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日志

 
 

玫瑰分子云中的星团(Wang 等人 2009)(下)  

2012-06-23 10:49:17|  分类: 外论选译 |  标签: |举报 |字号 订阅

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3.4. 赫比格—阿罗外向流的原恒星起源

伊巴拉(Ybarra)和菲尔普斯(Phelps2004 年论文所述的光学波段 [S II] 巡天中所见到的受激气体五个特征,均位于我们的“钱德拉”星场中。这些特征很可能是来自原恒星的赫比格—阿罗外向流。我们仔细地检查了在这些源附近区域中的 X 射线星场。在 PL2 西南 6'的一个区域内,发现 X 射线发射星 RMCX #51 很靠近延展的 [S II] 特征 RMC-F 。它的红外对应体是一颗严重红化的恒星,K = 12.94 ,没有显著的 K 波段色余。[S II] 发射特征也许就是这颗恒星产生的。

 

玫瑰分子云中的星团(Wang 等人 2009)(下) - wangjj586 - 星海微萤

  

6.  a)玫瑰分子云中全部源的恒星面密度(log 星数 角分-2)图,用 3'半径的核平滑。(b)同(a),但使用 2'半径的核。(c)同(a),但为未遮蔽的群体。(d)同(b),但为未遮蔽的群体。(e)同(a),但为遮蔽的群体。(f)同(b),但为遮蔽的群体。未遮蔽的群体和遮蔽的群体的图之间,为便于比较,密度的标度被取得相同。

 

RMC-H 是一个弧形的受激气体特征,勾画出一个气体小球状体,位于 PL2 的西北,带有起源于小球状体的可能的赫比格—阿罗外向流。可以看到三个 X 射线源恰好位于小球状体的边缘。它们中的一个是 I 类原恒星 RMCX #58 ,也许是它在给类似喷流的外向流提供能量。

伊巴拉和菲尔普斯 2004 年论文认为,RMC-L 是一个赫比格—阿罗外向流,由 PL4 中的一颗恒星驱动,这颗恒星与 IRAS 06314+0427 有关联。就此而言,X 射线检测到的 I 类原恒星 RMCX #315 也许就是激发源,它位于弓形激波特征的对称轴东侧。这颗恒星与激波之间的 3.5 秒差距间距有点大,但在其他恒星形成区也已检测到类似的大尺度准直流[例如,HH80/81 ,≥ 5 秒差距;马提(Martí)等人 1993 年论文]。其他的 [S II] 特征,诸如 RMC-E RMC-G RMC-M ,与我们的 X 射线源没有明显的相关性。

4. “钱德拉”群体中的星团

对图 2 X 射线源的空间分布的目视检查表明了一种非随机的成团状况。这在 TFM03 的图 6a 中所给出的这个星场更早的图示中也很明显。我们使用第 4.1 节和第 4.2 节中的两种方法,识别出这些 X 射线源有聚集趋势,这些聚集可以认为是一些“星团”。新识别出的 XA 星团在第 4.4 节中描述,而以前就已经确定的内埋星团 XB XC ,则在第 4.5 节中讨论。表 5 和表 6 给出了定量的结果。

4.1. 由平滑化 X 射线源分布得出的星团

王等人 2007 年论文和布鲁斯等人 2007 年论文指出,由“钱德拉”源的清单得出的平滑化恒星分布图能有效地显示出一些年轻星团的结构。例如,在 M17 中,X 射线恒星密度图突出地展现了这个区域复杂的结构,包括致密的 NGC 6618 星团、一个沿着 H II 区边缘触发生成的恒星群体、几个较小的内埋星团以及一个以前不知道的次团。一种类似的处理方法应用于 2MASS 的恒星分布,显示出了在玫瑰星云西侧的 NGC 2237 的次团。与红外图相比,X 射线图更少受到银河系星场中恒星污染的影响,而且展现出的恒星群体星数比带盘的红外色余样本更多。

6 中给出了玫瑰分子云中“钱德拉”源的平滑化分布图 * 。图中的三个 ACIS 星场均已与 20 千秒曝光严密匹配,每个星场的在轴区域与离轴区域之间只存在很小的灵敏度偏差,受无关的源污染很小(第 2.2 节)。图 6 中的三行图分别给出了全部源构成的样本、被轻微遮蔽的 MedE 2.0 千电子伏的源以及被严重遮蔽的 MedE > 2.0 千电子伏的源。其中左图和右图分别给出采用半径为 3'和 2'(1.2 0.8 秒差距)的核平滑的图。

 


* 请注意,在这些图中,每颗星都具有相同的权重,因此它们并不准确地反映 X 射线发射的分布。TFM03 给出了一幅 X 射线发射的平滑化分布图。

 

在总样本中可以看到三个呈现为超密区域的大尺度结构,不论所采用的平滑化核的大小都是如此。我们把这三个区域定名为 XA XB XC ,并根据 3'的核的等密度线勾画出它们的轮廓。我们注意到,在总样本的采用 2'的核的图中,这三个大结构中有七个小尺度的超密区。我们把这些结构标以 XA1XA3 XB1XB3 XC1 。此外,在图 6f)中,可以看到,从 XC1 伸向南侧,一些被严重遮蔽的恒星构成了一个明显的次结构,我们称它为 XC2 。请注意,这些次结构是根据不同的图上平滑化的轮廓线确定的,而且并不邻接;因此,在主结构中的恒星总数大于次结构中星数之和。我们把位于所有超密区之外的恒星称为玫瑰分子云中的“分散”恒星。

这些区域,尽管都是根据主观选择的面密度轮廓线确定的,然而我们确信,这些结构不是由于 ACIS-I CCD 在离轴角很大时 X 射线灵敏度略有下降造成的虚假结构。这些超密区域并不位于视场的中心(那里望远镜的响应达到最大),并且恒星密度之差为 220 倍,不能仅仅把原因归之为仪器灵敏度的变化。

 

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7.  对于玫瑰分子云中的“钱德拉”源,根据第 10 邻近星距离得出的面密度轮廓。绿色的轮廓是对于全部源而言的密度。蓝色的轮廓是对于无遮蔽源(MedE ≤ 2.0 千电子伏)而言的密度,红色的轮廓是对于遮蔽源(MedE > 2.0 千电子伏)而言的密度。所有的轮廓均按照密度大小来画,对于遮蔽源,开始于 0.057 颗星·角分-2 ,步长为 0.45 颗星·角分-2

 

4.2. 由最近邻近星方法得出的星团

用于识别星团的另一种方法是分析最近邻近星的分布[卡塞尔塔诺(Casertano)和哈特(Hut1985 年论文;迪格尔(Diggle2003 年论文]。REFL08 使用这种方法确定了玫瑰分子云 JHK 星表中七个 PL97 星团的星数。我们应用与 REFL08 使用的相同的最近邻近星方法,这种方法的基础,是对每一颗恒星,由离得最近的 10 颗邻近星的距离,得出局部密度。

7 给出了我们的“钱德拉”玫瑰分子云观测结果所得出的最近邻近图的轮廓线,按全部源、无遮蔽源和遮蔽源三类群体分别画出。由此得出的聚集区域的位置和形态与我们使用 X 射线源的平滑化面密度图确定的那些结构非常相似。这表明了不论用于平滑化恒星分布的是什么方法,对于成团性的推断是稳健的。

4.3. 在拼接范围内灵敏度的评估

6 中所示的图使用了所有检测到的 X 射线源。然而,在整个视场范围内的灵敏度是不均匀的;存在着一种偏向,越是靠近每个星场的瞄准方向的区域内,越是能检测到更暗的源,还有在重叠的区域内,由于曝光时间更长,也能检测到更暗的源。这种灵敏度的变化,很可能会在一个本来平滑的源分布中造成虚假的结构。我们通过建立类似于图 6 的平滑化源分布图来评估这种影响的严重程度,在这样的图中,已经消除了由于望远镜的虚光、有效曝光时间以及视场中的背景造成的灵敏度的退化。

 

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8.  由玫瑰分子云的“钱德拉”观测结果得出的组合曝光图。单位是厘米2·秒。请注意在各个观测重叠区域内灵敏度的提高。

 

按照莱默(Lehmer)等人 2005 年论文和罗(Luo)等人 2008 年论文中的方法,我们采用一种泊松模型,估计了在整个 X 射线成像拼接范围内的灵敏度。 所得出的关系,可以近似地表示为 log N lim = 0.558 + 0.322(log b) + 0.13(log b)2 + 0.037(log b)3 ,其中, N lim 是一颗需要检测的源所需要的计数次数,而 b 是在某一局部区域内测量到的背景计数。其中的系数是通过在按表 1 列出的 Net Full 计数与 Bkgd Full 计数画的图中构建一条下包络线得出的。于是我们通过把 N lim 的平滑化图除以厘米2·秒为单位的望远镜曝光量图(图 8 中所示,也见 TFM03 的附录)。由此得出的灵敏度图,在靠近瞄准点的区域计数一般为 6×10-7 厘米-2·秒-1 ,而在靠近通常的 20 千秒曝光视场边缘的区域则为 1×10-6 。在次团 XA1 附近的一个小区域内达到 2×10-7 ,这部分视场与文 I 中讨论的 NGC 2244 的远为更深的 ~ 100 千秒曝光重叠。

 

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9.  玫瑰分子云中源的子样本(光子流量 > 1×10-6 计数·厘米-2·秒-1)的恒星面密度(log 星数· 角分-2)图,分别用 3'半径的核(上图)和 2'半径的核(下图)平滑。呈现出了图 6 得出的团区域和次结构区域。

 

这样的灵敏度,在 20 千秒曝光区域内对应的计数极限为 ~ 8 ,而在 XA1 附近的重叠区域内计数则为 ~ 40 。应用这样的随空间而变化的计数阈值消除由于望远镜的退化和视场重叠造成的灵敏度偏差,并给出我们的 X 射线检测结果的一个完备的子样本。这一处理过程排除了表 1 中的较弱的源的 30%(保留下来的计数次数超过检测阈值的源在表 1 中标记了出来,见此表的脚注)。图 9 给出了作了这样的归算以后的灵敏度不随空间变化的平滑化恒星面密度图。

三个大的 X 射线星团 XA XB XC 以明显的超密区呈现了出来。某些次结构在完整的样本图中不太显著;XA2 XB1 最弱,密度仅是背景密度的 ~ 2 倍。   另外还有两个可能的次结构呈现了出来:一个位于 XA3 的东侧(6h33m02s 47'),另一个位于 XC1 的西北侧(6h34m05s 、4°33)。这两个特征的真实性必须用更深的 X 射线观测结果来证实。

 

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10.  我们的 X 射线源的所有红外对应体的空间分布。高密度分子云用 12CO 发射轮廓(赫耶尔等人 2006 年论文)勾画了出来。重叠的红色多边形是由 X 射线源密度确定的区域 A B C ,而各种符号表示的是根据近红外颜色分类为 I 类(粉红色圆)、II 类(绿色菱形)和 III 类(黑叉)的用 X 射线选出的恒星。标出了 O7 型星和 I 类原恒星 RMCX #89 II 类和 I 类的源的整体分布比 III 类恒星更明显地局限于 CO 分子云脊。

 

4.4. 新的 XA 星团的识别

5 中列出了三个大的星团和七个次团的近似大小。其中的大多数大小为 3',或者说 1.2 秒差距。七个次团中的四个——XB2 XB3 XC1 XC2——伴随有由 JHK 和“斯皮策”的图像识别的星团(PL97RL08;波尔顿等人 2008 年论文)。图 10 给出了三个大的结构在赫耶尔等人 2006 年论文中的分子 CO 图上的轮廓。可以看到,同样的这四个次结构——XB2 XB3 XC1 XC2——均与高密度分子区域有关。

然而,X 射线星团 XA 位于在 Hα 波段显得很明亮的玫瑰分子云光致离解区东侧的排空区中。这一区域位于 ACIS 星场最西北部分的西北侧,其中的分子物质已被膨胀中的 H II 区驱除,它里面的恒星相比于内埋在分子云中的 XB XC 两个聚集区较少受到遮蔽。这在表 6 的第 24 栏中给出:XA 的恒星 30% 具有 MedE > 2 千电子伏,对应的吸收为 log NH > ~ 22.0 厘米-2 或者 AV > ~ 6 相比之下在聚集区 XB XC 中为 41%46%

XA 的恒星大多数集中在次团 XA3 中,后者的中心位于 (α, δ) = (06:32:38,+04:46:18)XA1 XA2 分别是向西北和西南方向的小的延伸。在 XA 这一 X 射线样本中有六十一颗恒星。按第 2.3 节中给出的方法对轻微受遮蔽区域用不完备性因子进行调整,估计 XA 中的总的星数为 300 颗星。这是使用同样的以 X 射线光度函数为基础的方法估计的中央 NGC 2244 星团总星数(~ 2000 ;文 I)的约 15%

在以前对这个分子云的红外巡天中,受到轻微吸收的 XA 星团并未明确地识别出来。次结构 XA1 的位置与 IRAS 06297+0453 相距 ~ 20"。可是,对 IRAS DSS 2MASS 图像的严密审察使得我们得出结论,即这是一种空间上的重合:IRAS 06297+0453 与前景中非常明亮的 K0V 型星 BD +04 1304V = 5.8 K = 3.69)有联系,而且不属于玫瑰分子云。以前的 PL97 巡天没有覆盖 XA 星团。FLAMINGOS 巡天给出了具有 K 波段色余的六颗恒星(表 6),不足以使用第 10 颗最近邻近星方法来识别一个星团。不过,它在李(Li2005 年论文的图 1a)和图 2a)中所示的全部 2MASS 源的平滑化面密度图中呈现出了密度的升高,在 XB 主星团 NGC 2244 之间的一个恒星密度上升的区域。在“斯皮策”的 IRAC/MIPS 图像中,在我们的 XA 轮廓线内,找到了一个由 32 颗具有有盘中红外光谱能量分布的恒星组成的星群,但波尔顿等人 2008 年论文(见他们的图 6b)又一次没有把它们识别为一个单独的星团。他们把这群恒星看作了中心的 NGC 2244 星团向东的延伸。在朝向 NGC 2244 和玫瑰分子云方向 ~ 20 千秒曝光的 ACIS X 射线拼接图像中,这个星团与主星团的空间上的区分更为明显(见 TFM03 中的图 6a),因为这幅图像对遮蔽不敏感。

XA 星团在我们的 X 射线巡天中比在红外巡天中呈现得更清楚,原因很可能是由于星云污染的存在。它位于一个具有增强的氢布拉开 α 和随空间位置变化的多环芳香烃(PAH)发射的明亮云脊上(波尔顿等人 2008 年论文中的图 1 和图 4)。这些污染限制了在某些波段对恒星的检测或测光的准确度,从而妨碍了由多波段光谱能量分布识别出盘的发射。

4.5. 内埋星团 XB XC

正如上面以及在表 5 中提到的,图 6 7 所示 XB XC 这两个 X 射线星聚集区与由 IRAS 2MASS FLAMINGOS 和“斯皮策”的研究建立的两个内埋星团相对应。由近红外研究推断的这两个星团的恒星群体,已由 RL08 作了最全面的描述。XB XC 这两个星团中被遮蔽的恒星所占的比例比 XA 星团高(别为 46% 41% 30%;表 6)。把这与它们同高密度分子结构的空间联系(图 10)结合在一起,证实了它们至少部分地内埋在云物质中。

我们的 X 射线巡天的主要优点是很容易检测到无盘(III 类主序前星)的成员,仅受第 2.3 节中给出的灵敏度极限的限制。在大多数红外巡天中,III 类系统不容易与银河系星场恒星的强污染区分开。因此,红外巡天常常局限于计数有盘的(I 类和 II 类)系统。由于这个原因,X 射线样本通常都比红外色余样本大,并为估计有盘的比例提供了一种偏差较小的途径,而这一比例是与恒星的年龄有关的量。

XB 星团是三个 X 射线星团中最稀疏的,检测到 52 颗恒星,估计总星数可达 200 颗(表 6)。其中的三个大小类似(~ 1 秒差距)的次结构组成了一个“L”型的结构。次团 XB2 与“斯皮策”星团 C 有关(波尔顿等人 2008 年论文),它看上去比其他的次团内埋得更深。次团 XB3 与近红外星团 PL2 及中红外源 IRAS 06306+0437 有关。正如在上面第 3.2 节中讨论的,这一结构主要由内埋的大质量星 RMCX #89 造成的。XB1 XB2 都含有明亮的 MSX 中红外源(见表 4 的脚注)。

XC 是玫瑰分子云中的三个大的 X 射线结构中星数最多的,检测到 160 颗星。在首要的恒星聚集区 XC1 中,大致 2/3 的恒星受到轻微遮蔽,而还有 1/3 的恒星则受到严重遮蔽。这个富星团最早在布洛克等人 1993 年论文中以 K'波段成像被注意到,汉森等人 1993 年论文给出了分光研究的结果,并作为一个近红外星团被 PL97 、比卡(Bica)等人 2003 年论文以及李和史密斯 2005 年论文提到。较稀疏的 XC2 次团仅在被遮蔽的群体的恒星面密度图(图 6e 和图 6f)中能显现出来,说明了它是个深度内埋的次团。在 DSS 光学图像中,这个区域看上去远为更暗。它在 X 射线图中看上去就像是富星团 XC1 向南的蜿蜒延伸,而且与近红外星团 PL5 REFL 8 和“斯皮策”星团 E 有关联(表 5)。这一恒星结构向东南也许一直延伸到我们的 ACIS 的视场边缘以外。与 XC1 相反,按照软 X 射线吸收指标 MedE 的测量结果XC2 中的恒星只有 1/4 是轻微遮避。因此,XC2 是我们这里所研究的玫瑰分子云区域中内埋最深的星团。

4.6. 主要星团的演化阶段

X 射线特性不能把非常年轻、以正在发生吸积的 I II 类系统为主的星团与以没有吸积的 III 类系统为主的较老的星团区分开。之所以会这样的原因已经完全确定:当小质量星由 I 类阶段向 III 类阶段演化时,X 射线光度函数和耀发特性并没有很大的改变(例如,普赖比施等人 2005 年论文;泰来什等人 2007 年论文;斯泰尔策等人 2007 年论文)。因此,用 X 射线选择的样本相对来说对于年龄是无偏的,而它们的年龄于是就可以由它们的快速演化的红外特性来估计。这里我们集中考虑在上面给出的星团 XA XB XC 的边界内 X 射线源由 FLAMINGOS 巡天(REFL08)得到的高品质 JHK 测光。

11 给出了上述三个星团的 J H H K 双色图。左侧两条虚线之间的区域与被星际消光红化后的 III 类天体(无盘弱线金牛 T 型星)有关。这一区域右侧是呈现出显著 K 波段色余的源;这里我们根据源的 FLAMINGOS 测光误差,要求 K 波段色余星具有 E(HK ) > 2σ(HK ) 。中间和最右侧的虚线之间的区域由 II 类天体(具有星周吸积盘的主序前星)占据,而仍还具有厚包层的原恒星(I 类天体)位于最右侧的虚线之外。各个不同区域内的恒星计数汇总在表 6 的中间各栏内。

星团 XA 内的源大多数的颜色与具有较小红化的主序前星相符,它们的 AV ~ 1 ,对于照亮了玫瑰星云的中心星团 NGC 2244 中的恒星来说,是典型的(文 I)。少数 II 类的源呈现有较高的 AV ;这些源也许位于 XA 中,也许位于 XA 后面的分子云中。

星团 XB 中的源的吸收呈现出很大的变化;某些源的红化具有 AV > 5 ,而且在红化最严重的源中呈现出 K 色余。这也许意味着 XB 的次团沿着视线方向分布,在云中具有不同的深度。在这个区域内找到了三颗 I 类源。在区域 XB 中虽然源的数量较少,但具有比星数更多的 XA 区域更多的红外色余源。次团 XB1 已检测到 11 X 射线星,推断的总的星数在 40 颗左右,但没有一个系统具有红外色余。XB2 的恒星具有中红外色余的比具有近红外色余的多,而 XB3 的恒星具有近红外色余的比具有中红外色余的多。因此我们暂且推断 XB 区域不是同质和同龄的。次团 XB3 ,其中包括在第 3.2 节中讨论的 RMCX #89 = IRAS 06306+0437 ,显然是这个区域中最年轻的结构,因为其中的恒星近红外色余的存在表明了内侧的盘尚未清除。

 

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11.  7 中确定的区域 A B C 中具有高品质 JHK 测光(JH HK 两种颜色的误差均 < 0.1 星等)的“钱德拉”星近红外 JH HK 双色图。绿色的圆和红色的三角分别表示有和没有显著 K 波段色余[E(HK) > 2σ(HK)]。黑色实线和长划线分别表示主序星和巨星,取自贝塞尔(Bessell)和布雷特(Brett1988 年论文。紫色点划线是经典金牛 T 型星(CTTS)的轨迹,取自梅耶尔(Meyer)等人 1997 年论文,而青色实线是 HAeBe 星的轨迹,取自拉达和亚当斯(Adams1992 年论文。蓝色虚线表示标准红化矢量,每隔 AV = 5 星等标以叉号。

 

星团 XC 中的 X 射线源大多数是轻微遮蔽的主序前星,AV ~ 2 ,并有十多颗严重遮蔽的源,AV > 10 XC 星团在 X 射线图中星数非常多,而且这些恒星中只有 5% 10% 在近红外或中红外波段有红外色余。这与图 10 中仅有一个非常年轻的系统存在一起,表明了在这个区域中今天还在活跃的恒星形成已经不占主要地位,尽管存在两个 IRAS 源,它们可以分解为几个红外星团(PL4 PL5 REFL 8 “斯皮策”的 E)。非常暗的 XC RMCX #315 与一个很暗的近红外源有关联,这个源有很异常的颜色,JK > 3.8 ;它或者是一个 I 类系统,或者是红化非常严重的 II 类系统。  图 12 中给出的近红外 J JH 颜色星等图提供了与图 11 中给出的相同的那些恒星的质量分布和局部吸收的近似范围。

 

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12.  使用与图 10 中相同的样本和符号得到的近红外 J JH 颜色星等图。紫色实线和虚线分别是取自西斯(Siess)等人 2000 年论文的主序前星 2 兆年和 1 兆年的等龄线。在这里给出这两条等龄线是由于恒星年龄具有不确性。点划线标明了零龄主序(ZAMS)星的位置。蓝色虚线表示标准红外矢量,每隔 AV = 5 星等标以星号,并标明了对应的恒星质量。

 

在玫瑰分子云的近红外颜色星等图中,没有出现新的待定 OB 型星。这与对于其他突出的恒星形成区的“钱德拉”研究形成了鲜明的对比,在这些研究工作中,凭借它们的 X 射线发射,识别出了几十颗新的被遮蔽的 OB 型星。这些恒星形成区包括韦斯特伦德 1[斯金纳(Skinner)等人 2006 年论文]、RCW 38[沃尔克(Wolk)等人 2006 年论文]、NGC 6357(王等人 2007 年论文)和 RCW 108[沃尔克(Wolk)等人 2008 年论文]。没有任何理由可以认为在玫瑰分子云中的大质量星形成会受到抑制;更可能的是其中的各个内埋星团星数都实在太少了,因此按照初始质量函数可以预料到它们不会含有大质量星。

我们的结论是,星团 XA 的吸收最轻微,而且红外色余星非常少,显得比星团 XB XC 年老。后两个结构并非是一致、同质的星团,而是一些更小的恒星聚集体集合在一起。我们类似于 REFL08 的结果,没有发现这一区域内的星团的年龄有明显的空间分布。XC 的星数最多,其中只有 5%10% 是红外色余源,并且原恒星不超过一颗,因而不是非常年轻。在次团 XB2 中恒星形成活动最强烈,含有多颗原恒星,其中包括大质量系统 RMCX #89 = IRAS 06306+0437

4.7. 与分子气体分布的关系

10 给出了用 X 射线选取的玫瑰分子云中的恒星,根据近红外双色图按演化阶段进行分类(第 4.6 节),叠加上了表示 12CO 发射的轮廓线(赫耶尔等人 2006 年论文)。较年轻的 I 类和 II 类的源主要出现在靠近星团 XB CO 分子云脊周围以及靠近星团 XC 的分子物质周围。III 类的恒星看来分布得更分散,云中各处都有,并以 XA 区域为主,而在这一区域内,分子物质已不再存在。我们可以把这种趋势解释为反映了较年老的 III 类恒星已经离开了它们的诞生地(费格尔森 1996 年论文)。例如,若取特征横向速度为 ~ 1 千米·秒-1 ,则一颗恒星在 1 兆年内可以移动 1 秒差距(~ 2.3')。这已足以使这些原来在那些星团中形成的恒星在数百万年内散布到“钱德拉”观测的整个天区内的各处,从而产生一个“弥散的”恒星群体。

星团 XA 与分子气体的关系明显地不同于星团 XB XC XA 位于玫瑰 H II 区的明亮星云状物之中,其中的分子物质大部分已经驱离。这个星团内包含的是内埋较浅而且较为年老的主序前星(见第 4.6 节),很像是一个早期被 H II 区膨胀触发形成的恒星群体。它与 NGC 2237 相似,后者是一个位于玫瑰星云西侧的类似的轻微遮蔽星团,将在我们的文 III(王俊峰等人论文,准备中)中讨论。在 XB 中的恒星的超密区,包括近红外的 PL2 星团,位于邻近膨胀中的玫瑰光致离解区的分子物质的“边缘”上。它所包含的 XB2 ,是我们所检查的玫瑰分子云的那一部分中最年轻的次团。这个星团,可能还有类似的 PL1 星团,位于我们的“钱德拉”星场西南侧的一个分子云团,把它们解释为受到膨胀中的 NGC 2244 H II 区壳层触发,是合理的。这些分子云团还可能正经历着光致蒸发,并且最终将变为像 XA 区域那样的无遮蔽星团。

区域 XC 含有星数众多而且延伸范围最广的内埋恒星群体。它与一个高密度的分子云团的关系已被赫耶尔等人 2006 年论文以及 REFL08 注意到过。我们上面的分析(第 4.6 节)意味着次团 XC1PL4)已部分地从分子云核中显露出来,而 XC2 则更年轻,而且依然内埋着。正如 REFL08 以及波尔顿等人 2008 年论文所讨论过的,尚不清楚这里的恒星形成是否曾受到膨胀中的 H II 区的触发。

因为 X 射线样本提供了对每个星团总星数的估计,我们可以粗略地估计玫瑰分子云中分子物质的恒星形成效率(SFE)。威廉姆斯等人 1995 年使用经验的 CO H2 之比估计玫瑰分子云中 70 个云团的分子质量,得到 X RMC = 1.1×1020 H2 分子·厘米-2·(开·千米·秒-1) -1 。质量估计是假定云团中的气体运动处于局部热动平衡中或者引力束缚中两种情况作出的。如果我们假定平均的恒星质量为 0.4 M[克罗帕(Kroupa2002 年论文],那么采用局部热动平衡下的云团质量,区域 XB 中的恒星形成效率 Mstar /Mstar+gas 近似为 15% ,而区域 XC 中的则为 11% 。如果使用威廉姆斯等人 1995 年论文中的云团的引力质量,那么 XB XC 中的恒星形成效率分别变为 24% 32% 。这些数值与对于一些近距内埋富星团推断的恒星形成效率类似,这些星团包括:猎户分子云中的 NGC 2071(恒星形成效率 ~ 12%)和 NGC 202433%)(拉达等人 1991 年论文)、蛇夫 ρ9%;威尔金(Wilking)和拉达 1983 年论文]以及麒麟 R225%;沃尔夫(Wolf)等人 1990 年论文]。如 RL08 所提到的,XC~ PL4)星团位于恒星形成效率的高端;这也许标志着在这个区域里正在进行的恒星形成已经消耗了大量的气体。

4.8. 恒星形成的成团性和分散性

根据红外观测的结果,可以肯定,玫瑰分子云中的恒星,70%90% 是在内埋星团中形成的(拉达等人 2003 年论文)。非成团形成的主序前星已被确定主要是猎户分子云复合体中的恒星,但即使在猎户分子云中,也很难对它们的数量以及恒星形成过程作出定量的判断[斯特罗姆(Strom)等人 1993 年论文;艾伦(Allen1996 年论文;卡彭特 2000 年论文]。艾伦等人 2007 年论文给出了一些近距恒星形成云的由“斯皮策”图像得出的新的巡天结果,其中许多表明了具有明显的分散的恒星。在一些像玫瑰分子云这样的距离较远的云中,分散的恒星形成在很大程度上尚未得到研究,因为他们受到高密度的星团外面的银河系场星严重的污染。玫瑰分子云中恒星形成的现代天体物理模型意味着在超声湍流云团中一些恒星也许通常不是同时形成的[麦克洛(Mac Low)和克莱森(Klessen2004 年论文]。

因为我们用 X 射线识别的年轻恒星几乎没有受到什么污染,所以我们可以用它们来查对玫瑰分子云中在星团内以及在恒星密度较低处形成的两类恒星的比例。在三个星场内的源的总数是 553 颗,其中的 303 颗位于我们用于确定 XA XB XC 这三个星团的轮廓线内(表 6)。鉴于曝光时间短以及分子云的存在,在分布在上述三个星团以外的 250 颗恒星中,可能是银河系和河外星系污染的,最多占总的检测结果的 10%(第 2.2 节)。这意味着 ~ 35% 的恒星可能是在整个玫瑰分子云区域内以分散的形式形成的,这与红外研究得出的估计一致(例如,卡彭特 2000 年论文;拉达等人 2003 年论文)。在对视场内灵敏度的变化作了改正以后(第 4.3 节),分散形成的恒星占的比例是 ~ 45% ,因此意味着成团的恒星形成是玫瑰分子云中主要的恒星形成机制,但分散的恒星形成也相当重要。

然而,对这一比例的进一步的解释应该谨慎小心。这里面的复杂性至少有三个来源。首先,我们确定的星团边界依据的是平滑化恒星密度图(图 6),这样确定的边界是带有任意性的,我们取的是 X 射线取样的恒星密度在 0.8 颗恒星·角分-2 左右。作为比较,REFL08 中的星团边界是用红外色余源的最近邻近星密度图中 0.2 颗恒星·角分-2 的等密度线。他们发现这一复合体中 60% 的恒星是在星团之中。如果只考虑分子云中的恒星,成团的比例达到 86% 。除了 X 射线和红外巡天的星场覆盖的差别(也见第 5.1 节)之外,我们使用对星团边界不同的合理选择,会得到不同的分散恒星的比例。

其次,有很大数量的质量较小的主序前星(M < ~ 0.5 M)在我们的巡天中由于 X 射线曝光很短而缺失(第 2.3 节)。尽管对于质量较小的恒星属于成团的还是分散的也许并不会有侧重,然而有可能,质量较大的恒星由于原始质量分层而侧重于在密度较高的星团中形成[例如,邦内尔(Bonnell)和戴维斯(Davies1998 年论文]。

第三,分散的恒星也许诞生于成团的环境中,但已经移动了较远的距离。数值模拟表明,一个星团的形成过程是高度地动态和混沌的;恒星的交会可把某些年轻恒星猛烈地抛射出一些聚星系统[贝特(Bate)等人 2003 年论文]。尤其是一些稀疏的星团,在几百万年内,可以因此损失 50% 的恒星。所以,观测到的那些分散的恒星,也许并不是原地形成的。

5. 讨论

5.1  X 射线巡天和红外巡天比较

本研究工作以及类似的研究工作的一个潜在的问题是在正形成恒星的分子云中 X 射线巡天与红外巡天在揭示年轻恒星群体方面相互之间的关系。采用如像 FLAMINGOS 这样的仪器,近红外巡天可以覆盖云中很大区域,直到很暗的星等。在消光较低以及不太高(AV < ~ 20)的情况下,这些星表实际上可以包括了云中的整个恒星群体,但常常遭受前景和背景中的场星严重的污染(常常 > 10 倍)。主序前样本的使用,被限制于具有明亮的近红外发射的内层盘的恒星,通常为 II 类和轻微遮蔽的 I 类系统。由此得出的近红外色余样本可能仅占整个恒星群体中很小的一部分(< ~ 10%),因为在整个恒星群体中,占主要地位的常常是一些具有温度较低的盘或者根本就没有盘的系统。中红外巡天采用如像“斯皮策”的 IRAC 这样的太空观测仪器,也覆盖了云中的大片区域,具有非常高的灵敏度,并穿透到 AV ~ 100 。像近红外研究中一样,中红外观测结果主要是场星群体,因而一些样本仅限于中红外色余系统。近红外色余星被再次找到,并呈现出一些新的子群:内埋的 I 类系统和某些 0 类系统、低光度的主序前褐矮星系统以及少量具有过渡性中红外色余盘的较年老的系统[例如,波曼(Bouwman)等人 2006 年论文;弗伦(Furlan)等人 2007 年论文]。无盘的 III 类成员星在星表中列出,但没法与污染区分开。

X 射线巡天具有完全不同的特点,因为它们追踪的是磁重联耀发,而不是恒星和盘的热发射。较年老的银河系场星耀发的水平远为低得多,几乎没有这种耀发,而大多数和外污染源很容易消除,它们没有恒星对应体。X 射线可以穿透 AV > 100 ,但灵敏度降低。X 射线研究还给出了对总星数的估计,以及对逐颗恒星的吸收的测量结果。尽管某些 I 类和 II 类系统重新被找到,但 X 射线观测结果的主要优点是无盘的 III 类主序前成员星也很容易检测到,它们受到灵敏度极限的限制,而这一极限与恒星的质量相关。因为许多星团是以 III 类恒星为主,X 射线源的数量可以大大超过近红外色余或中红外色余源的数量。一个明显的短处是区域覆盖,XMM“牛顿”望远镜有 ~ 30'视场,但在密集星场中会拥挤在一起,而“钱德拉 X 射线天文观测卫星”具有 17'视场,分辨率为亚角秒。这一限制可以用本文所述的拼接方法得到某种程度的缓解。X 射线与红外研究结合在一起比这两种方法中的任何一种在揭示分子云中的主序前星群体方面都更为有效。我们在这里发觉,X 射线样本完全没有污染,而且可以比近红外色余或中红外色余样本丰富 10 倍(表 6)。这大大地有助于追索云中恒星形成的空间结构。随后的红外测光于是就能给出每颗由 X 射线选取的恒星演化学上的分类、吸收和近似的质量,而不会有倾向高光度盘的偏向(图 11 和图 12)。

5.2  玫瑰分子云中的年轻星团

我们的 X 射线巡天与 REFL08 近红外巡天(以及其他巡天)之间符合得很好。我们采用这种 X 射线和近红外合并处理的方法,揭示出了玫瑰分子云中用“钱德拉”观测过的部分区域内关于主序前星群体的若干结果。首先,我们证实了过去的发现,即恒星在云中的形成在空间上是不均匀的,我们估计大约 1/3 的恒星位于非成团的环境中(第 4.8 节)。这支持了一大批以红外为基础的巡天工作,这些工作给出了其他云中的类似的结果(拉达等人 2003 年论文)。

其次,我们估计了在这个云中被观测的部分总的星数,到亚恒星极限为止,约为 1700 颗星(表 6)。这一估计依据的是主序前星 Lx 与质量之间的经验的相关关系(泰来什等人 2007 年论文)以及我们对 X 射线灵敏度极限的了解(第 2.3 节)。这与对于中心照亮玫瑰星云 H II 区的星团 NGC 2244 得出 ~ 2000 颗星的总星数是类似的。

第三,与在玫瑰星云中心处的单个向中心聚集的 OB 星团相反,玫瑰分子云中的恒星群体可以分为三个较小的星团,这三个小星团本身又可以分为一些稀疏的次团。X 射线星团 XB XC 的一些部分与已经完全确定的红外星团 PL2 PL4 有关(第 4.5 节)。X 射线的恒星分布和吸收给出了关于这些结构的更具体的情况。XC 的星数最多,总星数在 800 颗左右;次团 XC2 内埋得比 XC1 更深,其中的恒星更年轻。类似地,在星团 XB 中,星群 XB2 具有比 XB1 更多的原恒星。因此,这些结构是非均匀的和非同龄的。我们要注意,我们目前对于这些结构成分的识别,是由图 6(和图 7)得出的,而不是图 9,因为增加更多的源对于次结构的识别来说是关键性地必需的。尽管某些次结构用红外作了交叉证认(见表 5),然而那些很弱的次结构肯定需要对它们的位置和大小的具体情况作进一步确认。

次团 XB2 = PL2 很稀疏,但含有我们在玫瑰分子云所检测的区域内质量最大的恒星 RMCX #89 = IRAS 06306+0437,它受到严重遮蔽,是一颗红外色余 O9/B0 型星(第 3.2 节)。这个次团内只有一颗质量较小的原恒星,即 RMCX #72 ,位于离 RMCX #89 投影距离 0.3 秒差距处。上述大质量原恒星周围缺少一个较大的星团,对于 H II 区边缘的恒星形成来说有着令人感兴趣的意义,其中的触发活动也许很活跃。这一系统不可能真的是由较拥挤的区域靠动力学过程抛射出来的,因为它依然内埋在高密度的尘埃包层中。一种可能性是大质量星是孤立形成的。这使我们想起 HD 46223 ,它是未遮蔽的星团 NGC 2244 中的两颗 O4 型星之一,它位于靠近星云西南边界的一个令人困惑的位置,而且,根据我们的“钱德拉”研究,没有任何质量较小的伴星(文 I)。IRAS 06306+0437 也许就是在某个较早阶段看到的 HD 46223 。另一种可能性是,这颗大质量星是在质量较小的恒星组成的伴星团之前形成的(除了 RMCX #72)。如果把这样的情景运用于恒星形成,那么恒星形成的次序就与费格尔森和汤斯利 2008 年对内埋的 W3 主要星团推断的次序反了过来,按照他们的推断,OB 型星是在一个范围很大的由质量较小的主序前星组成的星团之后出现的,而不是之前。

被遮蔽的 X 射线源密度朝着被 NGC 2244 星团电离的 H II 区方向显著地减小,这尽管是合理的,然而令人感到意外的是,新的轻微遮蔽的星团 XA X 射线巡天中看起来是处在一个没有分子物质的区域内(第 4.4 节)。红外巡天由于缺少红外色余星并且受到明亮的多环芳香烃和星云的原子发射的混淆而多半看不到这一结构,在 2MASSFLAMINGOS 和“斯皮策”的恒星分布中,可以看到与 XA 有关的恒星密度的增加。它的位置和红外色余源的低比例意味着它也许是在由膨胀中的玫瑰星云 H II 区产生的触发恒星形成的早期形成的。它看上去类似于玫瑰星云西侧的小星团 NGC 2237(李 2005 年论文,REFL08)。对 NGC 2237 的具体的“钱德拉”研究在文 III 中给出。

5.3  玫瑰分子云中的恒星形成模式

尽管文 III 将给出玫瑰复合体中恒星形成的更全面的讨论,然而对于这里给出的玫瑰分子云的结构还是可以作出某些直接的推断。NGC 2244 是次星协中最年轻的 OB 星团[布拉奥(Blaauw1964 年论文]。科克斯等人 1990 年论文提出,在玫瑰分子云中的恒星的形成是按照埃尔默格林和拉达 1997 年论文中所述的压缩和触发过程有序地扩展的。可是,无论是 REFL08 、波尔顿等人 2008 年论文还是本研究工作,在玫瑰分子云的 XB XC 区域中,均不支持这种模型。没有看到恒星的年龄有明显的空间序列。不过,看来真实的是,星团 XA 是由膨胀中的玫瑰 H II 区触发的。现在,这个星团正位于(或者,至少投影在)电离区中,而不是在分子云中。这里研究的这个星团的红外色余星仅占最小的比例,因此很可能是最早形成的。


 

(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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