Van het centrum naar de buitenwijken: een radio-onderzoek van de Orionnevelcluster | Maandelijkse mededelingen van de Royal Astronomical Society | Oxford Academisch

2021-12-02 04:16:28 By : Ms. Jane Tao

J Vargas-González, J Forbrich, SA Dzib, J Bally, From downtown to the edge: a radio survey of the Orion Nebula Cluster, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 506, Issue 3, September 2021, Pages 3169-3185 , https://doi.org/10.1093/mnras/stab1826

We presenteren een nieuw uitgebreide telling van de compacte radiopopulatie in de richting van de Orionnevelcluster (ONC) met behulp van hooggevoelige continuümkaarten (3–10 |$\mu$| Jy-straal−1) van een totaal van ∼30 uur centimeter- golflengtewaarnemingen over een gebied van ∼20 × 20 arcmin2 verkregen in de C-band (4–8 GHz) met de Karl G. Jansky Very Large Array (VLA) in zijn A-configuratie met hoge resolutie. We vullen dus ons eerdere diepgaande onderzoek van de binnenste gebieden van de ONC aan, die nu het gezichtsveld van het Chandra Orion Ultra-deep Project (COUP) bestrijken. Onze catalogus bevat 521 compacte radiobronnen, waarvan 198 nieuwe detecties. Over het algemeen stellen we vast dat 17 procent van de (meestal stellaire) COUP-bronnen radio-tegenhangers hebben, terwijl 53 procent van de radiobronnen COUP-tegenhangers hebben. Het meest opvallende is dat de radiodetectiefractie van röntgenbronnen hoger is in de binnenste cluster en bijna constant voor r > 3 arcmin (0,36 pct) vanaf θ1 Ori C, wat wijst op een correlatie tussen het radio-emissiemechanisme van deze bronnen en hun afstand tot de zwaarste sterren in het centrum van de sterrenhoop, bijvoorbeeld door verhoogde foto-ionisatie van circumstellaire schijven. De combinatie met onze eerdere waarnemingen van 4 jaar eerder leidde tot de ontdekking van snelle eigenbewegingen tot -373 km s−1 van zwakke radiobronnen geassocieerd met ejecta van de OMC1-explosie. Ten slotte zoeken we naar sterke radiovariabiliteit. We vonden veranderingen in fluxdichtheid met een factor ≲5 binnen onze waarnemingen en enkele bronnen met veranderingen met een factor >10 op lange tijdschalen van enkele jaren.

De komst van breedband-centimeter-golflengte-observatiemogelijkheden heeft een nieuw tijdperk van stellaire radioastronomie mogelijk gemaakt, inclusief observaties van radio-tegenhangers van jonge stellaire objecten (YSO's). Over het algemeen tonen deze bewijs voor zowel thermische vrij-vrije emissie van geïoniseerd materiaal als ook niet-thermische (gyro-)synchrotronemissie van magnetosferische activiteit (Dulk 1985; Güdel 2002). Een paar jaar geleden, in Forbrich et al. (2016), gebruikten we de opgewaardeerde Very Large Array (VLA) van de National Radio Astronomy Observatory om radio-tegenhangers van YSO's in de Orion Nebula Cluster (ONC), de rijkste nabijgelegen jonge stellaire cluster, te bestuderen. Deze studie, gebaseerd op het gedurende ongeveer 30 uur richten van de VLA op het hart van de ONC, verhoogde het aantal bekende radiobronnen in de ONC met een factor -7 met de detectie van 556 compacte bronnen. Andere studies, waarbij de VLA in de richting van de ONC werd gebruikt, hebben zich ook gericht op het binnenste cluster dat vergelijkbare gebieden bestrijkt (binnen ∼6 × 6 arcmin2) en meestal rms-ruisniveaus bereikt van meer dan |$30\,\,\mu$| Jy beam-1 beperkt het aantal detecties van enkele tientallen (vóór de VLA-upgrade; Churchwell et al. 1987; Garay, Moran & Reid 1987; Felli et al. 1993; Zapata et al. 2004) tot maximaal 175 bronnen (Sheehan et al. 2016). In een groter onderzocht gebied hebben Kounkel et al. ( 2014) verkreeg een ondiepe kaart van ongeveer 1|${_{.}^{\circ}}$| 6 × 0|${_{.}^{\circ}}$| 4 rond de ONC rapporteren in totaal 165 bronnen en typische rms-ruisniveaus van 60 |$\mu$| Jy-straal−1.

Bovendien zijn multi-epoch VLA-gegevens met zijn hoge hoekresolutie (0,1 boogseconden) en astrometrische mogelijkheden gebruikt om de kinematica van de ONC te beperken (Gómez et al. 2005; Kounkel et al. 2014; Dzib et al. 2017). De belangrijkste focus lag op de verbetering van eigenbeweging (PM) schattingen van de belangrijkste stellaire radiobronnen in de Orion Becklin-Neugebauer/Kleinmann-Low regio (BN/KL) in de binnenste ONC (Becklin & Neugebauer 1967; Kleinmann & Low 1967; Gómez et al. 2008; Zapata et al. 2009; Rodríguez et al. 2017, 2020). De PM van deze sterren ondersteunt het scenario waarin een meervoudig stellair systeem een ​​nauwe dynamische interactie ondervond, resulterend in twee massieve sterren (BN-bron en bron I) en ten minste één lichte ster die werd uitgeworpen op enkele tientallen km s−1, wat een krachtige uitstroom veroorzaakt die uit de OMC1-wolkenkern komt die prominent te zien is op nabij-infrarood (NIR) golflengten (Bally et al. 2015). De verbeterde gevoeligheid van de VLA maakt nu ook de detectie mogelijk van niet-stellaire emissie zoals die van jets en uitstromen (Forbrich et al. 2016; Bally et al. 2020), wat astrometrische studies mogelijk maakt, zoals hier gepresenteerd.

Terwijl de diepe radiocatalogus gepresenteerd in Forbrich et al. (2016) de telling van compacte radiobronnen aanzienlijk verbeterd, maar de vraag naar de bredere radiopopulatie in de ONC en de wisselwerking met de goed gekarakteriseerde röntgen- en infraroodpopulaties opengelaten. Het Chandra Orion Ultra-deep Project (COUP; Getman et al. 2005b) bestrijkt een groter gebied (∼17 × 17 arcmin2) dan onze enkele, diepe VLA die rond hetzelfde referentiecentrum wijst, en daarom hebben we een breder onderzoek naar radiobronnen uitgevoerd in het ONC dat in dit werk wordt gepresenteerd. Zes extra markeringen rond de diepe centrale oriëntatie werden verkregen met een ongekende gevoeligheid in dit gebied en we herhaalden ook de centrale oriëntatie ter vergelijking (zie Fig. 1).

Observationele opstelling: het centrale richten, identiek aan de aanwijspositie van de waarnemingen gepresenteerd door Forbrich et al. (2016), is omgeven door zes extra markeringen (vermeld in tabel 1) met dezelfde spectrale opstelling in de C-band. De lichtblauwe cirkels geven de HPBW aan van elk wijzend op de lage (4288 MHz) en hoge (7847 MHz) frequentie-uiteinden van de bandbreedte in onderbroken en ononderbroken lijnen (respectievelijk -10,5 en -5,8 arcmin). Rode symbolen geven de radiobronnen aan die in dit werk zijn gedetecteerd, groene symbolen geven radiobronnen aan die zijn gedetecteerd in het diepe onderzoek (Forbrich et al. 2016), met gele symbolen die bovendien de posities van θ1 Ori C en het BN-object markeren ter referentie (linksonder- respectievelijk rechtsboven). Blauwe symbolen geven de posities van röntgenbronnen uit het COUP-onderzoek aan (Getman et al. 2005a). De achtergrondafbeelding is een HST r-bandafbeelding (ACS/WFC) van de Orionnevel (tegoed: NASA, ESA, M. Robberto en het Hubble Space Telescope Orion Treasury Project Team).

Observationele opstelling: het centrale richten, identiek aan de aanwijspositie van de waarnemingen gepresenteerd door Forbrich et al. (2016), is omgeven door zes extra markeringen (vermeld in tabel 1) met dezelfde spectrale opstelling in de C-band. De lichtblauwe cirkels geven de HPBW aan van elk wijzend op de lage (4288 MHz) en hoge (7847 MHz) frequentie-uiteinden van de bandbreedte in onderbroken en ononderbroken lijnen (respectievelijk -10,5 en -5,8 arcmin). Rode symbolen geven de radiobronnen aan die in dit werk zijn gedetecteerd, groene symbolen geven radiobronnen aan die zijn gedetecteerd in het diepe onderzoek (Forbrich et al. 2016), met gele symbolen die bovendien de posities van θ1 Ori C en het BN-object markeren ter referentie (linksonder- respectievelijk rechtsboven). Blauwe symbolen geven de posities van röntgenbronnen uit het COUP-onderzoek aan (Getman et al. 2005a). De achtergrondafbeelding is een HST r-bandafbeelding (ACS/WFC) van de Orionnevel (tegoed: NASA, ESA, M. Robberto en het Hubble Space Telescope Orion Treasury Project Team).

De nieuwe waarnemingen die hier worden besproken, stellen ons in staat om de grootste telling tot nu toe van radio-tegenhangers van YSO's overal te verkrijgen, die we in de rijke multigolflengte-context van de ONC kunnen plaatsen. Daarnaast maken we gebruik van radioastrometrie bij een vergelijking van de twee centrale punten, slechts ∼ 4,15 jaar van elkaar gescheiden, om snelle eigenbewegingen in de ONC te bestuderen, wat vooral van belang is voor niet-stellaire emissie die anders moeilijker te meten is, terwijl het verstrekken van waardevolle aanvullende informatie voor bronidentificatie. Ten slotte gebruiken we de uitstekende gevoeligheid, zelfs op korte tijdschalen om onze studie van YSO-radiovariabiliteit voort te zetten, gemotiveerd door de bevindingen van extreme variabiliteit op korte tijdschalen (factor> 138 in minder dan 2 d en een factor 10 in minder dan dan 30 min) in onze vorige diepe ONC-aanwijzing (Forbrich et al. 2017).

De radiogegevens zijn tussen oktober 2016 en november verkregen met behulp van de NRAO 1 VLA (projectcode: 16B-268). afb. 1 toont de waarnemingsopstelling die bestaat uit een centraal punt naar (α, |$\delta)_{J2000}=(5^{\rm h}35^{\rm m}14^s_{\cdot }5$| ⁠ , |$-5^{\circ }22^{\rm m}30^s_{\cdot }6)$| en zes aangrenzende markeringen waargenomen gedurende ongeveer 4 uur, elk met de meest uitgebreide A-configuratiearray in de C-band. De fasecentra en data van de waarnemingen staan ​​vermeld in Tabel 1. De halfvermogenbundelbreedte (HPBW) voor de laagfrequente limiet (4288 MHz) is ∼10,5 acrmin met een totale oppervlakte van ∼20 × 20 arcmin2 binnen de collectieve laagfrequente HPBW van alle pointings. De ontvangers waren in volledige polarisatiemodus met twee basisbanden van 1 GHz, elk gecentreerd op 4,8 en 7,3 GHz met in totaal 16 spectrale vensters (8 per basisband) verdeeld in 64 kanalen met een breedte van 2 MHz. De primaire fluxdichtheidskalibrator voor alle punten was 3C 48 en de fase / versterkingskalibrator was J0541-0541, elke 5-6 minuten waargenomen om fasestabiliteit te garanderen zoals in onze eerdere waarnemingen. De lichtblauwe cirkels in fig. 1 vertegenwoordigen de HPBW aan de lage (4288 MHz) en hoge (7847 MHz) frequentie-uiteinden van de bandbreedte in onderbroken en ononderbroken lijnen (respectievelijk -10,5 en -5,8 arcmin).

VLA ONC-waarnemingen en belangrijkste beeldparameters per richtpunt.

Opmerking. De lichtblauwe nummerlabels in Fig. 1 komen overeen met de wijzernummers in deze tabel.

VLA ONC-waarnemingen en belangrijkste beeldparameters per richtpunt.

Opmerking. De lichtblauwe nummerlabels in Fig. 1 komen overeen met de wijzernummers in deze tabel.

De reductie van de gegevens werd uitgevoerd met behulp van de VLA Calibration Pipeline met behulp van de casa 2-software (release 5.4.1). Alle punten behalve punt 5 werden verminderd met de automatische verwerking van de pijpleiding. Punt 5 vereiste dat aanvullende handmatige selectie van foutieve gegevens moest worden uitgesloten in een klein deel van de waarneming, waaronder vier wetenschappelijke scans en één kalibratorscan (gelijk aan een interval van 5 minuten). Er werd geen tijd- of spectrale middeling toegepast op een van de verschillende pointings.

De gekalibreerde gegevens zijn afgebeeld met de tclean-taak in casa. Alle aanwijzers werden afgebeeld met een grootte van 8192 × 8192 pixels met een pixelgrootte van 0,1 boogseconde als een compromis tussen de pixeldekking van de gesynthetiseerde straal en de uiteindelijke grootte van de afbeelding om de grootste halfvermogenbundelbreedte van ∼ te dekken 10,5 boogmin. We gebruikten het Stokes-vlak I en de spectrale definitiemodus 'mfs' (Multi-Frequency Synthesis) die de gegevens van alle geselecteerde spectrale kanalen combineert in een enkel continuümbeeld. Het Hogbom-deconvolutie-algoritme en een Briggs-wegingsmethode met een robuustheidsparameter van 0,5 werden gebruikt. Voor het centraal richten werd een extra set afbeeldingen gemaakt met een vergelijkbare opstelling, maar met behulp van het 'mtmfs'-algoritme (Multi-term Multi-Frequency Synthesis; Rau & Cornwell 2011) met 'nterms = 2', waarbij Taylor-coëfficiëntafbeeldingen werden gegenereerd die overeenkomen met een continuümintensiteit en spectrale indexkaart. Deze beeldvormingsmethode die wordt gebruikt voor het centraal richten maakt een directe vergelijking mogelijk met de diepe radiowaarnemingen beschreven in Forbrich et al. (2016). Ruimtelijke filtering van de zichtbaarheidsgegevens werd toegepast met behulp van basislijnen van het (u, v) bereik langer dan 100 kλ ​​​​(∼6 km) om de impact van uitgebreide nevelemissie op de extractie van puntachtige bronnen te verminderen door structuren uit te filteren die groter zijn dan ∼ 2 boogseconden.

De belangrijkste parameters van de resulterende afbeeldingen voor elk aanwijzen worden vermeld in tabel 1, inclusief de gesynthetiseerde bundelgroottes en ruisniveaus. De afmetingen van de gesynthetiseerde bundel zijn typisch ongeveer 0,3 boogseconden met slechts een iets grotere hoofdas van -0,5 boogseconden voor het richten van 5. Het effectieve ruisniveau varieert daarentegen aanzienlijk door de verschillende aanwijzers en bereikt de hoogste waarde in het centrale aanwijzen vanwege de complexe structuur van het binnenste deel van het cluster. Alle aangrenzende markeringen hebben rms-ruisniveaus rond |$3\!-\!5\, \mu$| Jy beam-1 bereikt de laagste waarde in punt 1 in het noordwesten. De diepe observatie van het centrale aanwijzen gepresenteerd in Forbrich et al. (2016) heeft een nominale rms-ruis van |$3\, \mu$| Jy beam-1 zijn de meest gevoelige waarnemingen van de innerlijke ONC tot nu toe bij deze frequenties. We bereikten vergelijkbare rms-ruis in de buitenste punten waar het grootste deel van het drukke gebied en de complexe structuren aan de randen van deze afbeeldingen liggen. Ze vertegenwoordigen echter nog steeds de meest gevoelige waarnemingen van de ONC tot nu toe, terwijl vergelijkbare onderzoeken in deze regio rms-geluidsniveaus hebben gerapporteerd in het bereik van 25-80 |$\mu$| Jy beam-1 (Zapata et al. 2004; Kounkel et al. 2014; Sheehan et al. 2016). Om rekening te houden met de radiale afname van de gevoeligheid die wordt veroorzaakt door de breedbandige primaire bundelrespons, hebben we een primaire bundelcorrectiefactor toegepast op elke bron in onze catalogus na het afbeelden van de gegevens volgens de methode die is beschreven in Forbrich et al. (2016). Deze primaire bundelcorrectiefactor is een functie van de afstand tot het fasecentrum beschreven door een polynoom.

Voor directe vergelijking met onze eerdere resultaten en om eigenbewegingen te bepalen, terwijl widefield-beeldvorming in casa voorlopig is, hebben we de standaardraster voor onze afbeeldingen gebruikt. Onze beeldvormingsexperimenten laten zien dat de momenteel beschikbare breedveldbeeldvorming (w-projectiemethode via gridder = 'wproject') resulteert in standaardrasterposities in de buitenste straal (r > 6,4 arcmin) die enigszins kunnen afwijken tot 0,36 arcsec van de overeenkomstige wprojecteer posities, dwz tot de grootte van de gesynthetiseerde bundel; er is echter maar één bron op zo'n grote afstand in onze catalogus gepresenteerd in paragraaf 3.1. Op afstanden r < 3 arcmin vanaf het fasecentrum (∼80 procent van de bronnen in onze catalogus), zijn de verschuivingen tussen deze twee rasters verwaarloosbaar bij ≲0,04 boogseconden (≲10 procent van de grootte van de gesynthetiseerde bundel). Voor nog grotere afstanden stijgt de offset niet-lineair tot ongeveer de helft van de gesynthetiseerde bundelgrootte (0,2 arcsec) bij r = 5,2 arcmin, wat 97 procent van onze bronnen omvat. Zoals hieronder wordt besproken, heeft dit in ons artikel slechts een klein effect op het vergelijken van catalogi voor een beperkt aantal bronnen in onze catalogus.

De beeldvorming die in beide VLA-tijdperken is toegepast, is identiek, behalve dat we voor het nieuwe tijdperk geen kanaalmiddeling hebben toegepast, wat verschilt van de benadering in Forbrich et al. (2016). Om de impact van het gebruik van deze twee verschillende benaderingen te kwantificeren, hebben we de centrale oriëntatie van de nieuwe waarnemingen opnieuw afgebeeld met hetzelfde kanaalgemiddelde dat eerder werd gebruikt. De posities in beide afbeeldingen zijn compatibel binnen de onzekerheden waar zelfs op grote afstand van het fasecentrum (r = 6 arcmin), het effect overeenkomt met een verschuiving van minder dan 0,5σ (∼22 mas). Het effect op de fluxdichtheden is even verwaarloosbaar.

De hoge resolutie die wordt geboden door de A-configuratie-array, samen met de extra ruimtelijke filtering van de zichtbaarheidsgegevens die worden toegepast in het beeldvormingsproces, hebben de moeilijkheden om de compacte radio-emissie te ontwarren uit het bereik van emissie-afmetingsschalen over het gebied grotendeels verminderd vanwege de complexe structuur van de Orionnevel. Echter, zoals gerapporteerd door Forbrich et al. ( 2016), leidt het gebruik van geautomatiseerde methoden voor puntbronextractie tot een hoog percentage valse detectie (tot |$50{{\ \rm procent\ cent}}$|⁠ ) op VLA-beelden met dezelfde observatie-opstelling naar de ONC. De brondetectie werd dus uitgevoerd door visuele inspectie van elke individuele aanwijzer met behulp van de afbeeldingen die zijn gegenereerd in de multifrequentiesynthese (mfs) spectrale modus. De initiële bronposities in dit proces werden geschat met daofind task in iraf. Deze taak berekent de posities door de puntspreidingsfunctie van de bron te schatten met behulp van een elliptische Gauss-benadering binnen een bepaald gebied dat wordt gedefinieerd door een doos rond de bron. Deze eerste lijst met detecties per aanwijspunt komt overeen met de invoer voor een bronextractiescript dat de imfit-taak in casa gebruikt om de eindposities, fluxdichtheden en aanvullende statistische parameters per bron te verkrijgen. Voor elke invoerbron hebben we verschillende doosformaten gebruikt voor de aanpassing, variërend van 8 tot 30 pixels, waarbij verschillende offsets vanaf het midden van de bron werden toegepast om emissie van verontreinigende stoffen afkomstig van nabijgelegen bronnen te voorkomen. De verschillende outputs voor een bepaalde bron uit verschillende boxconfiguraties werden vergeleken om uiteindelijk de meting te selecteren met lagere onzekerheden en gemeten posities dichter bij de werkelijke piekpixel, waardoor de impact van nabijgelegen bronnen en van complexe nevelemissie werd geminimaliseerd. We hebben ook een minimale doosgrootte van 10 × 10 pixels afgedwongen om ten minste ongeveer tien gesynthetiseerde bundelgebieden voor statistieken te bevatten. Om betrouwbare detecties te selecteren, gebruikten we een signaal-ruisverhouding (S/N) > 5 als onze detectielimiet. Vergeleken met een criterium van S/N > 3, houdt onze aangenomen limiet conservatief rekening met niet-Gaussiaanse ruis in de binnenste cluster, wat leidt tot veel meer bronnen die zouden moeten worden afgewezen (bijv. compacte nevelemissie). Een cutoff van 5σ komt ook overeen met de meest complete radio-onderzoeken tot nu toe in het ONC-veld met detectielimieten tussen 4,5σ en 6σ (Kounkel et al. 2014; Forbrich et al. 2016; Sheehan et al. 2016).

Het uiteindelijke aantal gedetecteerde bronnen per aanwijspunt wordt weergegeven in kolom (2) in Tabel 2 en rood gemarkeerd in Fig. 1. Kolom (3) in de tabel geeft het aantal bronnen aan binnen de HPBW (aan het hoge frequentie-einde ∼ 5,8 arcmin) voor elke aanwijsfunctie. Het maximale aantal detecties wordt gevonden in het centrale punt met 272 detecties (wat overeenkomt met het dichtste gebied van de ONC) en het laagste aantal detecties wordt gevonden in punt 5.

aHPBW aan het hoogfrequente uiteinde is 5,8 arcmin (r ∼ 2,9 arcmin vanaf het fasecentrum).

Alle percentages hebben betrekking op kolom (2).

aHPBW aan het hoogfrequente uiteinde is 5,8 arcmin (r ∼ 2,9 arcmin vanaf het fasecentrum).

Alle percentages hebben betrekking op kolom (2).

Het totale aantal detecties over het hele gebied dat door de zeven markeringen wordt bestreken, is 521, zonder duplicaten die worden gedetecteerd in meer dan één oriëntatie. Aangezien de meeste duplicaten geïsoleerde bronnen zijn, werden deze gemakkelijk gevonden met een zoekradius van 1 boogsec, gevolgd door visuele inspectie.

Bronnen die in verschillende richtingen worden gedetecteerd, worden meestal op verschillende afstanden van de fasecentra gevonden. Zoals hierboven opgemerkt, vertonen deze verschillende detecties kleine positieverschuivingen. In onze catalogus rapporteren we dus posities van de dichtstbijzijnde detectie naar het fasecentrum, waar deze corresponderende afstand ook wordt gerapporteerd. Mede door de ruimtelijke filtering die inherent is aan ons experimentontwerp, gericht op de detectie van niet-thermische emissie met agressieve ruimtelijke filtering, zijn de meeste bronnen onopgelost, met slechts 2 procent met een grootte ≥3 keer het gebied van de gesynthetiseerde bundel, en slechts 8 procent van de bronnen groter dan tweemaal de gesynthetiseerde bundel. De nominale gemiddelde verhouding tussen de geïntegreerde en piekfluxdichtheid in onze catalogus is 1,2 ± 0,5. Onze catalogus vermeldt dus alleen piekfluxdichtheden.

Onze catalogus van 521 bronnen is weergegeven in Tabel 3 en aangegeven met rode symbolen in Fig. 1. Kolommen (1) en (2) tonen de posities in α en δ met hun corresponderende onzekerheden verkregen uit de pasvorm (imfit ). Kolom (3) geeft het bronidentificatienummer in deze catalogus aan. Kolommen (4) en (5) geven de piekfluxdichtheid aan (gecorrigeerd door de respons van de primaire straal) en bronaanpassingsparameters (grote en kleine assen en positiehoek). Kolommen (6) en (7) geven eerdere aanduiding in de COUP- en/of VISION-enquêtes aan. Kolom (8) geeft de afstand aan tot het stellaire systeem θ1 Ori C, en kolom (9) geeft de afstand aan tot het dichtstbijzijnde fasecentrum waar de gerapporteerde posities vandaan komen. De positie-onzekerheden die in deze catalogus worden vermeld, zijn die gegeven door imfit zonder toevoeging van kleine systematische fouten (zie hierboven). 3 Deze positionele onzekerheden hebben mediane waarden van respectievelijk 14 en 15 mas in RA en Dec. Een absolute astrometrische nauwkeurigheid voor vergelijkbare VLA-waarnemingen (identiek aan onze centrale aanwijsfunctie) werd gerapporteerd in Forbrich et al. (2016) met behulp van vijf afzonderlijke tijdperken, resulterend in een algehele absolute astrometrische nauwkeurigheid van 20-30 mas. Een absolute onzekerheid in piekfluxdichtheden van 5 procent is geschat op basis van systematische variabiliteit met behulp van een niet-variabele testcase (bron BN; zie paragraaf 3.4). Deze onzekerheid is toegevoegd in kwadratuur met de onzekerheden van de 2D-Gaussiaanse fit (imfit) die al gecorrigeerd zijn door de respons van de primaire bundel.

Catalogus van compacte radiobronnen in de ONC.

Opmerking. De volledige catalogus is beschikbaar als aanvullend materiaal.

Zoals gedefinieerd door imfit in casa.

Afstand tot dichtstbijzijnde fasecentrum. Merk op dat de gerapporteerde posities afkomstig zijn van de standaard gridder en enigszins afwijken in de buitenste straalgebieden (zie de tekst).

Catalogus van compacte radiobronnen in de ONC.

Opmerking. De volledige catalogus is beschikbaar als aanvullend materiaal.

Zoals gedefinieerd door imfit in casa.

Afstand tot dichtstbijzijnde fasecentrum. Merk op dat de gerapporteerde posities afkomstig zijn van de standaard gridder en enigszins afwijken in de buitenste straalgebieden (zie de tekst).

In deze nieuwe telling van compacte radiobronnen in de richting van de ONC, rapporteren we 198 nieuwe bronnen die niet eerder op deze frequenties werden gerapporteerd. Dit is gebaseerd op een vergelijking met de meest complete catalogi van compacte radiobronnen gemaakt van de ONC en gepresenteerd in Forbrich et al. (2016), Sheehan et al. (2016), Kounkel et al. (2014), en Zapata et al (2004). De hoogste fracties van nieuwe bronnen zijn te vinden in de punten 1 en 2, het meest noordelijke deel van de cluster zoals te zien in figuur 1.

Voor een meer directe vergelijking werd het centrale punt vergeleken met de diepe observatie gepresenteerd in Forbrich et al. (2016), wat identieke waarnemingen zijn, afgezien van de cumulatieve waarnemingstijd (∼30 uur voor de diepe waarnemingen). In hetzelfde gebied waar ze 556 bronnen vinden, detecteren we 272. Er zijn 303 bronnen in de diepe catalogus die niet zijn gedetecteerd in de centrale oriëntatie van de nieuwe waarnemingen (niet alle 272 hebben een tegenhanger in de diepe catalogus), wat verwacht wordt vanwege tot het verschil in gevoeligheid, waarbij een groot deel van de zwakke bronnen in de diepe catalogus ver onder het ruisniveau in de nieuwe gegevens ligt. Niet alle bronnen die werden gedetecteerd in de centrale oriëntatie van de nieuwe en minder gevoelige waarnemingen, werden echter gedetecteerd in de diepe gegevens, en er zijn inderdaad 19 nieuwe bronnen in de centrale oriëntatie die duidelijk in de diepe gegevens hadden moeten worden gedetecteerd. Dit zijn duidelijke doelen voor variabiliteitsanalyse en worden besproken in paragraaf 3.4.

Ons primaire doel na het onthullen van de compacte radiopopulatie in de ONC is het zoeken naar radio-tegenhangers van YSO's. Ze kunnen worden gedetecteerd door zowel thermische als niet-thermische radiostraling. Terwijl niet-thermische emissie zijn oorsprong vindt op de kleinste schalen in de stellaire coronae van jonge sterren met een lage massa, vindt thermische radio-emissie daarentegen plaats in een reeks grotere schalen in stellaire schijven of uitstroom wanneer het wordt geassocieerd met een stellaire bron. Compacte bronnen met deze frequenties kunnen echter ook worden gedetecteerd als thermische emissie van geïoniseerd materiaal dat niet strikt gerelateerd is aan een stellaire bron (Churchwell et al. 1987; Garay et al. 1987; Forbrich et al. 2016; Sheehan et al. 2016). Een extra bron van besmetting is afkomstig van extragalactische achtergrondbronnen, ook al is eerder vastgesteld dat deze minimaal zijn. In de tot nu toe diepste catalogus voor de innerlijke ONC (Forbrich et al. 2016), werd geschat dat ∼97 procent van de compacte radiobronnen binnen r < 1,6 arcmin gerelateerd zijn aan het cluster. Hier bestrijken we een aanzienlijk groter gebied, en hoewel het centrale gebied minder gevoelig is voor achtergronddetectie vanwege de verhoogde rms-ruis veroorzaakt door de nevel zelf, verwachten we zwakke achtergrondradiobronnen te vinden van heldere achtergrondsterrenstelsels in de buitenste gebieden, gegeven de hooggevoeligheid. Een bespreking van het verwachte aantal extragalactische radiobronnen in de buitengebieden wordt later in deze sectie gepresenteerd, bij de bespreking van Fig. 5.

Om de aard van de compacte radiopopulatie te benaderen, hebben we onze catalogus vergeleken met de meest complete röntgen- en NIR-gegevenssets die beschikbaar zijn voor de ONC. De COUP X-ray-catalogus gerapporteerd in Getman et al. ( 2005b) vertegenwoordigt de beste referentie voor YSO's in de ONC. Hier wordt de röntgenstraling van jonge sterren geassocieerd met thermische emissie van heet plasma in coronale activiteit (bijv. Feigelson & Montmerle 1999). De waarnemingen die in dit werk worden gepresenteerd, waren ontworpen om het COUP-onderzoeksgebied van ∼20 × 20 arcmin2 te bestrijken (blauwe markeringen in Fig. 1 vertegenwoordigen de COUP-catalogus). De aanvullende NIR-gegevensset die hier wordt gebruikt, is de VISION-catalogus die is gerapporteerd in Meingast et al. (2016), een overzicht van de gehele Orion A moleculaire wolk in JHKS-banden. De NIR-band is een extra tracer van de jonge sterrenpopulatie naar de ONC, aangezien dergelijke röntgen- en NIR-gegevens over het algemeen even effectief zijn bij het detecteren van ingebedde bronnen (bijv. Ryter 1996). Elke extragalactische achtergrondverontreiniging is onwaarschijnlijk wanneer bronnen worden gesuperponeerd op de hoge uitstervingsniveaus van de ONC, maar tegelijkertijd pikt de NIR ook voorgrondbronnen op. In tegenstelling tot het röntgenonderzoek, wordt de NIR-catalogus ernstig beïnvloed door heldere uitgebreide emissie van de Orionnevel in de binnenste gebieden, waar het dus minder volledig is voor YSO's.

De hoekresolutie in COUP en VISION is <0,5 arcsec, wat vergelijkbaar is met de typische bundelgrootte in onze waarnemingen. Bovendien hebben de gerapporteerde positionele fouten in de COUP-enquête een gemiddelde waarde van 0,1 boogsec, met maximale fouten van 0,59 boogsec, hoewel 99 procent van de bronnen positionele fouten ≤0,5 boogsec heeft. Aan de andere kant is de gerapporteerde astrometrische nauwkeurigheid in de VISION-catalogus ∼70 mas. Op basis van deze overwegingen en om bovendien rekening te houden met de kleinste afstanden tot de dichtstbijzijnde buren, hebben we daarom een ​​conservatieve straal van 0,5 boogseconde overwogen voor het zoeken naar tegenhangers in deze onderzoeken. De robuustheid van deze aanpak wordt aangetoond als we bedenken dat als we deze zoekradius vergroten tot 1 boogsec, het aantal correlaties met de COUP- en VISION-onderzoeken met respectievelijk slechts 5 en 4 procent zou toenemen, inclusief niet-verwante naaste buren. Binnen het gebied dat in onze waarnemingen wordt bestreken, rapporteren we 521 radiobronnen, terwijl de COUP-catalogus 1616 bronnen rapporteert en de VISION-catalogus 3558 bronnen. Een totaal van 275 bronnen in onze catalogus (∼53 procent) hebben röntgen-tegenhangers, wat overeenkomt met slechts |$17{{\ \rm procent}}$| van de COUP-catalogus. Aan de andere kant hebben 290 NIR-bronnen (of ∼56 procent) tegenhangers in onze radiocatalogus, wat overeenkomt met slechts ∼8 procent van de NIR-catalogus binnen hetzelfde gebied.

afb. 2 toont de oppervlakte-aantaldichtheid van de drie golflengtepopulaties als functie van de geprojecteerde afstand van θ1 Ori C, een jong en massief stellair systeem van ∼50 M⊙ in de Trapeziumcluster in het centrum van de ONC (Kraus et al. 2007) . Onze waarnemingsopstelling is eigenlijk gecentreerd ∼1 arcmin noordwest van θ1 Ori C naar het BN/KL-gebied om de gevoeligheid in dit complexe gebied te optimaliseren terwijl het nog steeds overeenkomt met het COUP-gezichtsveld. Door onze referentie op θ1 Ori C te centreren, kunnen we ingaan op elke impact die de meest massieve sterren in het centrum van de cluster hebben op de radio-emissie in een context met meerdere golflengten. De algemene verdelingen voor de drie banden tonen het dichtste gebied in de centrale cluster (r < 1 arcmin) met een opmerkelijke overeenkomst in hun totale aantal bronnen die gelijk zijn aan een gemiddelde oppervlaktedichtheid van (3,7 ± 0,2) × 103 bronnen pc−2. Ondanks deze gelijkenis vertegenwoordigen ze niet dezelfde populatie en inderdaad, in deze binnenste bak, is hun werkelijke correlatie, aangegeven door de oranje verdeling (populatie met detecties in de drie banden), slechts een derde van hun totale aantal bron. De röntgen- en NIR-verdelingen vertonen bijna hetzelfde profiel tot r = 2 arcmin.

Azimutaal gemiddelde oppervlakte-aantaldichtheid als functie van de geprojecteerde afstand tot θ1 Ori C voor de drie verschillende golflengtepopulaties. De VISION-, COUP- en radiocatalogi worden aangegeven met respectievelijk groene, blauwe en rode lijnen. Bronnen met detecties in alle drie de banden zijn aangegeven in de oranje lijn, terwijl de gestippelde zwarte lijnen de distributies aangeven voor de diepe catalogus van Forbrich et al. (2016). Elk gegevenspunt vertegenwoordigt de oppervlaktedichtheid van bronnen binnen ringvormige gebieden met een breedte van 1 boogmin, aangegeven door verticale lijnen en de foutbalken zijn gebaseerd op foutvoortplanting van telstatistieken (Poisson-fouten).

Azimutaal gemiddelde oppervlakte-aantaldichtheid als functie van de geprojecteerde afstand tot θ1 Ori C voor de drie verschillende golflengtepopulaties. De VISION-, COUP- en radiocatalogi worden aangegeven met respectievelijk groene, blauwe en rode lijnen. Bronnen met detecties in alle drie de banden zijn aangegeven in de oranje lijn, terwijl de gestippelde zwarte lijnen de distributies aangeven voor de diepe catalogus van Forbrich et al. (2016). Elk gegevenspunt vertegenwoordigt de oppervlaktedichtheid van bronnen binnen ringvormige gebieden met een breedte van 1 boogmin, aangegeven door verticale lijnen en de foutbalken zijn gebaseerd op foutvoortplanting van telstatistieken (Poisson-fouten).

De verdeling van de röntgenstraling neemt voortdurend af, wat gedeeltelijk de structuur van het cluster onthult, maar ook de gevoeligheidsbeperkingen in de buitenste bakken laat zien. Evenzo neemt de radiodistributie voortdurend af, zij het in een sneller tempo. In tegenstelling tot de diepe radiocatalogusdistributie (gestippelde zwarte lijn), neemt onze radiocatalogus (doorlopende rode lijn) niet alleen af ​​door een gevoeligheidseffect, ook al is de gevoeligheid niet constant. De hoekafstand tussen de fasecentra van aangrenzende aanwijzers is ∼5 arcmin, waarbij de laagste gevoeligheid optreedt bij 2,5 arcmin tussen elke richting. Op deze afstand geeft de breedbandige primaire bundelcorrectie een fluxdichtheidscorrectie van 40 procent aan, wat daarom technisch gezien de maximale variatie in gevoeligheid vormt vanwege de onderlinge afstand van onze individuele punten. We hebben echter aangetoond in Forbrich et al. (2016) dat op deze hoekafstand van het fasecentrum van het centrale punt de beeldruis nog steeds wordt gedomineerd door de Orionnevel zelf, en de impact op onze analyse dus beperkt is. Op grond van deze overwegingen lijkt de radiodistributie de intrinsieke structuur van het cluster te onthullen. Bij grotere stralen (r > 4 arcmin) blijft de NIR-distributie vrijwel constant, grotendeels vanwege de aanwezigheid van infraroodbronnen op de voorgrond naast de jonge stellaire populatie verder weg van het centrum van de cluster. Hoewel de COUP-distributie ook besmetting kan omvatten, in dit geval van extragalactische kandidaten, is dit slechts een kleine fractie (∼160) en zijn de meeste röntgenbronnen waarschijnlijk leden van de ONC (Getman et al. 2005b); bovendien zullen extragalactische röntgenbronnen worden beïnvloed door uitsterven op de voorgrond in de wolk en zijn dus ongelijk verdeeld.

Om de correlatie tussen de drie hoofdverdelingen weergegeven in figuur 2 (radio/röntgen/NIR) te beoordelen, hebben we de verschillende populatiefracties gekwantificeerd als een functie van de geprojecteerde afstand vanaf θ1 Ori C zoals getoond in figuur 3. Aangezien we hebben ons referentiecentrum ∼1 boogmin zuidoost verschoven van het werkelijke centrum van de waarnemingen, daarom hebben we het referentiekader voor deze analyse verplaatst naar de zuidoostelijke grens van onze radio-survey (en COUP gezien de bijna identieke dekking). Aangezien de maximale radiale dekking in onze radiocatalogus ∼10,4 boogminuut is, bereiken we deze grens nu op ∼9,4 boogmin ten zuidoosten van θ1 Ori C, waarmee we een eerste limiet voor onze analyse bij deze maximale straal instellen. Er is echter een extra beperking ingesteld om elke gevoeligheidsbias te voorkomen voor de detectie van bronnen in de grenzen van onze radiocatalogus (die gevoelig wordt voor de helderste bronnen vanwege de correctie van de primaire bundel). We hebben een radiale limiet ingesteld voor onze analyse om het middelpunt tussen de HPBW aan de lage en hoge frequentie-uiteinden van de bandbreedte niet te overschrijden (respectievelijk stippellijnen en ononderbroken lijncirkels in figuur 1). Dit middelpunt wordt bereikt op 8 boogminuten in zuidoostelijke richting, dus we gaan onze volgende analyse beperken tot deze straal. Het linkerpaneel in Fig. 3 geeft de fractie aan tussen de totale radiodistributie getoond in Fig. 2 over de totale röntgen- en NIR-distributies (aangegeven door respectievelijk blauwe en groene histogrammen), zonder individuele tegenhangers. In het centrale cluster geven deze fracties bijna gelijke aantallen röntgen- en NIR-bronnen aan, terwijl het aantal radiobronnen |$\sim 10\!-\!30{{\ \rm procent\ cent}}$|⁠ lager is. Deze fracties nemen vervolgens af zoals verwacht van hun individuele distributies in Fig. 2. Hier neemt de radio naar NIR-fractie (groen) iets sneller af vanwege de meer uniforme ruimtelijke distributie van NIR-bronnen in het veld (inclusief voorgrondbronnen) in vergelijking met de continu afnemende oppervlaktedichtheidsverdeling van radiobronnen naarmate we verder weg gaan van θ1 Ori C. Interessant is dat voor geprojecteerde afstanden van r > 3 arcmin, in tegenstelling tot de continue afname van de radio naar NIR-fracties, de radio naar röntgenfracties (blauw ) vestigt zich rond |$19\pm 1{{\ \ rm procent\ cent}}$|⁠ , wat zou kunnen aangeven hoe deze twee populaties een vergelijkbare structuur van het cluster binnen dit radiale bereik volgen.

Detectiefracties tussen de drie verschillende populaties radio/röntgen/NIR als functie van de afstand tot θ1 Ori C. Het linkerpaneel toont de fractie radiobronnen over de röntgenpopulaties (blauw) en NIR (groen). Centraal paneel toont de röntgen- (blauw) en NIR (groen) detectiefractie van radiobronnen. Het rechterpaneel toont de radiodetectiefractie van röntgenbronnen (blauw) en NIR-bronnen (groen). De 1σ-foutbalken zijn afgeleid van telstatistieken (Poisson-fouten).

Detectiefracties tussen de drie verschillende populaties radio/röntgen/NIR als functie van de afstand tot θ1 Ori C. Het linkerpaneel toont de fractie radiobronnen over de röntgenpopulaties (blauw) en NIR (groen). Centraal paneel toont de röntgen- (blauw) en NIR (groen) detectiefractie van radiobronnen. Het rechterpaneel toont de radiodetectiefractie van röntgenbronnen (blauw) en NIR-bronnen (groen). De 1σ-foutbalken zijn afgeleid van telstatistieken (Poisson-fouten).

Het middelste paneel in afb. 3 toont de röntgen- en NIR-detectiefractie van radiobronnen (dwz röntgen- of NIR-tegenhangers van onze radiocatalogus) aangegeven door respectievelijk blauwe en groene histogrammen. De algemene verdelingen vertonen geen significante trend en zijn in feite verenigbaar met een constante verdeling binnen de fouten. Het is duidelijk dat bij grotere radii het lagere aantal radiobronnen grotere onzekerheden introduceert. Een vergelijkbare vergelijking wordt getoond in het rechterpaneel, maar met respectievelijk blauw en groen aanduiding van de radiodetectiefracties van röntgen- en NIR-bronnen (dwz het aantal röntgen- of NIR-bronnen met radio-tegenhangers). Hier vertegenwoordigt de blauwe verdeling onze beste schatting voor de radiodetectiefractie van YSO's in de ONC en elke radiale trend met betrekking tot de helderste trapeziumster in het midden van de cluster kan heel goed belangrijke informatie opleveren over het onderliggende emissiemechanisme dat op verschillende afstanden domineert. . Als YSO's vergelijkbare geometrieën hebben, zouden we hier geen trend verwachten, en de radio-tot-röntgenverhouding zou in plaats daarvan eenvoudig de basis YSO-eigenschappen weerspiegelen. Er is echter een zeer duidelijke radiale trend die suggereert dat röntgenbronnen in de richting van het centrale deel van de cluster waarschijnlijker een radio-tegenhanger hebben dan röntgenbronnen in de buitenste gebieden. Dit wijst op een mogelijke impact van het Trapezium op YSO-eigenschappen in de ONC. Een mogelijkheid is dat circumstellaire schijven van YSO's (met een centrale röntgenbron) extern worden gefoto-ioniseerd door de invloed van de Trapeziumsterren (O'dell, Wen & Hu 1993; Henney & Arthur 1998; Concha-Ramírez et al. 2020 en referenties daarin), wat leidt tot de detectie van geïoniseerd materiaal als thermische vrij-vrije radio-emissie. In dit geval, als we verder weg gaan van het Trapezium, kan de detectiefractie (blauwe verdeling) gedomineerd worden door niet-thermische radio-emissie die intrinsiek is aan YSO's. De detectiefractie is zo hoog als |$40\pm 6{{\ \rm procent\ cent}}$| in de binnenbak (r < 0,12 pc) en neemt vervolgens af tot |$17\pm 3{{\ \rm procent\ cent}}$| in de derde bak (r < 0,36 pc). Voor afstanden r > 3 arcmin (0,36 pc) schommelt de radiodetectiefractie van röntgenbronnen rond |$11\pm 2{{\ \rm per\ cent}}$|⁠ , wat een basislijn zou kunnen zijn voor de detectie van niet-thermische radiostraling van de YSO-populatie die röntgenstraling uitzendt zonder de invloed van nabije jonge massieve sterren die anders tot een constante verspreiding zouden leiden. Daarentegen neemt de radiodetectiefractie van NIR-bronnen (groen) continu af met de radiale afstand, maar dit wordt verwacht omdat het het feit weerspiegelt dat de NIR-catalogus niet alleen clusterleden omvat, maar ook bronnen die geen verband houden met de ONC.

Na de interpretatie van de hoge radiodetectiefractie van röntgenbronnen dichter bij het trapezium, meer waarschijnlijk als gevolg van de detectie van extern foto-geïoniseerde circumstellaire schijven, wordt verwacht dat de fluxverdeling van deze bronnen (thermische vrij-vrije emissiecomponent) afneemt met afstand tot de ioniserende bron. afb. 4 toont de verdeling van de piekfluxdichtheid als functie van de geprojecteerde afstand tot θ1 Ori C en toont duidelijk hogere radiofluxen dichter bij het trapezium, met een afnemende trend die duidelijker is voor r ≲ 2,5 arcmin. Mogelijke afwijkingen van deze trend zijn ten eerste de discrepantie tussen de geprojecteerde en werkelijke fysieke scheiding tot de ioniserende bron waar de werkelijke fysieke scheidingen aanzienlijk groter zouden kunnen zijn. Ten tweede zou een fractie van de bronnen intrinsiek heldere niet-thermische radiozenders kunnen zijn.

Piekfluxdichtheidsverdeling als functie van de geprojecteerde afstand tot θ1 Ori C. Blauwe symbolen geven bronnen aan met röntgentegenhangers en grijze symbolen geven de overige bronnen aan. Rode symbolen tonen de mediaan van de blauwe verdeling per 0,25 bins (voor r < 2 arcmin) en 0,5 arcmin bins (voor r > 2 arcmin). De mediane foutbalken vertegenwoordigen het 25e en 75e percentiel van de gegevens in elke bak.

Piekfluxdichtheidsverdeling als functie van de geprojecteerde afstand tot θ1 Ori C. Blauwe symbolen geven bronnen aan met röntgentegenhangers en grijze symbolen geven de overige bronnen aan. Rode symbolen tonen de mediaan van de blauwe verdeling per 0,25 bins (voor r < 2 arcmin) en 0,5 arcmin bins (voor r > 2 arcmin). De mediane foutbalken vertegenwoordigen het 25e en 75e percentiel van de gegevens in elke bak.

Een interessante vraag die door deze resultaten wordt opgeroepen, betreft de aard van de radiopopulatie zonder röntgentegenhangers. Aan de ene kant, in de richting van het centrum van de cluster, zijn de meeste van deze bronnen waarschijnlijk thermische radiobronnen, waaronder extern foto-geïoniseerde schijven, stellaire jets en uitstromen, en ook compacte emissie van de nevel, maar naar de buitenste gebieden waar we geen een significante invloed van de Trapeziumsterren zouden we een veel kleiner aantal van deze bronnen verwachten. Zoals hierboven opgemerkt, terwijl het centrale gebied al minder gevoelig is voor achtergrondverontreiniging door de aanwezigheid van de nevel, neemt deze verontreiniging in de buitenste gebieden toe. Bovendien kan er een klein aantal bronnen zijn die niet zijn geïdentificeerd als YSO's als deze op het moment van de waarnemingen niet actief waren met röntgenstraling. Er is inderdaad gevonden dat röntgenbronnen met radio-tegenhangers voornamelijk bronnen zijn met een hoge röntgenhelderheid en er zijn zelfs enkele gevallen waarin niet-thermische radio-YSO's helemaal geen röntgen-tegenhanger hebben (Forbrich & Wolk 2013; Rivilla et al. 2015; Forbrich et al. 2016). Het bovenpaneel in afb. 5 toont de radiale verdeling van de totale radiopopulatie, evenals de radiopopulatie met en zonder röntgentegenhangers. De radiopopulatie zonder röntgentegenhangers piekt in het centrale gebied, wat impliceert dat er een correlatie is met de binnenste cluster en deze bronnen zijn niet alleen achtergrondsterrenstelsels die zouden leiden tot een constante distributie zoals we zien in het buitenste gebied (>3 arcmin ). In dit buitenste gebied is de verdeling van radiobronnen zonder röntgentegenhangers gelijkmatig over het veld verdeeld, zoals aangegeven door zwarte symbolen in het onderste paneel van Fig. 5. In hetzelfde onderste paneel hebben we in rode symbolen de radiobronnen met X-ray tegenhangers, maar gemarkeerd als extragalactische kandidaten in de COUP-catalogus. We vonden slechts 11 van deze bronnen in onze catalogus (∼2 procent) van de 159 extragalactische bronkandidaten in de COUP-catalogus, die gelijkmatig over het hele veld zijn verspreid (Getman et al. 2005a). Om de mogelijkheid om extragalactische bronnen te detecteren te beoordelen, hebben we gebruik gemaakt van het werk van Fomalont et al. (1991) om het verwachte aantal achtergrondbronnen in een bepaald gebied boven een bepaalde fluxdichtheidsdrempel te schatten. We beschouwden een gebied binnen 3 < r < 9 arcmin, exclusief het centrale cluster en waar de distributie van radiobronnen zonder röntgentegenhangers bijna constant blijft rond 11 ± 3 bronnen per bak, in totaal 65 ± 8 bronnen. Volgens de detectiedrempel van 5σ die in onze catalogus wordt gebruikt en een gemiddeld rms-niveau van 4 |$\mu$| Jy beam−1 (zie tabel 1), vinden we een verwacht aantal achtergrondbronnen van ∼155 ± 22 en daarom zijn extragalactische bronnen een redelijke verklaring voor ten minste enkele van de radiobronnen zonder röntgentegenhangers in de buitengebieden. Om de steekproef van 65 radiobronnen binnen 3 < r < 9 arcmin verder te onderzoeken, hebben we gekeken naar hun correlaties met NIR en optische golflengten. Elf bronnen hebben NIR-tegenhangers in VISION, negen bronnen hebben optische tegenhangers in Gaia EDR3 (Gaia Collaboration et al. 2016, 2021), en slechts vier bronnen hebben tegenhangers in beide banden; de aard van die blijft echter onbekend. Aan de andere kant zijn acht bronnen geassocieerd met de OMC1-uitstroom die later in paragraaf 3.3 wordt besproken, en vier bronnen zijn geassocieerd met proplyds die worden gevonden in optische HST-gegevens (Ricci, Robberto & Soderblom 2008), waardoor we met 55 niet-geïdentificeerde bronnen in dit voorbeeld achterblijven en dus potentieel extragalactische kandidaten.

Bovenste paneel: radiale verdeling van bronnen als functie van geprojecteerde afstand tot θ1 Ori C. De rode stippellijn geeft de verdeling van radiobronnen in onze catalogus aan. Magenta en zwarte lijnen geven de distributie van radiobronnen in onze catalogus aan, respectievelijk met en zonder X-ray COUP-tegenhangers. De verticale stippellijn geeft de binnenstraal van het ringvormige gebied aan dat wordt gebruikt om het verwachte aantal extragalactische bronnen te schatten. Onderste paneel: ruimtelijke verdeling van radiobronnen zonder röntgentegenhanger (zwart) en radiobronnen met röntgentegenhanger gemarkeerd als extragalactische kandidaten in de COUP-catalogus (rood). De achtergrondafbeelding is een HST r-band afbeelding (ACS/WFC) van de Orionnevel (Credit: NASA, ESA, M. Robberto en het Hubble Space Telescope Orion Treasury Project Team).

Bovenste paneel: radiale verdeling van bronnen als functie van geprojecteerde afstand tot θ1 Ori C. De rode stippellijn geeft de verdeling van radiobronnen in onze catalogus aan. Magenta en zwarte lijnen geven de distributie van radiobronnen in onze catalogus aan, respectievelijk met en zonder X-ray COUP-tegenhangers. De verticale stippellijn geeft de binnenstraal van het ringvormige gebied aan dat wordt gebruikt om het verwachte aantal extragalactische bronnen te schatten. Onderste paneel: ruimtelijke verdeling van radiobronnen zonder röntgentegenhanger (zwart) en radiobronnen met röntgentegenhanger gemarkeerd als extragalactische kandidaten in de COUP-catalogus (rood). De achtergrondafbeelding is een HST r-band afbeelding (ACS/WFC) van de Orionnevel (Credit: NASA, ESA, M. Robberto en het Hubble Space Telescope Orion Treasury Project Team).

We hebben onze analyse gericht op azimutaal gemiddelde radiale trends in plaats van op individuele oriëntaties. Dit wordt gerechtvaardigd door het feit dat we slechts beperkt bewijs vinden voor significante verschillen tussen de individuele punten. Om eventuele substantiële verschillen tussen hen te kwantificeren, vergeleken we hun relatieve multigolflengteverdelingen met behulp van KS-tests. We ontdekten dat de buitenste wijzers vergelijkbare verdelingen hebben en dat het enige grote verschil afkomstig is van het vergelijken van de centrale wijzers met een van de buitenste (zie sectie B voor details over de KS-statistieken).

Een ander interessant aspect is de relatieve fractie van radiobronnen die noch röntgenstraling noch NIR-tegenhangers hebben, die aanzienlijk lager is in de buitenste velden. Deze populatie vertegenwoordigt hoogstwaarschijnlijk compacte radio-emissie van niet-stellaire oorsprong. In paragraaf 3.3 identificeren we één categorie van dergelijke niet-stellaire radio-emissie door eigenbewegingsmetingen te gebruiken, waarbij bronnen worden geïdentificeerd die verband houden met de OMC1-uitstroom.

In onze vergelijking tussen de hier gepresenteerde waarnemingen en de diepe catalogus die is gerapporteerd in Forbrich et al. (2016), konden we impliciet de eigenbeweging van 253 bronnen meten. Deze vergelijking heeft alleen betrekking op het centrale punt in tijdperk 2016, dit zijn identieke waarnemingen naar exact hetzelfde fasecentrum en in fase gerefereerd tegen dezelfde verre quasar, zodat deze vergelijking in feite absolute astrometrie vertegenwoordigt. We behandelen echter slechts een tijdbasislijn van 4,19 jaar. De gemiddelde positiefouten in onze catalogus zijn ∼20 mas en de geschatte astrometrische nauwkeurigheid van de vijf tijdperken in Forbrich et al. (2016) is 20-30 mas. Om eigenbewegingen boven deze limieten te detecteren, zou een enkele bron een minimumsnelheid van -22 km s-1 nodig hebben, wat ongebruikelijk is voor een stellaire bron en daarom verwachtten we geen significante bewegingen in onze steekproef. Sterren met snelheden >10 km s−1 worden als bijzondere bronnen beschouwd en boven 30 km s−1 bevinden zich al in het op hol geslagen regime (Farias, Tan & Eyer 2020; Schoettler et al. 2020). Stellaire eigenbewegingen in de ONC zijn typisch μtot ≲ 2 mas yr−1 (4 km s−1; Dzib et al. 2017; Kim et al. 2019) en slechts een handvol bronnen heeft snelle eigenbewegingen met μtot ≤30 mas yr−1 (60 km s−1; Gómez et al. 2005, 2008; Rodríguez et al. 2020), waarvan de meeste geassocieerd zijn met de uitgeworpen sterren in het BN/KL-gebied (die later in deze sectie zullen worden besproken).

Ondanks de bovenstaande overwegingen ontdekken we verrassend hoge PM's in onze steekproef met geprojecteerde snelheden tot ∼373 km s−1 voor een afstand van ∼400 pct. tot de ONC (Großschedl et al. 2018; Kuhn et al. 2019) . Deze bevinding biedt een extra en belangrijk hulpmiddel voor bronidentificatie. afb. 6 toont het absolute PM-diagram in het μαcos (δ) × μδ-vlak voor het volledige monster. Bronnen met bewegingen boven 5σ in ten minste één richting α of δ zijn kleurgecodeerd door hun transversale snelheid (Vt). Het is belangrijk om hier op te merken dat deze onzekerheden werden afgeleid door foutpropagatie van de montagefouten (positionele onzekerheden), dus deze kunnen worden onderschat. Van de 253 bronnen voldoen er 48 aan dit criterium. De overige bronnen zijn grijs gemarkeerd. Met deze eerste grenswaarde blijven bronnen met kleine onzekerheden maar nog steeds met onbeduidende PM over (zelfs bij bewegingen boven 5σ). Vervolgens wordt een extra afkapwaarde toegepast waarbij rekening wordt gehouden met de PM-dispersie om een ​​intrinsieke bewegingsruis in het PM-diagram in Fig. 6 te schatten. Deze aanvullende afkapwaarde wordt hieronder beschreven.

Absolute eigenbewegingen van compacte radiobronnen in het μαcos (δ) × μδ-vlak kleurgecodeerd door hun transversale snelheid. Bronnen met bewegingen die compatibel zijn met nul binnen 5σ in α en δ worden grijs weergegeven. De histogramverdelingen van bewegingen in α en δ worden respectievelijk weergegeven in het bovenste en rechter paneel voor het volledige monster (oranje) en submonster (donkerblauw). Er is een Gauss-aanpassing opgenomen voor de submonsterverdeling die wordt gebruikt om het elliptische gebied met intrinsieke ruis te definiëren dat in het diagram wordt weergegeven.

Absolute eigenbewegingen van compacte radiobronnen in het μαcos (δ) × μδ-vlak kleurgecodeerd door hun transversale snelheid. Bronnen met bewegingen die compatibel zijn met nul binnen 5σ in α en δ worden grijs weergegeven. De histogramverdelingen van bewegingen in α en δ worden respectievelijk weergegeven in het bovenste en rechter paneel voor het volledige monster (oranje) en submonster (donkerblauw). Er is een Gauss-aanpassing opgenomen voor de submonsterverdeling die wordt gebruikt om het elliptische gebied met intrinsieke ruis te definiëren dat in het diagram wordt weergegeven.

Een belangrijk voorbehoud bij dit voorbeeld is het feit dat niet alle bronnen een stellaire tegenhanger vertegenwoordigen (zie paragraaf 3.2) en dat daarom een ​​onrealistische spreiding kan worden geïnjecteerd in het centrale deel van het diagram, veroorzaakt door schijnbare bewegingen van uitgestrekte bronnen die kunnen gezien worden als compacte radiostraling in de vorm van thermische remstraling afkomstig van geïoniseerd materiaal rond jonge sterren, bijvoorbeeld een piekemissie bovenop een boegschok. Deze schijnbare beweging kan worden veroorzaakt door vervaging en opheldering van hetzelfde kenmerk tussen de twee tijdperken. Aan de andere kant, gezien de korte tijdsverschillen tussen de twee tijdperken, zijn we alleen in staat om significante bewegingen boven enkele tientallen mas yr−1 te onthullen. Er is echter een continuümbereik van bewegingen van −70 tot 60 mas yr−1 in α en van −65 tot 125 mas yr−1 in δ.

Om een ​​realistische PM-dispersie te bepalen, hebben we een Gauss-fit voor elke as in Fig. 6 beperkt tot een steekproef van bronnen die (1) compact zijn, (2) niet op een complexe of uitgebreide emissie liggen, en (3) vertonen geen duidelijke beweging, die wordt beschouwd als bronnen met positiemetingen die compatibel zijn binnen 3σ tussen de twee tijdperken. Deze selectie geeft ons een spreiding die de intrinsieke bewegingsruis in het PM-diagram weergeeft als gevolg van positieonzekerheden. Deze verdeling wordt weergegeven in donkerblauwe histogrammen in Fig. 6 voor elke as, samen met hun Gauss-fit ook in donkerblauwe kleur. De volledige steekproefverdeling wordt weergegeven in oranje histogrammen. De gearceerde ellips vertegenwoordigt vijf keer de spreiding van de Gauss-fit voor elke as om dubbelzinnige bewegingen binnen dit gebied uit te sluiten en de discussie te concentreren op de meest significante bewegingen na de vorige afkapcriteria.

Het laatste voorbeeld van significante bewegingen wordt weergegeven in tabel A1. Het bestaat uit 22 bronnen met transversale snelheden in het bereik van -95-373 km s-1, waarvan de meeste langs de 'vinger'-vormige kenmerken naar het noorden en noordwesten van de BN/KL-uitstroom van de Orion OMC1 liggen. cloud core (Zapata et al. 2009; Bally et al. 2015) en ook bekend als 'Orion Fingers' (Taylor et al. 1984; Allen & Burton 1993). afb. 7 toont een NIR-beeld met hoge resolutie naar de OMC1-uitstroom aangepast van Bally et al. (2015) met het breedbandige Ks-filter in rood, de 2,12-μm H2 en 1,64-μm [Fe ii] smalle banden in respectievelijk groen en blauw. De uitstroom van OMC1 heeft een explosieve morfologie van moleculair materiaal als gevolg van de dynamische ontmoeting van sterren die meer dan 500 jaar geleden werden uitgeworpen met snelheden van enkele tientallen km s−1 (Bally & Zinnecker 2005; Rodríguez et al. 2005). Het meeste materiaal dat te zien is in de NIR-afbeelding in Fig. 7 lijkt te zijn veroorzaakt door deze gebeurtenis. Deze bevinding bewijst de gevoeligheid van deze VLA-waarnemingen voor niet-stellaire radiostraling en het nut van eigenbewegingen als een extra stukje informatie bij de identificatie van tegenhangers.

Kleurcomposietbeeld van de GSAOI breedband Ks-filter (rood), de 2,12 m H2 (groen) en 1,64 μm [Fe ii ] (blauw) smalbandfilters naar de OMC1-uitstroom (Bally et al. 2015). Linkerpaneel: breedbeeld van de OMC1-uitstroom. Rechterpaneel: close-up van de meest prominente Orion-vingersystemen in het meest noordelijke veld in het linkerpaneel (zelfde schaal, hoger contrast). De posities van bronnen uit de hoge eigenbewegingssteekproef worden aangegeven met rode symbolen samen met hun eigenbewegingsvectoren.

Kleurcomposietbeeld van de GSAOI breedband Ks-filter (rood), de 2,12 m H2 (groen) en 1,64 μm [Fe ii ] (blauw) smalbandfilters naar de OMC1-uitstroom (Bally et al. 2015). Linkerpaneel: breedbeeld van de OMC1-uitstroom. Rechterpaneel: close-up van de meest prominente Orion-vingersystemen in het meest noordelijke veld in het linkerpaneel (zelfde schaal, hoger contrast). De posities van bronnen uit de hoge eigenbewegingssteekproef worden aangegeven met rode symbolen samen met hun eigenbewegingsvectoren.

Het voorbeeld van de snelste eigenbewegingen wordt aangegeven in rode symbolen in Fig. 7. Een voorbeeld van twee van de snelst gedetecteerde kenmerken wordt getoond in Fig. 8. Dit zijn de bronnen 153 en 155 en zijn de meest noordelijke bronnen die te zien zijn in Fig. 7, met transversale snelheden van VT = 350-373 km s-1 en onzekerheden in de orde van grootte van 13 km s-1. Het linkerpaneel van Fig. 8 toont een close-up van Fig. 7 rond de bronnen 153 en 155 in een iets grotere FOV vergeleken met het rechterpaneel FOV (witte doos) om de grotere infraroodstructuur van deze kenmerken te benadrukken . Het rechterpaneel toont de VLA-detecties met het 2016-tijdperk in witte contouren van 10 niveaus tussen 65 en 140 |$\mu$| Jy beam-1 en het achtergrondbeeld is het tijdperk 2012. Ook wordt in het linkerpaneel de geëxtrapoleerde positie van beide radiobronnen naar het tijdstip van de NIR-waarnemingen aangegeven in kleine witte symbolen (corresponderen met de gepropageerde positiefouten marginaal gezien in december en alleen zichtbaar in RA). Deze zijn aangegeven om te verduidelijken waar de radiostraling vandaan komt. Deze kenmerken lijken samen te vallen met Fe ii-emissie, wat misschien wijst op vrij-vrije radio-emissie. Op dit moment blijft het emissiemechanisme echter onduidelijk, niet in de laatste plaats omdat de emissie te zwak is voor spectrale indexanalyse.

Linkerpaneel: close-up van Fig. 7 rond de snelst bewegende bronnen 153 en 155 (de meest noordelijke in Fig. 7) die de uitgebreide emissiekenmerken in de NIR benadrukken. Het witte vak geeft het gezichtsveld aan dat in het rechterpaneel wordt weergegeven. Rechterpaneel: Achtergrond VLA-radiocontinuümkaart uit tijdperk 2012 gecentreerd rond de bronnen in het linkerpaneel met de VLA 2016-tijdperkcontouren in wit met 10 niveaus tussen 65 en 140 |$\mu$| Jy-straal−1. De grootte van de gesynthetiseerde bundel wordt in het zwart weergegeven in de linkerbenedenhoek.

Linkerpaneel: close-up van Fig. 7 rond de snelst bewegende bronnen 153 en 155 (de meest noordelijke in Fig. 7) die de uitgebreide emissiekenmerken in de NIR benadrukken. Het witte vak geeft het gezichtsveld aan dat in het rechterpaneel wordt weergegeven. Rechterpaneel: Achtergrond VLA-radiocontinuümkaart uit tijdperk 2012 gecentreerd rond de bronnen in het linkerpaneel met de VLA 2016-tijdperkcontouren in wit met 10 niveaus tussen 65 en 140 |$\mu$| Jy-straal−1. De grootte van de gesynthetiseerde bundel wordt in het zwart weergegeven in de linkerbenedenhoek.

Bijkomende voorbeelden van niet-stellaire compacte radio-emissie zijn die geassocieerd met de jetachtige kenmerken rond het BN-object en getoond in Fig. 9. De radiocontinuümkaart komt overeen met de VLA-waarnemingen van 2012 van Forbrich et al. (2016), terwijl de witte contouren in de close-up rond BN en de zuidwestelijke kenmerken overeenkomen met de VLA-waarnemingen uit 2016. Deze jet-achtige kenmerken zijn gelabeld naar aanleiding van de discussie in Bally et al. (2020) als E2 en E1 ten oosten van BN, en SW1, SW2 en SW3 ten zuidwesten van BN. De ruimtelijke verdeling en eigenbewegingen van deze bronnen kunnen worden geïnterpreteerd, zoals verder besproken in Bally et al. (2020), om een ​​uitstroom met lage snelheid uit BN te traceren, hoewel er is gesuggereerd dat het een protoster met een lage helderheid kan bevatten of om uitgeworpen klonten te traceren die zijn geproduceerd door de OMC1-explosie (Dzib et al. 2017; Bally et al. 2020). Beide bronnen SW1 en SW3 bewegen weg van BN naar het westen, terwijl E2 weg beweegt van BN naar het oosten. De absolute PM van deze bronnen wordt vermeld in Tabel 4 en geeft ook hun equivalente transversale snelheden aan voor een aangenomen afstand van 400 pct. De bron SW1 (Zapata 11; Zapata et al. 2004) werd oorspronkelijk gerapporteerd door Menten & Reid (1995) en de PM ervan is goed beperkt op langere tijdschalen met behulp van maximaal negen VLA-tijdperken variërend van 1985 tot 2018 (Dzib et al. 2017; Rodríguez et al. 2020) rapporteren PM in overeenstemming met onze metingen. Bovendien, Forbrich et al. (2016) rapporteerde spectrale indexmetingen voor deze bron met een negatieve waarde van −0,3 ± 0,09, wat wijst op niet-thermische emissie, die daadwerkelijk is gevonden voor YSO-jets (zie sectie 6 in Anglada, Rodríguez & Carrasco-González 2018 en referentie daarin ). Bron E1 is ook niet opgenomen in Forbrich et al. ( 2016), aangezien het in het tijdperk 2012 als een uitgebreide emissie voorkomt, noch in de catalogus die in dit werk wordt gepresenteerd, omdat het in het tijdperk 2016 te zwak is; het is echter nog steeds mogelijk om de radio-eigenschappen ervan in beide tijdperken te extraheren ten behoeve van de discussie in Bally et al. (2020), hoewel met relatief hoge positionele onzekerheden (55-90 mas in δ en 75-120 mas in α). Interessant is dat bron E1 en SW2 bewegingen vertonen die teruggaan naar BN; dit kan echter een schijnbare beweging zijn vanwege intensiteitsvariaties van verschillende delen in deze functies, wat ook leidt tot een zeer hoge PM voor E1. De PM-metingen voor de bronnen BN, SW1 (Zapata 11) en E2 (IRc23) komen overeen met die gerapporteerd in Rodríguez et al. (2020).

Linkerpaneel: VLA-radiocontinuümkaart uit tijdperk 2012 gecentreerd rond de bron BN. Rechterpaneel: close-up van de BN-bron en zijn straalachtige kenmerken die de contouren van het VLA 2016-tijdperk in wit tonen met 12 niveaus tussen 0,05 en 0,6 mJy bundel−1. De eigenbewegingseigenschappen van deze bronnen staan ​​vermeld in Tabel 4.

Linkerpaneel: VLA-radiocontinuümkaart uit tijdperk 2012 gecentreerd rond de bron BN. Rechterpaneel: close-up van de BN-bron en zijn straalachtige kenmerken die de contouren van het VLA 2016-tijdperk in wit tonen met 12 niveaus tussen 0,05 en 0,6 mJy bundel−1. De eigenbewegingseigenschappen van deze bronnen staan ​​vermeld in Tabel 4.

Absolute eigenbewegingen van de BN-bron en de straalachtige kenmerken eromheen en weergegeven in Fig. 9.

Bronvermelding in Dzib et al. (2017).

Broneigenschappen voldoen niet aan de criteria voor de catalogi die door Forbrich et al. zijn gedefinieerd. ( 2016) (het is een uitgebreide emissie) noch in dit werk (het heeft S/N < 5).

Absolute eigenbewegingen van de BN-bron en de straalachtige kenmerken eromheen en weergegeven in Fig. 9.

Bronvermelding in Dzib et al. (2017).

Broneigenschappen voldoen niet aan de criteria voor de catalogi die door Forbrich et al. zijn gedefinieerd. ( 2016) (het is een uitgebreide emissie) noch in dit werk (het heeft S/N < 5).

In de steekproef van hoge eigenbewegingen is er een intrigerende stellaire bron met schijnbare snelle beweging van μαcos(δ) = −67,0 ± 1,7 en μδ = 55,7 ± 2,2 mas yr-1 equivalent aan een ongebruikelijke stellaire transversale snelheid van VT = 165 km s −1. Het heeft een röntgentegenhanger in de COUP-enquête (COUP 510) die een hoge extinctie vertoont met een log van waterstofkolomdichtheid (NH) = 23,54 ± 0,06 cm−2 (Getman et al. 2005b) en geen detectie in de VISION Ks-band, waardoor kenmerken van een diep ingebed object. Als dit overeenkomt met een echte lineaire beweging, zou het mogelijk zijn om de verwachte röntgenpositie ten tijde van de COUP-waarnemingen in 2003 door extrapolatie te detecteren; in de röntgen-COUP-beelden is er echter geen detectie op de geëxtrapoleerde positie in 1 boogseconde rond de geëxtrapoleerde positie behalve de bron COUP 510 en de volgende dichtstbijzijnde röntgenbron is COUP 533 op 3,1 boogseconden verwijderd. Daarom is een lineaire beweging geen aannemelijk scenario voor de beweging van deze bron. Vervolgens hebben we in het VLA-archief gekeken naar waarnemingen met een hoge hoekresolutie van meerdere tijdperken naar deze bron en hebben we zes aanvullende waarnemingen gevonden. Deze waarnemingen zijn eerder gerapporteerd door Gómez et al. (2005, 2008), en we volgden hun procedures voor gegevenskalibratie en beeldvorming. De fasecentra van deze waarnemingen komen overeen met die welke in dit werk zijn gebruikt, met uitzondering van twee waarnemingen met offsets van 30 (1991,68) en 45 boogseconden (2004,84), die nog steeds kleiner zijn dan de grootte van de primaire bundel bij de waargenomen frequentie. De gegevenskalibratie volgt de standaardprocedure die wordt aanbevolen voor de VLA vóór de upgrade, en de weggegooide beeldvorming door baselines langer dan 100 kλ ​​​​om de ruis te verminderen die wordt veroorzaakt door de slecht in kaart gebrachte uitgebreide emissie (voor details, zie Gómez et al. 2008 ). De posities zijn gecorrigeerd om rekening te houden met de bijgewerkte positie van de fasekalibrator. In totaal wordt de radiobron gedetecteerd in acht tijdperken boven 5σ, met rms-ruisniveaus variërend van 3 tot 80 |$\mu$| Jy beam-1, die bijna 25 jaar beslaat, inclusief de tijdperken 2012 en 2016 die in dit werk worden gebruikt. De belangrijkste beeldparameters van deze waarnemingen staan ​​vermeld in Tabel 5 samen met de gemeten posities van de bron.

Multiepoch VLA-gegevensset gebruikt voor PM-metingen van COUP 510.

Multiepoch VLA-gegevensset gebruikt voor PM-metingen van COUP 510.

afb. 10 toont het PM-diagram in RA (linker paneel) en Dec. (rechter paneel) van de bron 117 met behulp van de multiepoch-waarnemingen vermeld in Tabel 5. We nemen de aanvullende VLBA-waarneming uit 2015 (Dzib et al. 2021; Forbrich et al. 2021). Deze aanvullende gegevens laten zien dat de lineaire PM die alleen wordt geschat op basis van de twee VLA-tijdperken 2012 en 2016 niet representatief is en inderdaad kan overeenkomen met verschillende componenten van wat een binair of hoger stellair systeem lijkt te zijn. Correcte bewegingsmetingen voor deze bron zijn eerder gerapporteerd in Dzib et al. (2017) met behulp van multiepoch VLA-waarnemingen met een tijdbasislijn van ∼29 jaar. De gerapporteerde PM in hun werk zijn μαcos(δ) = 1,9 ± 1,5 en μδ = 4,2 ± 5,6 mas yr-1, wat compatibel is met een niet-bewegende bron. De VLBA-detectie die in dit werk is opgenomen, is compatibel met de detectie van VLA 2016. Wat nog steeds intrigerend is, is het feit dat in elke afzonderlijke observatie slechts één component werd gedetecteerd en nooit beide of meer tegelijk, en in vier bezoeken met VLBA , het werd slechts één keer gedetecteerd. Orbitale details van dit systeem blijven dus onduidelijk.

Correcte bewegingen in RA en december van de bron 117 (COUP 510). VLA-waarnemingen zijn in het zwart aangegeven en de VLBA-waarnemingen zijn in het oranje gemarkeerd. Open zwarte symbolen vertegenwoordigen een van de vermeende componenten van het systeem dat wordt gebruikt voor de hypothetische kleinste-kwadratenpassing die in rood is aangegeven.

Correcte bewegingen in RA en december van de bron 117 (COUP 510). VLA-waarnemingen zijn in het zwart aangegeven en de VLBA-waarnemingen zijn in het oranje gemarkeerd. Open zwarte symbolen vertegenwoordigen een van de vermeende componenten van het systeem dat wordt gebruikt voor de hypothetische kleinste-kwadratenpassing die in rood is aangegeven.

De studie gepresenteerd in Forbrich et al. (2017) die de diepe VLA-waarnemingen gebruikten, toonden bewijs van variabiliteit op zeer korte tijdschalen in het bereik van minuten, waarbij een paar gevallen veranderingen in fluxdichtheid met een factor 10 lieten zien in minder dan 30 minuten. beeldde het centraal richten van onze gegevens af in tijdplakbeelden van ∼5 minuten integratietijd volgens de procedure beschreven in sectie 2 en produceerde vervolgens lichtkrommen voor alle 272 bronnen in de nominale catalogus van het centraal richten door hun fluxinformatie uit elk te extraheren van de individuele 5-min beelden met behulp van de in paragraaf 3.1 beschreven methode. Deze tijdresolutie omvat ook precies drie wetenschappelijke scans om een ​​gelijkmatige tijd op doel in de tijdreeks te garanderen. Het resulteerde in in totaal 41 afzonderlijke beelden met een gemiddelde rms-ruis van |$29\, \mu$| Jy beam−1 variërend binnen |$26\!-\!36\, \mu$| Jy-straal−1. Het eerste belangrijke punt hier is de toename van de gemiddelde rms-ruis vergeleken met het gemiddelde beeld van ∼ 5 uur waarop de algemene rms-ruis |$10.24\, \mu$| is. Jy beam-1 (zie tabel 1). Ongeacht de afname in gevoeligheid, werden alle bronnen gedetecteerd in ten minste één van de afzonderlijke afbeeldingen: 46|${{\ \rm procent\ cent}}$| daarvan werden gedetecteerd in ten minste de helft van de 41 afbeeldingen, en 22|${{\ \rm procent\ cent}}$| van hen werden gedetecteerd in elk afzonderlijk beeld.

Voorafgaand aan de kwantificering van fluxvariatie was het noodzakelijk om naar elke systematische fluctuatie te kijken. Een zeer goede testcase is het jonge stellaire object met hoge massa BN, een niet-variabele thermische radiozender (Forbrich, Menten & Reid 2008; Forbrich et al. 2016) met een piekfluxdichtheid in het gemiddelde 5 uur durende beeld van Sν = 2,370 ± 0,023 mJy bundel−1. De piekfluxdichtheid van de lichtcurven heeft een gemiddelde waarde van Sν = 2,354 ± 0,007 mJy bundel−1 met een relatieve standaarddeviatie van |$\sim 5{{\ \rm procent}}$| (0,127 mJy bundel−1). Deze systematische variatie is kleiner dan de typische waarde voor zelfs maar matige variabele bronnen met een relatieve standaarddeviatie >20 procent en heeft daarom geen invloed op onze resultaten van de variabiliteitsanalyse. Deze maatstaf voor de BN-bron is ook consistent met de piekfluxdichtheid die is waargenomen in de diepe VLA-catalogus van Sν = 2,3413 ± 0,0026 mJy bundel−1, die een variatie van slechts |$0,9\pm 0,7{{\\rm procent\ cent voorstelt. }}$|⁠ .

Een paar voorbeelden van lichtcurven worden getoond in Fig. 11 voor bronnen die een kleine flare-achtige gebeurtenis vertonen en andere die ofwel toenemende of afnemende lichtcurven vertonen. De piekfluxdichtheid van een bron in het gemiddelde beeld met lange blootstelling vertegenwoordigt klaarblijkelijk niet altijd de algehele evolutie van zijn radio-emissie en er is een duidelijke fluctuatie op korte tijdschalen van slechts enkele minuten die, zelfs als het geen extreme gebeurtenissen zijn, nog steeds kan worden aanzienlijk helderder dan de gemiddelde piekfluxdichtheid. In navolging van Forbrich et al. (2017), verwijst een extreme variabiliteitsgebeurtenis naar een verandering in fluxdichtheid met een factor van minstens 10 in minder dan een uur. We definiëren een variabiliteitsfactor VF als de verhouding tussen de maximale en de minimale piekfluxdichtheid in de tijdreeksgegevensset. Hoewel er bewijs is van variabiliteit in verschillende bronnen in de steekproef, vertoont geen van hen veranderingen in de fluxdichtheid van meer dan een factor 5 en inderdaad heeft ∼85 procent VF<3.

Radiolichtkrommen met een tijdsresolutie van 5 minuten. Detecties worden aangegeven in zwarte symbolen samen met de onzekerheden. Rode symbolen geven de 5σ bovengrenzen aan wanneer de bron niet wordt gedetecteerd. De piekfluxdichtheid van het gemiddelde beeld van 5 uur wordt weergegeven door de horizontale gestippelde zwarte lijn samen met de onzekerheid in grijze horizontale band. Alle metingen worden gecorrigeerd door de respons van de primaire straal.

Radiolichtkrommen met een tijdsresolutie van 5 minuten. Detecties worden aangegeven in zwarte symbolen samen met de onzekerheden. Rode symbolen geven de 5σ bovengrenzen aan wanneer de bron niet wordt gedetecteerd. De piekfluxdichtheid van het gemiddelde beeld van 5 uur wordt weergegeven door de horizontale gestippelde zwarte lijn samen met de onzekerheid in grijze horizontale band. Alle metingen worden gecorrigeerd door de respons van de primaire straal.

Het voorkomen van extreme radiovariabiliteit in de ONC is geschat door Forbrich et al. (2017) op basis van de diepe waarnemingen waarbij ze een gemiddelde tijd tussen deze gebeurtenissen vonden van 2220 ± 1280 uur (∼3 maanden). De bronnen die bij deze schatting zijn betrokken, zijn alleen bronnen met röntgentegenhangers in het COUP-onderzoek, ervan uitgaande dat dit de meest complete steekproef van YSO's in de binnenste ONC is. In onze steekproef hebben slechts 157 van de 272 bronnen röntgen-tegenhangers in de COUP-enquête, en de cumulatieve radio-waarnemingstijd van deze bronnen is 785 uur (5 uur op elk van de 157 bronnen) waarvoor we geen extreme variabiliteit hebben gevonden (niet met een factor 10). Dit resultaat ligt echter binnen de waarschijnlijkheid van slechts één zo'n gebeurtenis in een cumulatieve radio-waarnemingstijd van 2220 ± 1280 uur en toch ligt onze cumulatieve radio-waarnemingstijd nog steeds onder de ondergrens van 940 uur gezien de fout. De nieuwe cumulatieve radio-waarnemingstijd komt neer op 7445 uur inclusief de diepte (Forbrich et al. 2016) en de nieuwe waarneming (alleen de centrale oriëntatie), wat leidt tot een gemiddelde tijd tussen extreme radiovariabiliteitsgebeurtenissen van 2482 ± 1433 uur. Deze grotere onzekerheid in vergelijking met de vorige schatting is het resultaat van hetzelfde aantal gebeurtenissen dat we nog steeds overwegen (drie extreme gebeurtenissen uit Forbrich et al. 2017).

Aan de andere kant is het ook mogelijk om variabiliteit op langere tijdschalen te zoeken door onze centrale oriëntatie te vergelijken met de diepe VLA-waarnemingen. Dit is een bijzonder goede vergelijking omdat dit identieke waarnemingen zijn en alle bronnen worden beïnvloed door dezelfde primaire straalresponscorrectie vanwege hun equivalente afstand tot het fasecentrum. In onze steekproef worden 253 bronnen gedetecteerd in de twee datasets. We kunnen de variabiliteitsfactor tussen deze twee tijdperken voor elke bron meten door de verhouding tussen hun nominale piekfluxdichtheid uit beide catalogi te nemen. Er zijn twee bronnen met een VF > 10 op deze lange tijdschaal en een derde iets onder deze limiet met een VF van 9,4 ± 0,6. Deze drie bronnen hebben röntgen-tegenhangers in COUP met waterstofkolomdichtheden in het bereik log (NH) = 21,07-21,52 cm−2 (Getman et al. 2005b). Deze parameters zijn samengevat in Tabel 6.

Belangrijkste parameters voor de bronnen met de hoogste VF tussen de twee VLA-tijdperken.

Identificatienummer [FRM2016], fluxdichtheid en spectrale index van Forbrich et al. (2016).

Waterstofkolomdichtheid van Getman et al. (2005b).

Belangrijkste parameters voor de bronnen met de hoogste VF tussen de twee VLA-tijdperken.

Identificatienummer [FRM2016], fluxdichtheid en spectrale index van Forbrich et al. (2016).

Waterstofkolomdichtheid van Getman et al. (2005b).

Niet-detecties in de nieuwe waarnemingen van eerder gedetecteerde bronnen zijn niet alleen te wijten aan een verschil in gevoeligheid, maar mogelijk ook aan variabiliteit voor ten minste de helderste bronnen in de diepe waarnemingen die duidelijk moeten worden gedetecteerd in de nieuwe VLA-gegevens. Er zijn in totaal 303 bronnen in de diepe catalogus die niet zijn gedetecteerd in de centrale verwijzing van de nieuwe VLA-gegevens. We zochten naar hun posities in de nieuwe gegevens en beschouwden vijf keer de lokale rms binnen een doos van 14 pixels (1,4 boogseconden) als bovengrenzen om te vergelijken met de piekfluxdichtheid in de diepe catalogus. Hierdoor kunnen we een ondergrens schatten voor hun variabiliteitsfactor. Zoals verwacht hebben de meeste bronnen een VF van minder dan 10 en zijn ze waarschijnlijk te zwak voor de nieuwe waarnemingen, maar het zijn twee interessante bronnen met een VF van 18 en 29 vermeld in Tabel 7. Deze twee bronnen staan ​​inderdaad in de lijst van slechts 13 extreem variabele bronnen in Forbrich et al. (2017). Bron [FRM2016] 422 in Forbrich et al. (2017) toont een extreme radioflare op tijdschalen van ∼40 uur terwijl bron [FRM2016] 515 de meest extreme variabiliteit laat zien binnen slechts 30 min (met een factor ∼100), ook samenvallend met een bijna gelijktijdige röntgenflare van vergelijkbare duur. Terwijl bron [FRM2016] 422 ook niet werd gedetecteerd in een van de buitenste markeringen, werd bron [FRM2016] 515 gedetecteerd in markeringen 3 en 6 met piekfluxdichtheden van respectievelijk 0,15 ± 0,01 en 0,18 ± 0,01 mJy bundel-1, wat leidde tot een langetermijnvariabiliteit met VF ∼ 7 met betrekking tot Forbrich et al. (2017), en VF ∼ 5 met betrekking tot het centrale punt (gezien de bovengrens van 5σ), die werden waargenomen met een verschil van één maand. Beide bronnen [FRM2016] 422 en [FRM2016] 515 hebben respectievelijk spectraaltypes K8 en O9.5-B2 gerapporteerd (Hillenbrand, Hoffer & Herczeg 2013), hoewel voor de ster met hoge massa wordt opgemerkt dat de radio-emissie kan zijn gedetecteerd van onopgeloste metgezel met lagere massa.

Hoofdparameters voor de helderste bronnen in de diepe catalogus niet gedetecteerd in de nieuwe VLA-gegevens.

Opmerkingen. Kolommen (1), (3) en (4) zijn respectievelijk identificatienummer, piekfluxdichtheid en spectrale index van Forbrich et al. (2016).

Kolom (2): VF tussen de twee tijdperken, rekening houdend met vijf keer de lokale rms in de nieuwe waarnemingen.

Kolom (5) en (6) zijn identificatienummer en waterstofkolomdichtheid van Getman et al. (2005b).

Hoofdparameters voor de helderste bronnen in de diepe catalogus niet gedetecteerd in de nieuwe VLA-gegevens.

Opmerkingen. Kolommen (1), (3) en (4) zijn respectievelijk identificatienummer, piekfluxdichtheid en spectrale index van Forbrich et al. (2016).

Kolom (2): VF tussen de twee tijdperken, rekening houdend met vijf keer de lokale rms in de nieuwe waarnemingen.

Kolom (5) en (6) zijn identificatienummer en waterstofkolomdichtheid van Getman et al. (2005b).

Ten slotte heeft een andere interessante bevinding betrekking op de nieuwe detecties in het centrale aanwijzen die niet zijn gedetecteerd in de vorige diepe VLA-gegevens. Er zijn 19 nieuwe detecties, waarvan 10 met röntgentegenhangers in de COUP-enquête. Er zijn negen bronnen met S/N > 10 en twee van hen hebben een hoge S/N van 50 en 82. De belangrijkste parameters van deze twee heldere nieuwe bronnen staan ​​vermeld in Tabel 8.

Belangrijkste parameters voor de helderste nieuwe detecties in het VLA 2016-tijdperk (S/N 50).

Uit de lichtcurve-analyse in dit werk.

Waterstofkolomdichtheid van Getman et al. (2005b).

Belangrijkste parameters voor de helderste nieuwe detecties in het VLA 2016-tijdperk (S/N 50).

Uit de lichtcurve-analyse in dit werk.

Waterstofkolomdichtheid van Getman et al. (2005b).

We hebben een nieuwe diepe catalogus met hoge resolutie gepresenteerd van compacte radiobronnen naar de ONC op centimetergolflengten met behulp van de meest uitgebreide configuratie van de VLA. Dit is de diepste catalogus voor de omliggende gebieden van de ONC die tot nu toe is gerapporteerd, met een effectieve geluidsniveaus tussen 3 en 5 |$\mu$| Jy beam-1 op afstanden van -10,4 arcmin van het centrum van het cluster, waardoor de algemene telling van bekende compacte radiobronnen in het cluster aanzienlijk werd verbeterd. We hebben in totaal 521 radiobronnen gedetecteerd boven de drempel van 5σ over een gebied van 20 × 20 arcmin2. In deze catalogus zijn 198 bronnen nieuwe detecties die niet eerder op deze frequenties zijn gemeld. De hoogste stellaire oppervlaktedichtheid vindt plaats in het binnenste gebied, en toch kan het aantal radiobronnen nog steeds worden onderschat vanwege de moeilijkheid om de kleinschalige structuur van de nevel en stellaire puntbronnen te ontwarren.

Met onze nieuwe catalogus zijn we niet alleen gevoelig voor stellaire radiostraling, maar ook voor radiostraling die elders in het ONC ontstaat, bijvoorbeeld bij uitstromen en schokken. Het bleek in dit opzicht dat zelfs de relatief korte tijdbasislijn van 4,19 jaar voldoende is om eigenbewegingen met hoge snelheid in de ONC te volgen, die gemakkelijker kunnen worden gemeten met fasegerefereerde radio dan met optische waarnemingen. We identificeren radiobronnen in de diepe catalogus van 2012 als meebewegend met en dus afkomstig uit ejecta van de OMC1-explosie. Hoewel we ook snelle eigenbewegingen naar sterrenbronnen lijken te detecteren, zijn die waarschijnlijk te wijten aan onvoldoende gesamplede meerdere systemen.

We ontdekken dat de centrale punt, die ook in het vorige diepe onderzoek is behandeld, de meeste ONC-radiobronnen bevat, en interessant genoeg neemt de oppervlaktedichtheid van radiobronnen sneller af dan die van röntgenbronnen, waardoor jonge sterren worden gevolgd. Dit kan te wijten zijn aan een overschot aan thermische/vrij-vrije bronnen in de binnenste ONC die worden geïoniseerd door θ1 Ori C. Bovendien stellen we vast dat de meeste (>50 procent) radiobronnen röntgen-tegenhangers hebben, in het hele bestudeerde gebied hier, terwijl slechts een minderheid (<20 procent) van de röntgenbronnen radio-tegenhangers heeft. Röntgenstraling blijft dus een slechte voorspeller van radiostraling in deze steekproef van jonge sterren. Gezien de regionale verschillen die we vinden, is dit niet zomaar een gevoeligheidseffect.

Ten slotte wordt een radiovariabiliteitsanalyse voor bronnen in de binnenste ONC gepresenteerd als vervolg op onze eerdere diepe VLA-variabiliteitsstudie. We produceerden radiolichtcurven met een hoge tijdsresolutie voor bronnen in het centrale punt en vonden veranderingen in fluxdichtheid met een factor ≤5 op tijdschalen van minuten tot enkele uren; dus vinden we geen extreme variabiliteitsgebeurtenissen. De meeste bronnen hebben detecties in de eerdere diepe VLA-waarnemingen, waardoor de langetermijnvariabiliteit kan worden bestudeerd, waarbij we slechts twee bronnen vinden met veranderingen in fluxdichtheid ≥10. Op basis van deze twee onderzoeken vinden we een gemiddelde tijd tussen extreme radiovariabiliteitsgebeurtenissen van 2482 ± 1433 uur.

Tabel S3. Catalogus van compacte radiobronnen in de ONC.

Let op: Oxford University Press is niet verantwoordelijk voor de inhoud of functionaliteit van ondersteunend materiaal geleverd door de auteurs. Alle vragen (behalve ontbrekend materiaal) moeten worden gericht aan de corresponderende auteur van het artikel.

We danken Mark Reid en Karl Menten voor nuttige discussies en de anonieme referent voor een constructieve beoordeling van dit document. Dit onderzoek maakte gebruik van astronomie, 4 een door de gemeenschap ontwikkeld kernpythonpakket voor astronomie (Astropy Collaboration et al. 2013, 2018) en matplotlib (Hunter 2007); aplpy ​​​​, een open-source plotpakket voor python (https://github.com/apply/apply); De high-performance computing-faciliteit van de University of Hertfordshire (http://stri-cluster.herts.ac.uk).

De VLA-gegevens die aan dit document ten grondslag liggen, zijn beschikbaar onder de projectcode 16B-268 uit het NRAO-archief (archive.nrao.edu).

National Radio Astronomy Observatory is een faciliteit van de National Science Foundation die wordt beheerd op basis van een samenwerkingsovereenkomst door Associated Universities, Inc.

Common Astronomy Software Application (McMullin et al. 2007).

We hebben in paragraaf 3.3 twee verschillende en complementaire afkapmethoden toegepast om de significantie van de eigen beweging te bespreken.

Allen DA, Burton MG, 1993, Natuur, 363, 54 10.1038/363054a0

Anglada G., Rodríguez LF, Carrasco-González C., 2018, A&AR., 26, 3

Astropy Collaboration et al., 2013, A&A, 558, A33 10.1051/0004-6361/201322068

Astropy Collaboration et al., 2018, AJ, 156, 123 10.3847/1538-3881/aabc4f

Bally J., Zinnecker H., 2005, AJ, 129, 2281 10.1086/429098

Bally J., Ginsburg A., Silvia D., Youngblood A., 2015, A&A, 579, A130 10.1051/0004-6361/201425073

Bally J., Ginsburg A., Forbrich J., Vargas-González J., 2020, ApJ, 889, 178 10.3847/1538-4357/ab65f2

Becklin EE, Neugebauer G., 1967, ApJ, 147, 799 10.1086/149055

Churchwell E., Felli M., Wood DOS, Massi M., 1987, ApJ, 321, 516 10.1086/165648

Concha-Ramírez F., Wilhelm MJC, Portegies Black S., van Terwisga SE, Hacar A., ​​2020, MNRAS, 501, 1782

Dulk GA, 1985, ARA&A, 23, 169 10.1146/annurev.aa.23.090185.001125

Dzib SA et al., 2017, ApJ, 834, 139 10.3847/1538-4357/834/2/139

Dzib SA, Forbrich J., Reid MJ, Menten KM, 2021, ApJ, 906, 13

Farias JP, Tan JC, Eyer L., 2020, ApJ, 900, 14 10.3847/1538-4357/aba699

Feigelson ED, Montmerle T., 1999, ARA&A, 37, 363 10.1146/annurev.astro.37.1.363

Felli M., Taylor GB, Catarzi M., Churchwell E., Kurtz S., 1993, A&AS, 101, 127

Fomalont EB, Windhorst RA, Kristian JA, Kellerman KI, 1991, AJ, 102, 1258 10.1086/115952

Forbrich J., Wolk SJ, 2013, A&A, 551, A56 10.1051/0004-6361/201220579

Forbrich J., Menten KM, Reid MJ, 2008, A&A, 477, 267 10.1051/0004-6361:20078070

Forbrich J. et al., 2016, ApJ, 822, 93 10.3847/0004-637X/822/2/93

Forbrich J., Reid MJ, Menten KM, Rivilla VM, Wolk SJ, Rau U., Chandler CJ, 2017, ApJ, 844, 109 10.3847/1538-4357/aa7aa4

Forbrich J., Dzib SA, Reid MJ, Menten KM, 2021, ApJ, 906, 7

Gaia Collaboration et al., 2016, A&A, 595, A1 10.1051/0004-6361/201629272

Gaia Collaboration et al., 2021, A&A, 649, A1 10.1051/0004-6361/202039657

Garay G., Moran JM, Reid MJ, 1987, ApJ, 314, 535 10.1086/165084

Getman KV et al., 2005a, ApJS, 160, 319 10.1086/432092

Getman KV, Feigelson ED, Grosso N., McCaughrean MJ, Micela G., Broos P., Garmire G., Townsley L., 2005b, ApJS, 160, 353 10.1086/432097

Gómez L., RodrÍguez LF, Loinard L., Lizano S., Poveda A., Allen C., 2005, ApJ, 635, 1166 10.1086/497958

Gómez L., Rodríguez LF, Loinard L., Lizano S., Allen C., Poveda A., Menten KM, 2008, ApJ, 685, 333 10.1086/590229

Großschedl JE et al., 2018, A&A, 619, A106 10.1051/0004-6361/201833901

Gudel M., 2002, ARA&A, 40, 217

Henney WJ, Arthur SJ, 1998, AJ, 116, 322 10.1086/300433

Hillenbrand LA, Hoffer AS, Herczeg GJ, 2013, AJ, 146, 85 10.1088/0004-6256/146/4/85

Hunter JD, 2007, Computer. wetenschap Eng., 9, 90 10.1109/MCSE.2007.55

Kim D., Lu JR, Konopacky Q., Chu L., Toller E., Anderson J., Theissen CA, Morris MR, 2019, AJ, 157, 109 10.3847/1538-3881/aafb09

Kleinmann DE, Lage FJ, 1967, ApJ, 149, L1 10.1086/180039

Kounkel M. et al., 2014, ApJ, 790, 49 10.1088/0004-637X/790/1/49

Kraus S. et al., 2007, A&A, 466, 649 10.1051/0004-6361:20066965

Kuhn MA, Hillenbrand LA, Sills A., Feigelson ED, Getman KV, 2019, ApJ, 870, 32 10.3847/1538-4357/aaef8c

McMullin JP, Waters B., Schiebel D., Young W., Golap K., 2007, in Shaw RA, Hill F., Bell DJ, eds, ASP Conf. ser. Vol. 376, astronomische data-analysesoftware en -systemen XVI. Astron. sociaal. Pac, San Francisco, blz. 127

Meingast S. et al., 2016, A&A, 587, A153 10.1051/0004-6361/201527160

Menten KM, Reid MJ, 1995, ApJ, 445, L157 10.186/187913

O'dell CR, Wen Z., Hu X., 1993, ApJ, 410, 696

Rau U., Cornwell TJ, 2011, A&A, 532, A71 10.1051/0004-6361/201117104

Ricci L., Robberto M., Soderblom DR, 2008, AJ, 136, 2136 10.1088/0004-6256/136/5/2136

Rivilla VM, Chandler CJ, Sanz-Forcada J., Jiménez-Serra I., Forbrich J., Martín-Pintado J., 2015, ApJ, 808, 146 10.1088/0004-637X/808/2/146

Rodríguez LF, Poveda A., Lizano S., Allen C., 2005, ApJ, 627, L65 10.1086/432052

Rodríguez LF, Dzib SA, Loinard L., Zapata L., Gómez L., Menten KM, Lizano S., 2017, ApJ, 834, 140 10.3847/1538-4357/834/2/140

Rodríguez LF, Dzib SA, Zapata L., Lizano S., Loinard L., Menten KM, Gómez L., 2020, ApJ, 892, 82 10.3847/1538-4357/ab7816

Ryter CE, 1996, Ap&SS, 236, 285 10.1007/BF00645150

Schoettler C., de Bruijne J., Vaher E., Parker RJ, 2020, MNRAS, 495, 3104 10.1093/mnras/staa1228

Sheehan PD, Eisner JA, Mann RK, Williams JP, 2016, ApJ, 831, 155 10.3847/0004-637X/831/2/155

Taylor KNR, Storey JWV, Sandell G., Williams PM, Zealey WJ, 1984, Nature, 311, 236 10.1038/311236a0

Zapata LA, Rodríguez LF, Kurtz SE, O'Dell CR, 2004, AJ, 127, 2252

Zapata LA, Schmid-Burgk J., Ho PTP, Rodríguez LF, Menten KM, 2009, ApJ, 704, L45 10.1088/0004-637X/704/1/L45

De steekproef van bronnen met hoge eigenbewegingen besproken in Paragraaf Paragraaf 3.3 is weergegeven in Tabel A1 en de hemel-geprojecteerde distributie wordt getoond in Afb. 7. Kolom (1) toont het identificatienummer uit de catalogus gerapporteerd in Tabel 3. Kolommen ( 2) en (3) geven de gemeten eigenbewegingen aan in respectievelijk α en δ. Kolom (4) geeft de totale eigenbeweging in het vlak van de lucht aan, kolom (5) geeft de transversale snelheid aan voor een aangenomen afstand van 400 pct tot de ONC, kolom (6) geeft de positiehoek aan ten opzichte van de noordelijke hemelpool ( NCP), en kolom (7) geeft het identificatienummer van Forbrich et al. aan. (2016).

Voorbeeld van hoge eigenbeweging in de OMC1-cloudkern.

Voor een aangenomen afstand van 400 pct tot de ONC.

Voorbeeld van hoge eigenbeweging in de OMC1-cloudkern.

Voor een aangenomen afstand van 400 pct tot de ONC.

De resultaten gepresenteerd in Paragraaf 3.2, over de multigolflengte-populatieverdeling in de cluster, omvatten de analyse van azimutaal gemiddelde radiale trends die zouden vereisen dat de multigolflengteverdeling van de buitenste wijzers vergelijkbaar zou zijn op een bepaalde afstand van het referentiecentrum. Om eventuele verschillen tussen elke afzonderlijke aanwijsfunctie te kwantificeren, hebben we een KS-test uitgevoerd op de verdeling van radio-, röntgen- en NIR-populaties en hun correlaties. We gebruikten het Venn-diagram van deze drie populaties binnen de binnenste r = 2,0 boogseconden van elk punt (zie fig. 7 in Forbrich et al. 2016). Bij deze straal is er geen overlap tussen de te vergelijken gebieden en weerspiegelt voor de radiopopulatie een goed compromis tussen het aantal detecties en enig effect van de respons van de primaire straal. afb. B1 toont de resulterende statistieken van de KS-test waarbij de waarden overeenkomen met de 'p-waarde' (ook kleurgecodeerd door dezelfde parameter). Hoewel het merendeel van de aanduidingen aangeeft dat hun multigolflengteverdelingen in wezen hetzelfde of vergelijkbaar zijn (p-waarde 1 of p-waarde ≳ 6), bewijst de centrale oriëntatie duidelijk de duidelijkste multigolflengteverdeling ten opzichte van een van de buitenste markeringen. De overeenkomst die wordt getoond door de buitenste markeringen stelt ons in staat om aan te nemen dat er geen aanwijzingen zijn voor significante verschillen tussen hun multigolflengte-populatieverdelingen en daarom kunnen we veilig azimutaal hun radiale verdelingen middelen als een functie van de geprojecteerde afstand tot θ1 Ori C om de impact te beoordelen die de zwaarste sterren in de binnenste ONC hebben in de radiale multigolflengteverdeling van de cluster.

KS-statistieken uit de vergelijking tussen de populatieverdelingen met meerdere golflengten van alle pointings.

KS-statistieken uit de vergelijking tussen de populatieverdelingen met meerdere golflengten van alle pointings.

Oxford University Press is een afdeling van de Universiteit van Oxford. Het bevordert de doelstelling van excellentie van de universiteit in onderzoek, wetenschap en onderwijs door wereldwijd te publiceren

Log in of maak een account aan

Deze pdf is alleen beschikbaar voor abonnees

Voor volledige toegang tot deze pdf logt u in op een bestaand account of koopt u een jaarabonnement.