원문 발췌 (English Original)

First, second and third massive stars in Open Clusters Alexey Mints University of Bielefeld, Germany Received ; accepted 2010 Dec 20 [astro-ph.SR] arXiv:1012.4301v1 – 2 – ABSTRACT The goal of this paper is to study possibilities of using first, second and third massive stars in open clusters to estimate total cluster mass and membership. We built estimator functions with the use of numerical simulations and analytical approximations and studied the precision and error distribution of the obtained estimator functions. We found that the distribution of the mass of first, second and third massive stars shows strong power-law tails at the high-mass end, thus it is better to use median or mode values instead of average ones. We show that the third massive star is a much better estimator then the first as it is more precise and less dependent on parameters such as maximum allowed stellar mass. 1. Introduction Unfortunately, in most cases there does not exist a large body of statistics covering star cluster membership, so estimation of the cluster mass and the full number of members is not an easy task. In some cases dynamical mass estimates were applied when spectroscopic data is available (making use of the virial theorem, see Kouwenhoven & de Grijs (2009)), although this method can be imprecise (see Fleck et al. (2006)). Another method measures the total brightness of identified members and extrapolate it using some luminosity function (see Bonatto and Bica (2005)). However it is often the case that only a few of the brightest stars are reliably identified as members (Kharchenko et al. 2003), which provides only a tiny amount of information about the cluster. It is natural to expect to find more massive stars in massive clusters. Although, assuming Salpeter (1955) initial mass function (hereafter IMF) one would expect several…

발췌문 번역 (Korean Translation)

첫째, 오픈 클러스터의 두 번째 및 세 번째 대규모 별 Alexey Mints University of Bielefeld, 독일; 2010 년 12 월 20 일 [Astro-Ph.Sr] ARXIV : 1012.4301V1-2-이 백서의 목표는 개방형 클러스터에서 첫 번째, 두 번째 및 세 번째 대량 별을 사용하여 총 클러스터 질량 및 멤버십을 추정하는 가능성을 연구하는 것입니다. 우리는 수치 시뮬레이션 및 분석 근사치를 사용하여 추정기 기능을 구축했으며 얻어진 추정기 기능의 정밀 및 오류 분포를 연구했습니다. 우리는 첫 번째, 두 번째 및 세 번째 거대한 별의 분포가 높은 질량 끝에서 강력한 파워 법률 꼬리를 보여 주므로 평균 대신 중간 값 또는 모드 값을 사용하는 것이 좋습니다. 우리는 세 번째 거대한 별이 최대 허용 된 항성 질량과 같은 매개 변수에 더 정확하고 덜 의존하기 때문에 먼저 훨씬 더 나은 추정기임을 보여줍니다. 1. 소개 불행히도, 대부분의 경우 스타 클러스터 멤버십을 다루는 많은 통계가 존재하지 않으므로 클러스터 질량과 전체 수의 멤버를 추정하는 것은 쉬운 일이 아닙니다. 어떤 경우에는 분광 데이터를 사용할 수있을 때 동적 질량 추정치가 적용되었습니다 (바이러스 정리를 사용하여 Kouwenhoven & de Grijs (2009) 참조)이 방법은 부정확 할 수 있습니다 (Fleck et al. (2006) 참조). 다른 방법은 식별 된 구성원의 총 밝기를 측정하고 일부 광도 기능을 사용하여 추정합니다 (Bonatto and Bica (2005) 참조). 그러나 종종 가장 밝은 별 중 일부만이 회원으로 확실하게 식별되는 경우 (Kharchenko et al. 2003),이 클러스터에 대한 소량의 정보 만 제공합니다. 거대한 클러스터에서 더 큰 별을 찾는 것이 당연합니다. Salpeter (1955) 초기 질량 기능 (이하 IMF)을 가정하면 몇 가지를 기대할 수 있습니다.