[논문 리뷰] The luminosity function of white dwarfs and M dwarfs, using dark nebulae as opaque outer screens

L. Festin|arXiv (Cornell University)|1998. 06. 11.

Stellar, planetary, and galactic studies인용 수 6

한 줄 요약

이 연구는 오리온 A, 세르펜스, 라오phi와 같은 고흡광도 영역에서 어둠의 성운을 어두운 스크린으로 사용하여 전경 별을 분리함으로써 백색왜성과 M형 항성의 등급함수를 측정한다. VRI 광도 측정과 광도 기반 기하학적 거리 측정을 통해 21개의 M형 항성과 7개의 백색왜성을 식별하였으며, Mv=16 이상에서 M형 항성 함수에 뚜렷한 상승 경향이 없음을 발견하였고, 지역 백색왜성 밀도를 0.013±0.005 M☉/pc³로 도출하였으며, 최근의 독립적 결과와 일치하는 새로운 관측 방법을 통해 도출된 결과이다.

ABSTRACT

By using dark nebulae as opaque outer screens, the luminosity function of white dwarfs and M dwarfs has been studied. High-extinction areas towards the Orion A, Serpens and rho Oph cloud complexes were observed, covering a volume corresponding to 464 pc3 in the solar neighbourhood, complete to Mv=16.5. Foreground stars were selected by VRI photometry and photometric parallaxes. The resulting foreground sample consists of 21 M dwarfs and 7 white dwarfs. The derived M-dwarf luminosity function is consistent with previous studies, showing no substantial upturn beyond Mv=16. The 7 white dwarfs imply a local density of 0.013(+-0.005)Msun/pc3 (~15% of the dynamical mass in the solar neighbourhood) supporting other recent results but obtained with a completely different method. For the clouds, foreground-star data were used to derive independent cloud distances, while the background stars and a simple model of the Milky Way gave reliable cloud extinctions.

연구 동기 및 목표

• 새로운 관측 기법을 사용하여 태양계 근처의 지역 백색왜성과 M형 항성의 등급함수를 결정하는 것.
• 일부 모델에서 예측한 바와 같이, 등급함수의 밝기 부족한 영역(Mv > 16)에서 M형 항성 함수에 뚜렷한 상승 경향이 있는지 테스트하는 것.
• 어둠의 성운 뒤의 전경 항성들을 거리 및 흡광도 지표로 사용하여 지역 백색왜성 밀도를 독립적으로 추정하는 것.
• 배경 항성 분포와 Milky Way 모델 가정을 기반으로 분자운 복합체의 독립적 거리와 흡광도를 유도하는 것.

제안 방법

• 오리온 A, 세르펜스, 라오피와 같은 고흡광도 영역을 자연적인 투명도 없는 스크린으로 사용하여 전경 항성과 배경 인구를 분리하는 것.
• 색도-등급 기준에 따라 VRI 광도 측정을 활용하여 전경 항성을 식별하고 선택하는 것.
• 광도 기반 기하학적 거리 기법을 적용하여 선택된 항성들의 거리와 절대 등급을 추정하는 것.
• 운이 뒤에 있는 배경 항성의 분포와 단순한 Milky Way 모델을 사용하여 운의 흡광도를 추정하는 것.
• 배경 항성의 등급 분포를 모델과 비교하여 운의 독립적 거리를 분석함으로써 유도하는 것.
• 최종 샘플인 M형 항성과 백색왜성에 대해 흡광도 보정과 등급함수 분석을 수행하는 것.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 M형 항성의 등급함수는 Mv=16보다 어두운 절대 등급에서 뚜렷한 상승 경향을 보이나?
• RQ2 새로운 관측 방법을 통해 유도된 태양계 근처의 지역 백색왜성 밀도는 얼마인가?
• RQ3 어둠의 성운이 태양계 근처의 저광도 항성을 효과적으로 분리하고 특성화하는 데 사용될 수 있는가?
• RQ4 배경 항성 분포와 Milky Way 모델을 사용하여 얻어진 분자운의 거리와 흡광도는 얼마나 정확한가?

주요 결과

• M형 항성의 등급함수는 Mv=16.5 이상에서 상당한 상승 경향이 없으며, 이는 이전 연구와 일치하며 어두운 등급에서의 인구 증가를 배제한다.
• 이 연구는 태양계 근처의 464 pc³ 부피에서 Mv=16.5까지 완전한 범위에서 21개의 M형 항성과 7개의 백색왜성을 식별하였다.
• 유도된 지역 백색왜성 밀도는 0.013±0.005 M☉/pc³이며, 태양계 근처의 약 15%의 동역학 질량에 해당한다.
• 이 백색왜성 밀도 추정치는 전경 항성 선택과 흡광도 모델링에 기반한 완전히 독립적인 방법으로 도출되었음에도 불구하고, 다른 최근 결과와 일치한다.
• 배경 항성 수와 단순한 Milky Way 모델을 조합함으로써 이 방법은 독립적인 운 거리와 흡광도를 성공적으로 도출하였다.
• 어둠의 성운을 외부 투명도 없는 스크린으로 사용함으로써 고흡광도 영역에서 전경 항성과 신뢰할 수 있는 등급함수 분리가 가능해졌다.