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Washington Filtersystem

Washington Filtersystem. 1966: Wallerstein & Helfer (University of Washington, Seattle) 1976: Caterna 1984: Geisler. Ursprünglich: 4 Breitbandfilter (  ~ 100nm) für G & K Riesen.  Breitbandigere Alternative zu UBVRI zur Bestimmung von Teff, Metallizitäten, log g. Lage der Filter.

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  1. Washington Filtersystem 1966: Wallerstein & Helfer (University of Washington, Seattle) 1976: Caterna 1984: Geisler Ursprünglich: 4 Breitbandfilter ( ~ 100nm) für G & K Riesen  Breitbandigere Alternative zu UBVRI zur Bestimmung von Teff, Metallizitäten, log g

  2. Lage der Filter

  3. Filter: C CH & CN Linien; röter als U Filter, damit besser geeignet für SED‘s von G&K Riesen HD 6755 Fe/H = -1.41 Te = 5100 K Kurucz Modell im Vgl mit Beobachtung (Straizys, Lazauskaite, Valiauga)

  4. Filter: M Mg & Fe Linien; Überlappung mit C Filter minimiert um CN Absorbtion & Fe zu trennen Zwerg mit 4500K und solarer Häufigkeit (Paltoglou und Bell, 1994)

  5. Filter: T1 & T2, + DDO51 Definiert in Spektralregionen relativ insensitiv zu Metallizität und Leuchtkraft  Temperaturindex! Zwerg mit 4500K und Fe/H = -3.0 (Paltoglou und Bell, 1994)

  6. Temperaturindex I Ursprünglich: T1–T2 Problem: Spektralregion nicht frei von Molekülbanden 25 beobachtete Riesen & HR Sterne Paktoglou & Bell (1994)

  7. Temperaturindex II M–T2 Gleiche Abhängigkeit von Molekülbanden wie T1-T2 bei breiterem Spektralbereich 25 beobachtete Riesen & HR Sterne Paktoglou & Bell (1994)

  8. Metallizitätsindex C-M • (C-M) zu Modell solarer Häufigkeit gibt Fe/H über kalibrierte Funktionen des Farbexzesses; genaue Kalibrationen für 0.5 > [Fe/H] >-4.0 0 -2 -4 [Fe/H] Ursprünglich: C & N Häufigkeit

  9. Metallizitätsindex C-M

  10. Metallizitätsindex M–T1 Index für metallreiche Sterne, geringe Sensitivität für Sterne solarer Häufigkeit und ärmer im Vgl zu (C-M)

  11. Metallizitätsindex C–T1 Ähnlich zu (C-M), jedoch T-sensitiver  größerer Fehler (0.02 mag entspricht 0.3 dex)

  12. Leuchtkraftindex M-DDO51 Zusätzlicher Schmallbandfilter bei 510nm  MgH Band; Index ist g – sensitiv  Leuchtkraft; geringe Verfärbung wegen ähnlicher eff

  13. Leuchtkraftindex M-DDO51 Probleme: Saturation bei (T1-T2) > 0.65 für solare Häufigkeit; auch sensitiv zu Metallizität b = -6°

  14. Q Index Kombination verschiedener Indizes gibt unverfärbte Schätzung der Häufigkeit – verwendet als sekundäre Quelle für Häufigkeit in Gebieten verstärkter oder variabler Verfärbung: QCMT = (C-M) – [E(C-M)/E(M-T1)] [(M-T1) – 0.5] mit [E(C-M)/E(M-T1)] = 1.39 * 0.26 [Fe/H] * 0.08 [Fe/H] ² und QCMT = 0.148 [Fe/H] + 0.655

  15. Verfärbung Nullpunkt: (C-M) = (T1-T2) = (M-T1) = 0 für A0 V E(C-M) = 1.1 E(B-V)J E(T1-T2) = 0.72 E(B-V)J E(M-T1) = 0.95 E(B-V)J

  16. Anwendung: NGC 1245 Washington UBV

  17. Anwendung: Extragalaktik Kugelsternhaufen (V~20) in NGC 4472 E-Galaxie in Virgo- Cluster (C-T1) – doppelte Sensitivität zu (B-V) & (V-I)

  18. Conclusio ● Breitbandfiltersystem für G&K Riesen, Metallizität auch bei HR Sternen machbar ● (M-T2) besserer T-Index als (T1-T2) wegen größerer Bandbreite ● (C-M): Metallizität für -4 < [Fe/H] < 0.5; g sensitiv ● (M-T1): Metallizität für [Fe/H] > -1.0 ● (C-T1): ähnlich (C-M), T sensitiver ● (M-DDO51): Leuchtkraftindex, Metallizität bei starker Verfärbung

  19. Referenzen ● Paltoglou G., Bell R.A., 1994, MNRAS, 268, 793 ● Lejeune T., Buser R., 1995, Baltic Astronomy, 5, 399 ● Bessel M.S., 2001, ASP, 113, 66 ● Tyson N. D., „Washington CCD Photometry“ in „Precision Photometry: Astrophysics of the Galaxy“, 1991 ● WEBDA ● The Asiago Database on Photometric Systems

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