ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2007, том 33, № 10, с. 727-734
УДК 524.45
ИССЛЕДОВАНИЕ ФУНКЦИЙ МАСС ТРЕХ РАССЕЯННЫХ ЗВЕЗДНЫХ СКОПЛЕНИЙ
© 2007 г. В. Н. Фролов*, Ю. К. Ананьевская
Главная астрономическая обсерватория РАН, Пулково
Поступила в редакцию 29.06.2006 г.
Для трех галактических звездных скоплений малого и среднего возраста Trumpler 2, NGC 7243 и NGC 1513 на основании собственного наблюдательного материала построены функции масс. Средние значения их наклонов Г в пределах ошибок укладываются в диапазон Скало: Г= —1.7±0.5 для 1Mq < M < 10Mq. Для каждого из скоплений также исследовалось распределение их членов по массам в зависимости от расстояния до центра. В Trumpler 2 и NGC 7243 выявлена заметная сегрегация масс в смысле концентрации массивных звезд к центру скопления. В каждой из трех зон скопления Trumpler 2 при значении lg M « 0.41 замечены отклонения от прямолинейности в одну и ту же сторону, что можно трактовать как небольшой провал в функции масс. В скоплении NGC 1513 найдены некоторые странности, которые трудно объяснить только селекцией наблюдений. Сравнение полученных результатов с аналогичными работами обнаруживает сходство в распределении Г по радиусу для NGC 7243 с h Per, а для Trumpler 2 — с IC 1805.
Ключевые слова: функция масс — рассеянные звездные скопления: NGC 7243, Trumpler 2, NGC 1513.
ANALYSIS OF THE MASS FUNCTIONS FOR THREE OPEN STAR CLUSTERS, by V. N. Frolov, Yu. K. Ananjevskaja. Based on our own observational data, we have constructed the mass functions for three young- and intermediate-age Galactic star clusters, Trumpler 2, NGC 7243, and NGC 1513. Their mean slopes Г fall within the Scalo range: Г = —1.7±0.5 for 1Mq <M< 10Mq. For each of the clusters, we also analyze the mass distribution of their members as a function of the distance to the center. Noticeable mass segregation in the sense that the massive stars concentrate toward the cluster center has been detected in Trumpler 2 and NGC 7243. Deviations from rectilinearity in the same direction are observed at log M « 0.41 in each of the three zones of Trumpler 2, which can be interpreted as a small dip in the mass function. We have found peculiarities in NGC 1513 that are difficult to explain by observational selection alone. Comparison of our results with similar studies reveals a similarity in radial Г distribution for NGC 7243 with h Per and for Trumpler 2 with IC 1805.
PACS numbers: 98.20.Di; 98.62.Ve
Key words: mass function — open star clusters: NGC 7243, Trumpler 2, and NGC 1513.
BВЕДЕНИЕ
При расчетах динамической эволюции звездных систем необходимо задать начальные значения некоторых параметров, в число которых, кроме положений и скоростей звезд, доли первичных двойных и пр., входит также распределение новообразовавшихся звезд по массам. В качестве этого условия часто используется степенная функция f (М), впервые построенная Солпитером (1955) по звездам в окрестностях Солнца. В диапазоне
Электронный адрес: vfrol@gao.spb.ru
0.4—10М© на графике число звезд в единичном интервале масс — масса — эта "начальная" функция масс (НФМ) хорошо аппроксимировалась прямой линией с наклоном 7 = —2.35. Впоследствии, по мере усовершенствования наблюдательной техники и накопления новых данных, выяснилось, что единый степенной закон, с некоторой точностью, справедлив только для звезд средней массы, а на малых и больших массах наблюдаются значительные отступления от постоянного наклона. В настоящее время дифференциальное распределение звезд по массам в том виде, в каком оно было
728 ФРОЛОВ, АНАНЬЕВСКАЯ
Таблица 1. Общие сведения
Скопление Общее число выделенных членов Максимальный радиус, мин. дуги Диапазон масс, Ы0 Расстояние, пк Возраст, 106 лет
Trumpler 2 147 16 1.1-6.2 725 89
NGC 7243 239 51.5 1.1-3.8 698 200
NGC 1513 37 10 1.9-3.4 1320 251
Таблица 2. Размеры концентрических зон и число звезд в них
Зона 1 Зона 2 Зона 3 Зона 4 Зона 5
Скопление Предел, мин. дуги n Предел, мин. дуги n Предел, мин. дуги n Предел, мин. дуги n Предел, мин. дуги n
Trumpler2 6.8 49 12.1 49 16 49 - - - -
NGC 7243 9.9 48 18.6 48 25.0 48 35.7 48 51.5 47
NGC 1513(A) 4.0 22 10.0 15 - - - - - -
NGC 1513(B) 4.0 29 8.0 36 11.0 41 - - - -
Таблица 3. Наклоны ФМ (Г) по зонам
Скопление Зона 1 Зона 2 Зона 3 Зона 4 Зона 5
Trumpler2 -1.24 ± 0.20 -1.69 ± 0.37 -2.08 ± 0.32 - -
NGC 7243 -0.67 ± 0.23 -2.26 ± 0.56 -2.26 ± 0.25 -3.44 ± 0.71 -2.87 ± 0.46
NGC 1513(A) -3.60 ± 1.25 + 1.00 ± 2.60 - - -
NGC 1513(B) -0.45 ± 0.92 -2.16 ± 0.15 -3.07 ± 0.78 - -
представлено Солпитером, называется "спектром масс", а вместо него обычно строят "функцию масс" (ФМ) в виде распределения F(^ М) не по массам, а по их логарифмам. Чтобы охватить весь диапазон доступных масс, по предложению Миллера и Скало (1979) наблюдательные данные аппроксимируют логнормальным распределением, разбивая его на три прямолинейных участка со следующими показателями степени: Г = —1.3 ± ± 0.5 для М > 10Мо, Г = —1.7 ± 0.5 для 1М© < <М < 10Мо, Г = —0.2 ± 0.3 для М < 1Мо (Скало, 1998).
Для диапазона средних масс значения Г определены преимущественно по звездам, являющимся членами рассеянных звездных скоплений (РЗС) и находящимся на Главной последовательности (ГП)
диаграммы звездная величина—цвет. Определенная по звездным скоплениям НФМ обнаруживает большой разброс в наклонах Г в районе характерных для скоплений масс, превосходящих массу Солнца. Этот факт установлен Скало (1998) на основе собранного им огромного наблюдательного материала. В одном из свежих обзоров современного состояния вопроса НФМ Ларсон (2003) считает эту неопределенность причиной, по которой большинство исследователей предпочитает пользоваться консервативной, но универсальной функцией Солпитера. Многие работы, выполненные в последние годы, наблюдавшие нестабильность НФМ, не прошли испытания временем, и вопрос, таким образом, остается открытым. Тем важнее кажется каждая новая наблюдательная работа, посвященная этой теме. Для отделения
членов скопления от фона применяется несколько методов, из которых самым надежным остается использование собственных движений звезд. По этой причине, несмотря на то обстоятельство, что диапазон масс в РЗС сравнительно невелик, они по-прежнему составляют важную часть реального наблюдательного материала, которым пользуются при исследовании эволюции звезд и звездных систем.
Обычный путь построения ФМ для конкретного скопления состоит из нескольких этапов: 1) выделение членов скопления по собственным движениям, фотометрическим диаграммам и, если возможно, по лучевым скоростям; 2) исправление видимых звездных величин за межзвездное поглощение и их абсолютизация; 3) перевод абсолютных величин в массы звезд по эмпирическим соотношениям масса—светимость; 4) подсчеты числа звезд в выделенных интервалах логарифмов массы и изучение их распределения. На полученном результате сильно сказываются возникающие на каждом этапе случайные и систематические ошибки, некоторые из которых, как двойственность значительной части звезд скопления, с трудом поддаются оценке. К тому же возможности наблюдателей зависят от расстояния скопления от Солнца и количества составляющих его членов. По этой причине ФМ можно построить лишь для некоторой части РЗС, а детальное изучение ее поведения в зависимости от расстояния до центра скопления удается провести в редких случаях. При этом появляется возможность наблюдать сегрегацию масс в смысле стремления массивных звезд собираться в центральной части скопления, что особенно важно для проверки теорий эволюции изолированных звездных коллективов. Такими наблюдениями успешно занимается группа индийских астрономов, возглавляемая проф. Р. Сагаром. Обзоры, посвященные конкретным наблюдениям и соответствующим выводам, можно найти в следующих работах: Скало, 1998; Сурдин, 1999; Крупа, 2001; Шабрье, 2003 и др. В представленной нами работе мы попробовали проследить за тем, как меняется вид ФМ в зависимости от расстояния до центров скоплений для трех РЗС.
ДАННЫЕ НАБЛЮДЕНИЙ
В нашем исследовании использованы результаты отбора по собственным движениям и широкополосной фотометрии членов трех рассеянных скоплений молодого и среднего возраста. Исходные данные взяты из следующих работ: Trumpler 2 - Фролов и др. (200б), NGC 7243 - Жилин-ский и др. (2000, 2003) и NGC 1513 - Фролов и др. (2002). В них описаны методы отделения звез-ди - членов скопления от фона, приводятся списки этих звезд и анализ наблюдательных ошибок.
9.4 9.0 8.6 8.2
1 1 1 1 R < 6.8 1 1 1 .♦*"*** i/ • -•'**
_ • _____
1 1 1 1 -1.24 ± 0.20 i i i
Рис. 1. Функции масс по кольцевым зонам для скопления Тгитр1ег 2. Для каждой зоны приведены значения наклона Г. Пунктирные линии — границы доверительного интервала с уровнем доверия 95%.
Конверсия светимостей в массы производилась по соответствующим соотношениям, использованным в моделях изохрон, рассчитанных падуанской группой (Жирарди и др., 2000). Систематические ошибки масс при этом зависят от частоты сетки изохрон, возрастая от 0.1 до 0.2 Мо от слабых звезд к ярким. В табл. 1 содержатся некоторые общие сведения об этих скоплениях.
Примечание к табл. 1: под максимальным радиусом подразумевается предельное расстояние от центров скоплений, на котором удалось выделить самые удаленные их члены. Для далеких скоплений звезды их "корон" (термин, введенный в практику П.Н. Холоповым в 1955 г.) по собственным
730
ФРОЛОВ, АНАНЬЕВСКАЯ
-2.5 F
-2.0 -
U
-1.5 -
-1.0
R
Рис. 2. Функции масс в кольцевых зонах скопления Trumpler 2.
движениям определить с достаточной точностью невозможно.
ПРОСТРАНСТВЕННЫЕ РАСПРЕДЕЛЕНИЯ ЗВЕЗД - ЧЛЕНОВ СКОПЛЕНИЙ И ВАРИАЦИИ ФМ
В каждом скоплении изучалось распределение звезд по массам внутри концентрических кольцевых зон, размер которых выбирался таким образом, чтобы в каждой из них находилось достаточное для статистических выкладок число звезд. Было рассмотрено несколько вариантов деления на зоны: варьировались их линейные размеры, площади, число звезд в зонах. В результате был выбран последний вариант, как это делалось в работе Панди и др.
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.