الفلك

كيفية الحصول على معامل المسافة والانقراض الكلي من تركيب Isochrone إلى CMD؟

كيفية الحصول على معامل المسافة والانقراض الكلي من تركيب Isochrone إلى CMD؟

هذا منشوري الاول هنا.

أنا أدرس المقال التالي: https://arxiv.org/abs/1901.03574.

في الصفحة 5 ، القسم 3.1 ، يقدم المؤلفون نتائجهم التي حصلوا عليها عبر Isochrone المناسب لـ CMD لاثنين من GCs التي تتم مناقشتها. أسئلتي هي:

  1. كيف يمكنني معرفة معامل المسافة والانقراض الكلي $ A_ {F606W} $ من مجرد التركيب؟ أعلم أن تركيب Isochrone يتم عندما نحتاج إلى تقدير العمر. من أجل الملاءمة ، نحتاج إلى تحريك Isochrone عموديًا (معامل المسافة؟) وأفقيًا (زيادة اللون / الاحمرار / الانقراض؟). هل فهمي صحيح؟

  2. كيف يقومون بتحويل Reddening في المرشحات إلى احمرار في B-V؟ ما هي التفاصيل الفنية / الفيزياء الخاصة به؟

  3. ما هو دور قانون الانقراض في الحصول على هذه الأرقام؟

  4. في النهاية ، يحسبون المسافة ، وهو أمر بسيط بمجرد أن نحصل على معامل المسافة. لماذا هي المسافة من الشمس؟ هل افترضنا وجود نظام إحداثيات مركزية الشمس في مكان ما؟

اشكرك.


  1. إن خطوط التماثل ليست خطوطًا مستقيمة في CMD. يحرك الانقراض النجوم في الاتجاهين الأحمر (الأيمن) وكذلك الخافت (لأسفل) في CMD. التحول الرأسي (الانقراض دولار أسترالي) هو محسوب من التحول الأفقي (الاحمرار) باستخدام قانون الانقراض. (على سبيل المثال $ A_V = 3.1 E (B-V) $). وبالتالي يمكن فصل آثار الانقراض والمسافة (التي تحرك النجوم عموديًا فقط). في حالة الورقة المشار إليها ، تحتوي العناقيد الكروية على فرع أفقي وفرع عملاق. الفرع الأفقي تقريبا ... أفقي والفرع العملاق عمودي تقريبا. يمكّن هذا المؤلفين من أن يكونوا حساسين بشكل مستقل للتحول الرأسي والأفقي لنماذج متساوية الزمان ، كما هو موضح أعلاه.

  2. +3. هناك عوامل تحويل بسيطة منشورة في العديد من الأوراق. يعتمد الانقراض على الطول الموجي ، لذلك يتم تخفيف طيف النجم بطريقة تعتمد على الطول الموجي.الاحمرار في أي لون (على سبيل المثال E (BV)) هو مجرد الاختلاف في الانقراض عند طولي الموجات (حسنًا ، يجب أن يتم دمجه على مقياس ضوئي) العصابات) أي $ A_B - A_V $. يمكن حساب هذه الاختلافات في معاملات الانقراض لأي زوج من النطاقات. إنها تعتمد على الطول الموجي للاعتماد على الانقراض ، المعروف أيضًا باسم قانون الانقراض ، ولكن أيضًا على الطيف الداخلي للنجم (والذي يتم تجاهله كثيرًا). يمكن تحديد قوانين الانقراض تجريبياً من خلال مراقبة النجوم ذات الطيف الجوهري المعروف.

4. هل يهم؟ هل قارنت فرسخ فلكي بوحدة فلكية؟


دراسة حول الخصائص الأساسية للمجموعة المفتوحة NGC 6791 بناءً على بيانات SDSS-DR8 و 2MASS ☆،

تُستخدم البيانات الطيفية النجمية لـ SDSS-DR8 (الإصدار الثامن للبيانات لمسح Sloan الرقمي للسماء) وبيانات القياس الضوئي للأشعة تحت الحمراء القريبة لمصادر نقطية 2MASS (مسحان ميكرون أول السماء) لتحليل المعلمات الأساسية للمجموعة المفتوحة NGC 6791 باستخدام السرعات الشعاعية لـ 274 نجمة في منطقة العنقود ، نحسب احتمالية العضوية لكل نجم بطريقة الاحتمالية القصوى. استنادًا إلى النجوم ذات احتمالات العضوية العالية ، فقد استنتجنا السرعة الشعاعية ووفرة المعادن في العنقود لتكون على التوالي الخامسص = -46.4 ± 0.2 كم · ثانية -1 و [الحديد/ح] = 0.32 ± 0.11dex ، في توافق جيد مع النتائج التي حصل عليها مؤلفون آخرون على أساس التحليل الطيفي عالي الدقة. باستخدام عمالقة الكتلة الحمراء في الكتلة كـ "شمعة قياسية" ، فقد استنتجنا معامل المسافة المطلقة للمجموعة ليكون (مم)0 = 13.02 ± 0.08mag أو 4.02 ± 0.15 kpc في المسافة ، بما يتوافق مع القيم التي تم الحصول عليها من تركيبات التسلسل الرئيسي من قبل بعض المؤلفين. واستنتاجاتنا الرئيسية هي: (1) NGC 6791 غنية بالمعادن (2) ضمن الدقة الطيفية لـ SDSS ، لا يوجد فرق واضح بين أعضاء الكتلة الـ 87 الذين تم تمييزهم في المعادن (3) معامل المسافة الذي تم الحصول عليه غير حساس للعمر ، التمييز المعدني والغبار ، لذلك فهو نوع من القياس غير المباشر الموثوق به.


مراجعة نزولية لمسافة الكتلة 1806-2020 والمغناطيس المرتبط بها من مطياف الجوزاء القريب من الأشعة تحت الحمراء

نقدم ح- و ك- التحليل الطيفي للنطاق لأعضاء OB و Wolf-Rayet (WR) من مجموعة درب التبانة 1806-20 (G10.0–0.3) للحصول على مسافة عنقودية منقحة ذات صلة بالتوهج العملاق لعام 2004 من (مكرر جاما الناعم) SGR 1806-2020 مغناطيسي. من التحليل الطيفي GNIRS (Gemini Near-Infrared Spectrograph) الذي تم الحصول عليه باستخدام Gemini South ، تم تأكيد أربعة نجوم OB مرشحة على أنها عمالقة O / أوائل B العملاقة ، بينما ندعم تصنيفات WC السابقة في منتصف WN والمتأخرة لنجمين WR. على أساس مطلق كس - معايرة حجم النطاق للنجوم B العملاقة ونجوم WR ، والقياس الضوئي للأشعة تحت الحمراء القريبة (IR) من NIRI (التصوير بالأشعة تحت الحمراء القريبة) في Gemini North بالإضافة إلى الأرشيف VLT / ISAAC (تلسكوب كبير جدًا / مقياس طيف الأشعة تحت الحمراء وكاميرا صفيف) ، نحن الحصول على معامل مسافة الكتلة 14.7 ± 0.35 ماج. يقترح المحتوى النجمي المعروف للمجموعة 1806-2020 عمرًا يتراوح بين 3-5 Myr ، والذي من خلاله يمكن الاستدلال على مُعامل مسافة 14.7 ± 0.7 ماج. تفضل نتائجنا معًا معامل مسافة 14.7 ± 0.4 ماج (8.7 +1.8 ماج) −1.5 kpc) إلى الكتلة 1806-2020 ، وهي أقل بكثير من المسافة الاسمية التي تبلغ 15 كيلوبت في الثانية إلى النجم المغناطيسي. بالنسبة للمسافة المفضلة لدينا ، يتم تقليل ذروة سطوع التوهج العملاق لشهر ديسمبر 2004 بمعامل من 3 إلى 7 × 10 46 erg s −1 ، مثل تلوث BATSE (تجربة المصدر العابر والانفجار) انفجارات أشعة غاما القصيرة ( GRBs) من التوهجات العملاقة للنجوم المغناطيسية خارج المجرة إلى نسبة قليلة. نستنتج كتلة سلف مغناطيسي تساوي ∼48 +20 −8 م ، بالاتفاق الوثيق مع ذلك الذي تم الحصول عليه مؤخرًا للمغناطيس في Westerlund 1.


الاستنتاجات

سيكون من الضروري إجراء المزيد من البيانات وتحسين برنامج التركيب من أجل التحديد الكمي الكامل لأية أخطاء في متساوي الزمان ، ولكن بعض الاتجاهات أصبحت مرئية بالفعل. يمكن للمرء أن يرى بشكل واضح المتساوي الزمان المناسب على شكل CMD كما لو كان مناسبًا جيدًا. الأهم من ذلك ، أن توزيعات المعلمات للعمر ومعامل المسافة والإحمرار تحتوي جميعها على القيمة المقبولة جيدًا ضمن انحراف معياري واحد. هذه مؤشرات مبكرة جيدة جدًا على أن الأزمنة المتساوية ستتنبأ بدقة بالتعدادات بناءً على بيانات الأشعة تحت الحمراء. إن استخدام مجموعة بيانات أكثر نظافة ، ومرشحات أكثر ، وتقييم المزيد من عائلات متساوية الزمن (Yale-Yonsei ، Dartmouth ، إلخ) سيمنحنا فهمًا أكبر لدقة هذه النماذج ، بالإضافة إلى فهم أفضل للفيزياء الأساسية المطلوبة للتصحيح عارضات ازياء.


كيفية الحصول على معامل المسافة والانقراض الكلي من تركيب Isochrone إلى CMD؟ - الفلك

نقدم طريقة جديدة ، باستخدام تقدير بايزي ، لتحديد الأعمار النجمية وشكوكها من بيانات الرصد وتوازنات الزمن النظري. يتم الحصول على نتيجة النجم الفردي على أنها كثافة الاحتمال الخلفي النسبية كدالة للعمر ("دالة G"). من هذا يمكن استنباط العمر الأكثر احتمالا وفترات الثقة. إن التشكل الملتوي لـ isochrones و non-linearities القوي يجعل تحديد العمر بأي طريقة صعبًا وعرضة للتحيزات الإحصائية ، ونتيجة لذلك ، غالبًا ما تم التقليل من عدم اليقين في العمر في الأدبيات. من عمليات المحاكاة نجد أن وظائف G توفر طريقة عامة وقوية وموثوقة لتحديد معلومات العمر. تكون تقديرات العمر الناتجة على الأقل بنفس دقة تلك التي تم الحصول عليها باستخدام طرق تركيب isochrone التقليدية ، وفي بعض الحالات تكون أفضل بكثير ، خاصةً عندما تكون أوجه عدم اليقين الملاحظة كبيرة. نجد أيضًا أن الثنائيات غير المكتشفة ، بشكل عام ، لها تأثير ضئيل بشكل مدهش على تحديدات العمر. بالنسبة لعينة نجمية ، يمكن دمج وظائف G الفردية لاشتقاق تاريخ تكوين النجوم للسكان الذي سيتم تطويره في ورقة قادمة. بالنسبة إلى السكان المشتركين ، يتم تبسيط المجموعة لحساب ناتج وظائف G الفردية ، ونطبق هذه الطريقة لتقدير أعمار المجموعتين المفتوحتين IC 4651 و M 67 ، باستخدام متساوي الزمان Padova وبيانات القياس الضوئي من الأدبيات. بالنسبة لـ IC 4651 ، نجد عمرًا تقديريًا يبلغ 1.56 ± 0.03 Gyr ، بافتراض معامل مسافة حقيقي يبلغ 9.80. بالنسبة لـ M 67 نجد 4.05 ± 0.05 Gyr لمعامل المسافة الحقيقي 9.48. لا تتضمن الأخطاء الشكلية الصغيرة لتقديرات العمر هذه الشكوك (الأكبر بكثير) من أخطاء المعايرة والنموذج ، ولكنها توضح القوة الإحصائية للجمع بين وظائف G. نهجنا الإحصائي لمشكلة تحديد العمر مناسب تمامًا للمعالجة الجماعية للبيانات الناتجة عن المسوحات واسعة النطاق مثل مهمة Gaia.


على المعلمات الفيزيائية للكتلة المفتوحة من بيانات 2MASS ☆

فتح نطاق الأشعة تحت الحمراء القريبة نافذة جديدة لدراسة التجمعات النجمية في المجرة ، في المنطقة المحلية Groud وما بعدها. على الرغم من الاستخدام الكبير والمتزايد لهذه البيانات ، لم تُبذل جهود كافية في الاتجاه لمعايرة المعلمات الفيزيائية النجمية مثل العمر والاحمرار والمسافة. يمكن تحقيق ذلك أيضًا باستخدام بيانات الأشعة تحت الحمراء القريبة والبيانات الضوئية معًا. علاوة على ذلك ، تتطلب الكميات الهائلة من البيانات الضوئية المتاحة الآن وفي السنوات القادمة تطوير تركيبات متساوية التكرار مؤتمتة وإحصائية للتعامل مع مثل هذه البيانات. مع وضع ذلك في الاعتبار ، نقوم بتحليل بيانات 2MASS من أجل تحديد المعلمات المادية لعينة من 9 مجموعات مفتوحة. كخطوة أولى ، حددنا قيم العمر والاحمرار والمسافة لكل عنقود طبقًا لملاءمة isochrone الكلاسيكية (بالعين). بعد ذلك ، استخدمنا إجراءً آليًا يقارن المخططات التركيبية لحجم الألوان بتلك المرصودة ، مع الاستفادة من إحصائيات الاحتمالية للعثور على أفضل حل. أجرينا أيضًا تحليلات هيكلية للمجموعات باستخدام ملفات تعريف الكثافة الشعاعية النجمية. كشفت كل من تركيبات isochrone الكلاسيكية والإحصائية أنه يمكن أن يكون هناك اختلاف بين المعلمات الفيزيائية التي تم الحصول عليها من تحليل بيانات الأشعة تحت الحمراء القريبة والأدبيات المقابلة لها ، ومعظمها يعتمد على البيانات البصرية والأشعة فوق البنفسجية. فيما يتعلق بالتراكيب العنقودية المرصودة ، فقد تمت دراستها لأول مرة. وجدنا أدلة على مراحل ديناميكية مختلفة في العينة.

يسلط الضوء

► نحن نستخدم بيانات 2MASS بالقرب من الأشعة تحت الحمراء لتحديد المعلمات الفيزيائية الفلكية (العمر والاحمرار والمسافة) لـ 9 OCs عن طريق تحليلات الرسم البياني بحجم اللون. تم استخدام الحلول من تركيبات isochrone الكلاسيكية كقيم إدخال لتركيبات isochrone الأوتوماتيكية المكررة. ► الإجراء الآلي مقارنة CMDs الاصطناعية بتلك المرصودة باستخدام إحصائيات الاحتمالية. قدمت تحليلات ملف تعريف الكثافة الشعاعية معلمات هيكلية ، مرتبطة بتحليلات CMD ، استنتجت المراحل التطورية. اختلفت بعض معاملات الأشعة تحت الحمراء القريبة عن تلك المؤلفات (البصرية) ..


كيفية الحصول على معامل المسافة والانقراض الكلي من تركيب Isochrone إلى CMD؟ - الفلك

يتطلب التأريخ الكروي على الجانب المرصود رسمًا تخطيطيًا لمقدار اللون (CMD) مصححًا للاحمرار بين النجوم ، ومعرفة بالتركيب الكيميائي ، ومعامل المسافة للمجموعة. من الناحية النظرية ، تُشتق متساويات الزمان من المسارات التطورية النجمية للمزيج الكيميائي المناسب. يتم إنشاء المسارات التطورية نفسها باستخدام رمز التطور النجمي ، والذي يحسب كدالة زمنية تطور نموذج نجمي مع كتلة معينة وتركيب كيميائي.

المتوازنات النظرية ، والتي يتم حسابها في [تسجيل Tإف - سجل ل] الطائرة ، يجب تحويلها إلى CMD المرصود مع جدول تحويل اللون المناسب (أو معايرة اللون). يترجم هذا الجدول من [تسجيل Tإف - سجل ز] المستوى (مستوى معلمات الغلاف الجوي النجمي) لتكوين الكتلة لنظام الألوان المستخدم في الملاحظات (سجل ز هي جاذبية السطح). هذا ممكن لأن كل نقطة على طول isochrone النظري تتوافق مع كتلة نجمية فريدة.

الطريقة التقليدية لتأريخ الكتلة الكروية هي مطابقة لمعان نقطة الانعطاف على الكتلة CMD (يُعرف بأنها النقطة الأكثر زرقة أو الأكثر سخونة بالقرب من الانعطاف) ، إلى نظري isochrone مشتق من أجل التركيب الكيميائي العنقودي المناسب. تم تبرير هذا النهج البسيط حتى الآن في ضوء الشكوك الكبيرة في البيانات ، سواء الملاحظة أو النظرية. لا يزال هذا الأساس هو أساس الأعمار المعروضة في هذه الورقة ، والمستخدمة في محاكاة مونت كارلو الموضحة في القسم 5. ومع ذلك ، فإن الجودة غير العادية لبيانات HST الجديدة ، والخطوات الرائعة بنفس القدر في نظرية البنية النجمية في السنوات القليلة الماضية ، سوف يبرر الأساليب المعقدة بشكل متزايد في إجراء التركيب (لخطوة في هذا الاتجاه ، انظر على سبيل المثال تشابوير وآخرون. 1996 ج روبنشتاين وبيلين 1997).

ال الخامس تقنية (Iben and Renzini 1983) تستفيد من الكمية الخامس وهو الاختلاف في الحجم بين انعطاف التسلسل الرئيسي واللمعان HB في نفس اللون. تتميز بأنها غير حساسة للاحمرار بين النجوم. وفي أنقى صورها ، بمعنى آخر. عندما يعتمد على النماذج النظرية لـ HB لضبط لمعان HB ، فإنه يوفر مباشرة معايرة نظرية تمامًا لأعمار الكتلة الكروية ، بالنظر إلى التركيب الكيميائي المستقل عن المسافة. لهذه الأسباب وبسبب ملاءمتها ، فإن الخامس غالبًا ما يتم تفضيل التقنية ، أو نسخة معدلة منها ، في السنوات الأخيرة لتحديد العمر. الدافع لتعديل الخامس المعايرة هي إدخال معايرة تجريبية أو شبه تجريبية لمعان الفرع الأفقي ، بدلاً من استخدام المعايرة النظرية لمعان HB. هذا هو الشكل الذي الخامس سيتم استخدام التقنية في القسم 5. الطريقة موضحة في الشكل 3.

ال (ب - ف) (Sarajedini and Demarque 1990) ، موضحة أيضًا في الشكل 3 ، وتقنية مماثلة طورها VandenBerg et al. (1990) ، استفد من مدى لون فرع العملاق الفرعي. هو الأكثر موثوقية لمقارنة cmd لعناقيد النجوم من نفس التكوين ولكن مختلف الأعمار. لأنه أكثر حساسية لتطور نصف القطر من الخامس الفهرس ، (ب - ف) يحتوي الفهرس على معلومات تكميلية ، والتي ستصبح مفيدة مع تحسن قدرتنا على حساب نصف القطر النجمي.

على الرغم من أنه اختبار قديم وأساسي (Sandage 1953 ، 1957) ، إلا أنه لم يكن من الممكن في الماضي استخدام وظائف اللمعان للعمل الدقيق. ولكن كان هناك اهتمام متزايد مؤخرًا ، ويرجع ذلك أساسًا إلى أنه يمكن الآن قياس وظائف اللمعان بشكل أكثر موثوقية وبشكل كامل إلى مقادير باهتة. من حيث المبدأ ، يمكن استخدام وظيفة اللمعان وحدها لاشتقاق تقدير عمر الكتلة ، ولكن من الناحية العملية يكون أفضل استخدام لوظيفة اللمعان بالتزامن مع CMD. عند استخدامها بهذه الطريقة ، توفر وظيفة اللمعان اختبارًا صارمًا لمعدلات التطور النجمي ، سواء في اللمعان أو في اللون.

من الأمور ذات الأهمية الخاصة المقارنة بين وظائف الانعطاف وإضاءة الفروع العملاقة. قام Bolte (1994) بقياس وظيفة اللمعان لـ M30 ووجد تباينًا بين معدلات التطور التي تنبأت بها النظرية ووظيفة اللمعان العنقودي ، لكن المشكلة معقدة بسبب التأثيرات الديناميكية. من ناحية أخرى ، تم إثبات أن الكتلة الكروية M5 ، التي توفر اختبارًا أكثر وضوحًا للتطور النجمي نظرًا لأنها أكثر حرية في التعقيدات الديناميكية ، لها وظيفة لمعان وفقًا للنماذج النجمية القياسية. في جميع الحالات ، يجب توخي الحذر بشكل خاص مع التصحيحات الكاملة عند النهاية الباهتة لوظيفة اللمعان ، كما هو موضح في العمل الأخير لـ Bromm et al. (1996) و Sandquist et al. (1996).

تم اقتراح اختبار آخر ذي صلة بالتطور النجمي بواسطة Jimenez & Padoan (1996) ، والذي يعتمد على وظائف لمعان الفروع العملاقة وكتل HB المقدرة. في حين أن مثل هذه الطريقة غير قادرة من حيث المبدأ على التحديد الدقيق للعمر المطلق ، فإن قيمتها تكمن في أنها تقدم اختبارًا مختلفًا لمعدلات التطور النجمي. سيوفر العمل المستقبلي الذي يتضمن وظيفة الانتروبيا المغلف في العناقيد الكروية اختبارات إضافية لموثوقية النماذج النجمية لتحديدات العمر (انظر القسم 6).

تكشف ملاحظات HST عن وجود أعداد كبيرة من الثنائيات في العناقيد الكروية (Rubenstein & Bailyn 1996 1997). تبشر دراسات الأنظمة الثنائية الطيفية والكسوف في عناقيد النجوم بتحسين تحديد مسافة الكتلة (المصدر الرئيسي للخطأ في التأريخ العنقودي) ، وعلاقة اللمعان بالقرب من انعطاف التسلسل الرئيسي (راجع مقالة Paczynski في هذه الندوة ). *****


تأثير الكسر الثنائي على مخطط حجم اللون لـ NGC 1904

تبين أن عمر الكتلة الكروية الجنوبية في مجرة ​​درب التبانة ، NGC 1904 ، أكبر من العمر المعتاد للكون ، حوالي 13.7 جير ، من خلال بعض الدراسات الضوئية التي افترضت أن جميع النجوم كنجوم مفردة. إلى جانب عدم اليقين في القياس الضوئي ، وتقنية isochrone والتركيب ، فإن إهمال النجوم الثنائية ربما شوه النتيجة. ندرس تأثير الكسر الثنائي على مخطط حجم اللون (CMD) لـ NGC 1904 ، عبر أداة جديدة لدراسات CMD ، ( mathit) ( mathit) ، والتي يمكن أن تحدد الكسر الثنائي ، والعمر ، والمعدنية ، ومعامل المسافة ، وفائض اللون ، والجزء النجمي الدوار ، وتاريخ تكوين النجوم في وقت واحد. اخيرا حصلنا على اصغر سن وهو (14.1 pm2.1)

م بوكس) مع كسر ثنائي بعمر صفري بنسبة 60 في المائة للمجموعة NGC 1904. والنتيجة متوافقة مع عمر الكون. على الرغم من أن نتيجتنا تشير إلى أن الكسر الثنائي يؤثر على تحديد العمر بشكل طفيف ، إلا أنه يمكن أن يحسن ملاءمة CMD الملحوظ ، ولا سيما المتناثرة الزرقاء. هذا يقترح علينا النظر في تأثير الثنائيات في دراسات عناقيد النجوم.

هذه معاينة لمحتوى الاشتراك ، والوصول عبر مؤسستك.


4 نماذج التطور النجمي

قاعدة بيانات دارتموث النجمية التطورية (DSED Dotter وآخرون 2008) 4 و

حقيبة من Stellar Tracks و Isochrones (BaSTI Pietrinferni et al.2006). 5

في كلتا الحالتين ، استرجعنا α-Enhanced ([α / Fe] = + 0.40) isochrones مع الهيليوم الكنسي (ص ∼ 0.25) ، فلزات مشابهة لتلك الموجودة في HP 1 ([Fe / H] 1.0) ، وتغطي الأعمار من 10.0 إلى 15.0 Gyr في درجات 0.20 Gyr. DSED و BaSTI متساويان متاحان في ACS / WFC @HST نظام قياس الضوء ، ولكن تم تحويل الأول فقط إلى نظام قياس الضوء 2MASS بواسطة المطورين الأصليين. من ناحية أخرى ، فإن ألوان BaSTI NIR موجودة في الأصل في نظام القياس الضوئي الزجاجي من Johnson-Cousins ​​، لذلك تم تحويلها أولاً إلى نظام Bessel & amp Brett (1988) ثم إلى نظام القياس الضوئي 2MASS باستخدام التحولات المقدمة في بيانات 2MASS النهائية إطلاق سراح. 6

يوضح الشكل 6 متوازنات DSED و BaSTI المستخدمة في هذا العمل ، ويوضح تأثير العمر والمعدنية في | $ M_> $ | مقابل | $ M_ - م> $ | و مF606W مقابل | $ (M_ < rm F606W> - M_>) $ | CMDs. تم إجراء عمليات الاستيفاء في المعادن لحساب تساوي الزمان مع with1.26 ≤ [Fe / H] ≤ − 0.86 في خطوات من 0.02 dex ، وبالتالي تغطية القيمة الدقيقة لـ [Fe / H] = .1.06 ± 0.10 من التحليل الطيفي عالي الدقة تحليل باربوي وآخرون. (2016).

تزامن من نماذج DSED يظهر تأثير العمر (10.0-15.0 جير ، للمعادن [Fe / H] = −1.06) والمعدنية ([Fe / H] = 1.20 ، 1.06 ، 0.90 ، لعمر 12.5 Gyr) في | $ M_> $ | مقابل | $ M_-M_> $ | CMD (اللوحات اليسرى) وفي تنسيق مF606W مقابل | $ (M_ < rm F606W> - M_>) $ | (اللوحات اليمنى) CMD. تحتوي جميع الطرز على [α / Fe] = + 0.40 ووفرة الهيليوم المتعارف عليها (ص ∼ 0.25). يتم أيضًا تقديم متوازنات BaSTI ذات العمر الأقصى وقيم [Fe / H] (خطوط متقطعة).

تزامن من نماذج DSED يظهر تأثير العمر (10.0-15.0 جير ، للمعادن [Fe / H] = −1.06) والمعدنية ([Fe / H] = 1.20 ، 1.06 ، 0.90 ، لعمر 12.5 Gyr) في | $ M_> $ | مقابل | $ M_-M_> $ | CMD (اللوحات اليسرى) وفي تنسيق مF606W مقابل | $ (M_ < rm F606W> - M_>) $ | (اللوحات اليمنى) CMD. تحتوي جميع الطرز على [α / Fe] = + 0.40 ووفرة الهيليوم المتعارف عليها (ص ∼ 0.25). يتم أيضًا تقديم متوازنات BaSTI ذات العمر الأقصى وقيم [Fe / H] (خطوط متقطعة).

على الرغم من أن طرازي DSED و BaSTI يبدو أنهما ينتجان متساوي الزمان لا يمكن تمييزهما تقريبًا ، إلا أنهما يقدمان مقاييس عمرية مميزة قليلاً. بشكل مختلف عن كود DSED ، لم يتم دمج تأثيرات الانتشار الذري في BaSTI واحد. يؤدي هذا إلى المبالغة الواضحة في التقدير في العصور من نماذج BaSTI بحوالي 0.9 Gyr فيما يتعلق بالنماذج التي تم تضمين الانتشار الذري فيها (Cassisi وآخرون ، 1998 ، 1999 ، والمراجع الواردة فيها). في القسم 6 ، نتناول هذه المشكلة من أجل العثور ليس فقط على الفروق المنهجية في العمر بين BaSTI و DSED ولكن أيضًا تلك الموجودة في المعلمات الأخرى.


اتفاقية مكافحة التصحر UBV قياس ضوئي و جايا دراسة قياس فلكية لثماني مجموعات مفتوحة - ASCC 115 و Collinder 421 و NGC 6793 و NGC 7031 و NGC 7039 و NGC 7086 و Roslund 1 و Stock 21

في هذه الدراسة ، أجرينا CCD UBV قياس ضوئي لثماني مجموعات مفتوحة ، ASCC 115 ، Collinder 421 ، NGC 6793 ، NGC 7031 ، NGC 7039 ، NGC 7086 ، Roslund 1 ، Stock 21 ، وحدد وظائف احمرارها ، والمعدنية ، والمسافة ، والعمر ، والكتلة. استخدمنا الجديد جايا البيانات الفلكية لإصدار البيانات 2 (DR2) لفصل نجوم أعضاء الكتلة عن نجوم المجال والحصول على معلمات هيكلية وفيزيائية فلكية دقيقة. لتحديد نجوم أعضاء الكتلة ، استخدمنا رمز تخصيص العضوية غير الخاضع للإشراف (UPMASK) ، والذي يعتمد على البيانات الضوئية والقياسية الفلكية. تظهر توزيعات الكثافة للمجموعات المفتوحة تناسبًا جيدًا مع نموذج King التجريبي باستثناء Roslund 1 و Stock 21 اللذين لا يحتويان على تركيز مركزي. تم اشتقاق فائض اللون والفلزات بشكل منفصل باستخدام مخططات ثنائية اللون (U-B times B-V ). مع الاحتفاظ بهذه المعلمات كثوابت ، قمنا في نفس الوقت بحساب معاملات المسافة وأعمار المجموعات من (V times B-V ) و (V times U-B ) المخططات اللونية لمقدار اللون باستخدام isochrones النظرية PARSEC. أخذا بالإعتبار جايا مكونات الحركة المناسبة DR2 ومظاهر النجوم الأعضاء ، حسبنا أيضًا متوسط ​​الحركات والمسافات المناسبة للعناقيد. المسافات المشتقة من تركيب متساوي كرون لمخططات حجم اللون للمجموعات و جايا المنظر المثلثي DR2 متوافق مع بعضها البعض. تتوافق منحدرات وظائف الكتلة للمجموعات الثمانية المفتوحة جيدًا مع Salpeter (Astrophys. J. 121: 161 ، 1955) بقيمة 1.35.

هذه معاينة لمحتوى الاشتراك ، والوصول عبر مؤسستك.


شاهد الفيديو: طريقة حساب المسافة في خرائط جوجل بالنقط وبالتدقيق (شهر اكتوبر 2021).