الفلك

تحديد العمر النجمي - كود

تحديد العمر النجمي - كود

أحاول تحديد عمر بعض النجوم. لدي العديد من المعلمات التي تميز هذه النجوم: $ T_ {eff} $ ،سجل $ {g} $ ,$ [Fe / H] $, $ الخامس $... حاولت استخدام حزمة isochrones ولكن لم تنجح حتى الآن. كنت أتساءل عما إذا كان لدى أي منكم أي توصيات!


انتهى بي الأمر باستخدام PARAM - http://stev.oapd.inaf.it/cgi-bin/param

هتافات،


THOT هي إحدى أعمال ماري سكودوفسكا كوري التابعة للاتحاد الأوروبي. يقود الدكتور أندريس مويا بيدون المشروع في جامعة برمنغهام تحت إشراف البروفيسور ويليام جيه شابلن. تم تأطير THOT في مجال التأريخ النجمي وسيطور ملف برنامج لتسجيل أدق العصور النجمية الممكنة باستخدام أفضل التقنيات معرفة، و النظر في عدم اليقين البيانات المقدمة.

أحدث النتائج المنشورة والأخبار

تحديد دقيق لعمر النجوم الثنائية بمكون قزم أبيض

بقلم الدكتور أندريس مويا بيدون | 13 مارس 2018 | الأخبار | 0 تعليق

العلاقات التجريبية لتقدير الكتل النجمية وأنصاف الأقطار (مقبولة في ApJS)

بقلم الدكتور أندريس مويا بيدون | 13 مارس 2018 | النتائج | 0 تعليق

إصدار Gaia Data Release 2 (DR2) الجديد متوفر هنا

بقلم الدكتور أندريس مويا بيدون | 27 يونيو 2018 | الأخبار | 0 تعليق

الدكتور أ. مويا بيدون

رأس المشروع.

حصل على زمالة ماري كوري بجامعة برمنغهام من أكتوبر 2017. وهو قائد دراسات علم الزهرة النجمية في سياق أول بعثة ESA S-Mission ، CHEOPS ، وهو عضو في الاتحاد العلمي لبعثات الفضاء أفلاطون (ESA) وكبلر (ناسا). إنه متواصل نشط وعاطفي ، وله سجل كبير من محادثات التوعية والأوراق.


الكلمات الدالة

  • APA
  • اساسي
  • هارفارد
  • فانكوفر
  • مؤلف
  • BIBTEX
  • RIS

مخرجات البحث: المساهمة في المجلة ›المقال› مراجعة الأقران

T1 - العمر والمعلمات النجمية للنظام الثنائي Procyon

N2 - النظام الثنائي Procyon AB (الفترة المدارية 40.838 سنة ، تحديد دقيق حديثًا) قريب ومشرق بدرجة كافية بحيث يتم تحديد نصف قطر المكون ودرجات الحرارة الفعالة واللمعان جيدًا ، على الرغم من أن أكثر من حل ممكن للكتل قد حد من الدقة المطالب بها. تتوفر تحديدات الكتلة الأولية لكل مكون من تصوير تلسكوب هابل الفضائي ، مدعومًا بقياس فلكي أرضي و Hipparcos parallax ممتاز نستخدمه للحل المفضل لدينا للنظام الثنائي. القيم الأخرى للجماهير تؤخذ في الاعتبار أيضًا. لقد استخدمنا رمز التطور النجمي TYCHO لمطابقة نصف قطر وإضاءة النجم الأساسي F5 IV-V لتحديد العمر المحتمل للنظام على أنه 1.87 ± 0.13 Gyr. نظرًا لأن الدراسات السابقة لـ Procyon A وجدت أن وفرتها لا يمكن تمييزها عن الطاقة الشمسية ، فإن التركيب الشمسي لـ Asplund و Grevesse و Sauval (Z = 0.014) يُفترض أنه مناسب لمخطط Hertzsprung-Russell. تم الإبلاغ أيضًا عن محاولة فاشلة لتلائم استخدام مقياس وفرة الطاقة الشمسية الأقدم لـ Grevesse & amp Sauval (Z = 0.019). بالنسبة إلى Procyon B ، تم حساب 11 تسلسلًا جديدًا لتبريد الأقزام البيضاء غير DA للتحقيق في تبعيات عمر التبريد على (1) الكتلة ، (2) التركيب الأساسي ، (3) كتلة طبقة الهيليوم ، و (4) ) عتامة العناصر الثقيلة في غلاف الهيليوم. تشير حساباتنا إلى أن عمر التبريد 1.19 ± 0.11 Gyr ، مما يعني أن كتلة السلف لـ Procyon B كانت 2.59 + 0.44-0.26 M⊙. في مخطط للكتلة الأولية مقابل الكتلة النهائية للأقزام البيضاء في الثنائيات الفلكية أو عناقيد النجوم (جميعها مع تحديد العمر) ، تقع الكتلة النهائية لـ Procyon B عدة أسفل خط مستقيم.

AB - النظام الثنائي Procyon AB (الفترة المدارية 40.838 سنة ، تحديد دقيق حديثًا) قريب ومشرق بدرجة كافية بحيث يتم تحديد نصف قطر المكون ودرجات الحرارة الفعالة واللمعان جيدًا ، على الرغم من أن أكثر من حل ممكن للكتل قد حد من الدقة المطالب بها. تتوفر تحديدات الكتلة الأولية لكل مكون من تصوير تلسكوب هابل الفضائي ، مدعومًا بقياس فلكي أرضي و Hipparcos parallax ممتاز نستخدمه للحل المفضل لدينا للنظام الثنائي. القيم الأخرى للجماهير تؤخذ في الاعتبار أيضًا. لقد استخدمنا رمز التطور النجمي TYCHO لمطابقة نصف قطر وإضاءة النجم الأساسي F5 IV-V لتحديد العمر المحتمل للنظام على أنه 1.87 ± 0.13 Gyr. نظرًا لأن الدراسات السابقة لـ Procyon A وجدت أن وفرتها لا يمكن تمييزها عن الطاقة الشمسية ، فإن التركيب الشمسي لـ Asplund و Grevesse و Sauval (Z = 0.014) يُفترض أنه مناسب لمخطط Hertzsprung-Russell. تم الإبلاغ أيضًا عن محاولة فاشلة لتلائم استخدام مقياس وفرة الطاقة الشمسية الأقدم لـ Grevesse & amp Sauval (Z = 0.019). بالنسبة إلى Procyon B ، تم حساب 11 تسلسلًا جديدًا لتبريد الأقزام البيضاء غير DA للتحقيق في تبعيات عمر التبريد على (1) الكتلة ، (2) التركيب الأساسي ، (3) كتلة طبقة الهيليوم ، و (4) ) عتامة العناصر الثقيلة في غلاف الهيليوم. تشير حساباتنا إلى أن عمر التبريد 1.19 ± 0.11 Gyr ، مما يعني أن كتلة السلف لـ Procyon B كانت 2.59 + 0.44-0.26 M⊙. في مخطط للكتلة الأولية مقابل الكتلة النهائية للأقزام البيضاء في الثنائيات الفلكية أو عناقيد النجوم (جميعها مع تحديد العمر) ، تقع الكتلة النهائية لـ Procyon B عدة أسفل خط مستقيم.


العنوان: تقدير المسافات بين النجوم ذات المعلمات النجمية من LAMOST

نقدم هنا طريقة لتقدير المسافات إلى النجوم باستخدام المعلمات النجمية المشتقة من التحليل الطيفي. هذه التقنية هي نهج بايزي مع احتمالية مقدرة من خلال مقارنة المعلمات المقاسة بشبكة من خطوط متوازنة نجمية ، وتُرجع دالة كثافة الاحتمال الخلفي لكل حجم مطلق للنجم. نحن نصمم هذه التقنية خصيصًا للبيانات المأخوذة من مسح التلسكوب الطيفي الليفي متعدد الأجسام في منطقة السماء الكبيرة (LAMOST). لأن LAMOST يحصل على ما يقرب من 3000 طيف نجمي في وقت واحد داخل كل منها

لوحظ بقطر 5 درجات ، يمكننا استخدام المعلمات النجمية للنجوم المرصودة لحساب وظيفة اللمعان النجمي وتأثيرات اختيار الهدف. هذا يزيل الافتراضات المتحيزة حول المجموعات الأساسية ، سواء بسبب التنبؤات بوظيفة اللمعان من نمذجة التطور النجمي ، أو من النماذج المجرية للمجموعات النجمية على طول كل خط رؤية. باستخدام بيانات معايرة النجوم ذات المسافات المعروفة والمعلمات النجمية ، نوضح أن طريقتنا تستعيد المسافات لمعظم النجوم داخل

20٪ ، ولكن مع بعض المبالغة المنهجية في تقدير المسافات لعمالقة الهالة. نطبق الكود الخاص بنا على قاعدة بيانات LAMOST ، ونبين أن الدقة الحالية لمعلمات LAMOST النجمية تسمح بقياسات المسافات باستخدام

40٪ أشرطة خطأ. يجب أن تتحسن هذه الدقة مع استمرار تحسين خطوط أنابيب بيانات LAMOSTmore & raquo. وقوو أقل

  1. Rensselaer Polytechnic Inst. ، تروي ، نيويورك (الولايات المتحدة). الفيزياء التطبيقية وعلم الفلك كلية إيرلارم ، ريتشموند ، إنديانا (الولايات المتحدة). قسم الفيزياء والفلك
  2. الأكاديمية الصينية للعلوم (CAS) ، بكين (الصين). المراصد الفلكية الوطنية
  3. Rensselaer Polytechnic Inst. ، تروي ، نيويورك (الولايات المتحدة). الفيزياء التطبيقية وعلم الفلك
  4. جامعة. نوتردام ، إنديانا (الولايات المتحدة). انست المشتركة للفيزياء الفلكية النووية (JINA)
  5. مرصد شنغهاي الفلكي (الصين)
  6. جامعة. كاليفورنيا ، سانتا كروز ، كاليفورنيا (الولايات المتحدة). قسم الفلك والفيزياء الفلكية ، مرصد ليك
  7. الأكاديمية الصينية للعلوم (CAS) ، بكين (الصين). نانجينغ إنست. البصريات الفلكية والتكنولوجيا
  8. جامعة ولاية جورجيا ، أتلانتا ، جورجيا (الولايات المتحدة). قسم الفيزياء والفلك
  9. معمل مسرع فيرمي الوطني. (FNAL) ، باتافيا ، IL (الولايات المتحدة)
  10. جامعة. يوتا ، سولت ليك سيتي ، يوتا (الولايات المتحدة). قسم الفيزياء والفلك

تنسيقات الاقتباس

لوحظ بقطر 5 درجات ، يمكننا استخدام المعلمات النجمية للنجوم المرصودة لحساب وظيفة اللمعان النجمي وتأثيرات اختيار الهدف. هذا يزيل الافتراضات المتحيزة حول المجموعات الأساسية ، سواء بسبب التنبؤات بوظيفة اللمعان من نمذجة التطور النجمي ، أو من النماذج المجرية للمجموعات النجمية على طول كل خط رؤية. باستخدام بيانات معايرة النجوم ذات المسافات المعروفة والمعلمات النجمية ، نوضح أن طريقتنا تستعيد المسافات لمعظم النجوم داخل

20٪ ، ولكن مع بعض المبالغة المنهجية في تقدير المسافات لعمالقة الهالة. نطبق الكود الخاص بنا على قاعدة بيانات LAMOST ، ونبين أن الدقة الحالية لمعلمات LAMOST النجمية تسمح بقياسات المسافات باستخدام

40٪ أشرطة خطأ. يجب أن تتحسن هذه الدقة مع استمرار تحسين خطوط أنابيب بيانات LAMOST.> ،
دوى = <10.1088 / 0004-6256 / 150/1/4> ،
مجلة = ,
العدد = 1 ،
الحجم = 150 ،
مكان = ,
السنة = <2015> ،
الشهر = <6>
>


تصل إلى أبعد من ذلك

محاضرات الدراسات العليا في بيركلي

شاهد واستمع وتعلم. منذ عام 1909 ، قام ضيوف بارزون بزيارة جامعة كاليفورنيا في بيركلي للتحدث عن مجموعة واسعة من الموضوعات ، من الفلسفة إلى العلوم.

قانون الشرف

"بصفتي عضوًا في مجتمع جامعة كاليفورنيا في بيركلي ، أتصرف بأمانة ونزاهة واحترام للآخرين."

في نفس الصفحة

شارك بتجربة فكرية مع أعضاء هيئة التدريس والطلاب من خلال قراءة "الأمريكيون غير الموثقين" خلال فصل الصيف ، وحضور الخطاب الرئيسي لكارلا كورنيجو فيلافيسينسيو في 20 أغسطس ، والمشاركة في أنشطة برنامج الخريف.

بيركلي اكس

انضم إلى ثورة التعلم عبر الإنترنت! تقدم BerkeleyX دروسًا تفاعلية عبر الإنترنت و MOOCs من أفضل الجامعات في العالم.

عروض كال

انغمس في العروض والبرامج من جميع أنحاء العالم التي تستكشف تقاطعات التعليم وفنون الأداء.

خيوط الدورة

تعمق في موضوع ما من خلال استكشاف الموضوعات الفكرية التي تربط الدورات عبر الأقسام والتخصصات.

أعط لـ Cal

ادعم التزام بيركلي بالتميز والفرصة! قم بعمل هدية آمنة عبر الإنترنت عن طريق اختيار فرصة العطاء.

مركز بحوث الفنون

استكشف مركز أبحاث الفنون في جامعة كاليفورنيا في بيركلي - مركز أبحاث للفنون ومساحة متعددة التخصصات حقًا.

برنامج الطلاب المعاقين

نحن ملتزمون بضمان حصول جميع الطلاب على فرص تعليمية متساوية في جامعة كاليفورنيا في بيركلي.

متحف بيركلي للفنون / أرشيف المحيط الهادئ للأفلام

من خلال البرامج الفنية والسينمائية والمجموعات والموارد البحثية ، BAM / PFA هو مركز الفنون المرئية في جامعة كاليفورنيا في بيركلي.


الموضوع: Stellar Age Translation

كتب حائر يورك:
أريد أن أعرف عمر نجم معين ، والذي يبدو أنه ورد في مرجع وجدته ولكني لا أفهم الوحدات.
النجم HD 155902 ، المرجع
https://books.google.co.uk/books؟id=. ٪ 20age & ampf = خطأ

والرقم الخاص بعمر النظام هو 9.27 +/- 0.30 (سجل Myr ^ -1). ما هذا في سنوات الفانيليا القديمة الجيدة؟

كتب حائر يورك:
أريد أن أعرف عمر نجم معين ، والذي يبدو أنه ورد في مرجع وجدته ولكني لا أفهم الوحدات.
النجم HD 155902 ، المرجع
https://books.google.co.uk/books؟id=. ٪ 20age & ampf = خطأ

والرقم الخاص بعمر النظام هو 9.27 +/- 0.30 (سجل Myr ^ -1). ما هذا في سنوات الفانيليا القديمة الجيدة؟

فيما يتعلق بالسؤال الفعلي ، من المفيد معرفة طريقة تحديد العمر التي يشير إليها الكتاب / الورقة المعنية.
انظر على سبيل المثال: (2013) نشاط الكروموسفير كمؤشر للعمر


5. مناقشة

تم تصميم التيار النجمي في NGC 5907 مسبقًا مع حدث تراكم المجرات الساتلية (Martínez-Delgado et al. 2008 ، نسبة الكتلة الإجمالية 1: 4000) ومع اندماج مجرات رئيسية غنية بالغاز (Wang et al. 2012 ، الكتلة الكلية نسبة 1: 3-1: 5). لا هذا ولا ذاك نحقق نموذج الجسم توافقًا كميًا مع التدفق ، لكن كلاهما كان قادرًا على إنشاء ميزات نوعية مماثلة لتلك التي شوهدت في الملاحظات.

الاعتراض الرئيسي على نموذج تراكم المجرات الساتلية هو عدم وجود بقايا واضحة للمنطقة النووية للقمر الصناعي المعطل (Wang et al. 2012). في NGC 5387 Beaton et al. وجد (2014) علامات على وجود كتلة نجمية زرقاء جدًا عند تقاطع تيار نجمي وقرص المجرة المضيف. وتكهنوا بأن هذا يمكن أن يكون البقايا النووية المتفجرة للنجوم من مجرة ​​القمر الصناعي المعطلة في الغالب. ومع ذلك ، لم يتم العثور على منطقة تشكل النجوم بالقرب من تقاطعات قرص NGC 5907 والتيار النجمي ، ولا نرى أي منطقة تشكل نجوم زرقاء على طول الجزء الأكثر سطوعًا من التيار النجمي الذي قمنا بتصويره. كما أننا لم نكتشف أي علامات لتشكيل نجم نشط في التيار النجمي.

الاعتراض الرئيسي على نموذج اندماج المجرات الرئيسي هو أن NGC 5907 يبدو أنه يحتوي على قرص رفيع بدون انتفاخ واضح (انظر Athanassoula وآخرون. 2016) ولا يبدو وكأنه بقايا اندماج كبير مضطرب بشدة (انظر محاكاة الاندماج الرئيسية ، على سبيل المثال. ، بارنز 1992). في سيناريو الاندماج الكبير الغني بالغاز ، يتم إعادة بناء القرص الرفيع لـ NGC 5907 حول انتفاخ صغير. تم مؤخرًا تقديم مطالبة مماثلة لإنشاء ميزات تيار نجمي باهت حول NGC 4013 من خلال اندماج كبير بواسطة Wang et al. (2015). يمكن أن يكون هناك اعتراض آخر على نموذج الاندماج الرئيسي هو عدم وجود أي غاز هيدروجين ذري محايد (H i) تم اكتشافه في التيار النجمي (Shang وآخرون ، 1998) إذا تم تفسيره على أنه ذيل طويل من الذيل المد والجزر.

تشير نتائجنا إلى أن التيار في NGC 5907 غني بالمعادن نسبيًا: أفضل نموذج FSPS مناسب له سجل معدني [ض/ض] (≈ [Fe / H] ، بافتراض أن النسبة المئوية الجزئية للهيدروجين هي نفسها الموجودة في الشمس وأن وفرة الحديد وإجمالي وفرة المعدن متماثلان تقريبًا) = −0.3. يجب مقارنة ذلك بالمعدنية المبلغ عنها في تيار القوس حول مجرة ​​درب التبانة ، من ذروة [Fe / H] من 0.3 في قلبها إلى وسيط [Fe / H] من 0.7 إلى 1.1 في ذراعها الرائدة ( Chou et al.2007). من المعروف أن تيار القوس هو مجرة ​​ساتلية متفاعلة ، وقد تم تحديد جوهرها. بينما تبلغ الكتلة المقيدة للقزم القوس (سلف تيار القوس) حاليًا حوالي 2.5 & # x00d7 10 8 م، ال نتقترح نمذجة الجسم لـ Law & amp Majewski (2010) كتلة أصلية تبلغ 6.4 & # x00d7 10 8 م. وفي الوقت نفسه ، في التيار النجمي الجنوبي العملاق M31 ، فإن [Fe / H] له ذروة قوية عند 0.3 ، بمتوسط ​​0.55 ومتوسط ​​0.45 (Guhathakurta et al. 2006 Kalirai et al. 2006 Tanaka et al. 2010). يمكن أن تكون المجرة السليفة المعطلة للتيار النجمي الجنوبي العملاق في M31 قمرًا صناعيًا للكتلة النجمية 4 & # x00d7 10 9 م (Dekel & amp Woo 2003 Tanaka et al. 2010). مقارنة مع زأنا يشير اللون الذي يتراوح بين 0.6 و 0.8 للمظلة في NGC 4651 (فوستر وآخرون 2014) والذي يُفترض أنه نتيجة اندماج قمر صناعي فقير بالمعادن إلى أن المجرة المندمجة في نظام NGC 5907 كانت أكثر ثراءً بالمعادن.

استخدام فلزية التيار النجمي NGC 5907 والعلاقة المعدنية مقابل الكتلة النجمية في Dekel & amp Woo (2003) و Kirby et al. (2013 ، مستنسخ في الشكل 11 من الورقة الحالية) ، الرفيق المعطل لـ NGC 5907 سيكون لديه كتلة نجمية تبلغ حوالي 1 & # x00d7 10 10 م، مع قدر كبير من عدم اليقين يمتد إلى

1 & # x00d7 10 9 م. لاحظ أن العلاقة بين الكتلة والمعدنية تتطور عند الانتقال إلى عينة انزياح حمراء أعلى. وبالمثل ، المعادلة (9) في كيربي وآخرون. (2011) يتوقع إلتوت = 4.1 & # x00d7 10 10 إل للرفيق المعطل لـ NGC 5907 ، باستخدام قيمة مشتقة من [Fe / H] of0.3. هذا من شأنه أن يجعل هذا النظام مؤهلًا باعتباره اندماجًا رئيسيًا ، لأن كتلة القرص الديناميكي في NGC 5907 قدرت بنحو 1.4 & # x00d7 10 11 م (Casertano 1983 ، معدل للمسافة المعتمدة 17 Mpc في دراستنا) ، والتي قد يشكل الغاز منها حوالي 10٪ (Dumke et al. 1997). فقط وآخرون. قام (2006) بتصميم قرص NGC 5907 بكتلة نجمية 2 & # x00d7 10 10 م، مما يجعل الاندماج اندماجًا جماعيًا متساويًا تقريبًا. ومع ذلك ، باستخدام التحويل من IRAC 3.6 و 4.5ميكرومتركثافة التدفق بواسطة Eskew et al. (2012) ، الكتلة النجمية لـ NGC 5907 حوالي 7.8 & # x00d7 10 10 م. نعتمد هذا كأفضل تقدير للمقارنة مع قياس الفلزية (جزئيًا) المستند إلى IRAC.

الشكل 11. العلاقة بين الكتلة النجمية والمعدنية النجمية ، مستنسخة من الشكل 9 من "العلاقة المعدنية بين الكتلة النجمية والنجمية للمجرات القزمة" بقلم كيربي وآخرون. (2013). يُظهر الجزء السفلي الأيسر العلاقة بين مجموعة المجرات القزمة المحلية والجزء العلوي الأيمن من المجرات الأكثر ضخامة في SDSS من Gallazzi et al. (2005). الخط المنقط في الرسم البياني للمجرات الأكثر ضخامة هو متوسط ​​توزيع المعادن النجمية كدالة للكتلة النجمية. تمت إضافة السهم الأسود للإشارة إلى القيمة المعدنية المقاسة في هذا العمل لـ NGC 5907. انظر Kirby et al. (2013) لمزيد من المعلومات.

لقد قدرنا الكتلة في الجزء المصور IRAC من التيار النجمي (الجدول 1). القيمة التي نحصل عليها ، 2.1 & # x00d7 10 8 م، يتوافق مع القيمة المقدرة بواسطة Martínez-Delgado et al. (2008) ، 3.5 & # x00d7 10 8 م، لأن Martínez-Delgado et al. (2008) استخدم سطوع التيار بأكمله الذي يظهر في الشكل 1 لتقدير الكتلة. قد تشير هذه الكتلة إلى حدث تراكم قمر صناعي قد يكون أيضًا متسقًا مع نتائجنا اللونية إذا سمح أحدهم بمشكلات منهجية في نمذجة السكان النجمية (انظر القسم 4). من ناحية أخرى ، فإن كتلة التيار المقدرة ليست سوى حد أدنى لكتلة السلف وبالتالي لا يمكنها تقييد سيناريو الاندماج بدقة ، لأنه في الاندماج الصغير ، من المفترض أن تصبح معظم الكتلة المصاحبة المدمجة جزءًا من الانتفاخ والقرص في المجرة الأولية ، NGC 5907.


5. النتائج

5.1 أفضل نموذج مناسب بدون تغيير في التردد

قمنا بحساب النموذج الأكثر ملاءمة كما هو موضح أعلاه للنجمين الحقيقيين وللنجوم البديلة باستخدام المعلمات الطيفية للجدول 1 كمدخلات ، وللنجوم الحقيقية ، والترددات المرصودة ، وبالنسبة للوكلاء ، تم تعديل الترددات النظرية وفقًا إلى وصف القسم 2 ، على التوالي. يلخص الجدول 2 نتائج النجمين ووكلائهما للحالة التي لم يتم فيها إضافة أي تغيرات في التردد بسبب النشاط المغناطيسي. يتوافق الصف الأول مع KIC8006161 والصف الثاني مع وكيله. كما يمكن رؤيته ، فإن النتائج بها أخطاء أقل قليلاً للوكيل مقارنة بالنجم الفعلي. يتوافق الصف الثالث أيضًا مع الوكيل ولكن في هذه الحالة تم خفض التردد والأخطاء الطيفية إلى النصف. كما يتضح من الجدول 2 ، يتم تقليل حالات عدم اليقين الناتجة في المعلمات النجمية بنفس الترتيب من حيث الحجم. أخيرًا ، بالنسبة إلى KIC8006161 ، أجرينا أيضًا ملاءمة مماثلة ولكن مع مراعاة مجموعة فرعية فقط من الأوضاع مع & # x02113 & # x0003C 3 والترددات في النطاق المركزي ، مع أقل أخطاء تردد ، وهي & # x02113 = 0 أوضاع مع ن = 17 & # x0221226 ، & # x02113 = 1 أوضاع مع ن = 15 & # x0221227 و & # x02113 = وضعان مع ن = 15 & # x0221222 (تم تقديم مجموعة التردد الكاملة في الفقرة الأولى من القسم 2). تظهر معلمات النموذج الناتجة في الصف الأخير من الجدول 2 ، ويمكننا أن نستنتج أن أوجه عدم اليقين المقدرة مماثلة لتلك الموجودة في الصف الأول حيث تم النظر في المجموعة الكاملة من الترددات.

تتوافق الصفوف 5 و 6 و 7 في الجدول 2 مع KIC9139163 ووكيلها ووكيلها بأخطاء تردد نصفية. هنا النتائج متشابهة في جميع الحالات. الاختلافات الأكثر صلة بين النجم والوكيل الخاص به هي قيم & # x003C7 2 ، وهي أعلى بالنسبة للملاحظات. قد يكون هذا نتيجة للتقديرات والشكوك في الفيزياء التي تم أخذها في الاعتبار في أكواد التطور. يمكن أن تأتي بعض هذه التناقضات بين النماذج والملاحظات من النشاط المغناطيسي ، ومن حيث المبدأ يمكن للمرء أن يتساءل عما إذا كان يمكن اكتشاف تحولات التردد الناتجة عن النشاط المغناطيسي من خلال قيم أعلى & # x003C7 2 مقارنة بالنجوم الأخرى من نفس النوع.

5.2 إضافة نوبات التردد

ثم أضفنا تحولات التردد مع إزاحة التردد المعتمدة على & # x02113 ومع التحول المعتمد على التردد. تظهر وظائف الجدارة ، & # x003C7 2 ، في الشكل 5 حيث تتوافق اللوحة A (resp. C) مع KIC8006161 (resp. KIC913916) مع التحول الذي يعتمد على & # x02113 واللوحة B (على التوالي D) يتوافق مع KIC8006161 (على التوالي KIC913916) حيث يختلف الإزاحة مع التردد. من ناحية أخرى ، بالنسبة للحالات التي تعتمد على & # x02113 ، فإن X- المحور يتوافق مع الفرق في & # x003BCHz بين الوضع الشعاعي وغير الشعاعي. على سبيل المثال ، تتوافق القيمة 0.3 & # x003BCHz مع تحول & # x003B4 & # x003BD = 0.2 & # x003BCHz للتذبذبات الشعاعية و & # x003B4 & # x003BD = & # x022120.1 & # x003BCHz للتذبذبات غير الشعاعية. بالإضافة إلى ذلك ، تم تضمين التحول المستمر كما هو موضح في القسم 3.2. الدوائر التي بها أشرطة خطأ في x = 0 تتوافق مع التحولات التي تشمل فقط الحد الثابت في حين أن التقاطعات عند x = 0 تتوافق مع النتائج بدون تغيرات في التردد.

الشكل 5. وظيفة الجدارة & # x003C7 2 كدالة لتغيير التردد المقدم لـ KIC8006161 (أ ، ب) وللحصول على KIC9139163 (ج ، د). هنا & # x02113 أو & # x003BD يشير إلى ما إذا كان التحول الذي تم اعتباره & # x02113 أو & # x003BD تابعًا. تتوافق النقاط الحمراء مع إضافة تحولات التردد إلى البيانات النجمية الفعلية ، بينما تتوافق النقاط الخضراء مع إضافة تحولات التردد إلى الوكيل مع نفس أخطاء التردد والنقاط الزرقاء تتوافق مع الوكيل مع نصف أخطاء التردد المرصودة. المقادير الموضحة في X- تم شرح المحاور في القسم 3.1 و 3.2 (انظر أيضًا القسم 5.2).

من ناحية أخرى ، بالنسبة للحالات التي تعتمد على & # x003BD ، فإن X- المحور هو السعة أ1 للوظيفة التذبذبية المقدمة في المعادلة (1) ، كعوامل للقيم الفعلية الموجودة لكل نجمة (انظر الشكل 4 للحصول على تمثيل رسومي لتحولات التردد المقابلة لـ x- قيم 1 في اللوحات B و D من الشكل 5). في x = 0 توجد أيضًا قيمتان لكل نجمة: الدائرة التي تحتوي على أ0 المصطلح والصليب المقابل للنتيجة دون تحولات التردد.

دعونا ننظر في عمليات المحاكاة في اللوحة A. تتوافق النقاط الحمراء مع قيم & # x003C7 2 التي تم الحصول عليها عن طريق إضافة تحولات التردد إلى البيانات والأخطاء النجمية الفعلية. في هذه الحالة & # x003C7 2 تزداد مع القيمة المطلقة لإزاحة التردد المقدمة ولكن التغييرات ضمن الأخطاء ويمكن بالكاد أن تشير إلى ملاءمة غير صحيحة حتى للقيم الأعلى (تحولات التردد من 0.45 & # x003BCHz). بالنسبة للنجم الوكيل الذي له نفس أخطاء التردد (النقاط الخضراء) نحصل على سلوك مماثل. ومع ذلك ، بالنسبة للنجم الوكيل الذي يحتوي على نصف أخطاء التردد (النقاط الزرقاء) ، فإن قيم & # x003C7 2 تزيد بشكل واضح حتى عندما يتم اعتبار التحول الثابت فقط لتحولات التردد الأعلى من 0.3 & # x003BCHz فهي أعلى من المستوى 1 - & # x003C3 . يقع هذا النوع من تحولات التردد ضمن نطاق القيم المرصودة كما هو موضح في القسم 3 ، ولكن من المفترض أن تكون موجودة فقط في وقت معين من النشاط المغناطيسي.

تظهر نتائج التحولات المعتمدة على التردد (اللوحة B من الشكل 5) أنه بالنسبة للتغيرات القصوى (وهذا هو تحول تردد متذبذب بسعة 5 أضعاف تلك التي لوحظت في KIC8006161) حتى عند النظر في المعلمات والأخطاء النجمية الفعلية (النقاط الحمراء ) & # x003C7 2 يزيد بشكل ملحوظ. بالنسبة للوكيل الذي يحتوي على نصف الأخطاء (النقاط الزرقاء) حتى السعات 2.5أ1 يمكن أن يؤدي إلى ملاءمة نموذج غير صحيح.

بالنسبة إلى KIC9139163 ، فإن النتائج على المصطلح المعتمد على التذبذب مماثلة (اللوحة D) للنجمة الأولى ، ولكن بالنسبة للحالة المعتمدة على & # x02113 (اللوحة C) ، يبدو أنه يتم الحصول على ملاءمة مقبولة دائمًا.

في الختام ، لا يمكن للتحليل المستند إلى وظيفة الجدارة & # x003C7 2 تحديد نموذج غير مناسب إذا قدمنا ​​& # x003BD تحولًا يعتمد على السعة أ1 للمكون التذبذب أصغر 2.5 مرة من العنصر المرصود. من ناحية أخرى ، يمكن تحديد أي قيمة مأخوذة في الاعتبار في هذا العمل لـ & # x02113 التحول المعتمد على أنها غير ملائمة ، باستثناء & # x0007E 1م& # x02299 الحالة (KIC8006161) وافتراض أخطاء الترددات نصف تلك المرصودة.

5.3 & # x02113- تحولات التردد التابعة

على الرغم من اختلاف قيم & # x003C7 2 الموجودة أعلاه ، فإن المعلمات النجمية المشتقة للوكيل مع الأخطاء الكاملة والأخطاء النصفية تعطي نتائج متشابهة جدًا ، لذلك من الآن فصاعدًا ، سنعرض فقط النتائج للوكيل مع نصف الأخطاء الفعلية.

استخلصنا أولاً المعلمات النجمية من إجراء التصغير بعد إدخال تغيير التردد المعتمد على & # x02113 (انظر الشكل 6 لـ KIC8006161). بالنسبة لبعض المعلمات ، تكون التغييرات التي تحدثها تحولات التردد أعلى من حالات عدم اليقين الرسمية. على وجه الخصوص بالنسبة للعمر ، نجد اتجاهًا واضحًا مع انخفاض & # x0007E 3.5 ٪ كل 0.1 & # x003BCHz من الزيادة في الفرق بين تحولات التردد للأوضاع الشعاعية وغير الشعاعية. وبالتالي ، بالنسبة لمثل هذا النجم حيث يشهد & # x02113 مختلفًا تغيرات تردد مختلفة بسبب النشاط المغناطيسي ، يمكن أن يكون تقدير العمر بعيدًا عن العمر الحقيقي للنجم بأكثر من 10٪. يمكن مقارنة ذلك مع عدم اليقين بنسبة 3٪ عند استخدام الترددات والأخطاء الفعلية بالإضافة إلى عدم اليقين بنسبة 1٪ للوكيل مع أخطاء نصف التردد. من الناحية النوعية ، يمكن فهم هذه النتائج من حيث التغيير المرتبط في الفصل الصغير الذي لا يمكن تفسيره عند استخدام النماذج المتماثلة كرويًا إلا من حيث التغييرات في النواة النجمية. بالنسبة للكتلة ونصف القطر ، تكون التغييرات أصغر ، بنفس الحجم من حالات عدم اليقين النموذجية (الرسمية). على وجه التحديد ، هناك زيادة قدرها & # x0007E 1٪ لكل 0.1 & # x003BCHz في الكتلة و & # x0007E 0.3٪ لكل 0.1 & # x003BCHz في نصف القطر بنفس ترتيب حالات عدم اليقين الرسمية الواردة في الجدول 2.

الشكل 6. تم اشتقاق المعلمات النجمية من إجراء التصغير كدالة لتحول التردد المعتمد على & # x02113 المقدم في الترددات. النقاط الحمراء خاصة بـ KIC8006161 بينما النقاط الزرقاء تقابل الوكيل.

يوضح الشكل 7 النتائج عندما يتم إدخال إزاحة تردد تعتمد على & # x02113 في الترددات الذاتية لـ KIC9139163. في هذه الحالة ، لا تغير تحولات التردد النتائج بأكثر من حالات عدم اليقين الرسمية ، ربما باستثناء معامل التجاوز Fov التي وجدنا تغييرات 0.02 ، فوق المستوى 1 - & # x003C3.

الشكل 7. تم اشتقاق المعلمات النجمية من إجراء التصغير كدالة لتحول التردد المعتمد على & # x02113 المقدم في الترددات. النقاط الحمراء خاصة بـ KIC9139163 بينما النقاط الزرقاء تتوافق مع الوكيل.

5.4. نوبات تبعية التردد

دعونا ننظر الآن في التغييرات المعتمدة على التردد التي تمت مناقشتها في القسم 3. في الشكل 8 نعرض نتائج KIC8006161. تذكر ذلك في هذه الحالة X-المحور يتوافق مع السعة أ1 في المعادلة (1) في مرات أ1 القيمة المستمدة من الملاحظات. هناك نقطتان مع أ1 = 0 ، التقاطع المقابل للأوضاع دون أي تحول في التردد (أ0 = 0 في المعادلة 1) والنقطة المقابلة لإزاحة التردد بالمعامل الثابت أ0 & # x02260 0 مشتق من Salabert et al. (2018) ولكن مع إزالة المصطلح التذبذب.

الشكل 8. تم اشتقاق المعلمات النجمية من إجراء التصغير كدالة لتحول التردد المعتمد على & # x003BD المقدم في الترددات. النقاط الحمراء خاصة بـ KIC8006161 بينما النقاط الزرقاء تتوافق مع الوكيل.

في هذه الحالة ، تكون التغييرات في تقدير العمر ضمن أشرطة الخطأ. ومع ذلك ، هناك اتجاه متزايد واضح في الكتلة ، ونصف القطر ، ووفرة الهيليوم الأولية. على وجه التحديد عن طريق أخذ أ1 يساوي القيمة المرصودة ، ينخفض ​​العمر بنسبة 0.4٪ ، تزداد الكتلة بمقدار & # x0007E 0.6٪ ، نصف القطر بمقدار & # x0007E 0.15٪ ، ووفرة الهيليوم بـ & # x00394صini & # x0007E 0.002 (1٪). هذه الأرقام من الناحية العملية أقل من الأخطاء النموذجية ولا يمكن تمييزها عن مصدر آخر للأخطاء. من حيث المبدأ للسعات التذبذبية الكبيرة (قيم أعلى من أ1) قد تكون التغييرات أكثر صلة & # x00394صini & # x0007E 0.01 (5٪). ومع ذلك ، كما تمت مناقشته مبكرًا ، ستؤدي هذه التغييرات الأكبر إلى قيم & # x003C7 2 عالية ، مما يسمح لنا بتحديد ملاءمة نموذج غير صحيحة.

يوضح الشكل 9 نتائج KIC9139163. في هذه الحالة ، لا تغير تحولات التردد المقدمة النتائج بأكثر من حالات عدم اليقين الرسمية على الرغم من أنه مثل KIC 8006161 ، يمكن رؤية اتجاهات مماثلة في العمر والكتلة ونصف القطر.

الشكل 9. تم اشتقاق المعلمة النجمية من إجراء التصغير كدالة لتحول التردد المعتمد على & # x003BD المقدم في الترددات. النقاط الحمراء خاصة بـ KIC9139163 بينما النقاط الزرقاء تتوافق مع الوكيل.


تباين وضع التذبذب في الأقزام الفرعية B الساخنة النابضة والأقزام البيضاء من قياس ضوئي كبلر

يوفر القمر الصناعي Kepler بيانات قياس ضوئي عالية الجودة غير مسبوقة وغير منقطعة بخط أساس زمني يبلغ حوالي 4 سنوات يتم جمعها على النجوم النابضة ، وهي فرصة فريدة لتوصيف السلوكيات طويلة المدى لأنماط التذبذب. يمكن الاستدلال على وضع يعدل في السعة والتردد بشكل مستقل من خلال هيكله الدقيق في فضاء فورييه ، والذي يتم اكتشافه بواسطة مخطط Lomb-Scargle المنزلق ، ويتم قياسه مسبقًا عن طريق التبييض المسبق لأجزاء منحنيات الضوء بأكملها بأجزاء. نطبق هذه التقنيات على النجوم المدمجة المتطورة KIC 3527751 و KIC 08626021 و KIC 10139564 ونجد أن العديد من المضاعفات الدورانية التي تظهر مكوناتها اتساعًا واضحًا و / أو اختلافات في التردد. يمكن أن تكون هذه التعديلات دورية وغير منتظمة ومستقرة مقارنة بملاحظات كبلر ، وهي أول توقيعات للتفاعلات غير الخطية بسبب نظرية اقتران النمط الرنيني. تشير نتائجنا إلى أن أوضاع التذبذب ذات الاختلافات المتنوعة يجب أن تكون ظاهرة شائعة في نجوم sdB النابض والقزم الأبيض. يتردد صدى هذا في فكرة أن القمم المغلقة تحتاج إلى فحص جاد لتحديد الوضع ، وهو معلمة إدخال رئيسية للنمذجة الزلزالية. تحفز أنماط التعديل المختلفة هذه على تطوير نظرية تذبذب نجمي أكثر دقة. كما أنه يوجه تحذيرًا لأي مشروع طويل الأجل يهدف إلى قياس معدل تغير فترة النبضات بسبب التطور النجمي أو اكتشاف المرافق النجمية (الكوكبية) حول الأهداف النابضة. يمكن أيضًا فحص هذه الظواهر بدقة في العديد من أنواع النجوم النابضة على مخطط الموارد البشرية بأكمله من القياس الضوئي لمهمة TESS القادمة.


1 إجابة 1

معنى isochrone في الاسم. إنها مجموعة من النماذج النجمية التي يتم حسابها في نفس (ايزو) سن (كرون). لذلك ، من الناحية العملية ، ما يعنيه هذا هو أن بعض المنظرين يستخدمون رمز التطور النجمي لحساب المسارات التطورية (أي خصائص النجم بمرور الوقت ، أو سن) لعدد من الكتل المختلفة ، ثم يقومون بتوصيل جميع نماذج الكتل المختلفة في نفس العمر.

هذا شكل من بعض المواد التعليمية التي قد تساعد. (يمكن للمرء أن يعلق على هذا بشكل أفضل ولكن هذا من محاضرة ، لذلك أقف هناك موضحًا.)

تُظهر الخطوط الرمادية المسارات التطورية للنجوم ذات الكتل من 1 إلى 10 كتل شمسية ، في خطوات من كتلة شمسية واحدة ، حتى اشتعال الهيليوم الأساسي (على ما أعتقد). لكنهم جميعًا يتطورون بمعدلات مختلفة ، وهو ما لا تظهره المنحنيات الرمادية. (بشكل تقريبي ، فإن عمر التسلسل الرئيسي للنجم يشبه $ M ^ <- 5/2> $.)

الخطوط السوداء هي المكان الذي تم فيه إقحام المسارات بأعمار ثابتة ، كما هو موضح (متباعدة بشكل موحد تقريبًا في $ log ( mathrm) $). أول خط أسود في أقصى اليسار هو "التسلسل الرئيسي صفر العمر" (ZAMS) ، حيث يبدأ النجم تقريبًا في حرق الهيدروجين في اللب. الأيزوكرون التالي (30 Myr) هو الأقرب إلى ZAMS ، حيث اختفت أضخم النجوم تمامًا لأنها تعيش لمدة تقل عن 30 Myr. بدأت النجوم حول 6-7 كتل شمسية في التخلص من الهيدروجين في نواتها ، لكن النجوم ذات الكتلة الأقل بالكاد قد أزاحت

As the isochrones get older, more and more stars "peel away" from the ZAMS. Note, however, that the very low-mass stars (less than about 1 solar mass) basically don't budge at all. These stars evolve very slowly.

In my experience, isochrones are these theoretical curves. However, they're closely related to cluster colour-magnitude diagrams (CMDs) because we expect the stars in a cluster to have been born at roughly the same time. Thus, when we look at them in a CMD (or Herzsprung–Russell diagram), we should be seeing stars with the same age, so they should look like an isochrone. By comparing the data to isochrones (with a suitable choice of the composition, which I haven't discussed), astronomers can estimate the ages of the clusters.


شاهد الفيديو: 42-Android Find My Age. Implement code- كتابة كود حساب العمر (شهر اكتوبر 2021).