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! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! !! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! !! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! !! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! ! 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Iden%fica%on of Subclusters k subclusters 1 core radius ellipse Stars assigned to most likely subcluster, such that prob>30% and the star is projected within 4 core radii The finite mixture model is the sum of mulCple ellipses plus a background level Model of surface density — Subclusters are assumed to have the structure of “isothermal” ellipsoids, i.e. a nearly flat core with power law wings. In staCsCcal parlance, the collecCon of subcluster models is a finite mixture model. Overlapping ellipses for “corehalo” structure StaCsCcally find the number of clusters by numerical op%miza%on of a penalized likelihood (Akaike InformaCon Criterion; AIC) Tr 16 Tr 14 Tr 16 South Pillars Treasure Chest The Greater Carina Nebula Filamentary Cluster Structure Clumpy Structure Core-Halo Structure Simple Isolated Cluster Structure M 17 Lagoon Eagle RCW 38 RCW 36 Trifid NGC 1893 W40 Flame Orion NGC 6357 NGC 2264 NGC 6334 DR 21 = 300 stars/pc 2 = 900 stars/pc 2 = 2700 stars/pc 2 = 5 pc NGC 2362 Structural Classifica%ons MYStIX hep:// www.astro.psu.edu / mysCx Massive Young StarForming Complex Study in Infrared and Xray (Feigelson et al. 2013): improved censuses of young stars in 20 nearby OBdominated starforming regions that were observed by the Chandra Xray observatory, the Spitzer Space Telescope, and the UKIRT/UKIDSS and 2MASS surveys. The sample of >33,000 members reveals new details about the structure of clusters in these regions. (Le#) There is a powerlaw relaCon between the fieed cluster central density and core radius (index slightly shallower than 3). This effect is similar to the trend idenCfied by (2009), which was explained as cluster expansion with age. (Right) There is a staCsCcally significant inverse relaConship between core radius and Xray median energy (objects with higher Xray median energy are more highly absorbed). AbsorpCon can be treated as a proxy for age (see poster by Getman et al.), so this effect is also evidence of expanding subclusters. Cluster Structures Stars in the OMC fila ment BN/KL cluster Orion Nebula Cluster halo Green contours — clouds from Simon et al. (2006) Yellow/orange boxes — clumps from Moee et al. (2007) DR 21 M 17 Star clusters (red) ploeed on 8μm Spitzer images correspond to the locaCons of known molecular clumps and cores. Green contours — clouds from Povich et al. (2009) Blue circles— cores from Wilson et al. (2003) A variety of structures can be idenCfied using finite mixture models. For example, a layered structure can be idenCfied in Orion. Orion Nebula IR excess No IR excess (Orion sample obtained from Megeath et al. (2012) and Getman et al. (2005)) Signs of Cluster Expansion (Le#) The distribuCon of cluster core radii is roughly lognormal, peaked at 0.18 pc (similar to the ONC) with a standard deviaCon of 0.4 dex. (Right) Typical surface densiCes in these star forming regions range from 30 to 1500 stars/pc 2 . Our results show no special value of surface density common to all the regions, which does not agree with the conclusion from Bressert et al. (2010) in their study of nearby young stellar objects. SUBCLUSTERS OF YOUNG STARS IN MASSIVE STAR FORMING REGIONS Michael A. Kuhn 1 , Eric D. Feigelson 1 , KonstanCn V. Getman 1 , Adrian Baddeley 2 , Leisa K. Townsley 1 , Patrick S. Broos 1 , Maehew S. Povich 3 , Kevin L. Luhman 1 , Heather A. Busk 1 , Tim Naylor 4 , Robert R. King 4 , Gordon P. Garmire 1 1 Pennsylvania State University, USA, 2 University of Western Australia, Australia 3 California State Polytechnic University, USA, 4 University of Exeter, UK X-ray Number of Subclusters 100 200 300 log Surface Density [stars pc 2 ] Number of Stars per Dex Orion Nebula Cluster core Typical Cluster Structure Proper%es

SUBCLUSTERS OF YOUNG STARS IN MASSIVE STAR FORMING … · Idenficaonof*Subclusters k!subclusters 1!core!radius!ellipse! Stars!assigned!to!most likely!subcluster,!! such!thatprob>30%!and!

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Page 1: SUBCLUSTERS OF YOUNG STARS IN MASSIVE STAR FORMING … · Idenficaonof*Subclusters k!subclusters 1!core!radius!ellipse! Stars!assigned!to!most likely!subcluster,!! such!thatprob>30%!and!

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Iden%fica%on  of  Subclusters  

k  subclusters  

1  core  radius  ellipse  

Stars  assigned  to  most  likely  subcluster,    such  that  prob>30%  and  the  star  is  projected  within  4  core  radii  

The  finite  mixture  model  is  the  sum  of  mulCple  ellipses  plus  a  background  level  

Model  of  surface  density  —  Subclusters  are  assumed  to  have  the  structure  of  “isothermal”  ellipsoids,  i.e.  a  nearly  flat  core  with  power  law  wings.  In  staCsCcal  parlance,  the  collecCon  of  subcluster  models  is  a  finite  mixture  model.  

Overlapping  ellipses  for  “core-­‐halo”  structure  

StaCsCcally  find  the  number  of  clusters  by  numerical  op%miza%on  of  a  penalized  likelihood  (Akaike  InformaCon  Criterion;  AIC)  

Tr  16  

Tr  14  

Tr  16  

South  Pillars  

Treasure  Chest  

The  Greater  Carina  Nebula  

Filamentary Cluster Structure!

Clumpy Structure!Core-Halo Structure!

Simple Isolated Cluster Structure!

M  17  Lagoon  

Eagle  

RCW  38  

RCW  36  Trifid  

NGC  1893  

W40  Flame   Orion  

NGC  6357  

NGC  2264  

NGC  6334  DR  21  

=  300  stars/pc2   =  900  stars/pc2   =  2700  stars/pc2   =  5  pc  

NGC  2362  

Structural  Classifica%ons  

MYStIX  

hep://www.astro.psu.edu/mysCx  

Massive  Young  Star-­‐Forming  Complex  Study  in  Infrared  and  X-­‐ray  (Feigelson  et  al.  2013):  improved  censuses  of  young  stars  in  20  nearby  OB-­‐dominated  star-­‐forming  regions  that  were  observed  by  the  Chandra  X-­‐ray  observatory,  the  Spitzer  Space  Telescope,  and  the  UKIRT/UKIDSS  and  2MASS  surveys.  The  sample  of  >33,000  members    reveals  new  details  about  the  structure  of  clusters  in    these  regions.  

(Le#)  There  is  a  power-­‐law  relaCon  between  the  fieed  cluster  central  density  and  core  radius  (index  slightly  shallower  than  -­‐3).  This  effect  is  similar  to  the  trend  idenCfied  by  (2009),  which  was  explained  as  cluster  expansion  with  age.  (Right)  There  is  a  staCsCcally  significant  inverse  relaConship  between  core  radius  and  X-­‐ray  median  energy  (objects  with  higher  X-­‐ray  median  energy  are  more  highly  absorbed).  AbsorpCon  can  be  treated  as  a  proxy  for  age  (see  poster  by  Getman  et  al.),  so  this  effect  is  also  evidence  of  expanding  subclusters.    

Cluster  Structures  

Stars  in  the  OMC  fila-­‐  ment   BN/KL  cluster  

Orion  Nebula  Cluster  halo  

Green  contours  —  clouds  from  Simon  et  al.  (2006)  Yellow/orange  boxes  —  clumps  from  Moee  et  al.  (2007)  

DR  21   M  17  

Star  clusters  (red)  ploeed  on  8μm  Spitzer  images  correspond  to  the  locaCons  of  known  molecular  clumps  and  cores.  

Green  contours  —  clouds  from  Povich  et  al.  (2009)  Blue  circles—  cores  from  Wilson  et  al.  (2003)  

A  variety  of  structures  can  be  idenCfied  using  finite  mixture  models.  For  example,  a  layered  structure  can  be  idenCfied  in  Orion.  

Orion  Nebula  

IR  excess    No  IR  excess    

(Orion  sample  obtained  from  Megeath  et  al.  (2012)  and  Getman  et  al.  (2005))  

Signs  of  Cluster  Expansion  

(Le#)  The  distribuCon  of  cluster  core  radii  is  roughly  log-­‐normal,  peaked  at  0.18  pc  (similar  to  the  ONC)  with  a  standard  deviaCon  of  0.4  dex.  (Right)  Typical  surface  densiCes  in  these  star-­‐forming  regions  range  from  30  to  1500  stars/pc2.  Our  results  show  no  special  value  of  surface  density  common  to  all  the  regions,  which  does  not  agree  with  the  conclusion  from  Bressert  et  al.  (2010)  in  their  study  of  nearby  young  stellar  objects.  

SUBCLUSTERS OF YOUNG STARS IN MASSIVE STAR FORMING REGIONS!Michael  A.  Kuhn1,  Eric  D.  Feigelson1,  KonstanCn  V.  Getman1,  Adrian  Baddeley2,  Leisa  K.  Townsley1,  Patrick  S.  Broos1,  Maehew  S.  Povich3,  

Kevin  L.  Luhman1,  Heather  A.  Busk1,  Tim  Naylor4,  Robert  R.  King4,  Gordon  P.  Garmire1  1Pennsylvania  State  University,  USA,  2University  of  Western  Australia,  Australia  3California  State  Polytechnic  University,  USA,  4University  of  Exeter,  UK  

X-ray

Num

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f  Sub

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100  

200  

300  

log  Surface  Density  [stars  pc2]  

Num

ber  o

f  Stars  per  Dex  

Orion  Nebula  Cluster  core    

Typical  Cluster  Structure  Proper%es  

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