Ютт ning fazoviy parametrlari

3.4. Qizarishni aniqlashning turli usullari

Klasterning qizarishi bu rangning ortiqchaligi, ammo rangning ortiqchaligi har doim ham qizarishni ifodalayvermaydi. Belgilangan qizarish qiymati B va V fotometrik diapazonlarda kuzatilgan yulduz kattaliklari orqali hisoblab chiqiladi.

Bu quyidagicha ifodalanadi: E (B - V).

Eng yaxshi moslangan izoxron (B - V) va V CMD ning qiymatlari quyidagi qiymatni ta'minladi:

(B - V)_ob = E (B - V) + (B - V)_in

bu erda (B - V)_ob va (B - V)_in aniqlangan yulduzlar uchun kuzatilgan va ichki rang ortiqchaligi qiymatlaridir. Yuqorida keltirilgan qizarish qiymatini istalgan usul bilan quyidagi tavsiflangan yondashuvlardan olish mumkin. OSc lar juda ko’p miqdordagi ranglarning haddan tashqari ko'payishiga ta'sir qiladi va bu miqdor butun klaster hududida yo'qolishning 10% bo'lishi mumkin (Tasselli, 2013).

3.4.1. (B - V) va (V - I) TCD orqali qizarish

Klaster tekisligidagi (B − I) va (B − V) tekislikdagi asosiy ketma-ketlikka (MS) to'g'ri keladigan yechimni quyidagi munosabatlar (Carraro va boshqalar, 2002), (B - I) orqali olish mumkin.

Ushbu MS yulduzlar o'zaro chiziqli bog'langanligi uchun V − kattalik 18 magdan kichik yoki teng bo’lgan yulduzlar tanlanadi. Yuqoridagi bog’liqlikdandan Q ning olingan qiymati quyidagi Munari va Carraro (Munari & Carraro, 1996) bog’lanishi yordamida qizarishni aniqlash uchun ishlatiladi.

Yuqoridagi ko'rsatilgan bog’lanish R_V = 3.1 ga mos keladi. Bundan tashqari, bu munosabatlar ma'lum rang oralig'ida sifatida ishlatiladi:

−0.23 ≤ (B - V)_ob ≤ +1.30

3.4.2. (U-B) va (B-V) TCD orqali qizarish

Klaster zonasida qizarish, E (B - V) TCD (U - B) va (B - V) yordamida hisoblanadi. Qizillanishni aniqlash uchun biz A₀ dan oldin spektral tipga ega bo'lgan yulduzlarni olishimiz kerak, chunki keyingi yulduzlar metallligi va fonning ifloslanishiga ko'proq ta'sir qilishi mumkin (Xoyl va boshqalar, 2003).

Ushbu yondashuvda biz o'zgaruvchan qiymatlarni [(U - B)_ob va (B - V)_in)] nol darajadagi ketma-ketlikning (ZAMS, (Shmidt-Kalar, 1982)) o'zgarishiga qo'shamiz. qiymatlar shunday tanlanganki, ular quyidagi munosabatlarni qanoatlantirishi kerak: (Din va boshqalar, 1978),

Qizarishdagi xatolik quyidagi bog’lanish yordamida hisoblanadi (Felps va Janes, 1994),

bu erda _vektor 0,01 ga teng deb hisoblagan.

3.4.3. 2MASS ranglari orqali qizarish

(J - H) va (H - K) har bir klasterning diagrammada qiymatlar nisbat orqali eng yaxshi moslangan izoxron yordamida ta'minlanadi va bu qiymatlar tenglikni qanoatlantiradi. (Mechure, 1970).

Qizilish, E (B − V) quyidagi munosabatlar (Fiorucci va Munari, 2003), yordamida baholanadi:

va

bu erda E (B - V)-qizarish.

3.4.4. Yulduzlararo yaqin infraqizil nurlanish ichida yutilish

NIRda yulduzlararo yutilishni o'rganish yulduzlararo modda / changning tabiatini o'rganish uchun samarali hisoblanadi. A (V - K) vs (J - K) diagrammasi yaqin IR (NIR) diapazonida yulduzlararo tarqalishni aniqlash uchun ham ishlatiladi. Bizga rang qiymatlari shunday qo'shilganki, ular quyidagi berilgan munosabatni qoniqtiradilar: . Va nihoyat, qizarish qiymati (Uittet va van Breda, 1980) bilan aniqlanishi mumkin. Ushbu munosabatlar klasterlar mintaqasiga nisbatan qizarish qonunining mohiyatini o'rganish uchun ham ishlatiladi. Agar ushbu yondashuv natijasida hosil bo'lgan qizarish qiymati (U − B) vs (B − V) TCD orqali qizarish qiymati bilan yaxshi mos keladigan bo'lsa, demak, yutilish qonuni normal hisoblanadi. Odatda, qizarilishning normal qonuni chang va oraliq yulduz gazlari klaster ko'rish chizig'ida bo'lmaganda qo'llaniladi (Snedden va boshqalar, 1978). Bundan tashqari, yutilish qonuni quyosh atrofida, Galaktik markazda yoki o'rtacha yosh guruhlar va assotsiatsiyalar uchun normal hisoblanadi (Rieke & Lebofsky, 1985; Gyetter va Vrba, 1989; Lim va boshqalar, 2011). Agar qiymatlar bir-biriga mos kelmasa, u holda yulduz chang / gazlari borligidan darak beradi. Ushbu fonda, yulduz shaklidagi hududlarning chang evolyutsiyasi, grin hajmining qizarish qonuniga bevosita bog'liqligi tufayli astronomiyada eng qiziq mavzulardan biriga aylanadi (Lim va boshqalar, 2014).