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Open cluster groups and complexes

Gruppen und Komplexe offener Sternhaufen

  • It is generally agreed upon that stars typically form in open clusters and stellar associations, but little is known about the structure of the open cluster system. Do open clusters and stellar associations form isolated or do they prefer to form in groups and complexes? Open cluster groups and complexes could verify star forming regions to be larger than expected, which would explain the chemical homogeneity over large areas in the Galactic disk. They would also define an additional level in the hierarchy of star formation and could be used as tracers for the scales of fragmentation in giant molecular clouds? Furthermore, open cluster groups and complexes could affect Galactic dynamics and should be considered in investigations and simulations on the dynamical processes, such as radial migration, disc heating, differential rotation, kinematic resonances, and spiral structure. In the past decade there were a few studies on open cluster pairs (de La Fuente Marcos & de La Fuente Marcos 2009a,b,c) and on open cluster groups andIt is generally agreed upon that stars typically form in open clusters and stellar associations, but little is known about the structure of the open cluster system. Do open clusters and stellar associations form isolated or do they prefer to form in groups and complexes? Open cluster groups and complexes could verify star forming regions to be larger than expected, which would explain the chemical homogeneity over large areas in the Galactic disk. They would also define an additional level in the hierarchy of star formation and could be used as tracers for the scales of fragmentation in giant molecular clouds? Furthermore, open cluster groups and complexes could affect Galactic dynamics and should be considered in investigations and simulations on the dynamical processes, such as radial migration, disc heating, differential rotation, kinematic resonances, and spiral structure. In the past decade there were a few studies on open cluster pairs (de La Fuente Marcos & de La Fuente Marcos 2009a,b,c) and on open cluster groups and complexes (Piskunov et al. 2006). The former only considered spatial proximity for the identification of the pairs, while the latter also required tangential velocities to be similar for the members. In this work I used the full set of 6D phase-space information to draw a more detailed picture on these structures. For this purpose I utilised the most homogeneous cluster catalogue available, namely the Catalogue of Open Cluster Data (COCD; Kharchenko et al. 2005a,b), which contains parameters for 650 open clusters and compact associations, as well as for their uniformly selected members. Additional radial velocity (RV) and metallicity ([M/H]) information on the members were obtained from the RAdial Velocity Experiment (RAVE; Steinmetz et al. 2006; Kordopatis et al. 2013) for 110 and 81 clusters, respectively. The RAVE sample was cleaned considering quality parameters and flags provided by RAVE (Matijevič et al. 2012; Kordopatis et al. 2013). To ensure that only real members were included for the mean values, also the cluster membership, as provided by Kharchenko et al. (2005a,b), was considered for the stars cross-matched in RAVE. 6D phase-space information could be derived for 432 out of the 650 COCD objects and I used an adaption of the Friends-of-Friends algorithm, as used in cosmology, to identify potential groupings. The vast majority of the 19 identified groupings were pairs, but I also found four groups of 4-5 members and one complex with 15 members. For the verification of the identified structures, I compared the results to a randomly selected subsample of the catalogue for the Milky Way global survey of Star Clusters (MWSC; Kharchenko et al. 2013), which became available recently, and was used as reference sample. Furthermore, I implemented Monte-Carlo simulations with randomised samples created from two distinguished input distributions for the spatial and velocity parameters. On the one hand, assuming a uniform distribution in the Galactic disc and, on the other hand, assuming the COCD data distributions to be representative for the whole open cluster population. The results suggested that the majority of identified pairs are rather by chance alignments, but the groups and the complex seemed to be genuine. A comparison of my results to the pairs, groups and complexes proposed in the literature yielded a partial overlap, which was most likely because of selection effects and different parameters considered. This is another verification for the existence of such structures. The characteristics of the found groupings favour that members of an open cluster grouping originate from a common giant molecular cloud and formed in a single, but possibly sequential, star formation event. Moreover, the fact that the young open cluster population showed smaller spatial separations between nearest neighbours than the old cluster population indicated that the lifetime of open cluster groupings is most likely comparable to that of the Galactic open cluster population itself. Still even among the old open clusters I could identify groupings, which suggested that the detected structure could be in some cases more long lived as one might think. In this thesis I could only present a pilot study on structures in the Galactic open cluster population, since the data sample used was highly incomplete. For further investigations a far more complete sample would be required. One step in this direction would be to use data from large current surveys, like SDSS, RAVE, Gaia-ESO and VVV, as well as including results from studies on individual clusters. Later the sample can be completed by data from upcoming missions, like Gaia and 4MOST. Future studies using this more complete open cluster sample will reveal the effect of open cluster groupings on star formation theory and their significance for the kinematics, dynamics and evolution of the Milky Way, and thereby of spiral galaxies.show moreshow less
  • Es ist weithin anerkannt, dass Sterne typischerweise in offenen Sternenhaufen und Sternassoziationen entstehen, dennoch ist wenig über Strukturen in diesem System der offenen Sternhaufen bekannt. Entstehen offenen Sternhaufen und Sternassoziationen isoliert oder entstehen sie bevorzugt in Gruppen und Komplexen? Gruppen und Komplexe von offenen Sternhaufen könnten bestätigen, dass Sternentstehungsregionen größer sind als erwartet, was die Homogenität der chemischen Zusammensetzung über weite Areale in der galaktischen Scheibe erklären würde. Sie würden auch eine weitere Stufe in der Hierarchie der Sternentstehung definieren und könnten als Indikatoren für die Skalen der Fragmentierung in Riesenmolekülwolken dienen. Des Weiteren könnten Gruppen und Komplexe von offenen Sternhaufen die Dynamik unserer Galaxis beeinflussen und sollten in Untersuchungen und Simulationen von dynamischen Prozessen, wie radiale Migration, kinematische Aufheizung der Scheibe, differentielle Rotation, kinematische Resonanzen und der Spiralstruktur,Es ist weithin anerkannt, dass Sterne typischerweise in offenen Sternenhaufen und Sternassoziationen entstehen, dennoch ist wenig über Strukturen in diesem System der offenen Sternhaufen bekannt. Entstehen offenen Sternhaufen und Sternassoziationen isoliert oder entstehen sie bevorzugt in Gruppen und Komplexen? Gruppen und Komplexe von offenen Sternhaufen könnten bestätigen, dass Sternentstehungsregionen größer sind als erwartet, was die Homogenität der chemischen Zusammensetzung über weite Areale in der galaktischen Scheibe erklären würde. Sie würden auch eine weitere Stufe in der Hierarchie der Sternentstehung definieren und könnten als Indikatoren für die Skalen der Fragmentierung in Riesenmolekülwolken dienen. Des Weiteren könnten Gruppen und Komplexe von offenen Sternhaufen die Dynamik unserer Galaxis beeinflussen und sollten in Untersuchungen und Simulationen von dynamischen Prozessen, wie radiale Migration, kinematische Aufheizung der Scheibe, differentielle Rotation, kinematische Resonanzen und der Spiralstruktur, miteinbezogen werden. In den vergangenen Jahrzehnten gab es einigen Studien zu Paaren von offenen Sternhaufen (de La Fuente Marcos & de La Fuente Marcos 2009a,b,c) sowie zu Gruppen und Komplexen von offenen Sternhaufen (Piskunov et al. 2006). Erstere betrachteten ausschließlich räumliche Nähe für die Identifizierung der Paare, während letztere auch ähnliche tangentiale Geschwindigkeiten für die Mitglieder verlangten. In dieser Arbeit nutzte ich den kompletten Satz an 6D-Phasenrauminformationen, um ein vollständigeres Bild dieser Strukturen zu erstellen. Aus diesem Grund habe ich den homogensten Sternhaufenkatalog verwendet, der zu dieser Zeit verfügbar war, nämlich den Catalogue of Open Cluster Data (COCD; Kharchenko et al. 2005a,b), welcher Parameter für 650 offene Sternhaufen und Sternassoziationen, sowie deren einheitlich ausgewählte Mitglieder, enthält. Weitere Radialgeschwindigkeits- (RV) und Metallizitätsinformationen ([M/H]) für die Sternhaufenmitglieder wurden mit Hilfe des RAdial Velocity Experiment (RAVE; Steinmetz et al. 2006; Kordopatis et al. 2013) für 110 beziehungsweise 81 Haufen bestimmt. Der RAVE-Datensatz wurde mit Hilfe von Qualitätsparametern aus RAVE (Matijevič et al. 2012; Kordopatis et al. 2013) gereinigt. Um sicherzustellen, dass nur echte Mitglieder für die Mittelwertbestimmung betrachtet wurden, wurde auch die Haufenmitgliedschaft, wie von Kharchenko et al. (2005a,b) bereitgestellt, für die in RAVE identifizierten Sterne miteinbezogen. 6D-Phasenrauminformationen konnten für 432 der 650 COCD Objekte bestimmt werden und ich habe eine angepasste Variante des Friends-of-Friends Algorithmus genutzt, der in der Kosmologie verwendet wird, um potenzielle Gruppierungen zu identifizieren. Der überwiegende Teil der 19 identifizierten Gruppierungen waren Paare, ich habe aber auch vier Gruppen mit 4-5 Mitgliedern und einen Komplex mit 15 Mitgliedern gefunden. Für die Bestätigung der identifizierten Strukturen, verglich ich die Ergebnisse mit einem zufällig ausgewählten Datensatz aus dem Milky Way global survey of Star Clusters (MWSC; Kharchenko et al. 2013), der kürzlich erst zur Verfügung gestellt wurde und hier als Vergleichsdatensatz verwendet wurde. Des Weiteren, habe ich Monte-Carlo Simulationen mit zufälligen Datensätzen implementiert, die anhand von zwei unterschiedlichen Varianten für die Ausgangsverteilungen der räumlichen und Geschwindigkeitsparameter generiert wurden. Zum Einen unter der Annahme einer gleichmäßigen Verteilung in der galaktischen Scheibe und zum Anderen unter der Annahme, dass die Datenverteilungen im COCD repräsentativ sind für die gesamte Population der offenen Sternhaufen. Die Ergebnisse deuteten darauf hin, dass die Mehrheit der identifizierten Paare eher zufällige Anordnungen sind, aber die Gruppen und der Komplex schienen echt zu sein. Ein Vergleich meiner Ergebnisse mit den in der Literatur vorgeschlagenen Paaren, Gruppen und Komplexen ergab eine teilweise Überschneidung, die höchstwahrscheinlich durch Auswahleffekte und die Verwendung unterschiedlicher Parameter bedingt war. Dies ist eine weitere Bestätigung für die Existenz solcher Strukturen. Die Eigenschaften der gefundenen Gruppierungen bevorzugen, dass die Mitglieder einer Gruppierung von offenen Sternhaufen aus einer gemeinsamen Riesenmolekülwolke stammen und in einem Sternentstehungsereignis geformt wurden, das möglicherweise auch sequenziell ablief. Außerdem zeigte die junge Population der offenen Sternhaufen kleinere räumliche Abstände zwischen den nächsten Nachbarn als die alte Haufenpopulation, was darauf hindeutet, dass die Lebenszeit von Gruppierungen von offenen Sternhaufen vergleichbar ist mit der für die Population galaktischer offener Sternhaufen selbst. Dennoch wurden auch unter den alten offenen Sternhaufen Gruppierungen identifiziert, was andeutete, dass die gefundenen Strukturen doch in einigen Fällen langlebiger ist als man denken könnte. In dieser Doktorarbeit konnte ich nur eine Pilotstudie zu Strukturen in der Population der galaktischen offenen Sternhaufen präsentieren, da der verwendete Datensatz höchst unvollständig war. Für zukünftige Untersuchungen wäre ein deutlich vollständigerer Datensatz notwendig. Ein Schritt in diese Richtung wäre die Verwendung von Daten aus großen momentan verfügbaren Beobachtungskampagnen, wie dem SDSS, RAVE, Gaia-ESO und dem VVV, sowie das miteinbeziehen der Ergebnisse von Studien an einzelnen offenen Sternhaufen. Später könnte dieser Datensatz durch die Verwendung von Daten aus kommenden Missionen, wie Gaia und 4MOST, komplettiert werden. Zukünftige Studien mit einem vollständigeren Datensatz werden den Einfluss von Gruppierungen von offenen Sternhaufen für die Sternentstehungstheorie und ihre Bedeutung für die Kinematik, Dynamik und Entwicklung der Milchstraße, und damit auch für andere Spiralgalaxien, enträtseln.show moreshow less

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Metadaten
Author:Claudia ConradGND
URN:urn:nbn:de:kobv:517-opus4-77605
Advisor:Ralf-Dieter Scholz
Document Type:Doctoral Thesis
Language:English
Year of Completion:2014
Publishing Institution:Universität Potsdam
Granting Institution:Universität Potsdam
Date of final exam:2015/04/29
Release Date:2015/06/19
Tag:Sternpopulationen; offene Sternhaufen und stellare Assoziationen
open clusters and stellar associations; stellar populations
Page Number:xii, 172
RVK - Regensburg Classification:US 5600
Organizational units:Mathematisch-Naturwissenschaftliche Fakultät / Institut für Physik und Astronomie
Dewey Decimal Classification:5 Naturwissenschaften und Mathematik / 52 Astronomie / 520 Astronomie und zugeordnete Wissenschaften
MSC Classification:85-XX ASTRONOMY AND ASTROPHYSICS (For celestial mechanics, see 70F15)
PACS Classification:90.00.00 GEOPHYSICS, ASTRONOMY, AND ASTROPHYSICS (for more detailed headings, see the Geophysics Appendix) / 98.00.00 Stellar systems; interstellar medium; galactic and extragalactic objects and systems; the Universe / 98.20.-d Stellar clusters and associations
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