Astronomi

Bagaimanakah Lithium Depletion Boundary digunakan untuk menentukan usia gugusan bintang?

Bagaimanakah Lithium Depletion Boundary digunakan untuk menentukan usia gugusan bintang?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Menurut pemahaman saya mengenai Soderblom et al. (2014), usia bintang litium ditentukan seperti berikut:

  1. Tentukan kelimpahan litium dari pengukuran lebar setara Li $ _ { mathrm {I}} $ peralihan pada 6708 angstrom untuk semua bintang dalam kumpulan koeval.
  2. Petak semua bintang secara berkumpulan pada rajah magnitud warna, dengan setiap bintang dilabelkan sebagai Li-kaya atau Li-miskin.
  3. Di plot, cari batas di mana peralihan populasi bintang dari habis ke tidak habis. Itulah Lithium Depletion Boundary (LDB).
  4. Gunakan luminositi LDB dan hubungan luminositi usia-LDB untuk menentukan usia bintang dalam kumpulan.

Apakah hubungan kecerahan usia-LDB, dan apakah asal-usul fizikalnya?


Apabila bintang berjisim rendah sangat muda, ia disebut urutan pra utama (PMS) bintang. Bintang PMS ini mempunyai lebih besar jejari daripada bintang urutan utama dengan jisim yang sama, dan pengangkutan tenaga di bahagian dalamnya berlaku terutamanya melalui perolakan. Perolakan memastikan bahawa bintang dicampur dengan sempurna dan seragam kimia.

Oleh kerana bintang PMS memancarkan tenaga berpotensi gravitasi, ia berkontrak. Teorema virial memberitahu kita bahawa apabila berlaku, dalamannya menjadi lebih panas. Secara kasar, suhu inti berkadar dengan $ M / R $, di mana $ M $ adalah jisim dan $ R $ radius.

Peleburan nuklear hidrogen tidak akan bermula sehingga suhu inti mencapai lebih dari 10 juta K, namun terdapat reaksi peleburan lain yang mungkin terjadi pada suhu yang lebih rendah - iaitu pembakaran deuterium sekitar 1 juta K dan kemudian pembakaran litium pada sekitar 3 juta K. reaksi terakhir tidak begitu penting dalam kehidupan bintang kerana tidak ada banyak litium di bintang untuk permulaannya (kira-kira 1 bahagian dalam satu miliar), namun litium ini dapat diperhatikan di fotosfera bintang PMS (melalui Li 670.8 nm Garis penyerapan resonan) dan pencampuran konvektif bermaksud apa sahaja yang kita lihat di fotosfera juga menunjukkan banyaknya inti.

Tindak balas pembakaran Li sangat bergantung pada suhu (seperti $ T ^ {20} $ atau sekitarnya), jadi ia menyala seperti suis setelah inti mencapai suhu yang sesuai (mis. Lihat Bildsten et al. 1997). Masa yang diperlukan bintang PMS untuk mencapai suhu teras ini bergantung pada jisimnya. Lebih besar bintang, dan dengan itu lebih banyak bintang bercahaya lebih cepat berkontrak dan mencapai suhu pembakaran Li lebih cepat. Setelah mereka melakukannya, Li di bintang itu dengan cepat dan habis dimakan oleh peleburan. Hubungan antara usia pada pemusnahan Li dan kecerahan bintang PMS pada masa itu adalah hubungan luminositi usia-LDB yang anda rujuk.

Hasilnya ialah jika anda melihat sekumpulan bintang dalam kelompok (dengan anggapan mereka semua mempunyai usia yang sama), maka bintang PMS yang lebih besar dan lebih bercahaya akan memusnahkan Li mereka, sementara jisim yang lebih rendah, bintang cahaya yang lebih rendah akan tetap mengandungi kandungan Li asli mereka. Luminositi pada peralihan yang cukup tajam antara kedua rejim ini dikenal sebagai LDB.

Zaman LDB boleh dikatakan paling banyak tepat cara untuk mencari usia bintang dalam kelompok. Semua penentuan usia sedikit sebanyak bergantung pada bahan fizikal apa yang ada dalam model evolusi bintang, tetapi kepekaan hubungan luminositi usia-LDB terhadap pelbagai ketidakpastian agak lemah (contohnya Burke et al. 2004) - kita pada dasarnya memahami fizik menguncup, bola gas perolakan sepenuhnya dengan cukup baik. Umur LDB juga boleh tepat, kerana peralihan Li yang sangat tajam dan kepantasannya harus menyebabkan peralihan tajam antara bintang dengan cahaya bercahaya rendah yang mempunyai Li dan bintang dengan cahaya hanya sedikit lebih tinggi yang tidak.

Menariknya, dalam beberapa tahun terakhir telah menjadi jelas bagi kami (dan yang lain) bahawa ada beberapa bahan model yang tidak sepenuhnya difahami, iaitu kesan medan magnet yang dihasilkan oleh dinamo dan bintik bintang gelap. Kedua-duanya boleh menyebabkan penekanan pengangkutan haba, baik di seluruh bintang atau hanya di permukaan, memperlahankan pengecutan PMS sehingga pada usia tertentu, bintang PMS mempunyai suhu teras yang lebih sejuk. Ini mungkin melambatkan permulaan pembakaran Li dan bermaksud bahawa usia LDB yang ditentukan pada masa ini dianggap rendah oleh 10-20% atau lebih (mis. Jackson & Jeffries 2014; Somers & Pinsonneault 2015).


Tajuk: Peningkatan penentuan umur sempadan penipisan litium Blanco 1 dan pandangan pertama mengenai kesan aktiviti magnet

Batas penipisan litium (LDB) adalah kaedah yang mantap untuk menentukan usia kelompok muda dengan tepat, tetapi kebanyakan model urutan pra-utama yang digunakan untuk menurunkan usia LDB tidak termasuk kesan aktiviti magnet pada sifat bintang. Sehubungan dengan itu, kami membentangkan hasil kajian spektroskopi kami mengenai anggota massa yang sangat rendah dari kluster terbuka selatan Blanco 1 menggunakan Teleskop Gemini-Utara, ID program: GN-2009B-Q-53 dan GN-2010B-Q -96. Kami memperoleh spektrograf Gemini Multi-Objek Spectrograph pada resolusi pertengahan untuk calon calon kluster dengan I ≈ 13-20 mag. Dari sampel 43 spektrum kami, kami menjumpai 14 kemungkinan ahli kluster dengan mempertimbangkan jarak dengan urutan kluster dalam I / I - K rajah magnitud warna, persetujuan dengan halaju radial sistemik kluster, dan aktiviti magnetik sebagai penunjuk masa muda. Kami secara sistematik menganalisis ciri Hα dan Li dan mengemas kini usia LDB Blanco 1 menjadi 126 Tuan. Usia LDB baru kami untuk Blanco 1 menunjukkan kesatuan yang luar biasa dengan kelompok terbuka Pleiades tanda aras. Dengan menggunakan pembetulan aktiviti empirikal yang ada, kami menyiasat kesan aktiviti magnet pada usia LDB Blanco 1. Mengira aktiviti, kami menyimpulkan umur LDB yang diperbetulkan 114 Tuan. Karya lebih & raquo ini menunjukkan pentingnya perakaunan aktiviti magnet pada usia bintang yang disimpulkan LDB, menunjukkan perlunya penyelidikan semula penentuan usia LDB sebelumnya. & laquo kurang


Tajuk: MEMERIKSA PERBELANJAAN LITHIUM BANDAR DI PLEIADES DAN SELURUH UMUR KLUSTER

Penyebaran sederhana (R ∼ 5400), spektroskopi optik tujuh anggota calon kerdil coklat Pleiades diperoleh menggunakan Spektrograf Echellette dan Imager pada teleskop Keck II. Gerakan yang betul dan sampel yang dipilih secara fotometrik terletak pada urutan utama kluster bintang tunggal dan dengan berkesan membatasi batas penipisan litium yang telah ditetapkan. Calon kerdil coklat berkisar dalam jenis spektral dari M6 hingga M7, menyiratkan suhu efektif antara ∼2800 dan 2650 K. Semua sumber menunjukkan pelepasan Hα, selaras dengan peningkatan aktiviti kromosfera yang diharapkan untuk bintang muda, sangat rendah massa dan kerdil coklat. Penyerapan Li i λ6708 dikesan dengan yakin di ruang gambar dua daripada tujuh sumber. Batas penipisan litium yang disemak semula dibuat di inframerah dekat di mana kesan kepupusan dan kebolehubahan dapat diminimumkan. Tepi penipisan litium ini berlaku berhampiran K = 14.45 atau M = 8.78 mag (UKIRT Infrared Deep Sky Survey), dengan anggapan anggaran jarak paling tepat dan tepat untuk kluster 136.2 pc. Dari model evolusi teoritikal baru-baru ini, usia semakan τ = 112 ± 5 Myr ditentukan untuk Pleiades. Mengira kesan aktiviti magnet pada sfera foto bintang berjisim sangat rendah dan kerdil coklat ini, lebih banyak & raquo, akan membawa usia yang lebih muda untuk kelompok ∼100 Myr. & laquo kurang


Penapis Arkib Berita

Satu podcast mengenai Gemini Observatory dan peranannya dalam Era Multi-Messenger Astronomy. Menampilkan berita yang berkaitan dengan astronomi multi-utusan (MMA), astronomi domain masa (TDA), program instrumen lawatan kami, dan banyak lagi melalui wawancara dengan ahli astronomi, jurutera, dan kakitangan di sini di Gemini (Utara dan Selatan) dan luar negara.

Peserta Balai Cerap Gemini

Observatorium Gemini menyediakan komuniti astronomi di enam negara peserta dengan kemudahan astronomi canggih yang memperuntukkan masa memerhatikan sebanding dengan sumbangan setiap negara. Sebagai tambahan kepada sokongan kewangan, setiap negara juga menyumbang sumber ilmiah dan teknikal yang besar. Agensi penyelidikan nasional yang membentuk perkongsian Gemini termasuk: Yayasan Sains Nasional AS (NSF), Majlis Penyelidikan Nasional Kanada (NRC), Komisi Chile Nacional de Investigación Cientifica y Tecnológica (CONICYT), Ministério da Ciência Brazil, Tecnologia e Inovação, Menteri Argentina de Ciencia, Tecnología e Innovación, dan Institut Astronomi dan Angkasa Korea (KASI). Observatorium ini dikendalikan oleh Association of Universities for Research in Astronomy, Inc. (AURA) di bawah perjanjian kerjasama dengan NSF. NSF juga berfungsi sebagai agensi eksekutif untuk perkongsian antarabangsa.


Ucapan terima kasih

Karya ini memanfaatkan tinjauan GALAH, yang merangkumi data yang diperoleh melalui Balai Cerap Astronomi Australia. Ia juga menggunakan perisian analisis data astronomi TOPCAT, dan NASA Astrophysics Data Service (ADS). Y.B.K. dan G.Z. terima kasih sokongan National Science Foundation of China melalui nombor geran 11988101, 11850410437, 11890694 dan National Key R & ampD Program of China nombor geran 2019YFA0405502. B.E.R. terima kasih NAOC, Beijing, atas sokongan melalui pemberian CAS PIFI nombor 2019VMA0009. S.W.C. mengakui pembiayaan persekutuan dari Majlis Penyelidikan Australia melalui Future Fellowship (FT160100046) dan Discovery Project (DP190102431). Y.-S.T. mengakui sokongan daripada pemberian NASA Hubble Fellowship HST-HF2-51425.001 yang diberikan oleh Institut Sains Teleskop Angkasa. Kami juga mengucapkan terima kasih kepada L. Spina dan C. Doherty untuk perbincangan.


Tajuk: Lithium di kerdil coklat Hyades L5 2MASSJ04183483 + 2131275

500.
Dalam spektrum individu, yang merangkumi beberapa bulan, kami mengesan pelepasan H_alpha yang tidak dapat diselesaikan yang berterusan dengan lebar setara pseudo (pEW) dalam julat Angstrom 45-150 dan garis penyerapan pelbagai alkali dengan kekuatan khas yang terdapat pada objek jenis spektrum L5. Garis resonans litium pada 6707.8 Angstrom dikesan dengan pEW 18 +/- 4 Angstrom pada 2M0418 (L5).
Kami menentukan kelimpahan litium log N (Li) = 3.0 +/- 0.4 dex selaras dengan pemeliharaan minimum 90% elemen ini yang mengesahkan 2M0418 sebagai kerdil coklat dengan jisim maksimum 52 M_Jup. Kami menyimpulkan usia maksimum untuk Hyades 775 Myr dari perbandingan dengan model BHAC15. Menggabungkan hasil terkini dari literatur dengan kajian kami, kami mengehadkan jisim 2M0418 hingga 45-52 M_Jup dan usia kluster menjadi 580-775 Myr (1 sigma) berdasarkan kaedah sempadan penipisan litium.


M 7 (Скопление Птоломея)

0.03Molar, dan sejarah pembentukan BD hingga 10Gyr, pada tahap yang akan dapat menentukan sekiranya BDformasi mengikuti pembentukan bintang. Kami mencadangkan keupayaan ini direalisasikan dengan penentukuran spektroskopi sifat BD (Teff, g dan [M / H]) yang apabila digabungkan dengan model cahaya dan anevolusi yang diukur dapat memberikan jisim BD dan usia yang relatif bebas daripada model BDatmosphere. Penentukuran semacam itu memerlukan pemahaman empirik bagaimana spektrum BD dipengaruhi oleh variasi sifat ini, dan oleh itu pengenalpastian dan kajian "BD penanda aras" yang umur dan komposisinya dapat dibuat secara bebas. Kami mengenal pasti sumber terbaik BD penanda aras sebagai ahli kluster terbuka muda, kumpulan bergerak anggota, dan banyak (> 1000au) rakan BD yang merangkumi bintang subuh dan kerdil putih berjisim tinggi (WD). Untuk menilai secara tepat kemungkinan bilangan BD pendamping yang luas, kami telah menentukan pecahan pendamping L kerdil lebar menggunakan Tinjauan AllSky 2-Micron (2MASS), dan mencari pecahan pendamping dari 2,7 + 0,7-0,5 persen untuk pemisahan

1000-5000au. Ini bersamaan dengan pecahan pendamping BD dari 34 + 9-6peratus jika seseorang mengandaikan α

Fungsi jisim 1companion. Dengan menggunakan pecahan pendamping BD ini, kami simulasi jumlah populasi binari BD yang luas, dan menganggarkan bahawa80 + 21-14 binari BD subgiant, dan binari WD-BD50 + 13-10 penanda aras dapat dikenal pasti menggunakan kemudahan semasa dan baru. Binari WD-BD harus dapat dikenal pasti menggunakan komponen Kajian Kawasan Besar dari Tinjauan Tinjauan Luas Inframerah UnitedKingdom (UKIRT), digabungkan dengan Penyiasatan Langit Digital Sloan. Penemuan binari sub-sub-BD akan memerlukan kempen pencitraan inframerah dekat di sekitar yang besar (

900) sampel subgiat Hipparcos. Sekiranya dikenalpasti, kajian spektral terhadap populasi BD markas ini dapat mendedahkan kepekaan spektrum di ruang Teff, g dan [M / H] yang disiasat oleh tinjauan baru.

140 Myr), opensluster kaya NGC 2516 yang diperoleh dengan kamera EPIC di atas satelit XMM-Newtonsatellite. Kaedah:. Dengan menggabungkan data dari enam pemerhatian, kepekaan tinggi, lebih besar daripada faktor 5 sehubungan dengan pemerhatian Chandra baru-baru ini, telah dicapai. Penganggar Kaplan-Meier pengagihan luminositi sinar-X kumulatif dibina, diperbetulkan secara statistik untuk bahan cemar bukan anggota dan dibandingkan dengan Pleiades pada masa yang sama. Spektrum EPIC bintang sinar-X paling terang dipasang menggunakan plasma model nipis optik dengan satu atau dua komponen termal. Hasil:. Kami mengesan 431 sumber sinar-X dan 234 daripadanya mempunyai bintang kluster rakan sejajar optik yang merangkumi keseluruhan Urutan Utama NGC2516. Atas dasar pancaran sinar-X dan fotometri optik, kami menunjukkan 20 calon anggota kluster baru pada masa yang sama kami menjumpai 49 sumber sinar-X tanpa bahagian optik atau inframerah yang diketahui. Luminositi sinar-X bintang kluster merangkumi julat logLX (erg s-1) = 28.4-30.8. Suhu representatif merangkumi julat 0,3-0,6 keV (3,5-8 MK) untuk komponen sejuk dan 1,0-2,0 keV (12-23 MK) untuk nilai yang sama panas terdapat dalam kelompok terbuka muda lain seperti Pleiades, IC 2391, dan Blanco 1 Walaupun tidak terdapat perbezaan yang signifikan dalam spektrum sinar-X, bintang jenis solar NGC 2516 pasti kurang bercahaya pada sinar-X daripada Pleiades yang hampir sama. Perbandingan dengan tinjauan ROSAT sebelumnya menunjukkan kekurangan amplitud variabilitas yang lebih besar daripada faktor 2 bintang jenis insolar dalam skala masa ˜ 11 thn cluster dan kitaranaktiviti seperti di Matahari mungkin tidak ada atau mempunyai tempoh dan amplitud yang berbeza pada bintang muda .

= 0.0 +/- 0.2. Kelimpahan litium awal (iaitu antara bintang) kejiranan thesolar, seperti yang berasal dari bintang yang astring oflithium dipercayai tidak penting, dikesan dari logɛ (Li) = 2.2 pada [Fe / H] = - 1 hingga logɛ (Li) = 3.2 pada +0.1. Bentuk evolusi ini bergantung pada anggapan bahawa astrasi litium tidak layak untuk bintang-bintang yang menentukan hubungannya. Hujah dikemukakan bahawa anggapan terakhir ini mungkin tidak sepenuhnya benar, dan, evolusi litium dengan [Fe / H] mungkin lebih rata daripada yang disangka sebelumnya. Li penurunan tajam seperti Hyades tidak dilihat di antara bintang lapangan dan nampaknya digantikan oleh penyebaran besar di antara litium bintang yang lebih besar daripada had jisim yang lebih rendah. Astrasi oflithium oleh bintang-bintang yang terlalu rendah untuk mengambil bahagian dalam Li dip dibincangkan. Bintang-bintang ini menunjukkan sedikit atau tidak ada penyebaran dalam jumlah litium yang diberi [Fe / H] dan jisim.

0.01. Ini nampaknya merupakan perkiraan pertama dari logam pukal h Per. Kajian fotometrik baru-baru ini mengandaikan keperitan suria sehingga hasilnya harus dikaji semula.

4 × 107 thn. Hubungan aktiviti alkali-alkali dan / atau alkali baru diperhatikan dalam IC 2391, M34, dan mungkin Blanco 1dan NGC 6475. Luminositi sinar-X global tidak sebagai petunjuk kuat penunjuk optik astradasi korelasi aktiviti alkali, dan juga hubunganLi I-K I. Korelasi aktiviti alkali intrakluster tidak global tetapi hanya dilihat dalam subkelompok intrakluster yang berbeza, menunjukkan tingkah laku yang kaya. Korelasi aktiviti Li dan K nampaknya berjalan lancar, mungkin menunjukkan bahawa sekurang-kurangnya sebahagian varians intraklusterLi bukan disebabkan oleh penurunan Li yang berbeza. Walaupun hingga

90% dari variasi bintang ke bintang dalam Li I dan K I seperti contohnya berkaitan dengan pelepasan kromosfer optik, penyebaran Li yang signifikan di atas penyebaran pemerhatian mungkin tetap berlaku walaupun berlaku untuk ini. Kami mencadangkan, sebagai contoh, bahawa sekurang-kurangnya tiga mekanisme yang bergantung (termasuk kemungkinan penyebaran usia intrakluster) mempengaruhi penyebaran dalam pesawat M34 Li-Teff. Kami berpendapat bahawa korelasi aktiviti Li bukanlah manifestasi khayalan hubungan putaran Li-afis. Walaupun korelasi yang tidak dijangka antara Li, pelepasan kromosfera, dan l 6455 Ca I mempunyai kerdil M34 incool menunjukkan bahawa peranan "aktiviti" dimainkan oleh bintik-bintik / plages, kami perhatikan bahawa korelasi aktiviti alkali secara bertentangan bertentangan dengan anomali kelimpahan lain digambarkan dengan pantas dalam bintang aktif, muda dan sejuk.


5 Perspektif Baru

Sebilangan besar tinjauan yang akan datang dan spektrograf multiobjektif, seperti 4MOST (de Jong et al., 2012), MOONS (Cirasuolo et al., 2011 Cirasuolo dan Consortium 2020 Gonzalez et al., 2020), dan WEAVE (Dalton et al., 2012) ), akan memberi tumpuan pada jarak optik dan jarak dekat inframerah. MOONS akan memungkinkan pengukuran banyaknya bahan kimia, termasuk elemen CNO (Cirasuolo et al., 2014), dalam mod resolusi tinggi, memerhatikan dua kawasan spektrum pada R & # x0223c20,000 (dalam jalur J- dan H-band). Instrumen 4MOST akan menjalankan beberapa tinjauan yang memfokuskan pada objek bintang, bertujuan untuk melakukan arkeologi Galactic dari komponen yang berbeza dari Bima Sakti dan Awan Magellan (lihat, misalnya, Feltzing et al., 2018). Mod resolusi tinggi R & # x0223c20,000 memungkinkan pengukuran kelimpahan tepat kira-kira 15 elemen. Dalam julat spektrum 4MOST, pita G-CH (429 & # x02013432 & # x000a0nm) akan disertakan dari mana kemungkinan untuk memperoleh kelimpahan karbon, pita CN pada 414 & # x02013422 & # x000a0nm untuk kelimpahan N, dan garis atom [oi] pada 630 & # x000a0nm untuk oksigen. Ganda Li di 670.8 & # x000a0nm juga akan dilindungi. Jalur dan garis atom yang serupa akan diperhatikan dalam mod resolusi tinggi WEAVE (R & # x0223c20,000), dengan dua tingkap spektrum berwarna biru / hijau dan merah (biru 404 & # x02013465 & # x000a0nm atau hijau 473 & # x02013545 & # x000a0nm lengan dan lengan merah 595 & # x0201368 & # x000a0nm).

Sebagai pelengkap kepada ini, instrumen yang dirancang baru akan memperkaya pengetahuan kita tentang kelimpahan elemen cahaya dengan cara yang berbeza. Sebagai contoh, MAVIS, imager dan spektrografer bantuan optik adaptif yang direka untuk VLT (McDermid 2019), akan mempunyai mod resolusi tinggi dalam warna biru dan merah (R & # x0223c10,000 & # x0201312,000), yang memungkinkan pengukuran C dan N dari jalur molekul dan mungkin Li dalam populasi bintang yang diselesaikan di luar Bima Sakti.

Pentingnya, spektroskopi dekat-UV pada VLT juga dapat dilakukan dalam beberapa tahun akan datang dengan CUBES (Barbuy et al., 2014 Smiljanic, 2020). Ini akan menjadi spektrograf resolusi tinggi, resolusi sederhana (R & # x0223c 20,000), beroperasi antara 300 hingga 400 & # x000a0nm. Fasa A instrumen ini dimulakan pada Musim Panas 2020. Instrumen ini akan memungkinkan kita untuk melihat objek yang jauh lebih lemah daripada yang mungkin sebelumnya di dekat UV, membuka ruang parameter baru dan memungkinkan pengukuran Be dalam berbagai populasi, termasuk kelompok terbuka dan globular . Pada masa yang sama, pengukuran CUBES dari kelimpahan CNO dari jalur CN, NH, dan OH mungkin untuk objek yang sama, menawarkan peluang yang sangat baik untuk menyelidiki evolusi unsur-unsur tersebut (dan khususnya Be vs. O) berdasarkan kelimpahan homogen. penentuan.

Akhirnya, kami menyebutkan bahawa kajian konsep untuk spektrograf multiobjek beresolusi tinggi yang akan diletakkan di ESO VLT telah dimulakan. Instrumen semacam itu sememangnya memungkinkan pengukuran isotop utama dalam gugus dan bintang medan MW.


NGC 2547

= 15 Myr berumur. Kami juga memerhatikan pengurangan penyebaran mutlak mengenai urutan dengan usia. Akhirnya, isokron empirikal membolehkan kita meletakkan kumpulan mengikut urutan usia, tanpa teori. Kumpulan termuda boleh dikumpulkan menjadi tiga kumpulan usia yang serupa. Set termuda adalah ONC, NGC6530 dan IC5146 (nominal 1 Myr) seterusnya Cep OB3b, NGC2362, λ Ori danNGC2264 (nominal 3 Myr) dan akhirnya σ Ori dan IC348 (nominal4-5 Myr). Ini menunjukkan Cep OB3b lebih muda daripada yang difikirkan sebelumnya, danIC348 lebih tua. Untuk IC348 taburan kadar putaran bintang dan pecahan bintang dengan cakera menunjukkan usia yang lebih muda daripada yang kita ketahui. Kesalahan ini adalah kerana ketiadaan bintang-O dalam kluster ini, putaran angin dan / atau sinaran pengion mungkin merupakan faktor penting dalam penghapusan cakera dalam kelompok lain.

50 Myropen cluster IC 2391. Tiga puluh empat anggota kluster yang terdiri dalam jenis spektral dari B3 hingga M5 diperhatikan pada darjah persegi pusat kluster. Lebihan yang menunjukkan cakera serpihan ditemui di sekitar bintang satuA, enam bintang FGK, dan mungkin satu kerdil M. Untuk anggota kluster yang diperhatikan oleh had fotosfera mereka, kami menjumpai frekuensi cakera serpihan 10 + 17-3% untuk bintang B-A dan 31 + 13-9% untuk bintang FGK menggunakan kelebihan melebihi relatif 15%. Berkaitan dengan model kekerapan berlebihan yang merosot, frekuensi cakera serpihan di sekitar bintang jenis A kelihatan sedikit rendah pada usia kluster sementara bintang FGK kelihatan konsisten. Senario yang dapat menjelaskan secara kualitatif hasil ini dikaji. Kami menyimpulkan bahawa aktiviti planet di kawasan terestrial bintang FGK adalah perkara biasa pada yang pertama

50 Myr dan pudar pada skala masa sebanyak

100 Myr. Walaupun terdapat perbezaan cahaya, evolusi cakera serpihan tidak kelihatan sangat bergantung pada jisim bintang.

5 Myr). Dalam sampel bintang yang mewakili lebih awal daripada F5 kedua-dua kumpulan bintang, kami dapati populasi bintang yang dikelilingi cakera serpihan, tanpa kelebihan pada jalur IRAC dan tanpa garis pelepasan dalam spektrum optiknya, tetapi dengan tahap yang berbeza 24 μmexcess. Membandingkan sampel kami dengan pemerhatian 24 μm bintang jisim menengah di kumpulan bintang lain, merangkumi jarak antara 2,5 hingga 150 Myr, kami mendapati bahawa cakera serpihan lebih kerap dan mempunyai lebihan 24 μm lebih besar pada 10 Myr (OB1a). Trend ini sesuai dengan ramalan model evolusi pepejal di kawasan luar cakera (> 30 AU), di mana objek berais besar (

Kehadiran objek-objek ini di dalam cakera memulakan lata terkumpul, menghasilkan zarah-zarah debu yang cukup untuk menjelaskan kelebihan 24 μm yang diperhatikan dalam OB1a. Luminositi debu yang tersimpan dalam kumpulan bintang yang berumur lebih dari 10 Myr menurun secara kasar seperti yang diperkirakan oleh model lata cascade. Menggabungkan pemerhatian Spitzer, spektrum optik, dan data 2MASS, kami menjumpai bintang Herbig Ae / Be baru (HD290543) dan bintang (HD 36444) dengan kelebihan 24 μm yang besar, keduanya dalamOB1b. Objek terakhir ini dapat dijelaskan sebagai tahap pertengahan antara HAeBe dan sistem puing-puing benar atau sebagai cakera serpihan besar yang dihasilkan oleh perlanggaran antara dua objek besar (> 1000 km).

10-150 Kaedah Myr:. Kami memperoleh reddenings, jarak, dan zaman nuklear dengan memasangkan ZAMS dan isochrones pada ukuran warna dan diagram warna. Untuk memperoleh usia penguncupan, kami menggunakan empat model urutan utama yang berbeza, dengan hubungan suhu-warna yang dikalibrasi secara empirik untuk memadankan urutan kluster Pleiades. Hasil:. Apabila secara eksklusif menggunakan diagram magnitud warna V vs VI dan isokron yang dikalibrasi secara empirik, terdapat konsistensi umur antara nuklear dan pengecutan bagi kelompok yang dikaji. Walaupun usia kontraksi nampaknya diremehkan secara sistematik, tidak ada kes yang menyimpang oleh lebih dari satu sisihan piawai dari zaman nuklear.

= 1030.5ergs-1 dan menurun ke Lx = 0.2Molar. Bukti spektrum koronal untuk ukuran pelepasan pembezaan pelbagai suhu dan kelimpahan logam rendah koronal Z

= 0.3. Bintang jenis G- dan K dari NGC 2547 mengikuti hubungan yang sama antara aktiviti sinar-X dan bilangan Rossby yang terbentuk di gugus dan bintang lapangan yang lebih tua, walaupun kebanyakan bintang tipeolar di NGC 2547 menunjukkan tahap aktiviti sinar-X tepu atau bahkan jenuh. Tahap median Lx danLx / Lbol pada bintang jenis suria NGC 2547 hampir sama dengan bintang T-Tauri dari gugus Orion Nebula (ONC), tetapi urutan magnitudnya lebih tinggi daripada pada Pleiades yang lebih tua. Tahap aktiviti sinar-X yang meluas di antara bintang jenis suria di NGC 2547 jauh lebih kecil daripada pada kelompok tua atau lebih muda. Suhu koronal meningkat dengan Lx, Lx / Lbol dan fluks sinar-X permukaan. Bintang jenis paling aktif di NGC 2547 mempunyai suhu koronal di antara bintang di ONC dan bintang urutan sifar-agemain (ZAMS) yang paling aktif. Kami menunjukkan bahawa hujah penskalaan sederhana meramalkan suhu koronal yang lebih tinggi pada bintang tepu koron dengan graviti yang lebih rendah. Sejumlah suar calon dikenalpasti di antara anggota massa bawah dan kadar pembakaran [untuk jumlah tenaga suar (0.3-3keV)> 1034erg] satu setiap 350 + 350-120ks dijumpai untuk bintang jenis suria, yang serupa dengan kadar yang dijumpai di ONC dan Pleiades. Perbandingan dengan data ROSAT High Resolution Imager (HRI) yang diambil 7 tahun sebelumnya menunjukkan bahawa hanya 10-15 peratus bintang atau bintang jenis suria dengan Lx> 3 × 1029ergs-1 menunjukkan kebolehubahan sinar-X lebih daripada faktor 2. Ini dapat dibandingkan dengan kluster agebut serupa lebih kurang daripada kluster yang lebih tua dan lebih muda. Tahap pertengahan aktiviti X-ray dan kadar kejadian yang serupa untuk suar besar di NGC2547 dan ONC menunjukkan bahawa persekitaran sinaran sinar-X di sekitar bintang-bintang jenis suria tetap relatif tetap sepanjang 30Myr pertama mereka.

1300 thn untuk hentakan busur pingsan HH 47D. Lebar jet, tetapi gerakan simpul dalam jet diarahkan jauh dari sumber yang menarik, dan kepelbagaian halaju dalam aliran mendorong gelombang kejutan yang memanaskan jet secara dalaman. Sudut orientasi jet bervariasi dengan masa sekitar 15 ° dan saat ini menunjuk ke bahagian barat laut rongga yang digariskan oleh nebula pantulan, di mana kejutan separa pejalan membelokkan jet. Permukaan kerja utama HH 47A lebih kompleks daripada cakera simplebow / Mach dan mengandungi banyak gumpalan yang bergerak berbanding satu sama lain dengan halaju

+/- 40 km s-1. Gumpalan kecil atau ketidakstabilan mempengaruhi cakera Mach, dan gumpalan lebat dapat bergerak sepanjang permukaan kerja sehingga menyebabkan morfologi bergelombang terlihat pada kejutan busur. Kawasan yang dilokalisasikan antara kejutan busur dan cakera Mach dengan ketara di antara dua set gambar. Berdasarkan pemerhatian yang dibuat dengan Teleskop Angkasa NASA / ESA Hubble, yang diperoleh di Space Telescope Science Institute, yang dikendalikan oleh Persatuan Universiti Penyelidikan Astronomi , Inc., di bawah kontrak NASA NAS5-26555.

400 ahli α setiap kumpulan dikenali. Sekiranya mereka benar-benar ahli αPer, empat calon baru akan menjadi kerdil coklat. Membincangkan kelebihan dan kekurangan tinjauan jarak dekat dengan kaedah pemilihan optik. Kami juga menerangkan hasil spektroskopi optik yang diperoleh dengan spektrograf Berkembar pada teleskop CalarAlto 3.5-m untuk kira-kira 30 calon, termasuk anggota terpilih dari sampel optik yang ditunjukkan dalam Barrado y Navascués et al. (2002) dan dari katalog optik / inframerah bersama kami. Keputusan ini bertentangan dengan kaedah pemilihan optik untuk pengguna khusus ini.

25 Myr. Walaupun jarak 38% lebih dekat dari jarak Taurus-Auriga atau skala suhu yang lebih panas dapat mendamaikan perbezaan ini pada 21-25 Myr, percanggahan serupa dalam sistem lain dan implikasi anggota Taurus-Auriga yang sangat tua memberikan cadangan kemungkinan masalah dengan model evolusi. Walau apa pun, usia yang lebih tua yang tersirat oleh kekurangan lithium St 34 adalah bukti kuat pertama mengenai penyebaran usia yang cukup besar di rantau ini. Di samping itu, sejak penyertaan bersama St 34 dengan jenis spektrum M awal juga akan gagal dalam ujian litium untuk belia, senarai keahlian semasa mungkin tidak lengkap.

Tahap 7 σ berbanding dengan pelepasan fotosfera mereka. Kami membuang usia untuk keseluruhan sampel dari literatur dan / atau mengira mereka menggunakan rajah H-R dan isokron mereka berkisar antara 5 hingga 850 Myr. Kami mengenal pasti pelepasan haba berlebihan menggunakan warna fotosferik K-24 (atau 25) μm yang dihasilkan secara dalaman dan kemudian membandingkan semua bintang dalam sampel dengan warna itu. Kerana kami telah mengecualikan bintang dengan garis pelepasan yang kuat atau pelepasan yang diperpanjang (berkaitan dengan gas bintang yang berdekatan), kelebihan ini kemungkinan besar disebabkan oleh sampah. Bintang muda dalam sampel menunjukkan pelepasan haba berlebihan lebih kerap dan dengan kelebihan pecahan yang lebih tinggi daripada bintang yang lebih tua. Walau bagaimanapun, sebanyak 50% bintang muda tidak menunjukkan pelebaran berlebihan. Penurunan besarnya pelepasan berlebihan, untuk bintang yang menunjukkannya, mempunyai pergantungan kira-kira t0 / masa, dengan0

150 MYR. Sekiranya ada, bintang dalam sistem binari (termasuk bintang jenis Algol) dan bintang λ Boo menunjukkan pelepasan lebih sedikit daripada anggota sampel yang lain. Hasil kajian kami menunjukkan bahawa (1) terdapat banyak variasi antara disk puing-puing, termasuk sejumlah besar bintang muncul dari tahap evolusi protoplanet dengan sedikit cakera yang tersisa di wilayah 10-60 AU dan (2) di samping itu, kemungkinan besar debu yang kami dapati dihasilkan secara episod oleh pelanggaran planet besar sepanjang permainan akhir pertambahan planet, dan peristiwa individu sering mendominasi sifat radiometrik sistem serpihan. Tingkah laku terakhir ini secara umum sesuai dengan apa yang kita ketahui mengenai evolusi sistem suria, dan juga dengan model teori pembentukan sistem planet.


Lithium dan berilium dihancurkan pada suhu yang berbeza di bahagian dalam bintang. Oleh yang demikian, jumlah relatifnya mempunyai probe yang sangat baik mengenai sifat dan tahap proses pencampuran di dalam dan di bawah zon perolakan.
Kami menentukan kelimpahan Be untuk sampel lapan kembar suria yang sebelumnya telah ditentukan kelimpahan Li. Kembar suria yang dianalisis merangkumi usia yang sangat luas, 0,5-8,2 Gyr, yang memungkinkan kita untuk mengkaji evolusi sekular penipisan Li dan Be. Kaedah. Kami mengumpulkan spektrum UVES / VLT berkualiti tinggi dan memperoleh kelimpahan Be dengan sintesis spektrum dwi Be Be 313 nm.

Kelimpahan berilium yang diperoleh tidak menunjukkan perbezaan yang signifikan dengan usia. Li yang lebih rapuh, bagaimanapun, menunjukkan kelimpahan mononik yang menurun dengan bertambahnya usia. Oleh itu, pencampuran tambahan yang agak cetek di bawah zon perolakan diperlukan untuk secara serentak memperhitungkan tingkah laku Li dan Be yang diperhatikan di kembar Matahari dan matahari.

Kami mengkaji dengan terperinci komposisi kimia dan parameter bintang kembar solar 18 Sco dalam pengertian yang berbeza berbanding dengan Matahari. Kajian kami berdasarkan pada resolusi tinggi ( R

110,000), nisbah isyarat-ke-kebisingan tinggi (800-1,000) Spektrum UVES Teleskop Sangat Besar, yang membolehkan kita mencapai ketepatan kira-kira 0,005 dex dalam jumlah yang berbeza. Suhu efektif dan graviti permukaan 18 Sco adalah T ef = 5823 ± 6 K dan log g = 4.45 ± 0.02 dex, i.e., 18 Sco is 46 ± 6 K hotter than the Sun and log g is 0.01 ± 0.02 dex higher. Its metallicity is [Fe/H] = 0.054 ± 0.005 dex, and its microturbulence velocity is +0.02 ± 0.01 km s –1 higher than solar. Our precise stellar parameters and differential isochrone analysis show that 18 Sco has a mass of 1.04 ± 0.02 M ☉ and that it is

1.6 Gyr younger than the Sun. We use precise High Accuracy Radial velocity Planet Searcher (HARPS) radial velocities to search for planets, but none are detected. The chemical abundance pattern of 18 Sco displays a clear trend with condensation temperature, thus showing higher abundances of refractories in 18 Sco than in the Sun. Intriguingly, there are enhancements in the neutron-capture elements relative to the Sun. Despite the small element-to-element abundance differences among nearby n-capture elements (

0.02 dex), we successfully reproduce the r -process pattern in the Solar System. This is independent evidence for the universality of the r process. Our results have important implications for chemical tagging in our Galaxy and nucleosynthesis in general.

The principle definition of habitability for exoplanets is whether they can sustain liquid water on their surfaces, i.e. that they orbit within the habitable zone. However, the planet's magnetosphere should also be considered, since without it, an exoplanet's atmosphere may be eroded away by stellar winds. The aim of this paper is to investigate magnetospheric protection of a planet from the effects of stellar winds from solar-mass stars.
We study hypothetical Earth-like exoplanets orbiting in the host star's habitable zone for a sample of 124 solar-mass stars. These are targets that have been observed by the Bcool Collaboration. Using two wind models, we calculate the magnetospheric extent of each exoplanet. These wind models are computationally inexpensive and allow the community to quickly estimate the magnetospheric size of magnetised Earth-analogues orbiting cool stars. Our results indicate that planets around 0.6-0.8 solar-mass stars on the low activity side of the Vaughan-Preston gap are the optimum observing targets for habitable Earth analogues

Kepler ultra-high precision photometry of long and continuous observations provides a unique dataset in which surface rotation and variability can be studied for thousands of stars. Because many of these old field stars also have independently measured asteroseismic ages, measurements of rotation and activity are particularly interesting in the context of age-rotation-activity relations. In particular, age-rotation relations generally lack good calibrators at old ages, a problem that this Kepler sample of old-field stars is uniquely suited to address.

A new sample of solar analogs and twin candidates has been constructed and studied, paying particular attention to their light curves from NASA's Kepler mission. This Letter aims to assess their evolutionary status, derive their rotation and ages, and identify those which are solar analogs or solar twin candidates. We separate out the subgiants that compose a large fraction of the asteroseismic sample, and which show an increase in the average rotation period as the stars ascend the subgiant branch. The rotation periods of the dwarfs, ranging from 6 to 30 days and averaging 19 days, allow us to assess their individual evolutionary states on the main sequence and to derive their ages using gyrochronology. These ages are found to be in agreement with a correlation coefficient of r = 0.79 with independent asteroseismic ages, where available. As a result of this investigation, we are able to identify 34 stars as solar analogs and 22 of them as solar twin candidates.

A new sample of solar analogs and twin candidates has been constructed and studied, paying particular attention to their light curves from NASA's Kepler mission. This Letter aims to assess their evolutionary status, derive their rotation and ages, and identify those which are solar analogs or solar twin candidates. We separate out the subgiants that compose a large fraction of the asteroseismic sample, and which show an increase in the average rotation period as the stars ascend the subgiant branch. The rotation periods of the dwarfs, ranging from 6 to 30 days and averaging 19 days, allow us to assess their individual evolutionary states on the main sequence and to derive their ages using gyrochronology. These ages are found to be in agreement with a correlation coefficient of r = 0.79 with independent asteroseismic ages, where available. As a result of this investigation, we are able to identify 34 stars as solar analogs and 22 of them as solar twin candidates.

Stellar magnetic field measurements obtained from spectropolarimetry offer key data for activity and dynamo studies, and we present the results of a major high-resolution spectropolarimetric Bcool project magnetic snapshot survey of 170 solar-type stars from observations with the Telescope Bernard Lyot and thCanada-France-Hawaii Telescope. For each target star a high signal-to-noise circularly polarised Stokes V profile has been obtained using Least-Squares D econvolution, and used to detect surface magnetic fields and measure the corresponding mean surface longitudinal magnetic field (Bl). Chromospheric activity indicators were also measured. Surface magnetic fields were detected for 67 stars, with 21 of these stars classified as mature solar-type stars, a result that increases by a factor of four the number of mature solar-type stars on which magnetic fields have been observed. In addition, a magnetic field was detected for 3 out of 18 of the subgiant stars surveyed. For the population of K-dwarfs the mean value of Bl (|Bl|mean) was also found to be higher (5.7 G) than |Bl|mean measured for the G-dwarfs (3.2 G) and the F-dwarfs (3.3 G). For the sample as a whole |Bl|mean increases with rotation rate and decreases with age, and theupper envelope for |Bl| correlates well with the observed chromospheric emission. Stars with a chromospheric S-index greater than about 0.2 show a high magnetic field detection rate and so offer optimal targets for future studies. This survey constitutes the most extensive spectropolarimetric survey of cool stars undertaken to date, and suggests that it is feasible to pursue magnetic mapping of a wide range of moderately active solar-type stars to improve understanding of their surface fields and dynamos.

The object HD 43587Aa is a G0V star observed during the 145-day LRa03 run of the COnvection, ROtation and planetary Transits space mission (CoRoT), for which complementary High Accuracy Radial velocity Planet Searcher (HARPS) spectra with S/N > 300 were also obtained. Its visual magnitude is 5.71, and its effective temperature is close to 5950 K. It has a known companion in a highly eccentric orbit and is also coupled with two more distant companions.
We undertake a preliminary investigation of the internal structure of HD 43587Aa. We carried out a seismic analysis of the star, using maximum likelihood estimators and Markov chain Monte Carlo methods.
We established the first table of the eigenmode frequencies, widths, and heights for HD 43587Aa. The star appears to have a mass and a radius slightly larger than the Sun, and is slightly older (5.6 Gyr). Two scenarios are suggested for the geometry of the star: either its inclination angle is very low, or the rotation velocity of the star is very low. A more detailed study of the rotation and of the magnetic and chromospheric activity for this star is needed, and will be the subject of a further study. New high resolution spectrometric observations should be performed for at least several months in duration.

We investigate how the observed large-scale surface magnetic fields of low-mass stars (0.1 - 2 M ), reconstructed through Zeeman-Doppler imaging, vary with age t, rotation and X-ray emission. Our sample consists of 104 magnetic maps of 73 stars, from accreting pre-main sequence to main-sequence objects (1 Myr ≲ t ≲ 10 Gyr). For non-accreting dwarfs we empirically find that the unsigned average large-scale surface field is related to age as t -0.655 ± 0.045 . This relation has a similar dependence to that identified by Skumanich, used as the basis for gyrochronology. Likewise, our relation could be used as an age-dating method (`magnetochronology'). The trends with rotation we find for the large-scale stellar magnetism are consistent with the trends found from Zeeman broadening measurements (sensitive to large- and small-scale fields). These similarities indicate that the fields recovered from both techniques are coupled to each other, suggesting that small- and large-scale fields could share the same dynamo field generation processes. For the accreting objects, fewer statistically significant relations are found, with one being a correlation between the unsigned magnetic flux and rotation period. We attribute this to a signature of star-disc interaction, rather than being driven by the dynamo.

Solar twins have been a focus of attention for more than a decade, because their structure is extremely close to that of the Sun. Today, thanks to high-precision spectrometers, it is possible to use asteroseismology to probe their interiors. Our goal is to use time series obtained from the HARPS spectrometer to extract the oscillation frequencies of 18 Sco, the brightest solar twin. We used the tools of spectral analysis to estimate these quantities. We estimate 52 frequencies using an MCMC algorithm. After examination of their probability densities and comparison with results from direct MAP optimization, we obtain a minimal set of 21 reliable modes. The identification of each pulsation mode is straightforwardly accomplished by comparing to the well-established solar pulsation modes. We also derived some basic seismic indicators using these values. These results offer a good basis to start a detailed seismic analysis of 18 Sco using stellar models.

Lithium abundances in open clusters are a very e ff ective probe of mixing processes, and their study can help us to understand the large depletion of lithium that occurs in the Sun. Owing to its age and metallicity, the open cluster M67 is especially interesting on this respect. Many studies of lithium abundances in M67 have been performed, but a homogeneous global analysis of lithium in stars from subsolar masses and extending to the most massive members, has yet to be accomplished for a large sample based on high-quality spectra. We test our non-standard models, which were calibrated using the Sun with observational data.

We collect literature data to analyze, for the first time in a homogeneous way, the non-local thermal equilibrium lithium abundances of all observed single stars in M 67 more massive than ∼ 0 . 9 M ⊙ . Our grid of evolutionary models is computed assuming a non-standard mixing at metallicity [Fe / H] = 0 . 01, using the Toulouse-Geneva evolution code. Our analysis starts from the entrance into the zero-age main-sequence.
Lithium in M 67 is a tight function of mass for stars more massive than the Sun, apart from a few outliers. A plateau in lithium abundances is observed for turn-o ff stars. Both less massive ( M ≤ 1 . 10 M ⊙ ) and more massive ( M ≥ 1 . 28 M ⊙ ) stars are more depleted than those in the plateau. There is a significant scatter in lithium abundances for any given mass M ≤ 1 . 1 M ⊙ .
Our models qualitatively reproduce most of the features described above, although the predicted depletion of lithium is 0.45 dex smaller than observed for masses in the plateau region, i.e. between 1.1 and 1.28 solar masses. More work is clearly needed to accurately reproduce the observations. Despite hints that chromospheric activity and rotation play a role in lithium depletion, no firm conclusion can be drawn with the presently available data.

We present rotation period measurements for subgiants observed by CoRoT. Interpreting the modulation of stellar light that is caused by star-spots on the time scale of the rotational period depends on knowing the fundamental stellar parameters. Constraints on the angular momentum distribution can be extracted from the true stellar rotational period. By using models with an internal angular momentum distribution and comparing these with measurements of rotation periods of subgiant stars we investigate the agreement between theoretical predictions and observational results. With this comparison we can also reduce the global stellar parameter space compatible with the rotational period measurements from subgiant light curves. We can prove that an evolution assuming solid body rotation is incompatible with the direct measurement of the rotational periods of subgiant stars. Kaedah. Measuring the rotation periods relies on two di ff erent periodogram procedures, the Lomb-Scargle algorithm and the Plavchan periodogram. Angular momentum evolution models were computed to give us the expected rotation periods for subgiants, which we compared with measured rotational periods. We find evidence of a sinusoidal signal that is compatible in terms of both phase and amplitude with rotational modulation. Rotation periods were directly measured from light curves for 30 subgiant stars and indicate a range of 30 to 100 d for their rotational periods.


Tonton videonya: КАК ЭТО - БЫТЬ СТАРОСТОЙ?! ПЛЮСЫ И МИНУСЫ. МГИМО (Disember 2022).