Theoretical CMDs are basic ingredie

Theoretical CMDs are basic ingredients of this work. This work uses two types of theoretical CMDs,
i.e., the CMDs of bsSSPs and ssSSPs. Both types of theoretical CMDs are built on the basis of
an isochrone database of stellar population studies (Li & Han 2008). For convenience, we take a
Salpeter shape (Salpeter 1955) for the initial mass function of theoretical stellar populations. When
modeling binary-star stellar populations, a fraction of 50% is taken for the binaries that have orbital
periods less than 100 yr (the typical value of the Milky Way), and the lower and upper mass limits
are set to be 0.1 and 100 solar masses, respectively. The stellar evolution is calculated by a rapid star

evolution code of Hurley et al. (2002) (hereafter Hurley code). In each bsSSP, binary interaction, such
as mass transfer, mass accretion, common-envelope evolution, collisions, supernova kicks, angular
momentum loss mechanism, and tidal interactions, are considered. Some default parameters of the
Hurley code, i.e., 0.5, 1.5, 1.0, 0.0, 0.001, 3.0, 190.0, 0.5, and 0.5, are taken for the wind velocity
factor (βw), Bondi-Hoyle wind accretion faction (αw), wind accretion efficiency factor (μw), binary
enhanced mass loss parameter (Bw), fraction of accreted material retained in supernova explosions
(), common-envelope efficiency (αCE), dispersion in the Maxwellian distribution for the supernova
kick speed (σk), Reimers coefficient for mass loss (η), and binding energy factor (λ), respectively.
These values are taken because they have been tested by Hurley et al. (2002) and seem more reliable
than other ones. One can refer to the paper of Hurley et al. (2002) for more details. Therefore, many
of these free parameters retain large uncertainties, and they need to be studied in more detail in
the future. Accordingly, this work is limited by the isochrone database, although it is a convenient
choice. In addition, the BaSeL 2.2 photometry library (Lejeune 1998) is used when transforming the
isochrone database into the CMDs of bsSSPs and ssSSPs.

ผลลัพธ์ (ไทย) 1:

CMDs ทฤษฎีเป็นส่วนผสมพื้นฐานของงานนี้ งานนี้ใช้ทฤษฎี CMDs สองชนิดเช่น CMDs bsSSPs และ ssSSPs สร้างขึ้นบนพื้นฐานของทฤษฎี CMDs ทั้งสองชนิดฐานข้อมูล isochrone การศึกษาประชากรดาวฤกษ์ (หลี่และฮั่น 2008) มา เรามีการรูปร่าง Salpeter (Salpeter 1955) สำหรับฟังก์ชันมวลเริ่มต้นของทฤษฎีประชากรดาวฤกษ์ เมื่อโมเดลดาวคู่ดาวฤกษ์ประชากร เศษของ 50% จะใช้สำหรับไบนารีที่มีออร์บิทัลระยะเวลาน้อยกว่า 100 ปี (ค่าปกติของทางช้างเผือก), และข้อจำกัดโดยรวมด้านบน และล่างมีตั้งเป็น ฝูงแสง 100 และ 0.1 ตามลำดับ วิวัฒนาการของดาวฤกษ์ตามดาวอย่างรวดเร็วรหัสวิวัฒนาการของเฮอร์ลีย์ et al. (2002) (โดยรหัสเฮอร์ลีย์) ในแต่ละ bsSSP การโต้ตอบ ไบนารีดังกล่าวเป็นการถ่ายโอนมวล accretion มวล ซองจดหมายทั่วไปวิวัฒนาการ ตาม มหานวดารา kicks แองกูลาร์พิจารณากลไกการสูญเสียโมเมนตัม และการโต้ตอบบ่า บางพารามิเตอร์เริ่มต้นของการรหัสเฮอร์ลีย์ เช่น 0.5, 1.5, 1.0, 0.0, 0.001, 3.0, 190.0, 0.5 และ 0.5 จะใช้สำหรับความเร็วลมปัจจัย (βw), ฝ่าย accretion ลมฮอยล์บอนดิ (αw) ลม accretion ปัจจัยประสิทธิภาพ (μw), ไบนารีขาดทุนโดยรวมเพิ่มพารามิเตอร์ (ขาวดำ), เศษวัสดุ accreted ที่เก็บไว้ในระเบิดมหานวดารา(), ซองจดหมายทั่วไปประสิทธิภาพ (αCE), การแจก Maxwellian มหานวดาราที่เธนเตะเร็ว (σk), Reimers สัมประสิทธิ์การสูญเสียโดยรวม (η), สัดส่วนของพลังงานยึดเหนี่ยว (λ), ตามลำดับค่าเหล่านี้จะนำมา เพราะพวกเขาได้รับการทดสอบโดยเฮอร์ลีย์ et al. (2002) และดูเหมือนน่าเชื่อถือมากขึ้นกว่าคนอื่น ๆ หนึ่งสามารถอ้างอิงถึงเอกสารของเฮอร์ลีย์ et al. (2002) รายละเอียดเพิ่มเติม ดังนั้น มากพารามิเตอร์เหล่านี้ฟรีรักษาไม่แน่นอนขนาดใหญ่ และพวกเขาต้องการจะศึกษาในรายละเอียดเพิ่มเติมในอนาคต ตาม งานนี้ถูกจำกัด ด้วยฐานข้อมูล isochrone แม้ว่าจะเป็นการสะดวกเลือก นอกจากนี้ ใช้บาเซิล 2.2 photometry รี (Lejeune 1998) เมื่อเปลี่ยนการฐานข้อมูล isochrone เป็น CMDs bsSSPs และ ssSSPs

ผลลัพธ์ (ไทย) 3:

cmds ทฤษฎีเป็นส่วนผสมพื้นฐานของงานนี้ งานนี้ใช้สองชนิดของ cmds ทฤษฎี
I , cmds ของ bsssps และ ssssps . ทั้งสองประเภทของ cmds ทฤษฎีถูกสร้างขึ้นบนพื้นฐานของ
เป็นไอโซโครนฐานข้อมูลประชากรศึกษาดาวฤกษ์ ( หลี่&ฮัน 2008 ) เพื่อความสะดวก เราใช้
แซลพีเตอร์รูปร่าง ( แซลพีเตอร์ 1955 ) เพื่อเริ่มต้นการทำงานของดาวฤกษ์มวลเชิงประชากร เมื่อ
แบบไบนารีดาวดาวฤกษ์ประชากร สัดส่วน 50% เป็นรับไบนารีที่โคจร
ระยะเวลาน้อยกว่า 100 ปี ( ค่าปกติของทางช้างเผือก ) และบนและล่างมวลขีดจำกัด
ตั้งเป็น 0.1 และ 100 ก้อน แสงอาทิตย์ ตามลำดับ วิวัฒนาการของดาวฤกษ์จะถูกคำนวณโดยการวิวัฒนาการของดาว

รหัสเฮอร์ et al . ( 2002 ) ( ภายหลังเฮอร์รหัส ) ในแต่ละ bsssp ,ปฏิสัมพันธ์แบบไบนารีเช่น
เป็นการถ่ายเทมวลมวลที่ใช้ทั่วไป ซองวิวัฒนาการ , การชน , ซูเปอร์โนวา kicks , กลไกการสูญเสียโมเมนตัมเชิงมุม
และปฏิสัมพันธ์น้ำขึ้นน้ำลงจะพิจารณา บางพารามิเตอร์เริ่มต้นของ
เฮอร์รหัส เช่น 0.5 , 1.5 1.0 0.0 , 0.001 , 3.0 , 190.0 , 0.5 และ 0.5 จะได้รับสำหรับความเร็วลม
ปัจจัย ( บีตา W ) , Bondi Hoyle ลมหรือไม่ฝ่าย ( α W )ปัจจัยประสิทธิภาพการเกิดลม ( μ W ) , ไบนารี
ปรับปรุงการสูญเสียมวลพารามิเตอร์ ( BW ) , เศษส่วนของ accreted วัสดุเก็บไว้ในซูเปอร์โนวาระเบิด
(  ) ใช้ซองธรรมดา ( α CE ) , การกระจายในการกระจาย maxwellian สำหรับความเร็ว Supernova
เตะ ( σ K ) , สัมประสิทธิ์ไรเมิร์สสำหรับการสูญเสียมวล ( η ) และปัจจัยพลังงานผูกพัน (
λ ) ตามลำดับค่าเหล่านี้จะถ่ายเพราะพวกเขาได้รับการทดสอบโดยเฮอร์ลีย์ et al . ( 2002 ) และดูน่าเชื่อถือมากขึ้น
กว่าคนอื่น ๆ หนึ่งสามารถดูกระดาษของเฮอร์ et al . ( 2002 ) สำหรับรายละเอียดเพิ่มเติม ดังนั้นหลาย
พารามิเตอร์ฟรีเหล่านี้รักษาความไม่แน่นอนขนาดใหญ่และพวกเขาต้องการที่จะศึกษาในรายละเอียดเพิ่มเติมใน
ในอนาคต ดังนั้นงานนี้ถูก จำกัด โดยไอโซโครนฐานข้อมูลแม้ว่ามันจะเป็นทางเลือกที่สะดวก

นอกจากนี้ บาเซิล 2.2 แสงห้องสมุด ( Lejeune 1998 ) ใช้เมื่อเปลี่ยน
ไอโซโครนฐานข้อมูลลงใน cmds ของ bsssps และ ssssps .