NGC 6231: determinazione della IMF

Sulla base di nuove osservazioni profonde (120 ks) in raggi X ottenute con Chandra/ACIS-I, è in corso lo studio dell'ammasso giovane NGC 6231 (Damiani et al. 2009, in preparazione), facente parte dell'associazione Sco OB1. Le decine di stelle massicce (di tipo spettrale O e B) di questo ammasso sono relativamente ben studiate, mentre molto poco è noto finora della sua popolazione a piccole masse. L'osservazione Chandra ha permesso di rivelare circa $1600$ sorgenti puntiformi, di cui stimiamo che circa il $95$% sia composto di membri di piccola massa dell'ammasso, fino ad un limite di massa stimato $\sim 0.5\,M_{\odot}$. L'ammasso risulta così ancora più ricco di NGC 6530, la cui emissione X è stata studiata da noi in precedenza (Damiani et al. 2004, 2006; Prisinzano et al. 2005) e dell'ammasso della Nebulosa di Orione. Solo la metà circa delle sorgenti X sono identificate con oggetti da cataloghi ottici o infrarossi (2MASS), ma la distribuzione spaziale delle sorgenti non identificate mostra che esse sono in maggioranza membri dell'ammasso. Dalle sorgenti con controparte infrarossa, si trova che la formazione stellare in NGC 6231 è pressoché conclusa, poiché pochissime stelle hanno eccessi nel vicino infrarosso. In ciò, questo ammasso è simile ad NGC 2362 (studiato in raggi X da Damiani et al. 2006). A differenza di NGC 2362, la funzione di massa iniziale (Initial Mass Function; IMF) di NGC 6231 non presenta un deficit di stelle di piccola massa, ma ha una distribuzione di tipo Salpeter (Salpeter 1955, ApJ 121, 161) fino a circa $0.5 M_{\odot}$ (vedi Fig. ). Questo risultato è in contrasto con la IMF dello stesso ammasso presentata in letteratura. Ciò è facilmente spiegabile con la selezione di stelle di pre-sequenza principale fatta negli studi precedenti esclusivamente tramite l'emissione H$\alpha$, che è molto incompleta in ammassi le cui stelle hanno quasi completato la fase di accrescimento (cioè di T Tauri classica). Come avviene in NGC 2362, anche in NGC 6231 i nuovi dati confermano l'esistenza di una segregazione delle stelle più massicce (già suggerita da altri autori), e ridefiniscono la dimensione dell'ammasso nel suo complesso.

Figure: Funzione di massa iniziale di NGC 6231, nell'intervallo 0.3-100 $M_{\odot}$. I vari istogrammi corrispondono a differenti ipotesi usate nel costruirla; le rette sono i corrispondenti fit a legge di potenza: la legge di Salpeter è intermedia tra le due. La curva tratteggiata è un altro possibile modello, da Chabrier (2003).