본 연구에서는 최근 발표된 가이아 자료를 이용하여 늙은 산개성단 M67의 운동학적 연구 결과를 발표하고자 한다. 사전 연구에서 선정한 934개 별들의 분포로부터 성단의 크기 및 구조를 조사하였다. M67의 투영된 중심거리에 따른 구성원의 표면 밀도 분포를 통해 성단 겉보기 반지름과 구성원의 50%를 포함하는 반지름(half-number radius, rh)을 각각 약 30'(7.6 pc) 및 12.'4(3.1 pc)으로 결정하였다. 또한 이 분포를 King의 밀도 모형에 맞추어 성단 중심부 반지름(core radius, rc) 4.'0(1.0 pc)을 얻었다. 성단의 색-등급도를 등연령 곡선과 비교하여 나이를 약 40억 년으로 추정하였고, 이는 이전 연구의 결과들과 잘 일치한다. 성단 구성원들의 상대적인 고유운동을 조사한 결과, rh보다 안쪽에 위치한 구성원의 고유운동 방향은 등방하게 나타나는 반면, 외곽에 있는 별들은 성단 중심 방향으로 운동하고 있는 것으로 나타났다. 이것은 성단의 외곽이 수축하고 있다는 것을 의미한다. rc 이내에 분포하는 별들의 시선속도를 분석한 결과, 천구 상에서 동-서 방향(위치각 100°-280°)으로 놓여있는 축을 중심으로 성단이 회전 하고 있음을 발견하였다. 이것은 성단의 형성 이후에도 오랜 시간 동안 성단의 회전이 지속될 수 있음을 의미한다. M67이 비리얼 평형 상태에 있다고 가정하여 계산한 운동학적 질량은 약 1600 M⊙이다. M67의 동역학적 이완시간은 약 1.9억 년 정도로 예상되며 이것은 성단의 나이인 40억 년보다 짧다. 그러므로 이 성단은 동역학적으로 이완된 상태라고 할 수 있다. 실제로 성단 중심으로부터 거리에 따른 별들이 평균 질량이 작아지는 질량분리 현상을 확인하였다.
본 연구에서는 최근 발표된 가이아 자료를 이용하여 늙은 산개성단 M67의 운동학적 연구 결과를 발표하고자 한다. 사전 연구에서 선정한 934개 별들의 분포로부터 성단의 크기 및 구조를 조사하였다. M67의 투영된 중심거리에 따른 구성원의 표면 밀도 분포를 통해 성단 겉보기 반지름과 구성원의 50%를 포함하는 반지름(half-number radius, rh)을 각각 약 30'(7.6 pc) 및 12.'4(3.1 pc)으로 결정하였다. 또한 이 분포를 King의 밀도 모형에 맞추어 성단 중심부 반지름(core radius, rc) 4.'0(1.0 pc)을 얻었다. 성단의 색-등급도를 등연령 곡선과 비교하여 나이를 약 40억 년으로 추정하였고, 이는 이전 연구의 결과들과 잘 일치한다. 성단 구성원들의 상대적인 고유운동을 조사한 결과, rh보다 안쪽에 위치한 구성원의 고유운동 방향은 등방하게 나타나는 반면, 외곽에 있는 별들은 성단 중심 방향으로 운동하고 있는 것으로 나타났다. 이것은 성단의 외곽이 수축하고 있다는 것을 의미한다. rc 이내에 분포하는 별들의 시선속도를 분석한 결과, 천구 상에서 동-서 방향(위치각 100°-280°)으로 놓여있는 축을 중심으로 성단이 회전 하고 있음을 발견하였다. 이것은 성단의 형성 이후에도 오랜 시간 동안 성단의 회전이 지속될 수 있음을 의미한다. M67이 비리얼 평형 상태에 있다고 가정하여 계산한 운동학적 질량은 약 1600 M⊙이다. M67의 동역학적 이완시간은 약 1.9억 년 정도로 예상되며 이것은 성단의 나이인 40억 년보다 짧다. 그러므로 이 성단은 동역학적으로 이완된 상태라고 할 수 있다. 실제로 성단 중심으로부터 거리에 따른 별들이 평균 질량이 작아지는 질량분리 현상을 확인하였다.
We present a kinematic study of the old open cluster, M67, using recent Gaia data. The photometric and astrometric data of the 934 members were obtained from the member list of our previous study. The structure of M67 was investigated using a surface density map and a radial surface density profile....
We present a kinematic study of the old open cluster, M67, using recent Gaia data. The photometric and astrometric data of the 934 members were obtained from the member list of our previous study. The structure of M67 was investigated using a surface density map and a radial surface density profile. The apparent and half-number radius of this cluster were determined as approximately 30' (7.6 pc) and 12.'4 (3.1 pc), respectively. The core radius was determined to be approximately 4.'0 (1.0 pc) from the King's empirical density profile fitting. The cluster age was estimated to be approximately 4 Gyr by fitting the theoretical isochrones to its color-magnitude diagram, which is in good agreement with those obtained in previous studies. We investigated the proper motion of individual members relative to the systemic motion of M67. Consequently, the members within the half-number radius appeared to have nearly isotropic motion, whereas the other stars sinked into the cluster center. This indicates that the outskirt of this cluster is contracting. In addition, the signature of cluster rotation was detected from radial velocities of stars within rc, with the rotational axis lying in an east-west direction (position angle 100°-280°) on the sky plane. This implies that the rotation of the cluster can continue for a long time even after its formation. Assuming virial equilibrium, the virial mass of M67 was approximately 1600 M⊙. The dynamic relaxation time of M67 was estimated to be approximately 190 Myr, indicating that the cluster had already been relaxed. Indeed, this cluster shows mass segregation in the radial mass distribution of the stars.
We present a kinematic study of the old open cluster, M67, using recent Gaia data. The photometric and astrometric data of the 934 members were obtained from the member list of our previous study. The structure of M67 was investigated using a surface density map and a radial surface density profile. The apparent and half-number radius of this cluster were determined as approximately 30' (7.6 pc) and 12.'4 (3.1 pc), respectively. The core radius was determined to be approximately 4.'0 (1.0 pc) from the King's empirical density profile fitting. The cluster age was estimated to be approximately 4 Gyr by fitting the theoretical isochrones to its color-magnitude diagram, which is in good agreement with those obtained in previous studies. We investigated the proper motion of individual members relative to the systemic motion of M67. Consequently, the members within the half-number radius appeared to have nearly isotropic motion, whereas the other stars sinked into the cluster center. This indicates that the outskirt of this cluster is contracting. In addition, the signature of cluster rotation was detected from radial velocities of stars within rc, with the rotational axis lying in an east-west direction (position angle 100°-280°) on the sky plane. This implies that the rotation of the cluster can continue for a long time even after its formation. Assuming virial equilibrium, the virial mass of M67 was approximately 1600 M⊙. The dynamic relaxation time of M67 was estimated to be approximately 190 Myr, indicating that the cluster had already been relaxed. Indeed, this cluster shows mass segregation in the radial mass distribution of the stars.
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