文 | 林深时见鹿
编辑 | 给孙上香
引言
进行了对W51中心区域的近红外观测，获得了J、H和K'宽带以及Brγ窄带的成像数据，涵盖了一个面积约为15平方公分的区域，中心位于W51 IRS 2附近，这个区域覆盖了整个H II区复合体G49.5-0.4。
还对该区域的一些选定天体进行了K波段的光谱观测。通过成像数据，探测到7000多个点源，并确定大约160个源与G49.5-0.4物理相关联。
根据光度数据估算了每个源的绝对J星等，并从Brγ图像上推测了H II区的年龄。结合年龄和激发星体的光度信息，估算了它们的初始质量，并得出了G49.5-0.4中大质量恒星的初始质量函数（IMF）。在10到30太阳质量范围内，IMF的斜率与场星的值1.8一致。
然而，在30太阳质量以上，恒星的数量存在过剩。也就是说，得出了一个上部偏重的IMF。将这些天体划分为四个与银河系平面平行的亚群。
最古老亚群的年龄估计为2.3百万年，而最年轻的亚群年龄在1百万年以内。最年轻的亚群中包含22颗O型恒星，其中17颗是在过去的0.8百万年内形成的。这个亚群的大质量恒星形成活动比任何其他可见的银河系H II区都要剧烈。
观测仪器和数据处理巨大分子云(GMCs)中孕育着大质量恒星，并形成恒星聚集体。它们通过紫外线的电离作用、恒星风以及超新星爆炸等方式与周围环境强烈地物理和化学相互作用。因此，对大质量恒星形成过程的研究不仅对恒星形成本身至关重要，对银河系的演化也具有重要意义。
大质量恒星在它们形成的GMCs中度过它们的青春期；因此，必须通过红外线或更长波长来研究年轻的大质量恒星。
恒星质量的出生频率分布，即初始质量函数，是研究恒星形成过程中最重要的参数之一。它包含了质量如何在原恒星云碎片之间分配以及这些过程如何取决于全局条件的信息。
太阳质量以上的恒星，IMF可以用幂律来近似，其中N是恒星数量，M是恒星质量，x是所谓的IMF斜率。
关于恒星IMF的确定已经得到了广泛的审查。他得出了2到10太阳质量范围内场星的IMF斜率为1.7±0.5，但在的审查中没有得出关于高质量场星IMF的明确结论。
导出了包括高质量恒星在内的场星IMF。
由于它们寿命短，大质量恒星较少。对于这样的恒星，最好研究星团或OB联合体的IMF。星团的实用性在于给定星团中的所有恒星具有大致相同的距离和年龄。
审查了一些星团的IMF，并得出在1到10太阳质量范围内IMF斜率为1.5到1.8的结论。他还建议在较大质量范围内IMF斜率较缓，为x=1.2。
检测到的源的空间分布和动力学特性最近使用现代CCD探测器进行了一系列系统观测，由Massey及其合作者完成。在他们的一系列论文中，他们使用H-R图并直接确定IMF，无需借助亮度函数。
获得了11个银河OB联合体的数据，并发现在7太阳质量以上范围内，x的平均值为1.1±0.1。
不确定性非常大，尤其在高质量端，因为他们的样本不够年轻，其中一些大质量恒星已经演化为狼-拉叶(WR)星。即使假设恒星演化轨迹，估算WR星的初始质量也并不容易。
近红外探测器的最近发展揭示了在光学波长下看不见的中等和高质量恒星非常年轻的星团。1989年获得了大质量恒星形成区NGC 6334的近红外成像和光谱数据。他们估算了星团成员的绝对K星等并确定了IMF。根据假设的星团年龄不同，他们得出的IMF斜率在1.75到2.15之间变化。
极限星，特别是在J波段，不是很深。他们的光度数据不完整导致了相当大的不确定性。1991年用大格式阵列对M17区进行了成像。他们确定了100多个具有B9或更早谱型的星团成员，并得出了K亮度函数。它与场星的亮度函数不同，其形式符合IMF斜率为1.35的预期。
恒星质量函数的推导讨论中，没有关于个别星团成员的信息，比如红外过量、消光和光谱数据。因此，前景或背景的污染物可能不能完全排除。这些嵌入式年轻星团的近红外调查揭示了一些大质量恒星形成区的特征。然而，我们需要更深入和更全面的观测来推进统计研究。
最研究最深的大质量恒星形成区之一是猎户座星云。这是距离最近的显示出最近OB恒星形成的区域。它的接近和明亮性使得许多研究成为可能，并导致了许多重要的发现。然而，它并不是O型恒星的丰富诞生地，这一点可以从其总辐射亮度来看，它并不是很大。
为了获得更普遍的大质量恒星形成情况，需要研究更明亮的恒星形成区域。
W51是银河系中最明亮的大质量恒星形成区之一。它位于人马座旋臂的切点，距离太阳约7千秒差距。早期的射电观测显示，有许多紧凑源延伸了近1角分的长度（Bieging，1975及参考文献）。W51中最明亮的源是G49.5[0.4 H II区复合体，由W51a到W51h这八个不同的成分按赤经递增的顺序排列。
其中最显著的源被标记为W51d和W51e。围绕W51d和W51e的1@×2@直径区域已成为对W51进行详细研究的主要焦点。
具有最强辐射的区域被称为W51 IRS 1和W51 IRS 2，分别与射电源W51e和W51d相对应。
将所提出的情景应用于外部星系的可能性第一次使用现代探测器阵列进行近红外深度成像是在1994年进行的。获得了包含IRS 1和IRS 2的90×90角秒的图像。还发现了一个异常红的点源，IRS 3，并明确指出IRS 2在他们的K波段图像中包含12个点源。
成像数据非常深入且具有高空间分辨率。然而，他们所覆盖的区域仅限于G49.5[0.4 H II区复合体的一部分；因此，无法全面讨论GMC的恒星形成情况。
对整个G49.5[0.4 H II区复合体进行了观测。我们的动机是获取一些信息，比如恒星质量、它们的年龄和空间分布，以推导出大质量恒星的初始质量函数(IMF)，并提高对GMC中大质量恒星形成过程的理解。
所有数据都是使用新开发的近红外相机OASIS 。相机安装在日本国家天文台冈山天文台的188厘米望远镜的卡塞格林焦点上。探测器是Rockwell NICMOS-3 HgCdTe阵列。OASIS的基本功能包括成像和长条光谱测量。
成像的像素尺寸为，总视场为0A.97，大约为4@×4@。对于光谱测量，谱线分辨率为，例如，使用宽缝，从150到1000，具体取决于选择的光栅。
OASIS的光度系统 2000年研究了OASIS的JHK光度系统与1988年提出的均一化系统之间的关系，后者基本上等同于Johnson-Glass系统。
认为速度为53 km/s的云在速度为58 km/s的云的背后，而速度为70 km/s的云在这两者的前方。
中可以看到在中心和南部检测到较少源的区域。根据空间的一致性，这种稀疏可能是由于58 km/s和70 km/s云引起的消光。另一方面，稀疏区域在西南区域占据主导地位。这似乎不仅是58 km/s云的影响，还包括53 km/s云的影响。
这意味着58 km/s云的前缘位于AV为5 mag，后缘位于AV为10 mag的位置。我们使用这些消光值作为V指标，以区分G49.5[0.4中的源与前景和背景源。
可以在稀疏区域中看到一些源的聚类。考虑到CO分子气体的分布，这些聚类不太可能由背景恒星组成。
认为这些聚类与G49.5[0.4 H II区复合体相关联；换句话说，它们在这个区域中形成。另一方面，没有明显的聚类特征。特别是，很难在h区域周围从背景源中看到边界。
使用IRAF的SUBSTAR任务，用PSF拟合从原始图像中减去点源。然而由于饱和恒星无法用PSF减去，它们仍然存在于图像中。这只是一个窄带滤光片图像，不仅包含纯粹的Brc发射，还包括连续发射。它可以与20 cm连续图进行简单比较。确定的H II区分量的标记。j至m和e@是新确定的H II区分量。
根据弱而扩展的H II区分量的轮廓定义了G49.5[0.4的区域。在一些聚类时，将边界设定为包含所有聚类成员的区域。定义的区域被分成四个亚组，基于H II区的大小、星星的集中度和视消光的典型值。它们与银河系平面平行排列。
总共有616个源在四个亚组中被投影，包括前景和背景污染物。为了区分聚类源和污染源，我们利用了视消光的量，它们的前方。在这个区域内选择了O型星的AV候选源，使用颜色-星等图。消光后的J星等在10.8 mag以上，对应于绝对J星等M ，假设所有J源都是位于7 kpc的主序星。这些候选源不一定是O型星，也可能是前景或背景的恒星。
结语为了从统计角度研究我们银河系中的大质量恒星形成过程，我们希望进行类似的观测，比如对其他大质量恒星形成区的观测，例如W49或W51的其他区域（例如G49.4[0.3）。是否有顺序或剧烈的星形成迹象？
高空间分辨率的射电观测结合一些分子线将提供分子气体的空间分布和径向速度的信息，这将为我们提供有关大质量恒星形成的触发过程的线索。在这样的大质量恒星形成区进行更深入的近红外观测，并研究较低质量恒星的种群也是很重要的。
从星爆的观点来看，将结果与外部星系进行比较，例如巨型H II区域或星爆星系的核心，并将情景应用于它们，也具有意义。
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