Шкала радиусов, светимостей, Шкала радиусов, светимостей, цветов и покраснений цефеид цветов и покраснений цефеид Галактики Галактики (новый вариант метода (новый вариант метода BBW BBW – – Бааде-Беккера-Весселинка Бааде-Беккера-Весселинка ) ) Расторгуев А.С. Расторгуев А.С. ( ( кафедра кафедра экспериментальной астрономии физфака МГУ экспериментальной астрономии физфака МГУ , , отдел изучения Галактики и переменных звёзд отдел изучения Галактики и переменных звёзд ГАИШ МГУ) ГАИШ МГУ) Ломоносовские чтения, ГАИШ МГУ, 17 ноября Ломоносовские чтения, ГАИШ МГУ, 17 ноября
51
Embed
Шкала радиусов, светимостей, цветов и покраснений цефеид Галактики (новый вариант метода BBW –
Шкала радиусов, светимостей, цветов и покраснений цефеид Галактики (новый вариант метода BBW – Бааде-Беккера-Весселинка ). Расторгуев А.С. ( кафедра экспериментальной астрономии физфака МГУ , отдел изучения Галактики и переменных звёзд ГАИШ МГУ) - PowerPoint PPT Presentation
Welcome message from author
This document is posted to help you gain knowledge. Please leave a comment to let me know what you think about it! Share it to your friends and learn new things together.
Transcript
Шкала радиусов, светимостей, Шкала радиусов, светимостей, цветов и покраснений цефеид цветов и покраснений цефеид
ГалактикиГалактики
(новый вариант метода(новый вариант метода BBW BBW – – Бааде-Беккера-ВесселинкаБааде-Беккера-Весселинка))
Расторгуев А.С.Расторгуев А.С. ((кафедра кафедра экспериментальной астрономии физфака МГУэкспериментальной астрономии физфака МГУ, , отдел изучения Галактики и переменных звёзд отдел изучения Галактики и переменных звёзд ГАИШ МГУ)ГАИШ МГУ)
Ломоносовские чтения, ГАИШ МГУ, 17 ноября 2011Ломоносовские чтения, ГАИШ МГУ, 17 ноября 2011
pc
Зависимость Зависимость P-L P-L цефеид как цефеид как ““стандартная свечастандартная свеча””
100 pc … 50 Mpc
Цефеидыиспользуютсядля калибровкибольшинстваэтих методов
Leeuwen, 2007), FGS3 HST (G.Fritz Benedict et al., 2007) – (a)(a) их мало; их мало; (b) (b) требуются нормальные требуются нормальные цветацвета
– Членство в рассеянных скоплениях и молодых группировках (Бердников и др., 1996; Turner & Burke, 2002; An et al., 2007) – мало надёжныхмало надёжных членовчленов
– Статистические параллаксы (Расторгуев и др., 2002) – модельно-зависимымодельно-зависимы
– Варианты метода Варианты метода BBWBBW::• SB (SB (поверхностной яркости):поверхностной яркости): изменения радиуса +
калибровки “CI0 – Fλ” + CE (Barnes, Evans, 1976; Turner & Burke, 2002; Sandage et al., 2004)
• ML (ML (максимального правдоподобия)максимального правдоподобия): : изменения радиуса + калибровки “CI0 – Teff - BC” + CE (Balona, 1977)
• CORSCORS (CCaccin, OOnnembo, RRusso, Sollazzo, 1980) – вариант SBSB, допускающий неоднозначность связи CI0 - Fλ (одинаковые CI0 – разные Teff).
Модификация Модификация CORSCORS:: Molinaro et al., 2011 – использование теоретических калибровок Fλ по CI0
• A.Sandage et al. A.Sandage et al. (A&A V.424, (A&A V.424, P.43, 2004)P.43, 2004)
BBW (BVI) P-L для 36 цефеид Галактики
P-L для 33 цефеид-членов скоплений
• Rms Rms σσMv Mv ~ 0.19…~ 0.19…
0.270.27mm
MB0 Galaxy
МетодМетод BBW: BBW:• W.Baade-W.Becker-A.WesselinkW.Baade-W.Becker-A.Wesselink : метод
• Обычная практика перехода к светимостямОбычная практика перехода к светимостям и и расстояниям требуетрасстояниям требует априорных данных об избытках цвета CE (из зависимости “период - цвет” или спектральных / фотометрических наблюдений)
Метод поверхностной яркостиМетод поверхностной яркости (SB)(SB)
• θθLDLD “ “потемнённыйпотемнённый к краю лимбак краю лимба” ” ((Limb Limb DarkenedDarkened)) угловой диаметругловой диаметр
• Освещённость EEλλ ~ ~ ΦΦλλ··θθLDLD22, где ΦΦλλ –
поверхностная яркость (не зависящая от расстояния!)
• Видимая величина mmλλ ~ -2.5 lg E ~ -2.5 lg Eλλ , откуда• lg lg θθLDLD ~ -0.2·m ~ -0.2·mλλ - 2F - 2Fλλ + c + c , где FFλλ==--2.52.5 lg lg ΦΦλλ –
“параметр поверхностной яркости”
θLDEλ
• Метод поверхностной яркости Метод поверхностной яркости ((SB)SB)::
• lg lg θθLDLD ~ -0.2·m ~ -0.2·mλλ - 2F - 2Fλλ + c + c• FFλλ ≈≈ a·CIa·CIλλ + b+ b
• lg lg θθLDLD = = 22·(<R>+·(<R>+ΔΔR) / DR) / D ≈ ≈ -0.2·m-0.2·mλλ - 2a·CI - 2a·CIλλ + d+ d
Неизбежное “космическое” рассеяниезависимостей “период-светимость”,“период-цвет” и большая ширинаполосы нестабильности (ГР) усложняетзадачу оценки покраснения и применениезависимости P-L
• “… any attempt to disentangle the effects of differential reddening and true color deviations within the instability strip must rely first on a precise and thoroughly independent determination of the intrinsic structure of the period-luminosity-color relation.
• … independent reddenings and distances to individual calibrator Cepheids must be available”
• Madore & Freedman (1991) говорили о цефеидах в других галактиках, но цефеиды Млечного Пути в еще большей степени подвержены эффектам ДИФФЕРЕНЦИАЛЬНОГО ПОКРАСНЕНИЯ…
+ все упомянутые факторы
Мотивация работы:Мотивация работы:• Непокраснённых цефеид нет (все - далёкие) !• Нужен вариант метода BBW (Бааде-Беккера-
Весселинка), позволяющий оценивать всевсе основные характеристики цефеидосновные характеристики цефеид:: средние средние радиусы, избытки цвета, светимости, радиусы, избытки цвета, светимости, расстояния, расстояния, TTeffeff, BC, BC
• Наблюдательная основа: цефеидная база данных ГАИШ и ИНАСАН (1982-2011):– Многоцветная Многоцветная (BVRI) (BVRI) фотометрия (Бердниковфотометрия (Бердников
и др., и др., ~~202000 000 000 измерений)измерений)– Лучевые скорости (Горыня и др., Лучевые скорости (Горыня и др., ~~11 000 11 000
измеренийизмерений ~165 ~165 северных цефеид;северных цефеид; точность точность до до ±±0.3 км/с)0.3 км/с)
Важно:Важно: квазиодновременность фотометрических измерений (V, B-V,…)и измерений Vr Использование неперекрывающихсявременнЫх рядов из-за эволюционнойизменяемости периодов пульсацийможет приводить к большимсистематическим ошибкам радиусов(до 30%) и светимостей, особенно дляцефеид больших периодов Синхронность измерений была сразузаложена в программу наблюденийМосковской группы ГАИШ и ИНАСАН
Физические основы нового варианта Физические основы нового варианта BBW:BBW:
VV
Vbol
eff
bol
bolbolbol
eff
bol
bol
effbol
ApcDVMVBCMM
RRTT
LLMM
RR
TT
LL
RRRRTL
5)(lg5)( Подставим
lg5lg10lg10
lg5.2
)(4
00
00
2
04
0
4
0
24
После преобразований приводим к общему виду:
CECICI
VBCTCI
MmAMTY
YCIR
RRV
eff
Vboleff
0
0
000
00
цветуу нормальном по )(lg10калибровка известная - )(
• Как найти изменения радиуса Как найти изменения радиуса ΔΔR R ??• • Скорость пульсирующей
фотосферы dr/dt = -pf·VR, где VR – измеренная лучевая скорость,
• pf – Projection Factor
• Следовательно, ΔR ~ -pf·∫VR dt
Вычисление pf (Projection Factor)
(к наблюдателю)
Вклад кольца в Вклад кольца в наблюдаемую лучевуюнаблюдаемую лучевуюскоростьскорость
-V-V00: : скорость фотосферыскорость фотосферы
dS: dS: площадьплощадь
Движ
ущая
ся ф
отос
фера
Движ
ущая
ся ф
отос
фера
Средневзвешенная по всему лимбу скорость = измеренной скорости VR
rpf
d
dr
dW
dWVVr 1
)cos1(cossin
)cos1(cossin
)(
)()(
2/
0
2/
0
2
2/
0
2/
0
pfpf - - (Projection Factor) связывает лучевую скорость со скоростью пульсирующей фотосферы
• Единого мнения о подходе к вычислению/определению PF нет:
• постоянный/переменный?• от чего может зависеть?
• В разных работах используются значения, различающиеся на 5-10% - это может привести к заметным систематическим ошибкам в шкале расстояний
• Работы: Работы: Kervella et al.; Nardetto et al.; …Kervella et al.; Nardetto et al.; …
Пример расчета коэффициентасвязи скорости оболочки случевой скоростью (PF),зависящего от периода:
PF0 = 1.376 - 0.064·lg P(Nardetto et al., 2007)
В частности, это отражаетувеличение коэффициентапотемнения к краю лимбас ростом периода цефеиды(спектральным классом)
Идея Идея #1 #1 - - Dereddening Dereddening ((снятие покраснения):снятие покраснения):
• Использовать для моделирования кривой блеска существующие (многоцветные) калибровки CI0 – lg Teff – BC(V),
т.е. для функции ΨΨ((CICI00)) = 10 = 10 lg Tlg Teffeff + + BC(V),BC(V), задаваемые в виде известных степенных разложений 5-9 порядка по CI0 (иногда со включением членов с [Fe/H] и lg g)
• В новой модели кривой блеска в качестве неизвестных рассматриваются <R>, CE<R>, CE,, YY (включает известные относящиеся к Солнцу величины и видимый модуль расстояния)
• Открывается возможность независимого Открывается возможность независимого определения избытка цвета определения избытка цвета CECE одновременно со всеми остальными одновременно со всеми остальными параметрами (параметрами (<R>, D, <M<R>, D, <MVV>>II, <B, <B00--VV00>>II))
• Причины:Причины: бОльший наклон других калибровок, как правило, выведенных преимущественно НЕ ПО СВЕРХГИГАНТАМ
• Новый метод отличается большой устойчивостью оценки E(B-V)E(B-V) к вариантам расчётов (pfpf const/var, сглаженные/ оригинальные ряды данных (σσCECE ~ 0.02 ~ 0.02mm по внутренней сходимости для одной калибровки)
• Причина:Причина: большая чувствительность амплитуды изменения блеска к CE (сдвигу интервала цветов цефеиды в сторону высоких Teff) : ΔΔV ~ 10 lg TV ~ 10 lg Teffeff
• Тестирование: Тестирование: цефеиды – уверенные члены молодых
рассеянных скоплений и группировок (ассоциаций) SZ Tau, CF Cas, U Sgr, DL Cas, GY Sge и ряд других цефеид – вероятных членов молодых группировок (с оценкой избытков цвета методом наложения теоретических изохрон; данные из WEBDA)
Замечание:Замечание: для расчета расстояний до цефеид использовалось отношение RV = AV / E(B-V) ≈ 3.3 (влияет на вычисленное расстояние, но не <MV>I )
SZ Tau (P 3.1489d) : NGC 1647F96F96E(B-V)E(B-V) <R><R> D(pc) <MD(pc) <MVV>>II
• 0.40 57.0 796 -4.32 ±7. ±90 ±0.26
Малая амплитуда, большой радиус,яркая для P ~ 3d: P2 ?Вероятный член скопления
WEBDA:WEBDA:E(B-V)~0.37E(B-V)~0.37D ~ 540 pcD ~ 540 pclg t ~8.0lg t ~8.0
CF Cas (P0 4.875d) : NGC 7790F96F96E(B-V)E(B-V) <R><R> D(pc) D(pc) <M<MVV>>II
• 0.53 46.7 3585 -3.41 ±0.9 ±87 ±0.05WEBDA:WEBDA:
E(B-V)~0.53E(B-V)~0.53D ~ 2944 pcD ~ 2944 pclg t ~ 7.75lg t ~ 7.75
Уверенное членство в скоплении(вместе с CE Cas A, B и CG Cas)
U Sgr (P0 6.7453d) : IC 4725F96F96E(B-V)E(B-V) <R><R> D(pc) <MD(pc) <MVV>>II
• 0.5054.2 612 -3.90 ±1.8 ±25 ±0.08WEBDA:WEBDA:
E(B-V)~0.48E(B-V)~0.48D ~ 620 pcD ~ 620 pclg t ~ 8.0lg t ~ 8.0
Уверенное членство в скоплении
DL Cas (P0 8.0007d) : NGC 129F96F96E(B-V)E(B-V) <R><R> D(pc) <MD(pc) <MVV>>II
• 0.4769.3 2070 -4.12 ±1.6 ±60 ±0.06
WEBDA:WEBDA:E(B-V)~0.54E(B-V)~0.54D ~ 1625 pcD ~ 1625 pclg t ~ 7.9lg t ~ 7.9
• Структура полосы нестабильности цефеид с независимо оцененными покраснениями
• S Vul, Y Oph, DL Cas, SU Cas, V351 Cep: малые амплитуды
• Граница IS ?
SU Cas
S Vul
Y Oph
V351 Cep
DL Cas
• Малое число ярких сверхгигантов вообще и, тем более, используемых для вывода калибровок, делает актуальным поиск способа привлечения цефеид для этой цели
0.440.44mm, [Fe/H] ≈ -0.28, lg g ≈ 0.58 (Lee, , [Fe/H] ≈ -0.28, lg g ≈ 0.58 (Lee, Galazutdinov, Han, Kim, 2006)Galazutdinov, Han, Kim, 2006)
Нуль-пункткалибровки
• Физический смысл подхода:Физический смысл подхода:• Единственная цефеида на диаграмме ГР
играет роль популяции звёздпопуляции звёзд с разными цветами, величинами, но с одинаковыми массами, избытками цвета, расстояниями и [Fe/H] и почти одинаковыми значениями lg g
• Основная сложность: учёт различий [Fe/H]
• Данные о влиянии различий [Fe/H] на светимости и Teff сверхгигантов противоречивы
• Возможное решение:Возможное решение: калибровки AAMR99, SF00, GHB09 дают
ΔΨ / Δ[Fe/H] ≈ 0.25 ± 0.03• Тогда по данным об α Per для нуль-
пункта каждой калибровки получим (переменное) значение