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NGC 6334 和 NGC 6357 中 OB 型星的统计研究(Russeil 等人 2012)(上)  

2012-04-02 07:37:14|  分类: 外论选译 |  标签: |举报 |字号 订阅

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A&A 538, A142 (2012)

NGC 6334 NGC 6357 OB 型星的统计研究

Statistical study of OB stars in NGC 6334 and NGC 6357

拉塞尔等人(D. Russeil1, A. Zavagno1, C. Adami1, L. D. Anderson1, S. Bontemps2, F. Motte3, J. A. Rodon1, N. Schneider3, A. Ilmane4, & K. J. Murphy5

1 Laboratoire d’Astrophysique de Marseille – UMR 6110, CNRS – Université de Provence, 13388 Marseille Cedex 13, France

e-mail: delphine.russeil@oamp.fr

2 Laboratoire d’Astrophysique de Bordeaux, OASU – UMR 5804, CNRS – Université de Bordeaux 1, 2 rue de l’Observatoire, BP 89, 33270 Floirac, France

3 Laboratoire AIM, CEA/DSM – INSU/CNRS – Université Paris Diderot, IRFU/Service d’Astrophysique, CEA-Saclay, 91191 Gif-sur-Yvette Cedex, France

4 Laboratoire de mathématique Jean Alexandre Dieudonne, UMR 6621 CNRS UNSA – Université de Nice – Sophia Antipolis, 06108 Nice Cedex 02, France

5 Department of Physics and Astronomy, Ohio University, 251B ClippingerLab, Athens, OH 45701, USA

2011 5 20 日收到,2011 12 8 日接受

摘要

背景. 正在形成恒星的复合体是一些展现着形成大质量恒星的各个不同演化阶段的大型结构,由高密度的核到充分发展的 H II 区。对于恒星的形成和演化研究来说,它们是非常令人感兴趣的。NGC 6334 NGC 6357 是两个活跃而且相对近距的正在形成恒星的复合体。由消光图和亚毫米冷尘埃发射,并因为它们具有类似的速度,这两个区域极其可能存在联系。不过,它们位于银心方向,视向速度不能代表它们的距离。于是可行的另一种办法是根据 NGC 6334 NGC 6357 中所包含的恒星来测定它们的距离。

目的. 我们的目的是完成 NGC 6334 NGC 6357 OB3 型起电离作用的恒星的统计,确定两个区域消光系数和距离。OB3 型恒星的统计是估计最早的大质量恒星形成阶段统计寿命的根本基础。

方法. 我们用 VIMOSESO-VLT)和 MOSAICCTIO)两架仪器完成了大面积覆盖 NGC 6334 NGC 6357 UBV R 测光巡天。这使得我们能够对 O B3 型恒星进行直到 V = 22.6 的完整的统计。这些 OB 型星依据它们的 UB BV 颜色选取。由双色图确定了最稳健的消光系数,然后计算了这些 OB 星的距离。

结果. 我们得出了比典型的弥漫星际介质更高的 RV 数值,NGC 6357 NGC 6334 分别为 3.53±0.08 3.56±0.15。采用这些 RV 数值,NGC 6357 NGC 6334 的距离分别为 1.9±0.4 千秒差距和 1.7±0.3 千秒差距。我们的结论是,在误差棒范围内,两个区域因此位于相同的距离 1.75 千秒差距(计权平均值)处。我们证实,RV 的数值与尘埃颗粒含量较大有联系。尤其是,我们得出,在 NGC 6357 中具有比 NGC 6334 中更多的甚小颗粒,意味着 NGC 6357 可能比 NGC 6334 更多地演化。放在银河系的背景下,NGC 6334NGC 6357 复合体看来位于人马—船底臂的内缘。我们对 O B3 型星的统计得出的计数为 ~ 230 颗,这使得我们能够确定大质量星最早阶段的统计寿命。无星光阶段和原恒星阶段的平均统计寿命分别为 ~ 1.5×104 年和 ~ 2.2×105 年。

 

关键词. H II 尘埃,消光

1. 引言

恒星形成复合体是星系的大尺度结构的主要构建模块,也是研究大质量星如何形成的主要场所。可是,与小质量星相反,对于大质量星的形成,人们仍然还了解得很少。在这样的框架下,“赫歇尔”的 HOBYS 保证时间关键项目[首席研究员:莫特(F. Motte)、扎瓦格诺(A. Zavagno)、邦特蒙普斯(S. Bontemps)]正在对一些分子复合体构成的完整样本进行 75 500 微米 SPIRE PACS 成像观测,这些复合体的质量大于猎户复合体,距离小于 3 千秒差距。这个样本的构建以银道面尘埃消光图像和 CO 巡天为基础,并包括了 NGC 6334 NGC 6357

在我们银河系中,NGC 6334 NGC 6357 是两个非常活跃的正在形成恒星的复合体,在光学波段看到的是两个大范围的和有着剧烈的恒星形成活动的 H II 区。1.2 毫米冷尘埃发射的消光图和形态看起来表明,NGC 6334 NGC 6357 有纤维结构相连,意味着这两个区域属于同一个复合体。

伴随 NGC 6334 的分子发射所具有的平均分子速度 VLSR = -4 千米·秒-1Kraemer Jackson 1999),与 NGC 6357 的由射电复合谱线得到的数值 VLSR = -3.6 千米·秒-1 很接近(Caswell Haynes 1987)。两个空间位置相互很接近的区域有很接近的速度数值,表明了这两者与我们的距离也很接近。每个区域现在都还没有独立的距离测定结果。NGC 6334 NGC 6357 的银道坐标分别为 lb = 351.16°、+0.69° lb = 353.01°、+0.89°,由于接近银心方向,它们的运动学距离是不可靠的。得出它们的距离的最好方法,是测定到它们的起激发作用的一些恒星的距离。

Persi Tapia2008)所作的评述,NGC 6334= 沙普利斯 8 = RCW 127)含有 H II 区(图 1GUM 61GUM 62GUM 63 GUM 64Gum 1955)和 G351.2+0.5Roslund1966)、Neckel1978)、Walborn1982)以及 Persi Tapia2008)根据这些 H II 区中可见的早型星的距离计算了到 NGC 6334 的距离,分别得到 d = 1.45 千秒差距、1.74 千秒差距、2.30 千秒差距和 1.61 千秒差距。Persi Tapia2008)强调,这些距离数值的不一致,是由于采用不同的 MV 校准和不同的消光律(RV 值)造成的。

在光学波段,NGC 6357 展现了若干气泡和类似壳层的区域。最明亮的 H II 区(G353.2+0.9)在面向大质量疏散星团匹斯密斯 24 的一侧边界清晰。NGC 6357 的距离通常由匹斯密斯 24 NGC 6357 的激发星团)的距离确定;它的最新测定结果是由 Massey 等人(2001)给出的,数值为 2.5 千秒差距。这一距离不同于 Neckel1978)和 Lortet 等人(1984)给出的 1.7 千秒差距以及 Conti Vacca1990)、Van der Hucht2001)分别对沃尔夫—拉叶型星 HD 157504WR 93)得出的 1.1 千秒差距和 1.74 千秒差距。

因此,NGC 6334 NGC 6357 的距离尚未很好地确定。然而,距离是确定有关的年轻天体的质量、大小和光度的基本参数(例如 Russeil 等人 2011),根本的一点是要以一种统一的方法估算 NGC 6334 NGC 6357 方向的早型星的距离。在本文中,我们聚焦于恒星形成复合体 NGC 6334 NGC 6357 中起电离作用的 OB 型星,更严格地限定它们的距离,把它们放在银河系的背景中,并完成它们的 OB 型星的数量统计。

 

NGC 6334 和 NGC 6357 中 OB 型星的统计研究(Russeil 等人 2012)(上) - wangjj586 - 星海微萤

 

1.  a) H II NGC 6334 NGC 6357 图像(英国施密特望远镜巡天,Parker 等人 2005)(银道坐标)。b) 重叠画上了 VIMOS (绿色)和 CTIO(红色)观测范围以及正文中讨论的 8 个区域界线(白色)的图像。区域 26 8 分别对应于 NGC 6357NGC 6334 GM 24

 

2. 观测和数据提取

2.1.  VIMOS UB V 数据

我们用欧洲南方天文台(ESO)甚大望远镜(VLT)上的 VIMOS 照相机 UB V 波段观测了 NGC 6334NGC 6357 GM 24GM 1-24Gyulbudaghian 等人 1977)。VIMOS 是一台可见光(360 1000 纳米)大视场成像仪和多目标摄谱仪,安装在甚大望远镜的 3 号单元梅利帕尔望远镜上的内史密斯焦点 B 处。我们以成像模式使用 VIMOS。这导致了对 67 个星场的观测,每一个星场由 4 个象限组成,每个象限 7'×8',间隔 2'。覆盖的情况在图 1 中给出。典型的观测方法是 B 波段三次 3 秒的曝光,U 波段七次 4 秒的曝光,V 波段四次 3 秒曝光。这些观测结果以服务模式获取,并交付作平场、本底改正以及计算天体测量和测光数据(零点、消光系数)。

我们使用 SExtractor 提取恒星位置和星等(Bertin Arnouts 1996)。我们保持目标 a SExtractor 标记 3(这样的条件保证了有好的测光结果并排除了饱和的目标)。此外,我们排除了 CCD 边界处和一些废弃的列的数据。所有比 V = 10 星等亮的目标一般都是饱和的。我们独立地处理图像,完成了提取的 UB V 数据之间的交叉相关,以便建立一份具有 UB V 星等的星表。

我们像 Adami 等人(2006)和 Durret 等人(2010)中那样测量了完备性。这种方法把不同星等和不同位置的人造恒星加到原来的图像中,然后试着在原来的图像上通过运行 SExtractor 并使用与目标检测和分类时所用的相同参数来重新获得它们。我们研究了三幅有代表性的图像的完备性,这些图像位于观测区域的不同部分,具有各不相同的背景水平和源的密集程度。对于 UB V 滤光片,平均 90% 完备度(图 2)分别为 21.822.4 22.6 星等。图 2 表明了不同的 CCD 之间完备程度的变化,这是因为不同的 CCD 量子效率有所不同以及弥漫的背景光存在起伏。

 

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2.  不同 CCD 的完备程度:a) Ub) Bc) V(每一条点曲线对应于一个 CCD 象限,而黑色的曲线是这些点曲线的平均),星场的中心分别在 17h20m10s.0?35°5718.0NGC 6334、蓝色)、17h22m09s.0?35°0306.0(绿色)和 17h25m37.s0-34°1327.3NGC 6357、红色)。

 

我们根据对零点的统计研究估计了弥散度,对于 U 0.09 星等、对于 B 0.04 星等、对于 V 0.03 星等。所作的测光校准忽略了颜色项。这一假定是依照对 VIMOS 仪器和 OB 型星的平均颜色估计作出的,因此,我们估计了由这一关于平均颜色系数的假定引起的典型误差。这样得出的典型误差,U B 0.017 星等,V 0.006 星等。我们然后估计了一颗恒星的星等误差,它用 SExtractor 给出的星等误差、零点不确度和颜色项不确度的平方和来估算。这样得出的典型误差,VB U 分别为 0.04 星等、0.09 星等和 0.23 星等。

最后,因为某些星场有重叠,我们识别出了被两次计数的天体,并保留下那些位置更靠近星场中心的结果。为了确定 O 型和 B 型的恒星位置,我们保留下具有三个(UB V)波段星等数值的恒星。这给出了一个 30 388 颗恒星的样本(附录表 A.1 中给出了 UB V)。

2.2.  CTIO R 波段图像

我们用托洛洛山美洲天文台(CTIO)的布兰科(Blanco)望远镜上的 MOSAIC 照相机得到了 NGC 6334NGC 6357GM 24 以及 NGC 6334 NGC 6357 之间更弥漫的区域的 R 波段的图像。这架仪器是由 8 CCD 拼接成的成像器,一个像素的尺度为 0.27",安装在 4 米布兰科望远镜的主焦点上。这些观测结果包括六个天区,由三次曝光组成,每次曝光 10 秒。图 1 给出了总的覆盖情况。每个区域由 8 个象限组成(行之间间隔 ~ 13",二列之间间隔 ~ 9.5"),覆盖 36'×36'的视场。对于八个 CCD 的图像均各自独立地进行本底和平场改正,而不同曝光的合并、天体测量、最终图像的重构以及权重图像的构建,使用 TERAPIXBertin 等人 2002)的 MissFITSSCAMP SWarp 模块完成。测光校准使用对兰多尔特(Landolt)校准星 S107aS107bS104 S98Landolt 2009)的观测完成,给出消光系数为 0.095±0.043 星等,而零点则为 25.57±0.02 星等。恒星位置和星等的提取使用 SExtractor 完成,并用 SWarp 模块产生权重图像。我们只保留 SExtractor 标记小于 3 的天体,并排除了位于 CCD 边界和坏列中的恒星。这给出了一个 53 420 颗恒星的样本(附录中的表 A.2 给出了 R 星等)。估计的饱和极限是 11 星等,而典型的星等不确度(按 SExtractor 给出的星等误差、零点不确度和消光系数不确度的平方和计算)为 0.05 星等。

3. 其他可以利用的数据

3.1.  2MASS 中的近红外数据

作为我们的光学数据的补充,我们使用 2 微米全天巡视(2MASS)点源星表(Skrutsie 等人 2006)中的数据。2MASS 巡天用三个近红外波段均匀地扫描整个天空,这三个波段是: J1.25 微米)、H1.65 微米)和 KS2.17 微米)。2MASS 的点源星表(可由 http://irsa.ipac.caltech.edu/ 得到)(Skrutsie 等人 2006)包括了超过 4 亿个点源的准确位置(均方根天体测量准确度好于 200 毫秒)和亮度信息。这一点源星表对于星等 J < 15.8H < 15.1 KS < 14.3 星等具有高于 99% 的完备度。对于亮于完备性极限的源,测光信噪比 > 10(即 σ J, H, Ks  0.1 星等)。JH KS 典型的星等误差分别为 0.05 星等、0.06 星等和 0.05 星等。

3.2.  DENIS 数据

DENIS(近红外深空巡天)成像巡天(点源星表可由 http://irsa.ipac.caltech.edu/ 得到)(Epchtein 等人 1997)给出了三个近红外波段对于南天接近完备的巡视,这三个波段是:冈恩(GunnI0.85 微米)、J1.25 微米)和 Ks2.15 微米)。这些图像都是三个波段同时摄取的,因此这些天体的颜色具有非常高的准确度, 与测光误差无关。  DENIS 数据的位置准确度好于 2",而 I J Ks 的星等极限分别为 18.5 星等、16.5 星等和 14 星等。JKs I 星等的典型不确度为 0.15 星等、0.11 星等和 0.10 星等。

3.3.  USNO-B1.0 数据

美国海军天文台的 USNO-B 是由过去 50 年间各种光学巡天摄取的 7435 张施密特底片获得的全天巡视结果。USNO-B1.0 的完备性直到 V = 21 星等,天体测量准确度为 0.2",测光准确度为 0.3 星等(Monet 等人 2003)。我们由这一点源星表(可由 http://irsa.ipac.caltech.edu/ 得到)提取了 R I 星等。

 

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3.  恒星 UB V 星等的双色图。红色曲线是理论上的无红化主序,而直线则是一颗 B3V 型星直到 AV = 5 星等的标准红化矢量(由 Schmidt-Kaler 1983 得出)。

 

4.  OB3 型星样本

我们根据恒星的 U - B B -V 两种颜色来选择年轻而且大质量的恒星(O B3 型星)。星际红化按照红化线影响本征的 U - B BV 两种颜色,红化线具有如下的形式:EUB/EBV = X + YEBV 。在这个式子中,EUB EBV 是色余,X 是红化线的斜率,而 Y 则是曲率项。我们使用的红化轨迹为 EU-B/EB-V = 0.72 + 0.05EB-VSchmidt-Kaler 1983)。为了由 U – B B – V 的双色图选取 O B3 型星,我们选取位于一颗 B3 型星红化路径上方的恒星(图 3)。按照 Turner1996),这对应于正常的消光律(RV = 3.1),而较大的 RV(恒星形成区应该属于这种情况)看来会产生较平缓的斜率。这并不影响我们的选择过程,因为遵循斜率较平缓的红化律的恒星将位于所采用的红化路径的上方。此外,红化路径并不强烈地依赖于所采用的本征颜色。为了进行这方面的检验,我们用已知光谱型的恒星(表 2)画出 EUB EBV 的关系图,并对 Schmidt-Kaler1983)和最新的 Martins 等人(2006)对 O 型星的颜色较准,拟合 EUB/EBV = X + YEBV 这一关系。如果我们的小样本不允许我们可靠地制约 X Y ,那么两种校准的拟合结果就是相似的(X Y 的差值小于 1%)。可是,Turner1989)指出,UBV 红化线的斜率,由银河系的一个区域到另一个区域,至少在 X = 0.62 0.80 的范围内是变化的。如果斜率比 0.72 更陡,那么这会导致我们丢失某些 B3 型星。

上述选择过程给出了一个 2394 颗候选的 OB 型星的样本。我们然后在 DENIS2MASS USNO 的星表中搜索与这 2394 颗候选的 OB 型星有关的天体,其中使用的搜索圆锥半径为 5"。我们识别出 2148 颗具有 2MASS 对应体的 OB 型星。

在下一节里,我们就用这个 OB3 型星样本讨论消光率(第 5.1 5.2 节)、它与尘埃特性的联系(第 5.3 节)、银河系的结构(第 5.4 节)以及 OB 型星的数量统计(第 5.5 节)。


(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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