1 / 29

B eágyazott csillaghalmazok feltérképezése a közeli infravörös tartományban

XXVII. OTDK Fizika-Földtudományok-Matematika 2005, Budapest. B eágyazott csillaghalmazok feltérképezése a közeli infravörös tartományban. Készítették: Gáspár András és Makai Zoltán, IV. éves csillagász szakos hallgatók

armani
Télécharger la présentation

B eágyazott csillaghalmazok feltérképezése a közeli infravörös tartományban

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. XXVII. OTDK Fizika-Földtudományok-Matematika 2005, Budapest Beágyazott csillaghalmazok feltérképezése a közeli infravörös tartományban Készítették: Gáspár András és Makai Zoltán, IV. éves csillagász szakos hallgatók Témavezető: Balog Zoltán, tudományos segédmunkatárs, Optikai és Kvantumelektronikai Tanszék

  2. Az előadás vázlata Beágyazott halmazok, a keletkezett csillagok spektrális energiaeloszlása • Óriás molekulafelhők • Csillagok keletkezése • A Hertzsprung-Russell diagram és a szín-fényesség diagram • Az infravörös technika jelentősége • A mérések illetve a használt műszerek • A mérések eredményei

  3. Csillagok keletkezése A csillagok evolúciója: „Harc a gravitáció ellen” A Jeans határtömeget elérve a molekulafelhők elkezdenek összeesni I. fázis: Izotermikus kollapszus (átlátszó felhő) - Fragmentáció II. fázis: Adiabatikus összehúzódás (átlátszatlan felhő) - Megáll a fragmentáció, kialakulnak a protocsillagok

  4. A csillag körüli korong hőmérsékletét egy hatványfüggvénnyel lehet leírni Lada & Adams, 1992

  5. Csillaghalmazok

  6. A Hertzsprung-Russell Diagram

  7. A szín-szín diagram Lada & Adams, 1992

  8. A halmaz diszk ráta (CDF) Haisch és mtsai (2001)

  9. Miért Infravörös?

  10. Kutatási céljaink: • Bica & Dutra: katalógus a 2MASS adataiból, 346 jelölttel • Célok: a katalógusból minél több jelöltet megvizsgálni • Megállapítani a halmazok tulajdonságait: szín-szín- illetve szín-fényesség diagramok és sűrűségkontúrok segítségével. • Kiválasztani alkalmas jelölteket

  11. A mérések

  12. Adatredukciók

  13. Eredmények

  14. Sh2-209 • Kevésbé tanulmányozott • Rádiómérések: H2O mézer jelenléte csillagkeletkezésre utal (Cesaroni, 1988) • Ghosh és mtsai (2001) a távolságát 12 kpc-re becsülte!

  15. Sűrűségvizsgálatok • Két koncentráció figyelhető meg • A csillagsűrűséget egy r = 1’ 16’’ apertúrán belül vizsgálatuk • 14 csillag/négyzetívperc • A csúcsok fizikai kapcsolata nem biztos

  16. A szín-szín diagram • A csillagok ~ 50%-a rendelkezik infravörös excesszussal • A PMS-csillagok a terület közepe felé sűrűsödnek beágyazott halmaz • Az apertúrán belül a csillagoknak több, mint 88%-a PMS csillag. • A beágyazott halmaz 1 millió évnél fiatalabb.

  17. A szín-fényesség diagram • Ghosh (2001) féle távolságmodulussal ábrázolva a ZAMS • A ZAMS felső része épphogy érinti a CMD alját. • A színexcesszus ismeretlen, így a távolság meghatározása még nehezebb!

  18. W3 • A HII régióban ma is zajlik a csillagképződés • 3 különböző terület, 3 különböző korral. • BC3 kora kevesebb, mint 0,3 millió év • Több IRAS forrás található

  19. Sűrűségvizsgálatok • A főmaximumhoz képest további három mellékkoncentrációt lehet azonosítani. • A három északi koncentráció erősen vörösödött. • A csillagsűrűségek rendre: 24,8; 15,8; 13,6; 11,2 csillag/négyzetívperc.

  20. A szín-szín diagram • A PMS-csillagok sűrűsége nagyobb a nebula közepén • A PMS-csillagok arányai: 58%; 50%; 81%, 42% • A PMS-csillagok arányai jól mutatják a korkülönbséget az egyes régiók között.

  21. A szín-fényesség diagram • d = 2,4 kpc (Imai, 2000) • ZAMS (Siess, 2000) • E(H - K) = 0,15m • A fősorozati csillagok csoportjára szépen illeszthető a ZAMS, de a differenciális vörösödés miatt nagy a szórás

  22. NGC 7538 • HII régió a Perseus spirálkarban • Távolsága 2,8 kpc (Blitz és mtsai, 1982) • Ismert csillagkeletkezési régió • Három sűrűsödés - McCaughrean III. II. I. Balog és mtsai, 2004

  23. Sűrűségvizsgálatok • A koncentrációk alakja függ a hmg-tól, hullámhossztól és a felbontástól • Gradiens azextinkcióban • Több, különálló halmaz • 9000 csillag azonosítása • 836 négyzetívperc • 97 csillag/négyzetívperc • 146 csillag/pc2

  24. A luminozitás függvény 1-es, 2-es, 3-as: McCaughrean csúcsok Minél halványabb régiónál a maximum, annál idősebb Háttérre korrigálva, a kommulatív KLF-ek:

  25. A luminozitás függvény • A környezetre normált kommulatív KLF-ek • Egész halmazra: s = 0,35 ± 0,01 • Az 1-es régió fiatalabb a másik kettőnél β ~ 2 (Lada és mtsai, 1993) α = 1,58 M = 790 Mסּ

  26. Összefoglalás • 2001 júliusában, 2003 novemberében illetve 2004 szeptemberében végzett méréseket témavezetőnk. • 25 halmazból a dolgozatban 7 ismertetünk. • Sűrűségkontúrok segítségével megvizsgáltuk a csillagok eloszlását. • Tíz régiónál megerősítettük a beágyazott halmaz jelenlétét. • A szín-szín diagramok segítségével becslést adtunk a halmazok korára . • Eredményeinket októberben bemutattuk a „Cores to Clusters” nevű konferencián Portóban, illetve az NGC 7538-cal kapcsolatos eredményeket decemberben publikáltuk (Balog és mtsai.: 2004, AJ, 128, 2942B).

  27. Tervek • Az újonnan készített képek feldolgozása • További halmazok mérése • Nagyobb távcsővel megvizsgálni egyes területeket

  28. Köszönjük a figyelmet!

More Related