1 / 20

Yıldız Popülasyon Modelleri İçin Yıldız Tayfı Kütüphanelerinin Güncellenmesi

Yıldız Popülasyon Modelleri İçin Yıldız Tayfı Kütüphanelerinin Güncellenmesi. S.O. SELAM 1 , R.F. PELETIER 2 1 A.Ü.F.F. Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü, 06100, Tandoğan, ANKARA 2 School of Physics & Astronomy, Univ. of Nottingham, Nottingham, NG7 2RD, UK.

jeanne
Download Presentation

Yıldız Popülasyon Modelleri İçin Yıldız Tayfı Kütüphanelerinin Güncellenmesi

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. Yıldız Popülasyon Modelleri İçin Yıldız Tayfı Kütüphanelerinin Güncellenmesi S.O. SELAM1, R.F. PELETIER2 1A.Ü.F.F. Astronomi ve Uzay Bilimleri Bölümü, 06100, Tandoğan, ANKARA 2School of Physics & Astronomy, Univ. of Nottingham, Nottingham, NG7 2RD, UK

  2. Günümüzün yeni kuşak büyük teleskoplarına ait gözlem zamanlarının büyük bir kısmı, galaksilerin yapısı ve evrimini anlamak amacı ile önerilen gözlem projelerine verilmektedir. • Bir galaksinin yapısını ve evrimini anlamak, onun içerdiği yıldız popülasyon yapısının doğru olarak ortaya konmasını gerektirmektedir. • Bu tür araştırmalarda günümüzde yaygın olarak kullanılan teknik, "Yıldız Popülasyon Sentezi" çalışmalarıdır (Tinsley 1980, Fundam.Cosmic Phys., 5, 287).

  3. "Yıldız Popülasyon Sentezi“ modelleri, tüm tayf türü ve ışınım sınıfı aralığını kapsayacak şekilde gözlenmiş ve temel atmosferik parametreleri iyi belirlenmiş örnek yıldız tayfları içeren geniş kütüphanelere ihtiyaç duymaktadır.Kullanılmakta olan kütüphaneler, son yıllarda gözlem kalitesindeki hızlı artışa cevap veremez duruma gelmiştir. • Sorun, kullanılmakta olan modellerin içerdikleri "Yıldız Tayfı Kütüphaneleri"nin, kapsadıkları dalgaboyu ve tayf türü aralıklarının kısıtlı olması ve tayfsal çözünürlüklerinin düşük olmasından kaynaklanmaktadır.

  4. Lick – IDS (Image Dissector Scanner): * dalgaboyu çözünürlüğü: ~9Å * dalgaboyu aralığı: ll 4100-6300 Å * 500 yıldız * 1970 doğrusallıktan sapmış algılayıcılar!? * S/N göreli olarak düşük, akı ayarı yapılmamış !? * “Çizgi indisleri” olarak ifade edilmiş !? * Yıldız çeşitliliği!? (Worthey & Ottaviani 1997, ApJS, 111, 377)

  5. Kütüphanelerin güncellenmesi, ilk somut adım: Jones (1997, Doktora Tezi, Univ. of North Carolina, Chapel Hill) * ll 3856-4476Å ve ll 4795-5465Å * 1.8Å çözünürlük * 550 adet yıldız * yenilenmiş sentez kodu * tüm tayf, yeni indisler tanımlanabiliyor * kısıtlı l aralığı, akı ayarında <%10 hata !? * yıldız çeşitliliği !? ([Fe/H]<-1 yıldızlar)

  6. Nottingham Üniv. ve Complutense de Madrid Üniv. Astrofizik gruplarının işbirliği ile oluşan çalışma grubu, • Ca II Triplet Projesi (JKT, INT, WHT 1996-97): * ll8348Å-9020Å (K.Ö. CaII tripleti) * 1.5Å çözünürlük * 706 yıldız * yenilenmiş sentez kodu, yıldız çeşitliliği  http://www.nottingham.ac.uk/~ppzrfp/catriplet/index.html

  7. Optik Kütüphane Projesi (INT 2000-02): * ll3500Å-7500Å * IDS – 235 mm CAM * R632V kırınım ağı, 0".75 yarık * R300V kırınım ağı, 6" yarık * EEV10 CCD (2048x4096) * 1.8Å çözünürlük Temmuz 2000 - 6 gece Aralık 2000 - 6 gece Temmuz 2001 - 10 gece Ocak 2002 – 4 gece 1075 YILDIZ 144 küme yıldızı, 931 alan yıldızı 477 cüce, 598 dev yıldız

  8. * v3.3http://www.ucm.es/info/Astrof/reduceme/reduceme.html

  9. Temel atmosferik parametreler: Teff, Log g, [Fe/H] • Literatür verisinin standartlaştırılması * Cenarro vd. (2001, MNRAS, 326, 981) CaII Triplet - DERLEME: ADS ve CDS veri tabanaları ile kaynak taraması, Ana Çatı: Cayrel de Strobel vd. (1997, A&AS, 124, 299) Cayrel de Strobel vd. (2001, A&A, 373, 159) • Literatür taraması Eylül 2001 sonuna kadar yayınlanan çalışmalarla sınırlandırılmıştır. • 718yayın, 3338yıldız, 22704parametre seti

  10. Alan yıldızları için Teff, Log g, [Fe/H] hesabı: Temel başvuru kaynağı: *Soubiran vd.(2001, A&AS, 133, 221) (SKC) 211 yıldız, yüksek A.G. Echelle  Teff, Log g, [Fe/H] * Kütüphanenin (SKC) ile ortak yıldızları (190) * Kütüphanenin (SKC) ile ortak olmayan yıldızları için, DERLEME den seçilen ve (SKC)ile ortak en az 25 yıldızı bulunan kaynaklar. * Seçilen kaynak ve (SKC)verileri arasında: - Doğrusal veya offset ilişki? - İlişkiler istatistik olarak anlamlı? (t-test)

  11. *p: herhangi bir kaynakta yer alan atmosferik parametre pref: başvuru sisteminde yer alan atmosferik parametre (başlangıçta SKC'deki) Doğrusal ilişki : p = A + Bpref (i) Offset ilişki : p = A + pref (ii) * t-test: (a=0.1 güvenirlik düzeyi ile) (i) : B eğiminin 1 değerinden olan sapması (ii): A offsetinin 0 değerinden olan sapması * p* = (p - A) / B(iii) p* = p - A(iv) * S önem derecesi: SB = (B - 1) / Err (B) ve SA = (A-0) / Err (A) * B veya A istatistik anlamlı değilse  p* = p

  12. *Örnek:Thevenin & Idiart (1999, ApJ, 521, 753) (TID)35(SKC)

  13. *Örnek:Thevenin & Idiart (1999, ApJ, 521, 753) (TID)35(SKC)

  14. *Örnek:Thevenin & Idiart (1999, ApJ, 521, 753) (TID)35(SKC)

  15. * Başvuru kaynağına kalibre edilen N tane kaynak için: düzeltilmiş parametre seti (RF1) * Daha geniş tabanlı başvuru sistemi (SKC+RF1) * Başvuru sistemi ile ortak yıldız sayısı 15  * İkincil düzeltilmiş parametre seti (RF2) * %65 kütüphane yıldızları (SKC)+(RF1)+(RF2)

  16. *(SKC)+(RF1)+(RF2) kaynaklarında yer almayan kütüphane yıldızlarının parametreleri DERLEME den alınan aritmetik ortalamalar ile hesaplanmıştır: Orta sıcaklıktaki yıldızlar: 4000 <Teff < 6300K (RF3) Sıcak yıldızlar:Teff 6300K (RF4) Soğuk yıldızlar:Teff 4000K (RF5) * Literatürde hiç verisi olmayan kütüphane yıldızlarımız için tayf türü bilgisi kullanılarak: Lang (1991, Astrophysical Data: Planets and Stars. Springer, NY) Teffve Log g (RF6) Not: (B-V) Mermilliod vd.(1997, A&AS, 124, 349)

  17. Küme yıldızları için Teff, Log g, [Fe/H] hesabı: *Küme yıldızlarınınparametreleri daha dolaylı yöntemlerlebelirlenmektedir. *Bu nedenle literatürden toplanacak verilerde güvenirlik düzeyinin yüksek olması ve yakın tarihte elde edilmiş olması ön planda tutulmuştur. *[Fe/H] ölçeği: Küresel Küme: Carretta & Gratton (1997,A&AS, 121, 95) Açık Küme: Friel (1995,ARA&A, 33, 381) *Küme için ele alınan [Fe/H] ölçeğinin, küme üyesi yıldızların tamamını temsil ettiği varsayılmıştır.

  18. *Teff : Literatürde küme yıldızlarının doğrudan sıcaklık ölçümlerine ilişkin veri çok az. Renk-sıcaklık kalibrasyonları: - Alonso vd. (1996, A&A, 313, 873) 4000Teff8000K ve-2.5[Fe/H]0.0 cüce ve altcüceler - Alonso vd. (1999,A&AS, 140, 261) 3500Teff 8000K ve -3.0  [Fe/H]  0.5devler *(B-V) Mermilliod vd.(1997, A&AS, 124, 349). *(V-K) Gorgas vd.(1993, ApJS, 86, 153)

  19. *Log g: - Küme yıldızlarımızınLog g değerlerinin büyük çoğunluğu Gorgas vd.(1993, ApJS, 86, 153) alınmıştır. - Gorgas vd.(1993) küme üyesi yıldızların, HR diyagramı üzerindeki konumlarına teorik evrim yolları fit ederek Log g değerlerini, belirlemişlerdir. *Bu kaynakta yer almayan küme yıldızlarımız için Log g değerleri, güvenilir metodlar kullanan (Gorgas vd. (1993)'nin metodlarını kullanan) yakın tarihli literatür verisinden (DERLEME) alınmıştır.

  20. 2485  Teff 30274 ºK0.00  Log g  7.99-3.45  [Fe/H]  1.65

More Related