Abstract (from CDS): Clusters of st

Abstract (from CDS): Clusters of stars are key objects for studying the dynamical and chemical evolution of the Galaxy and its neighbors, and are the most important laboratories to test the theory of stellar evolution. In particular, chemical composition is obtained from different kinds of stars (hot main-sequence stars, cool main-sequence stars, horizontal-branch stars, RGB stars) using different methodologies. Our first aim is to apply these methodologies to the stars of the open cluster NGC 6475 and, by obtaining a census of the most important elements, we will be able to test their consistency. Our second aim is to study the evolution of the surface chemical abundances as a function of the evolutionary phase of a star. We finally want to establish more robust fundamental parameters for this cluster. We selected high S/N high resolution spectra of 7 stars of the open cluster NGC 6475 from the ESO database covering the Teff range 4500-10000K and of luminosity class V (dwarf) and III (giants). We determined the chemical abundances of several elements. For hot stars (Teff>9000K), we applied the Balmer line fitting method to obtain atmospheric parameters, while for cool stars (Teff

ผลลัพธ์ (ไทย) 1:

บทคัดย่อ (จากซีดี): กลุ่มของดาวมีวัตถุหลักสำหรับการศึกษาวิวัฒนาการ dynamical และเคมีของกาแลคซีและประเทศเพื่อนบ้าน และ ห้องปฏิบัติการสำคัญที่สุดในการทดสอบทฤษฎีวิวัฒนาการดาวฤกษ์ โดยเฉพาะอย่างยิ่ง องค์ประกอบทางเคมีจะได้รับจากชนิดของดาว (ดาวแคระเหลืองร้อน ดาวแคระเหลืองเย็น แนวนอนสาขาดาว ดาว RGB) โดยใช้วิธีการแตกต่างกัน เป้าหมายแรกของเราจะใช้วิธีการเหล่านี้กับดาวของกระจุกดาวเปิด NGC 6475 และ โดยได้รับสำเนาขององค์ประกอบที่สำคัญที่สุด เราจะสามารถทดสอบความสอดคล้องกันของพวกเขา เป้าหมายที่สองของเราคือการ ศึกษาวิวัฒนาการของร้านเคมีพื้นผิวที่เป็นฟังก์ชันของขั้นตอนการวิวัฒนาการของดาว นอกจากนี้เราก็ต้องสร้างพารามิเตอร์พื้นฐานแข็งแกร่งยิ่งขึ้นสำหรับคลัสเตอร์นี้ เราเลือก S/N สูงความละเอียดสูงสเปกตรัมของดาว 7 ของเปิด NGC 6475 คลัสเตอร์ จาก ESO ฐานข้อมูลครอบคลุมช่วง Teff 4500-10000K และ ความสว่างระดับ V (แคระ) และ III (ยักษ์ใหญ่) เรากำหนดร้านเคมีหลายองค์ประกอบ สำหรับดาวที่ร้อน (Teff > 9000K), เราใช้บรรทัด Balmer เหมาะสมวิธีการรับพารามิเตอร์บรรยากาศ ในขณะที่สำหรับดาวเย็น (Teff < 6500K), สมดุลความอุดมสมบูรณ์ของ เฟย/II บรรทัด สำหรับกลุ่มสองของดาว การใช้บรรทัดรายการแตกต่างกันถูกบังคับ ประมาณ LTE ร่วมกับ NLTE สามารถแก้ไของค์ประกอบ (C, N, O, Na, Mg) ถูกนำไปใช้ ร้านขององค์ประกอบต่าง ๆ ได้รับ โดยการวัดเทียบเท่าความกว้างของเส้นสเปกตรัม สำหรับคนที่มีการผสมผสานเฉพาะบรรทัด (O เขา), สเปกตรัมจริงถูกเปรียบเทียบกับคนที่สังเคราะห์ โครงสร้าง hyperfine ถูกนำมาพิจารณาสำหรับ V และ Ba ครั้งแรก เราพบว่า วิธีที่สองเราเคยให้ร้านที่ยอมรับในข้อผิดพลาด บ่งชี้ว่า ไม่มีญาติเห็นผลอย่างเป็นระบบที่มีอยู่เนื้อหาเคมีได้รับความเย็น และร้อน บนมืออื่น ๆ ดาวยักษ์ใหญ่ที่แสดงลักษณะทางเคมีชัดเจนเกี่ยวกับดาวแคระที่มีผลกระทบต่อองค์ประกอบแสง (ถึง Si) และบางที Ba นี้สามารถอธิบายได้เป็นผลกระทบต่อวิวัฒนาการ จากนั้น เมื่อเรามีการประเมินใหม่ของความเป็นโลหะสำหรับคลัสเตอร์ ([Fe/H]=+0.03±0.02 [α/Fe]=-0.06±0.02), เราติดตั้ง isochrones เหมาะกับ CMD ของคลัสเตอร์เพื่อรับพารามิเตอร์พื้นฐาน (E (B-V) = 0.08±0.02, (m-M) 0 = 7.65±0.05 อายุ = 200±50)

ผลลัพธ์ (ไทย) 2:

บทคัดย่อ (จาก CDS): กลุ่มดาวเป็นวัตถุที่สำคัญสำหรับการศึกษาวิวัฒนาการพลังและทางเคมีของกาแล็กซี่และเพื่อนบ้านของตนและเป็นห้องปฏิบัติการที่สำคัญที่สุดในการทดสอบทฤษฎีวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ โดยเฉพาะอย่างยิ่งองค์ประกอบทางเคมีจะได้รับจากชนิดที่แตกต่างกันของดาว (ร้อนดาวหลักลำดับเย็นดาวหลักลำดับแนวนอนสาขาดาวดาว RGB) โดยใช้วิธีการที่แตกต่างกัน จุดมุ่งหมายแรกของเราคือการใช้วิธีการเหล่านี้ไปยังดาวของกระจุกดาวเปิด NGC 6475 และโดยได้รับการสำรวจสำมะโนประชากรขององค์ประกอบที่สำคัญที่สุดที่เราจะสามารถที่จะทดสอบความสอดคล้องของพวกเขา จุดมุ่งหมายที่สองของเราคือการศึกษาวิวัฒนาการของปริมาณสารเคมีพื้นผิวที่เป็นหน้าที่ของขั้นตอนการวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ที่ ในที่สุดเราก็ต้องการสร้างพารามิเตอร์พื้นฐานที่แข็งแกร่งมากขึ้นสำหรับคลัสเตอร์นี้ เราเลือกสูง S / N ความละเอียดสูงสเปกตรัมของดาว 7 ของกระจุกดาวเปิด NGC 6475 จา​​กฐานข้อมูล ESO ครอบคลุมช่วง Teff 4500-10000K และระดับความสว่าง V (คนแคระ) และ iii (ยักษ์) เรากำหนดปริมาณสารเคมีหลายองค์ประกอบ สำหรับดาวฮอต (Teff> 9000K) เราใช้เส้น Balmer วิธีการที่เหมาะสมที่จะได้รับค่าพารามิเตอร์บรรยากาศในขณะที่สำหรับดาวเย็น (Teff <6500K) สมดุลความอุดมสมบูรณ์ของ Fei / II สาย สำหรับทั้งสองกลุ่มดาวการใช้บรรทัดรายการที่แตกต่างกันได้รับคำสั่ง LTE ประมาณร่วมกับ NLTE แก้ไขบางองค์ประกอบ (C, N, O, Na, Mg) ถูกนำไปใช้ อนุภาคขององค์ประกอบหลายอย่างที่ได้รับโดยการวัดความกว้างเทียบเท่าของเส้นสเปกตรัม สำหรับคนเหล่านั้นมีเพียงเส้นผสม (O เขา) สเปกตรัมจริงถูกเมื่อเทียบกับคนสังเคราะห์ โครงสร้าง hyperfine ถูกนำเข้าบัญชีของ V และปริญญาตรี ครั้งแรกของทั้งหมดที่เราแสดงให้เห็นว่าทั้งสองวิธีการที่เราใช้ให้อนุภาคที่เห็นภายในข้อผิดพลาด นี่ก็หมายความว่าไม่มีผลกระทบอย่างเป็นระบบเห็นญาติที่มีอยู่สำหรับเนื้อหาของสารเคมีที่มาของดาวที่เย็นและร้อน บนมืออื่น ๆ ยักษ์ดาวแสดงลักษณะทางเคมีที่ชัดเจนเกี่ยวกับการดาวแคระที่มีผลต่อองค์ประกอบแสง (ถึง Si) และอาจ Ba นี้สามารถอธิบายได้เป็นผลของวิวัฒนาการ จากนั้นเมื่อเรามีการประเมินใหม่ของโลหะสำหรับคลัสเตอร์ ([Fe / H] = + 0.03 ± 0.02, [α / เฟ] = - 0.06 ± 0.02) เราติดตั้งในแผนที่ที่เหมาะสมกับ CMD ของกลุ่มที่จะได้รับ พารามิเตอร์พื้นฐาน (E (BV) = 0.08 ± 0.02, (mm) 0 = 7.65 ± 0.05, อายุ = 200 ± 50)

ผลลัพธ์ (ไทย) 3:

บทคัดย่อ ( จากซีดี ) : กลุ่มของดาวเป็นวัตถุสำคัญสำหรับการศึกษาทางเคมีและวิวัฒนาการของดาราจักร และประเทศเพื่อนบ้าน และมีห้องปฏิบัติการที่สำคัญที่สุดเพื่อทดสอบทฤษฎีของวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ โดยเฉพาะองค์ประกอบทางเคมีที่ได้จากชนิดที่แตกต่างกันของดาว ( ลำดับดาวหลักลำดับดวงดาวหลักเย็นร้อน , ดาว , สาขาตามแนวนอน RGB ดาว ) โดยใช้วิธีการที่แตกต่างกัน เป้าหมายแรกของเราคือการใช้วิธีการเหล่านี้ไปยังดาวของกระจุกดาวเปิด NGC 6475 และโดยได้รับการสำรวจสำมะโนประชากรขององค์ประกอบที่สำคัญที่สุด เราจะสามารถทดสอบความสอดคล้องของพวกเขา เป้าหมายที่สองของเราคือเพื่อศึกษาวิวัฒนาการของพื้นผิวทางเคมี abundances เป็นฟังก์ชันของขั้นตอนวิวัฒนาการของดาว เราต้องการที่จะสร้างพารามิเตอร์พื้นฐานที่แข็งแกร่งมากขึ้นสำหรับกลุ่มนี้ เราเลือกสูง s / n ความละเอียดสูง spectra 7 ดาวของกระจุกดาวเปิด NGC 6475 จาก ESO ฐานข้อมูลที่ครอบคลุม teff ช่วง 4500-10000k และผ่องใส คลาส 5 ( แคระ ) และ 3 ( ยักษ์ ) เราว่าเคมี abundances องค์ประกอบหลาย สำหรับดาวร้อน ( teff > 9000k ) เราใช้วิธีเส้นตรง บัลเมอร์เพื่อให้ได้พารามิเตอร์บรรยากาศในขณะที่ดาวเย็น ( teff < 6500k ) , สมดุลความอุดมสมบูรณ์ของเฟย / 2 เส้น สำหรับสองกลุ่มของดาว , การใช้รายการบรรทัดที่แตกต่างกันถูกบังคับ การแก้ไขสำหรับ LTE พร้อมกับ nlte บางองค์ประกอบ ( C , N , O , Na , Mg ) ถูกนำมาใช้ โดย abundances ของหลายองค์ประกอบที่ได้จากการวัดความกว้างของเส้นสเปคตรัมของเทียบเท่า . สำหรับคนเหล่านั้นที่มีเพียงผสมสาย ( หรือเขา ) , Spectra ที่แท้จริงได้เมื่อเทียบกับคนที่สังเคราะห์ โครงสร้าง hyperfine ถ่ายลงในบัญชีสำหรับ V และบา ครั้งแรกของทั้งหมด เราพบว่าทั้งสองวิธีการที่เราใช้ให้ abundances ที่ยอมรับในข้อผิดพลาด แสดงว่าไม่มีญาติเป็นปัจจุบันสำหรับผลชดช้อยอย่างเป็นระบบและเคมีเนื้อหาของเย็นและดาวร้อน บนมืออื่น ๆ , ยักษ์ดาวแสดงมหัศจรรย์เคมีที่ชัดเจนเกี่ยวกับคนแคระที่มีผลต่อองค์ประกอบของแสง ( ชี ) และบางทีบา นี้สามารถอธิบายผลวิวัฒนาการ แล้ว เมื่อเรามีการประมาณของความเร็วเสียงสำหรับคลัสเตอร์ ( Fe / H + [ ] = 0.02 0.03 ± [ α / FE ] = - 0.02 , 0.06 ± ) เราติดตั้ง isochrones เหมาะกับ cmd ของคลัสเตอร์เพื่อให้ได้พารามิเตอร์พื้นฐาน ( E ( b-v ) = 0.08 ± 0.02 ( 5 เดือน ) 0 = 7.65 ± 0.05 , อายุ = 200 ± 50 )