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星海微萤

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日志

 
 

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

2012-04-02 08:23:54|  分类: 外论选译 |  标签: |举报 |字号 订阅

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5.  讨论

5.1.  消光律

来自大质量 OB 型星的辐射改变紧靠它们的邻近区域内存在的星际颗粒,因此影响整体的星际消光律(例如 Chini Wargau 1990Pandey 等人 2000)。星际消光律的任何变化将影响局部的消光,并因此影响测光距离的测定。许多研究人员(例如 Wegner 1994Whittet vanBreda 1980Rieke Lebofsky 1985)曾指出,正常的消光律(RV = 3.1)在我们的银河系中几乎是处处有效的,然而特别注意到了在一些恒星形成区和疏散星团方向存在某些例外,其中的 RV 数值较高(例如 O’Dell Wen 1992)。不同的 RV 数值与不同的环境条件有关,并因此与不同的颗粒大小分布和成分有关,因为消光依赖于尘埃颗粒的光学特性(例如 Whittet 2003Mazzei Barbaro 2011)。尤其是,较低的 RV 数值据预期表明了沿视线方向的颗粒较小。

确定某一给定方向的消光和消光律,有四种主要方法:

1. 分光测光方法,它的基础是把一颗光谱型已知的恒星观测到的能量分布与它的无红化分布作比较(例如 Cardelli 1989)。

2. 帕邢和巴耳末线比率方法,它使用 H II 区发射的帕邢和巴耳末线对的比率预测值和观测值之间的比较(例如 Greve 2010)。

3. 色余方法,它使用一组恒星形为 E(λ - V) E(B - V) 的双色余图(其中 λ 是某一种宽带滤光片的波长),并且被观测恒星的光谱型因而本征颜色需要已知(Pandey 等人 2003 的“方法 A”)。

4. 测光方法,它使用一组恒星形为 (λ - V) (B - V) 的双色图(TCD)(其中 λ 是某一种宽带滤光片的波长),并假定被观测恒星为主序星(Pandey 等人 2003 的“方法 B”)在这些图中,红化路径与未红化的主序重合,这使得不同光谱型和消光的恒星形成平行于红化线的线性关系。这一分布的斜率,与正常红化路径的预期斜率相比较,使得人们可以得出 RV 的数值。

因为我们是在对 NGC 6334 NGC 6357 方向的 OB 型星进行统计研究,而且没有这些恒星的光谱信息,所以最后一种方法最适用。为了研究 NGC 6334 NGC 6357 方向的 RV 数值,我们使用双色图,其中 λ 是某一种宽带滤光片(RIJHK)的波长。这些双色图给出了一种有效的方法,把弥漫星际介质产生的正常消光的影响与反常消光的影响区分开。在这些图中,把分布的斜率 mobs 与理论上的斜率 mnormal 进行比较(Pandey 等人 2003)。为了得出 RV 的数值,我们使用如下关系(见 Samal 等人 2007Pandey 等人 2000):

 

RV = (mobs/mnormal)×Rnormal                                                                                                                                     1

 

其中,Rnormal = 3.1

为了研究 NGC 6334 NGC 6357 中的 RV 数值,我们以每个天区为基础把全部被观测天区划分为八个区域(见图 1),并画出每个区域的双色图。区域 26 8 分别包含了 NGC 6357NGC 6334 GM24。区域 3 NGC 6357 NGC 6334 之间的天区。区域 4 1 以及区域 5 7 分别位于 NGC 6357 NGC 6334 的东、西边缘。

在画出双色图之前,我们对我们的样本采用了如下的选择判据:

1. 我们根据 2MASS J - H H - K 颜色剔除了红外色余天体。按照 Hanson 等人(1997),我们保留 (J - H) - (1.83×(H - K)0.15) 0 的恒星。

2. 我们仅保留 V < 21 星等(为了保证完备性)和 B - V 不确度 < 0.15 星等的恒星。

3. 对于 CTIO 数据,我们保留 VR 不确度 0.15 星等的恒星。

4. 对于 2MASS DENIS 数据,我们保留星等不确度 0.15 星等并且星等亮于星等极限的恒星(见第 3.1 3.2 节)。

这些判据有助于使不完整性问题最小化。对于 USNO 数据,我们对 R I 采用 0.3 星等的不确度。

 

1.  RV 的结果。

 

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在双色图中,数据使用 1σ 修剪线性回归拟合(见附录 B ,图 B.1 B.8),结果在表 1 中给出(线性回归和 RV 的确定详情载附录 B 中给出)。为了表明我们的结果,我们在图 4 中给出了某些有代表性的双色图(全部图在附录中给出)。在这些图中,大部分恒星均遵循线性分布。很少有恒星位于这一总的趋势上方。金属度或年龄的变化不能说明这一结果,因为金属度的影响对应的颜色变化小于 0.1 星等(De Grijs 星等 2001),而年龄的变化在双色图中可以用平行于红化矢量的等龄线来表示(Leitherer 1999)。最可能的解释是与近红外数据的关联中的错误。如预期,这种影响在例如区域 4 这样的密集天区中显得更加重要,这一区域是离开银道面最接近的。就恒星的分布来说,我们可以用超密度来描述(这在图 4a 中清楚地描绘了出来)。这些超密度的情况提供了关于沿视线方向存在的消光层数量的信息。在区域 4 这个银纬最低的区域的双色图中,我们可以区分出多达四层的消光层,它们的中心分别位于 (B - V) ~ 0.711.3 1.75。在区域 2NGC 6357)和区域 6NGC 6334)中,恒星主要分别位于 (B - V) = 1.5   (B - V) = 1 附近,突出表明了这两个区域之间存在的消光的小的差别。最后,我们注意到区域 26 7 有少量恒星位于 (B - V) = 0.5 附近或者低于此值,偏离了总的趋势。这些恒星很可能是非常近的前景恒星。

 

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4.  V - K BV 双色图:(a)区域 4 ,(b)区域 2 = NGC 6357 ,(c)区域 6 = NGC 6334 。用分光方法识别的恒星(见第 5.2 节)也重叠画在这些图中(实心三角形)。在图左下角的短粗线段是无红化的 OB3 型星的位置(据 Martins 等人 2006Koornneef 等人 1983 Wegner 1994)。

 

我们注意到从一个区域到另一个区域 RV 是变化的。由我们的数据,我们证实在 NGC 6357 NGC 6334 中的 RV 数值比正常消光高。对于 NGC 6357 NGC 6334RV 的数值分别为 3.53±0.08 3.56±0.15,这两个区域的 RV 数值非常接近。Neckel Chini1981)使用类似的方法得出 NGC 6357 NGC 6334 RV 平均值为 3.8。这一数值仅得自 (R - V) (B - V) 以及 (I - V) (B - V) 图(分别给出 RV = 4.08 3.64),并使用 NGC 6357 NGC 6334 两者的恒星。考虑到使用同样的图,Neckel Chini1981)的结果与我们的结果(见表 B.3)是一致的。Bohigas 等人(2004)对于匹斯密斯(Pismis 24NGC 6357)得出 RV = 3.51,而 Pinheiro 等人(2010)对 NGC 6334 中的恒星得出〈RV= 3.5

最大值 RV = 3.89±0.09 是对区域 8 得出的,这个区域与 GM 24 对应。在 H II 区之外但离开银道面较近的那几个区域(区域 34 5),展示出了类似的 RV ,都在 3.43 左右,尽管这些在这几个区域中星际介质看起来弥漫得更多是在预料之中的,但上述数值却是等于和高于正常值。高银纬的那两个区域(区域 1 7)展示出接近正常的 RV ,平均值为 3.25

 

2.  文献中可利用的 NGC 6357 (匹斯密斯 24)和 NGC 6334 的恒星数据。

 

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.  NGC 6357 的光谱型取自 Massey 等人(2001),而 NGC 6334 的则取自 Persi Tapia2008)和 Pinheiro 等人(2010)。第 1 栏中名称后的星号表示 UB V 数据取自本文。RV 一栏中数值后的星号表示数据取自 Bohigas 等人(2004)。JHKS 数据取自 2MASSNGC 6334 NGC 6357 的距离和 AV 分别由 RV 的数值 3.56 3.53 计算。

 

5.2.  已知光谱的恒星

消光参数 RV AV 也可以用已知光谱型的恒星测定。然后,这就可以用来与我们的纯测光方法比较。我们把文献中所有位于 NGC 6334 NGC 6357 中已知光谱型的 O 型星和 B 型星汇集在表 2 中。在这个表中,第 1 3 栏和第 7 栏给出恒星的名称、坐标和光谱型,而第 4 6 栏和第 8 10 栏给出 UBVJHK 测光信息。第 11 栏给出由第(2)式(见下文)演绎得出的 RV 数值,而最后两栏给出每颗恒星用上一节中确定的 RV 数值计算的距离和消光。

Moffat Vogt1973)得到匹斯密斯 24 15 颗恒星的测光,其中的 12 颗是成员星。Massey 等人(2001)用分光方法观测了 11 颗恒星,其中 4 颗不在 Moffat Vogt1973)的表中。他们得出这些位于星团中的恒星有两颗是 O3 型,其中的一颗是超巨星(HDE 319718 = Pis 24-1),而另一颗则看来是巨星(Pis 24-17)。Massey 等人(2001)根据 10 颗可靠地测定了光度级的恒星推断距离模数为 12.03±0.14 星等。当时他们仅使用六颗 O 型矮星得出距离,他们计算得到的是 11.99±0.05 星等。他们采用的距离模数为 12.0 星等,对应的距离为 2.5 千秒差距,这大于 Neckel1978)和 Lortet 等人(1984)提出的 1.7 千秒差距。这个星团还包含了一颗沃尔夫—拉叶型星 HD 157504WR 93),它是 WC7 型。Conti Vacca1990)把这颗恒星描述为 WCE + abs”,并得出距离为 1.1 千秒差距。

NGC 6357 相反,NGC 6334 是被少数轻微红化的 OB 型星(表 2)电离的,这些恒星散布在整个星云中。Persi Tapia2008)汇总了这个天区内早型星的可以利用的数据。NGC 6334 是一个有名的 H II GUM 61GUM 62GUM 63 GUM 64 聚集的场所。GUM 61 的激发恒星(HD319703A HD319703B)与 GUM 62 的激发恒星(HD156538)可以清楚地区分,而 HD319702 CD-35 11484 这两颗恒星看来有可能是 GUM 64 的激发恒星。

GM24 中,没有识别出光学激发恒星。不过,一个以少量年轻大质量星为主的小星团位于它的核心(Tapia 等人 1991)。根据对这个星团的恒星的近红外测光,并考虑到消光,Tapia 等人(1991)得出它的距离为 2 千秒差距。

按照 Samal 等人(2007),估计 RV 数值的一种方法是使用已知光谱型的恒星(表2)。朝向一颗恒星的 RV 数值可以使用 Whittet 等人(1976)建立的经验关系估算:

 

RV 1.1E(V - K)/E(BV)                                                                                                                                  2

 

第(2)式的依据是发现比值 AV/E(V - K) 1.1 完全不随 RV 的数值变化,而且在整个银河系范围内都是如此(Whittet van Breda 19781980)。为了应用第(2)式,我们使用Carpenter2001)给出的关系把恒星的 JHKS 星等从 2MASS 系统转换为 Koornneef 系统(Koornneef 1983)。本征的 (V - K)0 颜色取自(Koornneef 1983),而本征的 (BV)0 颜色则取自 Schmidt-Kaler1983)。结果列于表 2 之中。由这些结果,我们注意到 RV 的数值随位置变化的典型空间尺度小于我们所划分的区域的大小。用这种方法,匹斯密斯 24NGC 6357)展示出平均的 RV = 3.43,而对于与 NGC 6334 有关的恒星,RV = 3.42 。这些结果比用测光方法得到的数值(沿 NGC 6357 NGC 6334 方向分别为 RV = 3.53±0.08 3.56±0.15)略小,但还是符合的。

根据我们对 RV 的测光测定结果,我们得出 NGC 6357 NGC 6334 的平均距离分别为 1.93±0.36 千秒差距和 1.72±0.26 千秒差距,而平均的 AV 则分别为 5.93±0.49 星等(Bohigas 等人 2004 对匹斯密斯 24 给出 AV = 6.37 星等)和 4.52±0.68 星等。Fang 等人(2011)由匹斯密斯 24 O 型星等龄线拟合得出距离为 1.7±0.2 千秒差距,而中位消光则为 5.3 星等。因此我们可以得出结论,NGC 6334 NGC 6357 的平均距离为 1.75 千秒差距(计权平均)。

5.3.  尘埃的一般特性

较小的 RV 数值一般假定为与较小的尘埃颗粒占优势有关,这些颗粒影响紫外到光学波长的消光曲线(Fitzpatrick 2004)。大小分布的改变自然地解释了不同的星际介质中 RV 的变化。尤其是,尺度在 15 纳米到 100 纳米之间的大颗粒分布的任何改变,据预期都直接与 RV 的改变有关。大颗粒尺度的分布可以被激波改变(Jones 等人 2005)。高速的激波通过喷溅作用影响颗粒,这种作用减少了小粒子的数量,而在速度较低的激波中,颗粒与颗粒的碰撞会改变尺度的分布,增大小颗粒与大颗粒之间的尺度之比(Mazzei Barbaro 2008)。 Heiles 等人(1988)提出,为了改变颗粒尺度的分布,至少 ~ 30 千米·秒-1 的激波速度。Seab Shull1983)得出只有对于 ~ 40 千米·秒-1 以上的激波速度,才会有大量的颗粒被破坏。他们推测,尺度大于 500 埃的大颗粒(这些颗粒产生了大部分 100 微米辐射)首先会受到影响。

为了从 RV 数值的角度研究上述发现,我们由不同区域中的 IRIS * 估算了平均红外(122560 100 微米)流量(减去背景以后的)。MIPSGAL 24 70 微米图像(Carey 等人 2009)不能使用,因为大多数 H II 区是饱和的。不过,IRAS 数据使得与类似 Désert 等人(1990)的尘埃模型的比较变得比较容易。IRAS 的平均流量和它们的不确度使用 ds9-“Funtools” 工具由每个天区内被校准后的图像测量得到。在每一幅 12 100 微米的图像中,这些流量用在西北边缘(为了使银道面的影响为最小)同一位置取的背景值进行改正。

 


*  IRISIRAS 巡天改进后的再处理)数据是最后的IRAS(红外天文卫星)图像的改进后的版本,是按照第二代的处理软件进行处理的(或称 IRAS 天空巡视星图,即 ISSA)。这些图的重新处理改进了灵敏度和绝对校准。与 IRAS 数据的最后版本相比,这些新的图像具有更高品质的黄道光减除、校准和零水平调整,以与大角度的 DIRBE(漫射红外线背景实验) 数据相符合。IRIS 数据在四个波长(122560 100 微米)的分辨率接近 4'。

 

 

 

如由发射和 OB 型星含量以及根据与辐射场强度升高对应的很大的 I(60)/I(100) 和很低的 I(12)/I(25) 比值(Boulanger 1988)所预期的,区域 26 8(分别对应于 NGC 6357NGC 6334 GM24 这三个 H II 区)清楚地展现出比其他几个区域强的辐射场(图 5)。然而,NGC 6334 的辐射场显得比 NGC 6357 更高,而 NGC 6357 含有更多的 O 型星(表 2),并具有比 NGC 6334 更高的射电流量(见第 4.6 #)。

  


  # 此处有误,原文如此。——译注

 

 

 

为了表征尘埃的特性,我们测定了中红外与远红外发射之比(定义为 X1 = νI (12 微米) / [νI (60 微米) + νI (100 微米)] X2 = νI (25 微米) / [νI (60 微米) + νI (100 微米)])。这两个比值是探测诸如多环芳香烃(PAH)这类小颗粒和甚小颗粒(VSG)相对于大颗粒的含量的工具(Désert 等人 1990)。尤其是,X1 主要依赖于诸如多环芳香烃这类小颗粒的丰度。图 5 给出了 X1 X2 RV 的变化。X1 X2 两者的数值均类似于 Désert 等人(1990)对 H II 区给出的结果。

从整体上说,X1 没有展现出任何相对于 RV 变化的趋势,这与 RV 依赖于大颗粒是一致的,但它也依赖于辐射场。我们认为区域 3 是最能代表典型的尘埃特性的区域,因为它受 H II 区和恒星形成的影响最少,同时我们发觉,区域 146 8 缺乏小颗粒(多环芳香烃和甚小颗粒),而区域 7 2 则过分丰富。NGC 6357(区域 2)看来有最高的 X1 值,意味着在 NGC 6357 中除了光子流量以外激波也能起作用。这与用看到的 NGC 6357 的形态(纤维结构)一致。

X2 RV 的关系图中,观测到在 H II 区(区域 26 8)与其他区域之间存在明显的分离。这些 H II 区展现出较高的 X2 ,而区域 1345 7 X2 值很接近,都在 0.10±0.02 左右。这种相对来说超量的 25 微米发射可能意味着存在超量的甚小颗粒,大颗粒的发射率被改变(Désert 等人 1990),以及(或者)大颗粒发射显著地提高了 25 微米波段的流量。

 

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5.  8 个区域的远红外尘埃发射。(a) log (I (60) / I (100)) log (I (12) / I (25)) 关系图,(b) X1 RV 关系图,(c) X2 RV 关系图。标号 26 8 分别对应于 NGC 6357NGC 6334 GM24

 

我们认为,NGC 6334 NGC 6357 的尘埃大小分布之间存在整体的差别。这两个区域类似的 RV 意味着它们的大颗粒含量是类似的,然而 NGC 6357 含有更多的甚小颗粒。因此,NGC 6357 中的 OB 型星看来已经具有部分经过了再处理的尘埃,这可以用 NGC 6357 处于比 NGC 6334 有更多演化的状态来解释。

5.4.  银河系结构

在我们的样本中相对来说较多数量的 OB 型星(表 3)使得我们可以用一种统计方法来处理恒星距离的测量问题。在这些区域内,恒星数量均展现出类似的面密度,只有区域 4 是例外,其中的数值较大。这可以用它的位置指向银道面的方向自然地解释,在这一方向自然可以探测到更密集的恒星区域。因为只根据测光数据不能确定光度级,在确定距离的时候,我们假定这些恒星都是主序星,而如果情况不是这样,这就会导致我们低估距离,对于光度级为 III 的恒星,低估的幅度分别可以达到 0.6 倍。把观测到的颜色 B B V 作为起点,本征颜色 ( B)0 ( V)0 以及消光 AV = RV×EB?V 可按 Schmidt-Kaler1983)的红化律和无红化主序来确定。使用 Schmidt-Kaler1983)的主序校准表,把这些本征颜色用于确定光谱型。于是,距离就可以采用 Russeil2003)的 MV 与光谱型关系的校准结果进行计算。

 

3.  平均星数和面密度。

 

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距离的不确度可以由测光的不确度估算,为 σd /d = (ln (10) /5) × [σV RV × σB RV × σV σRV ×EB-V] 。为了测定距离,我们采用恒星所在天区的 RV 数值(图 7a)。

我们考虑 U 波段的完备度(见第 2.1 节),采用典型的弥漫消光(AV = 0.7 星等·千秒差距-1Marshall 等人 2006)以及 NGC 6334 NGC 6357 距离处的平均消光 AV = 5 星等,并取一颗 B3 V 型星(Schmidt-Kaler 1983 和一颗 O9.5 V 型星(Martins Plez 2006)的绝对 U 星等,我们可以估计我们对于 B3 V 型星和 O9.5 V 型星分别远到 3300 秒差距和 5000 秒差距仍具有 90% 完备度。在这两个距离处,我们可以探测到最近的旋臂结构。

Russeil 等人(2007)的模型中,NGC 6334 NGC 6357 方向的视线预期将在 ~ 1.5 千秒差距处穿过人马船底臂、在 ~ 3 千秒差距处穿过盾牌南十字臂、在 ~ 4.3 千秒差距处穿过矩尺臂,并在 6 千秒差距左右处穿过一个较小的结构特征。对于 Hou 等人(2009)的模型,这些旋臂的距离略有不同,对于人马船底臂、盾牌南十字臂和矩尺臂分别为 0.82 千秒差距、2.9 千秒差距和 4.7 千秒差距。图 7a 表明,峰值位于 1 千秒差距、1.8千秒差距、2.6 千秒差距和 4.6 千秒差距。每一个峰值都可以与一条旋臂有关。

为了估计对于我们关于主序型恒星的假设可能会有的影响, 我们注意到(表 2),65% 是主序星、17% III 型的恒星,以及 9% I 型的恒星。于是我们重复我们对狠心距离分布的测定(图 7b),其中考虑到了光度级为 V III 的恒星所占的上述百分比,并对光度级为 III 的恒星与光度级为 V 的恒星距离之比分别采用 1.5 的平均倍数。我们可以看到,这些特征整体上均重新得以出现,峰值距离为 1.42.6 4.6 千秒差距左右。

NGC 6334 NGC 6357 复合体的平均距离(1.75 千秒差距)使它位于人马船底臂内,虽然它的位置似乎比第一个恒星峰值略微远了一些。这样的位置过去已经受到过注意,另一个人马船底臂的 H II RCW 108 Georgelin 等人 1996)位于距离 1.4 千秒差距处,而场星的恒星峰值是在 1.1 千秒差距处。同时,Tovmassian 等人(1996)研究了中心在 l = 297°、b = -1°的一个约 12 平方度的天区,发现在人马船底臂的距离有两个分隔开的星协,分别在 1.2 1.5 千秒差距处。这意味着这一旋臂存在一个可能的分支或者可能存在年龄梯度(H II 区和场星分别位于这一旋臂的远侧边缘和近侧边缘)。正如 Mel’nik 等人(1998)所指出的,最有可能的是存在横穿人马船底臂的非零的年龄梯度,因为确实存在横穿人马船底臂的恒星年龄分层,其中年轻天体位于这一旋臂的内侧边缘附近,而年老的星群则比较靠近外侧边缘。

 

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6.  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)。图中标出了不同区域的名称。重叠画出了 1.5 1.95 千秒差距距离范围内的 OB3 型星(红圈)以及星团和星群(黄色符号和名称)。没有标出名称的星团和星群是取自 Bica 等人(2003)和 Feigelson 等人(2009)的一些星团。

 

5.5.  OB 型星数量统计

大质量星形成的第一阶段的不确性涉及大质量红外宁静和大光度原恒星以及在亚毫米波巡天中检测到的星前源的相对寿命(Motte 等人 2007)。为了帮助解决这种不确性,我们对 NGC 6334 NGC 6357 复合体中的大质量星(早于 B3 型)作了数量统计,因为统计寿命就是相对于 OB 型星的已知年龄来测量的。

 

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7.  a) OB 型星的距离分布(黑色直方图)。仅仅考虑距离不确度小于 400 秒差距的恒星。蓝色虚线直方图是 B 型星的分布,而红色虚线直方图则是 O 型星的分布。b) 假定光度级为 V III 的恒星比例为 65% 17% OB 型星的距离分布。

 

NGC 6334 NGC 6357 2.7 吉赫射电连续谱流量分别为 439.4±13.5 央斯基和 924.1±29.0 央斯基(流量由 Paladini 等人 2003 估计)。这些流量对应于电离光子流量(按对数标度)为 50.04 个·秒-1 50.37 个·秒-1。由表 2 ,我们使用 Panagia1973)和 Sternberg 等人(2003)估算了两个区域的恒星的电离光子流量。这对 NGC 6334 NGC 6357 分别得出 50.04 个·秒-1 50.32 个·秒-1,与射电值符合得很好, 意味着主要的起电离作用的恒星已经清楚地都被识别了出来。不过,为了得出 OB 型星的完备的数量统计,我们还必须考虑在光学波段不可见的 OB 型星。

NGC 6357 中,以前已经识别出两个疏散星团(图 6),它们是有名的匹斯密斯 24 AH03J1726-34.4Dias 等人 2002)。对于匹斯密斯 24Wang 等人(2007)由 X 射线研究识别出 34 OB3 型星。有关星团 AH03J1726-34.4 的信息非常稀少。AH03J1726-34.4 包含至少 4 OB 型星(Neckel 1984Damke 等人 2006)。我们可以把与 NGC 6357 有关的 OB 型星数量计为至少 38 颗。

对于 NGC 6334(图 6), Neckel1978)由光学测光找到了 14 OB3 型星,而 Bica 等人(2003)列出了 7 个与射电源有关的内埋的星团和星群。Feigelson 等人(2009)给出了(根据 NGC 6334 中恒星 X 射线源的数量统计)一幅含有 ~ 10 个不同星团的复杂的空间图样(这些被严重遮蔽的星团大多数与已知的远红外源和射电 H II 区有关)。它们还找到了数十颗可能的 OB 型星,它们既有位于星团中的,也有散布在这个天区各处的,意味着在这个复合体中的恒星形成已经持续了数百万年以上。Tapia 等人(1996)推断内埋在 NGC 6334I 中的年轻星团具有约 93 颗亮于 K = 16 的成员星,而且这些观测到成员星大多数是早于 B3B4 型的零龄主序星。Tapia 等人(1996)找到了中心在 H II NGC 6334E 12 个暗源(仅在 K 波段检测到)。他们估计 NGC 6334E 的电离需要至少 1 O7.5 型零龄主序星或者 1213 B0B0.5 型零龄主序星。他们于是提出在 NGC 6334E 中起电离作用的是一个 B 型星的星团。Bochum 13 是位于 NGC 6334 西北边缘的一个星团,并且处在同样的距离,含有 5 OB3 型星(McSwain 2005),而且在 GM24 的核心还有一个主要由少量年轻大质量星(~10 颗)组成的星团(Tapia 等人)。我们因此把与 NGC 6334 有关的 OB 型星数量计为至少 150 颗。

我们的 UBV 数据提供了在 NGC 6334 NGC 6357 复合体的距离处另有 40 颗光学可见的 OB3 型星的估计(图 6),这样就给出了至少 228 OB 型星的总的计数。我们因此可以估计有 230 颗大质量星(早于 B3 型)属于这整个复合体。

Russeil2010)中,我们曾给出了对各个演化阶段的大质量初期恒星体的数量统计:我们在 NGC 6334 NGC 6357 中识别出了 1 颗尚无恒星的团块、6 颗红外宁静的原恒星和 9 颗高光度红外原恒星。因为这些大质量初期恒星体的时标不能直接得出,所以使用了一种统计方法。假定恒星的形成是一个稳定的过程,那么每一阶段天体的数量之比就与每个阶段的时标成正比。时间的单位可以由 OB 型星的数量和年龄估计。NGC 6334 NGC 6357 中的 OB 型星采用的年龄来自星团匹斯密斯 24 的年龄,它在 173 万年(Massey 等人 2001)到 500±300 万年之间(Ahumada 等人 2007)。这意味着根据我们的 ~ 230 OB 型星的数量,一颗大质量初期恒星体对应的统计寿命在 ~ 7.5×103 年到 ~ 2.2×104 年之间。于是,我们可以估计,在 NGC 6334 NGC 6357 中,无恒星阶段和原恒星阶段的统计寿命分别为 7.5×1032.2×104 年和 1.1×1053.3×105 年。

6.  结论

我们在本文中给出的结果强调了多色光学测光在朝向 H II 区的消光和距离的研究中的有效性。我们的很大的恒星样本允许我们对银河系的局部结构以及 NGC 6334 NGC 6357 恒星形成区中的 OB3 型星数量统计进行统计研究。我们的很大的 OB3 型星样本的分光信息现被要求用来证实测光的光谱型和改进我们的距离测定结果。

如预期,总消光与选择消光之比得出的系数 RV 在像 NGC 6334 NGC 6357 这样的恒星形成区内比弥漫的星际介质高。此外,这一系数在整个 H II 区中各处不同,意味着相同尺度的尘埃特性存在变化。我们对 NGC 6334 NGC 6357 得到的 RV 数值(分别为 3.56±0.15 3.53±0.08)允许我们更精密地确定这两个 H II 区的距离。我们证实了它们位于平均距离 1.75 千秒差距处。我们对 NGC 6334 NGC 6357 恒星形成复合体中的 OB3 型星数量统计总共识别出了 300 OB3 型星。这一数量统计对于帮助我们确定我们用“赫歇尔”卫星在红外波段观测到的 NGC 6334 NGC 6357 中大质量星形成不同阶段的统计寿命是重要的(Russeil 等人,撰写中)。

附录 A:数据表格格式

本节给出两个数据表格的格式。

 

A.1.  具有 UB V 星等的恒星。

 

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

 

 

.  完整的表格可由斯特拉斯堡恒星数据中心(CDS)获得(http://cdsarc.u-strasbg.fr/viz-bin/qcat? J/A+A/538/A142)。

 

A.2.  具有 R 星等的恒星。

 

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

 

 

.  完整的表格可由斯特拉斯堡恒星数据中心(CDS)获得(http://cdsarc.u-strasbg.fr/viz-bin/qcat? J/A+A/538/A142)。

 

附录 B:结果

我们给出区域 1 8 拟合的结果和所有的双色图。表 B.1 给出 8 个区域中不同滤光片线性回归的斜率。正常的斜率在最后一行给出。有几个区域的有几种波长,由于数据点数量太少,不能定出任何可靠的斜率。表 B.2 给出拟合的相关系数。表 B.3 给出由 第(1)式得出的 RV 值。最后一栏给出 RV 的计权平均值。双色图中左下角的短粗线是无红化 OB3 型星的轨迹(取自 Martins 等人 2006Koornneef 等人 1983 以及 Wegner 1994)。

 

B.1.  拟合斜率。

 

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

 

 

 

 

 

B.2.  拟合直线的相关系数。

 

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

 

 

 

 

B.3.  RV 测定值。

 

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

 

 

 

 

 

NGC 6334 和 NGC 6357 中 OB 型星的统计研究(Russeil 等人 2012)(下) - wangjj586 - 星海微萤
 
图 B.1. 区域 1 的双色图。
 
 
 
 

 

NGC 6334 和 NGC 6357 中 OB 型星的统计研究(Russeil 等人 2012)(下) - wangjj586 - 星海微萤
 
图 B.2. 区域 2 的双色图。
 
 
 
 

 

NGC 6334 和 NGC 6357 中 OB 型星的统计研究(Russeil 等人 2012)(下) - wangjj586 - 星海微萤
 
图 B.3. 区域 3 的双色图。
 
 
 
 
 
 
NGC 6334 和 NGC 6357 中 OB 型星的统计研究(Russeil 等人 2012)(下) - wangjj586 - 星海微萤
 
图 B.4. 区域 4 的双色图。
 
 
 
 
 

 

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

B.5. 区域 5 的双色图。

 

 

 

 

 

 

NGC 6334 和 NGC 6357 中 OB 型星的统计研究(Russeil 等人 2012)(下) - wangjj586 - 星海微萤
 
图 B.6. 区域 6 的双色图。
 
 
 
 
 

 

NGC 6334 和 NGC 6357 中 OB 型星的统计研究(Russeil 等人 2012)(下) - wangjj586 - 星海微萤
 
图 B.7. 区域 7 的双色图。
 
 
 
 
 

 

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

 

 

B.8.  区域 8 的双色图。


 

(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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