非常明亮的天体通常以不均匀的方式散布在星场中。即使它们分布得很有规律,它们也还是会引起完备性突然而且完全局部性的下降。此外,它们之中的每一颗都具有自己的亮度,并因此造成芯片上不同角宽度区域内检测结果的缺失。恒星密度本身并不先验地必须遵循某种对称的分布;的确,对于一个给定的位置,恒星的实际数量是由若干因素的相互作用决定的,例如星团中恒星固有的空间分布、消光分布样式的变化(前景中的,但也可以是星团中的)或者前景和背景中恒星群体特征的变化,如当处在旋臂重时就会出现这种情况。由于这些原因,我们认为,更适合的处理方法是不对观测的星场内完备性特征的空间分布作出任何假定,而且在必须对一些空间特性加以研究时,这样做确实更可取。对于每一个测光波段,我们建立一个三变量的函数:

 

C j C (M j | x , y , μ)

 

其中 μ 是实际的星等数值(在 M j 波段),而 (x , y) 是需要评估完备性的位置。于是,对于每一测光波段,就有可能把每一颗星与一个不完备性改正联系在一起。对于一颗在 J Ks 两个波段检测到的恒星,总的不完备性改正是每个波段单独的改正值的乘积。这样做的理由是每一个这样的改正都是在那个特定的波段检测到给定的恒星的概率,而且每一个波段的检测结果相互之间是独立的。在若干步之后,就可以得到由 C j 构建起来的完备性图,详见附录 A

1 给出了 Wd 1 的完备性分布样式的一幅图示。我们展示了这个星团的 Ks 波段图像,并叠加上了 50% 完备度的星等的轨迹。这些等星等线被标上了对应的完备度下降到 50% Ks 星等数值。如预期,这样的等星等线遵循恒星的一般分布,但也在一些最明亮的恒星周围展现出一些峰;由图 1 显而易见,对于 Wd 1 的完备性分布来说,径向对称并不是一个理想的假设。

 

星暴星团韦斯特伦德 1 的质量分层和伸长(Gennaro 等人 2011)(上) - wangjj586 - 星海微萤

 

 

1.  Wd 1 的索菲 Ks 波段图像。叠加上了 Ks 50% 完备度等星等线。沿着等星等线所标的数字对应于完备度为 50% Ks 星等。

 

两个测光波段的 Wd 1 的画面与偏离星团的画面之间完备度数值的比较,在图 2 中给出。鉴于 Wd 1 画面中恒星完备度对空间的依赖性,对于它们来说,在给定的星等并没有统一的完备度数值;对于偏离星团的画面,我们假定完备度是空间均匀的,因此偏离星团的画面内的恒星(红点)的完备度作为星等的函数具有唯一的取值(见附录 A)。图 2 表明,在某一给定星等,偏离星团的画面中的恒星的完备度,与 Wd 1 的画面中的恒星平均完备度相比,始终较高。类似地,对于控制星场,达到 50% 不完备度,与 Wd 1 星场平均 50% 不完备度相比,暗了 1 星等。造成这一差别的原因,也许可以从这两个星场不同的密集程度找到。图中绿色的点表示 Wd 1 画面中位于离开星团中心大于 2 角分的恒星,这一间距在这个星团的距离 4 千秒差距处对应于 ~ 2.3 秒差距(见第 7.2 节)。尽管后面的这些恒星表明——如预期的那样—— Wd 1 的画面具有最高的完备度数值,但它们依然略为低于偏离星团的画面中恒星的完备度。造成这种情况的原因,据信是因为星团画面中“外围”区域的密集度依然高于偏离星团的画面中的密集度,暗示了有星团的小质量星群体存在,这一群体伸展到了离开星团中心十分远的位置。在第 9 节中,我们将证明 Wd 1 中的小质量星也许确实占据了半径约为或者甚至大于 3 秒差距的区域。

 

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2.  对于 J Ks 两个波段,Wd 1 恒星(黑点)与偏离星团画面中的恒星(红点)完备度的比较。绿点表示 Wd 1 画面中离开星团中心的角距离大于 2 角分的恒星。

 

4. 测光误差

如文 I 中所指出的DAOPHOT 的测光误差通常是真误差的低估。DAOPHOT 误差与恒星计数的点扩散函数拟合中的残差有关。这一误差估计仅对孤立的恒星——这种情况下光子仅仅来自感兴趣的源——而且仅当对点扩散函数拟合所选取的解析的点扩散函数模型是真实的点扩散函数的正确表达时,才是绝对正确的。在这种理想的情况下,误差将仅仅来自恒星计数中的泊松噪声。可是,在密集星场中,还存在着额外的不确度来源。主要的来源是明亮天体的存在。来自这些亮源的光,靠点扩散函数拟合算法从画面中迭代减除,这些天体外围未减去的噪声依然可能影响邻近的暗弱恒星的星等估计。当这一算法不得不处理一些靠得非常近的源时,即使它们具有很接近的星等,恒星的密集本身也会造成问题。我们使用模拟的恒星来估计真实的误差随恒星的星等和位置的变化。由模拟恒星原有的星等与重新获得的星等之间的差,得出测光误差的新的估计。此外,我们检查了 J Ks 两个波段估计的星等误差之间的相关性。误差评估的详情在附录 B 中给出。图 3 给出了我们的误差估计随星等的变化。

5. 场星的减除

我们对于场星的减除提出了一种基于概率逼近的方法。这种方法考虑了测光的误差、它们的相关性以及关于完备度的信息。对于我们的逼近,自然的空间是一个 N 维的星等空间。这种方法十分一般化,并且,只要不同波段的测光误差以及它们的相关性得到了评估,并不一定要限于两个波段。就 Wd 1 的情况而言,我们只使用 J Ks 两个波段;因此,我们将明确地针对它们而言。

 

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3.  新得出的 J Ks 两个波段的测光误差随星等的变化。星团星场内的恒星的误差用黑色表示,而偏离星团的画面中的恒星的误差用红色表示。

 

在理想的情况下,一个星团的双星等图(MMD)看上去将于偏离星团的星场中的情况完全相同,只是增加了属于星团的恒星,它们在图中可能构成一条沿着等龄线的单独的序列。对于对准星团的和偏离星团的两幅画面,应该都能够计算出双星等图中每一个位置处的恒星密度。恒星密度超高的区域将对应于星团成员星所占据的区域。在对准的星场与偏离的星场的比较中,困难的部分是计算固有的密度。通常这是伴之以把颜色星等图划分成网格,并计算网格的每一格子里的密度。然后,按照星团格子和偏离的星场的格子中的数量,通常是使用蒙特卡洛方法减去某些星。这种方法在许多应用中都非常成功,也曾被用于文 I 中。尽管如此,任何划分网格或者分组的方法总是意味着信息的损失。划分网格通常是使用同样大小的格子,而如此就没有考虑这样一些情况,例如测光误差随着星等的增加,这就使得一颗暗星应该属于哪个格子变得不怎么明确。在颜色星等图的亮区,格子的大小与测光误差相比也许会显得非常大。在这种情况下,如果误差是可靠的,那么划分网格将导致把彼此相距非常远——以它们的 σphot 为单位来衡量——的恒星放在了一起,于是把不应该认为是“类似”的恒星放在了同一个格子里。我们决定改变这种方法,计算恒星的局部密度,在星团的双星等图中每一个有恒星所在的位置作这样的计算。然后我们在双星等图的同一点计算偏离画面中恒星群体的密度。这两个密度之比就是在星团的双星等图中那个位置处恒星的成员概率的量度。

按照每颗恒星的测光误差,它在双星等图中不是单一的点,而是多维的高斯概率,这样的概率云表示的是在那个位置上观测到那个天体的可能性。在我们的二位的情况下,这些高斯概率云具有椭圆对称,半长轴为 σJ σKS ,而在双星等图中的倾角则与这两种星等误差之间的相关性有关。因为在双星等图中高斯概率处处大于 0 ,每一颗恒星对于双星等图中的每一个位置处的总的密度都会有一点影响,而离那个位置最近的恒星则具有较高的权重。给定一颗星等为(J* , KS *)的恒星,我们以如下方式确定它在双星等图中它所在的位置处的密度:

 

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                                1

 

 

 

 

 

其中,星号表示需要估算密度的那个位置处的恒星,于是 CJ * CKS * 就是那个天体的完备度,而 CJ i CKS i 则是其他恒星的完备度。这一密度的计算,既在对准星团的天区的双星等图中作,又在偏离星团的天区的双星等图中作;因此,指标 i 对于不同天区内的恒星可以分别编排。矢量 μ 和矩阵 分别是测量得到的星等以及与它们有关的协方差矩阵

 

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                                                    2

 

 

 

|Σ| 是上述相关矩阵的行列式,而 r 则是皮尔森(Pearson)相关系数(第 B1 式)。矢量 M 是坐标矢量 (J, KS) ,积分实际上要遍及它。这一积分在理想的情况下要在整个(无限的)星等空间内进行。出于明显的原因,我们把这一数值积分限制在每颗恒星周围对于每个坐标 ±5σ* 的区域内。

应该要对第(1)式作若干说明。它的意义如下:第 i 颗恒星对位置J* , KS *)处的密度所产生的影响等于这颗恒星的概率分布与第 * 颗恒星的概率分布的卷积的积分。于是,那个位置的总的密度就是在对准星团的天区中或者偏离星团的天区中对所有恒星的 i 求和。把每一颗恒星的概率总和归一化为 1,因为它必须等于 1,但重要的是还要考虑出现在第(1)式中的 M = JKS 的完备性因子 1/CM * 1/CM i 。这些因子计及了被研究的天区以及控制天区中缺失的检测结果。很容易明白为什么这样的改正是必要的。想象在星团所在的天区中有一颗恒星,它的完备因子为 0.25;这意味着如果我们检测到那个天体,那么(在统计的意义上)有另外三个类似的天体我们未能检测到。现在再想象在偏离星团的天区的双星等图中同样的位置,我们检测到两个天体,它们的完备性因子都等于 1。暂时忽略恒星密度概率分布的真实的“云”的形状,并把它们理想地考虑为双星等图中的点。在不考虑完备性改正的情况下,我们计算密度,对于对准星团的天区将得到 ρon = 1,而对于偏离星团的天区将得到 ρoff = 2。因此,我们将从星团的双星等图中多减去那颗恒星。相反,完备性因子告诉我们,ρon 的真正的值不是 1 而是 4,于是我们仅按 2/4 = 0.5 的情况来扣除那个天体,或者,说得更明白一点,我们将赋予那颗恒星 50% 的成员概率(也见下文)。

一旦我们已经有了双星等图中一个给定的恒星位置处对准星团的天区和偏离星团的天区的密度,我们就可以对它们作比较。比值 R rej = ρoff on 决定了剔除概率;这两个密度反差越大——R rej 越小——则这个天体就越有可能是成员星。在相反的情况下,当我们处在双星等图中的一个不存在星团成员星的区域中时,这个数值就逼近 1。因此,每个被检测到的天体就具有了与它相联系的成员概率。为了决定它是否保留在成员星表中,我们提取均匀分布的随机数 ζ [0, 1]。于是,如果 ζ < R rej ,那么我们就剔除这个天体;否则,我们就保留它。这也意味着在下面的分析中,我们使用的实际的星表也许会彼此不同,因为按照这种随机的选择,某些恒星也许有时会被排除,有时会被保留。与这种选择相联系的不确性会直接传播到例如初始质量函数斜率的估算中。为了考虑这个问题,我们使用星表的多次实现,并按结果(例如初始质量函数的斜率,详见第 8.2 节)的弥散来估算结果的不确度。

在图 4 中,我们给出了 Wd 1 画面和控制画面的颜色星等图 *后者用来作为场星群体的参照,一起还给出了作了减除处理后的结果。下方两幅图中不同的颜色表示剔除概率 Rrej 。正如文 I 中已经提到过的,并且在上方的两幅图中也可以清楚地看到,两幅画面中的前景以及尤其是背景的恒星群体实际上看不到相似之处。造成这种差别的一个可能的原因也许是由于沿着对准星团的天区与偏离星团的天区这两个不同视线方向的消光量的不同。这样一种恒星群体的差别造成了颜色星等图的某些区域内恒星的减除过少。不过,很明显,左下角图中的最可能的成员星(红点)遵循着一支完全确定的星团主序;然而,星团画面中某些孤立的前景和背景恒星也表明了存在虚假地高的成员概率。原因是在偏离星团的天区的双星等图中同一位置没有任何天体。

 

 


* 尽管为了明晰起见,完备性的处理是在双星等图中进行的,然而我们要指出最常用的还是颜色星等图,通常的星团中恒星群体的特性在颜色星等图中显得更清楚。——原注 

 

 

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4.  上面两图:对准星团的天区和偏离星团的天区的颜色星等图。下面两图:剔除处理后的结果。不同的颜色表示剔除概率 R rej = ρoffon 。红色表示非常可能是成员星(R rej = 0),而紫色则非常不可能是成员星(R rej = 1)。

 

为了避免这种虚假的污染,除了减除处理意外,我们还对我们的颜色星等图作了 σ 剪除(见附录 C)。在得出最佳拟合的等龄线(见第 6 7 节)以后,我们决定只保留位于离开它 3σ 之内的恒星,也就是说,至少对于等龄线上的一点 (Jisoc , KS isoc) ,那些恒星满足判据 |J*  Jisoc| < 3σ (J*) |K*  KS isoc| < 3σ (KS *) 。在作了 σ 剪除以后的颜色星等图的一个例子在图 5 中给出,一起并画出了最佳拟合的等龄线。

 

星暴星团韦斯特伦德 1 的质量分层和伸长(Gennaro 等人 2011)(上) - wangjj586 - 星海微萤

 

 

5.  在作了场星的减除和 σ 剪除之后的纯净的颜色星等图的一个实例。误差棒表示每一星等区间内的平均测光误差。最佳拟合的组合等龄线也一并画出,三种颜色表示组合成这一等龄线的三个不同的部分(见第 6 节和表 1)。图中还标明了恒星质量的某些数值。

 

 

 

1.  我们的组合的等龄线的质量、温度和过渡质量处的星等偏差。比萨 AT9(即 ATLAS9)的偏差为 M = 4 M处的星等(比萨 ATLAS9)- 星等(帕多瓦),而比萨 PHX(即 PHOENIX)的偏差为 M = 2 M 处的星等(比萨 PHOENIX- 星等(比萨 ATLAS9)。

 

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6. 恒星模型

在下面的分析中我们使用帕多瓦的主序MS等龄线Marigo 等人 2008与比萨的主序前PMS)模型(Degl’Innocenti 等人 2008)的组合。帕多瓦的模型可以由互联网取得(http://stev.oapd.inaf.it/cgi-bin/cmd),并且已经以 2MASS 测光系统给出。对于比萨的等龄线,我们作了由理论的赫罗(HR)图到我们自己的 2MASS 的观测颜色星等图的转换。对于主序前等龄线的低温区域,我们使用 Brott Hauschildt2005)的光谱,用 PHOENIX 模型大气程序进行计算,而对于高温区域,则使用 Castelli Kurucz2003)的光谱,依据 ATLAS9 模型大气进行计算(见表 1)。与文 I 中一样,我们假定 Wd 1 具有与太阳相同的化学成分;因此,这里使用的主序和主序前模型均具有这样的化学成分。然而,鉴于演化程序(不透明度表、状态方程、重元素混合)中内在的差别以及事实上这两组模型中的“太阳”化学成分并非严格相同,它们在重叠区域内展现出了某些差别。在用 PHOENIX ATLAS9 两种模型大气转换的两组主序前等龄线之间,也存在小的差别。我们仔细地选取由一组模型过渡到另一组模型的质量,使得它们之间的暗色差别达到最小。这些颜色的差别在表 1 中给出,一起还给出了我们采用的每种模型的质量和温度范围。比萨 ATLAS9 的等龄线为了与帕多瓦的等龄线在 4 M 处吻合而作了位移,而比萨 PHOENIX 的等龄线为了与比萨 ATLAS9 的等龄线在 2 M 吻合也作了位移。表 1 表明这种偏差十分小,尤其在与我们的测光结果的预期绝对精密度比较时更是如此,后者考虑了零点误差后约为 0.050.1 星等。

7.  Wd 1 的基本参数

在进行与空间位置有关的分析之前,我们先使用上述的组合等龄线得出 Wd 1 的一些整体的、平均的特性。

7.1. 红化和消光

对于主序上的大质量星,光谱的近红外部分可以用一个温度为 Teff 的黑体的瑞利—金斯尾部非常好地近似。于是,对于 ~ 5 M 以上的质量,鉴于光谱能量分布的形状几乎不变,近红外的 KS 颜色保持常数(在零星等左右)。在这类颜色星等图中,主序的上段(UMS)看上去简单地就像是一条垂线。因此,可以通过拟合主序上段的 KS 颜色来估计朝向 Wd 1 方向的红化。为了进行这样的拟合,我们使用 KS < 13.5 星等并且 1.2 <KS < 2.0 的恒星,并使如下的量最小化:

 

星暴星团韦斯特伦德 1 的质量分层和伸长(Gennaro 等人 2011)(上) - wangjj586 - 星海微萤

 

 

其中,j 遍及所选取的恒星,并且等龄线的颜色取在与第 j 颗恒星的 KS 相同的位置。KS 颜色的选择减小了明显属于前景或者背景恒星群体的恒星的污染。一旦 J KS 红化被估计,那么使用消光律就可以计算消光 AKS 。根据定义,EJKS = AJ AKS ,我们有:

 

星暴星团韦斯特伦德 1 的质量分层和伸长(Gennaro 等人 2011)(上) - wangjj586 - 星海微萤

 

 

对星际消光律的了解提供了缺失的 AJ /AKS 比值。尽管在文 I 中我们采用了广泛使用的 Rieke Lebofsky1985)(下称 RL85)消光律,可是在本文中,我们使用远为更新的 Nishiyama 等人(2006)(下称 N06)的消光律。这些作者使用了大量位于银道面内的红簇恒星。这些恒星具有类似的本征颜色;因此,观测得到的颜色之差与不同的星际吸收量有关。红簇恒星在 (H KS , J H ) 图中描绘出一条平行于红化矢量的直线。于是,这条直线的斜率就可以用来确定 AJ : AH : AKS 选择吸收比。除了与 RL85 中只有少量可以利用的源相比在统计方面有了很大的改进以外,N06 的选择吸收还具有使用 KS 滤光片进行测量这个优点,而 RL85 的选择吸收使用的是 K 。所以,前者提供的结果具有与我们的数据相同的测光系统。在 N06 的情况中,J KS 选择吸收比为 AJ /AKS = 3.021 ,比 RL85 中的 AJ /AK = 2.518 略高。我们查证了所得的 AKS 数值,它实际上不依赖于所采用的等龄线的年龄。我们的最佳拟合的 400 万年的等龄线(也见第 7.2 节),给出了 AKS = 0.907 星等的数值;如果使用介于 300 800 万年之间的等龄线,那么红外 AKS 的弥散小于 0.01 星等。为了估计消光值的误差,我们遵循如下的推理。对于用于上述红化拟合的上段主序恒星J KS 颜色的绝对弥散约为 0.2 星等。这意味着对红化拟合误差的合理估计为 0.1 星等。由此,并且使用 N06 的红化律系数,于是,红外的总消光的误差可以估计为 ΔAKS = 0.05 星等。

鉴于上述误差,以及文 I 的结果 AKS = 1.13±0.03 星等,我们的新求出的结果看来也许与以前的结果不一致。然而,始终必须记住所用的方法中存在两个关键性的系统误差源,而且它们没有包括在上述误差估计中。一个当然是恒星模型的选择,这些模型,无论是在理论赫罗图方面,还是在用于把温度和光度转换成颜色和星等的变换方面,彼此都可能存在差别。主序上段的恒星本征近红外颜色不管怎样都会有 0.05 星等的差值,但这样的差值出乎意料之外。我们把本工作所用的帕多瓦模型与文 I 所用的日内瓦模型((Lejeune Schaerer 2001)作比较,在这两种模型中都使用太阳金属度,年龄分别为 400 390 万年。我们观测到,在红化估计所使用的质量区间 530 M 内,在一格给定的星等处,J KS 本征颜色之差介于 0.03 0.1 星等的范围内。系统不确度的另一来源是上述对红化律的选择。在文 I 中,我们使用 RL85 的红化律,并且鉴于 RL85 N06 之间的选择吸收比完全不同,这就解释了我们以前的结果和新的结果总消光的差别。

为了把我们得出的结果与其它作者的结果作比较,我们的最佳 AKS 数值不能直接仅使用 N06 的消光律直接转换成 AV 数值。这一消光律的确是仅由 J 波段和更红的波长得到的(关于比 KS 更红方向的测光波段的 N06 红化律的扩展,也见 Nishiyama 等人 2009)。因此,我们使用 N06 中的比值 AJ /AKS = 3.021 RL85 中的比值 AV /AJ = 3.546 组合在一起,得到 AV = 9.7 星等。正如在文 I 中已经注意到的,不同的作者报告的 AV 数值在从 9.4 ~ 12.0 星等的范围内变化,因此我们的最终数值也完全处在这一范围内。

最近,Negueruela 等人 2010)观测到在 Wd 1 范围内存在较差红化。他们报告的变化范围为 ΔEVI 1.4 星等。这一变化范围可以转换成变化范围 ΔEJKS = 0.51 星等,这里又使用了 RL85 N06 两个消光律的组合,它们在 J 波段吻合在一起。对于我们的数据中的主序上段成员星,观测到的颜色取值范围比这略小,而且这种弥散的一部分很可能也是由于测光和未检测出来的双星造成的。因此,在星团范围内的较差红化不能排除,但Negueruela 等人 2010)的消光弥散必须看作是一个上限。

7.2. 距离和年龄

正如在文 I 中所阐明的,主序前和主序的过渡区域以及整个主序前都可以合在一起作为年轻星团的很好的年龄指标。因为消光的测定是独立的(见第 7.1 节),所以距离模数 DM 和年龄 τ 的测定可以不必把消光作为自由参数。那些刚刚进入主序的恒星提供了对年龄的很好的制约。这些恒星位于垂直的主序基底处,具有 ~ 14.9 < KS < ~ 15.1 星等,以及 ~ 1.6 < J KS < ~ 1.8 星等。在紧靠这一星等的暗侧,不再有星团成员星存在(见图 4 中的左下图)。这一零龄主序(ZAMS)区域在新团的颜色星等图中非常容易识别,并且可以用来确定等龄线的位置。值得一提的是,本文中年龄和距离模数的测定并非是通过真实的拟合过程来做的,而是通过传统的把具有若干对不同的(DM , τ)数值的等龄线重叠在上面来完成的。如果在距离模数和年龄的测定中仅使用零龄主序的位置,那么这两个数值会发生简并。年龄较老一点的等龄线本身将具有较暗的零龄主序点,而这将由距离模数的减小而得到补偿。但是,不同年龄的等龄线还表明了主序前分支具有不同的颜色,越是年轻,则越红。因此,在我们的比较中,在试着再现了零龄主序点之后,我们还考虑主序前到主序的过渡区域的形状和主序前的颜色。根据星等向零龄主序区域的扩展,距离模数测定值的不确度可以合理地量化为 ΔDM = 0.1 星等。我们可以提供的年龄的最小不确度,可以代之以我们的等龄线网格中不同等龄线之间间隔的一半,即 50 万年。通过等龄线重叠,我们得到距离模数的标称值 DM = 13.0±0.1 星等(对应于距离 d = 4.0±0.2 千秒差距),而年龄的标称值 τ = 400±50 万年。

在文 I 中,我们得出了 DM = 12.75±0.10 星等(d = 3.55±0.17 千秒差距)的数值,并对主序前恒星群体得出 τ PMS = 320 万年,而主序星给出的对 τ MS 年龄的制约较弱,介于300 500 万年之间。更新的主序前模型的使用部分地解决了我们得出的结果与其他作者给出的结果之间的矛盾。例如,Crowther 等人(2006)通过比较沃尔夫—拉叶型星的数量和冷特超巨星的数量,得出 DM = 13.4d = 4.8 千秒差距)和 τ = 4.50 500 万年。Kothes & Dougherty2007)根据对 H I 的观测结果,得出距离 d = 3.9±0.7 千秒差距。Negueruela 等人(2010)根据他们用分光方法作了分类的天体与 Meynet Maeder2000)提出的模型的比较,赞同 d > ~ 5 千秒差距和 τ > ~ 500 万年。这些作者指出了若干天体光谱分类的困难、Teff 标度的近似特征、MV 值的不确度以及最后还有大质量星恒星演化模型的不确性。还有 Ritchie 等人(2010)也支持 d ~ 5 千秒差距和 τ ~ 500 万年的数值,这些作者通过研究一对大质量相互作用食双星得出了对这个两个量的制约。很明显,在 Wd 1 的距离和年龄的测定中,仍还有一些困难,以致不同的方法给出了略为有点不同的数值。然而,就本文而言,以使用恒星群体的中质量和小质量端推断的数值为一方,与使用大质量端推断的数值为另一方,两者之间的差别,已有所缩小。

 


 

(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。)

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