|
Beágyazott csillaghalmazok
feltérképezése a közeli infravörös
tartományban
Tartalomjegyzék
1. Bevezetés 3
1.1. Csillaghalmazok, beágyazott halmazok . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3
1.2. A f ˝osorozat el˝otti (Pre Main Sequence – PMS) csillagok . . . . . . . . . . 4
1.3. Halmazok szín–szín és szín–fényesség diagramja . . . . . . . . . . . . . . 6
1.4. A kutatásunk céljai . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7
2. Használt m ˝uszerek és módszerek 8
2.1. A m ˝uszerek . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8
2.2. A felvételek redukálása . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
2.3. A HST dither package és a mozaik képek feldolgozása . . . . . . . . . . 10
2.3.1. A dither algoritmus . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10
2.3.2. A képek közti eltolás megkeresése . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11
2.3.3. A képek maszkolása, a végs ˝o képek elkészítése . . . . . . . . . . 13
2.3.4. A mozaik képek összeillesztése . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13
2.4. Fotometria . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14
2.4.1. Csillagkeresés, a világkoordinátarendszer . . . . . . . . . . . . . . 14
2.4.2. Apertúra fotometria . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14
2.4.3. PSF fotometria . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15
2.5. A csillags ˝ur ˝uség megállapítása . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15
2.6. Extinkciós korrekció, standard transzformáció . . . . . . . . . . . . . . . 16
3. Eredmények 18
3.1. Sh2-168 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
3.2. RNO 4 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22
3.3. Sh2-187 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26
3.4. LWCas (RNO 11) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30
3.5. BFS31 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 33
3.6. Sh2-209 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 36
3.7. W3 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39
3.8. NGC 7538 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43
Összefoglalás 47
Köszönetnyilvánítás 48
Irodalomjegyzék 49
1
„Mennyi forma testesül,
nyüzsög benned, elvegyül,
el ˝o glóbuszok görögnek,
szakadékaid felett,
zöld világok úszva jönnek,
csillag-csóva sistereg,
jeges tündöklés ˝u holdak,
irdatlan napok forognak,
robban sisterg ˝o atomhad.”
(Shelley: Óda az Éghez)
A csillagokra az emberek mindig csodálattal tekintettek. Arra a kérdésre, hogy miért
is világítanak az égbolton, nagyon sok válasz született. A keletkezésükkel foglalkozó
csillagászati kutatások az utóbbi években egyre nagyobb figyelmet kaptak a technika
fejl ˝odésének köszönhet˝oen. Az infravörös csillagászat segítségével eddig a szemünk
el ˝ol „eltakart” fiatal csillagcsoportosulásokat is sikerül megfigyelni.
A 2001 nyarán indult kutatásunknak célja fiatal, esetleg szület ˝ofélben lév˝o csillagok
megfigyelése volt. Ezen csillagok még az ˝oket szül˝o molekulafelh˝okben találhatóak,
ezért megfigyeléseink célpontjai s ˝ur ˝u HII régiók, molekulafelh˝ok, nebuláris területek
voltak. Ezen s ˝ur ˝u csillagcsoportosulásokat, melyek az ˝oket szül˝o molekulafelh˝okben
foglalnak helyet, „beágyazott halmazoknak” hívják. Az egyes tagokra a legtöbb kezdeti
fizikai paraméter azonos, így például a kémiai összetétel és a távolság. Ezáltal a
csillagkeletkezésnek és fejl ˝odésnek modelljei ellen˝orizhet˝ové válnak segítségükkel.
A dolgozat elején tömören ismertetjük a legszükségesebb fogalmakat. Részletezzük
az adatértékel ˝o eljárásokat és végül ismertetjük a vizsgálat során kapott eredményeket.
2
1. Bevezetés
1.1. Csillaghalmazok, beágyazott halmazok
A halmazok csillagokból álló csoportosulások, melyeknek tagjai er ˝osebb gravitációs
kapcsolatban állnak egymással, mint a környez ˝o mez˝ocsillagokkal. A nyílthalmazok
tagjai szabálytalanul és szétszórtan, míg a gömbhalmazok tagjai gömbszimmetrikusan
és a középpontjaik felé egyre s ˝ur ˝usödve helyezkednek el. A nyílthalmazok általában
a galaxisunk f ˝osíkja mentén helyezkednek el, míg a gömbhalmazok a galaxis síkján
kívül, a halóban találhatók.
1. ábra. A Pleiadok nyílthalmaz 2. ábra. Az M3 gömbhalmaz
A csillaghalmazok vizsgálatának fontosságát az asztrofizika már régóta felismerte.
Vizsgálataikkal az asztrofizika sok kérdését sikerült megválaszolni. A halmazokban
található csillagok egyszerre, ugyanabból a kémiai összetétel ˝u molekulafelh˝ob˝ol jöttek
létre. A csillagkeletkezési és fejl ˝odési elméletek egyik alapkövetkeztetése az, hogy miután
egy csillag létrejött, utánna további fejl ˝odése egyetlen egy kiindulási paramétere,
a kezdeti tömege által meghatározott. A halmazokban a relatíve kis térfogaton belül
található csillagok tömegei egymástól függetlenek és tág intervallumot ölelnek át, így
alkalmasak csillagevolúciós elméletek ellen ˝orzésére (Lada & Lada, 2003).
Mivel a halmaztagokat csak a tömegükb ˝ol eredeztethet˝o gravitációs potenciáltér
tartja össze, fontos csillagdinamikai vizsgálatok helyszínei is. Galaktikus elhelyezkedéseik
segítségével sikerült feltérképeznünk a Galaxisunk egy részét.
A fiatal halmazok segítséget nyújthatnak a saját Naprendszerünk kialakulásának
megértésében is, ugyanis elméletek szerint a Nap maga is egy nagyobb tömeg ˝u csillag
szomszédságában keletkezett, egy kisebb asszociációban.
A halmazok keletkezésér ˝ol sajnos igen keveset tudunk. A gömbhalmazok több
milliárd évvel ezel ˝ott jöttek létre galaxisunkban és azóta nem is keletkezik több, ezért
3
keletkezésük megfigyelése nem lehetséges. Ezzel ellentétben a nyílthalmazok mai napig
formálódnak Galaxisunkban. Ezek keletkezési területeinek megfigyelését viszont
nehezíti a tény, hogy a halmazok óriás molekulafelh ˝okben (Giant Molecular Clouds -
GMC) keletkeznek és a korai fázisban még be vannak ágyazódva a szül ˝ofelh˝ojükbe.
A felh ˝ok akár 20-30 magnitudónyi extinkciót is okozhatnak az optikai tartományban,
ezzel lehetetlenné téve megfigyelésüket.
Infravörös hullámhosszakon a csillagközi anyag által okozott extinkció mértéke
egy nagyságrenddel kisebb, mint az optikain. Az utóbbi két évtizedben az infravöröscsillagászat
fejl ˝odésével lehet˝ové vált ezen területeknek a megfigyelése is. Kutatások
kimutatták, hogy a s ˝ur ˝u, beágyazott halmazok gyakoriak ezen felh˝okben, s hogy a csillagok
jelent ˝os része ilyen csoportosulásokban jön létre (Lada & Lada, 2003; Zinnecker
és mtsai. 1993).
Az els ˝o ilyen beágyazott halmazt az Ophiuchi felh˝oben fedték fel, harminc évvel
ezel ˝ott, egyszer ˝u infravörös fotométerrel (Grasdalen, Strom & Strom 1974, Wilking &
Lada 1983). Az igazi fordulat az 1980-as évek vége felé következett be az infravörösben
érzékeny digitális kamerák megjelenésével. 1988 óta több mint száz ilyen halmazt
figyeltek meg (Lada & Lada, 2003). A legutóbbi nagyobb méret ˝u halmazkeresést Bica
& Dutra (2003) végezte. ˝Ok a két mikronos egész égboltfelmér˝o (2 Micron All Sky Survey
- 2MASS) program adatait átnézve kerestek beágyazott halmazra utaló jeleket jól
ismert molekulafelh ˝okben illetve nebuláris ködökben. Összesen 346 csillagcsoportosulást
találtak. El ˝otte 315-öt ismertünk, így az újakkal együtt jelenleg 661 beágyazott
halmazról tudunk.
1.2. A f ˝osorozat el ˝otti (PreMain Sequence – PMS) csillagok
A csillagok keletkezését több jól elkülöníthet ˝o fázisba lehet sorolni. Ezek a fázisok
különböz ˝o spektrális energiaeloszlással rendelkeznek (Spectral Energy Distribution –
SED). Az egyes spektrális energiaeloszlások létrejöttét szemlélteti a 3. ábra. A keletkezés
els ˝o fázisa a molekulafelh˝o fragmentációja. A fejl˝odés folyamán ezen felh˝ofragmentációk
elkülönülnek egymástól. Magas h ˝omérsékletüknek, mágneses terüknek és
bels ˝o turbulenciáiknak köszönhet˝oen sokáig ellenállnak a gravitációs összehúzó er˝oknek.
A gravitációs instabilitás határát átlépve összesnek és megkezd ˝odik a csillagképz
˝ odés. A kollapszusból létrejön egy középponti objektum, a kés˝obbi csillag magja, és
egy anyagkorong a középponti objektum körül. A csillagot körülvev ˝o anyag ezen az
úgynevezett akkréciós korongon keresztül jut el a csillagra. Az akkréció folyamatosan
viszi az energiát a rendszerbe, így a h ˝omérséklete növekszik. Ezt hívjuk infravörös
protocsillag fázisnak, mivel a csillag sugárzásának legnagyobb részét még a távoli infravörös
tartományban sugározza ki. Észlelésekkel meger ˝osített tény, hogy az akkréció
bipoláris kifújásokkal társul. Ezek a kifújások szállítják el a rendszerb ˝ol a többlet impulzusmomentumot.
Ha a protocsillag a f ˝osorozati tömegét eléri, viszont még található
körülötte akkréciós korong, akkor megjelenik a Hertzsprung-Russell diagramon.
4
3. ábra. A PMS-csillagok fejl ˝odése (Lada, 1987)
Az akkréciós fázisban a csillag
fluxusának nagy része az akkréciós
korong infravörös többletsugárzásából
áll. A PMS fázist elérve 2 | 
AJÁNLOM AZ OLDALT
