大 麦哲伦云中年年轻 大质量量星团NGC1805和NGC1818的双星 .PDFVIP

⼤⻨哲伦云中年轻⼤质量星团 NGC1805和NGC1818的双星⽐例 作者：李程远 Background 双星的研究意义： - 绝⼤多数恒星都在双星系统⾥形成； - 在星团中双星可以作为动⼒学质量分层的示踪体 ： - 双星的平均质量⽐单星更⼤，对质量分层效应更敏感； - 星团中⼼恒星致密分布，导致“软双星”瓦解，抵消部分质量分层效应。 研究双星⽐例的⽅法： - 测量恒星视向速度的弥散来寻找双星：依赖于光谱分辨率，对短周期、亮源敏感 - 探测星团成员星的光变：不仅只对短周期、亮源敏感，还要求双星轨道⾯相对于 我们的倾⻆较⼤ - 基于分析星团的CMD ：效率⾼ - 双星将给星团的主序带朝红端和亮端展宽 Background 星团中双星研究的重要参数： - 双星⽐例： fbin ⌘ B S + B + ... S代表单星的数⽬⽽B代表双星的数⽬，省略号代表除了双星包含成员星⼤于或等于三颗的多体系统数 ⽬。 q ⌘ m /m - 双星的质量⽐： 2 1 其中 m 1 和 m2 表示双星系统中质量较⼤的主要恒星的质量，以及质量较⼩的次要恒星的质量，因此 m2 ≤ m 1。 dN ↵ - 双星质量⽐的分布： / q dq 其中α0 表示⼩质⽐双星占所有双星的主要部分 Data NGC1805 - 两个年轻⼤质量星团：NGC1818，NGC1805 - 波段：V - I ,V - HST/WFPC2 NGC1818 Method ⼀、去场星污染： - 随机减掉对应在背景场的CMD中对应数⽬的恒星； - 如果背景场中的恒星数⽬⽐星团还对，星团的CMD对应格⼦⾥的恒星计数为0。 Method ⼆、在颜⾊星等图上寻找双星： - 测光后得到的未分解双星的星等为： mb = 2.5 log(100.4m1 + 100.4m2 ) m1和m2是在双星中两颗成员星的星等，意味着双星在测光后会看起来⽐单星更 亮。 - 测光误差相对于星等的关系： (m) = exp(am + b) + c σ表示观测误差，m是对应的星等；a,b和c是拟合参数。 Method - 选取V波段星等范围在20~24之间的星： - 亮于20等，主序较陡，视双星和双星并不能很好分开； - 暗于24等，观测误差太⼤，并不能分开双星和误差⼤的单星。 Method V波段星等范围在20~24之间的星： 1、将符合主序脊线的等龄线描述出来，然后沿着等龄线左右各延展3σ的区域定义 为单星主导的区域，该区域内的恒星数为 N_S ； 2 、⽐这⼀区域更亮更红的区域则被定义为典型的双星系统或者多体系统。 3 、对于双星区域，上限为等质⽐双星的序列（q=1,⽐主序亮0.75个星等）再向外延 伸3σ作为双星区域的边界，双星区域内的恒星数为 N_b 。 4 、⽤蒙特卡洛的⽅法算出视双星的混合⽐例f_opt ，则双星的⽐例为： Nb fbin = fopt Nb + NS 5 、⽤⼆维⾼斯轮廓拟合星团的空间分布得到星团的中⼼位置，并算不同半径处（环 形）的双星⽐例，得到星团的双星⽐例沿径向的分布。 Method 三、Chi-square拟合 - 给定⼀个双星⽐例，⽣成⼀个模拟星团，⽤⽅法⼀算出该模拟星团的N_b, N_S - 真实星团测量得到的N_b’, N_S’ - 通过下⾯的公式计算对应的Chi-square ：σ是模拟星团数⽬的泊松误差 Result 模拟星团假定了⼀个双星质量⽐的分布α ： dN