[논문 리뷰] The Orion OB1 Association I. Stellar content

A. G. A. Brown, E. J. De Geus외 1명|ArXiv.org|1994. 03. 23.

Astro and Planetary Science인용 수 9

한 줄 요약

이 논문은 월라벤 광도 측정과 쿠루츠 대기 모델을 사용하여 오리온 OB1 연합의 항성 구성 성분을 종합적으로 분석한다. 이를 통해 회원 항성들의 효과적 온도, 표면 중력, 빛의 세기, 질량을 유도한다. 연구 결과, 1b 하부군은 1c보다 어린 것으로 나타났으며, 초기 질량 함수(IMF)는 ξ(log M) ∝ M^−1.7±0.2의 형태를 따르며, 항성 바람과 초신성의 병합 에너지 출력은 오리온-에리다누스 기포의 형태와 운동학을 설명할 수 있어, 이 기포의 기원이 대량 항성 피드백에 기인한다는 것을 지지한다.

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.

연구 동기 및 목표

• 고정밀 광도 측정을 사용하여 오리온 OB1 연합의 항성 구성 성분을 규명하는 것.
• 대기 모델과 절대 등급을 이용하여 회원 항성들의 기본 항성 파라미터(Teff, log g, L, M)를 유도하는 것.
• IRAS 100 μm 데이터를 사용하여 거리와 시각적 흡착도를 추정하고, 흡착도 측정치와 비교하는 것.
• 이론적 등온선을 사용하여 log g–log T 평면에서 하위군 간 연령 차이를 평가하는 것.
• 통계적 검정과 시뮬레이션을 통해 신뢰성과 불확실성을 평가하는 초기 질량 함수(IMF)를 도출하는 것.

제안 방법

• 오리온 OB1의 확립된 회원 및 가능성이 있는 회원에 대한 월라벤 광도 측정을 통해 효과적 온도와 표면 중력을 유도한다.
• 관측된 색상과 쿠루츠(1979) 대기 모델을 맞추어 항성 파라미터를 유도하며, 스트라이즈스와 쿠리리에네(1981) 표에서 얻은 절대 등급을 사용한다.
• 관측된 등급과 이론적 등급을 비교하여 거리 모듈러스와 시각적 흡착도를 결정하며, 일관성을 IRAS 100 μm 방출 지도와 확인한다.
• 관측된 log g–log T 분포를 이론적 등온선과 비교하여 하위군의 연령을 추정하며, χ² 유사 최소화 방법을 사용한다.
• 초기 질량 함수(IMF)는 콜모고로프-스미르노프 검정을 사용하여 유도하며, 신뢰성과 불확실성을 평가하기 위해 광범위한 몬테카를로 시뮬레이션을 실시한다.
• 항성 바람과 초신성의 에너지 출력을 계산하고, 오리온-에리다누스 기포의 관측된 크기와 팽창 속도와 비교하여 피드백 모델을 검증한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 오리온 OB1 연합의 회원 항성들 사이에서 항성 파라미터(Teff, log g, L, M)의 분포는 어떻게 되는가?
• RQ2 오리온 OB1의 하위군들은 연령 측면에서 체계적으로 다를까? 만약 그렇다면, 연령 순서는 무엇으로 설명될 수 있는가?
• RQ3 오리온 OB1의 초기 질량 함수(IMF)의 형태는 무엇이며, 관측 불확실성 고려 시 이 결과의 신뢰성은 어느 정도인가?
• RQ4 오리온 OB1의 대량 항성들이 기여하는 에너지 출력의 총합은 관측된 오리온-에리다누스 기포의 형태와 운동학을 설명할 수 있는가?
• RQ5 오리온 A 및 B 분자운의 가까운 쪽과 먼 쪽은 연합 내 거리와 흡착도 구조와 어떻게 관련이 있는가?

주요 결과

• 이전 가정과는 달리, 하위군 1b는 하위군 1c보다 어린 것으로 밝혀져, 항성 및 기체 시스템의 복잡한 역학적 역사가 있음을 시사한다.
• 오리온 OB1의 초기 질량 함수(IMF)는 모든 하위군에서 불확실성 범위 내에서 ξ(log M) ∝ M^−1.7±0.2의 형태를 따르며 일관성이 있다.
• 오리온 A 및 B 분자운의 가까운 쪽 거리는 관측된 흡착도와 IRAS 100 μm 방출과의 비교를 통해 약 ∼320 pc로 추정되었으며, 먼 쪽은 약 ∼500 pc로 추정되었다.
• 오리온 OB1에서 항성 바람과 초신성의 총 에너지 출력은 관측된 오리온-에리다누스 기포의 크기와 팽창 속도를 설명하기에 충분하다.
• 통계적 시뮬레이션 결과, 현재 데이터로 IMF를 유도하는 것은 매우 불확실하며, 결과는 약한 제약 조건 내에서만 제한된다.
• 관측된 등온선과 이론적 등온선이 log g–log T 평면에서 잘 일치함으로써, 시스템의 복잡성에도 불구하고 연령 추정의 신뢰성이 높다는 것을 뒷받침한다.