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Nach meinem Verständnis von Soderblom et al. (2014) werden Lithiumalter von Sternen wie folgt bestimmt:
- Bestimmen Sie die Lithiumhäufigkeit aus der Messung der äquivalenten Breite von Li$_{mathrm{I}}$-Übergängen bei 6708 Angström für alle Sterne in einer gleichaltrigen Gruppe.
- Zeichnen Sie alle Sterne in der Gruppe in einem Farb-Helligkeits-Diagramm ein, wobei jeder Stern als Li-reich oder Li-arm gekennzeichnet ist.
- Suchen Sie auf dem Plot nach der Grenze, an der die Sternpopulation von erschöpft zu nicht erschöpft übergeht. Das ist die Lithium-Depletion-Boundary (LDB).
- Verwenden Sie die Leuchtkraft der LDB und die Alter-LDB-Leuchtkraft-Beziehung, um das Alter der Sterne in der Gruppe zu bestimmen.
Was ist die Alter-LDB-Leuchtkraft-Beziehung und was sind ihre physikalischen Ursprünge?
Wenn Sterne mit geringer Masse sehr jung sind, werden sie als . bezeichnet vor Hauptsequenz (PMS)-Sterne. Diese PMS-Stars haben größer Radien als Hauptreihensterne gleicher Masse, und der Energietransport in ihrem Inneren erfolgt hauptsächlich durch Konvektion. Die Konvektion sorgt dafür, dass der Stern gut durchmischt und chemisch einheitlich ist.
Wenn der PMS-Stern seine potentielle Gravitationsenergie abstrahlt, zieht er sich zusammen. Der Virialsatz sagt uns, dass sein Inneres dabei heißer wird. Grob gesagt ist die Kerntemperatur proportional zu $M/R$, wobei $M$ die Masse und $R$ der Radius ist.
Die Kernfusion von Wasserstoff wird erst beginnen, wenn die Kerntemperatur mehr als 10 Millionen K erreicht hat, aber es gibt andere Fusionsreaktionen, die bei niedrigeren Temperaturen möglich werden - nämlich Deuteriumverbrennung bei etwa 1 Million K und dann Lithiumverbrennung bei etwa 3 Millionen K letztere Reaktion ist für das Leben des Sterns energetisch nicht von Bedeutung, da der Stern zunächst nicht viel Lithium enthält (etwa 1 Milliarde), dieses Lithium kann jedoch in der Photosphäre des PMS-Sterns beobachtet werden (über die 670,8 nm Li I resonante Absorptionslinie) und die konvektive Mischung bedeutet, dass alles, was wir in der Photosphäre sehen, auch die Fülle im Kern darstellt.
Die Li-Brennreaktion ist extrem temperaturabhängig (wie etwa $T^{20}$), so dass sie sich wie ein Schalter einschaltet, sobald der Kern die entsprechende Temperatur erreicht (siehe z. B. Bildsten et al. 1997). Die Zeit, die ein PMS-Stern benötigt, um diese Kerntemperatur zu erreichen, hängt im Wesentlichen von seiner Masse ab. Massivere und daher leuchtendere Sterne ziehen sich schneller zusammen und erreichen schneller die Li-Brenntemperatur. Sobald sie dies tun, wird das Li im Stern schnell und gründlich durch Fusion verbraucht. Die Beziehung zwischen dem Alter bei der Li-Zerstörung und der Leuchtkraft des PMS-Sterns zu diesem Zeitpunkt ist die Alter-LDB-Leuchtkraftbeziehung, auf die Sie sich beziehen.
Das Ergebnis ist, dass die massereicheren, leuchtenderen PMS-Sterne ihr Li zerstört haben, wenn Sie sich eine Reihe von Sternen in einem Haufen ansehen (vorausgesetzt, sie haben alle das gleiche Alter), während die Sterne mit geringerer Masse und geringerer Leuchtkraft immer noch enthalten ihren ursprünglichen Li-Gehalt. Die Leuchtkraft am ziemlich scharfen Übergang zwischen diesen beiden Regimen wird als LDB bezeichnet.
LDB-Alter sind wohl die meisten genau Möglichkeit, das Alter von Sternen in Sternhaufen zu bestimmen. Alle Altersbestimmungen sind bis zu einem gewissen Grad davon abhängig, welche physikalischen Bestandteile in stellaren Evolutionsmodellen enthalten sind, aber die Empfindlichkeit der Alter-LDB-Leuchtkraftbeziehung gegenüber verschiedenen Unsicherheiten ist ziemlich schwach (zB Burke et al. 2004) - wir verstehen im Grunde die Physik von a kontrahierende, voll konvektive Gaskugel ganz gut. Das LDB-Alter kann auch präzise sein, denn das sehr scharfe Einschalten des Li-Brennens und seine Schnelligkeit sollte zu einem scharfen Übergang zwischen Sternen mit geringer Leuchtkraft, die Li aufweisen, und Sternen mit nur geringfügig höheren Leuchtstärken, die dies nicht tun, führen.
Interessanterweise ist uns (und anderen) in den letzten Jahren klar geworden, dass es einige Modellbestandteile gibt, die noch nicht vollständig verstanden sind, nämlich die Auswirkungen von dynamogenerierten Magnetfeldern und dunklen Sternenflecken. Beides kann dazu führen, dass der Wärmetransport entweder im gesamten Stern oder nur an der Oberfläche unterdrückt wird, wodurch die PMS-Kontraktion verlangsamt wird, sodass der PMS-Stern in einem bestimmten Alter eine kühlere Kerntemperatur hat. Dies könnte den Beginn des Brennens von Li verzögern und bedeuten, dass die derzeit ermittelten LDB-Alter um etwa 10-20% unterschätzt werden (z. B. Jackson & Jeffries 2014; Somers & Pinsonneault 2015 ).
Titel: Eine verbesserte Bestimmung des Grenzalters des Lithiumabbaus von Blanco 1 und ein erster Blick auf die Auswirkungen der magnetischen Aktivität
Die Lithium-Depletion-Grenze (LDB) ist eine robuste Methode zur genauen Bestimmung des Alters junger Haufen, aber die meisten Prä-Hauptsequenz-Modelle, die zur Ableitung des LDB-Alters verwendet werden, berücksichtigen nicht die Auswirkungen der magnetischen Aktivität auf die Sterneigenschaften. Vor diesem Hintergrund präsentieren wir Ergebnisse unserer spektroskopischen Studie der sehr massearmen Mitglieder des südlichen offenen Sternhaufens Blanco 1 mit dem Gemini-North-Teleskop, Programm-IDs: GN-2009B-Q-53 und GN-2010B-Q -96. Wir erhielten Gemini Multi-Object Spectrograph Spektren mit mittlerer Auflösung für Clusterkandidaten mit I ≈ 13-20 mag. Aus unserer Stichprobe von 43 Spektren finden wir 14 wahrscheinliche Clustermitglieder unter Berücksichtigung der Nähe zur Clustersequenz in einem I/I – K Farb-Helligkeits-Diagramm, Übereinstimmung mit der systemischen Radialgeschwindigkeit des Clusters und magnetische Aktivität als Jugendindikator. Wir analysieren systematisch die Hα- und Li-Merkmale und aktualisieren das LDB-Alter von Blanco 1 auf 126 Myr. Unser neues LDB-Zeitalter für Blanco 1 zeigt eine bemerkenswerte Gleichwertigkeit mit dem Benchmark-Open-Cluster der Plejaden. Unter Verwendung verfügbarer empirischer Aktivitätskorrekturen untersuchen wir die Auswirkungen der magnetischen Aktivität auf das LDB-Alter von Blanco 1. Unter Berücksichtigung der Aktivität leiten wir ein korrigiertes LDB-Alter von 114 . ab Myr. Diese mehr »-Arbeit zeigt die Bedeutung der Berücksichtigung der magnetischen Aktivität bei LDB-abgeleiteten Sternaltern, was die Notwendigkeit nahelegt, frühere LDB-Altersbestimmungen erneut zu untersuchen. « weniger
Mäßige Dispersion (R seven 5400), optische Spektroskopie von sieben Braunen Zwergen-Kandidaten der Plejaden wurde mit dem Echellette Spectrograph and Imager am Keck II-Teleskop erhalten. Die Eigenbewegung und die photometrisch ausgewählte Probe liegt auf der Einzelstern-Hauptsequenz des Haufens und umklammert effektiv die etablierte Lithium-Verarmungsgrenze. Die Kandidaten für Braune Zwerge reichen im Spektraltyp von M6 bis M7, was effektive Temperaturen zwischen ∼2800 und 2650 K impliziert. Alle Quellen weisen eine Hα-Emission auf, was mit einer erhöhten chromosphärischen Aktivität übereinstimmt, die für junge, sehr massearme Sterne und Braune Zwerge erwartet wird. Die Absorption von Li i absorption6708 wird in den Photosphären von zwei der sieben Quellen sicher nachgewiesen. Im nahen Infrarot wird eine überarbeitete Lithium-Verarmungsgrenze festgelegt, wo die Auswirkungen von Extinktion und Variabilität minimiert werden. Diese Lithium-Verarmungskante tritt in der Nähe von K . auf = 14,45 oder M = 8,78 mag (UKIRT Infrared Deep Sky Survey), wobei die genaueste und genaueste Entfernungsschätzung für den Haufen von 136,2 pc angenommen wird. Aus neueren theoretischen Evolutionsmodellen wird für die Plejaden ein revidiertes Alter von τ = 112 ± 5 Myr bestimmt. Die Auswirkungen der magnetischen Aktivität auf die Photosphären dieser sehr massearmen Sterne und Braunen Zwerge zu berücksichtigen, würde jedoch ein noch jüngeres Alter für den Cluster von ∼100 Myr implizieren. « weniger
Ein Podcast über das Gemini-Observatorium und seine Rolle in der Ära der Multi-Messenger-Astronomie. Mit Neuigkeiten in Bezug auf Multi-Messenger-Astronomie (MMA), Zeitbereichsastronomie (TDA), unser Gastinstrumentenprogramm und mehr durch Interviews mit Astronomen, Ingenieuren und Mitarbeitern hier bei Gemini (Nord und Süd) und im Ausland. Das Gemini-Observatorium bietet den astronomischen Gemeinschaften in sechs teilnehmenden Ländern hochmoderne astronomische Einrichtungen, die die Beobachtungszeit im Verhältnis zum Beitrag jedes Landes zuteilen. Neben der finanziellen Unterstützung steuert jedes Land auch bedeutende wissenschaftliche und technische Ressourcen bei. Zu den nationalen Forschungsagenturen, die die Gemini-Partnerschaft bilden, gehören: die US National Science Foundation (NSF), der Canadian National Research Council (NRC), die chilenische Comisión Nacional de Investigación Cientifica y Tecnológica (CONICYT), das brasilianische Ministério da Ciência, Tecnologia e Inovação, dem argentinischen Ministerio de Ciencia, Tecnología e Innovación und dem Korea Astronomy and Space Institute (KASI). Das Observatorium wird von der Association of Universities for Research in Astronomy, Inc. (AURA) im Rahmen einer Kooperationsvereinbarung mit der NSF verwaltet. Die NSF fungiert auch als Exekutivagentur für die internationale Partnerschaft. Diese Arbeit nutzte die GALAH-Durchmusterung, die Daten enthält, die durch das Australian Astronomical Observatory gewonnen wurden. Es nutzte auch die astronomische Datenanalysesoftware TOPCAT und den NASA Astrophysics Data Service (ADS). Y.B.K. und G. Z. würdigen die Unterstützung der National Science Foundation of China durch die Fördernummern 11988101, 11850410437, 11890694 und die Fördernummer 2019YFA0405502 des National Key R&D Program of China. B.E.R. dankt NAOC, Peking, für die Unterstützung durch die CAS PIFI Grant Nummer 2019VMA0009. S.W.C. dankt der Bundesförderung des Australian Research Council durch ein Future Fellowship (FT160100046) und ein Discovery Project (DP190102431). Y.-S.T. dankt für die Unterstützung durch das NASA Hubble Fellowship Grant HST-HF2-51425.001 des Space Telescope Science Institute. Wir danken auch L. Spina und C. Doherty für Diskussionen. 500. 0,03 Msolar, und die BD-Bildungshistorie auf 10 Gyr, auf einem Niveau, das in der Lage sein wird, festzustellen, ob die BD-Bildung der Sternentstehung folgt. Wir schlagen vor, dass diese Fähigkeiten am besten durch spektroskopische Kalibrierung der BD-Eigenschaften (Teff, g und [M/H]) realisiert werden, die in Kombination mit einer gemessenen Helligkeit und einem evolutionären Modell BD-Masse und -Alter relativ unabhängig von BD-Atmosphärenmodellen liefern können. Eine solche Kalibrierung erfordert ein empirisches Verständnis davon, wie BD-Spektren durch Variationen dieser Eigenschaften beeinflusst werden, und somit die Identifizierung und Untersuchung von "Benchmark-BDs", deren Alter und Zusammensetzung unabhängig bestimmt werden können. Wir identifizieren die besten Quellen für Benchmark-BDs als junge offene Clustermitglieder, bewegliche Gruppe Mitglieder und breite (>1000au) BD-Begleiter zu Unterriesensternen und massereichen Weißen Zwergen (WDs). Um die wahrscheinliche Anzahl der verfügbaren breiten Begleit-BDs genau zu bestimmen, haben wir die breite L-Zwerg-Begleitfraktion mithilfe des 2-Mikron-AllSky-Survey (2MASS) eingeschränkt und eine Begleitfraktion von 2,7+0,7-0,5% für Trennungen von . gefunden 1000-5000au. Dies entspricht einer BD-Begleitfraktion von 34+9-6 Prozent, wenn man ein α . annimmt 1 Companion-Massenfunktion. Unter Verwendung dieser BD-Begleitfraktion simulieren wir Populationen von Wide BD-Binärdateien und schätzen, dass 80+21-14 Subgiant-BD-Binärdateien und 50+13-10 Benchmark-WD-BD-Binärdateien mit aktuellen und neuen Einrichtungen identifiziert werden könnten. Die WD-BD-Binärdateien sollten alle mit der Large Area Survey-Komponente des UnitedKingdom Infrared Telescope (UKIRT) Infrared Deep Sky Survey in Kombination mit der Sloan Digital Sky Survey identifizierbar sein. Die Entdeckung der Subgiant-BD-Binärdateien erfordert eine Nahinfrarot-Bildgebungskampagne um ein großes ( 900) Probe von Hipparcos-Unterriesen. Wenn sie identifiziert werden, könnten Spektralstudien dieser Benchmark-BD-Populationen die spektralen Empfindlichkeiten im gesamten Teff-, g- und [M/H]-Raum zeigen, die durch neue Untersuchungen untersucht wurden. 140 Myr), reichhaltiger offener Cluster NGC 2516, der mit der EPIC-Kamera an Bord des XMM-Newtonsatelliten aufgenommen wurde. Methoden: Durch die Kombination von Daten aus sechs Beobachtungen wurde eine hohe Sensitivität von mehr als einem Faktor 5 in Bezug auf aktuelle Chandra-Beobachtungen erreicht. Es werden Kaplan-Meier-Schätzer der kumulativen Röntgenleuchtkraftverteilung erstellt, statistisch für Fremdstoffe korrigiert und mit denen der Plejaden der frühen Zeit verglichen. Die EPIC-Spektren der röntgenhellsten Sterne werden mit optisch dünnem Modellplasma mit einer oder zwei thermischen Komponenten angepasst. Ergebnisse: Wir entdeckten 431 Röntgenquellen und 234 davon haben als optische Gegenstücke Sternhaufen, die die gesamte NGC2516-Hauptsequenz überspannen. Auf der Grundlage von Röntgenemission und optischer Photometrie weisen wir auf 20 neue Kandidaten des Haufens hin und finden gleichzeitig 49 Röntgenquellen ohne bekanntes optisches oder infrarotes Gegenstück. Die Röntgenleuchtkräfte von Haufensternen umfassen den Bereich logLX (erg s-1) = 28,4-30,8. Die repräsentativen Temperaturen umfassen den Bereich von 0,3–0,6 keV (3,5–8 MK) für die kühle Komponente und 1,0–2,0 keV (12–23 MK) für die heiße Komponente. Ähnliche Werte finden sich in anderen jungen offenen Sternhaufen wie den Plejaden, IC 2391 und Blanco 1 Während in den Röntgenspektren keine signifikanten Unterschiede gefunden werden, sind die Sonnensterne NGC 2516 in Röntgenstrahlen definitiv weniger leuchtend als die fast gleichaltrigen Plejaden. Der Vergleich mit einer früheren ROSAT-Untersuchung zeigt das Fehlen von Variabilitätsamplituden größer als ein Faktor von 2 insolaren Sternen in einer 11-Jahres-Zeitskala des Haufens und daher sind Aktivitätszyklen wie in der Sonne wahrscheinlich nicht vorhanden oder haben bei jungen Sternen eine andere Periode und Amplitude . =0,0 +/- 0,2. Die anfängliche (dh interstellare) Lithiumhäufigkeit der solaren Nachbarschaft, wie sie von Sternen abgeleitet wird, für die eine Lithium-Astrierung als unwichtig angesehen wird, wird von logɛ(Li) = 2,2 bei [Fe/H]=-1 bis logɛ(Li) = . verfolgt 3,2 bei +0,1. Diese Form der Evolution hängt von der Annahme ab, dass die Lithium-Astration für die Sterne, die die Relation definieren, vernachlässigbar ist. Es wird argumentiert, dass diese letztere Annahme möglicherweise nicht ganz richtig ist und dass die Entwicklung von Lithium mit [Fe/H] flacher sein könnte als bisher angenommen. Ein scharfer Hyaden-ähnlicher Li-Einbruch ist unter den Feldsternen nicht zu sehen und scheint durch eine große Streuung der Lithiumhäufigkeiten von Sternen ersetzt zu werden, die massereicher sind als die untere Massengrenze des Einbruchs. Die Astrierung von Lithium durch Sterne mit zu geringer Masse, um am Li-Dip teilzunehmen, wird diskutiert. Diese Sterne zeigen bei gegebenem [Fe/H] und Masse eine geringe bis keine Streuung der Lithiumhäufigkeit. 0,01. Dies scheint die erste Abschätzung der Bulkmetallizität von h Per zu sein. Neuere photometrische Studien haben eine solare Metallizität angenommen, daher sollten ihre Ergebnisse überprüft werden. 4×107 Jahre. Alkali-Alkali- und/oder Alkali-Aktivitäts-Korrelationen wurden neu in IC 2391, M34 und vielleicht Blanco 1 und NGC 6475 festgestellt. Globale Röntgenleuchtkräfte sind keine so robusten Indikatoren wie herkömmliche optische Indikatoren für Alkali-Aktivitäts-Korrelationen, noch sind Li I-KI-Beziehungen. Alkali-Aktivitäts-Korrelationen innerhalb des Clusters sind nicht global, sondern werden nur innerhalb verschiedener Teilproben innerhalb des Clusters beobachtet, was ein reichhaltiges Verhalten zeigt. Li- und K-Aktivitätskorrelationen scheinen Hand in Hand zu gehen, was wahrscheinlich darauf hindeutet, dass zumindest ein Teil der Intracluster-Li-Varianz nicht auf eine echte differentielle Li-Verarmung zurückzuführen ist. Obwohl bis zu 90 % der Stern-zu-Stern-Varianz in Li I und K I innerhalb einer solchen Unterprobe können mit derjenigen in der optischen chromosphärischen Emission in Verbindung gebracht werden, eine signifikante Li-Dispersion oberhalb der beobachteten Streuung kann auch nach Berücksichtigung dieser Tatsache bestehen bleiben. Wir schlagen zum Beispiel vor, dass mindestens drei unabhängige Mechanismen (einschließlich einer möglichen Intracluster-Altersstreuung) die Verteilung in der M34-Li-Teff-Ebene beeinflussen. Wir argumentieren, dass Li-Aktivitätskorrelationen keine illusorischen Manifestationen einer physikalischen Li-Rotationsverbindung sind. Obwohl eine unerwartete Korrelation zwischen Li, chromosphärischer Emission und dem λ6455 Ca I-Merkmal unterkühlten M34-Zwergen darauf hinweist, dass die Rolle der ``Aktivität'' von Flecken/Plagen gespielt wird, stellen wir fest, dass die Alkali-Aktivitäts-Korrelationen qualitativ entgegengesetzte Vorzeichen zu anderen Häufigkeitsanomalien haben wird schnell in aktive, junge, coole Sterne umrissen. Die meisten der bevorstehenden Untersuchungen und Multiobjekt-Spektrographen, wie 4MOST (de Jong et al., 2012), MOONS (Cirasuolo et al., 2011 Cirasuolo and Consortium 2020 Gonzalez et al., 2020) und WEAVE (Dalton et al., 2012 ) konzentriert sich auf den optischen und nahen Infrarotbereich. MOONS wird die Messung chemischer Häufigkeiten, einschließlich CNO-Elementen (Cirasuolo et al., 2014), in seinem hochauflösenden Modus ermöglichen, wobei zwei Spektralbereiche bei R�.000 (innerhalb des J- und H-Bands) beobachtet werden. Das 4MOST-Instrument wird mehrere Vermessungen mit Schwerpunkt auf stellaren Objekten durchführen, die darauf abzielen, galaktische Archäologie verschiedener Komponenten der Milchstraße und der Magellanschen Wolken durchzuführen (siehe z. B. Feltzing et al., 2018). Der hochauflösende Modus R�.000 ermöglicht genaue Häufigkeitsmessungen von etwa 15 Elementen. In die Spektralbereiche von 4MOST wird die G-Bande von CH (429� nm) aufgenommen, aus der die Kohlenstoffhäufigkeit abgeleitet werden kann, die CN-Bande bei 414� nm für die N-Häufigkeit und die Atomlinie [oi] bei 630 nm für Sauerstoff. Auch das Li-Dublett bei 670,8 nm wird entscheidend abgedeckt. Ähnliche Banden und Atomlinien werden im hochauflösenden Modus von WEAVE (R�.000) mit zwei Spektralfenstern in Blau/Grün und in Rot (blaue Arme 404� nm oder grüne 473� nm) beobachtet und roter Arm 595� nm). Ergänzend dazu werden neu geplante Instrumente unser Wissen über die Fülle der Lichtelemente auf unterschiedliche Weise bereichern. MAVIS beispielsweise, ein für VLT (McDermid 2019) mit adaptiver Optik unterstützter Imager und Spektrograph, wird über einen hochauflösenden Modus sowohl in Blau als auch in Rot (R�.000�.000) verfügen, wodurch die Messung von C und N aus molekularen Banden und möglicherweise Li in aufgelösten Sternpopulationen jenseits der Milchstraße. Entscheidend ist, dass mit CUBES in den nächsten Jahren auch Nah-UV-Spektroskopie am VLT möglich sein wird (Barbuy et al., 2014 Smiljanic, 2020). Dabei handelt es sich um einen Spektrographen mit hohem Durchsatz und mittlerer Auflösung (R ∼ 20.000), der zwischen 300 und 400 nm arbeitet. Phase A des Instruments begann im Sommer 2020. Das Instrument wird es uns ermöglichen, deutlich lichtschwächere Objekte als bisher im nahen UV zu beobachten, einen neuen Parameterraum zu eröffnen und Be-Messungen in einer Vielzahl von Populationen, einschließlich offener und Kugelsternhaufen, zu ermöglichen . Gleichzeitig werden CUBES-Messungen der CNO-Häufigkeiten aus CN-, NH- und OH-Banden für dieselben Objekte möglich sein, was ausgezeichnete Möglichkeiten bietet, die Entwicklung dieser Elemente (und insbesondere Be vs. O) basierend auf homogenen Häufigkeiten weiter zu untersuchen Bestimmungen. Schließlich erwähnen wir, dass eine Konzeptstudie für einen sehr hochauflösenden Multiobjekt-Spektrographen für das ESO VLT begonnen wurde. Ein solches Instrument könnte tatsächlich Messungen von Schlüsselisotopen in Haufen- und MW-Feldsternen ermöglichen. =15 Myr alt. Wir beobachten auch eine Abnahme der absoluten Streuungen über die Sequenzen mit dem Alter. Schließlich erlauben uns die empirischen Isochronen, die Gruppen unabhängig von der Theorie nach Alter zu ordnen. Die jüngsten Gruppen können in drei gleichaltrige Gruppen zusammengefasst werden. Das jüngste Set ist der ONC, NGC6530 und IC5146 (nominell 1 Myr), neben Cep OB3b, NGC2362, λ Ori und NGC2264 (nominal 3 Myr) und schließlich σ Ori und IC348 (nominal 4-5 Myr). Dies deutet darauf hin, dass Cep OB3b jünger ist als bisher angenommen und IC348 älter. Für IC348 implizieren die stellare Rotationsratenverteilung und der Anteil von Sternen mit Scheiben ein jüngeres Alter, als wir herleiten. Wir vermuten, dass dies auf das Fehlen von O-Sternen in diesem Haufen zurückzuführen ist, deren Winde und/oder ionisierende Strahlung ein wichtiger Faktor bei der Entfernung von Scheiben in anderen Haufen sein können. 50 Myropen-Cluster IC 2391. Vierunddreißig Clustermitglieder mit Spektraltypen von B3 bis M5 wurden im zentralen Quadrat des Clusters beobachtet. Überschüsse, die auf Trümmerscheiben hinweisen, wurden um einen A-Stern, sechs FGK-Sterne und möglicherweise einen M-Zwerg entdeckt. Für die Clustermitglieder, die bis zu ihrer photosphärischen Grenze beobachtet wurden, finden wir eine Trümmerscheibenfrequenz von 10+17-3% für B-A-Sterne und 31+13-9% für FGK-Sterne unter Verwendung einer relativen Überschussschwelle von 15%. Im Vergleich zu einem Modell der abklingenden Überschussfrequenz erscheint die Häufigkeit von Trümmerscheiben um Sterne vom Typ A für das Alter des Haufens marginal niedrig, während die von FGK-Sternen konsistent erscheint. Es werden Szenarien untersucht, die dieses Ergebnis qualitativ erklären können. Wir schließen daraus, dass planetesimale Aktivität in der terrestrischen Region von FGK-Sternen im ersten Fall üblich ist 50 Myr und Zerfälle auf Zeitskalen von 100 Myr.Trotz der Helligkeitsunterschiede scheint die Entwicklung der Trümmerscheiben nicht stark von der Sternmasse abzuhängen. 5 Mio.). In einer repräsentativen Stichprobe von Sternen vor F5 beider Sterngruppen finden wir eine Population von Sternen, die von Trümmerscheiben umgeben sind, ohne Überschuss in den IRAC-Bändern und ohne Emissionslinien in ihren optischen Spektren, aber mit einem unterschiedlichen Grad von 24 μm Überschuss. Beim Vergleich unserer Proben mit 24-μm-Beobachtungen von Sternen mittlerer Masse in anderen Sterngruppen, die einen Altersbereich von 2,5 bis 150 Myr umfassen, stellen wir fest, dass Trümmerscheiben häufiger vorkommen und einen größeren 24 μm-Überschuss bei 10 Myr (OB1a) aufweisen. Dieser Trend stimmt mit den Vorhersagen von Modellen der Entwicklung von Festkörpern in den äußeren Regionen von Scheiben (>30 AE) überein, wo große eisige Objekte ( 10 Myr initiiert das Vorhandensein dieser Objekte in der Scheibe eine Kollisionskaskade, die genügend Staubpartikel produziert, um den relativ großen Überschuss von 24 μm zu erklären, der in OB1a beobachtet wurde. Die Staubleuchtkraft, die in den Sterngruppen, die älter als 10 Myr sind, beobachtet wird, nimmt ungefähr wie von Kollisionskaskadenmodellen vorhergesagt ab. Durch die Kombination von Spitzer-Beobachtungen, optischen Spektren und 2MASS-Daten fanden wir einen neuen Herbig Ae/Be-Stern (HD290543) und einen Stern (HD 36444) mit einem großen Überschuss von 24 µm, beide in OB1b. Dieses letzte Objekt könnte als Zwischenstufe zwischen HAeBe und echten Trümmersystemen oder als massive Trümmerscheibe, die durch eine Kollision zwischen zwei großen Objekten (>1000 km) entsteht, erklärt werden. 10-150 Myr Methoden: Wir leiteten Rötungen, Entfernungen und Nuklearalter ab, indem wir ZAMS und Isochronen an Farbe-Helligkeiten und Farb-Farb-Diagramme anpassten. Um das Kontraktionsalter abzuleiten, haben wir vier verschiedene Prä-Hauptsequenz-Modelle mit einer empirisch kalibrierten Farb-Temperatur-Beziehung verwendet, um der Plejaden-Cluster-Sequenz zu entsprechen. Ergebnisse: .Bei ausschließlicher Verwendung des V vs. VI-Farb-Helligkeits-Diagramms und empirisch kalibrierter Isochronen besteht Konsistenz zwischen Kern- und Kontraktionsalter für die untersuchten Cluster. Obwohl die Kontraktionsalter systematisch unterschätzt zu sein scheinen, weichen sie in keinem Fall um mehr als eine Standardabweichung vom Kernalter ab. = 1030,5ergs-1 und abnehmend auf Lx =0,2Msolar. Koronale Spektren zeigen Beweise für unterschiedliche Emissionsmessungen bei mehreren Temperaturen und niedrige koronale Metallhäufigkeiten von Z = 0,3. Die Sterne des G- und K-Typs von NGC 2547 folgen der gleichen Beziehung zwischen Röntgenaktivität und Rossby-Zahl, die in älteren Haufen und Feldsternen festgestellt wurde, obwohl die meisten Sterne des Sonnentyps in NGC 2547 gesättigte oder sogar übersättigte Röntgenaktivitätsniveaus aufweisen. Die Medianwerte von Lx und Lx/Lbol in den sonnenähnlichen Sternen von NGC 2547 sind denen in T-Tauri-Sternen des Orionnebelhaufens (ONC) sehr ähnlich, aber um eine Größenordnung höher als in den älteren Plejaden. Die Streuung der Röntgenaktivitätsniveaus unter sonnenähnlichen Sternen in NGC 2547 ist viel geringer als in älteren oder jüngeren Haufen. Die koronalen Temperaturen steigen mit Lx, Lx/Lbol und dem Oberflächenröntgenfluss. Die aktivsten Sterne vom Sonnentyp in NGC 2547 haben koronale Temperaturen, die zwischen denen im ONC und den aktivsten älteren Nullzeithauptsequenz-(ZAMS)-Sternen liegen. Wir zeigen, dass einfache Skalierungsargumente eine höhere koronale Temperatur in koronalen gesättigten Sternen mit niedrigerer Gravitation vorhersagen. Unter den Mitgliedern mit geringer Masse wurde eine Reihe von Kandidaten-Flares identifiziert, und für sonnenähnliche Sterne wurde eine Flaring-Rate [für Gesamt-Flare-Energien (0,3-3 keV)> 1034erg] von einem alle 350 + 350-120 ks gefunden, die den gefundenen Raten ähnlich ist im ONC und den Plejaden. Ein Vergleich mit ROSAT High Resolution Imager (HRI)-Daten, die 7 Jahre zuvor aufgenommen wurden, zeigt, dass nur 10-15 Prozent der sonnenähnlichen Sterne oder Sterne mit Lx >3 × 1029ergs-1 eine Röntgenstreuung um mehr als den Faktor 2 aufweisen. Dies ist vergleichbar mit Cluster mit ähnlichem Alter, aber weniger als in älteren und jüngeren Clustern. Die ähnlichen Medianwerte der Röntgenaktivität und Häufigkeit des Auftretens großer Flares in NGC2547 und dem ONC zeigen, dass die Röntgenstrahlungsumgebung um junge sonnenähnliche Sterne während ihrer ersten 30 Myr relativ konstant bleibt. 1300 Jahre für den schwachen erweiterten Bugstoßdämpfer HH 47D. Der Strahl krümmt sich, aber Bewegungen der Knoten im Strahl werden radial von der Anregungsquelle weg gerichtet, und Geschwindigkeitsschwankungen in der Strömung treiben die Stoßwellen an, die den Strahl intern erhitzen. Der Strahlausrichtungswinkel ändert sich mit der Zeit um ungefähr 15° und zeigt gegenwärtig auf den nordwestlichen Teil eines Hohlraums, der von einem Reflexionsnebel umrissen wird, wo ein quasistationärer Stoß den Strahl ablenkt. Die Hauptarbeitsfläche HH 47A ist komplexer als eine Simplebow-Schock/Mach-Scheibe und enthält zahlreiche Klumpen, die sich relativ zueinander mit Geschwindigkeiten von . bewegen +/-40km s-1. Kleine Klumpen oder Instabilitäten wirken sich auf die Mach-Scheibe aus, und dichte Klumpen können sich durch die gesamte Arbeitsfläche bewegen und die beim Bugstoß sichtbare holprige Morphologie verursachen. Ein lokalisierter Bereich zwischen dem Bugschock und der Mach-Scheibe variiert signifikant zwischen den beiden Bildsätzen. Basierend auf Beobachtungen mit dem NASA/ESA Hubble-Weltraumteleskop, erhalten am Space Telescope Science Institute, das von der Association of Universities for Research in Astronomy betrieben wird , Inc., unter dem NASA-Vertrag NAS5-26555. 400 bekannte α Pro Clustermitglieder. Wenn sie tatsächlich αPer-Mitglieder sind, wären vier der neuen Kandidaten Braune Zwerge. Wir diskutieren die Vor- und Nachteile der Nahinfrarotvermessung im Vergleich zur optischen Selektionsmethode. Wir beschreiben auch die Ergebnisse der optischen Spektroskopie, die mit dem Twin-Spektrographen am CalarAlto 3.5-m-Teleskop für etwa 30 Kandidaten erhalten wurden, einschließlich ausgewählter Mitglieder aus dem in Barrado y Navascués et al. (2002) vorgestellten optischen Beispiel und aus unserem gemeinsamen optisch/infrarot-Katalog. Diese Ergebnisse sprechen für das optische Selektionsverfahren für diesen speziellen Cluster. 25 Mio. Obwohl eine Distanz von 38% näher als die von Stier-Auriga oder eine heißere Temperaturskala diese Diskrepanz bei 21-25 Myr ausgleichen könnte, legen ähnliche Diskrepanzen in anderen Systemen und die Implikationen extrem alter anwachsender Stier-Auriga-Mitglieder stattdessen ein mögliches Problem mit evolutionären Modellen nahe. Unabhängig davon ist das höhere Alter, das durch das erschöpfte Lithium von St 34 impliziert wird, der erste zwingende Beweis für eine erhebliche Altersstreuung in dieser Region. Außerdem könnten die aktuellen Mitgliederlisten unvollständig sein, da die gleichaltrigen Mitglieder von St 34 mit frühen M-Spektraltypen den Lithiumtest für Jugendliche ebenfalls nicht bestehen würden. 7 σ-Niveau relativ zu ihrer photosphärischen Emission. Wir haben das Alter für die gesamte Probe aus der Literatur entnommen und/oder sie mithilfe des H-R-Diagramms und Isochronen geschätzt, sie reichen von 5 bis 850 Myr. Wir identifizierten überschüssige thermische Emission unter Verwendung einer intern abgeleiteten K-24 (oder 25) μm photosphärischen Farbe und verglichen dann Allstars in der Probe mit dieser Farbe. Da wir Sterne mit starken Emissionslinien oder ausgedehnter Emission (verbunden mit nahegelegenem interstellarem Gas) ausgeschlossen haben, werden diese Überschüsse wahrscheinlich von Trümmerscheiben erzeugt. Jüngere Sterne in der Probe weisen häufiger und mit einem höheren fraktionalen Überschuss überschüssige thermische Emission auf als die älteren Sterne. Jedoch zeigen bis zu 50 % der jüngeren Sterne keine übermäßige Emission. Die Abnahme des Ausmaßes der überschüssigen Emission hat für die Sterne, die dies zeigen, eine ungefähre t0/Zeit-Abhängigkeit mit t0 150 Mio. Sterne in Doppelsternsystemen (einschließlich Sterne vom Algol-Typ) und λ-Boo-Sterne zeigen, wenn überhaupt, weniger Emissionsüberschuss als die anderen Mitglieder der Stichprobe. Unsere Ergebnisse zeigen, dass (1) es eine beträchtliche Vielfalt unter den Trümmerscheiben gibt, einschließlich der Tatsache, dass eine signifikante Anzahl von Sternen aus dem protoplanetaren Stadium der Evolution mit nur wenigen verbleibenden Scheiben im Bereich von 10-60 AE hervorgeht und (2) darüber hinaus wahrscheinlich, dass ein Großteil der Staub, den wir entdecken, wird episodisch durch Kollisionen großer Planetesimale während des Endspiels der Planetenakkretion erzeugt, und dass einzelne Ereignisse oft die radiometrischen Eigenschaften eines Trümmersystems dominieren. Dieses letztere Verhalten stimmt im Allgemeinen mit dem überein, was wir über die Entwicklung des Sonnensystems wissen, und auch mit theoretischen Modellen der Planetensystembildung. Lithium und Beryllium werden im Inneren von Sternen bei unterschiedlichen Temperaturen zerstört. Als solche bieten ihre relativen Häufigkeiten ausgezeichnete Sonden für die Art und das Ausmaß von Mischprozessen innerhalb und unterhalb der Konvektionszone. Die abgeleiteten Beryllium-Häufigkeiten weisen keine signifikanten Veränderungen mit dem Alter auf. Das fragilere Li weist jedoch mit zunehmendem Alter eine monoton abnehmende Häufigkeit auf. Daher ist eine relativ flache zusätzliche Durchmischung unterhalb der Konvektionszone erforderlich, um gleichzeitig das beobachtete Verhalten von Li und Be in der Sonne und den Sonnenzwillingen zu berücksichtigen. Wir untersuchen mit beispielloser Detailgenauigkeit die chemische Zusammensetzung und die stellaren Parameter des Sonnenzwillings 18 Sco in einem streng differentiellen Sinne relativ zur Sonne. Unsere Studie basiert hauptsächlich auf hochauflösenden ( R 110.000), hohes Signal-Rausch-Verhältnis (800-1.000) Very Large Telescope UVES-Spektren, die es uns ermöglichen, eine Genauigkeit von etwa 0,005 dex in unterschiedlichen Häufigkeiten zu erreichen. Die effektive Temperatur und Oberflächenschwerkraft von 18 Sco sind T eff = 5823 ± 6 K und log G = 4,45 ± 0,02 dex, d.h. 18 Sco ist 46 ± 6 K heißer als die Sonne und log G ist 0,01 ± 0,02 dex höher. Seine Metallizität beträgt [Fe/H] = 0,054 ± 0,005 dex und seine Mikroturbulenzgeschwindigkeit ist +0,02 ± 0,01 km s –1 höher als die der Sonne. Unsere präzisen Sternparameter und die Differentialisochronenanalyse zeigen, dass 18 Sco eine Masse von 1,04 ± 0,0204 hat M ☉ und das ist es 1,6 Gyr jünger als die Sonne. Wir verwenden präzise Radialgeschwindigkeiten von HARPS (High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher), um nach Planeten zu suchen, aber keine werden erkannt. Das chemische Häufigkeitsmuster von 18 Sco zeigt einen klaren Trend mit der Kondensationstemperatur und zeigt somit höhere Häufigkeiten an feuerfesten Materialien in 18 Sco als in der Sonne. Interessanterweise gibt es Verbesserungen bei den Neutroneneinfangelementen im Vergleich zur Sonne. Trotz der geringen Häufigkeitsunterschiede von Element zu Element zwischen nahegelegenen n-Einfangelementen ( 0,02 dex), reproduzieren wir erfolgreich die r -Prozessmuster im Sonnensystem. Dies ist ein unabhängiger Beweis für die Universalität der r Prozess. Unsere Ergebnisse haben wichtige Auswirkungen auf das chemische Tagging in unserer Galaxie und die Nukleosynthese im Allgemeinen. Die prinzipielle Definition der Bewohnbarkeit für Exoplaneten ist, ob sie flüssiges Wasser auf ihrer Oberfläche halten können, d. h. dass sie innerhalb der bewohnbaren Zone kreisen. Allerdings sollte auch die Magnetosphäre des Planeten berücksichtigt werden, da ohne sie die Atmosphäre eines Exoplaneten durch Sternwinde erodiert werden kann. Das Ziel dieser Arbeit ist es, den magnetosphärischen Schutz eines Planeten vor den Auswirkungen von Sternwinden von Sternen mit Sonnenmasse zu untersuchen. Kepler Ultrahochpräzisionsphotometrie langer und kontinuierlicher Beobachtungen liefert einen einzigartigen Datensatz, in dem die Oberflächenrotation und -variabilität für Tausende von Sternen untersucht werden kann. Da viele dieser alten Feldsterne auch unabhängig gemessene asteroseismische Alter haben, sind Rotations- und Aktivitätsmessungen im Zusammenhang mit Alter-Rotation-Aktivitäts-Beziehungen besonders interessant. Insbesondere Alters-Rotations-Beziehungen fehlen im Allgemeinen gute Kalibratoren im Alter, ein Problem, das Kepler Beispiel von Old-Field-Sternen ist einzigartig geeignet, um zu adressieren. Eine neue Probe von Sonnenanaloga und Zwillingskandidaten wurde konstruiert und untersucht, wobei besonderes Augenmerk auf ihre Lichtkurven von NASAs . gelegt wurde Kepler Mission. Dieser Brief zielt darauf ab, ihren evolutionären Status zu bewerten, ihre Rotation und ihr Alter abzuleiten und diejenigen zu identifizieren, die solare Analoga oder solare Zwillingskandidaten sind. Wir trennen die Unterriesen, die einen großen Teil der asteroseismischen Probe ausmachen und die eine Zunahme der durchschnittlichen Rotationsperiode zeigen, wenn die Sterne den Unterriesenzweig aufsteigen. Die Rotationsperioden der Zwerge von 6 bis 30 Tagen und durchschnittlich 19 Tagen erlauben es uns, ihre individuellen Entwicklungszustände an der Hauptreihe zu beurteilen und ihr Alter mittels Gyrochronologie abzuleiten. Diese Altersgruppen stimmen mit einem Korrelationskoeffizienten von überein r = 0,79 mit unabhängigem asteroseismischem Alter, sofern verfügbar. Als Ergebnis dieser Untersuchung sind wir in der Lage, 34 Sterne als Sonnenanaloga und 22 davon als Sonnenzwillingskandidaten zu identifizieren. Eine neue Probe von Sonnenanaloga und Zwillingskandidaten wurde konstruiert und untersucht, wobei besonderes Augenmerk auf ihre Lichtkurven von NASAs . gelegt wurde Kepler Mission. Dieser Brief zielt darauf ab, ihren evolutionären Status zu bewerten, ihre Rotation und ihr Alter abzuleiten und diejenigen zu identifizieren, die Sonnenanaloge oder Sonnenzwillingskandidaten sind. Wir trennen die Unterriesen, die einen großen Teil der asteroseismischen Probe ausmachen und die eine Zunahme der durchschnittlichen Rotationsperiode zeigen, wenn die Sterne den Unterriesenzweig aufsteigen. Die Rotationsperioden der Zwerge von 6 bis 30 Tagen und durchschnittlich 19 Tagen erlauben es uns, ihre individuellen Entwicklungszustände an der Hauptreihe zu beurteilen und ihr Alter mittels Gyrochronologie abzuleiten. Diese Altersgruppen stimmen mit einem Korrelationskoeffizienten von überein r = 0,79 mit unabhängigem asteroseismischem Alter, sofern verfügbar. Als Ergebnis dieser Untersuchung sind wir in der Lage, 34 Sterne als Sonnenanaloga und 22 davon als Sonnenzwillingskandidaten zu identifizieren. Messungen des stellaren Magnetfelds aus der Spektropolarimetrie liefern Schlüsseldaten für Aktivitäts- und Dynamostudien, und wir präsentieren die Ergebnisse einer großen hochauflösenden spektropolarimetrischen magnetischen Schnappschussuntersuchung des Bcool-Projekts von 170 sonnenähnlichen Sternen aus Beobachtungen mit dem Teleskop Bernard Lyot und thCanada-France -Hawaii-Teleskop. Für jeden Zielstern wurde ein zirkular polarisiertes Stokes-V-Profil mit hohem Signal-Rausch-Verhältnis unter Verwendung der D-Econvolution der kleinsten Quadrate erhalten und verwendet, um Oberflächenmagnetfelder zu detektieren und das entsprechende mittlere Oberflächenlängsmagnetfeld (Bl) zu messen. Chromosphärische Aktivitätsindikatoren wurden ebenfalls gemessen. Bei 67 Sternen wurden Oberflächenmagnetfelder nachgewiesen, wobei 21 dieser Sterne als reife Sterne vom Sonnentyp klassifiziert wurden, ein Ergebnis, das die Anzahl der reifen sonnenähnlichen Sterne, auf denen Magnetfelder beobachtet wurden, um den Faktor vier erhöht. Außerdem wurde bei 3 von 18 der untersuchten Unterriesensterne ein Magnetfeld nachgewiesen. Für die Population der K-Zwerge wurde auch festgestellt, dass der Mittelwert von Bl (|Bl|mean) höher (5,7 G) ist als |Bl|mean gemessen für die G-Zwerge (3,2 G) und die F-Zwerge (3,3 .). G). Für die Stichprobe als Ganzes nimmt |Bl|mittel mit der Rotationsrate zu und mit dem Alter ab, und die obere Hülle für |Bl| korreliert gut mit der beobachteten chromosphärischen Emission. Sterne mit einem chromosphärischen S-Index von mehr als etwa 0,2 zeigen eine hohe Magnetfeld-Erkennungsrate und bieten somit optimale Ziele für zukünftige Studien. Diese Durchmusterung stellt die umfangreichste spektropolarimetrische Durchmusterung kühler Sterne dar, die bisher durchgeführt wurde, und legt nahe, dass es möglich ist, eine magnetische Kartierung einer breiten Palette von mäßig aktiven Sternen vom Sonnentyp zu verfolgen, um das Verständnis ihrer Oberflächenfelder und Dynamos zu verbessern. Das Objekt HD 43587Aa ist ein G0V-Stern, der während des 145-tägigen LRa03-Laufs der Weltraummission CONvection, ROtation and planetary Transits (CoRoT) beobachtet wurde, für die komplementäre Spektren mit S/N > 300 von High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher (HARPS) auch erhalten. Seine visuelle Helligkeit beträgt 5,71 und seine effektive Temperatur liegt nahe bei 5950 K. Es hat einen bekannten Begleiter in einer stark exzentrischen Umlaufbahn und ist auch mit zwei weiter entfernten Begleitern gekoppelt. Wir untersuchen, wie die beobachteten großräumigen Oberflächenmagnetfelder massearmer Sterne (0,1 - 2 M ⊙ ), die durch Zeeman-Doppler-Bildgebung rekonstruiert wurden, variieren mit dem Alter t, der Rotation und der Röntgenemission. Unsere Stichprobe besteht aus 104 magnetischen Karten von 73 Sternen, von akkretierender Vor-Hauptreihen- bis hin zu Hauptreihen-Objekten (1 Myr ≲ t ≲ 10 Gyr). Für nicht-anwachsende Zwerge finden wir empirisch, dass das vorzeichenlose durchschnittliche großskalige Oberflächenfeld mit dem Alter als t -0,655 ± 0,045 zusammenhängt. Diese Beziehung hat eine ähnliche Abhängigkeit wie die von Skumanich identifizierte, die als Grundlage für die Gyrochronologie verwendet wird. Ebenso könnte unsere Beziehung als Methode zur Altersbestimmung ('Magnetochronologie') verwendet werden. Die Trends mit Rotation, die wir für den großräumigen stellaren Magnetismus finden, stimmen mit den Trends überein, die aus Zeeman-Verbreiterungsmessungen (empfindlich gegenüber groß- und kleinräumigen Feldern) gefunden wurden. Diese Ähnlichkeiten weisen darauf hin, dass die aus beiden Techniken gewonnenen Felder miteinander gekoppelt sind, was darauf hindeutet, dass kleine und große Felder dieselben Dynamofelderzeugungsprozesse teilen könnten. Für die Akkretionsobjekte werden weniger statistisch signifikante Beziehungen gefunden, von denen eine eine Korrelation zwischen dem vorzeichenlosen Magnetfluss und der Rotationsperiode ist. Wir führen dies auf eine Signatur der Stern-Scheibe-Interaktion zurück, anstatt vom Dynamo angetrieben zu werden. Solare Zwillinge stehen seit mehr als einem Jahrzehnt im Fokus der Aufmerksamkeit, weil ihre Struktur der Sonne extrem nahe kommt. Dank hochpräziser Spektrometer ist es heute möglich, ihr Inneres mit Hilfe der Asteroseismologie zu untersuchen. Unser Ziel ist es, Zeitreihen des HARPS-Spektrometers zu verwenden, um die Schwingungsfrequenzen von 18 Sco, dem hellsten Sonnenzwilling, zu extrahieren. Wir haben die Werkzeuge der Spektralanalyse verwendet, um diese Größen abzuschätzen. Wir schätzen 52 Frequenzen mit einem MCMC-Algorithmus. Nach Untersuchung ihrer Wahrscheinlichkeitsdichten und Vergleich mit Ergebnissen aus der direkten MAP-Optimierung erhalten wir einen minimalen Satz von 21 zuverlässigen Moden. Die Identifizierung jedes Pulsationsmodus wird einfach durch Vergleich mit den gut etablierten Solarpulsationsmodi erreicht. Aus diesen Werten haben wir auch einige grundlegende seismische Indikatoren abgeleitet. Diese Ergebnisse bieten eine gute Grundlage für eine detaillierte seismische Analyse von 18 Sco mit Hilfe von Sternmodellen. Die Lithiumhäufigkeit in offenen Clustern ist eine sehr effektive Untersuchung von Mischprozessen, und ihre Untersuchung kann uns helfen, die große Lithiumverarmung zu verstehen, die in der Sonne auftritt. Aufgrund seines Alters und seiner Metallizität ist der offene Sternhaufen M67 in dieser Hinsicht besonders interessant. Es wurden viele Studien zur Lithiumhäufigkeit in M67 durchgeführt, aber eine homogene globale Analyse von Lithium in Sternen aus subsolaren Massen und bis hin zu den massereichsten Mitgliedern muss noch für eine große Probe auf der Grundlage hochwertiger Spektren durchgeführt werden. Wir testen unsere nicht standardisierten Modelle, die mit der Sonne kalibriert wurden, mit Beobachtungsdaten. Wir sammeln Literaturdaten, um erstmals auf homogene Weise die Lithiumhäufigkeiten im nichtlokalen thermischen Gleichgewicht aller beobachteten Einzelsterne in M 67 mit einer Masse von mehr als ∼ 0 zu analysieren. 9 Mio. . Unser Gitter evolutionärer Modelle wird unter der Annahme einer nicht standardmäßigen Mischung bei Metallizität [Fe / H] = 0 berechnet. 01, unter Verwendung des Evolutionscodes von Toulouse-Genf. Unsere Analyse beginnt mit dem Eintritt in die Zero-Age-Hauptsequenz. Wir präsentieren Rotationsperiodenmessungen für Unterriesen, die von CoRoT beobachtet wurden. Die Interpretation der durch Sternflecken verursachten Modulation des stellaren Lichts auf der Zeitskala der Rotationsperiode hängt von der Kenntnis der fundamentalen stellaren Parameter ab. Einschränkungen der Drehimpulsverteilung können aus der wahren stellaren Rotationsperiode extrahiert werden. Durch die Verwendung von Modellen mit interner Drehimpulsverteilung und dem Vergleich mit Messungen von Rotationsperioden von Unterriesensternen untersuchen wir die Übereinstimmung zwischen theoretischen Vorhersagen und Beobachtungsergebnissen. Mit diesem Vergleich können wir auch den globalen stellaren Parameterraum reduzieren, der mit den Rotationsperiodenmessungen von Unterriesenlichtkurven kompatibel ist. Wir können beweisen, dass eine Entwicklung unter Annahme einer Festkörperrotation mit der direkten Messung der Rotationsperioden von Unterriesensternen nicht vereinbar ist. Methoden. Die Messung der Rotationsperioden beruht auf zwei verschiedenen Periodogrammverfahren, dem Lomb-Scargle-Algorithmus und dem Plavchan-Periodogramm. Drehimpulsentwicklungsmodelle wurden berechnet, um uns die erwarteten Rotationsperioden für Unterriesen zu geben, die wir mit gemessenen Rotationsperioden verglichen. Wir finden Hinweise auf ein sinusförmiges Signal, das sowohl hinsichtlich Phase als auch Amplitude mit Rotationsmodulation kompatibel ist. Rotationsperioden wurden direkt aus Lichtkurven für 30 Unterriesensterne gemessen und zeigen einen Bereich von 30 bis 100 d für ihre Rotationsperioden an.
Titel: ÜBERPRÜFUNG DER GRENZE DER LITHIUM-ERZEUGERUNG IN DEN PLEIADEN UND DES ABGESCHLOSSENEN ALTERS DES CLUSTERS
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Teilnehmer des Gemini-Observatoriums
Danksagung
Titel: Lithium in the Hyades L5 Brauner Zwerg 2MASSJ04183483+2131275
In den einzelnen Spektren, die sich über mehrere Monate erstrecken, erkennen wir in der Emission anhaltend unaufgelöstes H_alpha mit pseudoäquivalenten Breiten (pEW) im Bereich von 45-150 Angström und Absorptionslinien verschiedener Alkalien mit den typischen Stärken, die in Objekten des Spektraltyps L5 zu finden sind. Die Lithiumresonanzlinie bei 6707,8 Angström wird mit einem pEW von 18+/-4 Angström in 2M0418 (L5) nachgewiesen.
Wir bestimmen eine Lithiumhäufigkeit von log N(Li) = 3.0+/-0.4 dex, die mit einer minimalen Erhaltung von 90% dieses Elements übereinstimmt, was 2M0418 als Braunen Zwerg mit einer maximalen Masse von 52 M_Jup bestätigt. Aus einem Vergleich mit den BHAC15-Modellen leiten wir ein maximales Alter für die Hyades von 775 Myr ab. Indem wir aktuelle Ergebnisse aus der Literatur mit unserer Studie kombinieren, beschränken wir die Masse von 2M0418 auf 45-52 M_Jup und das Alter des Clusters auf 580-775 Myr (1 Sigma) basierend auf der Lithium-Depletion-Boundary-Methode.
M 7 (Скопление толомея)
5 neue Perspektiven
NGC 2547
Wir bestimmen Be-Häufigkeiten für eine Stichprobe von acht Sonnenzwillingen, für die zuvor Li-Häufigkeiten bestimmt wurden. Die analysierten Sonnenzwillinge umfassen einen sehr breiten Altersbereich von 0,5–8,2 Gyr, was es uns ermöglicht, die säkulare Entwicklung der Li- und Be-Verarmung zu untersuchen. Methoden. Wir sammelten hochwertige UVES/VLT-Spektren und erhielten Be-Häufigkeiten durch spektrale Synthese des Be ii 313 nm-Dubletts.
Wir untersuchen hypothetische erdähnliche Exoplaneten, die in der bewohnbaren Zone des Wirtssterns kreisen, für eine Stichprobe von 124 Sternen mit Sonnenmasse. Dies sind Ziele, die von der Bcool Collaboration beobachtet wurden. Mit zwei Windmodellen berechnen wir die magnetosphärische Ausdehnung jedes Exoplaneten. Diese Windmodelle sind rechnerisch kostengünstig und ermöglichen es der Gemeinschaft, die magnetosphärische Größe magnetisierter Erdanaloga, die kühle Sterne umkreisen, schnell abzuschätzen. Unsere Ergebnisse zeigen, dass Planeten mit einer Sonnenmasse von 0,6 bis 0,8 Sternen auf der Seite mit geringer Aktivität der Vaughan-Preston-Lücke die optimalen Beobachtungsziele für bewohnbare Erdanaloga sind
Wir führen eine Voruntersuchung der inneren Struktur von HD 43587Aa durch. Wir führten eine seismische Analyse des Sterns mit Maximum-Likelihood-Schätzern und Markov-Ketten-Monte-Carlo-Methoden durch.
Wir haben die erste Tabelle der Eigenmodenfrequenzen, -breiten und -höhen für HD 43587Aa erstellt. Der Stern scheint eine Masse und einen Radius zu haben, die etwas größer als die Sonne sind, und ist etwas älter (5,6 Gyr). Für die Geometrie des Sterns werden zwei Szenarien vorgeschlagen: Entweder ist sein Neigungswinkel sehr gering oder die Rotationsgeschwindigkeit des Sterns ist sehr gering. Eine detailliertere Untersuchung der Rotation und der magnetischen und chromosphärischen Aktivität dieses Sterns ist erforderlich und wird Gegenstand einer weiteren Studie sein. Neue hochauflösende spektrometrische Beobachtungen sollten über einen Zeitraum von mindestens mehreren Monaten durchgeführt werden.
Lithium in M 67 ist eine enge Funktion der Masse für Sterne, die massereicher als die Sonne sind, abgesehen von einigen Ausreißern. Für Turn-off-Sterne wird ein Plateau der Lithiumhäufigkeit beobachtet. Sowohl weniger massereiche ( M ≤ 1.10 M ⊙ ) als auch massereichere ( M ≥ 1.28 M ⊙ ) sind stärker erschöpft als die Sterne im Plateau. Es gibt eine signifikante Streuung der Lithiumhäufigkeiten für jede gegebene Masse M ≤ 1 . 1 Mio. .
Unsere Modelle reproduzieren qualitativ die meisten der oben beschriebenen Merkmale, obwohl der vorhergesagte Lithiumabbau um 0,45 dex kleiner ist als für Massen in der Plateauregion beobachtet, d. h. zwischen 1,1 und 1,28 Sonnenmassen. Es ist eindeutig mehr Arbeit erforderlich, um die Beobachtungen genau zu reproduzieren. Trotz Hinweisen, dass chromosphärische Aktivität und Rotation eine Rolle bei der Lithiumerschöpfung spielen, können mit den derzeit verfügbaren Daten keine sicheren Schlussfolgerungen gezogen werden.
Schau das Video: Geheimnisse des Universums S01E05 Der Stern (Dezember 2024).
