Vel OB1: De oorsprong van Vela X-1? Bachelorproject van Daan Kortekaas Begeleider: Lex Kaper

Transcriptie

1 Vel OB1: De oorsprong van Vela X-1? Bachelorproject van Daan Kortekaas Begeleider: Lex Kaper

2 Populaire samenvatting Als een van de twee sterren in een zwaar dubbelstersysteem aan het eind van zijn leven een supernova-explosie ondergaat, heeft dit grote gevolgen voor het dubbelstersysteem. Het grote massaverlies bij de explosie kan ertoe leiden dat het systeem weggeslingerd wordt, en met grote snelheid zijn geboorteplek verlaat. Na de supernova-explosie bestaat het systeem uit een zware ster, met aan zich gebonden het overblijfsel van de supernova; een neutronenster of een zwart gat. Als de overgebleven zware ster aan het eind van zijn leven opzwelt om een superreus te worden, komt er massa van de ster binnen het zwaartekrachtsveld van de neutronenster of het zwarte gat. Deze massa valt naar binnen toe, waar veel wrijving bij ontstaat, die maakt dat er röntgenstraling wordt uitgezonden. Deze straling is zo krachtig dat hij tot ver in het heelal zichtbaar is. Zo`n dubbelstersysteem dat röntgenstraling uitzendt, wordt een HMXB genoemd. In dit onderzoek is onderzocht waar de HMXB Vela X-1 vandaan komt. Als de geboorteplek van een HMXB bekend is, kan uit zijn huidige snelheid en het afstandsverschil tussen de HMXB en zijn geboorteplaats de sinds de supernova verstreken tijd worden berekend. Dit is belangrijke informatie, omdat daarmee bekend is wanneer de supernova precies plaatsvond. Wanneer sterren precies een supernova ondergaan is op dit moment nog niet goed bekend. Om dit te kunnen berekenen moest eerst worden uitgezocht waar Vela X-1 is ontstaan. Omdat de beide sterren van Vela X-1 ooit heel zwaar waren, kon de zoektocht naar de geboorteplaats van Vela X-1 worden beperkt tot het bestuderen van OB associaties in de buurt van Vela X-1. OB associaties zijn grote groepen sterren, die uit één gaswolk zijn ontstaan. Hierdoor delen de sterren in een associatie elkaars snelheid en positie. De zware sterren waar HMXBs als Vela X-1 uit voortkomen blijken enkel in dit soort stergroepen te ontstaan. Uit eerdere publicaties kwam telkens de OB associatie Vel OB1 als geboorteplek van de HMXB Vela X-1 naar voren. Er bleken echter verschillende opvattingen over de grootte en de leden van deze associatie te zijn. Daarom is in dit onderzoek eerst de associatie Vel OB1 onderzocht, om daarna uitspraken over de eventuele afkomst van Vela X-1 uit Vel OB1 te doen. 1

3 Samenvatting De 70 door Reed gevonden kandidaat-leden van de associatie Vel OB1 zijn op lidmaatschap van deze associatie onderzocht. Dit is gedaan door reproductie van Reeds variabele extinctie grafiek en door gebruik te maken van door Reed ongebruikte gegevens uit het infrarood, en van gegevens over de parallax, eigenbeweging en positie van de sterren. De nieuwe gegevens bevestigen de conclusies van Reed. Bovendien kunnen aan de associatie nog 11 nieuwe kandidaat-leden worden toegevoegd. Ook zijn 25 nieuwe Vel OB2 kandidaat-leden ontdekt. Ook is gekeken naar de positie en geschiedenis van de dubbelster Vela X-1, die een uitzonderlijk hoge snelheid heeft. Deze snelheid is waarschijnlijk het gevolg van de supernova-explosie van de oorspronkelijk zwaarste ster van het systeem, waardoor de dubbelster sinds deze explosie bezig is zich van zijn geboorteplek te verwijderen. Waarschijnlijk is Vel OB1 de associatie waar Vela X-1 ontstaan is. 2

4 1.1 Introductie High-Mass X-ray Binaries (HMXBs) zijn de overblijfselen van zware dubbelstersystemen (Van den Heuvel en Heise, 1972). In een HMXB produceert een neutronenster of een zwart gat röntgenstraling door accretie van de sterwind van zijn begeleider, een OB superreus of een Be ster. Deze krachtige röntgenbron maakt dat HMXBs tot op grote afstand waarneembaar zijn, omdat röntgenstraling nauwelijks wordt verzwakt door interstellair stof. Een HMXB begint als een normaal dubbelstersysteem, bestaande uit twee zware O of B sterren in een baan om hun gemeenschappelijke zwaartepunt. De zwaarste van de twee sterren brandt als eerste al zijn waterstof in de kern op, waarna de ster begint te expanderen om een superreus te worden. Zodra de ster buiten zijn Roche lob treedt, vindt massaoverdracht naar de begeleider plaats, met als gevolg dat deze ster uiteindelijk de zwaardere van de twee wordt. Daarnaast heeft de toevoer van massa een vergroting van de brandstofvoorraad van de ster tot gevolg, zodat de massaoverdracht de ster verjongt. De massaoverdracht komt tot een eind als de oorspronkelijk zwaarste ster een supernova ondergaat, waarbij een groot deel van zijn massa verloren gaat. Als de hoeveelheid verloren massa groter is dan de helft van de totale massa van het systeem betekent de supernova het einde van het dubbelstersysteem, en gaan de twee sterren afzonderlijk verder. De massaoverdracht voor de supernova heeft echter tot gevolg dat het massaverlies niet zo groot kan zijn, zodat het systeem ook na de supernova gravitationeel gebonden blijft. De supernova laat een neutronenster of een zwart gat achter, in een baan om de verzwaarde O of B hoofdreeksster. Als ook deze ster zijn waterstof heeft opgebrand en opzwelt om een superreus te worden resulteert de accretie van zijn sterwind op de compacte rest van de oorspronkelijk zwaarste ster in waarneembare röntgenstraling, en is de HMXB geboren. In Figuur 1 is een artist impression van een HMXB te zien. Figuur 1. Artist impression van een HMXB. De sterwind van de O of B superreus wordt in het zwaartekrachtsveld van zijn begeleider ingevangen. In deze figuur is het overblijfsel van de aanvankelijk zwaarste ster een neutronenster. Accretie van de sterwind op de neutronenster levert zoveel energie op dat röntgenstraling wordt uitgezonden. 3

5 In 1961 publiceerde Blaauw als eerste over de gevolgen van de supernova op het dubbelstersysteem (Blaauw, 1961). Vóór de supernova houden beide sterren elkaar door middel van hun onderlinge zwaartekracht in een baan om het gemeenschappelijke zwaartepunt. Het grote massaverlies bij de supernova betekent echter een grote vermindering van deze zwaartekracht. De zwaarste ster wordt hierdoor na de supernova-explosie niet langer in zijn baan gehouden, en schiet met hoge snelheid weg, de neutronenster of het zwarte gat met zich meetrekkend. Volgens deze theorie (Blaauws scenario) zouden alle HMXBs zodoende een hoge snelheid moeten hebben. Dit blijkt ook het geval te zijn (Van den Heuvel et al., 2000). Als de snelheid van een HMXB bekend is en tevens uitgevonden kan worden waar het systeem oorspronkelijk vandaan komt, valt eenvoudig te berekenen hoe lang het systeem erover gedaan heeft zijn huidige plaats te bereiken. Hiervoor is het ook voldoende slechts de eigenbeweging van de ster te kennen, in combinatie met het hoekverschil tussen de huidige positie en de geboorteplaats van de ster. De tijd die de ster erover heeft gedaan om zijn huidige positie te bereiken is meteen ook de tijd die er sinds de supernova is verstreken, zodat berekend kan worden wanneer de supernova plaatsvond. Dit is een belangrijk gegeven, omdat nog niet veel bekend is over wanneer sterren precies een supernova ondergaan. Dit verslag beschrijft de zoektocht naar de geboorteplaats van de HMXB Vela X-1, met als doel voor dit systeem een uitspraak te kunnen doen over deze supernovatijd. Vela X-1 (HD 77581) [(l,b) = (263.1º, 4.0º), r = 1900 pc] (Sadakane et al., 1985) bestaat uit een B0,5 superreus (Vidal, Wickramasinghe, & Peterson, 1973; Jones & Liller, 1973) met een neutronenster als begeleider. Vela X-1 is een interessant systeem, omdat de röntgenbron met een massa van 1.86 M (Barziv et al., 2001) de tot op heden zwaarst bekende neutronenster is. Rond Vela X-1 is in 1997 een boeggolf ontdekt (Kaper et al., 1997). Deze boeggolf is het gevolg van de supersonische snelheid van het systeem door het interstellaire medium, en vormt voor dit systeem de bevestiging van Blaauws scenario. De zoektocht naar de geboorteplaats van een HMXB wordt vereenvoudigd door het gegeven dat het systeem oorspronkelijk uit twee O of B sterren heeft bestaan. Vanaf de invoering van spectrale classificatie voor sterren is duidelijk dat zware O en B sterren niet gelijkelijk over de hemel zijn verspreid, maar geconcentreerd in groepen voorkomen. Deze zogenaamde OB associaties hebben doorgaans groottes van enkele tot ongeveer 160 pc (Lang, 1992, pp ) en bevatten enkele tot ongeveer honderd O en B sterren, samen met enkele tienduizenden sterren van lagere massa. Deze lichtere sterren hebben een veel kleinere lichtkracht dan de O en B sterren, waardoor op grote afstand slechts de O en B sterren zichtbaar zijn. De sterren van een associatie zijn allen uit dezelfde gaswolk ontstaan en verschillen daarom in hun eigenbeweging doorgaans slechts enkele km/s. Toch is een associatie gedoemd langzaam aan uiteen te vallen; de gemiddelde massadichtheid binnen een associatie is niet groter dan 0.1 M pc -3 (Bok, 1934) en is daarmee niet groot genoeg om weerstand te bieden aan de galactische getijdenkrachten. Op den duur zijn associaties daarom niet meer als zodanig te herkennen. Zie voor een overzicht van de dichtstbijzijnde associaties (r < 1 kpc) het artikel van de Zeeuw et al. (1999). Het zoeken naar de geboorteplaats van een HMXB komt zo neer op het vinden van de OB associatie waar de dubbelster is ontstaan, ofwel de parent association. De richting van de snelheid van een HMXB geeft aan waar het systeem in het verleden geweest is, en leidt zo naar het gebied waar de parent association moet worden gezocht. Vela X-1 bevindt zich in het sterrenbeeld Vela, zie Figuur 2. In het gebied aan de hemel rond Vela X-1 bevinden zich de clusters Vel OB1 [(l,b) = [(265º, -2º), r = 1750 pc] (Reed, 2000), met vlak daarnaast Pismis 6 [(l,b) = (265º, -3º), r = 1650 pc] en Markarian 18 [(l,b) = (269º, -2º), r = 1610 pc)] (beide Vogt & Moffat, 1973) en nog verder daarvoor NGC 2659 [(l,b) = (264º, -2º), r = 1450 pc] 4

6 (Stetson, 1981), Vel OB2 [(l,b) = (263º, -7º), r = 410 pc] en Trumpler 10 [(l,b) = (262.81º, 0.64º), r = 366 pc] (beide de Zeeuw et al., 1999). Figuur 2. Het sterrenbeeld Vela, met daarin vele sterclusters. De geboorteplaats van Vela X-1 is in twee verschillende artikelen al eerder geprobeerd te vinden. Op basis van de door Hipparcos gemeten eigenbeweging van Vela X-1 wordt Vel OB1 als parent association genoemd (van Rensbergen et al., 1996). Ook in het artikel over de boeggolf rond Vela X-1 (Kaper et al., 1997) is naar de herkomst van het dubbelstersysteem gezocht. Uit de oriëntatie van de boeggolf rond het dubbelstersysteem werd de richting van de snelheid van het systeem afgeleid. Ook deze methode leidde tot de conclusie dat Vela X-1 waarschijnlijk uit Vel OB1 afkomstig is. Aan de hand van de grootte van de snelheid werd berekend dat het systeem in dat geval 2.5 miljoen jaar geleden uit Vel OB1 is vertrokken. In beide artikelen wordt voor de associatie Vel OB1 een afstand van 1820 pc aangenomen, zoals gepubliceerd door Humphreys (1978). Drie jaar na het artikel over de boeggolf rond Vela X-1 verscheen een artikel van Reed over de associatie Vel OB1 (Reed, 2000), met geheel andere conclusies dan die van Humphreys uit De opmerkelijke resultaten waren dat de associatie 600 bij 300 pc groot is, en dat de HMXB Vela X-1 een van de 70 leden is. Ook werd een nieuwe afstand van 1750 pc afgeleid. De grootte van 600 bij 300 pc is enorm vergeleken bij de maximale straal van 160 pc voor alle andere bekende associaties. Daarnaast is het lidmaatschap van een HMXB met een uitzonderlijk hoge snelheid in strijd met het kleine verschil in onderlinge snelheden die leden van een associatie doorgaans hebben. Alvorens uit te zoeken of Vel OB1 inderdaad de associatie is waar Vela X-1 ooit is ontstaan wordt daarom eerst gekeken hoe Reed tot zijn conclusies over Vel OB1 is gekomen. Daartoe worden eerst de gangbare methodes om de leden van associaties te bepalen besproken. 5

7 1.2 Het bepalen van lidmaatschap van een associatie Het onderzoeken van de eigenschappen van OB associaties komt neer op het uitvinden uit welke sterren de associatie bestaat, ofwel het bepalen van de leden. Hier zijn verschillende manieren voor. Omdat de leden van een associatie uit dezelfde gaswolk zijn ontstaan clusteren ze zowel in locatie als in snelheid. De methodes om lidmaatschap te bepalen zijn daarom alle gebaseerd op de eis dat leden van een associatie bij elkaar in de buurt moeten staan, en dat hun eigenbewegingen onderling niet meer dan enkele km/s mogen verschillen. Lidmaatschapsbepaling wordt steeds moeilijker naarmate sterren verder weg staan, omdat zowel de geometrische parallax als metingen van de eigenbeweging van sterren minder nauwkeurig worden bij toenemende afstand. Hipparcos metingen van eigenbewegingen en geometrische parallaxen zijn om die reden nauwelijks bruikbaar voor afstanden groter dan 1 kpc. De fouten op deze metingen zijn voor zulke afstanden vaak groter dan de meetwaarden zelf. Een methode die aan de hand van eigenbewegingen van sterren bepaalt of sterren lid zijn van een associatie, is de convergent point method (Brown, 1950; Jones, 1971). Deze methode is later door de Bruijne getest en verbeterd (de Bruijne, 1998). In deze methode wordt naar de eigenbeweging µ van sterren gekeken, die op basis van hun positie aan de hemel en hun afstand dicht genoeg bij elkaar staan om een associatie te kunnen vormen. Van deze sterren wordt de gemiddelde eigenbeweging bepaald, waarna de sterren met de meest afwijkende eigenbewegingen uit de selectie worden verwijderd. Dit wordt herhaald totdat de variatie in eigenbeweging acceptabel is. De overgebleven sterren worden tot leden van de associatie gerekend. In deze methode worden sterren met een te grote onnauwkeurigheid σ µ in eigenbeweging niet in de selectieprocedure meegenomen. Hiertoe wordt een waarde voor t min gekozen, waarna sterren met µ/σ µ < t min uit de selectie worden verwijderd. Voor t min worden in het algemeen waarden tussen 3 en 5 gekozen. Deze selectieprocedure is om meerdere redenen niet geschikt om sterren op lidmaatschap van de associatie Vel OB1 te onderzoeken. Allereerst zijn de fouten op de metingen van de eigenbewegingen van sterren op een afstand van 1750 pc te onnauwkeurig. De nauwkeurigheid van metingen van de eigenbeweging neemt af met toenemende afstand. Hierbij geldt dat de betrouwbaarheid van de meting afhangt van de helderheid van het object. Uitzonderlijk heldere sterren zoals Vela X-1 zijn ook op 1750 pc afstand helder genoeg om goed te kunnen meten. Voor de andere, minder heldere, hier onderzochte sterren zijn de metingen van de eigenbeweging veel onnauwkeuriger. De fouten op de metingen zijn voor deze sterren vaak groter dan de meetwaarden, waardoor een groot deel van kandidaat-leden op voorhand uit de selectie moet worden gehaald, omdat µ/σ µ voor deze sterren kleiner is dan t min. Daar komt bij dat ook de parallaxen van Hipparcos voor sterren op een afstand van 1750 pc zeer onnauwkeurig zijn, waardoor geen goede selectie van sterren kan worden gemaakt waarop de convergent point method kan worden toegepast. Reed heeft daarom gebruik gemaakt van de spectroscopische parallax om de afstanden tot zijn kandidaat-leden te bepalen. In het volgende hoofdstuk wordt de lidmaatschapsmethode van Reed geanalyseerd, waarna de in dit onderzoek gebruikte data worden gepresenteerd. Vervolgens wordt Reeds grafiek gereproduceerd, zowel in het zichtbare als in het infrarode gebied. In het derde hoofdstuk worden de nog niet gebruikte gegevens over de parallaxen en eigenbewegingen van de sterren gepresenteerd, en wordt naar de positie aan de hemel van de sterren gekeken. In hoofdstuk vier worden de resultaten besproken. 6

8 2.1 Variabele extinctie grafiek (Reed, 2000) Zoals hierboven beschreven zijn Hipparcos gegevens van geometrische parallaxen en in mindere mate van eigenbewegingen op een afstand van 1750 pc onnauwkeurig, en daarmee niet geschikt om sterren op lidmaatschap van een associatie te onderzoeken. In zijn artikel over Vel OB1 heeft Reed daarom gebruik gemaakt van de spectroscopische parallax om de afstanden tot sterren te bepalen, om vervolgens alle sterren op dezelfde afstand als lid van Vel OB1 te beschouwen. Eigenbewegingen heeft Reed dus buiten beschouwing gelaten. Van zijn 94 kandidaat-leden heeft Reed met behulp van de tabellen van Schmidt-Kaler (1982) de intrinsieke visuele magnitude M v bepaald op basis van het spectraaltype van de sterren. Deze intrinsieke magnitude levert gecombineerd met de gemeten visuele magnitude V voor elke ster de afstandsmodulus V-M v op. Maar ook de afstandsmodulus is voor sterren op grote afstand geen goede indicatie voor de afstand, omdat geen rekening wordt gehouden met interstellaire extinctie. Licht van sterren neemt in het algemeen meer dan kwadratisch met de afstand af, omdat sterlicht onderweg wordt geabsorbeerd door interstellair stof. Deze absorptie maakt dat de afstand die uit de afstandsmodulus volgt, systematisch te groot is. De mate van extinctie wordt bepaald door de hoeveelheid stof waar het sterlicht doorheen reist. Deze hoeveelheid neemt toe met de afstand van een ster, maar is door de inhomogene verdeling van het interstellaire stof niet voor alle sterren op eenzelfde afstand gelijk. Om voor de interstellaire extinctie te corrigeren, wordt gebruik gemaakt van het lineaire verband tussen de visuele extinctie A v en het kleurexces E(B-V) = (B-V) (B-V) 0, dat een maat is voor de verroding van het sterlicht. De intrinsieke kleur (B-V) 0 is met behulp van de tabellen uit Turner (1980) afgeleid uit het spectraaltype. De relatie A v = R v E(B-V) geeft de visuele extinctie als het kleurexces bekend is. De constante R v is de extinctiecoëfficiënt die per gebied aan de hemel verschilt, met normale waarde rond de 3.1 (Sharpless, 1963 en Aanestad en Purcell, 1973). Figuur 3. De variabele extinctie grafiek met onderschrift zoals gepubliceerd door Reed in

9 In Figuur 3 is de variabele extinctie grafiek te zien zoals Reed deze publiceerde, inclusief origineel onderschrift. Op de verticale as is de afstandsmodulus V-M v (naar boven toe aflopend) uitgezet tegen het kleurexces E(B-V). De sterren met het grootste kleurexces zijn door het lineaire verband tussen A v en E(B-V) ook de sterren die het meest verzwakt zijn. Alle sterren op eenzelfde afstand komen daarom op een schuine lijn te liggen met richtingscoëfficiënt R v. Waar deze lijn de verticale as snijdt (waar geldt E(B-V) = 0, dus ook A v = 0) is de intrinsieke afstandsmodulus V 0 -M v af te lezen. De zwarte ononderbroken lijn is een lineaire fit door de 70 sterren die op basis van deze grafiek door Reed als leden van Vel OB1 werden aangemerkt. De 24 sterren die buiten deze selectie vallen zijn ook geplot (de plustekentjes). De lineaire fit levert een intrinsieke afstandsmodulus van op, wat overeen komt met een afstand van 1752 pc. Uit de richtingscoëfficiënt volgt een extinctiecoëfficiënt R v van Data Om Reeds resultaten te kunnen reproduceren en eventueel te corrigeren, is gebruik gemaakt van een lijst van 142 sterren (zie Tabel 1). Deze lijst ontstond uit de 70 sterren die Reed in zijn artikel als lid van Vel OB1 aanmerkt, gecombineerd met een lijst van 86 sterren die in 1997 is samengesteld door Jos de Bruijne. De Bruijne heeft toen zelf onderzoek gedaan naar Vel OB1, en gebruikte daarbij de Hipparcos gegevens van alle met deze satelliet waargenomen sterren in het hemelgebied van Vel OB1. Van deze 86 sterren bleken er 14 ook in de selectie van Reed voor te komen, zodat een lijst van 142 verschillende sterren ontstond. Van deze sterren zijn met behulp van de SIMBAD Astronomical Database gegevens verzameld. In Tabel 1 staan achtereenvolgens vermeld: De naam van de ster (HD of LS nummer), zijn galactische coördinaten l (galactische lengte) en b (galactische breedte) in graden, de gemeten B en V magnitude, het spectraaltype, de absolute V magnitude, de absolute K magnitude, de intrinsieke kleuren (B-V) 0 en (J-K) 0, de eigenbeweging in µα cosδ en µδ, beide in milliboogseconden per jaar, de parallax in milliboogseconden, en ten slotte de J, H en K magnitude. Uit deze gegevens konden alle andere gegevens (zoals de afstandsmodulus V-M v ) worden afgeleid. De galactische coördinaten, de gemeten B en V magnitude, het spectraaltype, de eigenbeweging, de parallax en de J, H en K magnitudes zijn alle afkomstig uit de SIMBAD Astronomical Database. De intrinsieke kleuren en absolute magnitudes zijn afgeleid uit het spectraaltype van de sterren door middel van tabellen. De absolute visuele magnitude (M v ) en de intrinsieke kleur (B-V) 0 zijn waar nodig met interpolatie afgeleid uit de tabellen van Lang (1992). De absolute K magnitude (M k ) en intrinsieke kleur (J-K) 0 komen uit tabellen 3, 4 en 5 uit Ducati et al. (2001). Ook hier is waar nodig geïnterpoleerd. De M k is met behulp van de M v afgeleid uit de intrinsieke kleur (V-K) 0. Als van sterren gegevens ontbraken of als de fouten op de metingen te groot bleken zijn de desbetreffende hokjes opengelaten. Ontbrekende gegevens komen vooral voor bij de parallax en de J, H en K kleuren. Lege hokjes als gevolg van te grote fouten zijn alleen bij de eigenbeweging te vinden (zie daarvoor 3.2). Verder staan er vraagtekens (???) voor gegevens die gebaseerd moesten worden op een slecht bekend spectraaltype, bijvoorbeeld een spectraaltype bestaand uit enkel een hoofdletter zonder subklasse, of een spectraaltype zonder vermelding van lichtkracht. Vraagtekens komen zo enkel voor bij de intrinsieke magnitudes en kleuren. Het probleem van ontbrekende lichtkracht is deels opgelost door de sterren zonder lichtkracht tweemaal in Tabel 1 te noteren; eenmaal in het rood, met een aangenomen lichtkracht V (hoofdreeks), en eenmaal blauw, wat staat voor lichtkracht I (superreus). Deze 8

10 rode en blauwe versie van dezelfde sterren verschillen enkel in intrinsieke magnitude en kleur van elkaar. De werkelijke intrinsieke kleur of magnitude van de ster zal tussen een van deze twee extremen in liggen. Tabel 1 is op basis van alle resultaten die hieronder worden gepresenteerd in 5 hoofddelen opgesplitst. Allereerst staan onder Hipparcos alle sterren uit de selectie van Reed die met deze satelliet zijn waargenomen. Dit zijn in feite alle sterren die zowel in de lijst van Reed als in die van de Bruijne voorkomen, met als uitzonderingen de sterren uit Reeds selectie uit de buitenrand van Vel OB1. Reed komt in zijn artikel tot een grootte voor Vel OB1 die maakt dat de buitenste sterren niet in het zoekgebied van de Bruijne lagen toen hij alle met Hipparcos waargenomen sterren rond het centrum van Vel OB1 opvroeg. De sterren uit deze buitenrand die wel zijn waargenomen met Hipparcos zijn aan de groep Hipparcos toegevoegd. Onder de sterren uit Reeds selectie die met Hipparcos zijn waargenomen bevindt zich ook Vela X-1. Deze wordt vanwege zijn bijzondere plaats binnen dit onderzoek in Tabel 1 onder de groep Hipparcos apart vermeld. De tweede groep sterren bestaat uit de overgebleven sterren uit Reeds selectie, die niet met Hipparcos zijn waargenomen. Deze groep sterren is Reed genoemd. De eerste en tweede groep vormen zo samen de kandidaat-leden uit het artikel van Reed uit Het verschil tussen de groepen Hipparcos en Reed is voornamelijk te zien aan de metingen van eigenbewegingen. Die waren voor de sterren uit de groep Reed bijna allemaal ofwel niet voorhanden, ofwel te onnauwkeurig om te gebruiken, omdat deze sterren niet zijn waargenomen met Hipparcos. Deze gegevens zijn voor de sterren uit de groep Hipparcos veel nauwkeuriger. De derde groep Nieuwe leden bevat 11 sterren, oorspronkelijk uit de selectie van de Bruijne, die vooralsnog onontdekte leden van Vel OB1 lijken te zijn. Verder bleken 30 sterren veel dichterbij te staan dan de leden van Vel OB1. Van deze 30 sterren worden de 5 paars gemarkeerde sterren in de Zeeuw et al. (1999) tot de associatie Vel OB2 (r = 410 pc) gerekend, de andere 25 sterren zijn nog niet eerder als lid van deze associatie genoemd, maar lijken dit op basis van de hier gepresenteerde gegevens wel te zijn. Deze 30 sterren vormen de groep Vel OB2. Ten slotte zijn er drie sterren uit de selectie van Reed, waaronder zoals verwacht Vela X-1 (HD 77581), die niet tot de associatie Vel OB1 lijken te behoren. Deze sterren zijn ondergebracht in de groep Als lid verwijderd. De sterren uit deze laatste groep staan in Tabel 1, maar komen niet voor in de grafieken, met uitzondering van Vela X-1 (die dus twee maal voorkomt in Tabel 1). Vanwege de bijzondere positie binnen dit verslag wordt deze dubbelster wel in de grafieken geplot. De sterren uit de verschillende groepen worden met elk een eigen kleur en symbool in de grafieken geplot. De sterren uit groep 1 Hipparcos en groep 2 Reed die samen de kandidaat-leden uit het artikel van Reed (2000) vormen, worden weergegeven door vierkanten met de punt naar beneden. De sterren uit Hipparcos zijn blauw, die uit Reed zijn geel. Vela X-1 behoort ook tot de met Hipparcos waargenomen sterren, en wordt daarom weergegeven door hetzelfde symbool, met de kleur rood. De sterren die in dit onderzoek voor het eerst worden onderzocht worden weergegeven door vierkanten. De groep Nieuwe leden wordt groen weergegeven, en de groep Vel OB2 heeft de kleur roze. Ten slotte worden de sterren met de tweemaal genoteerde lichtklasse, eenmaal als hoofdreeksster (lichtklasse V) en eenmaal als superreus (lichtklasse I), elk ook tweemaal in de grafieken vermeld. De hoofdreekssterren worden als rode streepjes weergegeven, de superreuzen als blauwe streepjes. Deze sterren komen allen, op één na, uit de groep Reed (zie hiervoor Tabel 1). In Tabel 1 staan 31 sterren van de oorspronkelijk 142 sterren niet vermeld. Deze 31 sterren vallen onder geen van de 5 groepen van Tabel 1. Deze indeling in 5 groepen is gebaseerd op 9

11 de eindresultaten die hieronder uitvoerig zullen worden besproken. De eerste grove selectie van sterren vond echter plaats op grond van spectraaltype. De sterren uit de selectie van de Bruijne zijn enkel geselecteerd op basis van hun positie aan de hemel, en zijn daarmee lang niet allemaal goede kandidaten om lid van Vel OB1 te zijn. Van deze 86 met Hipparcos waargenomen sterren bleken 21 sterren spectraaltypes van F9 en later te hebben. De late spectraaltypes van deze sterren leverden hoge intrinsieke magnitudes op, die maakten dat de sterren op een afstand van 1750 pc te zwak zouden zijn om met Hipparcos te zijn waargenomen. Deze sterren moesten dus veel dichterbij staan. De afstanden van deze sterren gebaseerd op de afstandsmodulus en gecorrigeerd voor extinctie komen voor bijna al deze sterren dan ook uit op 1000 pc en minder. Voor de 10 andere sterren geldt dat teveel gegevens ontbraken, waardoor het moeilijk bleek te zijn uitspraken te doen over de afstand van deze objecten. Daarnaast geldt ook voor de meeste van deze sterren dat het spectraaltype te ver van O of B afwijkt om op de afstand van Vel OB1 te kunnen worden waargenomen. 2.3 Reproductie variabele extinctie grafiek De gegevens uit Tabel 1 zijn gebruikt om de grafiek van Reed te reproduceren. Het resultaat is te zien in Figuur 4. De grafiek lijkt sterk op die van Reed in Figuur 3, en kan daarom als een bevestiging van zijn resultaten worden gezien. De grootste verschillen worden veroorzaakt door gebruik van verschillende tabellen om uit het spectraaltype de intrinsieke V magnitude en intrinsieke kleur (B-V) 0 af te leiden. Reed maakte hiervoor gebruik van Schmidt-Kaler (1982) en Turner (1980) (zie ook 2.1). Voor de gegevens uit Tabel 1 is gebruik gemaakt van de tabellen uit Lang (1992) en Ducati et al. (2001) (zie ook 2.2). De sterren van Vel OB1 vertonen dezelfde verdeling als in de grafiek van Reed. De onderste lijn is een lineaire fit door alle sterren van Vel OB1. Bij het maken van deze fit zijn de sterren die zowel rood als blauw voorkomen niet meegenomen. Ook Vela X-1 is hierbij niet meegenomen, omdat de dubbelster niet als lid van de associatie wordt gezien. De lineaire fit door de leden van Vel OB1 heeft een richtingscoëfficiënt van 3.90 en levert daarmee een iets hogere extinctiecoëfficiënt op dan de 3.70 die Reed publiceerde. De afstandsmodulus van 11,42 leidt tot een afstand van 1923 pc en is daarmee wat aan de hoge kant vergeleken met de 1752 pc van Reed, maar ook (in mindere mate) vergeleken met de eerdere publicaties over Vel OB1. In Figuur 4 is goed te zien dat de sterren die zowel rood (lichtklasse V) als blauw (lichtklasse I) voorkomen alle in theorie op de fit zouden kunnen liggen. De rode hoofdreeks sterren liggen bijna allemaal boven de fit, en de superreus versies van dezelfde sterren liggen onder de fit. De werkelijke plaats van deze sterren ligt ergens tussen deze twee extremen in en zal zo dicht rond de fit liggen. Aan de verdeling van de Vel OB1 leden uit de groep Hipparcos en de groep Reed is goed te zien hoe moeilijk waarneembaar sterren op de afstand van Vel OB1 zijn. De Hipparcos satelliet nam sterren tot ongeveer de 12e magnitude waar, waardoor de zwakkere leden of leden achter een stofwolk te weinig licht uitzenden om te zijn waargenomen. Deze bovengrens van de 12e magnitude is goed zichtbaar in Figuur 4; de met Hipparcos waargenomen sterren bevinden zich bijna allemaal aan de linkerkant van de grafiek, waar de verroding en extinctie minder groot zijn. Verder is te zien dat de nieuw gevonden leden goed tussen de oude leden van Vel OB1 in liggen. Boven de Vel OB1 leden liggen de Vel OB2 leden. Voor deze sterren is dezelfde waarde van 3.90 voor de extinctiecoëfficiënt R v aangenomen die uit de fit voor Vel OB1 volgde. De fit 10

12 V-Mv vs E(B-V) Hipparcos Vela X-1 Reed Nieuwe leden Vel OB2 Hoofdreeks Superreus 10 V - Mv ,0 0,1 0,2 0,3 0,4 0,5 0,6 0,7 0,8 0,9 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 E(B-V) Figuur 4. Reproductie van de variabele extinctie grafiek van Reed. Lineaire fits door alle Vel OB1 en Vel OB2 leden zijn ook geplot. De grafiek komt goed overeen met die van Reed. met deze richtingscoëfficiënt door de Vel OB2 leden geeft een afstandsmodulus van 8.73 ofwel een afstand van 557 pc. Ook dit is aan de hoge kant vergeleken met de eerder gepubliceerde 410 pc (de Zeeuw et al., 1999). Opvallend in deze grafiek zijn de grote verschillen in verroding en extinctie. De meest verrode sterren van Reed zijn maar liefst 4 magnitudes verzwakt, tegen een extinctie van slechts 1 magnitude voor de minst verrode sterren. Dit grote verschil in verroding wordt waarschijnlijk veroorzaakt door de Vela Molecular Ridge, die zich precies voor Vel OB1 bevindt. Deze stofwolk bevindt zich grofweg tussen (l,b) = (255º-275º, ± 5) op een afstand van 1 tot 2 kpc (Murphy & May, 1991). Het gevolg hiervan zijn grote verschillen in stofconcentratie in het gebied vlak voor Vel OB1, met grote veranderingen in extinctie en verroding voor de leden van Vel OB1 tot gevolg. De leden van Vel OB2, die vóór deze wolk liggen, hebben daar veel minder last van. Met de gegevens uit Tabel 1 kon de zelfde soort grafiek ook in het nabij infrarood worden gemaakt. Hiertoe is in Figuur 5 de afstandsmodulus K-M k uitgezet tegen het kleurexces E(J-K) = (J-K)-(J-K) 0. Nabij infrarode straling is veel minder gevoelig voor interstellaire extinctie, waardoor de sterren in Figuur 5 nauwelijks verzwakt worden bij toenemende verroding. De waarde van R k zal daarom veel dichter bij 1 liggen dan de waarde van R v. De waarde van de extinctiecoëfficiënt R k ligt in Figuur 5 zelfs zo dicht bij 1 dat die uit deze grafiek niet is af te leiden. Er zijn dan ook geen fits door de leden geplot. Maar ook zonder de fit is goed te zien dat ook in deze grafiek de afstandsmodulus K-M k voor de Vel OB1 leden tussen de 11 en 12 ligt. Verder geldt ook hier dat de rode en blauwe versies van dezelfde sterren aanleiding geven tot een werkelijke plaats ergens tussen de andere leden. 11

13 K-Mk vs E(J-K) K-Mk ,1 0,0 0,1 0,2 0,3 0,4 0,5 0,6 0,7 0,8 0,9 E(J-K) Hipparcos Vela X-1 Reed Nieuwe leden Vel OB2 Hoofdreeks Superreus Figuur 5. Variabele extinctie grafiek in het nabij infrarood. De waarde van de extinctiecoëfficiënt R k is door de fouten uit deze grafiek niet af te leiden, zodat geen fits door de leden zijn geplot. De Vel OB2 leden vormen in deze grafiek veel minder een coherente groep dan in het zichtbare gebied. Wel is ook in deze grafiek duidelijk dat deze sterren dichterbij staan dan de leden van Vel OB1. 12

14 3.1 Parallax en afstandsmodulus Het meten van de parallax is een belangrijke manier om de afstand tot een hemelobject te bepalen. Deze methode wordt echter snel onnauwkeuriger bij toenemende afstand, met als gevolg dat de fouten op de parallaxen van sterren op afstanden groter dan grofweg 1 kpc al gauw groter zijn dan de meetwaarden zelf. Zelfs de parallaxen van sterren uit Vel OB1 die door Hipparcos zijn gemeten blijken bijna allemaal te onnauwkeurig om te gebruiken. De nauwkeurigheid van parallaxen kan worden bepaald door de meetwaarde π te delen door de fout σ π op die meetwaarde. Als dit getal kleiner uitvalt dan t min wordt de meting als te onnauwkeurig beschouwd. Voor t min worden algemeen waarden tussen 3 en 5 gekozen. Van alle parallaxen van Vel OB1 leden is de waarde van π/σ π bepaald. Deze viel voor alle sterren, op één na, kleiner uit dan 3. Deze parallaxen zijn op zichzelf daarom van mindere waarde, maar gecombineerd met een andere manier van afstandsbepaling kunnen de parallaxen wel interessant zijn. Voor de leden van Vel OB2 die alle veel dichterbij staan zijn de parallaxen wel goed bruikbaar. r (π) Vs r (V-Av-Mv) 7,5 7,0 6,5 6,0 5,5 Hipparcos Nieuwe leden Vel OB2 Stel hoofdreeks Stel superreus 5,0 4,5 r (π) (kpc) 4,0 3,5 3,0 2,5 2,0 1,5 1,0 0,5 0,0 0,0 0,5 1,0 1,5 2,0 2,5 3,0 3,5 4,0 4,5 5,0 5,5 6,0 6,5 7,0 7,5 r (V-Av-Mv) (kpc) Figuur 6. Afstand-afstand diagram. Op de verticale as staat de afstand zoals die volgt uit de parallax π van de sterren, op de horizontale as staat de afstand berekend uit de afstandsmodulus, gecorrigeerd voor extinctie. De zwarte lijn y = x geeft aan waar alle sterren zich in theorie moeten bevinden. De veronderstelde plaats van Vel OB1 is met een sterretje aangegeven. Omdat van de sterren uit de groep Reed geen parallaxen zijn gemeten zijn deze sterren in het diagram niet weergegeven. Ook Vela X-1 staat niet geplot. In Tabel 1 is te zien dat voor deze dubbelster (net als voor enkele andere sterren) een negatieve parallax is gemeten. Deze sterren vallen in dit diagram dus buiten de grenzen. In Figuur 6 is de afstand die volgt uit de parallax geplot tegen de afstand die volgt uit de visuele afstandsmodulus gecorrigeerd voor extinctie, beide in kpc. De visuele extinctie A v is via de formule A v = R v E(B-V) berekend uit het kleurexces. Voor R v is de waarde

15 genomen, zoals gevonden in 2.3. Door de visuele extinctie van de afstandsmodulus af te trekken ontstaat de intrinsieke afstandsmodulus V-M v -A v die aangeeft hoe groot de afstandsmodulus zou zijn zonder extinctie. Op basis van deze intrinsieke afstandsmodulus is de afstand in kpc van de sterren bepaald. Lang niet alle sterren uit Tabel 1 zijn in Figuur 6 terug te vinden. Allereerst staat geen van de sterren uit de groep Reed geplot. Dit komt omdat geen van deze sterren met Hipparcos is waargenomen, waardoor geen parallaxen gemeten zijn zoals ook te zien is in Tabel 1. Daarnaast zijn sommige parallaxen door meetfouten negatief uitgevallen, wat leidt tot een negatieve afstand. Deze sterren vallen buiten de grenzen van Figuur 6. Helaas geldt dit ook voor Vela X-1. In het geval van perfecte metingen zouden beide manieren van afstandsbepaling tot dezelfde afstand moeten leiden, en zouden alle sterren zodoende op de zwarte lijn y = x moeten liggen. De veronderstelde plaats van Vel OB1 op een afstand van 1750 pc is op deze lijn met een sterretje aangegeven. In Figuur 6 ligt een groot deel van deze sterren echter op een flinke afstand van deze lijn. Dat de fouten groter worden met toenemende afstand is goed te zien; het zijn vooral de sterren van Vel OB1 die sterk van de lijn en hun veronderstelde plek in de buurt van het sterretje afwijken. De sterren van Vel OB2 clusteren wel behoorlijk rond een afstand van 410 pc. Toch komen de fouten op de parallaxmetingen van deze sterren, uitgedrukt in π/σ π, voor slechts 10 van deze sterren uit boven de 3. Figuur 6 is dan ook vooral interessant omdat de fouten hier goed in beeld komen. Er is hier duidelijk te zien hoe moeilijk het is om uitspraken te doen over afstanden van sterren die zo ver weg staan. 3.2 Eigenbeweging Zoals in 1.2 beschreven vormen de eigenbewegingen van sterren een belangrijk criterium om sterren op lidmaatschap van een associatie te toetsen. Reed heeft echter geen gebruik gemaakt van deze gegevens. Om een zo goed mogelijke selectie van Vel OB1 leden te maken wordt daarom nu wel naar de eigenbeweging gekeken. Ook is het van belang de eigenbeweging van Vela X-1 met de eigenbewegingen van de Vel OB1 leden te vergelijken. Blaauws scenario voorspelt een verschil in eigenbeweging tussen een HMXB en de associatie waar de HMXB vandaan komt. Van Vela X-1 is bovendien al bekend dat het systeem een hoge snelheid heeft. Helaas geldt ook voor de metingen van eigenbewegingen dat ze voor sterren op de afstand van Vel OB1 onnauwkeurig zijn. De fouten op de twee componenten van de eigenbeweging van door Hipparcos gemeten sterren, uitgedrukt in (µα cosδ)/σ en µδ/σ, komen voor de meeste sterren uit boven de 3, en voor een deel zelfs boven de 5. Van de sterren uit de groep Reed die geen van allen zijn waargenomen door Hipparcos zijn er slechts drie sterren waarvoor geldt dat de fouten op beide componenten van de eigenbeweging boven de 3 uitkomen. De eigenbewegingen van sterren met een foutwaarde op een van de componenten van de eigenbeweging kleiner dan 3 worden als te onnauwkeurig beschouwd en staan niet in Tabel 1, en worden ook niet in de grafieken geplot. Ook de drie sterren uit de groep Reed die wel significante metingen van de eigenbeweging hadden zijn niet in de grafieken geplot. Zij vormen een te kleine groep om relevante informatie te kunnen geven. In Figuur 7 zijn de twee componenten van de eigenbeweging, beide in milliboogseconden per jaar, tegen elkaar uitgezet. Een associatie tekent zich in zo`n grafiek af als een coherente groep door het kleine onderlinge verschil in eigenbewegingen. Zoals besproken in 1.2 verschillen de eigenbewegingen van leden van een associatie doorgaans slechts enkele km/s. Voor de Vel OB1 leden op een afstand van 1750 pc vertaalt zich dat naar een 14

16 eigenbewegingsverschil van ongeveer 0.6 milliboogseconden per jaar. De Vel OB2 leden staan veel dichterbij en mogen daarom onderling zo`n 2.6 milliboogseconden per jaar verschillen. Eigenbeweging 9 µδ (miliboogseconden per jaar) Hipparcos Vela X-1 Nieuwe leden Vel OB µα cosδ (miliboogseconden per jaar) Figuur 7. Eigenbewegingdiagram. De twee assen stellen de twee eigenbewegingscomponenten µ δ en µ α cos(δ) voor, beide in milliboogseconden per jaar. In Figuur 7 is duidelijk te zien dat de sterren (zowel de veronderstelde Vel OB1 als Vel OB2 leden) clusteren rond een eigenbeweging van (µ δ, µ α cos(δ)) = (-5, 5). Opvallend is dat de spreiding rond dit punt voor beide groepen ongeveer even groot is. De Vel OB1 leden liggen over een veel groter gebied verspreid dan de maximale marge van 0.6 boogseconden per jaar. De leden van Vel OB2 liggen ook te ver uit elkaar, maar de afwijking is door de kleinere afstand minder groot dan bij de Vel OB1 leden. Als Vela X-1 uit Vel OB1 afkomstig is, zou het systeem op basis van Blaauws scenario een duidelijk andere eigenbeweging dan die van de Vel OB1 leden moeten hebben. Volgens Reed is Vela X-1 echter een lid van deze associatie. Figuur 7 laat goed zien dat de eigenbeweging van Vela X-1 significant verschilt van de eigenbewegingen van de Vel OB1 leden. Als dit verschil is veroorzaakt door de supernova-explosie van de oorspronkelijk zwaarste ster in het dubbelstersysteem, betekent dit dat Vela X-1 sinds de supernova-explosie bezig is zich van Vel OB1 te verwijderen. In de volgende paragraaf wordt daarom naar de positie aan de hemel van alle sterren gekeken. 15

17 3.3 Plaats aan de hemel Leden van een associatie delen niet alleen elkaars snelheid, ze delen ook elkaars positie. Een associatie tekent zich daarom als een coherente groep sterren aan de hemel af. Associaties hebben doorgaans afmetingen van maximaal 160 pc, zoals besproken in 1.1. Volgens Reed zou Vel OB1 echter 600 bij 300 pc groot zijn. In Figuur 8 zijn de posities aan de hemel van de sterren uit Tabel 1 te zien. Hier is goed te zien hoe groot Vel OB1 is volgens Reed. Vel OB1 is bijna twee keer zo groot aan de hemel als Vel OB2, terwijl deze laatste associatie ruim drie keer dichterbij staat. Vel OB1 volgens Reed lijkt te bestaan uit een kern rond (l,b) = (265º, -2º) met een grote sterdichtheid, met daaromheen nog enkele verder weg gelegen sterren. Vel OB2 bevindt zich vlak onder de kern van Vel OB1. Vela X-1 bevindt zich duidelijk boven het centrum van Vel OB1, maar is net zo ver verwijderd van de kern als de buitenste Vel OB1 leden. Op basis van zijn positie alleen zou Vela X-1 daarom een huidig lid van Vel OB1 kunnen zijn. Zijn eigenbeweging spreekt dit echter tegen, zoals besproken in 3.2. Omdat Reed in zijn artikel niet naar de eigenbewegingen Plaats aan de hemel Hipparcos Vela X-1 Reed Nieuwe leden Vel OB2 1 0 b l Figuur 8. Overzicht van de positie aan de hemel van de sterren uit Tabel 1. 16

18 van sterren heeft gekeken, beschouwde hij Vela X-1 als lid van Vel OB1. Van belang is nu waar Vela X-1 en Vel OB1 zich in het verleden bevonden. Als Vela X-1 voor de supernova-explosie lid was van Vel OB1, en zich sindsdien van zijn parent association verwijdert, moet Vela X-1 zich vroeger dichter bij het centrum van Vel OB1 hebben bevonden. Om de geschiedenis van Vel OB1 te bekijken, is de gemiddelde eigenbeweging van Vel OB1 berekend, door het gemiddelde van de eigenbewegingen van al haar leden te nemen. Deze eigenbeweging is omgezet in de componenten µ l en µ b. Ook de eigenbeweging van Vela X-1 is in deze componenten omgezet. Zo kon Figuur 9 worden gemaakt, waarin de plaats aan de hemel van Vela X-1 en Vel OB1 is geplot, in stappen van telkens jaar terug. De huidige afstand tussen Vela X-1 en Vel OB1 is 6.29 graden, waarmee Vela X-1 aan de rand van Vel OB1 staat. In Figuur 9 is te zien dat de onderlinge afstand vroeger kleiner is geweest, met een minimum van 4.56 graden, 4 miljoen jaar geleden. De afstand in de breedterichting is daarvoor nog kleiner geweest, maar door de grote snelheid van Vela X-1 in de lengterichting is de hemelsbrede afstand voor die tijd toch groter. Uit Figuur 9 blijkt zo dat Vela X-1 zich vroeger inderdaad dichter bij de kern van Vel OB1 heeft bevonden dan nu. In het volgende hoofdstuk worden de resultaten van dit onderzoek besproken, en zal worden besproken of Vela X-1 inderdaad uit Vel OB1 afkomstig zou kunnen zijn. PLaats aan de hemel van Vela X-1 en Vel OB1 in stappen van jaar terug 6 5 nu miljoen jaar geleden º º Vela X-1 0 Vel OB1 b miljoen jaar geleden nu l Figuur 9. De plaats aan de hemel van Vela X-1 en het centrum van Vel OB1, geplot in stappen van telkens jaar terug. Op dit moment is de afstand tussen Vela X-1 en Vel OB graden. Vier miljoen jaar geleden was deze afstand met 4.56 graden het kleinst. 17

19 4.1 Conclusies In hoofdstuk 1 is besproken hoe de dubbelster Vela X-1 waarschijnlijk aan zijn hoge snelheid is gekomen. Volgens Blaauws scenario heeft de supernova van de oorspronkelijk zwaarste ster van het systeem een groot massaverlies tot gevolg gehad, waardoor de overblijvende neutronenster met zijn begeleider de ruimte in is geslingerd. De supernova betekende daarmee het vertrek van de dubbelster uit zijn geboorteplek. Omdat beide sterren uit Vela X-1 ooit een O of B hoofdreeksster zijn geweest is het waarschijnlijk dat Vela X-1 in een OB associatie is ontstaan. De meest waarschijnlijke parent association voor Vela X-1 is de associatie Vel OB1. Alvorens te kunnen uitzoeken of Vela X-1 inderdaad uit deze associatie afkomstig is, moest uitgezocht worden uit welke sterren Vel OB1 precies bestaat. Als uitgangspunt werden de resultaten van Reed uit 2000 genomen, waaruit bleek dat Vel OB1 enorm groot was, en dat Vela X-1 een lid van deze associatie is. Reed gebruikte echter enkel een variabele extinctie grafiek om de leden van Vel OB1 te selecteren. In dit onderzoek is zijn grafiek gereproduceerd, zowel in het zichtbare als in het infrarode gebied, en is gekeken naar de parallax, eigenbeweging en positie van de sterren. Al deze gegevens gecombineerd geven meer en betrouwbaardere informatie over mogelijk lidmaatschap van een associatie. Met al deze gegevens kunnen de resultaten van Reed nu worden getoetst, en kan gekeken worden of Vel OB1 de parent association van Vela X-1 is. Bovendien werden nieuwe Vel OB1 en zelfs nieuwe Vel OB2 leden gevonden. Hieronder worden de resultaten van het onderzoek besproken. Vel OB1 De 70 leden van Reed kunnen op basis van dit onderzoek bijna allemaal als lid van Vel OB1 worden aangemerkt. Slechts drie sterren, waaronder Vela X-1, staan in alle of bijna alle grafieken buiten de sterren van Vel OB1, en zijn uit de groep Vel OB1 verwijderd. Deze sterren staan niet in de grafieken geplot, maar staan wel in Tabel 1. De reproductie van de variabele extinctie grafiek van Reed komt sterk overeen met het origineel. Door een verschil in gebruik van tabellen en wijzigingen in de gegevens van de sterren sinds het artikel van Reed (2000) is de reproductie geen exacte kopie en levert de fit door de Vel OB1 leden een net andere afstand en extinctiecoëfficiënt op. De verschillen zijn echter klein genoeg om de conclusies van Reed op basis van deze grafiek te kunnen onderschrijven. Ook in het infrarood geeft de variabele extinctie grafiek hetzelfde beeld. De afstand-afstand grafiek is voor de Vel OB1 leden vooral illustratief voor de grootte van de fouten op de metingen van de sterren. Op basis van alleen deze grafiek kunnen slechts enkele sterren als lid van Vel OB1 worden aangemerkt. De voornaamste fout zit vanwege de grote afstand in de parallaxmeting, maar ook de afstanden op basis van de afstandsmodulus zijn onzeker. Omdat de afstandsmodulus is gecorrigeerd voor extinctie met behulp van het kleurexces is de zo berekende afstand een combinatie van zowel de gemeten V magnitude, de gemeten B magnitude, het spectraaltype en de extinctiecoëfficiënt die uit de fit van de variabele extinctie grafiek volgde. De fouten op deze gegevens tellen bij elkaar op en maken zo dat de afstand op basis van de afstandsmodulus een grote verscheidenheid aan fouten kan bevatten. Bovendien maakt de Vela Molecular Ridge, de stofwolk die zich voor Vel OB1 bevindt, dat de vaste keuze van de extinctiecoëfficiënt voor alle Vel OB1 leden haast geen werkelijkheid kan zijn. Door de grote verschillen in stofconcentraties zal de extinctiecoëfficiënt in werkelijkheid waarschijnlijk sterk variëren van plaats tot plaats. De grafiek met de eigenbewegingen van de kandidaat-leden is misschien wel de belangrijkste aanvulling op het onderzoek van Reed. Het is duidelijk dat Vela X-1 op basis van deze grafiek niet tot Vel OB1 gerekend kan worden, door de veel grotere snelheidscomponent µ δ. Ook de 18

20 twee andere als lid gediskwalificeerde sterren kwamen in dit diagram buiten de overige sterren te staan. Het diagram met daarin de hemelpositie van alle sterren laat zien hoe groot Vel OB1 volgens Reed is. Ondanks de ruim drie keer grotere afstand nemen de Vel OB1 leden evenveel plaats aan de hemel in als de leden van Vel OB2. Dit roept de vraag op of het niet mogelijk is dat de sterren van Reed in werkelijkheid leden van twee of meer verschillende dicht bij elkaar staande associaties zijn, of dat sommige sterren tot een spiraalarm behoren. Dit zou verklaren dat de sterren in alle grafieken min of meer lijken te clusteren, maar toch over een voor een OB associatie veel te groot gebied verspreid liggen. Om deze hypothese te toetsen zijn twee grafieken gemaakt, waarin de twee eigenbewegingscomponenten van de sterren zijn geplot tegen de galactische lengte. Als er inderdaad twee verschillende dicht bij elkaar liggende associaties op dezelfde afstand zouden zijn, zouden deze twee associaties naast elkaar moeten liggen. Om twee verschillende associaties te vormen zouden de eigenbewegingen van beide associaties moeten verschillen, waardoor de twee associaties in een grafiek waarin de componenten van de eigenbeweging worden uitgezet tegen de galactische lengte zichtbaar zouden worden als twee verschillende groepen sterren, elk met een eigen gemiddelde eigenbeweging. In Figuur 10 is voor de Vel OB1 leden de eigenbewegingscomponent µ δ tegen de galactische lengte l geplot, en in Figuur 11 is de eigenbewegingscomponent µ α cos(δ) tegen l geplot. De verdeling van de sterren is in beide grafieken onafhankelijk van de galactische lengte, waardoor er geen reden is aan te nemen dat de sterren van Vel OB1 in werkelijkheid tot twee verschillende associaties zouden behoren. In Figuur 10 is nogmaals goed te zien hoe de eigenbeweging van Vela X-1 afwijkt van die van de overige sterren. µδ vs l 9 8 Hipparcos Vela X-1 Nieuwe leden µδ l Figuur 10. Eigenbewegingscomponent µ δ uitgezet tegen de galactische lengte l. De component µ δ vertoont geen afhankelijkheid van l. 19

21 µα cosδ vs l Hipparcos -1 Vela X-1 Nieuwe leden -2-3 µα cosδ l Figuur 11. Eigenbewegingscomponent µ α cos(δ) uitgezet tegen de galactische lengte l. De component µ α cos(δ) vertoont geen afhankelijkheid van l. Daarmee bevestigen alle resultaten de conclusies van Reed. Slechts drie sterren uit zijn selectie kunnen op basis van dit onderzoek niet langer als leden van Vel OB1 worden gezien. Bovendien kunnen op basis van deze gegevens 11 nieuwe leden aan Vel OB1 worden toegevoegd. De 11 sterren sluiten in alle grafieken aan op de andere Vel OB1 leden. Wel moet worden opgemerkt dat het gebrek aan gegevens bij sommige sterren een vertekend beeld kan geven. Met name in de eigenbewegingsdiagrammen en het afstand-afstand diagram, maar ook in de andere grafieken, ontbreken de sterren waarvan geen data voorhanden zijn, of waarvan de gegevens een te grote fout bevatten. Het gevolg is een incompleet beeld van deze sterren. Omdat zij echter wel in Vel OB1 passen in de grafieken waarin ze wel staan geplot, worden deze sterren wel tot Vel OB1 gerekend. Nieuwe gegevens van deze sterren zijn nodig om hun plaats binnen Vel OB1 beter te bepalen. De resultaten van dit onderzoek onderschrijven de conclusies van Reed. Vel OB1 lijkt een enorme associatie te zijn, op een afstand van pc, en bevat op basis van dit onderzoek nu 78 leden. De associatie strekt zich uit tussen (l,b) = (255º-275º, (-5) - 6), met een centrum op (l,b) = (265º, -2). Vel OB2 Zoals beschreven in 2.2 is naast de sterren uit de selectie van Reed ook gebruik gemaakt van een lijst O en B sterren die enkel op basis van hun coördinaten bij Vel OB1 zouden kunnen horen. Veel van deze sterren stonden echter niet op de juiste afstand om lid van Vel OB1 te kunnen zijn. Een groep van 30 van deze sterren clusterde in alle grafieken en bleek zich rond een afstand van 500 pc te bevinden. Van deze groep sterren werden er 5 als lid van Vel OB2 20