Моделирование функций светимости звезд молодых звездных группировок тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

Введение

Глава 1. Анализ тонкой структуры теоретических функций светимости звезд молодых звездных группировок

1.1 Основные определения и метод построения теоретической функции светимости

1.2 Тонкая структура функций светимости

1.3 Применение методов оценки с ядром к анализу тонкой структуры функции светимости

1.4 Основные ошибки определения возраста и наклона функции масс при анализе наблюдательных функций светимости

Глава 2. Использование Н-калибровки при определении возраста молодых рассеянных скоплений

2.1 Отбор данных для построения наблюдаемой Н-калибровки

2.2 Н-калибровка возрастов молодых рассеянных скоплений

Глава 3. Анализ наблюдательной функции светимости Плеяд

3.1 Наблюдательные данные и редукции наблюдений

3.2 Принадлежность к скоплению

3.3 Поглощение и модуль расстояния

3.4 Химический состав Плеяд

3.5 Подбор теоретической функции светимости

Глава 4. Анализ наблюдательной функции светимости h их Per

4.1 Наблюдательные данные и редукции наблюдений.

4.2 Поглощение и модуль расстояния

4.3 Подбор теоретической функции светимости

- 3

Глава 5. Анализ наблюдательной функции светимости NGC

5.1 Наблюдательные данные

5.2 Поглощение и модуль расстояния

5.3 Отбор членов

5.7 Подбор теоретической функции светимости

5.7 Результаты подбора теоретической функции светимости

Актуальность темы. Использование функции светимости — один из наиболее простых по технике методов исследования звездного населения. Для рассеянных скоплений большого возраста подобный метод, кроме того, прост и с точки зрения методологии ввиду использования достаточно хорошо известных (по крайней мере для звезд средней массы) зависимостей масса-светимость, однако для молодых рассеянных скоплений возникает целый ряд вопросов, связанных с особенностями эволюции звезд на ранней стадии и особенностями образования скопления.

Функция светимости есть функция вида dN dN <i log га d log L d log m d log L ' где dN/dlogm - функция масс, a dlogm/dlogL - производная зависимости масса-светимость. Функцию масс можно записать в логнормальном виде (функция масс Миллера-Скало) : О га) = a log га + Ъ log га + с, или в виде степенной функции масс (функция масс Солпитера) : га) = тГх.

Наибольшие проблемы в формуле - определении функции светимости вызывает производная зависимости масса-светимость, зависящая от системы треков, по которой производная рассчитывается, и от особенностей используемой системы треков. Известно, что наблюдательные функции светимости молодых рассеянных скоплений обнаруживают немонотонность на определенных участках, причем немонотонность можно интерпретировать как следствие немонотонности функции масс или немонотонности зависимости масса-светимость. Ввиду невозможности динамического определения масс для большинства звезд молодых рассеянных скоплений проверить первое предположение нельзя, однако возможно проверить "правильность" системы треков, т.е. соответствие зависимости масса-светимость наблюдениям. С другой стороны, интерпретация функции светимости звезд молодого рассеянного скопления может дать несколько важных для понимания эволюции звезд в рассеянных скоплениях параметров, — таких, как наклон функции масс, средний возраст звезд в скоплении и дисперсию возрастов, поэтому особенно важно правильно интерпретировать ту немонотонность функции светимости, которая в данной работе будет называться тонкой структурой и исследованию которой посвящена представляемая диссертация.

Ярким примером неверной интерпретации функции светимости является функция масс скопления NGC 103, воспроизведенная в работе Фелпса и Джейнс (1993) и позднее процитированная Скало в обзоре "The IMF Revised: A Case for Variations" (Скало, 1998). Функция масс показывает ложный минимум для масс вблизи 1 М0 (см. Рис. 1 из Скало, 1998), являющийся результатом ошибки перевода функции светимости в функцию масс (не были учтены особенности эволюции PMS звезд вблизи главной последовательности, которые рассмотрены в представленной работе). Правильный подбор функции светимости можно найти в работе Беликова и Пискунова (1997).

Подобные ошибки могут существенно исказить вид функции масс скопления для звезд средней массы.

Кроме воспроизведения функции масс, функция светимости может быть использована для определения других важных параметров скопления, например, возраста и дисперсии возрастов звезд в скоплении. Подбор теоретической функции светимости, наилучшим образом удовлетворяющей наблюдательной функции светимости некоторого рассеянного скопления, опирается на выявление тонкой структуры наблюдательной функции светимости и как можно более точное воспроизведение этой тонкой структуры для теоретической функции светимости. Подобная постановка задачи требует как тщательного анализа системы треков, используемых для построения теоретической функции светимости, так и не менее тщательного анализа наблюдательного материала, используемого при построении наблюдательной функции светимости. В представленной диссертации рассматриваются оба направления: анализируется теоретическая функция светимости, обосновываются требования к наблюдениям, используемым при построении наблюдательной функции светимости, и проводится анализ наблюдательных функций светимости для ряда молодых рассеянных скоплений.

Цель диссертации. Целью данной диссертации было:

• Исследовать теоретические функции светимости молодых рассеянных скоплений, попытаться объяснить выявленную тонкую структуру функций светимости.

• Исследовать пределы применимости сравнения теоретических и наблюдательных функций светимости при получении эволюционных параметров молодых рассеянных скоплений и определить величину ошибок искомых параметров (возраста, дисперсии возрастов, наклона функции масс) в зависимости от отсутствия учета различных эффектов, влияющих на функцию светимости.

• Путем моделирования и подбора теоретических функций светимости к наблюдательным функциям светимости определить эволюционные параметры для ряда молодых рассеянных скоплений.

Краткое содержание диссертации. Диссертация состоит из введения, пяти глав, заключения и приложения, описывающего использованные в диссертации системы треков.

Заключение

Диссертация посвящена моделированию и изучению тонкой структуры функций светимости звезд молодых звездных группировок. Кроме изучения теоретических функций светимости было исследовано согласие теоретических и наблюдательных функций светимости для ряда молодых рассеянных скоплений.

Основной проблемой, рассмотренной в работе, являлась проблема воспроизведения тонкой структуры функции светимости молодого рассеянного скопления с целью возможно более точного воспроизведения функции масс в скоплении и изучения возможности использования функции светимости для исследования рассеянного скопления.

В ходе работы получены следующие результаты:

1. Исследована тонкая структура функции светимости, впервые обнаружены два максимума, принадлежащие тонкой структуре : Н-максимум и И-максимум. Появление Н-максимума и его поведение с увеличением возраста исследовалось для различных систем треков; присутствие Н-максимума обнаружено в наблюдательных функциях светимости звезд молодых рассеянных скоплений.

2. Рассмотрена возможность применения обнаруженной зависимости положения Н-максимума от возраста скопления для определения возрастов молодых рассеянных скоплений и предложен метод определения возрастов (Н-калибровка). Также проведена верификация предложенного метода путем сравнения возрастов, определенных по новому методу, с возрастами, определенными независимо.

3. Рассмотрены эффекты, искажающие функцию светимости, и оценены ошибки в определении возраста молодого рассеянного скопления и на

- 100 клона функции масс при отсутствии учета искажающих эффектов. Наибольшее влияние на возраст и наклон функции масс, определяемый по функции светимости, оказывают неразрешенные кратные звезды в скоплениях.

4. Проведено детальное исследование трех молодых рассеянных скоплений: NGC 6611, х и h Per и Плеяд. Построены функции светимости, путем подбора теоретической функции светимости определены возраст скопления, дисперсия возрастов звезд в скоплении и наклон функции масс.

5. В ходе определения звезд-членов скопления NGC 6611 предложен новый метод выделения членов скопления.

Автор выражает глубокую признательность и благодарность д.ф.-м.н. А.Э. Пискунову за многолетнее научное руководство, д.ф.-м.н. Н.В. Харченко (ГАО HAH, Киев) за большой интерес к работе и полезную критику Главы 1, Dr. Е. Schiibach (AIP, Potsdam) за помощь в совместной работе при обработке фотометрии рассеянных скоплений NGC 6611 и Плеяд, Д.А. Ковалевой за полезную критику, а также благодарность Немецкому Научному Фонду (DFG) за финансовую поддержку.

1. Андрук и др., 1995 // Andruk V., Kharchenko N., Schiibach E., Scholz R.-D., Astron.Nachr. 316, 387, 1995

2. Беликов и др., 1999 // Belikov A.N., Kharchenko N.V., Piskunov A.E., Schiibach E., Astron. Astrophys. Suppl. 134, 525, 1999

3. Биделъман, 1943 // Bidelman, W.P., Astrophys. J. 98, 61, 1943

4. Бейкер, 1963 // Becker W., Z.f.Ap. 57, 117, 1963

5. Беликов и Пискунов, 1997 // Беликов А.Н., Пискунов А.Э., Астрон. Журнал 74, 34, 1997

6. Байтоак, 1961 // Whiteoak J.B., MNRAS 123, 245, 1961

7. Балкер, 1961 // Walker, M.F., Astrophys. J. 133, 438, 19618. de Винтер и др., 1997 //de Winter D., Koiilis С., The P.S., van den Anker M.E., Perez M.R., Bibo E.A., Astron. Astrophys. Suppl. 121, 223, 1997

8. Вилди, 1964 // Wildey, R.L., Astrohys. J. Suppl. Ser. 8, 439, 1964

9. Вэнд и Джонс, 1995 // Wand M.P., Jones M.C., Kernel Smoothing, Chapman & Hall, London, 1995

10. Д1 Антона и Мацителли , 1982 // D'Antona F., Mazzitelli I., Astron. Astrophys. 113, 303, 1982

11. Д'Антона и Мацителли, 1994 // D'Antona F., Mazzitelli I., Astrophys. J. Suppl. 90, 467, 1994

12. Д''Антона и Мацителли, 1997 // D'Antona F., Mazzitelli I., Mem. Soc. Astr. It. 68, n.4, 1997

13. Джонсон, 1966 // Johnson H.L., Vgl. Ref. 823 S, 193, 1966

14. Дуин, 1976 // Duin R.P.W., IEEE Trans. Сотр., Vol. C. 25, 1175, 1976

15. Дюпе и Заканскас, 1976 // Dupuy D.L., Zakanskas W., J. Roy. Astron. Soc. Canada 70, 169, 1976

16. Ибен, 1965 // Iben I., Astrophys. J. 141, 993, 1965

17. Камп, 1974 // Kamp L.W., Astron. Astrophys. Suppl. 16, 1, 1974

18. Киламбщ 1977 // Kilambi G., MNRAS 178, 423, 1977

19. Крауфорд и др., 1970 // Crawford, D.L., Glaspey, J.W., Perry, C.L., Astron. J. 75, 822, 1970

20. Крауфорд и Перри, 1976 // Crawford D.L., Perry C.L., Astron. J. 81, 419, 1976

21. Кроупа и др., 1990 // Kroupa P., Tout C.A., Gilmore G., MNRAS 224, 76, 1990

22. Къелдсен и Франдсен, 1991 // Kjeldsen H., Frandsen S., Astron. Astrophys. Suppl. 87, 119, 1991

23. Ландолът, 1983 // Landolt A.U., Astron. J. 83, 439, 1983

24. Лапко и др., 1996 // Лапко А.В., Ченцов С.В., Крохов С.И. и Фельдман Д.А., Обучающиеся системы обработки информации и принятия решений. Непараметрический подход. Новосибирск, "Наука", 1996.

25. Линга, 1983 // Lynga G., Catalogue of Open Clusters, 1983

26. Масси и др., 1995 // Massey P., Johnson K.E., DeGioia-Eastwood K., Astrophys. J. 454, 151, 1995

27. Мезингер и др., 1996 // Meusinger Н., Schiibach Е., Souchay J., Astron. Astrophys. 312, 833, 1996

28. Мермие и др., 1997 // Mermilliod J.-C., Turon С., Robichon N., Arenou F., Lebreton Y., ESA SP-402 643, 1997

29. Муминов, 1984 // Muminov, M., CDS Inf. Bull. 24, 95, 1984

30. Мякутин и Пискунов, 1995 // Мякутин В.И., Пискунов А.Э., Астрон. Журнал 72, 358, 1995

31. Остерхоф, 1937 // Oosterhoff, Р.Т., Ann. Sternw. Leiden 17, 1, 1937

32. Палла и Сталер, 1993 // Palla F., Stahler S.W., Astrophys. J. 418, 414, 1993

33. Парзен, 1962 // Parzen E., Ann. Math. Stat. 33, 1065, 1962

34. Проссер, 1992 // Prosser C.F., Astron. J. 103, 488, 1992

35. Резер, 1996 // Roser S., in: eds. Ferraz-Mello S., Morando В., Arlot J.-E., An updated GSC as the astrometric reference for minor planet observations, Kluwer Dodrecht, 481, 1996

36. Резер и др., 1995 // Roser S., Schiibach E., Hirte S., ESA SP-379 143, 1995

37. Рубин, 1966 // Rubin R., 1966, MNRAS 133, 339

38. Сагар и Джоши, 1979 // Sagar R., Joschi U.C., Astrophys. Space Sei. 66, 3, 1979

39. Сагар и Джоши, 1983 // Sagar R., Joshi U.C., MNRAS 205, 747, 1983

40. Сагар и др., 1986 // Sagar R., Piskunov А.Е., Myakutin V.l., Joshi U.C., MNRAS 220, 383, 1986

41. Симонов, 1996 // Simonoff J.S., Smoothing Methods in Statistics, Springer, New York, 1996.

42. С up с и др., 1985 / / Sears R.L., Brownlee R.R., in: Stellar Structure, eds. Aller L.H., McLaughlin D.B., Chicago, 1965

43. Скало, 1986 // Scalo J., Fund.Cosm.Phys. 11, 1, 1986

44. Скало, 1998 // Scalo J., in: The Stellar Initial Mass Function, eds.: G.Gilmore & D. Howell, ASP Conference Ser. 142, 201, 1998

45. Трумплер, 1930 // Trumpler, R.J., Lick Obs. Bull. 14, 154, 1930

46. Тухолке и др., 1986 // Tucholke H.-J., Geifert M., The P.S., Astron. Astrophys. Suppl. 66, 311, 1986

47. Те и др., 1990 // The P.S., de Winter D., Feinstein A.,Westerlund B.E., Astron. Astrophys. Suppl. 82, 319, 1990

48. Фелпс и Джейнс, 1993 // Phelps R.L., Janes K.A., Astron. J. 106, 1870, 1993

49. Фогт, 1971 // Vogt, N., Astron. Astrophys. 11, 359, 1971

50. Харченко и Шилъбах, 1995 // Kharchenko N., Schiibach E., Astron. Nachr. 316, 91, 1995

51. Хербст и Миллер, 1982 // Herbst W., Miller D.P., Astron. J. 87, 1478, 1982

52. Хилтнер и Морган, 1969 // Hiltner W.A., Morgan W.W., Astron. J. 74, 1152, 1969

53. Хилленбранд и др., 1993 // Hillenbrand L.A., Massey P., Strom S.E., Merrill K.M., Astron. J. 106, 1906, 1993- 107

54. Xoz u dp., 1961 // Hoag A.A., Johnson H.L., Iriarte B., Mitchell R.I., et al., Publ. US Naval Observ., 2nd Series 17, 347, 1961

55. IIIaAep u dp., 1992 // Schaller G., Shaerer D., Meynet G., Maeder A., Astron. Astrophys. Suppl. 96, 269, 1992

56. ILJujid, 1965 // Shild, R.E., Astrophys. J. 142, 979, 1965

57. IJuHHenep u MaKKopun, 1991 // Zinnecker H., McCaughrean M., Mem. Soc. Astr. It. 62, 761, 1991