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http://inaoe.repositorioinstitucional.mx/jspui/handle/1009/2704| “A New Approach to the Initial Mass Function of Young Stellar Clusters” | |
| Bertha Alicia Porras Juárez | |
| Irene Cruz-Gonzalez | |
| Acceso Abierto | |
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| Stars Formation early-type star clusters initial mass fuction | |
| The main goal in this thesis is to study the IMP in a sample of embedded star formation regions along the Perseus Arm, at an average distance of ⁓ 3.5 kpc. Selection criteria were established in order io do near-infrared observations (J, H, K-bands) with the 2.lm telescope at the Observatorio Astronómico Nacional in San Pedro Mártir, Baja California, México. The survey of the 38 star forming regions provided information on 6298 stars in 40 young stellar clusters (YS Cs). The intrinsic error achieved in the photometry is less than 7%. We obtain cluster parameters such as surface density (3< Z <220 stars/pc2), cluster radius (0.26< r <2.34 pc), and average concentration parameter ( 3 times smaller than globular clusters). We develop a method to estimate ages based on a comparison between observed and theoretical luminosity function histograms. The estimated ages for clusters yield a mean value of 2.42 A 1.20 Myr in an interval from 1.1 to 5.5 Myr. The computation of the extinction to individual stars and their masses depend on its location in the J-H/H-K diagram. For stars along the reddened MS, the J/J-H diagram is used taking each star along the Aç vector direction to the corresponding isochrone, the mass value is obtained from the scale along this isochrone. While for reddened CTT and Ae/Be stars, they are dereddened directly based on their distance to the CTTS line (Meyer 1996) in the J-H/H-K diagram and their mass is estimated using the relations log M = —0.25 MH + 0.44 and log M= —0.24 M + 0.24, where Mg and MK are the uncorrected for extinction H- and K-band magnitudes (Carpenter et al. 1993). All clusters show average extinction values greater than 4 magnitudes and about 20% of the YSC sample have < Av > grater than 10 mag. Stellar masses are obtained to construct the mass distributions that yield the cluster IMF, i e. the number of stars per logarithmic mass interval. This study concludes that young stellar clusters have an IMF composed of three segments: —0.20 for 0.3 < M < 0.6Mp F —0.75 A 0.10 —0.96 -i- 0.14 for 0.6 < M < hp for M > hp where the first value, from Scalo 1998, is suggested from the study of 6 YSCs, the second arises from 14 Y5Cs and the final one from the most complete sample of IMF indices of 40 YSCs. Spatial mass distributions of YSCs and correlations between physical cluster param- eters, show two types of clusters, massive and less massive. El objetivo principal de esta tesis es estudiar el IMP en una muestra de regiones de formación estelar incrustadas a lo largo del Brazo de Perseo, a una distancia promedio de ⁓ 3.5 kpc. Se establecieron criterios de selección para realizar observaciones en el infrarrojo cercano (bandas J, H y K) con el telescopio de 2 lm del Observatorio Astronómico Nacional en San Pedro Mártir, Baja California, México. El estudio de las 38 regiones de formación estelar proporcionó información sobre 6298 estrellas en 40 cúmulos estelares jóvenes (CJS). El error intrínseco alcanzado en la fotometría es inferior al 7%. Obtenemos parámetros del cúmulo como la densidad superficial (3 < Z < 220 estrellas/pc²), el radio del cúmulo (0,26 < r < 2,34 pc) y el parámetro de concentración promedio (tres veces menor que el de los cúmulos globulares). Desarrollamos un método para estimar las edades basado en la comparación entre los histogramas de la función de luminosidad observada y teórica. Desarrollamos un método para estimar edades basado en la comparación entre histogramas de funciones de luminosidad observados y teóricos. Las edades estimadas de los cúmulos arrojan un valor medio de 2,42 A 1,20 millones de años en un intervalo de 1,1 a 5,5 millones de años. El cálculo de la extinción de estrellas individuales y sus masas depende de su ubicación en el diagrama J-H/H-K. Para las estrellas a lo largo de la MS enrojecida, se utiliza el diagrama J/J-H, que lleva cada estrella a lo largo de la dirección del vector Aç hasta la isócrona correspondiente. El valor de la masa se obtiene a partir de la escala a lo largo de esta isócrona. Mientras que para las estrellas CTT y Ae/Be enrojecidas, se desenrojecen directamente en función de su distancia a la línea CTTS (Meyer, 1996) en el diagrama J-H/H-K, y su masa se estima mediante las relaciones log M = —0,25 MH + 0,44 y log M = —0,24 M + 0,24, donde Mg y MK son las magnitudes de las bandas H y K sin corregir por la extinción (Carpenter et al., 1993). Todos los cúmulos muestran valores promedio de extinción superiores a 4 magnitudes, y aproximadamente el 20% de la muestra de YSC tiene valores < Av > superiores a 10 magnitudes. Se obtienen las masas estelares para construir las distribuciones de masa que dan lugar al FMI del cúmulo. el número de estrellas por intervalo de masa logarítmica. | |
| Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica | |
| 2001 | |
| Tesis de doctorado | |
| Inglés | |
| Estudiantes Investigadores Público en general | |
| Porras Juárez, B. A., (2001), “A New Approach to the Initial Mass Function of Young Stellar Clusters” , Tesis de Doctorado, Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica. | |
| OTRAS ESPECIALIDADES ASTRONÓMICAS | |
| Versión aceptada | |
| acceptedVersion - Versión aceptada | |
| Aparece en las colecciones: | Doctorado en Astrofísica |
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