УДК 524.45
ЗВЕЗДНЫЕ ГРУППЫ И СКОПЛЕНИЯ В ОБЛАСТИ МЕЧА ОРИОНА
© 2010 г. С. В. Верещагин, Н. В. Чупина
Учреждение Российской академии наук Институт астрономии РАН, Москва, Россия Поступила в редакцию 25.03.2009 г.; принята в печать 02.04.2010 г.
Рассмотрена область Меча Ориона с координатами центра а = 83.79°, S = -5.20° и размером 1.0° х 2.5°. Составлен сводный каталог звезд, наблюдаемых в оптическом диапазоне спектра. Он содержит положения, собственные движения и UBV-фотометрию для 1634 звезд. С помощью метода "расстояния до ближайшего соседа" область разбита на звездные группы различной численности. Пять групп совпали по положениям с известными скоплениями, две — с группировками звезд с На-эмиссией в спектре. Найдены группы небольшой численности, удаляющиеся из системы. С помощью разработанного авторами ранее метода AD-диаграмм рассмотрена кинематическая структура. Подтверждено сходство кинематики для большинства скоплений и звездных групп, за исключением группы OMC-2, движущейся к собственному апексу. Подтверждено существование обнаруженной авторами ранее кинематической звездной группы 189. Она расположена вблизи скопления NGC 1977 и, возможно, входит в состав его короны.
1. ВВЕДЕНИЕ
Изучение распределений в пространстве молодых звездных группировок дает полезную информацию о процессе звездообразования, так как молодые звезды расположены вблизи мест своего возникновения. В данной работе проведено исследование пространственно-кинематической структуры звездного населения области Меча Ориона. Здесь наблюдаются несколько звездных скоплений, расположенных на небе друг над другом с севера на юг на отрезке длиной около 1.7°.Для этой цели был составлен каталог, включающий положения, UBV-фотометрию и собственные движения более 12 000 звезд [1]. Необходимо отметить, что по данной области остается актуальной работа Паренаго [2]. Обзор литературы можно найти в работах [3, 4].
Данная работа является продолжением нашей предыдущей работы [5]. Разработанный нами в последние годы метод А^-диаграмм позволил более детально изучить кинематику объектов в рассматриваемой области. Использованная выборка звезд пополнена новыми данными — в частности, рассмотрена ревизованная версия каталога HIP [6]. Благодаря этому результаты, полученные в [5], расширены и углублены.
Интересен ход процесса фрагментации прото-звездных облаков в рассматриваемой области: образовывались ли звезды только в масштабах скоплений или в более мелких структурах, промежуточных по численности и размерам между кратными системами и скоплениями.
Использовались два метода: метод "расстояния до ближайшего соседа", основанный на сопоставлении взаимных расстояний между звездами и эффективный для выделения локальных пространственных субструктур, и метод индивидуальных апексов (А^-диаграмм). Последний был разработан нами для изучения деталей кинематики внутри корон звездных скоплений и потоков. Он применялся для Большой Медведицы, Гиад и ряда других систем. В данной работе А^-диаграммы позволили детально изучить кинематическую структуру области Меча Ориона.
Диаграмма "цвет—звездная величина" (CMD) строилась в [7, 8]. Отмечалось, что на CMD очень трудно отделить члены скопления от звезд поля: все скопления очень молоды, и значительная часть звезд не достигла главной последовательности (ГП). В работе [8] показано, что для расположенных в этой области скоплений CMD имеет сходный вид. По точке поворота ГП возрасты оказываются приблизительно одинаковыми для всех скоплений, кроме Трапеции Ориона (Trapezium, далее — Трапеция). Последняя является самым молодым скоплением, с возрастом 1 х 106 лет, тогда как для остальных скоплений возраст составляет 4 х 106 лет (см. также [3]). Это означает, что процесс звездообразования в Мече Ориона длится как минимум 3 х 106 лет. В работе [8] говорится об отсутствии звезд на интервале 0.03 < B—V < 0.40. Этот эффект был замечен и в работе [2].
Таблица 1. Основные данные о скоплениях в области Меча Ориона
Название Другие названия a (5 Vr, км/ с d r, пк
NGC 1981 Upper Sword Walker 1 83.79° -4.42° 28 1 28'1 4001
NGC 1977 Walker 2 83.84 -4.82 25 2 25 2 500 2
OMC-2 Walker 3 83.79 -5.15
NGC 1976 Трапеция Walker 4 83.84 -5.37 23 1 48 2 450 1
NGC 1980 Lower Sword Walker 5 83.84 -5.92 211 14 1 550 2
1 По каталогу Линга [9]
2 По каталогу COCD [10].
2. НАБЛЮДАЕМЫЕ ОБЪЕКТЫ В ОБЛАСТИ МЕЧА ОРИОНА
Созвездие Ориона — одно из богатейших по содержанию молодых звезд в околосолнечных окрестностях. Комплекс Ориона расположен на расстоянии 470 пк от Солнца и находится под галактической плоскостью (z & —160 пк). Область Меча Ориона представляет собой часть звездной ассоциации Ori IB, связанную с гигантским молекулярным облаком Орион А (темные облака L1640 и L1641).
Основной интерес представляют 5 рассеянных звездных скоплений, основные данные о которых приведены в табл. 1, содержащей экваториальные координаты на эпоху J2000, угловые диаметры, средневзвешенные лучевые скорости и расстояния от Солнца по данным каталога Линга [9] и COCD [10]. Дополнительные названия скоплений в табл. 1 даны по работам [4, 8, 10]. С подгруппой из трех скоплений NGC 1977, OMC-2 и Трапеция (NGC 1976, см. COCD [10]) связано темное облако L1640. Скопление Трапеция Ориона, возможно, является ядром более обширного скопления Orion Nebula Cluster (ONC). ONC в базе данных WEB-DA [11] также имеет название и NGC 1976. Нужно отметить, что исторически ONC иногда называют Orion Id. Область HII, ионизуемая OB-звездами Трапеции, известна как Большая туманность Ориона (M42).
Упомянутые в табл. 1 скопления представляют собой субструктуры внутри единого комплекса Меч Ориона [12, 13]. Идея существования субскоплений в формирующемся звездном комплексе была высказана в работе [14]. Динамика обособленных групп звезд в нестационарных скоплениях рассматривалась в [15].
Трапеция, представляющая собой богатое молодое скопление, хорошо исследована, например, в работе [3]. Другие скопления из табл. 1 исследованы значительно в меньшей степени, и некоторые из них могут оказаться сгущениями в короне
Трапеции. Размер области, равный 8.2 пк х 20.5 пк, и среднеквадратичное отклонение среднего собственного движения од = 1.8 мсек. дуги/год (среднеквадратичная ошибка тангенциальной скорости 4 км/с) не противоречат тому, что комплекс может быть устойчивой группировкой. Однако значительная растянутость в пространстве системы в целом и наличие в ней богатого рассеянного скопления Трапеция Ориона свидетельствуют о том, что, скорее всего, здесь расположены несколько скоплений, в том числе и неизвестных ранее [4].
3. НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЕ ДАННЫЕ
Основой послужил каталог Oгicat [1], составленный по результатам обработки негативов, полученных на Астрономической обсерватории в Йене (Германия). Каталог включает положения и собственные движения1 . В каталог вошли данные измерений для 12740 звезд по Йенским пластикам. К ним добавлены дополнительно звезды Парена-го [2], в итоге общее число звезд в каталоге равно 13577. Наша выборка из каталога Oгicat состоит из 1634 звезд и включает экваториальные координаты на эпоху Л2000, иБУ-фотометрию, спектральную классификацию, собственные движения и лучевые скорости, добавленные по опубликованным данным.
Область, рассмотренная в даной статье, имеет размеры 1.0° х 2.5° с центром в а = 83.79°, 5 = = —5.20°. Экваториальные координаты взяты для 710 звезд из каталога [1], для 924 звезд из каталога [2] и приведены на эпоху Л2000; Данные иБУ -электрофотометрии (172 звезды) и МК-спектры (101 звезда) взяты из [8]. Собственные движения взяты из [7] для 208 звезд и из [16] для 230 звезд. Точность собственных движений составляет 0.3 мсек. дуги/год для данных из работы [7]
1 Каталог Oгicat может быть выслан авторами; просьба
обращаться по адресу svv@inasan.ru.
на интервале звездных фотографических величин 7m — 14m и 0.5—0.9 мсек. дуги/год для данных из работы [16]. Предельная звездная величина нашей выборки B0 = 17.0m.
4. МОРФОЛОГИЯ КОМПЛЕКСА ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ В МЕЧЕ ОРИОНА
Для выделения локальных пространственных групп мы использовали так называемый метод "расстояния до ближайшего соседа", основанный на сравнении расстояний между ближайшими звездами или NND-метод ("nearst neighbour distance") [5]. Идея этого метода такова: звезда включается в группу, если расстояние от нее до ближайшей звезды из этой группы не превышает некоторого заданного значения. Метод возник в 50-е годы в сфере разработки алгоритмов для нужд вычислительной техники [17] и нашел применение в звездной и внегалактической астрономии [18—21]. Он удобен тем, что применяется без ограничений формы и размеров выделяемых структур.
Отметим, что Сандерс [22] разработала метод для выделения звезд, входящих в состав скопления, с помощью функции распределения собственных движений. В данном случае ее метод не подходит из-за малой численности наблюдаемых звезд и близости положений скоплений на небесной сфере. Обычный метод диаграмм собственных движений Их—^у здесь также малоэффективен из-за незначительности различий средних собственных движений и близости их модулей к нулю.
Техника NND-метода предполагает определение "характерного масштаба" r0, представляющего собой среднее межзвездное расстояние на плоскости в группах [19]. Оно определяется с помощью частотных распределений для групп различных численностей в зависимости от r0. В нашем случае частотное распределение для групп с числом членов более 5, 7 и 8 показано на рис. 1. Положение максимума на всех трех кривых рис. 1 дает значение r0 = 0.0236°. Это значение значительно меньше полученного в [4], где рассмотрены лишь звезды c Ha-эмиссией в спектрах, что обусловлено меньшей степенью полноты выборки в [4], чем у нас. Примечательно, что мы получили единое значение r0 для групп различных масштабов. Этим подтверждается тот факт, что они расположены приблизительно на одинаковых расстояниях от Солнца.
С использованием найденного значения r0 NND-методом были выделены области повышенной плотности звезд. Всего было выделено до 100 группировок. Пять из них отождествлены со ско
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.