Astronomija

Kako dobiti modul udaljenosti i potpuno izumiranje od izohronskog fitinga do CMD-a?

Kako dobiti modul udaljenosti i potpuno izumiranje od izohronskog fitinga do CMD-a?


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.

Ovo je moj prvi post ovdje.

Proučavam sljedeći članak: https://arxiv.org/abs/1901.03574.

Na stranici 5, odjeljak 3.1, autori predstavljaju svoje rezultate koje su dobili izohronskim uklapanjem u CMD dva GC-a o kojima se raspravlja. Moja pitanja su:

  1. Kako mogu saznati modul udaljenosti i ukupno izumiranje $ A_ {F606W} $ samo od armature? Znam da se izohrono postavljanje vrši kada treba procijeniti dob. Da bismo se uklopili, moramo pomaknuti Isochrone i vertikalno (modul udaljenosti?) I vodoravno (višak boje / crvenilo / izumiranje?). Da li je moje razumijevanje tačno?

  2. Kako pretvaraju crvenilo u filtrima u crvenilo u B-V? Koji su tehnički detalji / fizika?

  3. Koja je uloga zakona o izumiranju u dobivanju ovih brojeva?

  4. Na kraju izračunavaju udaljenost, što je jednostavno kada dobijemo modul udaljenosti. Zašto je to udaljenost od Sunca? Jesmo li pretpostavili heliocentrični koordinatni sistem negdje?

Hvala ti.


  1. Izohroni nisu ravne linije u CMD-u. Izumiranje pomiče zvijezde i naprijed (desno) i slabije (dolje) u CMD-u. Okomiti pomak (izumiranje $ A $) je izračunato iz horizontalnog pomaka (crvenila) koristeći zakon izumiranja. (npr. $ A_V = 3,1 E (B-V) $). Efekti izumiranja i udaljenosti (koja zvijezde pomiče samo vertikalno) mogu se stoga razdvojiti. U slučaju rada na koji se referira, globularna jata imaju vodoravnu granu i ogromnu granu. Horizontalni krak je gotovo ... vodoravan, a ogromni krak gotovo vertikalno. To omogućava autorima da budu neovisno osjetljivi na vertikalni i horizontalni pomak izohrona modela, kao što je gore opisano.

  2. +3. U nekoliko radova objavljeni su jednostavni faktor konverzije. Izumiranje ovisi o valnoj duljini, pa je spektar zvijezde oslabljen na način ovisan o valnoj duljini. Crvenilo u bilo kojoj boji (npr. E (BV)) samo je razlika u izumiranju na dvije valne duljine (dobro, treba je integrirati u fotometrijsku opsezi) tj $ A_B - A_V $. Ove razlike u koeficijentima izumiranja mogu se izračunati za bilo koji par traka. Oni ovise o ovisnosti o talasnoj dužini izumiranja, poznatom i kao zakon izumiranja, ali i o unutrašnjem spektru zvijezde (koji se često zanemaruje). Zakoni izumiranja mogu se empirijski odrediti posmatranjem zvijezda s poznatim unutrašnjim spektrom.

'4. Je li važno? Jeste li usporedili parsek s astronomskom jedinicom?


Studija o osnovnim svojstvima otvorenog klastera NGC 6791 na osnovu podataka SDSS-DR8 i 2MASS ☆, ☆☆

Zvjezdani spektroskopski podaci SDSS-DR8 (Osmo objavljivanje podataka Sloan Digital Survey-a) i blisko-infracrveni fotometrijski podaci tačkastih izvora 2MASS (Two Micron All Sky Survey) koriste se za analizu osnovnih parametara otvorenog klastera NGC 6791 Koristeći radijalne brzine 274 zvijezde u regiji jata, izračunavamo vjerovatnoću članstva za svaku zvijezdu metodom maksimalne vjerovatnoće. Na osnovu zvijezda s velikom vjerovatnoćom članstva, izveli smo radijalnu brzinu i obilnost metala klastera koji odgovaraju Vr = −46,4 ± 0,2 km · s −1 i [Fe/H] = 0,32 ± 0,11dex, u dobrom skladu s rezultatima drugih autora na osnovu spektroskopije visoke rezolucije. Koristeći crvene gromade grozda u klasteru kao „standardnu ​​svijeću“, izvukli smo modul apsolutne udaljenosti klastera koji treba biti (mM)0 = 13,02 ± 0,08mag ili 4,02 ± 0,15 kpc na daljinu, u skladu s vrijednostima dobivenim iz armatura glavnog sekvence nekih autora. A naši glavni zaključci su: (1) NGC 6791 je izuzetno bogat metalima (2) Unutar spektralne rezolucije SDSS-a, diskriminirani 87 članova klastera nemaju evidentnu razliku u matalnosti (3) Dobiveni modul udaljenosti nije osjetljiv na dob, razlikovanje metalnosti i prašine, pa je to vrsta pouzdanog neizravnog mjerenja.


Revizija nadole na udaljenost klastera 1806−20 i pripadajućeg magnetara od Gemini Near-Infracrvene spektroskopije

Predstavljamo H- i Kspektroskopija pojasa OB i Wolf-Rayet (WR) pripadnika klastera Mliječni put 1806−20 (G10.0–0.3) kako bi se dobila revidirana udaljenost klastera, relevantna za gigantski odboj iz 2004. (mekog gama repetitora) SGR 1806−20 magnetar. Iz GNIRS (Gemini Near-Infrared Spectrograph) spektroskopije dobivene pomoću Gemini South, četiri kandidirane OB zvijezde potvrđene su kao kasni O / rani B supergiganti, dok podržavamo prethodne klasifikacije srednjih WN i kasnih WC-a za dvije WR zvijezde. Zasnovano na apsolutnom Ks kalibracija magnetske veličine za B supergipove i WR zvijezde i blisku infracrvenu (IR) fotometriju iz NIRI (Near-Infrared Imager) na Gemini North plus arhivske VLT / ISAAC (Very Large Telescope / Infrared Spectrometer And Array Camera) skupove podataka, mi dobiti modul udaljenosti klastera od 14,7 ± 0,35 mag. Poznati zvjezdani sadržaj jata 1806−20 sugerira starost 3-5 godina Myr, iz koje teorijska izohrona odgovara zaključenom modulu udaljenosti od 14,7 ± 0,7 mag. Zajedno, naši rezultati favoriziraju modul udaljenosti od 14,7 ± 0,4 mag (8,7 +1,8 −1.5 kpc) do klastera 1806−20, što je znatno niže od nominalne udaljenosti od 15 kpc do magnetara. Za našu željenu udaljenost, najveća sjaj gigantske baklje iz decembra 2004. godine smanjuje se za faktor od 3 do 7 × 10 46 erg s -1, tako da kontaminacija kratkih izbijanja gama-zraka BATSE (eksperiment praska i prolaznog izvora) ( GRB) iz ogromnih baklji ekstragalaktičkih magnetara smanjuje se na nekoliko procenata. Pretpostavljamo magnetarovu progenitornu masu od ∼48 +20 −8 M , u bliskom suglasju sa nedavno dobijenim magnetarom u Westerlundu 1.


Zaključci

Biće potrebno više podataka i pročišćavanje programa ugradnje kako bi se u potpunosti kvantificirale sve greške u izohronima, ali neki trendovi već postaju vidljivi. Vidljivo je da se izohroni uklapaju u CMD kako izgledaju dobro. Što je još važnije, raspodjela parametara za dob, modul udaljenosti i crvenilo sadržavala je prihvaćenu vrijednost dobro unutar jedne standardne devijacije. To su vrlo dobri rani pokazatelji da će izohroni tačno predvidjeti populacije na osnovu infracrvenih podataka. Korištenje čišćeg skupa podataka, više filtara i procjene više porodica izohrona (Yale-Yonsei, Dartmouth, itd.) Dat će nam veće razumijevanje o tačnosti ovih modela, kao i bolje razumijevanje osnovne fizike potrebne za ispravljanje modeli.


Kako dobiti modul udaljenosti i potpuno izumiranje od izohronskog fitinga do CMD-a? - Astronomija

Predstavljamo novu metodu pomoću Bayesove procjene za određivanje zvjezdanih godina i njihovih nesigurnosti na osnovu podataka promatranja i teorijskih izohrona. Rezultat za pojedinu zvijezdu dobiva se kao relativna stražnja gustina vjerovatnoće kao funkcija starosti („G funkcija“). Iz ovoga se mogu izvesti najvjerovatniji intervali starosti i povjerenja. Isprepletena morfologija izohrona i jake nelinearnosti čine određivanje starosti bilo kojom metodom teškim i podložnim statističkim predrasudama, a kao rezultat toga starosna nesigurnost često je podcijenjena u literaturi. Iz simulacija otkrivamo da G funkcije pružaju općenit, robustan i pouzdan način za kvantificiranje podataka o starosti. Rezultat starosti je barem jednako precizan kao i onaj dobiven konvencionalnim metodama ugradnje izohrona, a u nekim slučajevima i mnogo bolji, posebno kada su nesigurne opservacije velike. Također smo otkrili da neotkriveni binarni faktori, u cjelini, imaju iznenađujuće mali učinak na dobna određenja. Za zvezdani uzorak, pojedinačne G funkcije mogu se kombinovati da bi se izvela istorija formiranja zvezda populacije, što će biti razvijeno u sledećem radu. Za koevalnu populaciju kombinacija pojednostavljuje izračunavanje umnoška pojedinih G funkcija, a mi primjenjujemo tu metodu za procjenu starosti dva otvorena klastera IC 4651 i M 67, koristeći padova izohrone i fotometrijske podatke iz literature. Za IC 4651 nalazimo procijenjenu starost od 1,56 ± 0,03 Gyr, pod pretpostavkom da je pravi modul udaljenosti 9,80. Za M 67 nalazimo 4,05 ± 0,05 Gyr za modul istinske udaljenosti 9,48. Male formalne greške ovih procjena starosti ne uključuju (mnogo veće) nesigurnosti kalibracije i greške modela, ali ilustriraju statističku moć kombiniranja G funkcija. Naš statistički pristup problemu određivanja starosti dobro je pogodan za masovnu obradu podataka proizašlih iz opsežnih istraživanja kao što je misija Gaia.


Na fizičkim parametrima otvorenog klastera iz 2MASS podataka ☆

Bliski infracrveni opseg otvorio je novi prozor za proučavanje zvjezdanih populacija u Galaksiji, u lokalnom Groudu i šire. Uprkos širokoj i rastućoj upotrebi ovih podataka, nisu uloženi dovoljni napori u kalibraciji fizičkih parametara zvijezda kao što su starost, crvenilo i udaljenost. To se takođe može postići zajedničkim korišćenjem infracrvenih i optičkih podataka. Nadalje, ogromne količine fotometrijskih podataka koje su dostupne sada iu narednim godinama, zahtijevaju razvoj automatiziranih i statističkih izohronskih armatura koje će se nositi s takvim podacima. Imajući ovo na umu, analiziramo 2MASS podatke kako bismo odredili fizičke parametre za uzorak od 9 otvorenih klastera. Kao prvi korak, odredili smo dob, crvenilo i vrijednosti udaljenosti za svaku skupinu primjenjujući klasični izohronski fitting (okom). Poslije smo upotrijebili automatizirani postupak koji upoređuje sintetičke dijagrame veličine boje sa posmatranim, koristeći statistiku vjerovatnoće da bi se pronašlo najbolje rješenje. Također smo izvršili strukturne analize klastera koristeći zvjezdane profile radijalne gustine. I klasična i statistička izohronska armatura otkrile su da može doći do neslaganja između fizičkih parametara dobivenih analizom podataka u blizini infracrvene svjetlosti i literature koja odgovara njima, a najviše na osnovu optičkih i UV podataka. Što se tiče uočenih struktura klastera, oni su prvi put proučeni. U uzorku smo pronašli dokaze o raznim dinamičkim fazama.

Izdvajamo

► Koristimo podatke od 2MASS u blizini infracrvene svjetlosti za određivanje astrofizičkih parametara (starost, crvenilo i udaljenost) za 9 OC ​​pomoću analiza dijagrama boje-magnitude. ► Kao ulazne vrijednosti za rafinirane automatizirane izohrone armature korištene su otopine klasičnog izohronskog okovja. ► Automatizirani postupak upoređivao je sintetičke CMD s posmatranim koristeći statistiku vjerovatnoće. ► Analize profila radijalne gustine pružile su strukturne parametre koji su, povezani sa CMD analizama, zaključili o evolucijskim fazama. ► Neki parametri bliskog infracrvenog zračenja razlikuju se od literaturnih (optičkih).


Kako dobiti modul udaljenosti i potpuno izumiranje od izohronskog fitinga do CMD-a? - Astronomija

Globularno datiranje na promatračkoj strani zahtijeva dijagram magnitude boje (CMD) korigiran zbog međuzvjezdanog crvenila, poznavanje hemijskog sastava i modul udaljenosti za nakupinu. S teoretske strane, izohroni su izvedeni iz zvjezdanih evolucijskih tragova za odgovarajuću kemijsku smjesu. Sami evolucijski tragovi konstruirani su pomoću zvjezdanog evolucijskog koda, koji izračunava kao funkciju vremena evoluciju zvjezdanog modela sa zadanom masom i hemijskim sastavom.

Teorijski izohroni, koji su izračunati u [log Teff - logL] ravni, mora se pretvoriti u promatrani CMD s odgovarajućom tablicom pretvorbe boja (ili kalibracije boja). Ova tablica prevodi sa [log Teff - log g] ravan (ravan parametara zvjezdane atmosfere) za sastav klastera na sistem boja koji se koristi za posmatranje (log g je površinska gravitacija). To je moguće jer svaka tačka duž teorijske izohrone odgovara jedinstvenoj zvjezdoj masi.

Tradicionalni način datiranja globularnog klastera je uskladiti osvjetljenost točke skretanja na klasteru CMD (definirati kao najmlađu ili najtopliju tačku u blizini skretanja) teorijskoj izohroni izvedenoj za odgovarajući kemijski sastav klastera. Ovaj jednostavan pristup do sada je bio opravdan s obzirom na velike nesigurnosti u podacima, kako promatračke tako i teorijske. To je i dalje osnova vijeka predstavljenih u ovom radu i korištenih u Monte Carlo simulaciji opisanoj u odjeljku 5. Međutim, izvanredna kvaliteta novih HST podataka i jednako izvanredni koraci u teoriji zvjezdanih struktura u posljednjih nekoliko godina , opravdaće sve sofisticiranije pristupe u postupku ugradnje (korak u ovom smjeru vidi npr. Chaboyer i dr. 1996c Rubenstein i Bailyn 1997).

The V tehnika (Iben i Renzini 1983) koristi količinu V što je razlika u veličini između okretaja glavne sekvence i sjaja HB u istoj boji. Prednost mu je što je neosjetljiv na međuzvjezdano crvenilo. I u svom najčišćem obliku, tj. kada se oslanja na teoretske modele HB za postavljanje HB sjaja, pruža direktno potpuno teoretsku kalibraciju za starost globularnih nakupina, s obzirom na hemijski sastav, koji je neovisan o udaljenosti. Iz ovih razloga i zbog svoje pogodnosti, V tehnika, ili njena modifikovana verzija, posljednjih godina često se preferira za određivanje starosti. Motivacija za izmjenu V kalibracija je uvođenje empirijske ili poluempirijske kalibracije za osvjetljenje horizontalne grane, umjesto korištenja teoretske kalibracije osvjetljenosti HB. Ovo je oblik u kojem V tehnika će se koristiti u odjeljku 5. Metoda je prikazana na slici 3.

The (B - V) tehnika (Sarajedini i Demarque 1990), također ilustrirana na slici 3, i sličnu tehniku ​​koju su razvili VandenBerg i sur. (1990), iskoristite opseg boja subgiantske grane. Najpouzdaniji je za upoređivanje cmd-a zvjezdanih jata istog sastava, ali različite starosti. Jer je osjetljiviji na evoluciju radijusa od V indeks,B - V) indeks sadrži komplementarne informacije, koje će postati korisne kako se poboljšava naša sposobnost izračunavanja zvjezdanih radijusa.

Iako je to stari i temeljni test (Sandage 1953, 1957), u prošlosti nije bilo moguće koristiti funkcije osvjetljenja za precizni rad. Ali u posljednje vrijeme postoji sve veći interes, prije svega zato što se funkcije osvjetljenja sada mogu pouzdanije i potpunije mjeriti do slabih veličina. U principu, sama funkcija osvjetljenja može se koristiti za izvođenje procjene starosti klastera, ali u praksi je najbolja upotreba funkcije osvjetljenja u sprezi s CMD-om. Na ovaj način upotrebljena funkcija osvetljenosti pruža strogi test zvezdanih evolucionih stopa, kako u sjaju, tako i u boji.

Od posebnog interesa je usporedba funkcija svjetline otvora i divovskih grana. Bolte (1994) je izmjerio funkciju osvjetljenja M30 i otkrio nesklad između brzina evolucije predviđene teorijom i funkcije osvjetljenja klastera, ali problem je kompliciran dinamičkim efektima. S druge strane, pokazalo se da globularno jato M5, koje pruža jednostavniji test evolucije zvijezda, jer je oslobođeno dinamičkih komplikacija, ima funkciju osvjetljenja u skladu sa standardnim zvjezdanim modelima. U svim slučajevima, mora se biti posebno oprezan s korekcijama cjelovitosti na blijedom kraju funkcije osvjetljenja, kao što je prikazano u nedavnom radu Bromm i sur. (1996) i Sandquist i sur. (1996).

Još jedan srodni test evolucije zvijezda predložili su Jimenez & Padoan (1996), koji se temelji na funkcijama sjajnosti divovskih grana i procijenjenim HB masama. Iako takva metoda u principu nije u stanju precizno odrediti apsolutnu dob, njena vrijednost leži u tome što nudi drugačiji test zvjezdanih evolucijskih stopa. Budući rad koji uključuje funkciju entropije omotača u kuglastim nakupinama, pružit će dodatne testove pouzdanosti zvjezdanih modela za određivanje starosti (vidjeti Odjeljak 6).

HST-ova zapažanja otkrivaju prisustvo velikog broja binarnih datoteka u globularnim nakupinama (Rubenstein i Bailyn 1996 1997). Studije spektroskopskih i pomračujućih binarnih sistema u zvjezdanim jatima daju veliko obećanje za poboljšanje određivanja udaljenosti klastera (glavni izvor greške u datiranju jata) i odnosa mase i sjaja u blizini skretanja glavne sekvence (usp. Rad Paczynskog na ovom simpozijumu ). *****


Učinak binarne frakcije na dijagram veličine i boje NGC 1904

Neke fotometrijske studije koje su pretpostavljale da su sve zvijezde pojedinačne zvijezde pokazale su da je starost južnog kuglastog jata u Mliječnom putu, NGC 1904, veća od tipične starosti svemira, oko 13,7 Gyr. Pored nesigurnosti u fotometriji, izohronu i tehnici uklapanja, zanemarivanje binarnih zvijezda moglo je narušiti rezultat. Proučavamo učinak binarne frakcije na dijagram boje i magnitude (CMD) NGC 1904, pomoću novog alata za CMD studije, ( mathit) ( mathit), koji istovremeno može odrediti binarnu frakciju, starost, metalnost, modul udaljenosti, višak boje, rotaciju frakcije zvijezde i povijest nastanka zvijezda. Napokon postižemo najmlađu dob od (14.1 pm2.1

mbox) sa binarnim udjelom nulte dobi od 60 posto za klaster NGC 1904. Rezultat je u skladu sa starošću svemira. Iako naš rezultat sugerira da binarna frakcija malo utječe na određivanje starosti, može poboljšati prilagođavanje promatranom CMD-u, posebno plavim rasipnicima. To nam sugerira da uzmemo u obzir učinak binarnih sistema u istraživanjima zvjezdanih jata.

Ovo je pregled sadržaja pretplate, pristup putem vaše institucije.


4 STELLAR EVOLUCIONARNI MODELI

Dartmouthska zvjezdana evolucijska baza podataka (DSED Dotter i dr. 2008) 4 i

Torba zvjezdanih staza i izohrona (BaSTI Pietrinferni i dr. 2006). 5

U oba slučaja pronašli smo α-poboljšane ([α / Fe] = + 0,40) izohrone sa kanonskim helijem (Y. ∼ 0,25), metali slični onome iz HP 1 ([Fe / H] ∼ −1,0), i pokrivaju starost od 10,0 do 15,0 Gyr u koracima od 0,20 Gyr. DSED i BaSTI izohroni dostupni su u ACS / WFC @HST fotometrijski sistem, ali samo su prethodni prvobitni programeri pretvorili u fotometrijski sistem 2MASS. S druge strane, BaSTI NIR boje izvorno su u fotometrijskom sistemu Johnson – Cousins ​​– Glass, pa su prvo pretvorene u sistem Bessel & amp Brett (1988), a zatim u fotometrijski sistem 2MASS koristeći transformacije predstavljene u konačnim podacima o 2MASS pustiti. 6

Slika 6 prikazuje DSED i BaSTI izohrone korištene u ovom radu, pokazujući efekat starosti i metalnosti u | $ M_> $ | naspram | $ M_ - M_> $ | i MF606W naspram | $ (M_ < rm F606W> - M_>) $ | CMD-ovi. Interpolacije u metalnosti izvedene su kako bi se izračunali izohroni sa −1,26 ≤ [Fe / H] ≤ − 0,86 u koracima od 0,02 dex, što u potpunosti pokriva tačnu vrijednost [Fe / H] = −1,06 ± 0,10 iz spektroskopske slike visoke rezolucije analiza Barbuy i sur. (2016).

Izohroni iz DSED modela koji pokazuju učinak starosti (10,0–15,0 Gyr, za metalnost [Fe / H] = −1,06) i metalnost ([Fe / H] = −1,20, −1,06, −0,90 za dob od 12,5 godina Gyr) u | $ M_> $ | naspram | $ M_-M_> $ | CMD (lijevi paneli) i u MF606W naspram | $ (M_ < rm F606W> - M_>) $ | (desni paneli) CMD. Svi modeli imaju [α / Fe] = + 0,40 i kanonsku zastupljenost helija (Y. ∼ 0,25). Također su predstavljeni BaSTI izohroni s ekstremnim godinama i [Fe / H] vrijednostima (isprekidane linije).

Izohroni iz DSED modela koji pokazuju učinak starosti (10,0–15,0 Gyr, za metalnost [Fe / H] = −1,06) i metalnost ([Fe / H] = −1,20, −1,06, −0,90 za dob od 12,5 godina Gyr) u | $ M_> $ | naspram | $ M_-M_> $ | CMD (lijevi paneli) i u MF606W naspram | $ (M_ < rm F606W> - M_>) $ | (desni paneli) CMD. Svi modeli imaju [α / Fe] = + 0,40 i kanonsku zastupljenost helija (Y. ∼ 0,25). Također su predstavljeni BaSTI izohroni s ekstremnim godinama i [Fe / H] vrijednostima (isprekidane linije).

Iako se čini da modeli DSED i BaSTI proizvode izohrone koji se gotovo ne razlikuju, oni imaju malo različite dobne skale. Za razliku od DSED koda, efekti atomske difuzije nisu ugrađeni u BaSTI. To dovodi do očiglednog precjenjivanja u godinama iz BaSTI modela od oko 0,9 Gyr u odnosu na modele gdje je uključena atomska difuzija (Cassisi et al. 1998, 1999, i reference tamo). U odjeljku 6 bavimo se ovim pitanjem kako bismo pronašli ne samo sistematske razlike u godinama između BaSTI i DSED, već i one u ostalim parametrima.


CCD UBV fotometrijska i Gaia astrometrijska studija osam otvorenih klastera - ASCC 115, Collinder 421, NGC 6793, NGC 7031, NGC 7039, NGC 7086, Roslund 1 i zaliha 21

U ovom istraživanju izveli smo CCD UBV fotometrija osam otvorenih nakupina, ASCC 115, Collinder 421, NGC 6793, NGC 7031, NGC 7039, NGC 7086, Roslund 1, dionica 21, i odredio njihovo crvenilo, metalnost, udaljenost, starost i masene funkcije. Koristili smo novo Gaia Podaci o objavljivanju 2 (DR2) astrometrijskih podataka za odvajanje zvijezda člana jata od poljskih zvijezda i dobivanje preciznih strukturnih i astrofizičkih parametara. Da bismo identificirali zvijezde člana klastera koristili smo nenadzirani kod za dodjelu članstva (UPMASK), koji se temelji na fotometrijskim i astrometrijskim podacima. Raspodjela gustine za otvorene klastere dobro se uklapa sa empirijskim Kingovim modelom, osim za Roslund 1 i Stock 21 koji nemaju centralnu koncentraciju. Višak boje i metalnosti odvojeno su izvedeni pomoću (U-B puta B-V ) dijagrama u dvije boje. Zadržavajući ove parametre kao konstante, istovremeno smo izračunali module udaljenosti i starost klastera iz (V puta B-V ) i (V puta U-B ) dijagrama veličine boja koristeći PARSEC teorijske izohrone. Uzimajući u obzir Gaia Komponente pravilnog kretanja DR2 i paralakse zvijezda članova, izračunali smo i srednja kretanja i udaljenosti za nakupine. Udaljenosti izvedene od uklapanja izohrona do dijagrama veličine boja klastera i Gaia Trigonometrijske paralakse DR2 međusobno su kompatibilne. Nagibi masenih funkcija osam otvorenih jata dobro se slažu sa Salpeterovom (Astrophys. J. 121: 161, 1955) vrijednošću 1,35.

Ovo je pregled sadržaja pretplate, pristup putem vaše institucije.


Pogledajte video: SQLite - INNER JOIN Clause (Januar 2023).