CC BY
4
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2023, том 78, № 2, с. 125-138
УДК 524.3-52:524.45
НОВАЯ РЕВИЗИЯ ЗВЕЗДНОГО СОСТАВА И ФИЗИЧЕСКИХ ХАРАКТЕРИСТИК МОЛОДОГО РАССЕЯННОГО СКОПЛЕНИЯ УЭБ 130 В ОБЛАСТИ ЗВЕЗДНОЙ АССОЦИАЦИИ СУООБ1 ПО ДАННЫМ
вА\А ЭК3
© 2023 А. С. Расторгуев1'2*, М. В. Заболотских2, Т. Г. Ситник2, Д. З. Вибе3, А. М. Татарников1,2, А. А. Татарникова2, А. П. Топчиева3, А. А. Татарников1,2
1Московский государственный университет имени М. В. Ломоносова, Москва, 119234 Россия
2Государственный астрономический институт им. П. К. Штернберга Московского государственного университета имени М. В. Ломоносова, Москва, 119234 Россия
3Институт астрономии РАН, Москва, 119017 Россия Поступила в редакцию 15 февраля 2022 года; после доработки 13 марта 2023 года; принята к публикации 20 марта 2023 года
На основе данных Gaia DR3 проведена новая ревизия звездного состава в поле радиусом 20' вокруг центра молодого рассеянного скопления vdB 130, входящего в звездную ассоциацию CygOB1. Выделено 97 звезд и 39 протозвезд классов Г/П/Ш с вероятностью членства в скоплении Р > 0.98 по критерию близости собственных движений. Полное число возможных членов скопления с вероятностью принадлежности Р > 0.50 составляет примерно 300, а возраст, оцениваемый методом наложения теоретических изохрон, не превышает 10 миллионов лет. Тригонометрическое расстояние до скопления составляет Б « 1670 ± 60 пк, а избыток цвета Е(ВР — ЯР) « 0 т85 ± 0 т02. Отмечено наличие значительного дифференциального поглощения.
Ключевые слова: звезды: образование — звезды: протозвезды — рассеянные скопления и ассоциации: общие вопросы — рассеянные скопления и ассоциации: отдельные: vdB 130
1. ВВЕДЕНИЕ
Звездные ассоциации представляют собой обширные гравитационно не связанные группировки молодых объектов, включающие инфракрасные источники, компактные области ионизованного водорода H II, молекулярные облака и ОВ-звезды. Они являются природным полигоном для проверки теоретических и эмпирических представлений о процессах массового звездообразования в нашей Галактике. Пионером открытия и изучения молодых звездных группировок, предложившим также сам термин «звездные ассоциации», был Амбар-цумян (Ambartsumian, 1949). Отождествление и изучение ОВ-ассоциаций сопряжено с целым рядом очевидных трудностей. Их причины кроются в эффектах наблюдательной селекции, вызванных генетической связью молодых звездных группировок с межзвездной газопылевой средой и большим дифференциальным поглощением света, к тому же характеризующимся значительными отклонениями от «нормального» закона поглощения. Кроме того,
E-mail: alex.rastorguev@gmail. com
из-за низкой звездной плотности видимые границы между ассоциациями весьма условны. В отсутствие высокоточных тригонометрических расстояний вследствие больших неточностей калибровок светимости ОВ-звезд, лежащих на практически вертикальном участке главной последовательности диаграммы Герцшпрунга—Рассела (ГР), очень сложно выделять группы звезд вдоль луча зрения по фотометрическим параллаксам. Вплоть до настоящего времени имеется огромный дефицит данных о достаточно точных лучевых скоростях звезд ранних спектральных классов, что также сильно ограничивает применение кинематических критериев членства в звездных группировках. Трудности выделения членов ОВ-ассоциаций и разбиения на отдельные ассоциации детально рассмотрены в недавнем обзоре Wright (2020) и статье Wright et al. (2022). По этой причине списки ассоциаций, составленные в разных работах, не всегда совпадают друг с другом. Общепринятое разделение на 70 звездных ассоциаций (при общем числе 86 возможных групп) приведено в карточном каталоге Ruprecht et al. (1981, 1998), оно базируется на множестве предшествующих работ (к примеру, данные
об ассоциации CygOB1, включающей изучаемое в данной работе рассеянное скопление vdB 130, опираются на 88 статей, опубликованных в период с 1949 по 1973 г.).
Дальнейшее изучение комплексов текущего звездообразования в Галактике, включающих ОВ-звезды, связано с работами Blaha and Humphreys (1989), Garmany and Stencel (1992), а краткая ранняя история изучения ассоциаций представлена в статье Garmany (1991). Отдельные типы населения массивных звезд в ОВ-ассоциациях изучались в работах Garmany (1994, 1997). Для выделения ОВ-ассоциаций ранее в основном использовались визуальные критерии скученности ярких горячих звезд и характерный вид диаграмм ГР. В список Garmany and Stencel (1992) была включена 81 ОВ-ассоциация. В работе Melnik and Efremov (1995) с помощью простейшего алгоритма кластеризации по видимым положениям и фотометрическим расстояниям ОВ-звезд в пределах 3 кпк от Солнца было проведено новое разбиение на ассоциации; на уровне надежности не менее 90% выделено 58 ассоциаций, а общее число молодых группировок составило 88. Впоследствии для решения этой задачи стали применяться более объективные алгоритмы многомерного кластерного анализа, опирающиеся на современные данные многоцветной фотометрии, спектроскопии и прецизионной астрометрии Gaia1 (Prusti et al., 2016). Так, в самом обширном каталоге известных звездных скоплений и кандидатов в звездные группировки, опубликованном Bica et al. (2019a,b), имеется 469 объектов, идентифицированных как звездные ассоциации, причем более 270 из них имеют угловые размеры более 30'. Эти пока еще предварительные данные послужат хорошей основой для дальнейших исследований молодых звездных группировок в Галактике. Chemel et al. (2022) многомерным методом кластерного анализа (модифицированный алгоритм HDBSCAN (McInnes et al., 2017)) провели анализ выборки, включающей около 47 700 ОВ-звезд и более 900 рассеянных скоплений, и выделили 214 молодых звездных группировок, включающих более 6000 объектов. Медианный размер группировок составляет примерно 100 пк.
Как яркий пример очевидной зависимости разбиения на ассоциации от использованного наблюдательного материала и методики анализа, приведем краткую историю взглядов на ОВ-ассоциации в Лебеде. Так, в каталоге Ruprecht et al. (1998) в этой области упоминаются девять ОВ-ассоциаций, обозначенных как CygOB1— CygOB9. Garmany and Stencel (1992) после анализа имеющихся в
'https://www.cosmos.esa.int/gaia
их распоряжении данных оставили в своем списке четыре наиболее надежные и достаточно богатые ОВ-ассоциации: CygOB1, CygOB3, CygOB7 и CygOB9. Melnik and Efremov (1995) объединили ассоциации CygOB1, CygOB8 и CygOB9 в единый агрегат, находящийся на среднем расстоянии около 1.7 кпк, но разделили ассоциацию CygOB3 на два объекта: Cyg3A и Cyg3B.
Quintana and Wright (2021, 2022), используя комбинацию фотометрических и астрометрических
данных Gaia eDR32 (Brown et al., 2021) а также модели спектрального распределения энергии звезд, на уровне надежности 90% идентифицировали в области «исторических» ОВ-ассоциаций в Лебеде 4680 ОВ-звезди выполнили новую ревизию звездного состава и конфигурации ОВ-ассоциаций. Они выделили шесть новых звездных ассоциаций, обозначенных буквами от A до F, и только одна из них, ассоциация E, практически совпадает с «исторической» ассоциацией CygOB2, а вторая ассоциация A частично перекрывается с CygOB3. В той же области в интервале галактических долгот l & 73°-84° Chemel et al. (2022) выделили семь кластеров (с номерами 38, 77, 78, 79, 88, 92 и 94, ^гласно каталогу в цитируемой работе). Их гелиоцентрические расстояния заключены в пределах от 0.6 до 1.9 кпк. Только кластер № 78 практически совпадает с выделенной Melnik and Efremov (1995) укрупненной ассоциацией Cyg1, 8, 9, объединившей «исторические» ассоциации Cyg OB 1, Cyg OB8 и Cyg OB9.
Необходимо отметить, что кластеры из работы Chemel et al. (2022) в общих чертах неплохо согласуются с новыми ассоциациями из списка Quintana and Wright (2021, 2022), что свидетельствует об эффективности современных методов выделения звездных группировок с помощью многомерных алгоритмов кластерного анализа. Так, кластер № 77 практически перекрывается с ассоциацией E, а заодно и с «исторической» ассоциацией CygOB2; кластеры №88 и №94 хорошо согласуются с ассоциациями C и F, а кластеры с номерами 38, 79, 92 частично перекрываются с ассоциациями С, D и F соответственно. Однако отметим, что кластер № 78, перекрывающийся с молодым агрегатом Cyg 1, 8, 9 из списка Melnik and Efremov (1995), не соответствует ни одной из новых ассоциаций Quintana and Wright (2021; 2022). Указанные расхождения и неоднозначности в описании морфологии и звездного состава ОВ-ассоциаций настоятельно требуют дальнейшего детального изучения молодых объектов в областях звездообразования, включая рассеянные
2https://archives.esac.esa.int/gaia
скопления, с использованием новых возможностей, открывающихся благодаря результатам миссии Gaia.
2. МОЛОДОЕ РАССЕЯННОЕ СКОПЛЕНИЕ vdB 130
ОВ-ассоциации по общему мнению являются гравитационно не связанными звездными системами; многие из них показывают общее расширение, вызванное быстрым выбросом большей части газа после образования десятков и сотен массивных горячих звезд, обладающих мощным звездным ветром и характеризующихся высоким лучевым давлением. Видимое расширение ряда ассоциаций, заметное по высокоточным собственным движениям звезд, позволяет оценить динамический возраст ассоциаций (см., например, работы Melnik and Dambis (2020) и Chemel et al. (2022)). Однако в процессе иерархической гравитационной фрагментации исходного молекулярного облака часть сформировавшихся звезд может образовать и гравитационно связанное звездное скопление.
Молодые рассеянные скопления, в том числе так называемые «погруженные» скопления, известны практически во всех богатых ОВ-ассоциациях. Так, к изучаемой нами звездной ассоциации CygOB1 Garmany and Stencel (1992) и Ruprecht et al. (1998) отнесли рассеянные скопления NGC 6913, IC 4996, Berkeley 86. В новом самом обширном каталоге скоплений и кандидатов в скопления (Bica et al., 2019a), включающем 10978 объектов, к перечисленным скоплениям можно добавить еще целый ряд: IC1318, NGC6910, Dolidze39, Dolidze40, Berkeley 87, Bica 121, атак-же исследуемое нами молодое рассеянное звездное скопление vdB 130 (vdBergh 130). Отметим, что включенное в этот каталог в качестве отдельного объекта скопление Bica 127, скорее всего, является тождественным скоплению vdB 130. В свете того, что ранее было сказано о некоторой условности деления объектов на ОВ-ассоциации, принадлежность некоторых скоплений ассоциации CygOB1 остается предметом дискуссий.
Данная работа является продолжением наших исследований (Sitnik et al., 2015, 2019, 2020; Tatarnikova et al., 2016) процессов звездообразования в области молодого рассеянного скопления vdB 130, центр которого с координатами RA(J2000) = 20h17m 51S0, Dec(J2000) =+39°21'0" располагается в голове кометообразного молекулярного облака вблизи кромки расширяющейся газовой сверхоболочки, окружающей ассоциацию CygOB1 (см. рис. 1). Изображение области скопления диаметром около 15' в оптическом и ближнем ИК-диапазонах показано на рис. 2. В данной работе акцент сделан на существенном
уточнении звездного состава и физических параметров скопления vdB 130, которое является одним из центров звездообразования в этой области. Второй центр звездообразования предположительно связан с протоскоплением, лежащим в «хвосте» кометообразного молекулярного облака.
Вывод о физической связи ассоциации Cyg OB 1, сверхоболочки, скопления vdB 130 и молекулярного облака основан на оценках расстояния и лучевых скоростей, а также на некоторых косвенных данных. По предварительной оценке Sitnik et al. (2015, 2020) возраст скопления vdB 130 не превышает 10 млн лет, что согласуется с присутствием в области скопления протозвезд классов I и II (Kuhn et al., 2021a) (рис. 1). Анализ показал, что на пути к скоплению межзвездное поглощение света следует «нормальныму» закону с RV œ 3.1 (Tatarnikova et al. 2016; Sitnik et al., 2020), в то время как внутри скопления поглощение велико, неоднородно и показывает отклонения от нормального закона. Так, по данным Racine (1974), подтвержденным нашими исследованиями, для звезд вблизи центра скопления величина параметра Rv может достигать 5—8. Напомним, что van den Bergh (1966) еще в 1966 г. отметил наличие в этой области бедной группировки «туманных» (nebulous) звезд, позднее названной скоплением vdB 130. В дальнейшем оно изучалось Racine (1968; 1974); результаты его исследований обсуждались в работах Sitnik et al. (2015; 2020) и Tatarnikova et al. (2016).
В работе Sitnik et al. (2020) мы провели анализ членства звезд в поле радиусом 6' вокруг общепринятого центра скопления vdB 130 с использованием астрометрических и фотометрических данных, взятых из каталога Gaia DR2, оценили его возраст, гелиоцентрическое расстояние и величину поглощения света. Члены скопления выделялись по критерию близости тригонометрических параллаксов и компонент собственных движений. Liu and Pang (2019) также сделали попытку определения параметров этого скопления по данным Gaia DR2 в рамках массового автоматического конвейерного исследования 2443 скоплений и кандидатов в скопления. В их список объектов vdB 130 вошло под номером 2182. В поле диаметром 25' они выделили 77 членов скопления со средним тригонометрическим параллаксом, равным 0.556 ± 0.032 mas и компонентами собственного движения по прямому восхождению и склонению (pmRA, pmDE)œ (-3.652 ± 0.266, -5.096 ± 0.307) masyr-1, которые неплохо согласуются с нашими оценками, приведенными в работе Sitnik et al. (2020). В их работе изохронная оценка возраста скопления составила 8.0 ± 0.5 млн лет, оценка метал-личности lg Z/Zq œ +0.50 ± 0.125 и избытка цвета E(BP - RP) œ 1m 1.
39°25' -
о о о CN
о <и
Q
20' -
15' -
20h18m00s
17m30s RA (J2000)
17m00s
Рис. 1. Изображение центральной области скопления vdB 130 и протоскопления поданным наблюдений Spitzer (24 мкм). Наложены контуры эмиссии 13CO (1—0), обрисовывающие кометообразное молекулярное облако (Schneider et al., 2007). Красные и зеленые квадраты — протозвезды по данным Kuhn et al. (2021a).
3. НОВАЯ РЕВИЗИЯ ЗВЕЗДНОГО СОСТАВА СКОПЛЕНИЯ vdB 130 НА ОСНОВЕ ДАННЫХ GAIA DR3
После выхода в июне 2022 г. третьего каталога данных миссии Gaia DR3 (Prusti et al., 2016; Vallenari et al., 2022), в котором по сравнению с Gaia DR2 была существенно улучшена точность определения тригонометрических параллаксов и собственных движений, появилась возможность новой ревизии звездного состава и параметров скопления vdB 130 с использованием фотометрии, тригонометрических параллаксов, геометрических и фотогеометрических расстояний, рассчитанных Bailer-Jones et al. (2021a; b), и собственных движений в гораздо более широком поле радиусом 20' вокруг принятого центра скопления. Такой угловой размер поля был выбран из тех соображений, что на расстоянии скопления порядка 1.7 кпк он соответствует линейному радиусу около 10 пк, что является весьма типичной величиной для гравитационно связанного скопления с общей массой порядка нескольких сотен солнечных. В связи с этим следует заметить, что радиус поля 6', использованный в статьях Sitnik et al. (2015; 2020),
имеет чисто «историческое» происхождение, так как именно такой размер поля использовался в первых работах по изучению этого скопления. На рис. 2 видно, что в более широкой области мы наблюдаем как относительно прозрачную область пространства, так и часть скопления, погруженную в более плотную межзвездную среду.
3.1. Отбор членов скопления
В поле радиусом 20' от общепринятого центра скопления vdB 130 мы идентифицировали 43426 звезд каталога Gaia DR3, из которых 34 363 удовлетворяют критерию одиночности RUWE3 < 1.4. Для всех этих звезд имеются Байесовские оценки геометрического и фотогеометрического расстояния, рассчитанные BailerJones et al. (2018; 2021a; b). Затем из общей выборки были отобраны все звезды с фотогеометрическими расстояниями, определенными с относительной точностью лучше 10%, предположительно
3Renormalized unit-weight errors.
Рис. 2. Композитное изображение поля скопления vdB 130 диаметром около 15', построенное по данным обзоров PanSTARRS (Chambers et al., 2017; Chambers et al., 2016) и A11WISE.
расположенные в области скопления, то есть в интервале расстояний грдео ~ 1.70 ± 0.25 кпк (в соответствии с предварительной оценкой расстояния, данной БИгак е1: а1. (2020)). В новую выборку вошло 984 звезды. В отличие от работы БИгак е1: а1. (2020), в которой число звезд было недостаточным для строгого отбора и члены скопления по критерию близости собственных движений выделялись визуально, в данной работе мы вычислили индивидуальные вероятности принадлежности звезд к скоплению. Векторная диаграмма «ртКА —ртОЕ» для компонент собственных движений по прямому восхождению и склонению соответственно для 984 звезд показана на рис. 3. На ней хорошо выделяется концентрация звезд вблизи области (ртКА, pm.DE) & (—3.5, —5.2) таэуг-1, свидетельствующая в пользу реальности скопления.
Распределение 984 звезд поля и скопления
на векторной диаграмме собственных движений (рис. 3) описывалось стандартным способом в виде комбинации двух нормальных распределений с некоторыми средними значениями, симметричными ковариационными матрицами, учитывающими индивидуальные ошибки собственных движений и их корреляции (см., например, работу УаэШеу (2019)). В результате определения параметров двумерного распределения выборки из 984 звезд 210 было формально отнесено к скоплению. Параметры оказались следующими: для выборки звезд поля средние значения компонент собственного движения по прямому восхождению и склонению (ртКА,ртОЕ)f рз (-2.11 ± 0.12, -4.78 ± 0.14) таэуг"1; их дисперсии (артКА, артВЕ)/ъ( 3.27,3.78) таэуг"1; коэффициент корреляции ртСоггж 0.50. Отметим, что дисперсия тангенциальных скоростей
-2 -3 -4 -5
pmRA, mas уг-1
Рис. 3. Векторная диаграмма собственных движений для звезд с расстояниями грдео ~ 1.70 ± 0.25 кпк в поле радиусом 20'. Типичная ошибка компонент собственных движений в каталоге Оа1а ЭРЗ составляет примерно 0.02 таБуг-1, что сравнимо с размером символов.
звезд поля составляет примерно 25—30 км с-1 в соответствии с нашими оценками дисперсии собственных движений и расстояния. В то же время для звезд скопления среднее собственное движение (pmRA, pmDE)cl & (-3.47 ± 0.02, -5.21 ± 0.02) masyr-1; дисперсия компонент собственного движения 0-рт & 0.35 masyr-1. Галактические компоненты собственного движения скопления vdB 130 составляют (pmi, pmb) & (-6.26, -0.04) masyr-1; эти значения помещают скопление vdB 130 по кинематике точно в промежуток между молодыми группировками B и C нового разбиения, выполненного Quintana and Wright (2021) (см. рис. 11 и таблицу 1 в цитируемой статье).
На рис. 4a показана гистограмма распределения всех 984 звезд по вероятности членства в скоплении. На рис. 4b более детально показана гистограмма распределения вероятностей для звезд с вероятностью членства P > 0.90. Хорошо выделяется пик, соответствующий наиболее вероятным членам скопления с P > 0.98, включающий 121 звезду, которые мы и будем далее использовать как наиболее надежную основу оценки основных параметров скопления. Гистограмма распределения звезд по угловому расстоянию от принятого центра скопления представлена на рис. 5. Хорошо виден линейный рост гистограммы для звезд поля с вероятностью членства P < 0.5, показанных бирюзовым цветом. Поскольку площадь концентрических колец линейно растет с их радиусом,
линейный рост на гистограмме распределения по расстояниям означает, что поверхностная плотность звезд поля остается практически постоянной, не показывая никакой концентрации к центру. Напротив, наиболее вероятные члены скопления (на гистограмме им соответствует красный цвет) демонстрируют небольшие вариации, и это свидетельствует об их несомненной концентрации к центру с законом изменения поверхностной плотности R-1. Около 130 возможных членов скопления с вероятностью членства 0.50 < P < 0.98 (помеченные синим цветом) показывают сравнительно слабый линейный рост, то есть несколько более слабую концентрацию к центру по сравнению с наиболее вероятными членами скопления. Очевидно, концентрация звезд к центру является дополнительным свидетельством в пользу реальности звездного скопления.
Из 121 звезды 16 оказались низкометалличны-ми с [Fe/H] < -0.6, согласно спектроскопическим данным Xiang et al. (2019), Queiroz et al. (2020), Zhang et al. (2020), Guo et al. (2022) и данным в каталоге StarHorse2 (Anders et al., 2022a; b). Они были исключены из списка наиболее вероятных членов скопления и последующего исследования. Отметим, что для 88 звезд нашего списка, общих с каталогом StarHorse2, мы оценили среднюю металличность скопления [Fe/H] & -0.13 ± 0.19. В результате список наиболее вероятных членов скопления сократился до 105 звезд, удовлетворяющих всем нашим критериям отбора.
3.2. Финальная выборка звезд, астрометрическое расстояние и популяция протозвезд
В поле радиусом 20' от центра скопления по данным инфракрасных обзоров Spitzer и WISE в общей сложности обнаружено 166 кандидатов в протозвезды из каталогов Marton et al. (2016a,b) и Kuhn et al. (2021a,b). Среди них мы выбрали 69 протозвезд с фотогеометрическими расстояниями в пределах rpgeo ~ 1.4—2.0 кпк и формальной вероятностью принадлежности к скоплению vdB 130 P > 0.50. Учитывая более низкую астрометрическую точность данных в каталоге Gaia DR3 для звезд слабее RP ~ 15т—16т по сравнению с более яркими (см. рис. 6), мы считаем, что некоторые протозвезды, возможно, являются членами скопления. Восемь звезд нашего первоначального списка наиболее вероятных членов скопления одновременно оказались в списке протозвезд; они были исключены из нашего первоначального списка, в котором после их исключения осталось 97 объектов, и перенесены в список протозвезд. У 39 протозвезд вероятность принадлежности к скоплению по критерию собственных движений P > 0.98, в то время как у
НОВАЯ РЕВИЗИЯ ЗВЕЗДНОГО СОСТАВА И ФИЗИЧЕСКИХ ХАРАКТЕРИСТИК 700
600 500 400 300 200' 100 0
a)
ГГ71
(b)
1-1.-1
0 0.1 0.2 0.3 0.4 0.5 0.6 0.7 0.8 0.9 1.0 0.90 0.910.92 0.93 0.94 0.95 0.96 0.97 0.98 0.99 Membership probability Membership probability
Рис. 4. (a) — гистограмма распределения вероятностей членства 984 звезд с расстояниями rpgeo ~ 1.70 ± 0.25 кпк в скоплении vdB 130; (b) — то же, для звезд с вероятностью членства P > 0.90.
140 120. 100 % 80 60 40 20 0
0 2 4 6
8 1"0 12 14 16 18 20 R, aromin
Рис. 5. Гистограмма распределения звезд по угловому расстоянию от центра скопления vdB 130. Бирюзовым цветом показана гистограмма для звезд поля; синим цветом — для возможных членов скопления с вероятностью членства 0.50 < Р < 0.98; красным цветом — для наиболее вероятных членов скопления с Р > 0.98.
оставшихся 30 протозвезд вероятность лежит в пределах 0.50 < Р < 0.98, к тому же у них наблюдается заметно больший разброс параллаксов и расстояний по сравнению с 97 наиболее вероятными членами скопления (см. таблицы 1 и 2). Мы полагаем, что эти протозвезды населяют более широкую область пространства вокруг скопления vdB 130 и характеризуются несколько большими значениями дисперсии скоростей. Возможно, они населяют более крупный молодой агрегат — область звездообразования, окружающую скопление vdB 130 — в который входит и само скопление со 140 наиболее вероятными членами, и примерно 30 протозвезд с 0.50 < Р < 0.98. Чтобы под-
черкнуть различия в подходе к предварительному отбору возможных членов скопления для звезд и протозвезд соответственно, мы решили приписать протозвездам индексы членства 1 (Р > 0.98) и 2 (0.50 < Р < 0.98), указанные в таблице 2.
На рис. 7 показана векторная диаграмма собственных движений (ртЯ.А, pm.DE) для звезд поля и скопления, а также протозвезд разных классов. Чтобы не загромождать рисунок, мы нанесли на него ошибки собственных движений только для звезд поля (Р < 0.50) и возможных членов скоплений (0.50 < Р < 0.98). Типичные величины среднеквадратических ошибок компонентов собственных движений (на примере ошибки в_ртЯА) для наиболее вероятных членов скопления и про-тозвезд приведены на рис. 6. Не удивительно, что 97 наиболее вероятных членов скопления занимают на рис. 7 очень компактную область с одномерной дисперсией среднего значения около 0.17 шаБуг-1, что соответствует линейной дисперсии скоростей порядка 1.35 км с-1 на расстоянии порядка 1700 пк. С учетом всех ошибок (параллаксов и собственных движений Gaia ЭР3) эта оценка должна рассматриваться как верхний предел, и она удовлетворительно согласуется с типичными значениями дисперсии скоростей в гравитационно связанных группах звезд. Попутно отметим, что в область, предположительно занимаемую протоскоплением (кружок справа на рис. 1), попадают всего 12 звезд из каталога Gaia ЭР3. Из них только одна самая яркая про-тозвезда с учетом ошибок оказывается в интервале расстояний и собственных движений возможных членов скопления. Остальные объекты слабы в оптическом диапазоне (ЯР > 17т), их показатели цвета (ВР — ЯР) > 3т, вероятно, из-за сильного поглощения. Кроме того, они сильно отличаются от возможных членов скопления по собственным
РАСТОРГУЕВ и др -4
10
12
14 16
RP, mag
18
Рис. 6. Связь ошибки собственных движений e_pmRA с видимой величиной RP для звезд и протозвезд. Сиреневые ромбы — протозвезды классов
II и FS (с плоским спектром), взятые из каталога Kuhn et al. (2021a; b); красные ромбы — протозвезды классов I—II из работы Marton et al. (2016a; b); синие квадраты — протозвезды класса III из каталога Kuhn et al. (2021a); черные квадраты — протозвезды класса
III из каталога Marton et al. (2016a).
движениям и расстояниям, причем относительные ошибки их параллаксов превышают 20%.
Мы оценили среднее геометрическое (rgeo) и фотогеометрическое (rpgeo) расстояния (BailerJones et al., 2021 a; b) до наиболее вероятных членов скопления vdB 130, а также их средний тригонометрический параллакс по данным Gaia DR3: (rpgeo)cl & 1660 ± 85 pc, (rgeo)cl & 1674 ± 92 pc, (n)cl ~0.598±0.033 mas (с учетом средней систематической ошибки параллакса, равной -0.021 mas, вычисленной по квазарам Lindegren et al. (2021)). Средний тригонометрический параллакс соответствует среднему расстоянию (D)ci & 1672 ± 92 пк. Следует отметить, что при изучении звездных скоплений приоритет должен отдаваться прямым тригонометрическим расстояниям звезд, поскольку Байесовские геометрические и фотогеометрические методы явно используют априорное предположение об экспоненциальном падении звездной концентрации по лучу зрения, что заведомо не выполняется для скоплений. Тем не менее, в нашем случае все оценки расстояния находятся в прекрасном согласии, что позволяет использовать значение D & 1670 ± 60 пк в качестве средневзвешенного расстояния до скопления vdB 130 (определяемого с относительной точностью около 3.5%).
-3 -4
pmRA, mas yr1
Рис. 7. Векторная диаграмма собственных движений (pmRA, pmDE) звезд vdB 130 в поле радиусом 20' по данным Gaia DR3. Звезды поля с вероятностью членства P < 0.50 отмечены бирюзовым цветом, возможные члены скопления с вероятностью членства 0.50 < P < 0.98 — желтым цветом, а наиболее вероятные члены скопления с P > 0.98 обозначены черными точками. Протозвезды обозначены ромбами и квадратами так же, как и на рис. 6.
С учетом различия средних собственных движений скопления и звезд фона, данная оценка расстояния приводит к разности линейных скоростей около 11—12 км с-1. Скопление движется относительно звезд поля в юго-западном направлении, то есть практически в плоскости диска Млечного Пути.
3.3. Диаграмма «нормальный цвет — абсолютная величина» и параметры! скопления
Для более уверенного определения физических параметров скопления мы использовали только звезды и протозвезды с наиболее надежными данными о расстояниях, собственных движениях и членстве в скоплении. Совершенно очевидно, что в случае такого скопления, как vdB 130, обремененного значительным дифференциальным поглощением света, отклонениями от «нормального» закона поглощения внутри скопления и наличием большого числа протозвезд, стандартный метод наложения изохрон не позволит достичь сравнимой или более высокой точности расстояния. По этим причинам для оценки избытка цвета на пути к скоплению и его возраста мы решили использовать уже известное и весьма точное значение тригонометрического расстояния D & 1670 ± 60 пк, соответствующее истинному модулю расстояния Modo ~ 11m 12 ± 0 m08. Учитывая, что по данным
• - *
*.-1 »•-.» ь'
1 2 (BP - RP)0, mag
0.5 1.0 1.5 2.0 rpgeo, kpc
Рис. 8. Панель (a) — диаграмма «нормальный цвет — абсолютная звездная величина» для наиболее вероятных членов скопления vdB 130 (черные точки) и протозвезд (обозначения те же, что и на рис. 5). Синим, зеленым и красным цветом показаны изохроны соответственно для возрастов lg t(Myr) = 6.6, 7.0, 7.4, построенные для [Fe/H] = -0.13. Панель (b) — связь поглощения ARP, взятого из каталога StarHorse2 (Anders et al., 2022a; b), с фотогеометрическим расстоянием для членов скопления (синий) и протозвезд (красный). Синие квадраты — то же для членов скопления по данным Gaia DR2. Серые точки — данные для более чем 7000 звезд в поле радиусом 20', взятые из каталога StarHorse2.
Tatarnikova et al. (2016) и Sitnik et al. (2020) пылевая среда до скопления описывается «нормальным» законом поглощения, мы использовали следующее выражение для отношения полного поглощения к избытку цвета ARP/E(BP — RP) œ 1.43, взятое из работы Wang and Chen (2019) и выведенное по данным многоцветных обзоров. Зафиксировав истинный модуль расстояния и приняв определенное значение отношения полного поглощения к избытку цвета, мы можем более точно оценить избыток цвета на пути к скоплению.
На диаграмме ГР «(BP — RP)0 — MRP» (см. рис. 8a) где обозначения объектов те же, что и на рис. 7 показано наилучшее совмещение Падуан-ских изохрон (Bressan et al., 2012), построенных для возрастов lg t(Myr) = 6.6, 7.0, 7.4 и металлич-ности [Fe/H] = —0.13, с фотометрическими данными для членов скопления vdB 130. Избыток цвета оказался равным E(BP — RP) œ 0m85 ± 0m02. Это существенно меньше значения E(BP — RP) œ 1m 1, выведенного Liu and Pang (2019) с использованием конвейерного алгоритма обработки данных Gaia DR2. Такое различие связано с тем, что в работе Liu and Pang (2019) теоретические изохроны были проведены посередине «облака» звезд на диаграмме ГР, отличающейся большой шириной по оси цветов (см. оригинальную диаграмму, доступную по ссылке в работе Liu and Pang (2019)). В нашем случае (см. рис. 8)
изохрона, скорее, является левой огибающей. В нашей предыдущей работе (Sitnik et al., 2015) по инфракрасным данным мы оценили избыток цвета E(J — H) œ 0m27 ± 0 m02. Исходя из новой оценки E(BP — RP) œ 0 m85 ± 0 m02 с использованием преобразования избытков цвета в соответствии с работой Wang and Chen (2019), мы можем оценить E(J — H) œ 0m24, что неплохо согласуется с нашим прежним результатом, полученным по данным в ИК-диапазоне.
Мы уже отметили большую ширину диаграммы ГР по оси цветов. Частично она объясняется большим влиянием дифференциального поглощения в пределах этого молодого скопления, генетически связанного с газопылевой средой. На рис. 8b для звезд и протозвезд — членов скопления, идентифицированных в каталоге StarHorse2, а также для звезд поля, показана зависимость величины поглощения Arp до объектов от фотогеометрического расстояния. Рассеяние индивидуальных значений поглощения Arp для большинства членов скопления в интервале расстояний 1.5—1.8 кпк составляет по крайней мере 1m5. Отсюда легко заключить, что рассеяние показателей цвета составляет 5(BP — RP) ~ 1m, в хорошем согласии с видимой шириной диаграммы ГР, показанной на верхней панели. Второй фактор ушире-ния диаграммы ГР — наличие богатой популяции протозвезд, как принадлежащих скоплению, так
и населяющих его ближайшие окрестности. Все они даже в отсутствие поглощения лежат правее и выше начальной главной последовательности нормальных звезд. За исключением пяти звезд с Mrp ~ 3m—5m, лежащих вблизи изохро-ны lg t(Myr) = 7.4 (красная кривая), большинство звезд и протозвезд с MRP > 2 m0—2m5 хорошо очерчивают характерное «колено» изохроны lg t(Myr) = 7.0 (зеленая кривая) как левой огибающей. Отметим, что три из пяти уклоняющихся звезд характеризуются меньшей величиной поглощения (примерно на ¿E(BP — RP) ~ 0m3 согласно каталогу StarHorse2) по сравнению с большинством членов скопления и населяют более прозрачные области, расположенные южнее и западнее центра скопления. Все остальные члены скопления и протозвезды слабее MRP > 2 m0—2 m5 находятся, скорее всего, на стадии эволюции к начальной главной последовательности, что свидетельствует о возрасте скопления, не превышающем 10 млн лет.
Tatarnikova et al. (2016) на основе данных спектроскопии провели спектральную классификацию ряда звезд в скоплении и приписали шести «историческим» звездам скопления vdB 130 спектральные классы B1V, B1V/B2V, B2V/B3V, B5V. Sitnik et al. (2020) показали, что членство этих звезд в скоплении приводит к оценке возраста, не превышающей 10 млн лет, что согласуется с оценкой в данной работе. Следует также отметить, что изохронные оценки возраста небогатых скоплений из-за малой статистики числа звезд и быстрой эволюции самых массивных звезд всегда систематически смещены в сторону преувеличения возраста и дают для него верхнюю оценку. Вопросы оценивания изохронного возраста молодых звездных группировок, содержащих протозвезды и характеризующихся существенным (непренебрежимым) разбросом индивидуальных возрастов звезд, обсуждались в работах Goodwin et al. (2004), Luhman et al. (2009) и Preibisch (2012), в том числе с использованием моделирования процессов звездообразования. Что касается скопления vdB 130, доказанное наличие в нем богатой (порядка 40 объектов) популяции протозвезд, в том числе самых молодых, относящихся к классам I—II, позволяет нам сделать обоснованный вывод о малом возрасте скопления vdB 130, не превышающем 10 млн лет, о значительном разбросе индивидуальных возрастов звезд и, возможно, о продолжающемся процессе звездообразования в этой области ассоциации CygOB1.
Карта области скопления радиусом 20' с выделенными членами скопления и протозвездами показана на рис. 9.
Отдельно отметим, что звезды 3r, 4r, 8r, 9r, 10r, 13r из «исторического» списка Racine (1974) являются членами скопления на уровне P > 0.98.
Вероятность членства звезд 1r, 2r, 5r, 11r, 12r, 14r несколько меньше, но она превышает 0.94, и мы также считаем их вероятными членами скопления. Стоит также отметить, что звезды 1 r, 3r, 4r представлены в списке протозвезд Marton et al. (2016a). У звезд 3r и 13r величина RUWE и 5.923,1.519 соответственно, и они не удовлетворяют общепринятому критерию одиночности RUWE < 1.4, однако мы решили внести и эти «исторические» звезды в финальный каталог членов скопления. В итоге полное число объектов с вероятностью членства в скоплении P > 0.50 может достигать 300.
Мы попытались сделать грубую оценку полной массы скопления исходя из вида диаграммы ГР. Она основывается на допущениях о максимальной и минимальной массах звезд, лежащих на этой диаграмме, и на полном числе объектов. Согласно данным каталога StarHorse2, масса двух ярчайших звезд (отмеченных на диаграмме ГР черными квадратами) составляет 4—6 M©, в то время как масса наиболее слабых звезд с MRP и 6m—7m оценивается приблизительно в 0.8—1.0 M©. Если ограничиться примерно 140 звездами, показанными на диаграмме ГР (рис. 8a), то полная масса, оцененная с помощью начальной функции масс (НФМ) Kroupa et al. (1993) или Reid et al. (2002), может достигать 180—200 M©, а для более пологих НФМ Kroupa (2001) — даже 250-300 M© в слабой зависимости от верхнего предела массы звезд. Разумеется, это нижн33яя оценка массы. Включение звезд с вероятностью членства в пределах 90% < P < 98% увеличивает оценку полной массы на 20-30%, а с учетом звезд с вероятностью членства P > 0.50 и того факта, что в северозападной области на рис. 9 из-за большой запыленности заметен явный дефицит звезд, полная масса может превысить 400-500 M©. Вириальная оценка дисперсии скоростей для такой массы составляет около 1 км с-1, что неплохо согласуется с наблюдаемым рассеянием собственных движений наиболее вероятных членов скопления.
Все данные для звезд и протозвезд в поле скопления приведены в таблицах 1-3. Таблица 1 содержит 5 первых строк каталога, включающего 97 звезд — наиболее вероятных членов скопления. Приводится вероятность членства, обозначение по каталогу Gaia DR3, экваториальные координаты, параллакс и компоненты собственного движения с соответствующими ошибками, звездная величина RP, показатель цвета (BP — RP) и номер по списку Racine (1974) (если имеется).
В таблице 2 представлены первые 5 строк каталога, включающего 69 протозвезд в поле скопления. Приводится критерий принадлежности к скоплению (индекс 1 для P > 0.98; индекс 2
Рис. 9. Область в пределах 20' от центра скопления vdB 130 по данным обзора GLIMPSE 360. Цветовая кодировка: синий — 3.6 /v.m, зеленый — 4.5 /у.т, розовый — 12 /у.т. Показано положение членов скопления с вероятностью принадлежности Р > 0.98 ( зеленые кружки ), возможных членов скопления с 0.50 < Р < 0.98, расположенных примерно на том же расстоянии, что и скопление (желтые кресты) и протозвезд (голубые ромбы — классы I—II, зеленые квадраты — класс III ).
для 0.5 < Р < 0.98), обозначение по каталогу Gaia DR3, экваториальные координаты, параллакс и компоненты собственного движения с соответствующими ошибками, звездная величина RP, показатель цвета (BP — RP), класс протозвезды, ссылка на источник данных, номер по списку Racine ( 1974), если имеется.
Таблица 3 содержит 5 первых строк каталога, включающего 128 звезд — возможных членов скопления. Приводится вероятность членства, обозначение по каталогу Gaia DR3, экваториальные координаты, параллакс и компоненты собственного движения с соответствующими ошибками, звездная величина RP, показатель цвета [BP — RP) и номер по списку Racine ( 1974), если имеется.
4. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
В работе проведена полная ревизия населения и физических характеристик молодого рассеянного
скопления ус1В 130 на основе новых данных миссии ОРЗ в гораздо более широком, чем в прежних работах, поле радиусом 20'. Для выделения наиболее вероятных членов скопления использовался подход, основанный на определении индивидуальных вероятностей членства звезд по критерию близости собственных движений. В качестве наиболее вероятных членов скопления отобрано 97 звезд и 39 молодых звездных объектов — протозвезд с вероятностью членства Ррм > 0.98. Найдено среднее собственное движение скопления с компонентами (рт.РА, pm.DE) & (—3.47 ± 0.02, —5.21 ±0.02) таэуг-1 и самая точная оценка его тригонометрического расстояния 1670 ± 60 пк. С учетом эффектов селекции полное число звезд и протозвезд с вероятностью членства в скоплении Р > 0.50 может превышать 300, а полная масса — 400—500 М©. Верхняя оценка изохронного возраста скопления ус1В 130 составляет примерно
СО CT)
Таблица 1. Фрагмент списка 97 наиболее вероятных членов скопления уёБ 130 по данным Оа1а ЭН3 (полная таблица доступна онлайн)
Prob DR3ID RA (J2000), DE (J2000), Pix, e_Plx, prnRA, e_pmRA, prnDE, e_pmDE, RP, BP-RP, Racin's
deg deg mas mas masyr-1 masyr-1 masyr-1 masyr-1 mag mag No.
0.9820 2061355367465302144 304.44320489672 39.02336635726 0.5562 0.0126 -3.297 0.013 -5.526 0.014 12.469 0.740 -
0.9818 2061359662432296192 304.72428820235 39.10872629885 0.5663 0.0209 -3.194 0.021 -5.438 0.024 14.468 1.166 -
0.9832 2061360242233360000 304.56115080868 39.03680984168 0.5772 0.0231 -3.408 0.025 -5.545 0.025 14.623 1.383 -
0.9880 2061360246547984256 304.56852833908 39.03325387662 0.6317 0.0867 -3.362 0.092 -5.232 0.096 16.962 1.727 -
0.9885 2061361620937691008 304.49450545861 39.09299373672 0.6253 0.0893 -3.549 0.088 -5.171 0.105 17.025 1.830 -
Таблица 2. Фрагмент списка 69 протозвезд в поле скопления vdB 130. Индекс членства (Idx) 1 — P > 0.98; 2 — 0.50 < P < 0.98 (полная таблица доступна онлайн). Ссылки на источники данных: 1 — Kuhn et al. (2021a); 2 — Marton et al. (2016a)
Idx DR3ID RA (J2000), deg DE (J2000), deg Pix, mas e_Plx, mas prnRA, masyr-1 e_pmRA, masyr-1 prnDE, masyr-1 e_pmDE, masyr-1 RP, mag BP-RP, mag Class Ref Racin's No.
2 2061370657549204608 304.19517828996 39.10869077626 0.5463 0.0561 -3.992 0.057 -5.049 0.061 15.242 2.798 I/II 2 -
2 2061367251621039232 304.40970517577 39.05729150626 0.4957 0.1271 -4.123 0.131 -4.907 0.172 17.005 2.917 I/II 2 -
2 2061380690592977280 304.45998195561 39.35166521287 0.5556 0.0158 -3.948 0.016 -4.767 0.018 13.326 1.593 I/II 2 lr
1 2061380205240289152 304.45743107548 39.31496753421 0.637 0.0146 -3.848 0.015 -5.204 0.017 12.326 1.114 I/II 2 4r
1 2061379350563001344 304.35727463602 39.29348841353 0.579 0.0237 -3.338 0.023 -5.529 0.026 10.717 1.282 I/II 2 -
> n
H
о ©
s
CO
S £
m
n ^
S s=
Б
5
in in m н m X er
00
H О X)
'-1
ra
Cd
43
Таблица 3. Фрагмент списка, содержащего 128 возможных членов скопления уёБ 130 по данным Оа1а ЭН3 (полная таблица доступна онлайн)
Prob DR3ID RA (J2000), DE (J2000), Pix, e_Plx, prnRA, e_pmRA, prnDE, e_pmDE, RP, BP-RP, Racin's
deg deg mas mas masyr-1 masyr-1 masyr-1 masyr-1 mag mag No.
0.9551 2061355539264022400 304.43894318639 39.04717905813 0.5738 0.0092 -3.784 0.009 -5.746 0.011 11.552 0.825 -
0.8882 2061360929428212992 304.56022743179 39.07527527275 0.5521 0.0719 -4.212 0.074 -5.559 0.082 16.783 1.549 -
0.5992 2061361105541542656 304.49730861319 39.02788010376 0.5083 0.0188 -2.853 0.019 -6.014 0.02 14.014 0.925 -
0.6254 2061361139901293184 304.50240690066 39.04377798712 0.4823 0.064 -2.491 0.066 -5.003 0.072 16.493 1.898 -
0.5936 2061361174261048064 304.48520137632 39.03876352287 0.539 0.0857 -3.431 0.09 -6.268 0.105 16.013 2.185 -
ю
СО
10 млн лет, однако весьма богатая (включающая около 30% всех объектов) популяция молодых звездных объектов (протозвезд классов I/II/III) подтверждает наше заключение о том, что молодое «погруженное» скопление vdB 130 является одним из центров текущего массивного звездообразования, типичного для ОВ-ассоциаций, в которых отдельные звезды и протозвезды соседствуют с гравитацтионно связанными молодыми звездными скоплениями.
БЛАГОДАРНОСТИ
Данное исследование проведено с использованием оборудования, приобретенного в рамках Программы Развития МГУ имени М. В. Ломоносова. В работе использованы результаты космической миссии Gaia Европейского Космического Агентства. Данные Gaia обрабатываются Консорциумом Обработки и Анализа Данных Gaia (DPAC), финансируемым национальными институтами, в частности, институтами-участниками Многостороннего Соглашения Gaia (MLA). Авторы выражают благодарность консорциуму NASA/JPL-Caltech/NSF за возможность использования изображений Spitzer GLIMPSE 360. В этой публикации используются данные обзора Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE), который является совместным проектом Калифорнийского университета (Лос-Анжелес) и Лаборатории реактивного движения (JPL) Калифорнийского технологического института, а также NEOWISE, который является проектом Лаборатории реактивного движения (Калифорнийский технологический институт). WISE и NEOWISE финансируются Национальным управлением по аэронавтике и исследованию космического пространства (NASA). Обзоры Pan-STARRS1 (PS1) и научный архив общего доступа PS1 стали возможны благодаря вкладу таких организаций, как the Institute for Astronomy, the University of Hawaii, the Pan-STARRS Project Office, the MaxPlanck Society and its participating institutes, the Max Planck Institute for Astronomy, Heidelberg and the Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics, Garching, The Johns Hopkins University, Durham University, the University of Edinburgh, the Queen's University Belfast, the Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, the Las Cumbres Observatory Global Telescope Network Incorporated, the National Central University of Taiwan, the Space Telescope Science Institute, the National Aeronautics and Space Administration under Grant No. NNX08AR22G issued through the Planetary Science Division of the NASA Science Mission Directorate, the National Science
Foundation Grant No. AST-1238877, the University of Maryland, Eotvos Lorand University (ELTE), the Los Alamos National Laboratory, and the Gordon and Betty Moore Foundation.
ФИНАНСИРОВАНИЕ
Данное исследование поддержано грантами РФФИ № 18-02-00976, № 18-02-00890, № 19-02-00611, №20-02-00643 и грантом поддержки ведущей научной школы МГУ имени М. В. Ломоносова «Физика звезд, релятивистских объектов и галактик».
КОНФЛИКТ ИНТЕРЕСОВ
Авторы заявляют об отсутствии конфликта интересов.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. V. A. Ambartsumian, Astron. Zh. 26, 3 (1949).
2. F. Anders, A. Khalatyan, A. B. A. Queiroz, et al., Astron.
and Astrophys. 658, id. A91 (2022a).
3. F. Anders, A. Khalatyan, A. B. A. Queiroz, et al., VizieR
Online Data Catalog I/354 (2022b).
4. C. A. L. Bailer-Jones, J. Rybizki, M. Fouesneau, et al.,
Astron. J. 156 (2), article id. 58 (2018).
5. C. A. L. Bailer-Jones, J. Rybizki, M. Fouesneau, et al.,
Astron. J. 161 (3), id. 147 (2021a).
6. C. A. L. Bailer-Jones, J. Rybizki, M. Fouesneau, et al.,
VizieR Online Data Catalog I/352 (2021b).
7. E. Bica, D. B. Pavani, C. J. Bonatto, and E. F. Lima,
Astron. J. 157 (1), article id. 12 (2019a).
8. E. Bica, D. B. Pavani, C. J. Bonatto, and E. F. Lima,
VizieR Online Data Catalog J/AJ/157/12 (2019b).
9. C. Blaha and R. M. Humphreys, Astron. J. 98, 1598
(1989).
10. A. Bressan, P. Marigo, L. Girardi, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 427 (1), 127 (2012).
11. A. G. A. Brown et al. (Gaia Collab.), Astron. and Astrophys. 650, id. C3(2021).
12. K. C. Chambers et al., VizieR Online Data Catalog II/349 (2017).
13. K. C. Chambers, E. A. Magnier, N. Metcalfe, et al., arXiv e-prints astro-ph/1612.05560 (2016).
14. A. A. Chemel, R. de Grijs, E. V. Glushkova, and A. K. Dambis, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 515 (3), 4359 (2022).
15. C. D. Garmany, ASP Conf. Ser., 13,23(1991).
16. C. D. Garmany, Publ. Astron. Soc. Pacific 106, 25 (1994).
17. C. D. Garmany, ASP Conf. Ser., 120, 363 (1997).
18. C. D. Garmany and R. E. Stencel, Astron. and Astrophys. Suppl. 94,211 (1992).
19. S. P. Goodwin, A. P. Whitworth, and D. WardThompson, Astron. and Astrophys. 423, 169 (2004).
20. Y. Guo, J. Li, J. Xiong, et al., Research Astron. Astrophys. 22 (2), 025009 (2022).
21. P. Kroupa, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 322 (2), 231 (2001).
22. P. Kroupa, C. A. Tout, and G. Gilmore, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 262, 545 (1993).
23. M. A. Kuhn, R. S. de Souza, A. Krone-Martins, et al., Astrophys. J. Suppl. 254 (2), 33 (2021a).
24. M. A. Kuhn, R. S. de Souza, A. Krone-Martins, et al., VizieR Online Data Catalog J/ApJS/254/33 (2021b).
25. L. Lindegren, U. Bastian, M. Biermann, et al., Astron. and Astrophys. 649, A4 (2021).
26. L. Liu and X. Pang, Astrophys. J. Suppl. 245 (2), 32 (2019).
27. K. L. Luhman, E. E. Mamajek, P. R. Allen, and K. L. Cruz, Astrophys. J. 703 (1), 399 (2009).
28. G. Marton, L. V. Toth, R. Paladini, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 458 (4), 3479 (2016a).
29. G. Marton, L. V. Toth, R. Paladini, et al., VizieR Online Data Catalog J/MNRAS/458/3479 (2016b).
30. L. McInnes, J. Healy, and S. Astels, J. Open Source Software 2 (11), 205(2017).
31. A. M. Melnik and A. K. Dambis, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 493 (2), 2339 (2020).
32. A. M. Melnik and Y. N. Efremov, Astronomy Letters 21 (1), 10(1995).
33. T. Preibisch, Research Astron. Astrophys. 12 (1), 1 (2012).
34. T. Prusti et al. (Gaia Collab.), Astron. and Astrophys. 595, id. A1 (2016).
35. A. B. A. Queiroz, F. Anders, C. Chiappini, et al., Astron. and Astrophys. 638, id. A76 (2020).
36. A. L. Quintana and N. J. Wright, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 508 (2), 2370 (2021).
37. A. L. Quintana and N. J. Wright, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 511 (1), 1224 (2022).
38. R. Racine, Astron. J. 73, 233 (1968).
39. R. Racine, Astron. J. 79, 945 (1974).
40. I. N. Reid, J. E. Gizis, and S. L. Hawley, Astron. J. 124 (5), 2721 (2002).
41. J. Ruprecht, B. Balazs, and R. E. White, VizieR Online Data Catalog VII/31B (1998).
42. J. Ruprecht, B. A. Balazs, and R. E. White, Catalogue of star clusters and associations. Supplement 1 (Akademiai Kiado, Budapest, 1981).
43. N. Schneider, R. Simon, S. Bontemps, et al., Astron. and Astrophys. 474 (3), 873 (2007).
44. T. G. Sitnik, O. V. Egorov, T. A. Lozinskaya, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 454 (3), 2486 (2015).
45. T. G. Sitnik, O. V. Egorov, T. A. Lozinskaya, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 486 (2), 2449 (2019).
46. T. G. Sitnik, A. S. Rastorguev, A. A. Tatarnikova, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 498 (4), 5437 (2020).
47. A. A. Tatarnikova, A. M. Tatarnikov, T. G. Sitnik, and O. V. Egorov, Astronomy Letters 42 (12), 790 (2016).
48. S. van den Bergh, Astron. J. 71, 990 (1966).
49. E. Vasiliev, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 484 (2), 2832(2019).
50. A. Vallenari et al. (Gaia Collab.), arXiv e-prints astro-ph/2208.00211 (2022).
51. S. Wang and X. Chen, Astrophys. J. 877 (2), article id. 116(2019).
52. N. J. Wright, New Astronomy Rev. 90, article id. 101549(2020).
53. N. J. Wright, S. Goodwin, R. D. Jeffries, et al., arXiv e-prints astro-ph/2203.10007 (2022).
54. M. Xiang, Y.-S. Ting, H.-W. Rix, et al., Astrophys. J. Suppl. 245 (2), article id. 34 (2019).
55. B. Zhang, C. Liu, and L.-C. Deng, Astrophys. J. Suppl. 246 ( 1 ), article id. 9 (2020).
A New Revision of the Stellar Content and Physical Properties of the Young Open Cluster vdB 130 in the Region of the Stellar Association CygOB1 Based on GAIA DR3 Data
A. S. Rastorguev1'2, M. V. Zabolotslikh2, T. G. Sitnik2, D. S. Wiebe3, A. M. Tatarnikov12, A. A. Tatarnikova2,
A. P. Topchieva3, and A. A. Tatarnikov1'2
1Moscow State University, Moscow, 119234 Russia 2 Sternberg Astronomical Institute, Moscow State University, Moscow, 119234 Russia 3Institute of Astronomy, Russian Academy of Sciences, Moscow, 119017 Russia
Based on Gaia DR3 data, a new revision of the stellar content is performed within the 20'-radius field centered on the young open cluster vdB 130, which is a part of the CygOB1 stellar association. A total of 97 stars and 39 protostars of luminosity classes I/II/III are identified that have proper-motion based cluster membership probabilities P > 0.98. The total number of possible cluster members with membership probabilities P > 0.50 is equal to about 300, and the cluster age estimated by fitting theoretical isochrones does not exceed 10 Myr. The trigonometric-parallax based cluster distance is D « 1670 ± 60 pc, and the cluster color excess, E(BP — RP) « 0 m85 ± 0 m02 with evidence for strong differential extinction.
Keywords: stars: formation—stars: pre-main-sequence, protostars—open clusters and associations: general—open clusters and associations: individual: vdB 130
