Fizika | Csillagászat, űrkutatás » Gáspár-Makai - Beágyazott csillaghalmazok feltérképezése a közeli infravörös tartományban

S ZEGEDI T UDOMÁNYEGYETEM O PTIKAI ÉS K VANTUMELEKTRONIKAI TANSZÉK Beágyazott csillaghalmazok feltérképezése a közeli infravörös tartományban TDK-dolgozat Készítették: Témavezető: Gáspár András és Makai Zoltán, IV. éves csillagász szakos hallgatók Balog Zoltán, tudományos segédmunkatárs, SZTE, Optika és Kvantumelektronikai Tanszék Szeged, 2004 Tartalomjegyzék 1. Bevezetés 1.1 Csillaghalmazok, beágyazott halmazok 1.2 A fősorozat előtti (Pre Main Sequence – PMS) csillagok 1.3 Halmazok szín–szín és szín–fényesség diagramja 1.4 A kutatásunk céljai . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3 3 4 6 7 2. Használt műszerek és módszerek 2.1 A műszerek 2.2 A felvételek redukálása 2.3 A HST dither package és a mozaik képek feldolgozása 2.31 A dither algoritmus 2.32 A képek közti

eltolás megkeresése 2.33 A képek maszkolása, a végső képek elkészítése 2.34 A mozaik képek összeillesztése 2.4 Fotometria 2.41 Csillagkeresés, a világkoordinátarendszer 2.42 Apertúra fotometria 2.43 PSF fotometria 2.5 A csillagsűrűség megállapítása 2.6 Extinkciós korrekció, standard transzformáció . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8 8 9 10 10 11 13 13 14 14 14 15 15 16 . . . . . . . . 18 18 22 26 30 33 36 39 43 3. Eredmények 3.1 Sh2-168 3.2 RNO 4 3.3 Sh2-187 3.4 LW Cas (RNO 11) 3.5 BFS31 3.6 Sh2-209 3.7 W3 3.8 NGC 7538 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Összefoglalás 47 Köszönetnyilvánítás 48 Irodalomjegyzék 49 1 „Mennyi forma testesül, nyüzsög benned, elvegyül, elő glóbuszok görögnek, szakadékaid felett, zöld világok úszva jönnek, csillag-csóva sistereg, jeges tündöklésű holdak, irdatlan napok forognak, robban sistergő 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 fejlődésének köszönhetően. Az infravörös csillagászat segítségével eddig a szemünk elől „eltakart” fiatal csillagcsoportosulásokat is sikerül megfigyelni. A 2001 nyarán indult kutatásunknak célja fiatal, esetleg születőfélben lévő csillagok megfigyelése volt. Ezen csillagok még az őket szülő molekulafelhőkben találhatóak, ezért megfigyeléseink célpontjai sűrű HII régiók, molekulafelhők, nebuláris területek voltak. Ezen sűrű csillagcsoportosulásokat, melyek az őket szülő molekulafelhőkben 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 fejlődésnek modelljei ellenőrizhetővé válnak segítségükkel. A dolgozat elején tömören ismertetjük a

legszükségesebb fogalmakat. Részletezzük az adatértékelő eljárásokat és végül ismertetjük a vizsgálat során kapott eredményeket. 2 1. Bevezetés 1.1 Csillaghalmazok, beágyazott halmazok A halmazok csillagokból álló csoportosulások, melyeknek tagjai erősebb gravitációs kapcsolatban állnak egymással, mint a környező mezőcsillagokkal. A nyílthalmazok tagjai szabálytalanul és szétszórtan, míg a gömbhalmazok tagjai gömbszimmetrikusan és a középpontjaik felé egyre sűrűsödve helyezkednek el. A nyílthalmazok általában a galaxisunk fősíkja 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

összetételű molekulafelhőből jöttek létre. A csillagkeletkezési és fejlődési elméletek egyik alapkövetkeztetése az, hogy miután egy csillag létrejött, utánna további fejlődése 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 ellenőrzésére (Lada & Lada, 2003). Mivel a halmaztagokat csak a tömegükből eredeztethető 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 tömegű csillag szomszédságában keletkezett, egy kisebb

asszociációban. A halmazok keletkezéséről sajnos igen keveset tudunk. A gömbhalmazok több milliárd évvel ezelőtt 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 molekulafelhőkben (Giant Molecular Clouds GMC) keletkeznek és a korai fázisban még be vannak ágyazódva a szülőfelhőjükbe. A felhők 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 fejlődésével lehetővé vált ezen területeknek a megfigyelése is Kutatások kimutatták, hogy a sűrű,

beágyazott halmazok gyakoriak ezen felhőkben, s hogy a csillagok jelentős része ilyen csoportosulásokban jön létre (Lada & Lada, 2003; Zinnecker és mtsai. 1993) Az első ilyen beágyazott halmazt az Ophiuchi felhőben fedték fel, harminc évvel ezelőtt, egyszerű 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 méretű halmazkeresést Bica & Dutra (2003) végezte. Ők a két mikronos egész égboltfelmérő (2 Micron All Sky Survey - 2MASS) program adatait átnézve kerestek beágyazott halmazra utaló jeleket jól ismert molekulafelhőkben illetve nebuláris ködökben. Összesen 346 csillagcsoportosulást találtak Előtte 315-öt ismertünk, így az újakkal együtt jelenleg 661

beágyazott halmazról tudunk. 1.2 A fősorozat előtti (Pre Main Sequence – PMS) csillagok A csillagok keletkezését több jól elkülöníthető fázisba lehet sorolni. Ezek a fázisok különböző spektrális energiaeloszlással rendelkeznek (Spectral Energy Distribution – SED). Az egyes spektrális energiaeloszlások létrejöttét szemlélteti a 3 ábra A keletkezés első fázisa a molekulafelhő fragmentációja A fejlődés folyamán ezen felhőfragmentációk elkülönülnek egymástól Magas hőmérsékletüknek, mágneses terüknek és belső turbulenciáiknak köszönhetően sokáig ellenállnak a gravitációs összehúzó erőknek. A gravitációs instabilitás határát átlépve összesnek és megkezdődik a csillagképződés A kollapszusból létrejön egy középponti objektum, a későbbi csillag magja, és egy anyagkorong a középponti objektum körül. A csillagot körülvevő anyag ezen az úgynevezett akkréciós korongon keresztül jut

el a csillagra. Az akkréció folyamatosan viszi az energiát a rendszerbe, így a hőmérséklete növekszik. Ezt hívjuk infravörös protocsillag fázisnak, mivel a csillag sugárzásának legnagyobb részét még a távoli infravörös tartományban sugározza ki. Észlelésekkel megerősített tény, hogy az akkréció bipoláris kifújásokkal társul. Ezek a kifújások szállítják el a rendszerből a többlet impulzusmomentumot Ha a protocsillag a fősorozati tömegét eléri, viszont még található körülötte akkréciós korong, akkor megjelenik a Hertzsprung-Russell diagramon 4 Az akkréciós fázisban a csillag fluxusának nagy része az akkréciós korong infravörös többletsugárzásából áll. A PMS fázist elérve 2
feletti tartományban még mindig az akkréciós korong infravörös sugárzási többlete dominál, de 2
alatt már a PMS csillag fekete-test sugárzása. Az ilyen PMS-csillagok ismertebb neve a „T Tauri” csillagok vagy a „class

II” csillagok. A korong megszűnésével egy „class III ” típusú csillagot kapunk (weak line T Tauri - gyenge vonalas T Tauri), melynek sugárzását már közelítően fekete-test sugárzással lehet leírni. Az akkréciós korongok előfordulási gyakorisága egy halmazon belül a korong képződés fizikai folyamatától, fejlődésétől illetve a halmaz korától függ. A csillagok körüli korong a bolygóképződéshez szükséges progenitor anyagkorong, ezért a halmaz korong rátának (Cluster Disk Fraction – CDF) illetve annak időbeli változásának az ismerete fontos a boly3. ábra A PMS-csillagok fejlődése (Lada, 1987) górendszerek keletkezésének megismeréséhez Mivel a legtöbb csillag beágyazott halmazban jött létre, ezért a CDF meghatározása a legfiatalabb halmazokban megadja kezdeti korong rátának (Initial Disk Fraction – IDF) az értékét. Ebből kiszámolhatjuk a korong képződésének valószínűségét fiatal csillagok

körül. Mai napig kérdés, hogy a különböző tömegű és összetételű csillagok vajon csillagkörüli koronggal együtt keletkeznek-e vagy sem Felhasználva a CDF értékét, megkaphatjuk, hogy mekkora valószínűséggel jön létre bolygórendszer egy csillag körül A CDF változása különböző korú halmazoknál megadja a korong képződésének időskáláját, így fennmaradásának (bolygóképződésnek) az idejét (4. ábra) A CDF-et és értékének függését az egyes csillagok tömegétől illetve a halmaz korától közvetlenül megkaphatjuk egyedi csillagokra mért infravörös spektrális energiaeloszlásból. Lada és mtsai bebizonyították, hogy minden     -nél nagyobb tömegű korongot ki lehet mutatni a (J-H)(K-L) diagramon (Lada és mtsai. 2000, Wood és mtsai 2002). A közeli infravörös JHK felmérések alapján bebizonyosodott, hogy az IDF értéke 5 4. ábra Ismert korú halmazok CDF-je a koruk függvényében igen magas, 50%

feletti (Stauffer és mtsai. 1994, Lada, Alves és Lada 1996, Carpenter és mtsai. 1997) A hosszabb hullámhosszakon végzett mérések alapján, melyek érzékenyebbek az infravörös többletsugárzásra, ezen érték 80-85 % a Trapéziumra (Lada és mtsai. 2000) és az NGC 2024-re (Haisch, Lada és Lada 2000, Haisch és mtsai 2001c) Haisch, Lada és Lada (2001a) mérései szerint a csillagok fele elveszti korongját 2-3 millió év alatt, míg 5-6 millió éves halmaznál már nem található koronggal rendelkező csillag. 1.3 Halmazok szín–szín és szín–fényesség diagramja Beágyazott halmazokról fotometriai úton a látómezőre elkészített szín–fényesség illetve szín–szín diagramok előállításával kaphatunk információt. A szín–szín diagram tengelyein a csillagok különböző hullámhossz-tartományokon mérhető intenzitáskülönbségeit ábrázoljuk. A szín–fényesség diagram vízszintes tengelyén egy az előzőekben mondott

színindexet, míg a függőleges tengelyén az egyik hullámhosszon mérhető intenzitást ábrázoljuk. Ez a diagram a Hertzsprung-Russell diagrammal topológikusan azonos, ugyanis egy csillag különböző hullámhosszakon mérhető intenzitásainak különbségei arányos a csillag felszíni effektív hőmérsékletével. Az egyes hullámhossztartományokat szűrők segítségével vágjuk ki A leggyakrabban használt négy széles

), H (   
), K (


) és az L (  
). sávú szűrő a J (  A beágyazott halmazok CMD-jének tanulmányozásával statisztikus információkat 6 mondhatunk arról, hogy a csillagok hány százaléka mely csillagfejlődési stádiumban tartózkodik (Lada & Adams, 1992). A halmazcsillagok egy része ugyanis már fősorozati, másik része viszont még fősorozat előtti állapotban van A fősorozati csillagok úgymond „nulla korúak”, és a CMD-n elfoglalt helyükre illeszthető a nulla korú fősorozat, a ZAMS

(Zero Age Mean Sequence). Ennek illesztése az óriásági csillagok hiánya, illetve a molekulafelhőn belüli változó mértékű extinkció miatt nehéz. A változó mértékú extinkció a CMD-n egy eltolást eredményez a vörösödés irá nyába, azaz ha például a
 -ban mérhető excesszus  
     -tól  
        -ig változik, akkor az a V-ben egy    -tól     -ig terjedő extinkciót okoz (Bessel & Brett, 1988). Az illesztett ZAMS felett jobbra, azaz a vörösebb és fényesebb tartományban találhatóak a fősorozat előtti csillagok (Pre Main Sequence - PMS). A PMS-csillagokat meg lehet különböztetni a vörösödött fősorozati csillagoktól, ugyanis spektrális energiaeloszlásukban erőteljes infravörös sugárzási többlet mérhető a fekete-test sugárzáshoz képest. (Kenyon & Hartmann, 1987; Bertout et al, 1988; Lada & Adams, 1982). Az infravörös (IR) excesszus kimutatásának egyik eszköze a szín–szín

diagram. Ezen a diagramon a fősorozati csillagok a vörösödés hatására egy egyenes mentén mozdulnak el. Az egyenes meredekségét nevezzük vörösödési meredekségnek vagy vörösödési törvénynek A vörösödés mentes fősorozat illetve a vörösödési törvény együttesen kijelöli az úgynevezett vörösödési sávot, amelyen belül helyezkednek el a vörösödött fősorozati csillagok. Ettől a sávtól jobbra találhatók azok az objektumok, melyek valamilyen infravörös színtöbblettel rendelkeznek. Az infravörös színtöbbletet a csillagot körülvevő anyagkorongról érkező sugárzás okozza A sáv bal oldalán a csillagkeletkezési és fejlődési modellek szerint elvileg nem található csillag. Gyakorlatban azonban itt is előfordulnak csillagok Ennek oka lehet fotometriai hiba, vagy a nebula hozzájárulása a csillag infravörös fluxusához. 1.4 A kutatásunk céljai Napjainkig mintegy 76 beágyazott halmazról vannak adataink a Nap 2

kpc-nyi közelségében (Lada & Lada, 2003). A Bica & Dutra (2003) felmérés alapján a halmazjelöltek száma 661-re ugrott. Ők a 2MASS adatait használták fel, hogy beágyazott halmazokat találjanak Kereséseiket csak ismert optikai illetve rádió nebulák környezetében végezték. Vizsgálataink céljai voltak a Bica és Dutra által összeállított katalógusból: minél több halmaznak a létezését megvizsgálni megállapítani a halmazok fizikai tulajdonságait szín–szín illetve szín–fényesség diagramok segítségével kiválasztani alkalmas jelölteket egy esetleges későbbi, mélyebb határmagnitudós és jobb felbontású vizsgálathoz A méréseinkhez használt eszközöknek a felbontóképessége illetve határmagnitudója   nagyobb volt, mint a 2MASS-nek. Méréseinkkel 1 -  -val sikerült mélyebbre mérnünk, mint a 2MASS 7 2. Használt műszerek és módszerek 2.1 A műszerek  A vizsgálathoz 2001 júniusában készültek

mérések az arizonai  -es MMT távcsővel, illetve 2003 novemberében és 2004 szeptemberében a Fred Lawrence Whipple Ob
servatory (FLWO)  -es távcsövével. Az MMT-s felvételek a korábbi 1993-ban, a KPNO (Kitt Peak National Observatory)   -es távcsövével, illetve a 2002-ben az
FLWO  -es távcsövével végzett méréseket egészítette ki. Az MMT-s felvételek egy próbafutam folyamán készültek, s csak K szűrőben. A képeket témavezetőnk, Balog Zoltán készítette. 5. ábra Az 1,2 m-es távcső 6. ábra Az MMT távcső Az FLWO-n található detektor a STELIRCam nevű infravörös kamera. A kamerá

 ban két egymástól független 
 -os InSb mátrixdetektor található. A kamera egy 
alatti illetve feletti hullámhosszaképmegosztó segítségével választja külön az  kat az egyik illetve a másik érzékelőnek. Az egyes érzékelőfelületeknek külön-külön szűrőváltója van. A kamerán három választható nagyítás van:

0,3 ívmásodperc/pixel,
 0,6 ívmásodperc/pixel és 1,2 ívmásodperc/pixel. A STERILCam látómezeje -es volt a 0,6 ívmásodperc/pixel-es felbontást használva. Az MMT-n található detektor a FLAMINGOS (the FLoridA Multi-object Imaging Near-infrared Grism Observational Spectrometer) nevű infravörös kamera. A detek

tor érzékelőfelülete egy   
   -as HgCdTe mátrix. A kamera kifejezetten közeli infravörösben érzékeny. Érdekessége, hogy nem egy konkrét távcsőre tervezték, hanem a világ legtöbb nagy távcsövére csatlakoztathatónak, így több nagy távcsövön is szokták használni. Az MMT   optikájával az elérhető felbontás vele    /pixel. A FLAMINGOS látómezeje  -es 8 2.2 A felvételek redukálása Optikai hullámhossz-tartományban használt CCD kamerák által készített képek adatredukciói folyamán korrigálni kell az úgynevezett sötétáramra, alapszintre és végül a flat-field korrekciót szokás

végrehajtani. Ezzel ellentétben az infravörösben érzékeny kamerák felépítésükben és működésükben is különböznek az optikaitól. Ezeknél is végre kell hajtani a fent említett korrekciókat, csak a kamerák működésének fizikai elveinek különbsége miatt másképp. Az infravörös hullámhossz-tartományban érzékeny csillagászati kamerák sok szempontból másképp működnek, mint az optikai tartományban működők. A kamerának az egyes pixeleit folyamatosan olvassuk ki, méghozzá a chip aljáról gyakorlatilag egy másik chipre, amely már töltéscsatolt (CCD). Ennek a chipnek a sorait olvassuk ki később, a megszokott módon A folyamatos kiolvasás miatt gyakorlatilag nem lehet túltelítésbe vinni a kamera pixeleit Általában 5-10 darab ilyen képet („coadd”) olvasunk ki, amit aztán digitálisan egy képnek ad össze a számítógép. A dolgozatban az általunk elvégzett munkákra szorítkozunk, így csak a FLAMINGOS felvételek,

illetve a 2003 novemberi STERILCam képek redukciójának és fotometriájának lépéseit ismertetjük. A termikus zajok által keltett hibákat infravörös kameráknál is dark-képekkel korrigálják. Ekkor a használt expozíciós időkkel készítenek felvételeket úgy, hogy a kamera elé egy sötét lemezt helyeznek el. Ezzel kiderül, hogy melyik pixel mennyire érzékeny a hőhatásokra, és ezeket az eltéréseket egy egyszerű dark-kép kivonással lehet korrigálni. Bias korrekciókra infravörös kameráknál nincsen szükség, ugyanis a kiolvasás folyamatos. Ellentétben az optikai CCD kamerákkal, az infravörös tartományban érzékeny kameráknál az úgynevezett „flat-field” képek készítése nem a mérés folyamán történik. Optikai esetben a flat-field képeket ugyanúgy készítik mint egy általános felvételt, annyi különbséggel, hogy ekkor nem a csillagos égboltra, hanem egy homogénen megvilágított területre exponálnak. Az így

keletkezett felvétel visszaadja a CCD chip felületének, a chipet borító védőlemez és az egyes szűrők felszíneit borító esetleges felületi hibáknak a képét, valamint az egyes pixeleknek az eltérő érzékenységét. Az így készített felvételeket átlagolják és egyre normálják Ezzel az eljárással nyert képpel leosztják a szűrők szerint hozzájuk tartozó képeket. Mivel az infravörös kamerák termikus zajokra nagyon érzékenyek, kiolvasási rendszerük az optikai kamerákétól jelentősen eltér, ezért más eljárást kell alkalmazni. Az általánosan alkalmazott eljárásnál az összes hosszú expozíciós képet medián-átlagolják szűrők szerint, és az így nyert kép lesz a flat-field korrekcióhoz használt kép. Ha eléggé sok képet átlagolunk össze, akkor biztosan kikerülhetjük az egyes területekre kerülő csillagok átlagolásba való zavaró hatását, és egy olyan képet kaphatunk, mely ugyanazt a funkciót látja el,

mint a szokásos flat-field kép. A harmadik hatás amit korrigálni kell, az az égbolt háttérfényességének változása. Ezeket az úgynevezett „sky”-képekkel lehet megtenni. Az eljárásnak a lényege, hogy végeredményben a háttérnél számolható beütések átlaga nulla legyen képenként. Az égbolt hátterének a fényessége tíz-húsz percen belül nem változik jelentősen. Az eljá9 rás folyamán a korrigálni kívánt felvétel előtt és után tíz perccel készített felvételeket medián-átlagoljuk. A képek időben közeli expozíciói miatt az égi hátterek közelítően azonosak, és mivel medián-átlagolunk, a csillagok fényei nem jelentkeznek a sky-okon. Egy egyszerű iterálási eljárással meghatározható a korrigálni kívánt kép illetve a létrehozott medián kép hátterének beütési számának átlaga. A medián képet ezután be kell skálázni, hogy a két kép hátterének értéke azonos legyen. A létrejött képet

hívják sky-képnek Ezt a felvételt ezek után egyszerűen ki kell vonni a korrigálni kívánt felvételből. A FLAMINGOS-os felvételek esetén a lépések végrehajtását különböző általunk írt linux-, illetve IRAF-scriptek végezték. A STERILCam-os méréseket a Bill Wyatt által megírt redukáló programcsomag végezte, melyet a SAO biztosított számunkra. A programcsomag által használt algoritmusok részletezése megtalálható Bársony és mtsai (1997) cikkében 2.3 A HST dither package és a mozaik képek feldolgozása Az infravörös tartományban a kamerák nagyon érzékenyek a termális hatásokra, ezért az egyes pixelek differenciális érzékenysége jelentősen befolyásolja a méréseink pontosságát. Ezt elkerülendő egy látóterületről több felvételt készítünk körülbelül 30 pixelnyi képcsúsztatással Ezt az eljárást nevezik „dithering”-nek Később ezeket a képeket aztán össze lehet kombinálni az IRAF/STSDAS csomagban

található drizzle taszk segítségével. 2.31 A dither algoritmus Az STSDAS csomagot eredetileg a Hubble űrtávcsőn található műszeregyüttesre dolgozták ki, de mára kezd teret hódítani a földi távcsövekkel készített infravörös felvételek kiértékelésénél is. A DITHER csomag több programot is tartalmaz Az algoritmust szerzői, A. S Fruchter és R N Hook, 2001-ben publikálták A dithering eljárást másnéven változó pixelméretű lineáris rekonstrukciónak (Variable Pixel Linear Reconstruction) is szokták nevezni. Az eljárás megőrzi a fotometriai értékeket és a felbontást. Az egyes pixeleknek a statisztikus érzékenységbeli különbségét maszkokkal veszi figyelembe, emellett megszűnteti a geometriai torzításokat Az algoritmus röviden összefoglalva a következő: Egy CCD chipen keletkező kép az „O” optikai rendszernek az átviteli függvényét mutatja meg egy „T” párhuzamos fénynyalábbra, számításba véve a

detektornak a véges pixelfelbontását („E”). A végső kép az egyes elemek konvolúciójából áll:
     (1) A megfigyelések során elkészített felvétel tekinthető egy folytonos konvolált képnek, melynél a mintavételezést a pixelek középpontjában végeztük. Dither esetén egy ettől eltolt mintavételezést hajtunk végre. A ditherelt képek összekombinálása többféleképpen történhet A legegyszerűbb a „lineáris rekonstrukció”, az úgynevezett shift10 and-add. Mivel a pixelek csúsztatása nem tökéletes, ezért ez az eljárás nem mindig eredményes, mivel további két konvolúciót hoz a képbe: a fizikális pixellel - „P” - (ugyanis ezt eltoljuk és hozzáadjuk a végső képhez), illetve a végső pixelek beosztásával („G”) történőt. A végső kép intenzitása egy pixelnél:       
(2) Az egyes eljárások során a kép alakulását jól mutatja be a 7. ábra A bal felső kocka a

kiindulási állapot A jobb felsőben ugyanez látható, miután a „HST optikai rendszerén” leképeződött. A bal alsón a kamerával való leképezés utáni digitális kép, míg a végső jobb alsó képen a lineáris rekonstrukcó utáni eredmény látható. Megfigyelhetjük, hogy az utolsó két konvolúció milyen torzításokat vitt a rendszerbe! A drizzle eljárás magában foglalja a shiftand-add eljárásnak a sokoldalúságát, azonban megőrzi a felbontást és az egyes pixelekhez tartozó zajstatisztikát az összefűzések után. Az algoritmus lehetővé teszi, hogy nemcsak eltolt, de elforgatott és geometriailag torzított képeket is összefűzzünk, az egyes pixelek intenzitássúllyával számolva. A program által feldolgozandó képeken lévő hibákat (kozmikus su7 ábra A képek alakulása garak, nulla értékű pixelek) az algoritmus nem veszi figyelembe, ezért a számolás értékét ezek nem módosítják. Az algoritmus részletezése

megtalálható Fruchter & Hook 2001-es cikkében. A FLAMINGOS felvételek 5-szörös ditherrel készültek, míg a STELIRCam képek esetén 2-szeres dithert végeztünk. Az eljárás során megkerestük a képek közti eltolásokat, s ezekkel összetoltuk a képeket. Ezek után összeátlagoltuk őket, s összehasonlítottuk az átlagot az eredetiekkel Ezzel azonosítani lehetett a hibás pixeleket. A hibákat tartalmazó maszkok segítségével újrakombináltuk a képeket 2.32 A képek közti eltolás megkeresése Az eltolások meghatározása kifinomultabb eljárást kíván az infravörös, nagy felbontású képeknél, mint az optikai felvételeknél használt .imalign vagy imshift, ugyanis a képeket digitálisan sub-pixelekre bontjuk és így nagyobb felbontásban toljuk őket össze. Az egyes képek közti keresztkorrelációt a precor, crossdriz, és .shiftfind programok használatával kaphatjuk meg 11 Az egyes lépéseket röviden ismertetjük. A legpontosabb

eltolásértékeket a képek kereszt-korrelációjával kapjuk meg. A keresztkorrelációs algoritmus a zajokat felerősíti, ezért ezeket előbb korrigálni kell A zajok a képen Gauss, Poisson, esetleg jellegűek („hot-pixelek” illetve a kozmikus sugarak) Ezek eltávolítását végzi a precor program, mely minden nem csillaghoz tartozó pixelt nullára állít. 8. ábra Ezen a képen hajtjuk végre a műveleteket. 9. ábra Ez a kép lesz a referencia kép a példákon. A korrekció elvégzése után következik a képek kereszt-korrelációja. Ezt a .crossdriz programmal hajthatjuk végre, mely a szokásos kép kereszt-korrelációs eljárás eredményeképpen egy Fourier-transzformált képet ad. A keresztkorrelációs algoritmus eredményeként kapott kép
 pontjában mérhető  érték megadja, hogy mennyire fed át  intenzitásban a referencia kép   -jaihoz képest az összehasonlítandó kép 


 pontjai (a 0,0 pixel a középső). Ehhez egy 


   -es dobozba foglalja a vizsgálandó pixelt, és a dobozban mérhető pixelek illetve átlagintenzitásával számol:   
            
 


 
  (3)   A kapott képeken ezek után meg kell keresni a kereszt-korreláció maximumát. Itt könnyen megeshet, hogy az automatikus kereső program hibázik, ugyanis nem lehet minden kozmikus sugarat levonni a képről, s emellett gyakran előfordul, hogy az egyik képen látszik egy olyan fényes csillag, mely a referencia képen nem szerepel, így a kereszt-korrelációs képen hamis csúcs jelenik meg. Ez a probléma több módszerrel kiküszöbölhető. A legegyszerűbb eljárás a következő: mivel a távcsővezérlő program nagyjából ugyanakkora pixeltávolságokra tolja el a referenciától a többi képet, így csak azokat a területeket használjuk, melyek minden képen rajta vannak. 12 10. ábra A referencia kép prekorrigáltja Láthatóak a levágott területek a

képen. 11. ábra A prekorrigált kép keresztkorrelációja a referenciakép prekorrigáltjával. 2.33 A képek maszkolása, a végső képek elkészítése A szükséges programokkal először a képeket digitálisan felbontjuk és a megállapított eltolásokkal eltoljuk, majd összeátlagoljuk őket. Az átlagképet visszatoljuk az eredetiek helyére, majd egy szűrőn engedjük át, mely ellenőrzi, hogy a műveletek során történt-e valami hiba. A végső képeket numerikus deriválással összehasonlítjuk az eredetiekkel, és így könnyen megállapítható az esetlegesen hibás pixelek illetve kozmikus sugarak helye. Az így gyártott maszkokat használjuk fel a végső képek elkészítésében A .loop driz-zel a már korábban megállapított eltolásokkal újra elcsúsztatjuk a képeket úgy, hogy a hibás területeket kimaszkoljuk. A végeredmény kép az egyes képek kombinációjából áll össze. Látható, hogy a kiindulási kép széléről az eljárás

végére eltűntek a hibás pixelek és a kép közepén lévő hibás pixeltömb (8. ábrán mutatott képből a 12 ábrán látható kép lett). 2.34 A mozaik képek összeillesztése Mindkét méréssorozat esetén mozaikokkal fedtük le a vizsgált területet, de csak az FLWO-s képek esetén illesztettük össze az egyes szegmenseket nagyobb képpé. Az illesztéseket egy általunk írt egyszerű IRAF script végezte. Mivel a mozaik képek csak a legszélső 10-20 pixelsorban fednek át, ezért itt a korábban ismertetett kereszt-korrelációs eljárást nem tudtuk alkalmazni. Itt kézzel kellett egyesével megkeresni a képeknek az egyes eltolását egymáshoz képest. Egy általunk írt program összeátlagolta az egyes eltolásértékeket, és végeredményként megadta az ideális elcsúsztatásértékeket a központi mozaik-kockához képest. Ezeket egy általunk 13 12. ábra A kiindulási képből ez lett az eljárás végére írt scriptnek mint bemenő

paramétert megadtuk, mely összeillesztette a képeket. A létrehozott nagy képekből összeállítottuk a kompozit színesképeket. Mivel a szűrők optikai elemként torzítják a létrejövő képeket, ezért a különböző szűrőkkel készített képek kicsit nagyobbak vagy kisebbek voltak a többihez képest, így szükséges volt egymáshoz transzformálni a képeket. Ezt úgy tettük meg, hogy azonosítottunk mindegyik képen azonos csillagokat, és a pixelkoordinátáikra egy kétdimenziós, több rendű függvényt illesztettünk, mely megadta a transzformáció mértékét. A függvénnyel az egyik képhez transzformáltuk a többit. A kompozit képeket ezután az IRIS nevű programmal állítottuk elő 2.4 Fotometria 2.41 Csillagkeresés, a világkoordinátarendszer A csillagokat a képeken a SExtractor (Bertin & Arnouts, 1996) nevű programmal azonosítottuk, majd a képeket beillesztettük a világ-koordinátarendszerbe (World Coordintate System - WCS).

Erre a WCSTools programcsomag imwcs nevű programját használtuk, mely a képen található csillagokat összehasonlítja egy ismert koordinátájú csillagokat tartalmazó adatbázissal 2.42 Apertúra fotometria A megtalált csillagokra először apertúra fotometriát hajtottunk végre. 14 Apertúra fotometriánál meghatározunk egy átmérőt és az ezen belül lévő pixelek összintenzitását azonosítjuk a csillag fényességével. Az apertúra méretének a megválasztása a legkényesebb pontja a mérésnek Minél nagyobb az apertúra, annál nagyobb mennyiségű fény tartozik a csillagból az apertúrába, de egyben a háttértől és a kozmikus sugaraktól is. Így a helyes apertúra mérete akkora, hogy a csillag fényének minél nagyobb százalékát tartalmazza, de ezek mellett a lehető legkisebb. Ahogy növeljük az apertúra méretét, egy határ után úgy csökken a jel/zaj aránya. Apertúra fotometriát mind a STELIRCam-os, mind a FLAMINGOS-os

felvételek esetén végeztünk. 2.43 PSF fotometria Az úgynevezett pont kiszélesedési függvény – (Point Spread Function – PSF) a távcsőnek, a detektornak és a légkörnek az átviteli függvénye egy pontszerű fényforrásra (mint például egy csillagra) vonatkoztatva. Légkörön kívüli esetben ez egy diffrakció limitált kép lenne (Airy-féle elhajlási korong és gyűrűk). A légkör instabilitásának köszönhetően a fény kissé szóródik és egy kiterjedt, kifelé egyre halványuló képet mutat; jó közelítéssel egy két dimenziós Gauss felületet A csillagok képére, azaz az intenzitás, x, y felületre (ahol x és y a pixelkoordináták) illesztünk egy két dimenziós felületet. Gyakorlatban az egy képhez tartozó PSF-et úgy lehet meghatározni, hogy a látómezőben elhelyezkedő magányos (de viszonylag fényes) csillagok profiljait átlagoljuk, és erre illesztünk egy analitikus függvényt (az IRAF-ben összesen 6 függvény

illesztésére van lehetőség, de ezeken belül a függvények paramétereit tág intervallumban lehet változtatni). Az utóbbi térfogat kiintegrálásával nyert érték a csillag intenzitásával lesz arányos. A PSF függ a csillagnak a képen elfoglalt helyétől, így érdemes a látómező minden területéről válogatni PSF-csillagokat. Kiértékeléseink során PSF illesztéses fotometriát csak a FLAMINGOS-os felvételekre alkalmaztuk 2.5 A csillagsűrűség megállapítása A csillagok sűrűségeloszlásának vizsgálatát egy, a Scott Kenyon által rendelkezésünkre bocsátott FORTRAN kóddal végeztük. (Gomez és mtsai, 1993) A kód az ég egy ( , ) pontjában a D csillagsűrűséget a következő módon állapítja meg: A vizsgált égterü

 letet felosztja egy 
 pixelből álló mátrixra és minden pontban meghatározza a sűrűséget az összes csillag hozzájárulását figyelembe véve, egy K kernelfüggvénnyel. 
 (4)       

 A K kernelfüggvénynek az értéke az égi koordinátáknak a távolságától függ. Kernelfüggvénynek a Gomez és mtsai (1993) által használt Gauss függvényt vettük   15 
  (5) ahol r értéke megadja fokban az egyes csillagok távolságát a vizsgált ponthoz képest, azaz:   
 (6) 
 
 A (4)-ben és (5)-ben szereplő „h” egy simítási paraméter, melynek értéke az adatok sűrűségének függvényében változhat, sűrűbb területeknél kisebb, míg ritkábbaknál nagyobb. 2.6 Extinkciós korrekció, standard transzformáció Derült éjszakákon megfigyelhető, hogy a horizonthoz közeledő csillagok egyre halványabbnak és vörösebbnek tűnnek. Ezeket a változásokat hivatottak korrigálni az  extinkciós egyenletek. A   feletti horizont értékeknél a plán-parallel lemezes közelítés viszonylag jónak tekinthető, de ezek alatt rohamosan növekszik az eltérés a valóság  és az egyszerű

közelítés között.   -nál kisebb zenittávolságoknál (  ) használható így 
  közelítésképpen az   képlet, ahol a levegőtömeg értéke. A  szekánsa meghatározható a következőképpen:  
  
 
 
      (7) ahol a megfigyelő helyének a szélességi köre, a csillag deklinációja, pedig a csillag  óraszöge.   feletti zenittávolságok esetén jól használható az 



   
      
 
 
   
 
       
  (8) egyenlet (Bemporad, 1904), ahol  a látszó, nem pedig a valódi zenittávolság. Ahhoz, hogy a méréseinket mások méréseivel össze lehessen vetni, szükséges az adatokat nemzetközileg is elfogadott standard rendszerbe átszámolni. Mint minden nemzetközi mértékegységnek, a magnitudónak is vannak etalon alappontjai, ezek az úgynevezett standard csillagok. A standardizáláshoz Elias és mtsai (1982) által publikált standardokat használtunk

Elsőrendű közelítés esetén az extinkciós korrekció és standard transzformáció a következő alakú lesz (Henden & Kaitchuk, 1982 - módosítva infravörös szűrőkre):  

 
     
      
       
     (9) (10) (11) ahol  -k az elsőrendű extinkciós együtthatók. A   -s indexű tagok pedig a mért standard csillagok standard fényességértékei Összesen 11 darab standard csillagot hasz
náltunk az illesztésekhez. A   értékek ismertek katalógusok alapján, míg X a levegő tömeg,   instrumentális fényességek, melyeket fotometria segítségével kaptunk meg. Az extinkciós együtthatókat a (9) egyenletekből szűrőnként iterációs eljárással számoltuk a következő módon: Az  értékét az iteráció elején 1-nek vesszük (az eljárást csak a K szűrőre ismertet
jük, a másik két szűrőre teljesen hasonló), és képezzük a  
  különbséget. Ezt 16

ábrázoljuk a levegőtömeg függvényében, és az így kapott egyenes meredeksége megadja az   értéket. Ezután a  
        (12)  egyenlet alapján újra meghatározzuk  értékét. Ezt az értéket (9)-es egyenletbe visszaírva újra elvégezzük az iterációt Az iterációt egészen addig folytatjuk, míg két egymást követő   különbsége kisebb lesz mint 0,0001 Az ehhez szükséges iterációs lépések száma tíz volt. Az így meghatározott extinkciós együtthatók segítségével kiszámoltuk a   
      , 
 értékeket. Ezután a standard transzformációs  
 , egyenletek a következőképp alakulnak (színindexekkel):
 

   

   

 
     
 
 
 (13) (14) (15) A 1. táblázatban összefoglaljuk a kapott extinkciós együtthatókat (c), a távcsőkons
tansokat ( ), illetve a zéruspontokat ( ). Dátum        Együtthatók c     

   c  K [ ]    H [ ]    J [ ]     - -                 -   (H - K) [ ]          - -      -           1. táblázat A meghatározott együtthatók 17 (J - K) [ ] -   3. Eredmények 3.1 Sh2-168 13. ábra Az Sh2-168 nevű HII régió JHK színes kompozit képe 14. ábra Az Sh2-168 az égbolton Az Sh2-168 egy Cassiopeia csillagképben  
 
 
,   található HII  régió (  
    ). A területről több mérés készült, így például az IRAS felmérésnek is célpontja volt. Először 1959-ben említik a Sharpless katalógusban (Sharpless, 1959) Az IRAS adatbázist felhasználva Chan és Fich (1995) meghatározták a régió háttérhez viszonyított infravörös sugárzási többletét A méréshez több hullámhossz-tartományt használtak. A régióra az első távolságbecslést Fich és Blitz (1984) adta, akik spektrofotometriából,

illetve CO sebességmeghatározásból állapították meg a vizsgált halmazok távolságát. A általuk
meg

      . A állapított átmérő   régió galaktikus fősíktól való távolságára


 
  -et
kaptak. A
galaxis centrumá    -re helyezkedik el tól     18 0.11 0.1 0.09 0.08 0.07 0.06 0.05 0.04 0.03 0.02 0.01 0 0.11 0.1 0.09 0.08 0.07 0.06 0.05 0.04 0.03 0.02 0.01 0 60 80 100 60 80 120 100 120 140 140 x (a) 2D 160 160 180 y 180 200 200 (b) 3D 15. ábra A csillagok eloszlására készített sűrűségkontúrok 2D illetve 3D-s ábrázolása

  -re van a régió. Chan és Fich (1995) az IRAS FRESCO Tőlünk      (Full REsolution Survey CO-adder) felvételeit használták fel, hogy 69 darab HII régiót megvizsgáljanak négy hullámhossz-tartományban. Az értékeléshez ők is a Fich és Blitz (1984)-ben szereplő távolságértéket használták. Megmérték az egyes HII régiók




összfluxusát több hullámhossznál ( 
, ,  
, 
). Az össz infravörös fluxust az:

 (16)   
egyenlet adja, ahol az 1,58 a mértékegységek helyes átváltásához szükséges konstans. A D megadja a vizsgált hullámhossz-tartomány sávszélességét, míg F az integrált összfluxus.        (17)                  
    
A HII régió összluminozitása méréseik alapján      . Chan és Fich (1995)  a

-es mérések alapján adtak becslést a terület átmérőjére is, melyre     -et kaptak. Ez túlnyúlik az általunk vizsgált területen Sűrűségvizsgálatok eredményei A csillagok eloszlásának vetületi sűrűségét a §2.5-ben leírtak szerint határoztuk meg. A

 
 
     ,       égi koordinátánál sűrűségkontúrok maximuma a 19 



    található (15. ábra) A halmaz átmérőjét a sűrűségkontúrok alapján nek becsültük. A

csillagok sűrűsége ezen belül 12,72 csillag/négyzetívperc-nek adódott Felhasználva a korábbi távolságbecsléseket a csillagok felületi sűrűségére 10,4
 csillag/ -et kaptunk. A 15(a) ábra további két kisebb koncentrációt mutat a fő koncentrációtól ÉK-i illetve DNY-i irányban Mindkét koncentráció jól megfigyelhető a 13 ábrán található színes képen is. A 13 ábrán az is látszik, hogy mind a fő, mind a mellékkoncentrációk nagy számban tartalmaznak erősen vörösödött, vagy IR excesszussal rendelkező csillagokat. A szín–szín, szín–fényesség diagramok vizsgálatának eredményei J-H Ahhoz, hogy a vörösödött fősorozati csillagokat elkülönít2 sük az infravörös excesszussal rendelkező objektumoktól, 1.5 meg kell vizsgálnunk az elhelyezkedésüket a szín–szín diagramon. A terület szín–szín 1 diagramja látható a 16. ábrán Az ábrát három részre oszthatjuk. A középső részben (vörö05

södési sáv) találhatóak a vörösödött fősorozati csillagok. A sáv meredekségére a Bessel & 0 Brett (1988) által meghatáro -0.2 0 0.2 0.4 0.6 0.8 1 zott     -es értéket fogadH-K tuk el. 16. ábra Az Sh2-168 szín–szín diagramja A sávtól jobbra találhatóak az infravörös excesszussal rendelkező csillagok, míg tőle balra azok az objektumok melyek színét a jelenlegi modellek nem tudják megmagyarázni. Valószínűleg fotometriai hiba vagy a köd emissziójának a csillagok fényéhez való hozzáadódása miatt kerülnek a csillagok ezekbe a pozíciókba a diagramon. A diagramból az is megállapítható, hogy a területen erős a differenciális vörösödés,   hiszen a H-K értéke   és   között változik. A 17. ábrán, mely a látóirányba eső csillagok koordinátáit mutatja, jól látható, hogy az infravörös excesszussal rendelkező csillagok sűrűsége a főkoncentrációban a legnagyobb, de jelen vannak a két

mellékkoncentrációban is. A fősorozati csillagok elhelyezkedése különösebb struktúrális rendeződést nem mutat Megvizsgáltuk a PMS-csillagok arányát a halmaz belső illetve külső területein. A Chan és Fich (1995)-ben található mérések szerint a HII régió területe túlnyúlik az általunk vizsgált terület határán. Így feltételezhetjük, hogy a látóterületünk szélén elhelyezkedő csillagok is nagy valószínűséggel a területhez tartoznak 20 Mivel a nagyon vörös illetve nagyon kék csillagok nem látszanak a J-s illetve a K-s méréseken, ezért a szín–szín diagramon nem tudunk minden csillagot ábrázolni. Figyelembe véve az egyes hullámhosszakon a megfigyelés határmagnitudóját és kiválogatva azokat a csillagokat, melyek nem voltak azonosíthatóak minden színben, adhatunk ezen arányokra egy alsó illetve felső becsült határértéket. Az apertúrán belül elhelyezkedő csillagoknak legalább 40%-a, de legfeljebb

49%-a rendelkezik T-Tauri típusú csillagokra jellemző infravörös excesszussal. Ezt bizonyítandó, az apertúrán kívül elhelyezkedő csillagokra is kiszámoltuk ugyanezt az arányt, mely az egész területre 30%-nak adódott. Ez az érték nem sokat változik az apertúrán kívül, azaz a csillagok nagy százaléka a vizsgált hullámhossz-tartományokon belül látható. A 4 ábra alapján az asszociáció kora legfeljebb 3 millió év 60.54 8 9 60.52 10 60.5 11 K Dec 60.48 12 60.46 13 60.44 14 60.42 60.4 358.1 15 358.15 358.2 358.25 358.3 358.35 16 -0.5 358.4 Ra 0 0.5 1 1.5 H-K 17. ábra A csillagok elhelyekedése a térben 18. ábra Az Sh2-168 CMD-je az illesztett ZAMS-sal A terület szín–fényesség diagramján (18. ábra) jól látható, hogy a fősorozati csilla
magnitudóval vörösített és a Blitz és Fich (1984) gok nagy része az  
   


által meghatározott távolságból (        ) számolt

távolságmodulussal
  (

    ) eltolt ZAMS mentén helyezkedik el. Az infravörös excesszussal rendelkező csillagok a ZAMS-tól jobbra találhatóak A szín–fényesség diagramon elfoglalt pozíciójuk megerősíti PMS voltukat. 21 3.2 RNO 4 19. ábra Az RNO 4 nebuláris régió JHK színes kompozit képe A nebuláris területet először Cohen (1980) katalogizálta, aki a National Geographic Society - Palomar Observatory Sky Survey (NGSPO Sky Survey) felvételeit nézte át vörös és/vagy nebuláris objektumokat (Red and Nebolous Objects - RNO) keresve. Az RNO katalógus összesen 150 objektumot tartalmaz Ezek közül 55-re közöl spektroszkópiai méréseket is. Ahhoz, hogy az RNO katalógusba bekerüljenek az objektumok, az alábbi feltételek közül legalább egynek teljesülnie kell: 1.) nagy mértékű vörösödés, mérhető nebuláris köddel; 2) vegye körül sötét felhő; 3.) legyen nagy mértékű a ködösödés; 4) a parabola alakú

nebuláris ködök fókuszában kell elhelyezkednie; 5) legyenek beágyazott vörös csillagok asszociációkban. A katalógus szerint az RNO 4 egy 20. ábra Az RNO 4 az égbolton parabolikus nebulának a fókuszpontjában helyezkedik el. Ez a parabolikus nebula jól látható a 19 ábra bal oldalán Az RNO 4-ről azóta nem készült több mérés és Bica & Dutra (2003) előtt nem említik. 22 Sűrűségvizsgálatok eredményei A csillagok eloszlására illesztett sűrű ségkontúroknak a maximuma:     
     ,        koordinátájú pontban található. A csillagsűrűséget a koncentráció maximuma körül egy     sugarú apertúrán belül vizsgáltuk  meg. A vizsgálathoz használt apertúra méretét a kontúrok alapján határoztuk meg. A csillagok sűrűségére az apertú
rán belül    csillag/négyzetívpercet kaptunk. Nagyon érdekes jelenség a sűrűségkontúrokon is jól kivehető űr, mit az U alakú rész

képez. Ennek a fényelnyelő rétegnek a mibenléte kérdéses, mélyebb infravörös illetve rádiómérésekre lenne szükség a felmerülő kérdések megválaszolására. Ez a jellegzetes U forma megfigyelhető a 21. ábrán Ez az a sáv, mely teljesítette a Cohen féle parabolikus 21. ábra A csillagok eloszlására készített nebulát, melynek a centrumában található sűrűségkontúrok 2D-s ábrázolása a csillagok sűrűsödése. 0.07 0.06 0.07 0.05 0.06 0.04 0.05 0.03 0.04 0.02 0.03 0.01 0.02 0 0.01 0 60 60 80 100 120 140 160 x 180 80 100 120 140 160 180 200 200 y 22. ábra A csillagok eloszlására készített sűrűségkontúrok 3D-s ábrázolása 23 A szín–szín, szín–fényesség diagramok vizsgálatának eredményei Dec J-H A PMS-csillagok illetve a vörösödött csillagok jól megfigyelhetőek a régió szín–szín diagramján (23. ábra) Az Sh2-168 szín–szín diagramjával (16 ábra) összehasonlítva

megállapítottuk, hogy az RNO 4 esetén a PMS-csillagok job3 ban vörösödtek, ugyanis a 2.5 vörösödési sáv mentén nagyobb tartományban szóród2 nak. Ezt a nagy mértékű ex15 cesszust valószínűleg egy sötétebb fényelnyelő felhő hozza 1 létre, mely meg is figyelhető 0.5 a központi sűrűsödésen kívül. Ennek akkora az extinkciója, 0 hogy csak a legfényesebb, leg-0.5 vörösebb csillagok látszanak. A színes kép alapján (19. ábra) -1 -0.2 0 0.2 0.4 0.6 0.8 1 1.2 a nebula kompakt, és valóH-K színűleg az egész régiót sike23. ábra Az RNO 4 szín–szín diagramja rült megfigyelnünk. A szín– szín diagramon látható, hogy  

  
 színindexig előfordulnak. A fősorozati csillagok már a csillagok kompaktabban helyezkednek el a ZAMS-hoz közelebb, és kevesebbnél mérhető vörösödés. A csillagok térbeli eloszlását megfigyelve látható, hogy 59.74 az infravörös excesszussal ren59.72 delkező csillagok a kép

közepén sűrűsödnek (24. ábra) 59.7 Mind a PMS, mind pedig a fősorozati csillagok vonalakba 59.68 rendeződve látszanak a látó59.66 térben. Ez alátámasztja a csillagkeletkezésnek azt az el59.64 méletét, mely szerint a progenitor felhők kezdetben „fi59.62 lamentumokba” rendeződnek. A halmaz CMD-jére nehéz 59.6 16.85 16.8 16.75 16.7 16.65 16.6 16.55 lenne ZAMS-ot illeszteni, miRa vel a legtöbb belső csillag PMS 24. ábra A csillagok elhelyezkedése a térben csillag, a fősorozatiakra pedig nehéz vörösödést becsülni a halmaz mélyen beágyazott volta miatt. Ezért az ábrázolt CMD-n csak a pontok szórá24 K sát szemléltetjük. A régió vizsgálatához mélyebb felvételekre lenne szükség A szórás esetleg annak is betudható, hogy valójában itt több, elkülöníthető korú és távolságú csillagcsoportosulásról van szó. A belső területen a PMScsillagok arányára a felső becs6 lés 68,42 %, az alsó becslés pe7 dig 59 %.

Ez az arány igen 8 magas, és alátámasztja azt a 9 tényt, hogy a maximum kör10 nyékén még mindig jelentős a csillagképződés. A halmazon 11 kívüli területre ez a két arány 12 28 % illetve 27,8 %. Ezekből 13 a számokból arra következte14 tünk, hogy egy kompakt, ke15 vés csillagból álló fiatal asszociációról van szó. 16 -0.2 0 0.2 0.4 0.6 0.8 1 1.2 A központi területen lévő H-K csillagok korát a PMS-csillagok 25. ábra Az RNO 4 CMD-je (a színkód a 23 ábrának arányából körülbelül 2 millió megfelelő) évre becsüljük. Ez körülbelül a Taurus halmaz korával azonos. 25 3.3 Sh2-187 26. ábra Az Sh2-187 HII régió JHK színes kompozit képe Az  Sh2-187 (   
  
,         ) egy HII régió mely a Cassiopeia csillagképben található. A területet először Sharpless (1959) katalogizálta. A HII régió nagy kiterjedésű nebuláris objektum, mely erős rádiósugárzást bocsájt ki. Készültek a

tartományról spektrofotometriai ill CO mérések (Fich és Blitz, 1984). Ezekből kinematikai távolságbecslést adtak, illetve valódi átmérőt, galaktikus centrumtávolságot, és galaktikus síktól való tá  volságot. Ezeknek az értékei:
 
 
,


 
   
 
,      

 
 ,  
    és     . A területen 2 IRAS forrás is található. Ezeknek a spektrális energiaeloszlása megtalálható Chan (1995)-ben.  27. ábra Az Sh2-187 az égbolton 26 A legnagyobb felmérést Joncas és mtsai. (1992) végezték a HII régióról Optikai tartományban (BVR szűrők), H Fabry-Perot interferometriával és rádió tartomány ban (kontinum és HI vonal 21cm-nél, CO) is megvizsgálták. A régió kinematikus 
korát   évnek becsülték. Ez a később részletezendő PMS-csillagok arányából kiszámolt kortól jelentősen eltér A HII régiónak a képe az 1,4 GHz-es tartományon illetve az optikai

tartományon jelentősen eltér, mely arra utal, hogy a sugárzó objektumok még be vannak ágyazódva a szülő felhőbe. Az ionizált anyag mennyiségének (   ) előállításához egy B0 tipusú csillag szükséges. Érdekessé teszi a HII régiót, hogy körbeveszi egy nagy tömegű (    ) inhomogén eloszlású HI terület. Ez egy ÉNY-DK vonal mentén helyezkedik el. A molekulafelhő körülbelül egy fokos átmérőjű területen mérhető, míg az infravörös sugárzás csak a belső 35’-es területen Az erős abszorpciós vonalak valószínűsítik a régiót övező molekulafelhő jelenlétét. A bipoláris kifújások illetve mézer források a csillagkeletkezésre utalnak a HII régióban A H eloszlását mutatja a 28. ábra. A maximuma körülbelül 1’-cel ÉK-re van az infravörös sugárzásnak a maximumától Az ábrán egy nyíl mutatja a HII-t legvalószínűbben gerjesztő csillagot. A legfényesebb csillagok alapján (26 ábra) nem nehéz

beazonosítani a régió elhelyezkedését a színes képen. A H kiterjedése körül


 belül 
  . A HII régió maga körülbelül 9’-es átmérőjű, azaz kicsit nagyobb csak, mint  a mi látómezőnk (
 ). Blair és mtsai. (1975) egy   
  -es CO régiót mutattak 28. ábra A H eloszlása (Joncas és mtsai (1992) ki. Bally és Lada (1983) nagy sebességű molekulákat mértek a molekulafelhő középső tartományából. Sűrűségvizsgálatok eredményei    
  
,       
 égi koordináA legsűrűbb része a halmaznak a  tánál van. A csillagok sűrűségét egy   nagyságú sugáron belül vizsgáltuk meg  A csillagsűrűség    csillag/négyzetívperc-nek adódott. Felhasználva a korábbi
 távolságbecsléseket a csillagok felületi sűrűségére 127 csillag/ -et kaptunk. 27 0.08 0.07 0.06 0.05 0.04 0.03 0.02 0.01 0 0.08 0.07 0.06 0.05 0.04 0.03 0.02 0.01 0 200 180 60 160 80 140 100 x (a)

2D 120 120 140 100 160 y 80 180 200 60 (b) 3D 29. ábra A csillagok eloszlására készített sűrűségkontúrok 2D illetve 3D-s ábrázolása A szín–szín, szín–fényesség diagramok vizsgálatának eredményei A halmaz sűrűsége erősen növekszik a régió közepében. A nebuláris rész nyúlványokban folytatódik DK irányban A legdélkeletibb résznél csak vörös színű csillagokat találunk Mivel a csillagok láthatóan nem egy centrum körül koncentrálódnak, ezért itt nem könnyű a szín–szín diagramon elkülöníteni a különböző területek csil


-en legjobban látható csillagok a kép közepén, illetve a DK-i részen lagait. A csoportosulnak. A teljes látómezőre elkészített szín–szín diagram látható a 30 ábrán A csillagok a vörösödési vektor irányába szóródnak az egyes sávokon belül. Az összes csillagnak körülbelül a fele rendelkezik infravörös színexcesszussal. A kékkel jelölt csillagok nem

egyenletesen szóródnak a térben, hanem sávokon belül helyezkednek el. Ezek a csillagok a szín–szín diagramnak olyan helyén tartózkodnak, ahol elméletileg nem helyezkedhetne el csillag. Ez is mutatja, hogy a HII régión belül a változó mértékű extinkció miatt az asszociációk paramétereit nehéz megállapítani. A fősorozati (zöld) csillagok 87 %-a a belső területen kívül 30. ábra Az Sh2-187 szín–szín diag- helyezkedik el ramja 3 2.5 2 J-H 1.5 1 0.5 0 -0.5 -0.5 0 0.5 1 1.5 2 H-K 28 61.92 61.9 61.88 Dec 61.86 61.84 61.82 61.8 61.78 20.95 20.9 20.85 20.8 Ra 20.75 20.7 20.65 6 8 K 10 12 14 16 -0.5 0 0.5 1 1.5 2 H-K 31. ábra Az Sh2-187 koordináta illetve szín–fényesség diagramja A CMD-re a Fich és Blitz (1984)-ben szereplő távolságértékből számított távolságmodulussal eltolt ZAMS-ot ábrázoltuk (Siess és mtsai. 2000), melynek értéke:

   Az illesztéshez szükséges színex 

 .  cesszus  
    . Ez a színexcesszus ahhoz képest kevés, hogy a szín–szín diagramon jól kivehető a csillagok vörösödése. Viszont megfigyelhető, hogy az  
      -tal eltolt ZAMS is illeszkedik egy fősorozati csillagokból álló csoportra. Érdekes kérdés, hogy a sűrűsödéstől délre található csillagok nélküli űr esetleg egy sötét felhő-e, vagy egyszerűen arról van szó, hogy a nebuláris rész odáig nem terjed ki. Mivel a csillagok nagy százaléka nem látszik vagy a J-s vagy a K-s felvételeken, ezért csak becslést tudunk adni arra, hogy a megfigyelt csillagoknak valójában hány százaléka PMS csillag. Ebből arra következtettünk, hogy a halmaz biztosan fiatalabb 3 millió évnél. A szín–szín diagramok elemzése és a csillagok térbeli eloszlása alapján az Sh2-187 HII régió belsejében nagy valószínűséggel egy beágyazott halmaz található. 29 3.4 LW Cas (RNO 11) 32. ábra Az LW Cas JHK

színes kompozit képe Az LW Cas szintén a Cassiopeia csillagképben (33. ábra) található nebula (   

 
  ,        ). Elsőként Herbig említette, hogy az infravörös hullámhossztartományban is érdemes megvizsgálni az objektumot Formája egy érdekes alakú parabola, melynek a csúcsában egy erős infravörös forrás van. Közel van a nagyon fényes IC 1848 emissziós nebulához. Cohen (1980) szélessávú infravörös mérést végzett a területen. Az eddigi mérések arra utalnak, hogy egy korai B V spektráltípusú csillag található az LW Cas-nál, az IC 1848 távolságában (d = 2,7 kpc) (Georgelin és Georgelin, 1970). Persi és mtsai. (1994) egy H O mézert találtak a terület irányában, amelynek a luminozitására    -t mértek, míg az átmérőjére 2,3 kpc-et becsültek.
33. ábra Az LW Cas az égbolton 30 0.045 0.04 0.035 0.03 0.025 0.02 0.015 0.01 0.005 0 200 180 0.045 0.04 0.035 0.03 0.025 0.02 0.015 0.01 0.005 0

160 140 120 60 y 80 100 100 120 140 80 160 x (a) 2D 180 60 200 (b) 3D 34. ábra A csillagok eloszlására készített sűrűségkontúrok 2D illetve 3D-s ábrázolása Sűrűségvizsgálatok eredményei A csillagok vetületi sűrűségének eloszlását a korábbiakhoz hasonlóan a simított kernel
 

 , módszerrel határoztuk meg. A sűrűségkontúroknak a maximuma a           
   égi koordinátánál található. A csillagok vetületi sűrűségét téglalap apertúrán belül vizsgáltuk meg a sűrűségeloszlás alakja miatt. apertúra   A téglalap



 
    ÉK-i illetve DNY-i sarkai a:     ,       ,            koordináták voltak. A csillagok sűrűsége ezen belül 4,64 csillag/négyzetívperc Az eloszlás az előzőekkel ellentétben nem egy középpont köré sűrűsödik, hanem több csúcs is megfigyelhetó. A legmagasabb csúcs egy „téglalap” alakú

sűrűsödésben található. A 34 ábrán látható sűrűségkontúrokat a K szűrős azonsítások alapján csináltuk, így az egyes csúcsok jól mutatják az infravörös források csomósodását Felhasználva a korábbi távolságbecsléseket a csillagok felületi sűrűsége
 loszlására 7,13 csillag/ -et kaptunk. 31 A szín–szín, szín–fényesség diagramok vizsgálatának eredményei 2.5 2 J-H 1.5 1 0.5 0 -0.2 0 0.2 0.4 0.6 0.8 1 1.2 1.4 H-K 60.76 60.74 60.72 Dec 60.7 60.68 60.66 60.64 60.62 44.55 44.5 44.45 44.4 Ra 44.35 44.3 44.25 8 9 10 K 11 12 13 14 15 16 -0.5 0 0.5 1 1.5 H-K 35. ábra Az LW Cas szín–szín, koordináta illetve szín–fényesség diagramja A szín–szín diagramon elkülöníthető az infravörös excesszussal rendelkező csillagok (35. ábra első diagramja); ezeket a vörös pontok jelölik mind a három ábrán. Ezek nagy mértékű szórást mutatnak a vörösödési sáv

mentén a szín–szín diagramon Ez mutatja, hogy a PMS-csillagok nem csak infravörös excesszussal rendelkeznek, hanem a színük is eltolódik a beágyazottság miatt. A fősorozati csillagok (zöld) ezzel ellentétben a ZAMS alján koncentrálódnak, és megfigyelhető, hogy a térben egyenletesen szóródnak. A PMS-csillagok viszont jól láthatóan a nebuláris részek mentén helyezkednek el. Ezek és a korábbi mézeres mérések alapján nagy bizonyossággal állíthatjuk, hogy ezen a területen jelenleg is zajlik a csillagképződés. A CMD-re a Siess és mtsai. (2000) által számított szoláris fémességű ZAMS-ot illesztettünk Az illesztés távolságmodulusát a Georgelin és Georgelin (1970) által megállapított tá
  volságértékből számoltuk ki (

    ). 
-val kellett Az illesztéshez  
    „vörösítenünk” a ZAMS-ot, mely jól követi a fősorozati csillagok vonalát. A PMS-csillagok a csillagkeletkezési elméletek által

jósolt helyen vannak. A fősorozati csillagok (35 ábra középső panel) láthatóan egyenletesen szóródnak, viszont a CMD-n nem. Ezek alapján feltételezhető, hogy az egész látómező a régióhoz tartozik, viszont a csillagképződés már csak a központi részen zajlik. 32 3.5 BFS31 36. ábra A BSF31 HII régió JHK színes kompozit képe A BFS1-et először Blitz, Fich és Stark katalogizálta (Blitz, Fich & Stark 1982). A régióról készültek mérések a rádiótartományban is, melyek H O mézert mutattak ki irányába (Palagi 1993). Chan és Fich
a HII régió távolsá
 gát        -re becsülte (Chan & Fich, 1995). A területről érkező összluminozitás          . Az átmérőjét mindegy   re becsülték az égbolton A régió a színes kép alapján is kompaktnak mondható, és pár tagból álló asszociáció található a közepén. A nebuláris rész közepén egy nagy fényességű kék színű csillag

található, melynek a „ködösödéséből” arra következtetünk, hogy valószínűleg a HII régiónak tagja, esetleg az ionizáló forrás. Alábbiakban ennek az asszociációnak a tulajdonságait állapítjuk meg.
37. ábra A BFS31 az égbolton
33 0.07 0.06 0.07 0.06 0.05 0.04 0.03 0.02 0.01 0 0.05 0.04 0.03 0.02 0.01 0 200 180 160 200 140 180 120 160 140 x (a) 2D 100 120 100 y 80 80 60 60 (b) 3D 38. ábra A csillagok eloszlására készített sűrűségkontúrok 2D illetve 3D-s ábrázolása Sűrűségvizsgálatok eredményei
 

  A csillagok vetületi s űr űségeloszlásának a maximuma a     ,           égi koordinátánál található. A sűrűségkontúrok alapján a beágyazott hal
     -et kaptunk. Ezen apertúrán belül a K szűrős források sűrűsége: maz átmérőjére   
 csillag/négyzetívperc. Felhasználva a korábbi távolságbecsléseket a csilla
 gok felületi

sűrűségére 14,18 csillag/ -et kaptunk. Látható, hogy a források a színes kompozit képpel összhangban egy sűrűsödési csomóponttal rendelkeznek. Mellékkoncentrciók nem jelentkeznek, és az infravörös források nagy része a 36 ábra alapján a vizsgált apertúrán belül helyezkedik el. A szín–szín, szín–fényesség diagramok vizsgálatának eredményei A szín–szín diagramon elkülöníthetőek az infravörös excesszussal rendelkező csillagok. Az összes detektált csillagnak csak 24 %-a PMS-csillag (vörös), de ezeknek 36 %-a
     -tól a vizsgált apertúrán belül található. A PMS-csillagok színindexei   -ig terjednek, és nagyobb szórást mutatnak a 39(a). ábra vörösödési irányába, mint a fősorozati csillagok (zöld), azaz ezen csillagok beágyazottak a nebulába. A legtöbb csillag a ZAMS vörösödési zónáján belül található a szín–szín diagramon. A közeli infravörös források sűrűsödése

alátámasztja a beágyazott halmaz létezését (39(b). ábra) A központi területen kívül a PMS csillagok aránya jelentősen csökken A belső területen a csillagoknak 57 %-a rendelkezik infravörös excesszussal, míg kívül ugyanez az arány 18 %. Ezzel a halmaz korára egy 2 millió éves felső becslést tudunk adni. A fősorozati csillagok eloszlása a látótérben nem mutat struktúrát, azaz ha eset34 legesen a régióból eredeztethetőek, akkor már a rendszer „kidobta” magából. Ezek esetleg utalhatnak egy „elpárolgó” külső, fősorozati csillagokat tartalmazó rétegre, és egy belső, csillagbölcső fázisban lévő magra. A szín–fényesség diagramon (39(c). ábra) a Siess és mtsai (2000) által számított nullakorú fősorozatot illesztettük a Chan és Fich (1995) által becsült távolságmodulussal és az általam becsült  
   

színexcesszussal. Jól lát(a) szín–szín diagram  ható, hogy a ZAMS szépen

illeszkedik a fősorozati csillagok (zöld) pontjaira. A szín–szín diagramon fizikailag nem értelmezhető helyen lévő (kék) csillagok a diagram alján, azaz a halvány csillagok tartományában helyezkednek el. Ez azt jelenti, hogy ezen csillagok halványak, így pontos fotometriai mérésük nehéz, így érthető, hogy a szín–szín diagramon le(b) Koordináta ábra het találni csillagokat abban a pozícióban is. A PMS-csillagok a ZAMS jobb oldalán egyenletesen szóródnak, ahová az asztrofizikai modellek helyezik őket. 2 1.5 J-H 1 0.5 0 -0.5 -0.2 0 0.2 0.4 H-K 0.6 0.8 1 55.02 55 54.98 Dec 54.96 54.94 54.92 54.9 54.88 51.35 51.3 51.25 51.2 51.15 51.1 Ra 10 11 K 12 13 14 15 16 -0.2 0 0.2 0.4 H-K 0.6 0.8 1 (c) szín–fényesség diagram 39. ábra A BFS31 szín–szín, koordináta illetve szín– fényesség diagramja 35 3.6 Sh2-209 40. ábra Az Sh2-209 nevű HII régió JHK színes kompozit képe 41. ábra A

Sh2-209 az égbolton Az Sh2-209 számú nebuláról napjainkig nagyon kevés megfigyelést végeztek, és azokat se a közeli infravörös hullámhossztartományban. A nebula ködös jellege az optikai hullámhossztartományban is egyértelműen látszik. A hozzá kapcsolódó molekulafelhő egészen   -ig kinyúlik a központi régiótól (Blitz, Fich & Stark 1982). A terület irányába végzett rádiómérések kimutatták a víz jelenlétét, mely alátámasztja a csillagkeletkezés tényét (Cesaroni és mtsai. 1988). A
régió figyelemre méltó távolságát (  
  , (Ghosh és mtsai. 2001) figyelembevéve


  -nek adódik. a valódi átmérője A ga

laktocentrikus távolsága    (Ghosh és mtsai. 2001) 36 0.12 0.12 0.1 0.1 0.08 0.08 0.06 0.06 0.04 0.04 0.02 0.02 0 0 60 80 100 120 140 y 160 180 200 (a) 2D 60 80 100 120 140 160 180 200 x (b) 3D 42. ábra A csillagok eloszlására készített sűrűségkontúrok 2D

illetve 3D-s ábrázolása Sűrűségvizsgálatok eredményei A csillagok a 42. ábra alapján láthatóan két sűrűsödésben helyezkednek el Ezek közül a látómező közepén található a sűrűbb, és tőle DNY-ra egy másik. A  található
           ,      . A csillagok vetületi főcsúcsnak a koordinátái:     sűrűségét egy     -es sugarú apertúrán belül vizsgáltuk meg. A csillagsűrűségre ezen területen belül      csillag/négyzetívpercet kaptunk Felhasználva a
 korábbi távolságbecsléseket a csillagok felületi sűrűségére 11,5 csillag/ -et kaptunk. A második csúcs fizikai kapcsolata a főcsúccsal nem biztos, azaz lehet, hogy térben elkülönülnek. A szín–szín, szín–fényesség diagramok vizsgálatának eredményei  Méréseink szerint a csillagok  %-a mutat közeli infravörös excesszust (43(a). ábra) Ezek a csillagok a terület közepe felé sűrűsödnek (43(b). ábra),

mely alátámasztja a beágyazott halmaz jelenlétét az Sh2-209 nebulában A szín–szín diagramon jól láthatóan vannak nagy vörösödésű pontok is, mely a csillagok beágyazott voltát igazolja. A fősorozati csillagoknál kisebb mértékű szórást lehet tapasztalni a szín–szín diagramon A koordináta ábrán (43(b). ábra)látszik nagyon jól, hogy az infravörös excesszussal rendelkező csillagok erőteljesen koncentrálódnak a középpontban A fent említett apertúrán belül a csillagok több, mint 88 %-a PMS csillag, azaz e területen nagyon aktív a csillagképződés, így a beágyazott halmaz 2 millió évnél biztosan fiatalabb. 37 2 1.5 J-H 1 0.5 0 -0.5 -0.2 0 0.2 0.4 0.6 H-K 0.8 1 1.2 1.4 (a) szín–szín diagram 51.24 51.22 51.2 Dec 51.18 51.16 51.14 51.12 51.1 62.9 62.88 62.86 62.84 62.82 62.8 Ra 62.78 62.76 62.74 62.72 62.7 (b) Koordináta ábra 8 9 10 K 11 12 13 14 15 16 -0.2 0 0.2 0.4 0.6 H-K

0.8 1 1.2 1.4 (c) szín–fényesség diagram 43. ábra A Sh2-209 szín–szín, koordináta illetve szín– fényesség diagramja 38 Érdekes, hogy a zöld színnel jelölt fősorozati csillagok teljesen egyenletesen, míg a nehezen kimérhető, fizikailag a szín–szín diagramon lehetetlen helyen található kék színnel jelölt csillagok csak a képmező DNY-i részén vannak. A pontos fényességmérést a nebuláris köd teszi lehetetlenné. Érdekes még megfigyelni a PMS csillagok láncolatát, amely a központi régióból nyúlik ki. A Siess és mtsai. (2000) által számított ZAMS-t illesztve a CMD-re a Ghosh és mtsai. (2001) által megadott távolságra, épphogy érinti a ZAMS teteje a CMD alját (43(c). ábra) Ez több dolgot is jelenthet. A legegyszerűbb magyarázat az, hogy a Ghosh és mtsai. által megadott távolságérték nem helyes. Megjegyeznénk, hogy a színexcesszus is ismeretlen, így a helyes távolságérték meghatározása még nehezebb!

3.7 W3 44. ábra A W3 nevű csillagkeletkezési HII régió JHK színes kompozit képe A nyilak a Bica és Dutra által megállapított 3 központot mutatják 45. ábra A W3 az égbolton A W3 (/W4/W5) HII gázkomplexum a csillagkeletkezéssel foglalkozó kutatások gyakori célpontjai. A W3/W4/W5 egy HII „láncot” alkot, melyet valószínűleg a Cas OB6 asszociáció tagjai ionizálnak. Valódi átmérője mintegy 150 pc. A HII régió a Perseus spirálkarban található A kezdeti csillagképződések szelei és ionizációs kiáramlásai valószínűleg másodgenerációs OB csillagképződést is gerjesztettek (Lada és mtsai 1978). Elméletek szerint a W3-nál megfigyelhető csillagkeletkezést a W4 tágulása indította be. A múltbeli nagy mértékű csillagkeletkezés ellenére a mai napig maradtak nagy tömegű molekulafelhők, így feltételezhető, hogy még most is zajlik csillagképződés. A W3-ban mintegy  M -nyi intersztelláris anyag található,

mely körülbelül 60 pc-es átmérjű régión belül terül el. A legtöbb detektálható csillag kevesebb, mint két M  -nyi 39 A régió távolsága 2,4 kpc (Megeath 1994). Megeath és munkatársai (1996) mérései szerint a régió tagjai különböző korúak, 0,3-tól 1 millió évig. Bica és Dutra (2003) három különböző területet különböztet meg a HII régióban Ezeket jelöljük a színes kompozit képen (44. ábra) A régió legbelsejében egy OB asszociáció keletkezése figyelhető meg (Ojha és mtsai. 2004) Megeath és mtsai (1996) kimutatták, hogy legalább nyolc darab különálló HII régió található a W3ban. A legérdekesebb része a W3 IRS 5 amely egy mélyen beágyazott dupla infravörös forrás (46. ábra) Ez legfényesebbnek 20
-en látszik 46. ábra Az infravörös források a lá- és 2,2
alatt még nem detektálták Teljes fé tómezőben nyessége 2 - 5    . Az IRS 5 valószínűleg egy nagyon fiatal, nagy tömegű

tagokból álló kettősrendszer. A legutóbbi vizsgálatok (Claussen és mtsai 1994) hat darab különálló hiperkompakt HII régiót mutattak ki az IRS 5 helyén, mely arra utal, hogy valójában 6 darab nagyon fiatal B csillag asszociációjáról van szó. Csillagkeletkezési elméletek alapján a régiók kompaktságából következtetve a koruk biztosan kevesebb, mint 0,3 millió év (Wood & Churchwell 1989). Nagy fényességéből illetve kompaktságából arra következtettek, hogy ez a W3 legfiatalabb területe. A beágyazott halmazok jelenlétét ezeknél a régióknál már bizonyították (Tieftrunk és mtsai. 1998, Deharveng és mtsai 1997, Megeath és mtsai 1996, Hodapp 1994, Carpenter és mtsai. 1993)
Sűrűségvizsgálatok eredményei  

      , A W3 szemmel láthatóan több helyen is s űr űsödik. A főmaximum a     
     égi koordinátáknál található. A 47(a) ábra alapján még további 3 mellékkoncentrációt

azonosíthatunk. Ezek rendre a: -1:+1, 0:0 illetve +1:-2 koor

    
     ;  dinátáknál találhatóak. A koncentrációk a    ,        

      ,   
 
  ;  

 
   ,   
     égi koordinátáknál helyezkednek el. A 44 ábrán látszik, hogy a terület északi részén elhelyezkedő három koncentráció mindegyike erősen vörösödött Ez arra utal, hogy mélyen be vannak ágyazódva a szülőfelhőjükbe és valószínűleg egymással kapcsolatban állnak. A három régió kinagyított képe látható a 46 ábrán A déli részen található negyedik csillagcsoport tagjai kisebb mértékű vörösödést mutatnak. Az egyes régióknál megállapított csillagsűrűségek régiók szerinti sorrendben a következők: 24,76; 15,77; 13,60; 11,21 csillag/négyzetívperc. A korábbi távolságértékeket felhasználva a
 csillagok felületi sűrűségére rendre: 50,8; 32,37; 27,94; 23,00 csillag/

-et kaptunk. 40 ’fort.41’ 0.08 0.07 0.06 0.05 0.04 0.03 0.02 0.01 0 0.08 0.07 0.06 0.05 0.04 0.03 0.02 0.01 0 200 180 160 140 120 y 100 200 180 80 160 140 120 100 80 60 60 x (a) 2D (b) 3D 47. ábra A csillagok eloszlására készített sűrűségkontúrok 2D illetve 3D-s ábrázolása A szín–szín, szín–fényesség diagramok vizsgálatának eredményei 3 2.5 2 J-H 1.5 1 0.5 0 -0.5 -0.5 0 0.5 1 1.5 H-K 48. ábra Az W3 szín–szín diagramja 41 2 A halmaz szín–szín diagramján jól láthatóan nagyon sok az infravörös excesszussal rendelkező csillagok száma. A látóirányba azon csillagok közül, melyek látszanak mindhárom színben, 102-nél mértünk összesen infravörös színtöbbletet. (48 ábra) A vörösödés a halmazon belül nagyon
  erős, mint látjuk a    -tól

 -ig is felvesz értékeket. Ez legfőképp a PMS (vörös) csillagoknál jelentkezik, mint várható, ők vannak a legjobban

beágyazódva. A fősorozati (zöld) csillagoknak kisebb tömörülése látható a ZAMS mentén (48. ábra), ezek a kevésbé vörösödött fő- sorozati csillagok. Megjegyezzük, hogy a csillagok nagy százaléka csak a K szűrőben látszik, illetve J-ben szinte csak a csillagoknak kevesebb, mint 1/3-a. A PMS-csillagok sűrűsége nagyobb a nebula közepén (49. ábra 1 panel) A halmaz déli részénél sok fősorozati csillag található, melynek valószínűsíthető oka az, hogy a halmaz déli illetve északi részének más a kora! Ez alátámasztaná Megeath és munkatársainak (1994) az eredményét! A 49. ábra második panelén szintén Siess és mtsai (2000) által számított ZAMS van feltüntetve A ZAMSot az Imai és mtsai (2000) által becsült távolságmodulussal toltuk el, fel  tételezve, hogy  
     . A ZAMS egy vékonyabb fősorozati csillagokból álló csoportra illeszkedik szépen, de ezen kívűl a fősorozati csillagoknak nagy

mértékű szórása tapasztalható, ami a differenciális vörösödésnek tudható be. A PMS-csillagok nagy tartományon belül szóródnak a CMDn. A sűrűségkontúroknál említett négy régión belül a PMS-csillagok aránya rendre: 58%, 50%, 81%, 42%. Ez is jól mutatja a korkülönbséget a halmaz egyes területein belül. A 49. ábra harmadik paneljén látható színezés nem egyezik meg a korábbiakkal Itt a három színnel a Bica és Dutra (2003) cikkben megjelölt koordináta köruli területek CMD-i vannak ábrázolva (régió1, régió2, régió3). Az első régió elkülöníthető a második kettőtől, de a második kettő eléggé kevert ábrát mutat. A három megadott régiónál több különíthető el vizuálisan a CMDn. A csillagok ezen elhelyezkedésére a 49. ábra Az W3 koordináta illetve szín– CMD-n több magyarázat kínálkozik. A fényesség diagramjai régiók el lehetnek különítve akár térben is, és koruk nem feltétlen egyezik meg!

62.16 62.14 62.12 Dec 62.1 62.08 62.06 62.04 62.02 36.55 36.5 36.45 36.4 Ra 36.35 36.3 36.25 0 0.5 1 H-K 1.5 2 2.5 0 0.5 1 H-K 1.5 2 2.5 8 9 10 K 11 12 13 14 15 16 -0.5 8 9 10 K 11 12 13 14 15 16 -0.5 42 3.8 NGC 7538 Az NGC 7538-as HII régió vizsgálatánál csak a FLAMINGOS felvételek redukálása illetve kiértékelése volt a feladatunk, ugyanis a korábbi méréseket témavezetőnk dolgozta fel. Dolgozatunkban így a FLAMINGOS mérések eredményeire tesszük a hangsúlyt, a korábbi mérések eredményeit csak röviden ismertetjük 50. ábra Az NGC 7538 HII régió (Balog és mtsai 2004) Az NGC 7538 HII régió a Perseus spirálkarban helyezkedik el. Valószínűleg a Cas

siopeia OB 2 csoport tagja. Távolságát korábbi mérések   -re teszik (Blitz és mtsai, 1982; Campbell & Persson, 1988). A területről készült korábbi mérések különböző hullámhossztartományon bizonyították a csillagképződés

tényét A mérések egészen a szubmilliméteres tartománytól (Momose és mtsai, 2001) az optikai tartományig ter . A FLAjedtek A FLAMINGOS infravörös kamerával az elért határmagnitudó  MINGOS felvételeken közelítően 9000 csillagot sikerült azonosítanunk. A lefedett terület összesen  836 négyzetívmásodperc. A mozaik kép közepe az  
    
,   
    égi koordinátára lett állítva.  Sűrűségvizsgálatok eredményei A korábban részletezett sűrűségvizsgálatot elvégeztük az NGC 7538-ra is. A FLAMIN  GOS méréseknél az alkalmazott simítási hossz  volt. Az összehasonlítás végett csak a három vizsgálat által közösen lefedett területet vettük figyelembe. A csúcsok elhelyezkedése egymás utáni mintázatot mutat Ezt a mintázatot először McCaughrean és mtsai. (1991) fedezték fel Ők három sűrűsödést különítettek el Állításuk szerint 43 a három terület három különböző korú

asszociációt takar az alábbi megosztásban: A három elkülönített kondenzáció egy ÉNY-DK vonal mentén helyezkedik el úgy, hogy a legidősebb az ÉNY-i részen található, a legfiatalabb pedig a DK-i részen. Az ÉNYi csoportosulást diffúz HII régióként tartják számon, a középső tartományt kompakt IR-magként míg a DK-i területet kevésbé kompakt IR reflexiós nebulaként. Magyarázatuk erre az, hogy a DK-i terület ugyanabból a molekulafelhőből, de külön és később keletkezett, mint az ÉNY-i. 51. ábra A csillagsűrűségkontúrok A sűrűségkoncentrációk alakja illetve megfigyelhetősége függ a megfigyelési határmagnitudótól, a hullámhossztól illetve az egyes felbontásoktól. A FLAMINGOS adatok kettő, nagyjából azonos sűrűségű területet sejtetnek (51. ábra). A megállapított csillagsűrűség 97 csillag/négyzetívperc. A szakirodalomban található távolságérték ezzel a felszíni csillagsűrűségre

146,5 csillag/pc -et ad A távolság hibája egy 2-4-szeres hibafaktort visz ennek az értékébe (Blitz és mtsai. 1982, Campbell & Persson 1988). A Trapézium adatait összevetve a mi adatainkkal, és hasonló abszolút határmagnitudóra skálázva a méréseket, egy nagyságrenddel kevesebb csillag találtunk az NGC  7538-ban. A Trapéziumban ez az érték 694 csillag/pc (Muench és mtsai 2002) Több lehetséges magyarázat van arra, hogy miért is függ a sűrűségkoncentráció a megfigyelési hullámhossztól illetve a határmagnitudótól. A legegyszerűbb magyarázat az, hogy gradiens van az extinkcióban Előfordulhat, hogy több különálló halmazról van szó, mely ugyanabban a felhőben keletkezett Egy másik lehetőség, hogy térben valójában (azaz tőlünk mért távolságban) is elkülönülnek a halmazok. A szín–szín, szín–fényesség diagramok vizsgálatának eredményei Korábbi mérések alapján a megállapított vörösödési

meredekségnek az értéke  
      (Balog és mtsai. 2004) A meredekség felhasználásával azono     sítva a PMS-csillagokat, azt az eredményt kapták, hogy több, mint a csillagoknak a fele (56%) rendelkezik infravörös excesszussal a halmaz legsűrűbb részénél. Az egész látómezőre vonatkoztatva ez az érték 37%. Az infravörös excesszusú csillagoknak körülbelül 34%-a van ezen a kis területen, mely az egész látómezőnek mindösszesen csak 8%-a. Ezek a számadatok alátámasztják a beágyazott fiatal halmaz jelenlétét az NGC 7538 HII régióban. A McCaughrean és mtsai. (1991) állítását ellenőrizendő, miszerint a csúcsok egy kor-szekvenciát alkotnak ÉNY-DK irányban Balog és mtsai. (2004) megvizsgálták az 44 egyes régiókon belüli PMS-csillagok arányát. Az arány a DK-i régióban a legmagasabb, míg az ÉNY-i régióban a legkisebb, és ez alátámasztaná az állítást A szín–fényesség illetve a szín–szín

diagramok a korábbi mérések alapján (Balog és mtsai. 2004) készültek (a SQIID illetve a STELIRCam infravörös kamerával) Ezeken elkülöníthetőek az előtér csillagok, melyen a kis mértékű vörösödés értékükkel közel helyezkednek el az ábrázolt ZAMS-hoz. Az illesztett ZAMS 2,1 kpc-es távolságot ad a csillagokra, mely alátámasztja, hogy előtércsillagok. A távolságértékre egy alsó becslés  lett megadva. Ehhez a 
 –  diagramon a ZAMS-ot a CMD kék széléhez illesz      tették. Az illesztéshez használt színexcesszus  
      volt, míg a  
 távolságmodulus    . Az ebből számolt távolságérték 2,1 kpc, amely ugyanakkora, mint az előtér csillagokra kapott A távolság pontosabb meghatározásához spektroszkópiai mérések szükségesek. Luminozitás-függvények N/deg2 Az egyes sűrűségkoncentrációkra külön-külön megvizsgáltuk az úgynevezett luminozitás-függvényeket (LF – Luminosity

Function), illetve a lehetséges kezdeti tömegfüggvényt (IMF – Initial Mass Function) (Muench és mtsai. 2000, Muench és mtsai 2003). A kezdeti tömegfüggvényekből a fizikai paraméterek segítségével reprodukálhatóak a luminozitás-függvények, csillagfejlődési és tömeg-luminozitás összefüggések segítségével. Mivel ezek az asztrofizikának mai napig kérdéses területei, ezért a kiindulási IMF-ek pontossága kérdéses A leggyakrabban használt luminozitás-függvény a K szűrős adatokra elkészített (KLF – K band Luminosity Function). A vizsgálatunk folyamán elkészítettük a halmaz   közepére vett   -os apertúrában elhelyezkedő csillagokra a KLF-et. Ezen kívül elkészítettük a McCaughrean féle csúcsok közül kettőre szintén Mivel az apertúrán belüli  csillagok száma nem volt kielégítő ahhoz, hogy szűk bineket vegyünk, ezért  -s binekkel dolgoztunk. A halmaz középpontjára elkészített KLF-nek a csúcsa

nagyjából   -val halványabb pozíciónál van, mint a háttérre elkészítettnek. A hisz40000 reg2 reg3 togramoknak az alakjai is más jelle35000 reg 1 outside gűek. A háttérnél a csúcs előtti emel30000 kedés nagy mértékű, míg a centrumra 25000 ez a profil lankásabb. Ha csak a 320000 as régióra készítjük el a KLF-et, akkor 15000 jól látható, hogy a csúcs halványabb 10000 5000 résznél van, és a halvány csillagokból 0 arányban több van (52. ábra) Vizsgá6 8 10 12 14 16 18 20 K[mag] latok kimutatták, hogy minél idősebb egy halmaz, a KLF-jének annál halvá52. ábra A K szűrős luminozitásfüggvény nyabb részénél van a csúcs (Muench, 2002). 45 6 6 slope = 0.25 σ = 0.06 5.5 6 slope = 0.35 σ = 0.06 5.5 5 5 4.5 4.5 4 3.5 log (N/deg2) 5 4.5 log (N/deg2) log (N/deg2) 5.5 4 3.5 4 3.5 3 3 3 2.5 2.5 2.5 2 2 1.5 2 1.5 8 10 12 14 K[mag] 16 18 1.5 8 (a) Az 1-es régióra slope = 0.37 σ = 0.07 10 12 14

K[mag] 16 18 (b) A 2-es régióra 8 10 12 14 K[mag] 16 18 (c) A 3-as régióra 53. ábra Az egyes régiókra elkészített KLF-ek Így ez alátámasztaná McCaughrean állítását, miszerint ez a régió idősebb csillagokat tartalmaz, mint a 2-es. A KLF-et az egész mintára is előállítottuk Ehhez a csillagokat három csoportra osztottuk: 1, A halmaz közepe; 2, A halmazon kívüli terület; 3, A halmaz körüli terület. A halmaz közepét a McCaughrean-féle régiókra tovább osztottuk (1991) Megszámoltuk a csillagokat az egyes régiókban és normáltuk az eredmé
 
  értékét K függvényében, mely megadja a nyeket. Így megkaphattuk a  halmaz illetve a halmaz körüli területek KLF-jének különbségének logaritumusát. Ha   az egész halmazt nézzük, akkor egy        meredekségű egyenes illeszthető.   A pontos illesztés érdekében csak a K  
  tartományra illesztettünk. A McCaughrean (1991) régiókra felosztva a

halmaztés elvégezve ugyanezeket a vizsgálatokat,

 
azt kapjuk, hogy az 1-esrégióra:      , a 2-es régióra:       míg
a 3-as régióra:       (53. ábra) Ez a differencia szintén alátámasztja azt az elképzelést, miszerint az 1-es régió fiatalabb a másik kettőnél. A KLF meredekségéből megbecsültük az IMF meredekségét (Lada és mtsai. 1993) Feltételeztük, hogy a csillagok egyszerre keletkeztek, hogy az IMF hatványfüggvény alakú, illetve, hogy a tömeg-fényesség reláció szintén hatványfüggvény alakú ( 
 ). Ekkor érvényes, hogy a KLF-nek a meredeksége:

 
  (18) Korai spektráltípusú csillagokra a értéke 2 körüli (Lada és mtsai. 1993) Ezzel az IMF nek a meredeksége    -nak adódik. Ha tudjuk az értékét, akkor az IMF-nek a kiintegrálásával megkaphatjuk a halmaznak a kezdeti össztömegét. Az integrálási határokat 1 M -től 120 M  -ig váltasztva, az NGC 7538 kezdeti

össztömege 790 M nek adódik. Ez nagyságrendileg akkora, mint az Orion nebuláé 46 Összefoglalás 2003 novemberében méréseket végzett témavezetőnk a Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Fred Lawrence Whipple Observatory 1,2 m-es távcsövével Arizonában. Célunk volt a Bica és Dutra (2003) által elkészített infravörös beágyazott halmazokat tartalmazó katalógusban található halmazok csillagairól a 2MASS-nál mélyebb és pontosabb méréseket végezni. Eddig összesen 25 halmazról készítettünk felvételeket Ezekből 13 halmazt már kielemeztünk, és a 13-ból a dolgozatban – terjedelmi okok miatt – 7 beágyazott halmazt mutatunk be 1 . A közeli infravörös (J,H,K) felvételekkel elkészítettük a területek színes kompozit képeit. A csillagok eloszlását simított sűrűségkontúrok segítségével megvizsgáltuk A különböző hullámhosszakon végzett mérések alapján megszerkesztettük a csillagok szín–szín illetve

szín–fényesség diagramjait. A szín–szín diagramokon elkülönítettük az infravörös excesszussal rendelkező csillagokat a fősorozatiaktól. Az FLWO-s mérések közül tíz régiónál megerősítettük a beágyazott halmaz jelenlétét A szín–szín diagramokból becslést adtunk a halmazok korára is. Ezeken kívül a dolgozatban bemutattuk a 2001 júliusában, az MMT 6,5 m-es távcsövével készült mérések eredményeit is. A felvételek az NGC 7538-as számú HII régió területén található beágyazott halmazról készültek. Az MMT-s mérések segítségével előállítottuk a terület K szűrős luminozitás függvényét. Modellek alapján készített luminozitás függvényekkel összehasonlítva, megbecsültük a beágyazott halmaz össztömegét. Az újonnan készített felvételek feldolgozása folyamatban van és tervezzük még több halmaznak a mérését is. A dolgozatban leírt eredmények közül a W3-mal, a BFS31-gyel, az Sh2-209-cal és

az NGC 7538-cal kapcsolatos eredményeket idén októberben posztereken bemutattuk a „Cores to Clusters” nevű konferencián, Portóban2 . Objektum Sh2-168 RNO4 Sh2-187 RNO11 BFS31 Sh2-209 W3 - 1 W3 - 2 W3 - 3 W3 - 4 
                                                            
                                                                                 r  [  ]   [  ]                                     10,40 – 127,60 7,50 14,19 11,15 50,80 32,37 27,94 23,00 12,72 6,21 11,56 4,64 12,75 14,08 24,76 15,77 13,60 11,21        d [kpc]   –            kor [M év] 3 2 3 – 2 2 <1 <1 <1 <1 2. táblázat Az eredmények összefoglalása 1 A többi területről készített színes felvételek

illetve diagramok megtalálhatóak a http://petra.hosuszegedhu/˜gaspi/irsurv internetcímen 2 A poszterek megtalálhatóak a http://petra.hosu-szegedhu/˜gaspi/poszterek internetcímen 47 Köszönetnyilvánítás Sok hálával tartozunk témavezetőnknek, Balog Zoltánnak, aki mindig segített, amikor elakadtunk, s jó témavezetőként irányított. Külön köszönettel tartozunk Dr Vinkó Józsefnek szakmai tanácsaiért és útmutatásaiért. Az eredmények kiértékelésében nyújtott segítségéért köszönet illeti Dr Scott Kenyon-t is A dolgozatunkban tett észrevételeiért köszönet illeti Dr Szatmáry Károlyt A családjaink inspiráló hatása nélkül valószínűleg nem tudtuk volna végigvinni a kutatást. 48 Hivatkozások [1] Barsony, M. et al: 1997, Astrophysical Journal Supplement, 112, 109 [2] Bally, J., Lada CJ: 1983, Astrophysical Journal, 265, 824-847 [3] Balog, Z. et al: 2004, Astronomical Journal, in press [4] Bertin, E., Arnouts, S: 1996,

Astronomy & Astrophysics Supplement Series, 117, 393 [5] Bertout, C. et al: 1988, Astrophysical Journal, 330, 350 [6] Bessel, M. S, Brett, J M: 1988, PASP, 100, 1134-1151 [7] Bica, E., Dutra, C M, Soares, J, Barbuy, B: 2003, Astronomy & Astrophysics, 404, 223-232. [8] Blitz, L.,Fich, M, Stark, A A,: 1982, Astrophysical Journal Supplement Series, 49, 183-206. [9] Campbell, B. & Persson, SE: 1988, Astronomical Journal, 95, 1185-1196 [10] Carpenter, JM.: 1997, Astronomical Journal, 114, 198-221 [11] Cesaroni et al.: 1988, Astronomy & Astrophysics Supplement Series, 76, 445-458 [12] Chan, G., Fich, M: 1995, Astronomical Journal, 109, 2611 [13] Chen, PS. et al: 1995, Astrophysical Journal Supplement Series, 100, 389-403 [14] Cohen, M.: 1980, Astronomical Journal, 85, 29-35 [15] Elias, J. H et al: 1982, Astronomical Journal, 87, 1029-1034 [16] Fich, M., Blitz, L: 1984, Astrophysical Journal, 279, 125-135 [17] Fruchter, A. S, Hook, R N: 2002, PASP, 114, 144-152 [18] Georgelin,

YP., Georgelin, YM: 1970, Astronomy & Astrophysics, 8, 117 [19] Ghosh, S. K et al: 2001, Journal of Astrophysics and Astronomy, 22, 173-185 [20] Gomez, M. et al: 1993, Astronomical Journal, 105, 1927-1937 [21] Grasdalen, G., Strom, SE & Strom, KM: 1973, Astrophysical Journal, 184, L53-L57 [22] Haisch, KE., Lada, EA, Lada, CJ: 2000, Astronomical Journal, 120, 1396-1409 [23] Haisch, KE., Lada, EA, Lada, CJ: 2001, Astrophysical Journal, 553, 153-156 [24] Henden, A. A & Kaitchuk, R H: 1982, Astronomical Photometry 49 [25] Imai, H. et al: 2000, Astrophysical Journal, 538, 751-765 [26] Joncas, G. et al: 1992, Astrophysical Journal, 387, 591-611 [27] Kenyon, S. J, Yi, I, & Hartmann, L: 1996, Astrophysical Journal, 462, 439 [28] Kenyon, S. J, Yi, I, & Hartmann, L: 1987, Astrophysical Journal, 323, 714 [29] Lada, Charles J. et al: 2000, Astronomical Journal, 120, 3162 [30] Lada, Charles J. & Adams, Fred C: 1992, Astrophysical Journal, 393, 278 [31] Lada, Charles J.,

Alves, J, Lada, EA: 1996, Astronomical Journal, 111, 1964 [32] Lada, Charles J. & Lada, EA: 1991, The formation and evolution of star clusters [33] McCaughrean, M. et al: 1991, Mem SAIt, 62, 715 [34] Megeath, S. T et al: 1996, Astronomy & Astrophysics, 307, 775-790 [35] Momose, M.: 2001, Astrophysical Journal, 555, 855 [36] Muench, AA. et al: 2002, Astrophysical Journal, 573, 366 [37] Ojha, D. K et al: 2004, Astrophysical Journal, 608, 2, 797-808 [38] Persi, P. et al: 1994, Astronomy & Astrophysics, 291, 577-594 [39] Sharpless, Stewart: 1959, Astrophysical Journal Supplement Series, 4, 257. [40] Siess, L., Dufour, E, Forestini, M: 2000, Astronomy & Astrophysics, 358, 593 [41] Stauffer, John et al.: 1994, Astronomical Journal, 108, 1375 [42] Wilking, BA. & Lada, CJ: 1983, Astrophysical Journal, 274, 698-716 [43] Wood, K. et al: 2002, Astrophysical Journal, 567, 1183 [44] Zinnecker, H. et al: 1993, Protostars and Planets III, 429-495 50