FUNCIÓN DE MASA INICIAL EN CÚMULOS EMBEBIDOS

PORRAS, A. ⁽¹⁾  , CRUZ-GONZÁLEZ, I. ⁽²⁾  , SALAS, L.  ⁽³⁾

⁽¹⁾  Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica
⁽²⁾  Instituto de Astronomía, U.N.A.M.
⁽³⁾  Instituto de Astronomía, U.N.A.M.-Ensenada

 

 El objetivo de este trabajo es presentar una submuestra de 5 regiones de formación estelar (de un total de 30) observadas en NIR y en base a sus datos fotométricos presentar dos alternativas de construcción de su Función de Masa Inicial (IMF); compararlas con la IMF de Salpeter () y señalar las variaciones de la IMF de región a región.

 La IMF en cúmulos de reciente formación estelar ha sido calculada en regiones observadas cerca de la vecindad solar (<1 kpc) tales como Orión, Taurus y Ophiucus. Su comportamiento se ha parametrizado por una ley de potencias de la forma , donde   toma los valores (Clarke, 1998):
 

1.1	m < 0.5
2.1	0.5< m<1	(Kroupa et al., 1990)
2.35	0.5<m<1	(Salpeter, 1955)
2.7 a 3.7	1<m<10	(Scalo, 1986)
2.5	m>10	(Massey et al., 1995)

Otras formas de presentar la IMF son en histogramas log-normal y log-log, como en este trabajo.

Un cúmulo de estrellas de un tamaño típico de 1pc a una distancia de 2.5 kpc ocupa un campo de 1.4 minutos de arco. Este campo es cubierto con el reductor focal f4.5 del telescopio de 2m del OAN/SPM. Debido a la presencia de gas y polvo alrededor de cúmulos estelares jóvenes con hasta 20 magnitudes de extinción en el visible, hace que observaciones fotométricas en el infrarrojo cercano (NIR) sean necesarias para su detección.

Las 5 regiones que presentamos son:
 

	Fuente IRAS	Región HII asociada	Distancia (Kpc)	Referencias
R1	02044+6031	S189	1.32	2
R2	02219+6152	S198(W3)	2.9 0.9	1
R3	05358+3543	S233	2.3 0.7	3
R4	22542+5815	S148	5.5 1.8	1
R5	23545+6508	S170	2.3 0.7	1

Las referencias a las estimaciones de distancias son: (1) Fich y
Blitz, 1984. (2) Maccutcheon et al., 1991. (3) Chan y Fich, 1995.
 

 
 

Las figuras R1 a R5 muestran en a, la imagen de tres colores rgb(red-green-blue) formada con los filtros KHJ del NIR en este orden. El campo cubierto es de 3.6 x 3.6 minutos de arco, el Norte es hacia arriba y el Este a la izquierda.

En b se muestra el diagrama color-color NIR, la línea contínua corresponde a la secuencia principal y la rama de las gigantes; las líneas punteadas señalan el sitio de estrellas enrojecidas a lo largo del vector de extinción A_V; la línea segmentada muestra el sitio de las estrellas T Tauri y estrellas Ae/Be. Las pocas estrellas muy por encima del sitio de la secuencia principal enrojecida corresponden a pares muy juntos de estrellas que se confunden como una sola y no son tomadas en cuenta en la IMF. El error fotométrico en los tres filtros es menor que 0.25 mag.

En c se muestra el diagrama color-magnitud en J, la línea contínua corresponde a la secuencia principal (10⁸ años), los puntos que puedan aparecer a la izquierda de esta línea, son indicativos de una distancia subestimada. Se señalan además los tipos espectrales, el vector de extinción y el límite fotométrico.

En d se muestran los histogramas de las masas. El histograma azul contínuo corresponde a masas de las estrellas de la secuencia principal desenrojecidas y la asignación de 1 a todas las estrellas T Tauri y Ae/Be (Meyer, 1996) como primera aproximación; el histograma azul segmentado contiene además las estrellas que completan el cúmulo y que no detectamos más allá del límite fotométrico impuesto por el detector. El histograma rojo contínuo, como segunda aproximación, corresponde a la asignación de masa de las estrellas T Tauri y Ae/Be, de acuerdo a las relaciones empíricas de Carpenter et al. (1993):

log(masa) = -0.24 M_K + 0.24

log(masa) = -0.25 M_H + 0.44

El histograma rojo segmentado contiene además las estrellas de completez. Se muestran los ajustes de los cuatro histogramas y el valor de la pendiente de estos ajustes.

En la siguiente tabla aparecen resumidos los valores de las 4 pendientes de las 5 regiones.
 
 

Valor de la pendiente  p  de los 4 histogramas    
^_______           _-----           ^_______           _-----     

R1	0	0	-2.269	-3.563
R2	-2.032	-2.265	-2.207	-2.126
R3	0	0	-0.167	-3.987
R4	-2.278	-2.600	-2.590	-3.007
R5	-1.802	-0.030	-2.021	-1.421

 

CONCLUSIONES

• De la comparación entre estas regiones, se puede ver que en general hay mayor similitud entre los valores de las pendientes considerando las relaciones empíricas de Carpenter et al. -histogramas en rojo- y el valor generalmente aceptado de Salpeter de p = -2.35.
• Las variaciones que se aprecian pueden ser estadísticas o reales. Es necesario hacer el estudio de la muestra completa de 30 regiones de formación (en proceso) para averiguarlo.

 

 
 
 

BIBLIOGRAFÍA

Carpenter, J. M., Snell, R.L., Schloerb, F.P., and Skrutskie, M.F., 1993, ApJ, 407, 657.
Chan, G., Fich, M., 1995, AJ, 109, 2611.
Clarke, C. 1998 in The stellar initial mass function, eds. G. Gilmore and D. Howell (Cambridge: ASPCS, 142), 189.
Fich, M., Blitz, L., 1984, ApJ, 279, 125.
Kroupa, P., Tout, C. A. and Gilmore, G., 1990, MNRAS, 244, 76.
Maccutcheon, W.H., Dewdney, P.E., Purton, R., and Sato, T., 1991, AJ, 101, 1435.
Massey, P., Lang, C., De Gioia-Eastwood, K. and Garmany, C.D., 1995, ApJ, 438, 188.
Meyer, M.R., 1996, Ph.D. Thesis, University of Massachusetts.
Salpeter, E.E., 1955, ApJ, 121, 161.
Scalo, J., 1986. Fundamentals of cosmic physics, 11, 1.
 

1999-01-26