Sterrekunde

Hoe verkry ek 'n afstandsmodus en totale uitwissing van Isochrone-pasvorm na CMD?

Hoe verkry ek 'n afstandsmodus en totale uitwissing van Isochrone-pasvorm na CMD?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Dit is my eerste boodskap hier.

Ek bestudeer die volgende artikel: https://arxiv.org/abs/1901.03574.

Op bladsy 5, paragraaf 3.1, bied die outeurs hul resultate aan wat hulle verkry het deur middel van Isochrone aan die CMD van die twee GC's wat bespreek word. My vrae is:

  1. Hoe kan ek die afstandsmodus en die totale uitwissing uitvind? $ A_ {F606W} $ van net die passtuk? Ek weet dat die aanpassing van Isochrone gedoen word wanneer ons die ouderdom moet skat. Om te kan pas, moet ons die Isochrone beide vertikaal (Afstandsmodus?) En horisontaal beweeg (Kleuroordrag / Rooiheid / Uitwissing?). Is my begrip korrek?

  2. Hoe skakel hulle die Rooiheid in filters om in Rooi in B-V? Wat is die tegniese besonderhede / fisika daarvan?

  3. Wat is die rol van die Wet op Uitsterwing om hierdie getalle te kry?

  4. Uiteindelik bereken hulle die afstand, wat eenvoudig is sodra ons die afstandsmodus kry. Waarom is dit die afstand van die son af? Het ons êrens 'n heliosentriese koördinaatstelsel aanvaar?

Dankie.


  1. Die isochrone is nie reguit lyne in die CMD nie. Uitwissing beweeg die sterre rooi (regs) sowel as flouer (af) in die CMD. Die vertikale verskuiwing (die uitsterwing $ A $) is bereken vanaf die horisontale verskuiwing (die rooiheid) met behulp van 'n uitsterwingswet. (bv. $ A_V = 3.1 E (B-V) $). Die effekte van uitwissing en afstand (wat slegs die sterre vertikaal beweeg) kan dus van mekaar geskei word. In die geval van die verwysde papier het die bolvormige trosse 'n horisontale tak en 'n reuse-tak. Die horisontale tak is amper ... horisontaal en die reuse-tak is amper vertikaal. Dit stel die outeurs in staat om onafhanklik sensitief te wees vir 'n vertikale en horisontale verskuiwing van die model-isochrone, soos hierbo beskryf.

  2. +3. Daar is eenvoudige omskakelingsfaktore wat in verskeie referate gepubliseer word. Uitwissing is afhanklik van die golflengte, dus word die spektrum van 'n ster op 'n golflengte-afhanklike manier verswak. Die rooiheid in enige kleur (bv. E (BV)) is net die verskil in uitwissing by die twee golflengtes (dit moet wel geïntegreer word oor die fotometriese bande) dws $ A_B - A_V $. Hierdie verskille in uitwissingskoëffisiënte kan vir enige paar bande bereken word. Dit hang af van die golflengte-afhanklikheid van uitwissing, oftewel die uitsterwingswet, maar ook van die intrinsieke spektrum van die ster (wat gereeld geïgnoreer word). Uitsterwingswette kan empiries bepaal word deur sterre met 'n bekende intrinsieke spektrum waar te neem.

'4. Maak dit saak? Het u 'n parsek met 'n astronomiese eenheid vergelyk?


'N Studie oor die fundamentele eienskappe van oop groep NGC 6791, gebaseer op die SDSS-DR8 en 2MASS data ☆, ☆☆

Die sterre spektroskopiese data van SDSS-DR8 (The Eighth Data Release of Sloan Digital Sky Survey) en die naby-infrarooi fotometriese data van 2MASS (Two Micron All Sky Survey) puntbronne word gebruik om die fundamentele parameters van die oop groep NGC 6791 te analiseer. Met behulp van die radiale snelhede van 274 sterre in die gebied van die groep, bereken ons die lidmaatswaarskynlikheid vir elke ster met die maksimum waarskynlikheidsmetode. Op grond van die sterre met 'n groot waarskynlikheid vir lidmaatskap, het ons afgelei dat die radiale snelheid en die metaalvloed van die groep onderskeidelik is Vr = −46,4 ± 0,2 km · s −1 en [Fe/H] = 0.32 ± 0.11dex, in ooreenstemming met die resultate wat deur ander outeurs verkry is op grond van hoë resolusie spektroskopie. Deur die gebruik van rooi klompreuse in die groep as 'standaardkers', het ons die absolute afstandmodulus van die groep afgelei (mM)0 = 13,02 ± 0,08 mag of 4,02 ± 0,15 kpc in afstand, in ooreenstemming met die waardes wat deur outeurs uit hoofreeks toebehore verkry word. En ons belangrikste gevolgtrekkings is: (1) NGC 6791 is buitengewoon metaalryk (2) Binne die spektrale resolusie van SDSS het die onderskeide 87 groeplede geen duidelike verskil in mataliteit nie (3) Die verkreë afstandsmodulus is ongevoelig vir die ouderdom, metaal- en stofonderskeiding, dus is dit 'n soort betroubare indirekte meting.


'N Afwaartse hersiening van die afstand van die 1806-20-groep en gepaardgaande magnetar vanaf Gemini Near-Infrared Spectroscopy

Ons bied aan H- en K-bandspektroskopie van OB- en Wolf – Rayet (WR) -lede van die Melkweggroep 1806−20 (G10.0–0.3) om 'n hersiene trosafstand te verkry, wat van toepassing is op die reuse-fakkel van 2004 vanaf die (soft gamma repeater) SGR 1806−20 magnetar. Vanuit GNIRS (Gemini Near-Infrared Spectrograph) spektroskopie wat met Gemini South verkry is, word vier kandidaat-OB-sterre as laat O / vroeë B-reuse bevestig, terwyl ons vorige middel-WN- en laat WC-klassifikasies vir twee WR-sterre ondersteun. Gebaseer op 'n absolute Ks -kalibrasie van die grootte vir B-reuse en WR-sterre, en naby-infrarooi (IR) fotometrie van NIRI (Near-Infrared Imager) by Gemini North plus argiewe VLT / ISAAC (Very Large Telescope / Infrared Spectrometer And Array Camera) datastelle, ons verkry 'n trosafstandmodus van 14,7 ± 0,35 mag. Die bekende sterre-inhoud van die 1806−20-groep dui op 'n ouderdom van 3–5 Myr, waaruit teoretiese isochron pas, lei tot 'n afstandsmodus van 14,7 ± 0,7 mag. Saam bevoordeel ons resultate 'n afstandsmodus van 14,7 ± 0,4 mag (8,7 +1,8 −1.5 kpc) na die 1806−20-groep, wat aansienlik laer is as die nominale afstand van 15 kpc tot die magnetar. Vir ons voorkeurafstand word die pieksterkte van die reuse-fakkel in Desember 2004 verminder met 'n faktor van 3 tot 7 × 10 46 erg s -1, sodat die besmetting van BATSE (Burst And Transient Source Experiment) kort gammastraalbarstings ( GRB's) van reuse-fakkels van ekstragalaktiese magnetare word verminder tot 'n paar persent. Ons lei 'n magnetar-stamvadermassa van ∼48 +20 af −8 M , in noue ooreenkoms met die wat onlangs vir die magnetar in Westerlund 1 verkry is.


Gevolgtrekkings

Meer data en verfyning van die toepassingsprogram is nodig om foute in die isochrone volledig te kwantifiseer, maar sommige tendense word al sigbaar. 'N Mens kan sien dat die isochrone op die CMD pas, of dit goed pas. Belangriker nog, die parameterverspreidings vir ouderdom, afstandsmodus en rooiheid het die aanvaarde waarde goed binne een standaardafwyking bevat. Dit is baie goeie vroeë aanduidings dat die isochrone populasies akkuraat sal voorspel op grond van infrarooi data. Met behulp van 'n skoner datastel, meer filters en die evaluering van meer isochrone-families (Yale-Yonsei, Dartmouth, ens.) Sal ons 'n beter begrip hê van die akkuraatheid van hierdie modelle, asook 'n beter begrip van die onderliggende fisika wat benodig word om korrek te maak. modelle.


Hoe verkry ek 'n afstandsmodus en totale uitwissing van Isochrone-pasvorm na CMD? - Sterrekunde

Ons bied 'n nuwe metode aan met behulp van Bayesiaanse skatting om sterre-ouderdomme en hul onsekerhede te bepaal uit waarnemingsdata en teoretiese isochrone. Die resultaat vir 'n individuele ster word verkry as die relatiewe posterior waarskynlikheidsdigtheid as funksie van die ouderdom ("G-funksie"). Hieruit kan die waarskynlikste ouderdoms- en vertrouensintervalle afgelei word. Die ingewikkelde morfologie van isochrones en sterk nie-lineariteite maak die ouderdomsbepaling volgens enige metode moeilik en vatbaar vir statistiese vooroordele, en gevolglik word ouderdomsonsekerhede dikwels in die literatuur onderskat. Uit simulasies vind ons dat die G-funksies 'n algemene, robuuste en betroubare manier bied om ouderdomsinligting te kwantifiseer. Die resultate van ouderdomme is ten minste net so akkuraat as dié wat met konvensionele metodes vir isochrone gepas word, en in sommige gevalle baie beter, veral as die waarnemingsonsekerhede groot is. Ons vind ook dat onopgemerkte binaries oor die algemeen 'n verrassende klein uitwerking op die ouderdomsbepalings het. Vir 'n ster-steekproef kan die individuele G-funksies gekombineer word om die stervormingsgeskiedenis van die populasie af te lei. Dit sal in 'n komende artikel ontwikkel word. Vir 'n ouer populasie word die kombinasie vereenvoudig met die berekening van die produk van die individuele G-funksies, en ons gebruik die metode om die ouderdomme van die twee oop groepe IC 4651 en M 67 te skat, met behulp van Padova-isochrone en fotometriese data uit die literatuur. Vir IC 4651 vind ons 'n geskatte ouderdom van 1,56 ± 0,03 Gyr, met die veronderstelling dat 'n ware afstandsmodus van 9,80 is. Vir M 67 vind ons 4,05 ± 0,05 Gyr vir ware afstandsmodule 9,48. Die klein formele foute van hierdie ouderdomsberamings bevat nie die (veel groter) onsekerhede van kalibrasie- en modelfoute nie, maar illustreer die statistiese krag van die kombinasie van G-funksies. Ons statistiese benadering tot die ouderdomsbepalingprobleem is baie geskik vir die massabehandeling van data wat voortspruit uit grootskaalse opnames soos die Gaia-missie.


Op fisiese parameters vir oop groepe uit 2MASS-data ☆

Die nabye infrarooi-reeks het 'n nuwe venster oopgemaak om sterrepopulasies in die Melkweg, in die plaaslike Groud en daarbuite te bestudeer. Ten spyte van die groot en groeiende gebruik van hierdie data, is onvoldoende pogings aangewend om die sterre fisiese parameters soos ouderdom, rooiheid en afstand te kalibreer. Dit kan ook bereik word deur naby infrarooi en optiese data saam te gebruik. Verder vereis die groot hoeveelhede fotometriese data wat nou en in die komende jare beskikbaar is, die ontwikkeling van outomatiese en statistiese isochrone-toebehore om sulke data te hanteer. Met die oog daarop ontleed ons 2MASS-data om fisiese parameters vir 'n steekproef van 9 oop trosse te bepaal. As eerste stap het ons die ouderdoms-, rooiheids- en afstandwaardes vir elke groep bepaal wat die klassieke isochrone-pasvorm (per oog) toepas. Vervolgens het ons 'n outomatiese prosedure gebruik wat sintetiese kleurgrootte-diagramme met waargenome vergelyk, met behulp van die waarskynlikheidsstatistieke om die beste oplossing te vind. Ons het ook strukturele ontledings van die trosse gedoen met behulp van sterre radiale digtheidsprofiele. Beide klassieke en statistiese isochrone-toebehore het aan die lig gebring dat daar meningsverskil kan bestaan ​​tussen fisiese parameters wat verkry word uit byna-infrarooi-data-analise en die literatuur wat ooreenstem, meestal gebaseer op optiese en UV-data. Wat die waargenome trosstrukture betref, is dit vir die eerste keer bestudeer. Ons het bewyse gevind van verskillende dinamiese stadiums in die steekproef.

Hoogtepunte

► Ons gebruik 2MASS naby infrarooi data om astrofisiese parameters (ouderdom, rooiheid en afstand) vir 9 OC's te bepaal deur middel van kleurgrootte-diagram-ontledings. ► Oplossings van klassieke isochrone-toebehore is gebruik as invoerwaardes vir verfynde outomatiese isochrone-toebehore. ► Die outomatiese prosedure vergelyk sintetiese CMD's met waargenome met behulp van waarskynlikheidsstatistieke. ► Radiale digtheidsprofielontledings het struktuurparameters verskaf wat, in verband met CMD-analises, evolusiestadia afgelei het. ► Sommige naby-infrarooi parameters verskil van die literêre (optiese) parameters.


Hoe verkry ek 'n afstandsmodus en totale uitwissing van Isochrone-pasvorm na CMD? - Sterrekunde

Aan die datering van bolvormig is aan die waarnemingskant 'n kleurgrootte-diagram (CMD) gekorrigeer vir interstellêre rooiheid, 'n kennis van die chemiese samestelling en 'n afstandsmodus vir die groep. Aan die teoretiese kant is isochrone afgelei van sterre evolusionêre spore vir die toepaslike chemiese mengsel. Die evolusiespore word saamgestel met behulp van 'n ster-evolusiekode, wat die evolusie van 'n ster-model met 'n gegewe massa en chemiese samestelling bereken as 'n funksie van die tyd.

Die teoretiese isochrones word bereken in die [log Teff - logL] -vlak, moet na die waargenome CMD omgeskakel word met 'n toepaslike tabel vir kleuromskakeling (of kleurkalibrasie). Hierdie tabel vertaal uit die [log Teff - log g] vlak (die vlak van die atmosfeer van die sterreparameters) vir die samestelling van die groep na die kleursisteem wat vir die waarnemings gebruik is (log g is die oppervlak swaartekrag). Dit is moontlik omdat elke punt langs die teoretiese isochron ooreenstem met 'n unieke stermassa.

Die tradisionele manier om 'n bolvormige groep te dateer, is om die helderheid van die afdraaipunt op die tros CMD (definitief as die blouste of warmste punt naby die afdraai) aan te pas by 'n teoretiese isochroon wat vir die toepaslike chemiese samestelling van die tros afgelei word. Hierdie eenvoudige benadering is tot nou toe geregverdig in die lig van die groot onsekerhede in die data, beide waarnemend en teoreties. Dit is nog steeds die basis van die ouderdomme wat in hierdie referaat aangebied word, en gebruik word in die Monte Carlo-simulasie wat in Afdeling 5 beskryf word. Die buitengewone gehalte van die nuwe HST-data en die ewe merkwaardige vordering in die sterrestruktuurteorie die afgelope paar jaar , sal toenemend gesofistikeerde benaderings in die pasprosedure regverdig (sien 'n stap in hierdie rigting bv. Chaboyer et al. 1996c Rubenstein & Bailyn 1997).

Die V tegniek (Iben en Renzini 1983) maak gebruik van die hoeveelheid V wat die verskil in grootte is tussen die hoofafskakeling en die HB-helderheid in dieselfde kleur. Dit het die voordeel dat dit ongevoelig is vir interstellêre rooiheid. En in sy suiwerste vorm, d.w.s. wanneer dit afhanklik is van teoretiese modelle van die HB om die HB-helderheid in te stel, bied dit direk 'n heeltemal teoretiese kalibrasie vir die bolvormige groepsouderdomme, gegewe 'n chemiese samestelling wat onafhanklik van afstand is. Om hierdie redes en vanweë die gemak daarvan, is die V tegniek, of 'n gewysigde weergawe daarvan, is die afgelope jare dikwels bevoordeel vir ouderdomsbepalings. Die motivering om die V kalibrasie is die bekendstelling van 'n empiriese of semi-empiriese kalibrasie vir die horisontale takligsterkte, eerder as om die teoretiese HB-helderheidskalibrasie te gebruik. Dit is die vorm waarin die V tegniek sal in Afdeling 5 gebruik word. Die metode word in Figuur 3 geïllustreer.

Die (B - V) tegniek (Sarajedini en Demarque 1990), ook geïllustreer in Figuur 3, en 'n soortgelyke tegniek ontwikkel deur VandenBerg et al. (1990), maak gebruik van die kleuromvang van die subreusetak. Dit is baie betroubaar om cmd's van sterretrosse met dieselfde samestelling, maar van verskillende ouderdomme, te vergelyk. Omdat dit sensitiewer is vir die radius evolusie as die V indeks, die (B - V) -indeks bevat aanvullende inligting wat nuttig sal word namate ons vermoë om sterrestrale te bereken, verbeter.

Alhoewel dit 'n ou en fundamentele toets is (Sandage 1953, 1957), was dit in die verlede nog nie moontlik om helderheidsfunksies vir presisiewerk te gebruik nie. Maar daar is onlangs 'n toenemende belangstelling, hoofsaaklik omdat helderheidsfunksies nou betroubaarder en meer tot 'n flou grootte gemeet kan word. In beginsel kan die helderheidsfunksie alleen gebruik word om 'n cluster-ouderdomsberaming op te stel, maar in die praktyk is die beste gebruik van die helderheidsfunksie in samehang met die CMD. Op hierdie manier gebruik, bied die helderheidsfunksie 'n streng toets van sterre evolusietempo's, sowel in helderheid as in kleur.

Van besondere belang is die vergelyking van funksies vir die afskakeling en reuse takligtheid. Bolte (1994) het die helderheidsfunksie van M30 gemeet en gevind dat daar 'n verskil is tussen die evolusietempo's wat deur die teorie voorspel word en die funksie van die helderheid van die groep, maar die probleem word bemoeilik deur dinamiese effekte. Aan die ander kant is getoon dat die bolvormige groep M5, wat 'n meer reguit toets van sterre-evolusie bied, aangesien dit vryer is van dinamiese komplikasies, 'n helderheidsfunksie het in ooreenstemming met standaard-sterre-modelle. In alle gevalle moet spesiale sorg gedra word met volledigheidsregstellings aan die dowwe punt van die helderheidsfunksie, soos blyk uit die onlangse werk van Bromm et al. (1996) en Sandquist et al. (1996).

'N Ander verwante toets van sterre-evolusie is voorgestel deur Jimenez & Padoan (1996), wat gebaseer is op reuse tak-helderheidsfunksies en geskatte HB-massas. Alhoewel so 'n metode in beginsel nie in staat is om presiese absolute ouderdomsbepalings te bepaal nie, lê die waarde daarvan daarin dat dit 'n ander toets van sterre evolusietempo's bied. Toekomstige werk wat die koevert-entropie-funksie in bolvormige trosse betrek, sal addisionele toetse lewer vir die betroubaarheid van sterre modelle vir ouderdomsbepalings (sien Afdeling 6).

HST-waarnemings toon die aanwesigheid van groot getalle binaries in bolvormige trosse (Rubenstein & Bailyn 1996 1997). Studies van spektroskopiese en verduisterende binêre stelsels in sterretrosse hou baie belofte in vir die verbetering van die bepaling van die trosafstand (die grootste bron van foute in die datering van trosse), en die massa-helderheidsverhouding naby die hoofreeks-afskakeling (vgl. Die artikel van Paczynski tydens hierdie simposium ). *****


Effek van binêre breuk op die kleur-grootte-diagram van NGC 1904

Daar is getoon dat die ouderdom van 'n suidelike bolvormige groep in die Melkweg, NGC 1904, groter was as die tipiese ouderdom van die heelal, ongeveer 13,7 Gyr, deur sommige fotometriese studies waarin alle sterre as enkele sterre aangeneem is. Afgesien van die onsekerhede in fotometrie, isochrone en gepaste tegnieke, het die verwaarlosing van binêre sterre die resultaat moontlik verdraai. Ons bestudeer die effek van binêre breuk op die kleurgrootte-diagram (CMD) van NGC 1904, via 'n nuwe instrument vir CMD-studies, ( mathit) ( wiskunde), wat gelyktydig die binêre breuk, ouderdom, metaalagtigheid, afstandsmodus, kleuroorskot, roterende sterfraksie en stervormingsgeskiedenis kan bepaal. Uiteindelik behaal ons die jongste ouderdom van (14.1 pm2.1

mbox) met 'n nul-ouderdom binêre fraksie van 60 persent vir tros NGC 1904. Die resultaat stem ooreen met die ouderdom van die heelal. Alhoewel ons resultaat daarop dui dat binêre fraksie die bepaling van ouderdom effens beïnvloed, kan dit die pas van waargenome CMD, veral blou stralers, verbeter. Dit stel ons voor om die effek van binaries in die studies van sterretrosse te oorweeg.

Dit is 'n voorskou van intekenaarinhoud, toegang via u instelling.


4 STELLARE EVOLUSIONELE MODELLE

Dartmouth Stellar Evolutionary Database (DSED Dotter et al. 2008) 4 en

'N Sak sterre spore en isochrone (BaSTI Pietrinferni et al. 2006). 5

In beide gevalle het ons α-verbeterde ([α / Fe] = + 0,40) isochrone met kanoniese helium (Y ∼ 0.25), metale soos die van HP 1 ([Fe / H] ∼ −1.0), en dek ouderdomme van 10,0 tot 15,0 Gyr in stappe van 0,20 Gyr. DSED- en BaSTI-isochrone is beskikbaar in die ACS / WFC @HST fotometriese stelsel, maar slegs eersgenoemde is deur die oorspronklike ontwikkelaars omgeskakel na die 2MASS fotometriese stelsel. Aan die ander kant is BaSTI NIR-kleure oorspronklik in die Johnson-Cousins-Glass-fotometriese stelsel, sodat hulle eers omgeskakel is na die Bessel & amp Brett (1988) -stelsel en daarna na die 2MASS-fotometriese stelsel met behulp van die transformasies wat in die finale 2MASS-data aangebied word. vrylating. 6

Fig. 6 illustreer die DSED- en BaSTI-isochrone wat in hierdie werk gebruik word, en toon die effek van die ouderdom en die metaalvermoë in die | $ M_> $ | teenoor | $ M_ - M_> $ | en MF606W versus | $ (M_ < rm F606W> - M_>) $ | CMD's. Interpolasies in metallisiteit is uitgevoer om isochrone te bereken met -1,26 ≤ [Fe / H] ≤ −0,86 in stappe van 0,02 dex, wat die akkurate waarde van [Fe / H] = -1,06 ± 0,10 van hoë-resolusie spektroskopie volledig dek. ontleding van Barbuy et al. (2016).

Isochrones van DSED-modelle wat die effek van ouderdom (10.0-15.0 Gyr, vir 'n metallisiteit [Fe / H] = -1,06) en metallisiteit ([Fe / H] = -1,20, -1,06, -0,90, vir 'n ouderdom van 12,5 toon Gyr) in die | $ M_> $ | teenoor | $ M_-M_> $ | CMD (linkerpanele) en in die MF606W versus | $ (M_ < rm F606W> - M_>) $ | (regterpanele) CMD. Alle modelle het [α / Fe] = + 0,40 en kanoniese helium-oorvloed (Y ∼ 0,25). BaSTI-isochrone met die ekstreme ouderdom en [Fe / H] -waardes word ook aangebied (stippellyne).

Isochrones van DSED-modelle wat die effek van ouderdom (10.0-15.0 Gyr, vir 'n metallisiteit [Fe / H] = -1,06) en metallisiteit ([Fe / H] = -1,20, -1,06, -0,90, vir 'n ouderdom van 12,5 toon Gyr) in die | $ M_> $ | teenoor | $ M_-M_> $ | CMD (linkerpanele) en in die MF606W versus | $ (M_ < rm F606W> - M_>) $ | (regterpanele) CMD. Alle modelle het [α / Fe] = + 0,40 en kanoniese helium-oorvloed (Y ∼ 0,25). BaSTI-isochrone met die ekstreme ouderdom en [Fe / H] -waardes word ook aangebied (stippellyne).

Alhoewel die DSED- en BaSTI-modelle skynbaar isochrone produseer wat amper nie onderskeibaar is nie, bied dit effens verskillende ouderdomskale. Anders as die DSED-kode, is die gevolge van atoomdiffusie nie in die BaSTI-kode opgeneem nie. Dit lei tot 'n skynbare oorskatting van die BaSTI-modelle van ongeveer 0,9 Gyr in die eeue in verhouding tot die modelle waar die atoomdiffusie ingesluit is (Cassisi et al. 1998, 1999, en verwysings daarin). In Afdeling 6 behandel ons hierdie kwessie om nie net die sistematiese ouderdomsverskille tussen die BaSTI en DSED te vind nie, maar ook dié in die ander parameters.


CCD UBV fotometriese en Gaia astrometriese studie van agt oop trosse — ASCC 115, Collinder 421, NGC 6793, NGC 7031, NGC 7039, NGC 7086, Roslund 1 en Stock 21

In hierdie studie het ons CCD uitgevoer UBV fotometrie van agt oop trosse, ASCC 115, Collinder 421, NGC 6793, NGC 7031, NGC 7039, NGC 7086, Roslund 1, Stock 21, en het hul rooiery, metaal, afstand, ouderdom en massafunksies bepaal. Ons het nuut gebruik Gaia Data Release 2 (DR2) astrometriese data om sterre van die troslyste van die veldsterre te skei en om presiese strukturele en astrofisiese parameters te verkry. Om klusterlidsterre te identifiseer, het ons 'n lidmaatstoewysingskode (UPMASK) sonder toesig gebruik, wat gebaseer is op die fotometriese en astrometriese gegewens. Die digtheidsverdeling vir die oop trosse pas goed by die empiriese King-model, behalwe dat Roslund 1 en Stock 21 nie die sentrale konsentrasie het nie. Die kleuroortollighede en -metalliteite is afsonderlik afgelei met behulp van (U-B keer B-V ) tweekleurdiagramme. Deur hierdie parameters as konstantes te hou, het ons afstandmodules en ouderdomme van die trosse gelyktydig bereken vanaf (V keer B-V ) en (V keer U-B ) kleurgrootte-diagramme deur gebruik te maak van PARSEC teoretiese isochrone. Neem in ag Gaia DR2 regte bewegingskomponente en parallakses van die lidsterre, het ons ook die gemiddelde bewegings en afstande vir die trosse bereken. Afstande is afgelei van isochrone wat pas by kleurgrootte-diagramme van die trosse en Gaia DR2 trigonometriese parallakses is verenigbaar met mekaar. Die hange van die massafunksies van die agt oop trosse stem goed ooreen met die waarde van Salpeter (Astrophys. J. 121: 161, 1955) van 1,35.

Dit is 'n voorskou van intekenaarinhoud, toegang via u instelling.