الفلك

بدون استخدام المقادير المطلقة أو الأزمنة الزمنية ، كيف يمكننا معرفة عمر النجم وحالته التطورية؟

بدون استخدام المقادير المطلقة أو الأزمنة الزمنية ، كيف يمكننا معرفة عمر النجم وحالته التطورية؟


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.

تتضمن الطرق المعتادة لتقدير الأعمار النجمية تقريب متساوي كرون. يمكن أن يساعد أيضًا في تقدير نصف قطر النجم من خلال ربط حجمه المطلق بدرجة الحرارة الفعالة والمقدار الظاهري. في حالة عدم وجود هذه القياسات أو الملاحظات للتنوع المنذر ، كيف يمكنك تخمين عمر النجم وحالته التطورية؟

بالنظر إلى طيف $ (R gtrsim 50000) $ واحد عالي الدقة كنقطة بياناتك الوحيدة ، ما مدى سهولة استنتاج العمر والحالة التطورية للنجم بدقة؟ على سبيل المثال ، كيف سيختلف الطيف بين قزم أحمر وعملاق أحمر ، وكلاهما $ T _ { mathrm {eff}} = 4000 ~ mathrm {K} $؟ أو بين اثنين من الأقزام الحمراء بعمر 2 دولار ~ mathrm {Gyr} $ و $ 8 ~ mathrm {Gyr} $؟

إجابة جيدة يستطع صف كيف تؤثر الجاذبية السطحية $ ( log g) $ على الخطوط الطيفية (وكيف يرتبط ذلك بالكتلة النجمية ونصف القطر) ، وما هي العناصر التي قد نلاحظها بقوة أكبر في مراحل مختلفة من التطور ، وبعض نتائج الرصد لعلم التزامن الجيرومي.


باختصار: لا يمكنك ذلك.

في الطول: أفضل ما يمكنك فعله هو مطابقة طيفك بمكتبة من الأطياف المعروفة ، والعثور على أفضل تطابق. ولكن لكي تكون هذه الأطياف مفيدة ، عليك أن تحدد أعمارها وكتلها و Y (محتويات الهيليوم) و Z (محتويات المعادن ، أي كل شيء يتجاوز الهيليوم). وأعمارهم تأتي من ... نعم ، متساوي الزمان ، لذلك ستستخدم المتوازنات بشكل غير مباشر.

لذا ، باختصار مرة أخرى ، نعم ، يمكنك تحديد الكتلة والعمر و Y و Z للنجم بطيفه وبدون توازنه المتساوي ، ربما يصل إلى 5٪ من عمر التسلسل الرئيسي أثناء حالة التسلسل الرئيسي (على سبيل المثال 0.5 Gyr لنجم دائم لمدة 10 سنوات مثل شمسنا).

ونعم مرة أخرى ، هذا التطابق في الأطياف يعطي معلومات إضافية مثل جاذبية السطح ، والتي لا تكون مفيدة بحد ذاتها ولكنها تحتاج إلى معرفة مسبقة بالكتلة ونصف القطر.


بالنسبة لبعض العمالقة الحمراء الكبيرة جدًا (وبالتالي الباردة نسبيًا) ، قد تكون قادرًا على التأكد من شيء ما من أطيافها ، حيث تُرى خطوط الانبعاث أحيانًا - وهي عادةً بقع مركزية أكثر إشراقًا تُرى في منتصف خطوط الامتصاص (المعتمة) الطيفية الأكثر شيوعًا - بسبب الحجم الكبير للغيوم الغازية الساخنة (في الواقع!) التي تحيط بالعمالقة. لكن هذا لن يكون طريقة موثوقة لاكتشاف العملاق الأحمر.


لست خبيرًا في الأجواء النجمية ، لذا لدي فكرة محدودة عن كيفية تأثير أشياء مثل $ log g $ على الخطوط. لكني أعمل مع النماذج النجمية ، حتى أتمكن من أخذ طعنة في هذا الجزء.

المبدأ العام هو أن حساب أعمار النماذج النجمية هو نوع من مشكلة التحسين. نقوم بنمذجة هيكل التصميمات الداخلية النجمية من خلال بناء نظام من المعادلات التفاضلية بناءً على بعض الافتراضات البسيطة. (عندما أقوم بتدريس البنية النجمية والتطور ، عادةً ما أوصي بملاحظات المحاضرات الرائعة والمجانية التي كتبها Onno Pols و Jørgen Christensen-Dalsgaard.) تعتمد هذه النماذج على العديد من المعايير. بعضها مألوف: الكتلة والتكوين والعمر. بعض العوامل الأقل شيوعًا: عادةً ما تكون هناك معلمة واحدة على الأقل لكيفية تحديد معلمات الحمل الحراري. على سبيل المثال ال طول الخلط. بعضها منفصل: ما هي بيانات العتامة المستخدمة ، وما هي الوفرة الشمسية التي يتم اختيارها. وبعضها غير مهم نسبيًا: هناك العشرات (أو حتى المئات!) من المعلمات العددية المستخدمة في حل المعادلات.

لنفترض فقط أن لدينا صندوقًا أسود سحريًا يأخذ خمس معلمات - الكتلة والمعدنية الأولية ووفرة الهيليوم الأولية والعمر وطول الخلط - وينتج $ T_ text {eff} $ و $ log g $. ما يتعين علينا القيام به هو تحديد قيم المعلمات لمطابقة الملاحظات ، وهي مشكلة قياسية في التحسين ، أو الاستدلال ، أو تقدير المعلمات ، أو أي شيء تريد تسميته.

ضع في اعتبارك أن العمر هو معيار خاص. توجد طرق لقياس أشياء مثل الكتلة أو نصف القطر أو اللمعان بشكل مباشر نسبيًا. لكن اختيار تسلسل النماذج التي تنتج النجم المناسب يعتمد دائمًا على النماذج النجمية التي تستخدمها في المقام الأول. الأعمار غير مؤكدة بسبب عدم اليقين في الملاحظات ، ولكن أيضًا بسبب عدم اليقين الجوهري في النماذج. على الرغم من أن شيئًا مثل قياس التداخل يمكن أن يعطي نصف قطر مستقل ، إلا أنه يمكننا فقط الحصول على مقاييس غير مباشرة للعمر ، وتحويل هذه القياسات غير المباشرة ل تقدم الأعمار أيضًا عدم اليقين.

الحيلة الآن هي مقدار البيانات التي لديك ...

بالنظر إلى طيف واحد عالي الدقة (R≳50000) كنقطة بياناتك الوحيدة ، ما مدى سهولة استنتاج العمر والحالة التطورية للنجم بدقة؟

سأقول إنه جدا من الصعب الحصول على عمر دقيق (أو حتى دقيق) بمجرّد طيف واحد. حاليًا ، من المحتمل أن يتم استخدام الطيف أولاً لتحديد $ T_ text {eff} $ و $ log g $ ، وبالتالي سيتم استخدام القيم كمدخلات في النموذج النجمي. تذكر: أنا أتحدث عن النماذج الداخلية ، لذلك فهي لا تنتج عادة جو نموذج للمقارنة. لديك بالفعل مشكلة أن هناك معلمات أكثر من ما يمكن ملاحظته. يتم حل هذا من خلال افتراض أن معلمة طول الخلط هي نفسها أفضل القيم المناسبة للشمس (التي لدينا من أجلها كثير مزيد من البيانات) وأن وفرة الهيليوم والمعادن مترابطة. (نسمي هذا ب قانون الإثراء.) هذا يجعل المشكلة قابلة للتتبع ، لأن الطيف عالي الدقة يجب أن يخبرنا أيضًا بالمحتوى المعدني.

إن معرفة الحالة التطورية أسهل ، على ما أعتقد ، لأن جاذبية السطح يجب أن تساعدك على التمييز ، خاصةً في ظل الطيف عالي الدقة. كما قيل ، لست خبيرًا هنا ، وأنا أدرك أن التصنيف الخاطئ يمكن أن يحدث مع قياس الضوء متعدد الألوان ، لكنني لا أتوقع حدوث ذلك مع أطياف عالية الدقة.

إذا كنت ترغب في قراءة المزيد ، فإليك بعض الموارد السريعة التي قد تكون ذات أهمية. أولاً ، ظهرت مؤخرًا بعض ملاحظات المحاضرات حول تحديد الأعمار النجمية على arXiv:

ثانيًا ، يمكنك التلاعب بملفات تعريف الخطوط الاصطناعية وبيانات الغلاف الجوي الأخرى باستخدام تطبيق GrayStar ، وهو تطبيق ويب يحسب بيانات الغلاف الجوي الأساسية. (أنا لست من ذوي الخبرة في ذلك ، لذلك لست متأكدًا تمامًا من كيفية عمله ، ولكن يمكنك اللعب للحصول على المعلومات التي تريدها ، على سبيل المثال ، الفرق بين ملفات تعريف الخطوط في العمالقة والأقزام ، على ما أعتقد.)


أطياف العملاق الأحمر والقزم الأحمر مختلف تماما، لذلك ليس هناك الكثير مما يمكن قوله حول هذا الأمر ، كما أن التمييز بين العمالقة والأقزام أمر بسيط. على سبيل المثال ، الخطوط القلوية تكاد تكون معدومة في العمالقة الحمراء ، لكنها قوية في الأقزام الحمراء. وتتعلق نظرية سبب حدوث ذلك بتوسيع الجاذبية السطحية والضغط. إنها مادة من مواد دورة الدراسات العليا / الجامعية القياسية في الأجواء النجمية ، وليست إجابة SE.

الحقيقة هي أن طيف R = 50000 مع نسبة إشارة إلى ضوضاء مناسبة سيمنحك بسهولة درجة الحرارة (حتى 100 كلفن) ، والجاذبية السطحية (حتى 0.1 ديكس) والمعدنية (حتى 0.05 ديكس) ، بالإضافة إلى مجموعة من العناصر الوفرة الأخرى ( بما في ذلك Li) بدقة تبلغ حوالي 0.1 dex.

ماذا يمكنك أن تفعل هذا:

يمكنك رسم النجمة في مستوي log g مقابل Teff ومقارنتها بخطوط متوازنة نظرية مناسبة لمعدنية النجم. هذا هو أفضل طريقة لتقدير عمر نجم من النوع الشمسي (أو أكثر ضخامة) ، حتى لو لم يكن لديك مسافة وهي الطريقة الأكثر استخدامًا. كيف يعمل هذا وكيف يعتمد بشكل لا لبس فيه على المرحلة التطورية للنجم. بالنسبة للنجوم مثل الشمس ، تحصل على دقة عمرية ربما تبلغ 2 جير. بالنسبة للنجوم ذات الكتلة الأقل ، فهي بالكاد تتحرك أثناء تواجدها في التسلسل الرئيسي في 10Gyr ، لذلك لا يمكنك تقدير العمر مثل هذا إلا إذا كنت تعرف أن الكائن هو نجم تسلسل رئيسي سابق (انظر أدناه).

يمكنك إلقاء نظرة على وفرة Li. تنخفض وفرة Li مع تقدم العمر بالنسبة للنجوم ذات الكتلة الشمسية وما دونها. سيعمل هذا بشكل جيد مع النجوم الشبيهة بالشمس التي تتراوح أعمارها بين 0.3 و 2 جير ونجوم من النوع K من 0.1 إلى 0.5 جير وللأقزام M بين 0.02-0.1 جير - أي في النطاق الذي يبدأ منه Li في النضوب في الفوتوسفير حتى العصر الذي ذهب فيه كل شيء. قد تكون الدقة النموذجية عاملاً من عاملين. تشير وفرة Li العالية في الأقزام K و M عادةً إلى حالة التسلسل الرئيسي المسبق.

علم تزامن الجيروسكوب لا يساعد كثيرًا - فهذا يتطلب فترة دوران. ومع ذلك ، يمكنك استخدام العلاقة بين معدل الدوران (المقاس في الطيف الخاص بك على أنه سرعة الدوران المتوقعة) والعمر. مرة أخرى ، يختلف قابلية التطبيق باختلاف الكتلة ، ولكن بطريقة معاكسة لـ Li. تحافظ الأقزام M على الدوران السريع لفترة أطول من الأقزام الجيولوجية. بالطبع لديك مشكلة زاوية الميل غير المؤكدة.

هذا يقودنا إلى العلاقات بين النشاط والعمر. يمكنك قياس مستويات النشاط المغناطيسي للكروموسفير في الطيف. ثم ادمج هذا مع العلاقات التجريبية بين النشاط والعمر (على سبيل المثال Mamajek & Hillenbrand 2008). يمكن أن يمنحك هذا العمر إلى عامل اثنين للنجوم الأكبر من بضع مئات Myr. مع ذلك ، تمت معايرتها بشكل سيئ للنجوم الأقل كتلة من الشمس. ولكن بشكل عام ، من المرجح أن يكون القزم M الأكثر نشاطًا أصغر من قزم M الأقل نشاطًا. يجب أن تميز بالتأكيد بين قزم 2Gyr و 8Gyr M.

إذا قمت بقياس سرعة خط البصر من طيفك ، يمكن أن يمنحك هذا على الأقل فكرة احتمالية عن السكان النجميين الذي ينتمي إليه النجم. تميل السرعات العالية للإشارة إلى نجم أقدم. سيعمل هذا بشكل أفضل إذا كانت لديك الحركة المناسبة (ويفضل أن تكون المسافة أيضًا ، قم بالتدوير على نتائج Gaia).

وبالمثل ، بالمعنى الاحتمالي ، فإن النجوم ذات اللدونة المنخفضة هي أقدم من النجوم ذات الفلزية العالية. إذا كنت تتحدث عن نجوم يبلغ عمرها 8 سنوات ، فمن المحتمل جدًا أن تكون ذات نسبة معدنية منخفضة.

باختصار. إذا كنت تتحدث عن G-dwarfs ، فيمكنك أن تتقدم في العمر حتى تصل إلى 20٪ بدقة باستخدام log g و Teff من الطيف. بالنسبة للأقزام M ، ما لم تكن محظوظًا بما يكفي للنظر إلى كائن PMS صغير مع Li ، فإن دقتك ستكون قليلة في أحسن الأحوال لجسم فردي ، على الرغم من أن الجمع بين التقديرات الاحتمالية من النشاط والمعدنية والحركية في وقت واحد قد يضيق هذا قليلا.

كإضافة ، سأذكر أيضًا المواعدة بالنظائر المشعة. إذا كان بإمكانك قياس وفرة نظائر U و Th مع عمر نصف طويل ثم عمل بعض التخمينات حول وفرتها الأولية باستخدام عناصر عملية r أخرى كدليل ، فستحصل على تقدير للعمر - "علم الزمن النووي". في الوقت الحالي ، هذه غير دقيقة للغاية - عوامل الاختلافين لنفس النجم اعتمادًا على الأساليب التي تتبناها.

قراءة Soderblom (2013) ؛ جيفريز (2014).

تحرير: منذ أن كتبت هذه الإجابة ، ظهرت طريقة واعدة أخرى على الأقل. اتضح أن وفرة بعض عناصر عملية s (مثل الباريوم والإيتريوم) يتم إثرائها ببطء شديد خلال عمر المجرة (بواسطة رياح النجوم الفرعية العملاقة المتقاربة المحتضرة) ، وببطء أكثر من التخصيب بالحديد وأكثر من ذلك بكثير ببطء من عناصر ألفا مثل Mg و Si. وبالتالي ، فإن قياس الكسور النسبية لهذه العناصر ، مثل [Y / Mg] يمكن أن يعطي العمر لمليار سنة أو نحو ذلك (على سبيل المثال Tucci Maia et al. 2016 ؛ Jofre et al. 2020). ربما تكون هذه الطريقة هي الأفضل للنجوم الشمسية الأقدم من Gyr ، لكنها تظل غير مستكشفة / غير معايرة للنجوم ذات الكتلة الأقل.


بناءً على هذه المقالة ، مع تقدم النجوم في العمر ، فإنها تدور ببطء أكبر. لذلك يمكن تقدير عمر النجوم عن طريق قياس دوران النجوم: النجوم سريعة الدوران تكون فتية بينما النجوم بطيئة الدوران قديمة.


في البحث عن كوكب أفضل من الأرض: أهم المتنافسين لعالم خارق للسكن

Astrobiology Group ، مركز علم الفلك والفيزياء الفلكية ، Technische Universität Berlin ، برلين ، ألمانيا.

GFZ German Research Centre for Geosciences، Section Geomicrobiology، Potsdam، Germany.

Leibniz-Institute of Freshwater Ecology and Inland Fisheries (IGB)، Department of Experimental Limnology، Stechlin، Germany.

كلية البيئة ، جامعة ولاية واشنطن ، بولمان ، واشنطن ، الولايات المتحدة الأمريكية.

معهد ماكس بلانك لأبحاث النظام الشمسي ، جوتنجن ، ألمانيا.

معهد الفيزياء الفلكية ، جامعة جورج أغسطس ، غوتنغن ، ألمانيا.

قسم الفيزياء الفلكية وعلوم الكواكب ، جامعة فيلانوفا ، فيلانوفا ، بنسلفانيا ، الولايات المتحدة الأمريكية.


الملخص

حقيقة أن الأرض تعج بالحياة تجعل من الغريب التساؤل عما إذا كان يمكن أن يكون هناك كواكب أخرى في مجرتنا قد تكون أكثر ملاءمة للحياة. ومع ذلك ، فإن إهمال هذه الفئة المحتملة من الكواكب "الخارقة" يمكن اعتباره تحيزات بشرية ومركزة حول الأرض. الأهم من منظور المراقب الذي يبحث عن الحياة خارج المجموعة الشمسية هو أن مثل هذا البحث قد يتم تنفيذه بشكل أكثر فاعلية مع التركيز على الكواكب الفائقة الصالحة للسكن بدلاً من الكواكب الشبيهة بالأرض. نحن نجادل بأنه يمكن أن تكون هناك مناطق من فضاء المعلمات الفيزيائية الفلكية لأنظمة الكواكب النجمية التي يمكن أن تسمح للكواكب بأن تكون أفضل للحياة من كوكب الأرض. نحن نهدف إلى تحديد هذه المعايير ونطاقاتها المثلى ، وبعضها مدفوع بدوافع فيزيائية فلكية ، بينما يعتمد البعض الآخر على قابلية السكن المتغيرة للتاريخ الطبيعي لكوكبنا. بعض هذه الظروف بعيدة كل البعد عن كونها قابلة للاختبار بالملاحظة على كواكب خارج النظام الشمسي. ومع ذلك ، يمكننا استخلاص قائمة مختصرة من 24 متنافسًا من بين الكواكب الخارجية & gt4000 المعروفة اليوم والتي يمكن أن تكون مرشحة لكوكب خارق للسكن. في الواقع ، نحن نجادل بأنه فيما يتعلق بالبحث عن حياة خارج المجموعة الشمسية ، فإن الكواكب التي يحتمل أن تكون صالحة للسكنى قد تستحق أولوية أعلى لمتابعة عمليات الرصد أكثر من معظم الكواكب الشبيهة بالأرض.


البحث عن ناجين سوبر نوفا

ملاحظة المحرر & # 8217s: Astrobites هي منظمة يديرها طلاب الدراسات العليا والتي تهضم الأدب الفيزيائي الفلكي لطلاب البكالوريوس. كجزء من الشراكة بين AAS و astrobites ، نقوم أحيانًا بإعادة نشر محتوى Astrobites هنا في AAS Nova. نأمل أن تستمتع بهذا المنشور من Astrobites ، ويمكن الاطلاع على النسخة الأصلية في astrobites.org.

لقب: ابحث عن رفقاء الباقين على قيد الحياة من أسلاف بقايا المستعرات الأعظمية الصغيرة من النوع الأول من النوع الأول
المؤلفون: Chuan – Jui Li et al.
مؤسسة المؤلف الأول: جامعة تايوان الوطنية
حالة: مقبول ل أبج

الناجون من النجوم المتفجرة؟

قد يبدو النجاة من المستعر الأعظم جنونًا ، لأن المستعرات الأعظمية (SNe) هي من بين أكثر الأحداث نشاطًا في الفضاء. ينتج النوع Ia SNe عن انفجارات الأقزام البيضاء ، ويمكن لحدث واحد فقط من هذه الأحداث أن يتفوق مؤقتًا على كل شيء. المجرة. فكيف يمكن لأي شيء أن ينجو من مثل هذا الانفجار؟

حسنًا ، هناك نوعان من النوع Ia SNe ، كلاهما ناتج عن وصول الأقزام البيضاء إلى حد كتلة Chandrasekhar - واحد متدهور (SD) ومتدهور مزدوج (DD). DD Type Ia Sne ناتج عن اندماج اثنين من الأقزام البيضاء التي ، عند الاندماج ، سوف تقضي على بعضها البعض وتسبب SN. ومع ذلك ، فإن SD Type Ia SN يتضمن قزمًا أبيض واحدًا فقط. في هذه الحالة ، لا يوجد اندماج بدلاً من ذلك ، فالقزم الأبيض لديه رفيق غير متحلل (ويعرف أيضًا باسم ، وليس قزمًا أبيض) استمد منه كتلة كبيرة جدًا ، مما تسبب في انفجار القزم الأبيض. نظرًا لأن نجمًا واحدًا فقط (يُدعى & # 8220 المولد & # 8221) هو الذي يقوم بالانفجار في سيناريو SD هذا ، فربما يعيش هذا الرفيق طويلاً بما يكفي ليروي قصته ...

الشكل 1: SN 0519–69.0. قام المؤلفون بتركيب غلاف SN في Hα (المأخوذ بواسطة HST) على شكل بيضاوي مميز باللون الأبيض ، مع وجود الصليب الأبيض في مركزه. عند حساب متوسط ​​هذا مع المركز الذي حدده منشور آخر ، يتخذ المؤلفون علامة "x" الحمراء كمركز للانفجار. تحدد الدائرة المتقطعة باللون الأحمر المسافة الهاربة لمرافق MS (0.2 قطعة) والدائرة السماوية تحدد هذه المسافة لرفاق الهيليوم (0.6 قطعة). تشير الدائرة الخضراء إلى نصف قطر البحث عن نجوم الخلفية المأخوذة بين الدوائر السماوية والخضراء. تتوفر في الورقة أرقام مماثلة للمستعرات الأعظمية الأخرى. [لي وآخرون. 2019]

البحث عن رفيق

شرع مؤلفو ورقة اليوم في البحث عن رفقاء محتملين يرقصون حول بقايا SN ، وهي قذائف المواد التي خلفتها انفجارات SN. قد يكون الرفاق المطلوبون ، والذين قد يكونون نجومًا متسلسلاً رئيسيًا (MS) ، أو نجوم عملاقة حمراء ، أو نجوم هيليوم ، قد فقدوا طبقاتهم الخارجية في الانفجار المميت ولكنهم يمكن أن يعيشوا كنواة كثيفة. يجب أن تكون هذه النوى الباقية قابلة للتحديد - فمن المحتمل أنها تتحرك بشكل مختلف نتيجة للانفجار ، ومن المحتمل أن تبدو مختلفة في اللون.

مع العلم أن هذه النوى المصاحبة ستتميز عن نجوم الخلفية ، اختار المؤلفون ثلاثة من بقايا المستعرات الأعظمية من النوع Ia للبحث عن الناجين: SN 0519–69.0 و DEML71 و SN 0548–70.4. نظرًا لأن بقايا SN في مجرتنا قد يكون من الصعب النظر إليها من خلال المستوى المجري ، فإن هذه البقايا تقع جميعها في سحابة ماجلان الكبيرة (LMC). تم فحص أول اثنين من SNe في القائمة من قبل دون حظ ، لكن المؤلفين يأملون أن تلقي بيانات تلسكوب هابل الفضائي الجديدة ضوءًا جديدًا على هذه المناطق من السماء.

يستخدم مؤلفو اليوم هاتين الطريقتين ، تحليل لون وحركة النجوم المحيطة بـ SNe المختار للبحث عن رفقاء أحياء. قبل أن يتمكنوا من القيام بذلك ، يحتاجون إلى تحديد المنطقة المناسبة للبحث.

أين تبحث؟

بقايا SNe لها شكل دائري أو إهليلجي بشكل عام ، حيث تنتشر الصدمة الناتجة عن الانفجار إلى الخارج في جميع الاتجاهات وتتفاعل مع الوسط النجمي. من خلال إيجاد المركز الهندسي للقشرة المرئية للبقايا ، قدر المؤلفون موقع الانفجار (انظر الشكل 1).

إذا نجا نجم من انفجار SN ، فإن سرعته بعد المستعر الأعظم يجب أن تكون مجموع سرعته المدارية وسرعة سرعة انتقال سلفه. حددت الدراسات السابقة السرعة القصوى التي يمكن أن يسافر بها MS أو نجم الهليوم بعد النوع Ia SN. باستخدام هذه السرعات ، يحسب المؤلفون إلى أي مدى يمكن أن ينتقل قلب مصاحب بعيدًا عن مركز SN منذ الانفجار ويضيق بحثهم عن الناجين إلى هذه المنطقة (تسمى & # 8220 مسافة بعيدة & # 8221). وبالطبع ، يجب أن يكون هناك عنصر تحكم - يحدد المؤلفون مجموعة من النجوم الخلفية التي يمكنهم مقارنة الناجين المحتملين بها (انظر الشكلين 1 و 2).

الشكل 2: SN 0519–69.0. النجوم ذات V mag & lt 23.0 (على الأرجح قطع للرفاق المحتملين من Schaefer et al. 2012) التي تقع داخل الحدود الجامحة. يتم تحليل هؤلاء على أنهم ناجون محتملون في مؤامرات CMD و RV. الأحمر لمرض التصلب العصبي المتعدد ، سماوي لنجوم الهليوم. [لي وآخرون. 2019]

الطريقة الأولى: فحص اللون

لفحص لون الناجين المحتملين ، رسم المؤلفون ألوان النجوم والقيم المطلقة على مخطط مفيد للغاية يسمى مخطط اللون والحجم (اسم ذكي ، أليس كذلك؟). تم تضمين جميع الرفقاء المرشحين ونجوم الخلفية في هذه المؤامرات ، بالإضافة إلى العديد من المسارات التطورية & # 8220 ما بعد التأثير & # 8221 (انظر الشكل 3). هذه المسارات هي مجرد مسارات على الرسم البياني تُظهر كيف يجب أن يتغير لون نجم MS أو الهيليوم المصاحب ، بعد انفجار SN ، في اللون (الذي يعتمد على درجة حرارته) والسطوع وفقًا لكتلته الأولية. لذلك ، إذا كان هناك أي رفقاء حقيقيين على قيد الحياة ، فيجب عليهم الاستلقاء على هذه المسارات.

ربما لاحظت أن النجوم العملاقة الحمراء ، على الرغم من كونها نوعًا محتملًا من الرفقاء ، لم يتم تضمينها في البحث حتى هذه النقطة. لسوء الحظ ، لا يمتلك علماء الفلك مسارات تطورية للعمالقة الحمر. المزيد عن سبب كون ذلك مؤسفًا في ثوانٍ فقط.

الشكل 3: CMDs لـ SN 0519–69.0. اليسار: HST المكافئ لـ V مقابل B-V CMD. على اليمين: المكافئ HST لـ I vs V-I CMD. تظهر المسارات التطورية باللون الأخضر ، مع وجود مسارات نجوم الهيليوم على يسار كل رسم بياني. [لي وآخرون. 2019]

الطريقة الثانية: فحص الحركة

الطريقة الثانية لتحديد الرفاق الباقين على قيد الحياة هي فحص السرعة الشعاعية (RV) ، سرعة حركتهم بعيدًا عن الأرض أو باتجاهها. يحتاج علماء الفلك إلى بيانات طيفية للحصول على هذا ، وهو ما يمتلكه المؤلفون فقط من أجل SN 0519–69.0 و DEML71. الآن ، على الرغم من أننا لا نملك فكرة رائعة عما يجب أن يكون عليه RV ، فمن الواضح أنه يجب أن يكون مختلفًا عن RV للنجوم الخلفية غير المشاركة في SNe. ينظر المؤلفون إلى توزيعات RVs للنجوم ذات الصلة (المرشحين أو المرشحين + الخلفية - الشكل 4) لتحديد النجوم التي لديها RVs غير طبيعية ، وتعتبر هؤلاء ناجين مرشحين.

نتائج

الشكل 4: RV للنجوم ذات V mag & lt 21.6 (الحد من المقاسات الطيفية الموثوقة). بالنسبة إلى SN 0519–69.0 ، لم يكن هناك سوى عدد قليل من المرشحين ، لذلك قام المؤلفون بتضمين نجوم الخلفية لتأسيس التوزيع. النجم رقم 5 هو النجم الغريب - فهو لا يتحرك مع بقية المجموعة! مرة أخرى ، نفس الأرقام الخاصة بـ SNe الأخرى متوفرة في الصحيفة. [لي وآخرون. 2019]

SN 0519-69.0: لم يُرجع بحث CMD أي رفقاء محتملين. النجوم داخل نصف القطر الجامح لها ألوان لا تقع على أحد المسارات التطورية المقابلة. ومع ذلك ، يوجد نجم به RV غريب (& gt 2.5 mean بعيدًا عن الوسط) ، كما هو موضح في الشكل 4. يمكن اعتبار هذا النجم الغريب مرشحًا إذا سقط أيضًا على المسارات التطورية ، لكنه لا يفعل ذلك. لماذا تسأل؟ حسنًا ، يبدو أن هذا النجم هو على الأرجح عملاق أحمر ، حيث يقع على الفرع الأحمر العملاق في CMDs. لذلك ، يمكن أن يكون هذا النجم مرشحًا جيدًا ، ولكن يجب تطوير مسارات تطورية العملاق الأحمر حتى يتمكن المؤلفون من تأكيد أي من الاتجاهين (هذا هو الجزء المؤسف).

دل 71: هذا SN لديه قصة مشابهة جدًا لـ SN 0519-69.0. لا يمكن اعتبار أي نجوم مرشحة من CMDs ، ولكن يوجد بالفعل نجم به RV غريب. ومع ذلك ، كما رأينا من قبل ، يبدو أنه عملاق أحمر وبالتالي لا يمكن اعتباره مرشحًا بسبب نقص البيانات النظرية. بوو.

SN 0548-70.4: يُظهر فحص CMDs أن هناك بالفعل نجمًا يقع على أحد المسارات التطورية لمرض التصلب العصبي المتعدد! رائعة! … ولكن انتظر هناك المزيد. لا يظهر هذا النجم على المسارات التطورية لكلا اللونين ، لذلك يظل المؤلفون متشككين - يجب أن يسقط المرشح الحقيقي على المسارات لكل من CMDs. علاوة على ذلك ، فإن الجزء من المسار التطوري هو أن المرشح يفعل تقع على تشير إلى سن فقط

110 سنة. يبلغ عمر بقايا SN هذه حوالي 10000 عام ، لذلك من الواضح أن هذا النجم لا علاقة له بالانفجار ومن المحتمل أنه ليس المرشح الذي يبحث عنه المؤلفون.

كما هو الحال مع جميع العلوم ، لا تزال النتائج الفارغة نتائج. على الرغم من عدم تحديد النوى الباقية ، إلا أن المؤلفين ما زالوا يكتسبون معلومات قيمة - مثل ، نحتاج حقًا إلى بعض المسارات التطورية لما بعد الاصطدام العملاق الأحمر. أو ربما لم تكن SNe هذه كما تبدو إذا كانت نماذج SD و DD مفرطة في التبسيط ، فإن توقعاتنا لها لن تقودنا إلى النجاة من النجوم. تم اقتراح العديد من الأنواع الأخرى من المستعر الأعظم من النوع 1a ، مثل sub- / super-Chandrasekhar أو spin-up / spin-down. بشكل عام ، يعتمد علماء الفلك على النماذج كثيرًا ، نظرًا لأنه لا يمكننا الاستيلاء على نجم. بالمقارنة مع المزيد من النماذج ، سيكون لدينا صورة أفضل للواقع.

نبذة عن الكاتب لورين سجرو:

أنا طالبة دكتوراه في جامعة جورجيا ، وبقدر ما قد يبدو مملًا ، فإنني أدرس الغبار. وهذا يشمل نجوم قرص الحطام وأنواع أخرى من أنظمة النجوم الغريبة والمغبرة. على الرغم من الطبيعة المستهلكة لمدرسة الدراسات العليا ، إلا أنني أستمتع بممارسة اليوغا وأحيانًا المشي لمسافات طويلة أعلى الجبل.


2. الملاحظات وخفض البيانات

تتكون البيانات الضوئية المستخدمة في هذا العمل من سلسلة من الصور العميقة متعددة النطاقات التي تم الحصول عليها باستخدام WFC3 الجديد على متن HST. يتكون WFC3 من كاشفين ، أحدهما مُحسَّن للرصد في نطاق الطول الموجي

1000 نانومتر (قناة UVIS) والأخرى بين

1.7 ميكرومتر (قناة الأشعة تحت الحمراء). يتكون كاشف UVIS من 2k & # x00d7 4K CCDs تغطي مجال رؤية (FoV) من 162 بوصة & # x00d7 162 بوصة بمقياس لوحة 004 بكسل -1. كاشف الأشعة تحت الحمراء هو 1 كيلو واحد & # x00d7 يوفر 1k HgCdTe CCD إجمالي FoV يبلغ 123 بوصة & # x00d7 136 بوصة بدقة بكسل 013. يمكن العثور على وصف أكثر تفصيلاً لـ WFC3 وأدائه الحالي في Wong et al. (2010).

البيانات المستخدمة في هذا العمل هي جزء من ملاحظات ERS 23 التي حصلت عليها لجنة المراقبة العلمية WFC3 لدراسة مناطق تشكل النجوم في المجرات القريبة (رقم معرف البرنامج 11360). تمت ملاحظة NGC 3603 باستخدام قنوات UVIS و IR. في هذا البحث ، نستخدم الصور الملتقطة عبر النطاق العريض F555دبليو و F814دبليو والنطاق الضيق F656N مرشحات لوقت تعريض إجمالي يبلغ 1000 ثانية و 1550 ثانية و 990 ثانية على التوالي. سيتم تقديم مجموعة بيانات IR في ورقة منفصلة (L. Spezzi وآخرون 2010 ، قيد الإعداد).

تم التقاط ثلاث صور بنفس أوقات التعريض تقريبًا مع ثبات بكسل قليل للسماح بإزالة الأشعة الكونية والبكسلات الساخنة وشوائب الكاشف الأخرى. تم إجراء جميع الملاحظات بحيث يكون قلب NGC 3603 تقريبًا في مركز FoV للكاميرا. في الشكل 1 ، نعرض فسيفساء من الصور الموجودة في ملف F555دبليو (اللوحة اليسرى) و F656N (اللوحة اليمنى) مرشحات كما تم الحصول عليها مع حزمة PyRAF / MULTIDRIZZLE.

شكل 1. WFC3 22 & # x00d7 22 صورة فسيفساء في F555دبليو (اللوحة اليسرى) و F656N (اللوحة اليمنى لخط Hα) لمرشحات منطقة تشكل النجوم NGC 3603 كما تم الحصول عليها من خلال حزمة PyRAF / MULTIDRIZZLE. الشمال 30 درجة على يمين الرأسي. الشرق على يسار الشمال.

تم إجراء التحليل الضوئي لمجموعة البيانات بأكملها على الصور ذات المجال المسطح (FLT) من خلال اعتماد الإستراتيجية التالية. تحتاج الصور ، المصححة من أجل التحيز والحقل المسطح ، إلى عامل تصحيح آخر يعتمد على المجال لتحقيق التوحيد في الأعداد المقاسة لكائن عبر الحقل. يتضمن تطبيق التصحيح ببساطة ضرب صور FLT في صور خريطة منطقة البكسل. تم اختيار عدد كبير من النجوم المعزولة والمعرضة جيدًا في كل صورة فوق FoV بأكمله من أجل تصميم وظيفة انتشار النقطة (PSF) بشكل صحيح مع روتين DAOPHOTII / PSF (Stetson 1987). استخدمنا وظيفة تحليلية Gaussian وكان من الضروري وجود جدول بحث من الدرجة الثانية من أجل حساب التباين المكاني في الصور بشكل صحيح.

تم إنشاء القائمة الأولى للنجوم من خلال البحث عن كائنات أعلى من حد الكشف 3σ في كل صورة فردية وتم إجراء تشغيل أولي لتركيب PSF باستخدام DAOPHOTII / ALLSTAR. ثم استخدمنا DAOMATCH و DAOMASTER لمطابقة جميع النجوم في كل شريحة ، بغض النظر عن المرشح ، من أجل الحصول على تحويل إحداثي دقيق بين الإطارات. تم إنشاء قائمة النجوم الرئيسية باستخدام النجوم المكتشفة في F814دبليو النطاق (الأعمق في مجموعة بيانات UVIS) مع ضرورة اكتشاف نجم في صورتين على الأقل من الصور الثلاث في هذا المرشح.

استخدمنا معلمات الحدة (sh) ومربع chi التي قدمتها ALLSTAR لإزالة الاكتشافات الزائفة. لقد تم بالفعل توضيح (انظر ، على سبيل المثال ، Cool et al. 1996 Ascenso et al.2007) أن هذه المعلمات هي أدوات اقتفاء جيدة للجودة الضوئية. باستخدام عينة من النجوم الحقيقية ، وجدنا أن النطاق −0.15 & lt sh & lt 0.15 آمن بدرجة كافية للقضاء على معظم الكائنات الزائفة. تم الحصول على الكتالوج النهائي بعد ذلك عن طريق رفض أي مصدر زائف متبقي (يرتبط في الغالب بقمم انبعاث ساطعة في منطقة H ii وليس بسبب مصادر نقطية) من خلال الفحص البصري للصور المتساقطة. تم استخدام القائمة الرئيسية بعد ذلك كمدخلات لـ ALLFRAME (Stetson 1994) ، والتي تحدد سطوع النجوم في جميع الإطارات في نفس الوقت مع فرض مجموعة واحدة من النقط الوسطى وتحويل واحد بين جميع الصور. تم تطبيع جميع مقادير كل نجم في إطار مرجعي ومتوسطها معًا ، وتم اشتقاق الخطأ الضوئي على أنه الانحراف المعياري للقياسات المتكررة. الكتالوج النهائي لـ UVIS F555دبليو, F656N، و F814دبليو العصابات تحتوي على حوالي 10000 نجمة.

تم إجراء المعايرة الضوئية بعد Kalirai et al. (2009). تم استخدام عينة من النجوم الساطعة المعزولة لتحويل المقادير الآلية إلى فتحة ثابتة تبلغ 04. ثم تم تحويل المقادير إلى نظام VEGAMAG باعتماد نقاط الصفر الاصطناعية لنطاقات UVIS (انظر الجدول 5 من Kalirai وآخرون 2009) . فيما بعد ، سوف نشير إلى المقادير المعايرة كـ الخامس, أنا، و Hα للإشارة مF555دبليو, مF814دبليو، و مF656ن، على التوالى.

تتأثر قناة WFC3 / UVIS بالتشويه الهندسي والتصحيح ضروري من أجل اشتقاق المواضع المطلقة للنجوم الفردية في كل كتالوج بشكل صحيح. استخدمنا معاملات التشويه المشتقة بواسطة Kozhurina-Platais et al. (2009) للحصول على مواضع نجمية نسبية تم تصحيحها من أجل التشويه. ثم استخدمنا النجوم بشكل مشترك بين كتالوجات UVIS و Two Micron All Sky Survey (2MASS) لاشتقاق محلول فلكي والحصول على R.A. المطلق. ورفض. مواقف نجومنا. نجد بقايا منهجية لـ

03 فيما يتعلق بإحداثيات 2MASS.


إذا كان التسلسل مناسبًا.

حسنًا ، نقوم بنشر مدونة قديمة الطراز اليوم ، حيث أعيد سرد إحدى مختبراتي المكتملة مؤخرًا. يأتي جزء المعمل من فصول هذا الفصل الدراسي من مقرر الفيزياء الفلكية. قد يبدو هذا غريبًا بعض الشيء ، لأنه ليس لدينا جميعًا تلسكوبات في مقاعد المختبرات الخاصة بنا.

مرحبًا ، إدوين هابل.
بدلاً من ذلك ، حصلنا على بيانات يجب علينا تحليلها عبر Matlab. ومن المثير للاهتمام ، أن هذا ربما يكون أقرب قليلاً مما يفعله علماء الفلك الحقيقيون ، لأن علم الفلك اليوم أقل تحديقًا من خلال التلسكوب في الساعات الأولى من الليل والمزيد من كتابة الكود لفهم الأرقام المرسلة إليك من مرصد في نيو مكسيكو أو تشيلي أو الفضاء.

مرحبًا ، تلسكوب هابل الفضائي.
لقد قررت إنشاء مدونة لهذا المختبر المحدد لأنني أعتقد أنه يحتوي على أكثر المؤامرات إثارة للاهتمام ، والتي قد تكون مجرد نوع من البيان المطلوب لإبعاد ما تبقى من القراء. على وجه التحديد ، نحن ننظر إلى مخططات Hertzsprung-Russell ، والتي تعد نوعًا غريبًا جدًا من الرسوم البيانية التي يستخدمها علماء الفلك لإرباك الناس العاديين. إليك ما تبدو عليه وفقًا لـ wiki:

شكرا ويكيبيديا.
إذن ، يمثل المحور السيني درجة الحرارة ، ودرجات الحرارة الأعلى إلى اليسار. على المحور ص لدينا لمعان ، والذي يزداد كلما تقدمت. ما يجعل هذه المخططات غريبة هو أنه ليس من الواضح على الفور ما تخبرك به. هل تنظر إلى فئات مختلفة من النجوم؟ نفس النجم في أوقات مختلفة من حياته؟ نجوم على مسافات مختلفة (وبالتالي الأعمار) منتشرة في كل مكان؟ الجواب نعم.

إذا وجهت تلسكوبك نحو السماء ، ووجدت مجموعة من النجوم ، وقمت برسمها على مخطط H-R ، فإن الشيء الوحيد الذي ستعرفه على وجه اليقين هو أنهم ليسوا جميعًا من نفس النجوم. للحصول على معلومات مفيدة من هذا المخطط ، يجب أن تكون محددًا بشأن ما تبحث عنه.

بالنسبة لهذا المعمل ، كنا نبحث في مجموعات النجوم المفتوحة ، وهي مجموعات من النجوم التي تشكلت جميعها من نفس السحابة الجزيئية العملاقة (مصطلح حقيقي). إذا كان هذا صحيحًا ، فيمكنك أن تفترض أن جميع النجوم في العنقود هي تقريبًا نفس العمر وتقريبًا نفس المسافة بعيدًا عنك. إذا قمت برسم كتلة على مخطط HR ، فستظهر ميزة معينة فجأة: هذا الخط القطري الكبير يسمى التسلسل الرئيسي.

من نظريات الفيزياء الفلكية ، نعلم أن النجوم في التسلسل الرئيسي هي تلك التي تحرق الهيدروجين في قلبها. هذا ما يفعله نجمنا وهو ما تفعله معظم النجوم التي ننظر إليها. Eventually, as a star gets older, it burns through all of the available hydrogen in its core and moves off of the main sequence (top right-ish) and becomes a giant of some sort, and then much later stops fusing at all and becomes a stellar remnant like a white dwarf (bottom left-ish).

What the existence of something like the main sequence means is that if a star is burning hydrogen in its core, and it's at some particular temperature T, then it will also be at some particular luminosity L. One demands the other. There is a pretty concrete relationship--for a main sequence star--between its mass, temperature, luminosity, and lifetime. Bigger stars burn brighter and hotter, go through their fuel more quickly, and thus leave the main sequence sooner.

But as I said earlier, if you just point your telescope at a bunch of stars, it's hard to know what you're looking at. In fact, the only information you get from a telescope about a star is how bright it is, and brightness is a result of a star's intrinsic luminosity as well as its distance from you. The farther a way a star is, the dimmer it is. Because of that, you don't always know if you are looking at a bright star far away or a dim star close to you. So how are we able to figure out a star's luminosity and temperature?

By restricting how we look at the star. Another difference between the popular image of astronomers and the reality is that the telescopes astronomers use today don't just indiscriminately collect all the light that hits them. In fact, some telescopes don't collect visible light at all. Some, like the Arecibo Observatory in Puerto Rico or the Very Large Array in Contact, for example, collect radio waves.

From APOD.
These telescopes look very different from visible light telescopes because light at different wavelengths has different properties that determine how that light moves. This necessitates different equipment. You know this just from looking at a prism. We all know a prism splits white light into a rainbow, but the reason it does this is because different wavelengths of light (different colors) bend at different angles depending on the medium they're moving through.

If this has an effect just between different colors of visible light, imagine the effect between visible light and radio waves and x-rays, for example. But at the visible light level, this discrepancy between how light behaves at different wavelengths means that you can collect more accurate information about an object if you look at it through filters that only pass specific ranges of wavelengths. This way you can calibrate your machinery just for those wavelengths and not worry about anything else.

There are a lot of filters astronomers use to look at stars. For this lab, we looked at stars through B and V filters, which eye-rollingly stand for blue and visible filters. It's enough to know that the B filter looks at bluer (shorter wavelength) light and the V filter looks at redder (longer wavelength) light. If a star is brighter in the B filter than the V filter, this corresponds to a hotter star. That's because stars roughly follow Wien's law, which says that a blackbody's peak wavelength--the wavelength at which it emits the most light--is inversely proportional to its temperature. So the more light at shorter wavelengths, the higher the temperature.

This observation lets us construct a particular H-R diagram called a Color-Magnitude diagram. For boring and annoying reasons (blame Hipparchus), astronomers measure the brightness of objects with the magnitude system, where smaller values represent brighter objects. For our CMD, the y-axis is the magnitude of light coming through the V filter (so higher on the graph is brighter, which means lower magnitudes). The x-axis, which is supposed to be temperature, is instead the quantity B-V.

Recall, if there's more blue light than red light, the star is hotter. More blue light means a lower B magnitude than V magnitude, which means hot stars will have a low B-V. Since temperature is plotted from hot to cold on the H-R diagram, this means we go from low B-V to high B-V on the x-axis.

So now we are plotting the B and V filter magnitudes of stars in the cluster M41, which we're assuming are all roughly the same age and distance from us. Here's the plot:

Hey, that looks kind of similar to wiki's H-R diagram! There's a clearly visible main sequence starting in the top left and moving down and to the right, and then there's a weird branch in the middle. Those are giants of some variety or another that have turned off of the main sequence. We can predict that this is a relatively young star cluster because it doesn't seem to have much in the way of stellar remnants (stars below the main sequence). What else can this CMD tell us?

For the purposes of the lab, we engaged in a process known as main sequence fitting that lets us figure out the age of and distance to a cluster.

As I mentioned earlier, brighter, hotter stars burn faster than dimmer, cooler stars they leave the main sequence more quickly. So if all of the stars in a cluster form at roughly the same time, this means young clusters will have a pretty even spread of hot and cool stars, but old clusters will mostly have cool stars, because the hot stars will have stopped burning long ago. On an H-R diagram, this means that the main sequence of a cluster will slowly shrink over time, beginning with the stars in the top left. So where the main sequence ends, called the turn off point, corresponds to the youngest age a cluster could be. If it were any younger, then you would see hotter, shorter-lived stars farther up the main sequence.

This can be taken a step further. Through stellar evolution models (produced by computer simulations), you can plot the absolute magnitudes of various types of stars at a particular age. These models are called isochrones, because they show you a line of stars at a constant age. If you can match the features of your isochrone (such as the turn off point) to the features of your real cluster, you can date the cluster. In our lab, we had isochrones ranging from 100 million years old to 11 billion years old.

So let's date M41. First, let's compare it to the 11 billion year old isochrone (in red).

As you can see, this clearly doesn't fit. It's way farther to the right and way higher up than M41. But let's think about something for a moment. Being way farther to the right means it only has cold stars, which are old stars. We predicted above, because of the lack of stellar remnants, that M41 was probably young, so this makes sense.

By why is the isochrone so much brighter than M41? Here we can be fooled. We are seeing the cluster as bright as our telescopes see it, but the isochrone is a computer model which plots stars as bright as they would be if they were 10 parsecs (about 32.6 lightyears) away. Something seen at 10 pc is said to be seen at "absolute magnitude" for uninteresting historical reasons. If we were to adjust the magnitude of the isochrone, moving it up and down the y-axis, then we would also be adjusting the distance at which we saw it--the farther down the y-axis, the higher the magnitude, the dimmer the isochrone, the farther away it is.

We won't bother with that here, because this isochrone is obviously too old for our cluster. With some fiddling, we can find an isochrone that does fit. Specifically, the 300 million year isochrone.

This looks to have the right shape but is way too bright. So we know that our cluster is farther away than 10 pc. If we adjust the magnitude of our isochrone, we can get a better fit.

This isn't perfect, but the very nice alignment with the main sequence is encouraging. To get this match, we adjusted the magnitude of the isochrone by 9.2, which doesn't mean anything to anybody not steeped in dreadfully tedious astrometrics.

People steeped in dreadfully tedious astrometrics.
But here's the gist. Magnitude is a logarithmic scale, which in this case means that increasing the magnitude of an object by 5 decreases the brightness by a factor of 100. Because light gets dimmer with the square of your distance from it, an object 100 times dimmer is 10 times farther away. Doing the math, this means a 9.2 magnitude difference works out to the cluster being 69 times farther away than the isochrone, or 690 parsecs from us.

Looking up M41 on wiki (reliable?), it gives a distance of 710 parsecs and and age of 190 to 240 million years old. Not bad.

We then did the same thing for cluster M67. With many more stellar remnants (bottom-left), it looks like M67 is probably older.

After another round of main sequence fitting, this is our closest match.

An isochrone 3.5 billion years old with a distance modulus of 9.7, corresponding to 870 parsecs. Wiki says M67 is 3.2-5 billion years old and 800-900 parsecs away. Again, not bad. In fact, a better fit.

So that's main sequence fitting, one rung in the cosmic distance ladder (real term) astronomers use to show us how insignificant we are (by demonstrating the vast scale of the universe).


Impact of Distance Determinations on Galactic Structure. II. Old Tracers

Here we review the efforts of a number of recent results that use old tracers to understand the build up of the Galaxy. Details that lead directly to using these old tracers to measure distances are discussed. We concentrate on the following: (1) the structure and evolution of the Galactic bulge and inner Galaxy constrained from the dynamics of individual stars residing therein (2) the spatial structure of the old Galactic bulge through photometric observations of RR Lyrae-type stars (3) the three-dimensional structure, stellar density, mass, chemical composition, and age of the Milky Way bulge as traced by its old stellar populations (4) an overview of RR Lyrae stars known in the ultra-faint dwarfs and their relation to the Galactic halo and (5) different approaches for estimating absolute and relative cluster ages.

This is a preview of subscription content, access via your institution.


Θ Aqr (Ancha)

1 Å FWHMand at an original dispersion of 0.44 Å pixel-1. For885 stars we have complete spectra over the entire 3460 to 9464 Åwavelength region (neglecting small gaps of less than 50 Å), andpartial spectral coverage for the remaining stars. The 1273 stars havebeen selected to provide broad coverage of the atmospheric parametersTeff, logg, and [Fe/H], as well as spectral type. The goal ofthe project is to provide a comprehensive library of stellar spectra foruse in the automated classification of stellar and galaxy spectra and ingalaxy population synthesis. In this paper we discuss thecharacteristics of the spectral library, viz., details of theobservations, data reduction procedures, and selection of stars. We alsopresent a few illustrations of the quality and information available inthe spectra. The first version of the complete spectral library is nowpublicly available from the National Optical Astronomy Observatory(NOAO) via ftp and http.

20 red clump giants in a Baade'swindow field with a mean metallicity of [Fe/H]=-0.17+/-0.09 dex, whichis nearly identical to that of the Hipparcos red clump. Assuming thatthe average (V-I)0 and (V-K)0 colors of these twored clumps are the same, the extinctions in the Baade's window field arefound to be AV=1.56, AI=0.87, andAK=0.15, in agreement with previous estimates. We derive thedistance to the Galactic center: (m-M)0=14.58+/-0.11 mag, orR=8.24+/-0.42 kpc. The uncertainty in this distance measurement isdominated by the small number of Baade's window red clump giantsexamined here.

vrot2 law followed by main-sequence stars. Ourresults are interpreted in terms of a magnetic dynamo whose efficiencydepends on the stellar evolutionary state through the mass-dependentchanges of the stellar internal structure, including the properties ofenvelope convection and the internal rotation profile.

1700 K for thepolar spot, and 1300+/-300(rms) K for the polar-spot appendages. Thelifetime of some of the low-latitude spots was found to be as short asone month or even less. The lifetime of the polar spot and most of itsvery cool appendages must exceed the time of our observations, i.e. 9years or approximately 1000 stellar rotations, and could be as long as12 years since its discovery by Vogt in 1985. Two consecutive Dopplermaps in 1989 show no evidence for differential surface rotation, nor isthere substantial evidence for the existence of active longitudes in anyof our five images. Instead, we suspect that most of the timevariability of the surface features on HD 199178 is short term andpossibly chaotic in origin. We conclude that spot lifetimes estimatedfrom the timing of light-curve minima could lead to grosslyoverestimated lifetimes of individual spots. With the aid of our opticalspectra and the Hipparcos parallax, we redetermine the absolute stellarparameters of HD 199178 and confirm it to be a single G5III-IV star andfind 1.65 M_sun and 11 L_sun with T_eff

5450 K, log g=2.5, and solarabundances.

4000 K, which is better defined for giants than fordwarfs (Tripicchio et al. 1997). The fit of the observed K I equivalentwidths by means of a NLTE spectral line synthesis using conventionalbackground opacity shows that, for dwarf stars, the adopted modelsoverestimate the observed WK for temperatures


Extrasolar Planets

3.2 Planets Around Sun-like Stars: The Success of the Radial Velocity Technique

In fall 1995, the astronomical community, as well as the public, was stunned by the announcement of the discovery of the first extrasolar planet around a Sun-like star. Precise radial velocity measurements of the Sun-like star 51 Pegasi revealed a periodic variation of 4.2 days and an amplitude consistent with an م sin أنا = 0.5 Jupiter mass companion ( Figure 45.3 ). The minimum mass of the object firmly places this companion into the gas giant planet mass range. The detection was achieved by precise data from a stabilized spectrograph at the Haute-Provence Observatory in France.

FIGURE 45.3 . The radial velocity measurements (dots with error bars) of the solartype star 51 Pegasi phased to the orbital period of its planetary companion. The sinusoidal variation is caused by a companion with م sin أنا = 0.5 Jupiter masses in a circular orbit with أ = 0.05 AU and an orbital period of 4.2 days.

Reproduced with permission from Nature.

The extremely short orbital period and small orbital separation of 0.05 AU of the proposed planet, named 51 Peg b, were surprising in many ways, and alternative explanations for the radial velocity modulation were put forward. Stars more evolved than the Sun show similar variability, which is caused by pulsations rather than by Keplerian motion. But 51 Peg passed every test for this type of variability, and soon the claim of having found the very first planet orbiting a “normal” star was generally accepted.

The planet 51 Peg b represents the prototype of a new class of planets that soon emerged from the results of the radial velocity surveys, the hot Jupiters. Because of their close proximity to the host star, these gas giant planets have estimated upper atmosphere temperatures of more than 1000 K.

In the 2 years following the discovery of 51 Peg, astronomers from the United States announced the discovery of seven more extrasolar planets orbiting Sun-like stars. All these detections were based on years of precise radial velocity measurements of these stars using telescopes and spectrographs at Lick, McDonald, and Whipple Observatories. Table 45.2 lists the first eight extrasolar planets discovered by the radial velocity technique along with their orbital characteristics. In 1999, the teams of Lick and Whipple Observatory Doppler surveys announced the discovery of the first extrasolar multiplanetary system around a Sun-like star. The radial velocities of υ Andromedae deviated progressively from the originally derived, single-planet velocity curve, and with the additional years of data it became apparent that a triple Keplerian model is required to describe the complex reflex motion of this star. In addition to the previously found hot Jupiter, this system contains two more giant planets with م sin أنا = 1.89 and 3.75 Jupiter masses at separations of 0.8 and 2.53 AU. Also their orbits have significantly nonzero eccentricities (0.28 and 0.27), making this system again quite different from our solar system.

TABLE 45.2 . The First Eight Radial Velocity Planets

Starم sin أنا (Jupiter mass)Orbital Period, P (days)أ (AU)Eccentricity, ه
51 Peg0.54.20.050
70 Vir7.41170.480.4
47 UMa2.510892.090.06
ρ 1 Cancri0.8414.70.120.02
τ Boo4.133.30.050.01
υ And0.694.620.060.012
16 Cyg B1.697991.670.67
ρ Crb1.1139.90.230.13

Over the following decade, the radial velocity technique demonstrated its effectiveness in detecting numerous giant planets and nearly a 100 multiplanet systems around nearby stars. At the time of this writing, more than 500 planetary companions in nearly 400 systems were found by the cumulative effort of several radial velocity surveys operating in both hemispheres. The most successful programs were using the 10-m Keck telescope and the High Resolution Echelle Spectrometer (HIRES) spectrograph in Hawaii and the CORALIE and High Accuracy Radial velocity Planet Searcher (HARPS) instruments at La Silla Observatory in Chile. Many characteristics of extrasolar planetary systems detected by radial velocity surveys differ significantly from the planets in our solar system.

One of major difference with the giant planets in the solar system is the very small separation where the radial velocity method detected extrasolar planets. These small orbital separations (∼0.04 AU for a hot Jupiter) are difficult to reconcile with current models of the formation of gas giant planets. In the classical “core accretion” model of planet formation, gas giants form most easily near (and beyond) the so-called “ice line” in the protoplanetary nebula. The ice line is the distance from the star where the temperatures in the nebula drop low enough so that ices can condense out of the gas. This leads to an increase in the surface density of condensed material and allows the formation of massive cores (mixed with rocky material and dust grains) onto which nebula gas can accrete. It was therefore commonly expected to find gas giants only at large orbital separations similar to our Jupiter at 5 AU and more. It appears that, in most cases of the observed extrasolar giant planets, moderate to massive orbital migration has occurred, which moved the planets from the place where they formed to their current location close to the star.

Another remarkable difference is the abundance of moderate to high orbital eccentricities (ه) of radial velocity planets. Most of them have more elongated orbits than the planets in our solar system. The eccentricities are distributed quite uniformly and are practically indistinguishable from the eccentricity distribution of stellar binaries, especially for planets at larger separations. The hot Jupiters all have ه = 0 (or close to 0) because tidal forces between the star and the planet at these small distances tend to circularize the orbit on much shorter timescales than the typical lifetime of the star. The origin of the nonzero eccentricities is not well understood possible explanations are a more dynamic formation history than in the case of the solar system, in which mutual dynamical interaction between planet embryos pumped up their eccentricities. Also, planet/disk interactions and gravitational perturbation by stellar companions and planet–planet scattering are possible causes of high eccentricity.

About a quarter of the planetary systems detected by the radial velocity method are multiple systems. Some of the orbits in these multiple systems show clear evidence for mean-motion resonances. A mean-motion resonance exists if the ratio of the orbital periods of the two objects are commensurable (equal to the ratios of two integers, e.g. 2:1 or 5:3). This could be explained by the early dynamical evolution of these systems where migration captured the planets in resonances, similar to the resonance belt in the Kuiper belt. A certain number of multiple systems were found to have orbits just near mean-motion resonances but exactly in a resonant configuration.

The overall mass function of radial velocity planets showed a steep rise toward masses of 1 Jupiter mass or less. Thus, although less massive planets are much harder (or impossible) to detect by the radial velocity technique, we expected them to be quite frequent. On the other hand, very massive objects with masses of 10–20 Jupiter masses are very easy to detect with the radial velocity method and therefore seem to be quite rare.

About 10% of the stars surveyed by long-term radial velocity programs have detectable giant planets. The majority of these planets orbit stars of similar spectral type (i.e. effective temperature and mass) as the Sun. They usually have orbital separations less than 5 AU in fact, about half of them reside within 1 AU from their host star. But these results also reflect strong observational biases.

As already mentioned, the radial velocity technique is more sensitive to close-in planets, and it takes a monitoring timescale of over a decade to discover planets beyond 5 AU. Also, stars hotter and more massive than the Sun are not suitable for the radial velocity technique because they tend to have higher rotation rates and much fewer spectral features, which can be used to measure the velocity. Stars less massive than the Sun are intrinsically fainter, and large-aperture telescopes are needed to collect enough photons to ensure a sufficient data quality. Therefore, combined with the prior knowledge that at least one solartype star, our Sun, produced a planetary system, early radial velocity surveys traditionally focused on Sun-like stars. As radial velocity programs extend their time baselines and expanded their target samples to fainter and lower as higher mass stars, these initial observational biases became somewhat less important.

Main sequence stars with the spectral classification M (“M dwarfs”) are smaller and fainter than the Sun. They have masses ranging from roughly 55% to about 0.8% solar masses. Despite the fact that M dwarfs comprise the majority of stars in our galaxy, they formed only subsets in the large target samples of radial velocity surveys, due to their faintness. Based on the data accumulated for a few hundred M dwarfs (compared to >1500 solartype stars) it seems that they host fewer giant planets with small orbital separations than Sun-like stars. This could indicate that the formation efficiency of giant planets is really a function of disk mass, as the protoplanetary disks around M dwarfs are presumably less massive than for bigger stars. But a few systems with M dwarf giant planets have been discovered. The star Gliese 876 was found to have a planetary system of two Jupiter-type companions in a 2:1 mean-motion resonance with periods of 30.12 and 61.02 days. More recently, a third lower mass planet with a 120-day orbit was detected in this system. With this additional third planet (which is also in resonance) the Gliese 876 system now resembles the resonance configuration of the Galilean satellites, Io, Europa, and Ganymede. Studies have also shown that this system is dynamically full, which means that no other planet can exist in this system (the same is true for the solar system). Because of its close proximity to the Sun (15 light years), Gliese 876 is an ideal target for astrometric follow-up. In 2002, highly precise measurements obtained with the Fine Guidance Sensors on board the HST successfully revealed the astrometric signature of the 60-day planet. By combining the ground-based radial velocity data with the space-based astrometric data, a true mass of 1.9 Jupiter masses was determined for this planet. Another interesting multiplanet system containing several low-mass planets was discovered orbiting the nearby M dwarf Gliese 581 (this system will be discussed in Section 3.2.1 )

The radial velocity technique was also used to detect many planets orbiting giant stars. Giants stars are more evolved than solartype stars, and their cooler atmospheres have a spectral signature rich in absorption lines. These stars are thus suitable targets for the radial velocity technique. The progenitor stars (i.e. before they evolve into their current giant status) of most giant stars are more massive than the Sun and the successful detection of planetary companions around them is evidence that planet formation can also occur around more massive stars. This is not a big surprise because several dense dust disks have already been observed around progenitor stars. We shall also see later that the first massive planets were imaged around stars more massive than the Sun (Section 3.3.2 ).

Another interesting correlation for solartype stars (with spectral types of F, G and K) emerged from the radial velocity results: their detectability is a strong function of the metallicity of the host star. Astronomers call every element heavier than helium a metal. Stellar metallicity thus means the abundance of all chemical elements in a star besides hydrogen and helium. In general, the element used for the metallicity determination is iron. By measuring the stellar metal content, we can probe the primordial chemical composition of the gas and dust cloud, out of which the star (and presumably its companions) has formed. It was found that the mean value of the metallicity distribution of planet host stars is offset with respect to the mean metallicity of stars in the solar neighborhood. On average, giant planets are more frequently detected around host stars that have a higher iron to hydrogen abundance ratio ([Fe/H]) than the solar neighborhood mean [Fe/H] value. This can be seen as evidence for the core accretion model for the formation of gas giants. The efficiency of this model is sensitive to the abundance of heavier elements in the protoplanetary disk (more heavy elements → more efficient core formation → more gas giants). Alternatively, this might also be regarded as evidence that orbital migration is a function of the metal content of the planet-forming disk, because close-in planets are easier and faster to detect by radial velocity surveys.

3.2.1 Hot Neptunes & Super-Earths

In 2004, the first radial velocity planets with masses below the gas giant range were discovered. These planets have م sin أنا values comparable to the masses of the icy giants of our solar system, Uranus and Neptune (14 and 17 Earth masses). Their very short orbital periods give detectable radial velocity signals despite their low mass. Thus, they have been dubbed hot Neptunes. One of the very first hot Neptunes that were found orbits the M dwarf star Gliese 436. Although the planet has only a minimum mass of 21 Earth masses, it induces an Radio Velocity (RV) perturbation in its host star because the star is much less massive than a solartype star.

With further improvement of the precision of radial velocity measurements to the submeter per second level, it was just a matter of time that the first planets with minimum masses approaching the mass of Earth were found. Planets that have a minimum mass below 10 Earth masses are called “super-Earths”. Very precise RV programs have detected several of these low-mass planets in the solar neighborhood, most of them with short orbital periods. One of the most interesting systems that was found orbits another M dwarf: Gliese 581. This system consists of one hot Neptune, and at least two, if not three more, super-Earths. The existence of an additional fifth planet in this system is still controversial. In 2012, the detection of a planet with a minimum mass of only 1.1 Earth masses in a 3.2-day orbit around our close neighbor alpha Centauri B was announced. The detection is based on 4 years of radial velocity measurements of this star using the HARPS spectrograph. After a complex procedure to account and compensate for the signals introduced by the star itself, a weak 3.2 residual signal was found that the discovery team attribute to a very low mass planet orbiting our neighboring star. This, of course, would be the nearest exoplanet detected so far, and also one with the lowest mass. This important result clearly needs confirmation by other groups. Indeed, an independent analysis that used the same data set calls this planet into question.


Without using absolute magnitudes or isochrones, how might we tell a star's age and evolutionary status? - الفلك

Публикации по объекту

2.3dwide in declination that spans

165° in right ascension and lie

60 kpc from the Sun. Away from the major overdensities, thedistribution of these stars is adequately fitted by a smooth halo model,in which the flattening of the halo decreases with increasinggalactocentric distance (as reported by Preston et al.). This model wasused to estimate the ``background'' of RRLSs on which the halooverdensities are overlaid. A procedure was developed for recognizinggroups of stars that constitute significant overdensities with respectto this background. To test this procedure, a Monte Carlo routine wasused to make artificial RRLS surveys that follow the smooth halo modelbut with Poisson-distributed noise in the numbers of RRLSs and, withinlimits, random variations in the positions and magnitudes of theartificial stars. The 104 artificial surveys created by thisroutine were examined for significant groups in exactly the same way asthe QUEST survey. These calculations provided estimates of thefrequencies with which random fluctuations produce significant groups.In the QUEST survey there are six significant overdensities that containsix or more stars and several smaller ones. The small ones and possiblyone or two of the larger ones may be artifacts of statisticalfluctuations, and they need to be confirmed by measurements of radialvelocity and/or proper motion. The most prominent groups are thenorthern stream from the Sagittarius dwarf spheroidal galaxy and a largegroup in Virgo, formerly known as the ``12.4 hr clump,'' which Duffauand coworkers have recently shown to contain a stellar stream (the Virgostellar stream). Two other groups lie in the direction of the Monocerosstream and at approximately the right distance for membership. Anothergroup is related to the globular cluster Palomar 5.

0.4 mag brighter than the calibrationequation predicts is from the unusually long periods for givenamplitudes at their high metallicities of [Fe/H]

-0.5. Allsecond-parameter clusters are believed to violate the equation, but lessseverely than these two extreme examples. An additional complication inusing RRL stars as distance indicators at the 0.1 mag level is shown bythe difference of ΔlogP=0.029+/-0.007 in the position of theenvelope locus at the shortest periods for the observedperiod-metallicity correlation between the field and cluster variables.The field variables have shorter periods than cluster variables at theenvelope. This requires the cluster RRL stars to be 0.09 mag brighterthan the field variables at the same temperature and mass, or to have atemperature difference of ΔlogTe=0.008 at fixedluminosity and mass. The field and cluster variables also differ in thenear absence of cluster RR Lyrae stars in the -1.7>[Fe/H]>-2.0metallicity interval, whereas the field variables show no such gap. Atest is proposed for different origins for the field and the clustervariables by comparing the morphology of the HBs in the local dwarfspheroidal galaxies with that in the Galactic globular clusters in theinner halo and by relating the differences with the relevantsecond-parameter indicators.

-1.7 dex on the 1997 metallicity scale of Carrettaand Gratton for Carina. The formal FWHM of the metallicity distributionfunction is 0.92 dex, while the full range of metallicities is found tospan approximately -3.0 dex

43 000) abundance analysis of a totalof nine stars in three of the five globular clusters associated with thenearby Fornax dwarf spheroidal galaxy. These three clusters (1, 2 and 3)trace the oldest, most metal-poor stellar populations in Fornax. Wedetermine abundances of O, Mg, Ca, Ti, Cr, Mn, Fe, Ni, Zn, Y, Ba, Nd andEu in most of these stars, and for some stars also Mn and La. Wedemonstrate that classical indirect methods (isochrone fitting andintegrated spectra) of metallicity determination lead to values of[Fe/H] which are 0.3 to 0.5 dex too high, and that this is primarily dueto the underlying reference calibration typically used by these studies.We show that Cluster 1, with [Fe /H] = -2.5, now holds the record forthe lowest metallicity globular cluster. We also measure anover-abundance of Eu in Cluster 3 stars that has only been previouslydetected in a subgroup of stars in M 15. We find that the Fornaxglobular cluster properties are a global match to what is found in theirGalactic counterparts including deep mixing abundance patterns in twostars. We conclude that at the epoch of formation of globular clustersboth the Milky Way and the Fornax dwarf spheroidal galaxy shared thesame initial conditions, presumably pre-enriched by the same processes,with identical nucleosynthesis patterns.

130 fundamental-mode (RRab)pulsators, with

75first-overtone (RRc) pulsators, with

=0.300 days.The average periods and the position of the RRab variables withwell-defined light curves in the Bailey diagram both suggest that thecluster is of Oosterhoff type I. However, the morphology of thecluster's horizontal branch (HB) is strikingly similar to that of theOosterhoff type II globular cluster M15 (NGC 7078), with a dominant blueHB component and a very extended blue tail. Since M15 and M62 differ inmetallicity by about 1 dex, we conclude that metallicity, at a fixed HBtype, is a key parameter determining the Oosterhoff status of a globularcluster and the position of its variables in the Bailey diagram.

8%, whichshows that the criteria used by Ivezić and coworkers to select RRLyrae stars from the SDSS two-epoch data are reliable.


شاهد الفيديو: كيف يعرف الباحثون عمر الأحافير (قد 2022).