초록 ▼

연구결과
본 연구의 최종목표를 달성하기 위해서 질량이 큰 별의 수가 충분히 많은 젊은 산개성단들을 주 연구대상으로 선택하여 측광관측을 수행하고, 각 성단의 기본 물리량을 결정하며, 초기질량함수를 도출하였다. 여러 산개성단의 초기질량함수를 비교하여 초기질량함수의 형태, 특히 질량이 큰 부분에서 초기질량함수의 기울기를 비교하여 초기질량함수의 보편성 또는 다양성에 대한 조사를 수행하였다. 우리은하에서 질량이 가장 큰 산개성단인 Westerlund 1의 경우 매우 완만한 초기질량함수를 보였으며, Westerlund 2와 NGC 623

연구결과
본 연구의 최종목표를 달성하기 위해서 질량이 큰 별의 수가 충분히 많은 젊은 산개성단들을 주 연구대상으로 선택하여 측광관측을 수행하고, 각 성단의 기본 물리량을 결정하며, 초기질량함수를 도출하였다. 여러 산개성단의 초기질량함수를 비교하여 초기질량함수의 형태, 특히 질량이 큰 부분에서 초기질량함수의 기울기를 비교하여 초기질량함수의 보편성 또는 다양성에 대한 조사를 수행하였다. 우리은하에서 질량이 가장 큰 산개성단인 Westerlund 1의 경우 매우 완만한 초기질량함수를 보였으며, Westerlund 2와 NGC 6231의 경우 약간 완만한 초기질량함수를, η Carina 성운에 있는 Tr 14와 Tr 16, NGC 1893의 경우 Salpeter 또는 Kroupa/Salpeter 의 초기질량함수와 유사한 기울기를, 그리고 페르세우스 나선팔의 거대한 별 탄생영역인 W5에 있는 IC 1848은 NGC 2264와 유사하게 매우 가파른 기울기의 초기질량함수를 보였다. 이 연구의 결과 초기질량함수의 기울기는 성단에 따라 매우 다르며, 따라서 초기질량함수의 다양성을 보여준다. 한편 초기질량함수의 다양성을 유발하는 요인을 조사하기 위해 성단에 존재하는 질량이 큰 별의 밀도와 초기질량함수의 관계를 조사하였고, 그 결과 질량이 큰 별의 밀도가 높은 성단일수록 완만한 초기질량함수를 보인다는 것을 발견하였다.

Abstract ▼

Result
We have performed photometric studies of several young open clusters with sufficient numbers of massive stars to achieve the main goal of this research project. We derived the basic parameters (reddening, distance, age and age spread) as well as the IMF of several young open clusters. Whil

Result
We have performed photometric studies of several young open clusters with sufficient numbers of massive stars to achieve the main goal of this research project. We derived the basic parameters (reddening, distance, age and age spread) as well as the IMF of several young open clusters. While the IMF of the most massive starburst type cluster Westerlund 1 is fairly flat and that of Westerlund 2 and NGC 6231 is slight flat, that of the young open clusters in the eta Carina nebula Trumpler 14 and 16, NGC 1893 is fairly normal and very similar to the Salpeter IMF, and that of IC 1848 is steep. In addition, the mass of the most massive stars in a few clusters with the lowest surface density, such as NGC 1893, IC 1848 and NGC 2264, is not as high as the highest stellar mass in other dense clusters. Our results strongly suggest that the IMF may not be universal. To search for the physical properties which control the variation of the IMF, we investigated the correlation between the surface number density of stars with masses larger than 5 solar-mass and the slope of the IMF for the clusters, and found these parameters were indeed correlated. This could indicate that the variation of the IMF is related to the surface density of the natal clouds.