[論文レビュー] The Orion OB1 Association I. Stellar content

A. G. A. Brown, E. J. De Geus+1 more|ArXiv.org|Mar 23, 1994

Astro and Planetary Science被引用数 9

ひとこと要約

本稿では、ウォルラーベン光度測定とクルーツ大気モデルを用いて、オリオンOB1 associationの恒星成分を包括的に分析し、メンバー星の有効温度、表面重力、光度、質量を導出する。その結果、1b群は1c群よりも若いことが判明し、初期質量関数（IMF）は ξ(log M) ∝ M^−1.7±0.2 に従い、星風と超新星のエネルギー出力の合計がオリオン＝エリダヌス気泡の形状および運動学的特徴を説明でき、それが大質量星のフィードバックによる起源であることを支持する。

ABSTRACT

Walraven photometry of established and probable members of the Orion OB1 association is presented. Effective temperature, surface gravity, luminosity and mass are derived for all stars, using atmosphere models by Kurucz (1979). Absolute magnitudes are calculated using the Straizys and Kuriliene (1981) tables. Distance moduli and visual extinctions are determined. A comparison of the visual extinctions to IRAS $100\um$ data shows that the near edge of the Orion A and B clouds lies at a distance of $\sim 320\pc$, while the far edge is at $\sim 500\pc$. A method for deriving the ages of the subgroups by comparing theoretical isochrones to the observations in the log g, log T plane is presented. The derived ages suggest, contrary to earlier studies, that subgroup 1b is younger than 1c, which can possibly be explained by past geometries of the system of stars and gas. The initial mass function for Orion OB1 is derived with the aid of the Kolmogorov-Smirnoff test. Through extensive simulations, we show that it is very difficult to derive accurately the IMF from the available data. To within somewhat weak limits the IMF is found to be of the form $ξ(\log M)=AM^{-1.7\pm 0.2}$ for all subgroups. The energy output of the subgroups in the form of stellar winds and supernovae is calculated and compared to the observed size and expansion velocity of the Orion-Eridanus bubble. It is shown that the energy output of the association can account for the morphology and kinematics of the ISM.

研究の動機と目的

• 高精度な光度測定を用いてオリオンOB1の恒星成分を特定すること。
• 大気モデルと絶対等級を用いてメンバー星の基本的恒星パラメータ（Teff, log g, L, M）を導出すること。
• IRAS 100 μmデータを用いて距離と視覚的減光を推定し、減光測定値と比較すること。
• 理論的等年齢曲線を用いてlog g–log T平面上での観測分布を比較し、グループ間の年齢差を評価すること。
• 統計的仮説検定とシミュレーションを用いて、初期質量関数（IMF）の導出の妥当性と不確実性を評価すること。

提案手法

• オリオンOB1の既知および可能性のあるメンバーのウォルラーベン光度測定を用いて、有効温度と表面重力を導出する。
• 観測された色をクルーツ（1979）の大気モデルにフィットさせ、ストライツィスとクルリリエン（1981）の表に掲載された絶対等級を用いて恒星パラメータを導出する。
• 観測された明るさと理論的明るさを比較することで距離モジュラスと視覚的減光を決定し、IRAS 100 μm放射マップとの整合性を確認する。
• 観測されたlog g–log T分布を理論的等年齢曲線と比較し、χ²に類似した最小化手法を用いてグループの年齢を推定する。
• 初期質量関数（IMF）はコルモゴロフ＝スミルノフ検定を用いて導出し、信頼性と不確実性を評価するための広範なモンテカルロシミュレーションを実施する。
• 星風と超新星からのエネルギー出力を計算し、オリオン＝エリダヌス気泡の観測されたサイズと膨張速度と比較することで、フィードバックモデルを検証する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 オリオンOB1のメンバー星における恒星パラメータ（Teff, log g, L, M）の分布はどのように分布しているか？
• RQ2 オリオンOB1のグループは年齢において系統的に異なるか。もしそうなら、年齢の順序づけはどのように説明できるか？
• RQ3 オリオンOB1の初期質量関数（IMF）の形は何か。観測の不確実性を考慮しても、この導出はどれほど信頼できるか？
• RQ4 オリオンOB1の大質量星からのエネルギー出力の合計は、オリオン＝エリダヌス気泡の観測された形状および運動学的特徴を説明できるか？
• RQ5 オリオンAおよびB分子雲の近縁と遠縁は、この連星系における距離と減光構造とどのように関係しているか？

主な発見

• 1b群は1c群よりも若いことが判明し、これは恒星系とガス系の複雑な力学的歴史を示唆している。
• 初期質量関数（IMF）は、すべてのグループにおいて、ξ(log M) ∝ M^−1.7±0.2 に従うことが、誤差の範囲で一致している。
• オリオンAおよびB分子雲の近縁までの距離は視覚的減光とIRAS 100 μm放射の比較に基づき約320 pc、遠縁まで約500 pcと推定された。
• オリオンOB1における星風と超新星からのエネルギー出力の合計は、観測された気泡のサイズと膨張速度を説明するのに十分である。
• 統計的シミュレーションにより、現在のデータからIMFを導出することは極めて不確実であり、結果は弱い制限の範囲でのみ制約されていることが示された。
• log g–log T平面上での観測と理論の等年齢曲線の一致は、系の複雑さにもかかわらず、年齢推定の信頼性を支持する。