Astronomia

Quão confiável é usar a função de luniosidade do cluster globular como um indicador de distância?

Quão confiável é usar a função de luniosidade do cluster globular como um indicador de distância?


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.

Tenho visto muitas pesquisas sugerindo que o GCLF pode ser usado como um indicador de distância secundário para objetos extragaláticos. No entanto, este método parece ser confiável apenas quando os GCs em uso vêm, digamos, de uma única galáxia, e pode ser usado como um indicador de distância secundário para a galáxia natal.

Minha pergunta agora é que tenho grandes dados de levantamento do céu com candidatos potenciais de GCs extraídos variando de 1 a 20 Mpc. Eles podem ser considerados GCs "invasores" que não pertencem necessariamente a nenhuma galáxia. O GCLF pode ser usado para obter pelo menos algumas estimativas muito grosseiras da distância de GC individual? O que quero dizer com isso é que obteremos alguma distribuição de probabilidade da distância por meio de GCLF e quão confiável é a informação de distância fornecida pela distribuição obtida anteriormente? Obrigada!


Quão confiável é usar a função de luniosidade do cluster globular como um indicador de distância? - Astronomia

Nesta seção, revisaremos a função de luminosidade do cluster globular (GCLF) como um indicador de distância. O método está atualmente "fora de moda" na literatura principalmente porque alguns resultados anteriores parecem estar em contradição com outros indicadores de distância (por exemplo, Ferrarese et al. 1999). Tentaremos obscurecer as discrepâncias e mostrar que, se as correções adequadas forem aplicadas, o GCLF compete bem com outros indicadores de distância extragaláctica.

Uma boa visão geral do método é fornecida em Harris (2000), incluindo algumas observações históricas e uma descrição detalhada do método. Uma revisão adicional sobre o método GCLF foi escrita por Whitmore (1997), que abordou em particular os erros que acompanham o método. Vamos apenas resumir brevemente o método aqui.

O básico do método é medir em um determinado filtro (na maioria das vezes V) as magnitudes aparentes de um grande número de aglomerados globulares no sistema. A distribuição de magnitude assim construída, ou função de luminosidade, atinge o pico em uma magnitude característica (turn-over). O valor absoluto para esta magnitude característica é derivado de calibradores de distância locais ou secundários, permitindo derivar um módulo de distância da magnitude de rotação observada. A Figura 8 mostra uma função de luminosidade típica de aglomerado globular com seu pico claro (tirado de Della Valle et al. 1998).

A justificativa do método é principalmente empírica. Curvas aparentes para galáxias na mesma distância (por exemplo, no mesmo aglomerado de galáxias) podem ser comparadas e uma dispersão em torno de 0,15 mag é então obtida, sem correção para qualquer erro externo. Da mesma forma, uma série de magnitudes de rotação aparentes bem observadas podem ser transformadas em absolutas usando distâncias de outros indicadores de distância (Cefeidas quando possível, ou uma média de Cefeidas, flutuações de brilho de superfície, função de luminosidade planetária,.) E uma pequena dispersão semelhante for encontrado (consulte Harris 2000 para uma compilação recente). Levando em consideração os erros na fotometria, o ajuste do GCLF, as distâncias assumidas, etc. isso sugere uma dispersão interna da magnitude de rotação de & lt 0,1, tornando-a uma boa vela padrão. Do ponto de vista teórico, essa constância da magnitude do turn-over se traduz em uma massa característica "universal" nas distribuições de massa do aglomerado globular em todas as galáxias. Se isso é uma relíquia de uma massa característica na função de massa das nuvens moleculares na origem dos aglomerados globulares, ou se foi implementada durante o processo de formação dos aglomerados globulares ainda não está claro.

A magnitude do turnover absoluto está em torno VPARA

-7.5, e a determinação do turn-over visual só é precisa se o pico do GCLF for atingido pelas observações. Do ponto de vista observacional, isso significa que os dados devem chegar, por exemplo, V

25 para determinar as distâncias nos aglomerados de galáxias Fornax ou Virgem (D

20 Mpc), e isso com HST ou telescópios de classe de 10m alcançando tipicamente V

28, o método pode ser aplicado até 120 Mpc (incluindo o aglomerado de galáxias Coma).

As vantagens de observação deste método sobre outros são que os aglomerados globulares são mais brilhantes do que outras velas padrão (exceto para supernovas) e não variam, ou seja, nenhuma observação repetida é necessária. Além disso, eles são geralmente medidos em grandes raios ou no halo de galáxias (principalmente elípticas) onde o avermelhamento não é uma preocupação.

Um grande número de determinações de distância do GCLF foram apenas subprodutos de estudos de sistema de cluster globular, e muitas vezes sofreram de problemas puramente práticos de dados obtidos para finalidades diferentes.

Primeiro, uma boa estimativa da contaminação de fundo é necessária para limpar a função de luminosidade do aglomerado globular da função de luminosidade das galáxias de fundo, que tende a imitar uma magnitude de reviravolta mais fraca. Em seguida, o achado incompleto para os aglomerados globulares precisa ser determinado, em particular como uma função do raio, uma vez que o ruído do fóton está mudando dramaticamente com o raio galactocêntrico. Correções de avermelhamento adequadas precisam ser aplicadas e podem diferir se usarmos os mapas de avermelhamento "clássicos" de Burstein & amp Heiles (1984) ou os mapas mais recentes de Schlegel et al. (1998). Quando necessário, a correção de abertura adequada para clusters ligeiramente estendidos em imagens WFPC2 / HST deve ser feita (por exemplo, Puzia et al. 1999). Finalmente, várias maneiras diferentes de ajustar o GCLF são usadas: desde o ajuste de um histograma até ajustes de máxima verossimilhança mais sofisticados, levando em consideração a contaminação de fundo e incompletude. As funções ajustadas variam de Gaussianas a Student (t5) funções, com ou sem sua dispersão como um parâmetro livre em adição ao valor de pico.

Além desses, erros na calibração absoluta serão adicionados (veja abaixo). Além disso, dependências no tipo de galáxia e ambiente foram reivindicadas, embora o primeiro seja provavelmente devido à metalicidade média dos aglomerados globulares diferindo em galáxias de tipo inicial e tardia, enquanto o último nunca foi demonstrado com um conjunto confiável de dados.

Todos os detalhes acima podem introduzir erros na análise que podem somar vários décimos de magnitude. O fato de que as determinações de distâncias usando o GCLF muitas vezes são um subproduto de estudos que visam entender o aglomerado globular ou a formação e evolução de galáxias, não ajudou a construir uma amostra muito homogênea no passado. O resultado é um banco de dados muito heterogêneo (por exemplo, Ferrarese et al. 1999) dominado por grande dispersão aleatória introduzida na análise, bem como erros sistemáticos introduzidos pela escolha de calibração e a natureza complexa dos sistemas de agrupamento globular (ver abaixo). No entanto, a maioria desses problemas foram reconhecidos e são superados por melhores métodos e dados nas recentes determinações de distância GCLF.

Harris (2000, ver também Kavelaars et al. 2000) delineia o que chamaremos de forma clássica de medir distâncias com o GCLF. Este método implica que o GCLF é medido a partir de todos os clusters globulares em um sistema. Além disso, ele usa o GCLF como um indicador de distância "secundário", baseando sua calibração nas distâncias derivadas pelas Cefeidas e outros indicadores de distância. O método compara o pico do GCLF observado com o pico de uma compilação de GCLFs de elípticas principalmente de Virgo e Fornax, adotando da literatura uma distância a esses calibradores. Isso permitiu, entre outros, o grupo de Harris determinar uma distância para elípticos Coma e construir o primeiro diagrama de Hubble de GCLFs a fim de derivar um valor para H0 (Harris 2000, Kavelaars et al. 2000).

Na prática, uma rotação GCLF precisa é determinada (veja acima) e calibrada sem quaisquer correções adicionais usando MV(PARA) = -7,33 & # 0177 0,04 (Harris 2000) ou MV(PARA) = -7,26 & # 0177 0,06 usando Virgo sozinho (Kavelaars et al. 2000).

As vantagens dessa abordagem são as seguintes. Usar todos os clusters globulares (em vez de uma subpopulação limitada) geralmente evita problemas com estatísticas de pequeno número. Essa também é a ideia por trás do uso dos GCLFs de Virgem em vez dos spars da Via Láctea GCLF como calibradores. Os GCLFs de Virgem, derivados de galáxias elípticas gigantes ricas em aglomerados globulares, são bem amostrados e não sofrem com estatísticas de pequeno número. Além disso, uma vez que a maioria dos GCLFs recentemente derivados vêm de elípticos de cluster, pode-se estar mais confiante para calibrá-los usando elípticos de Virgem (ou seja, cluster), a fim de evitar qualquer dependência potencial do tipo de galáxia e / ou ambiente.

No entanto, o método tem uma série de ressalvas. A principal delas é que elípticas gigantes são conhecidas por terem subpopulações de aglomerados globulares com diferentes idades e metalidades. Isso implica automaticamente que as diferentes subpopulações em torno de uma determinada galáxia terão magnitudes de rotação diferentes. Ao usar todos os sistemas de cluster globular, um está usando uma mistura de magnitudes de rotação. Pode-se, em princípio, tentar corrigir, e. para uma metalicidade média (como proposto por Ashman, Conti & amp Zepf 1995), mas essa correção depende do modelo de síntese populacional adotado (ver Puzia et al. 1999) e implica que a mistura de aglomerados globulares pobres em metais a ricos em metais é conhecido. Esta mistura não varia apenas de galáxia para galáxia (por exemplo, Gebhardt & amp Kissler-Patig 1999), mas também varia com o raio galactocêntrico (por exemplo, Geisler et al. 1996, Kissler-Patig et al. 1997). Isso resulta em um deslocamento do pico de rotação e no alargamento do GCLF observado de todo o sistema. Os elípticos de Virgem são, portanto, apenas calibradores válidos para outros elípticos gigantes com uma proporção semelhante de aglomerados globulares pobres em metais e para os quais as observações cobrem raios semelhantes. Isso é potencialmente um problema ao comparar estudos baseados em terra (campo amplo) com estudos HST focalizando as regiões internas de uma galáxia. Ou ao comparar galáxias próximas onde o centro é bem amostrado com galáxias muito distantes para as quais são observados principalmente halo globulares. No pior dos casos, ignorar a presença de diferentes subpopulações e comparar galáxias muito diferentes a esse respeito pode introduzir erros de vários décimos de magnitudes.

Outra ressalva da maneira clássica, é que as distâncias relativas a Virgem podem ser derivadas, mas magnitudes absolutas (e por exemplo, valores de H0) ainda dependerá de outros métodos, como cefeidas, flutuações de brilho de superfície (SBF), funções de luminosidade de nebulosas planetárias (PNLF) e ponta de ramos gigantes-vermelhos (TRGB), ou seja, o método nunca superará esses outros métodos em precisão e transporte ao longo de qualquer um de seus erros sistemáticos potenciais.

Como alternativa à forma clássica, pode-se focar apenas nos aglomerados pobres em metais. A ideia é isolar os aglomerados globulares pobres em metal de um sistema e determinar seu GCLF. Como um calibrador, pode-se usar o GCLF dos aglomerados globulares pobres em metais na Via Láctea, o que evita qualquer suposição sobre a distância do LMC e será independente de qualquer outro indicador de distância extragaláctica. Para a Via Láctea GCLF, a ideia é derivar uma distância absoluta para cada cluster individual, resultando em magnitudes absolutas individuais e permitindo derivar uma função de luminosidade absoluta. As distâncias individuais para os aglomerados são derivadas usando as magnitudes aparentes conhecidas de seus ramos horizontais e uma relação entre a magnitude absoluta do ramo horizontal e a metalicidade (por exemplo, Gratton et al. 1997). Este último é baseado em HIPPARCOS distâncias para sub-anãs ajustadas para a seqüência principal inferior de aglomerados escolhidos. Esses métodos seguem um caminho completamente diferente dos métodos baseados em algum estágio nas Cefeidas. Em particular, o método é completamente independente da distância ao LMC.

Na prática, uma rotação GCLF precisa (veja acima) para os aglomerados pobres em metal na galáxia alvo é derivada e calibrada, sem quaisquer correções adicionais, usando MV(PARA) = -7,62 & # 0177 0,06 derivados dos aglomerados pobres em metais da Via Láctea (ver Della Valle et al. 1998, Drenkhahn & amp Richtler 1999, observe que o erro é apenas estatístico e não inclui qualquer erro sistemático potencial associado ao distância aos aglomerados globulares galáticos, atualmente em debate).

As vantagens deste método são as seguintes. Este método leva em consideração as subestruturas conhecidas dos sistemas de cluster globular. O uso de aglomerados globulares pobres em metais é motivado por vários fatos. Primeiro, eles parecem ter uma verdadeira origem universal (ver Burgarella et al. 2000), e suas propriedades parecem ser relativamente independentes do tipo, ambiente, tamanho e metalicidade da galáxia. Assim, em primeira ordem, eles podem ser usados ​​em todas as galáxias sem aplicar nenhuma correção. Além disso, a Via Láctea é justificada como calibrador mesmo para GCLFs derivados de galáxias elípticas. Além disso, eles parecem ser objetos "halo", ou seja, pouco afetados por processos de destruição que podem ter moldado o GCLF nos poucos kpc internos de grandes galáxias, ou que afetam objetos em órbitas radiais. Eles certamente formarão populações muito mais homogêneas do que o sistema de cluster globular total (ver seções anteriores). Usar a Via Láctea como calibrador permite que este método seja completamente independente de outros indicadores de distância e verifique distâncias derivadas de forma independente e o valor de H0.

O método não está isento de desvantagens. Em primeiro lugar, a seleção de aglomerados globulares pobres em metal requer dados melhores do que os usados ​​atualmente na maioria dos estudos GCLF, implicando em observações mais complicadas e demoradas. Em segundo lugar, mesmo com dados excelentes, uma separação perfeita de aglomerados pobres em metais e ricos em metais não será possível e a amostra será um tanto contaminada por aglomerados ricos em metais. Pior, o tamanho da amostra será reduzido aproximadamente à metade (para uma proporção típica de clusters de azul para vermelho em torno de um). Isso pode significar que em algumas galáxias menos de cem aglomerados estarão disponíveis para construir a função de luminosidade, induzindo um erro & gt 0,1 na determinação do pico devido apenas ao tamanho da amostra. Finalmente, as mesmas preocupações se aplicam a toda a amostra: quão universal é o pico GCLF de aglomerados globulares pobres em metal? Isso ainda precisa ser verificado, mas uma vez que variações da ordem de & lt 0,1 parecem ser a regra para amostras inteiras, não há razão para esperar uma dispersão muito maior apenas para aglomerados pobres em metal.

Dois exemplos de determinações de distância de aglomerados pobres em metal foram dados em Della Valle et al. (1998) e Puzia et al. (1999).

O primeiro estudo derivou um módulo de distância para NGC 1380 no cluster Fornax de (m - M) = 31,35 & # 0177 0,09 (sem incluir um erro sistemático potencial de até 0,2). Neste caso, o GCLF dos aglomerados pobres em metais e ricos em metais atingiu o mesmo valor, ou seja, a maior metalicidade foi compensada por uma idade mais jovem (poucos Gyr) da população do aglomerado globular vermelho, de modo que não faria uma diferença se usamos apenas os aglomerados pobres em metal ou todo o sistema. Como comparação, os valores derivados de Cefeidas e uma média de Cefeidas / SBF / PNLF para Fornax são (m - M) = 31,54 & # 0177 0,14 (Ferrarese et al. 1999) e (m - M) = 31,30 e # 0177 0,04 (de Kavelaars et al. 2000).

No caso de NGC 4472 no aglomerado de galáxias de Virgem, Puzia et al. (1999) derivaram turn-overs dos aglomerados pobres em metais e ricos em metais de 23,67 & # 0177 0,09 e 24,13 & # 0177 0,11, respectivamente. Usando apenas os clusters pobres em metal, sua distância derivada é então (m - M) = 30,99 & # 0177 0,11. Isso se compara com a distância Cefeida a Virgem de 6 galáxias de (m - M) = 31,01 & # 0177 0,07 e à média de Cefeidas / SBF / TRGB / PNLF de (m - M) = 30,99 & # 0177 0,04 (de Kavelaars et al. 2000). Ambos os casos mostram claramente a excelente concordância do método GCLF com outros métodos populares, apesar dos calibradores completamente diferentes e independentes usados. A precisão do método GCLF será sempre limitada pelo tamanho da amostra e fica em torno

Um bom exemplo da "forma clássica" é a recente determinação da distância até Coma. À distância de

100 Mpc a separação de aglomerados globulares pobres em metais e ricos em metais dificilmente é mais viável, e o uso de sistemas de aglomerados globulares completos é necessário. Kavelaars et al. (2000) valores de turn-over derivados de MV(PARA) = 27,82 & # 0177 0,13 e MV(PARA) = 27,72 & # 0177 0,20 para as duas galáxias NGC 4874 e IC 4051 em Coma, respectivamente. Usando elípticos de Virgem como calibradores e assumindo uma distância de Virgem de (m - M) = 30,99 & # 0177 0,04, eles derivam uma distância para Coma de 102 & # 0177 6 Mpc. Adicionando vários valores de rotação para galáxias distantes (retirados de Lauer et al. 1998), eles constroem um diagrama de Hubble para a técnica GCLF e derivam uma constante de Hubble de H0 = 69 & # 0177 9 km s -1 Mpc -1. Este exemplo demonstra o alcance em distância do método.

Em suma, pensamos que o método já está maduro e que a maioria dos erros na análise pode ser evitada, bem como boas escolhas para a calibração feita. No futuro, com HST e dados de telescópio de classe de 10m, uma série de determinações na faixa de 100 Mpc surgirão e, eventualmente, usando apenas aglomerados globulares pobres em metal, isso nos dará uma compreensão da escala de distância completamente independente das distâncias com base em algum estágio na distância LMC ou Cefeidas. *****


A luminosidade do cluster globular funciona como indicador de distância

Os aglomerados globulares estão entre os primeiros objetos usados ​​para estabelecer a escala de distância do Universo. Na década de 1970, foi reconhecido que a distribuição diferencial de magnitude de antigos aglomerados globulares é muito semelhante em diferentes galáxias apresentando um pico em M V∼ − 7.5. Esta magnitude de pico da chamada Função de Luminosidade do Cluster Globular foi então estabelecida como um indicador de distância secundário. A precisão intrínseca do método foi estimada na ordem de ± 0,2 mag, competitiva com outros métodos de determinação de distância. Ultimamente, o estudo dos Sistemas de Cluster Globulares tem sido usado mais como uma ferramenta para a formação e evolução de galáxias, e menos para determinações de distâncias. No entanto, a coleta de conjuntos de dados homogêneos e grandes com o ACS a bordo do HST apresentou novos insights sobre a utilidade da Função de Luminosidade do Cluster Globular como indicador de distância. Discuto aqui resultados recentes baseados em estudos observacionais e teóricos, que mostram que este indicador de distância depende da física complexa da formação do cluster e da evolução dinâmica e, portanto, pode ter dependências do tipo de Hubble, ambiente e história dinâmica da galáxia hospedeira. Embora as correções sejam geralmente relativamente pequenas, elas podem resultar em diferenças sistemáticas importantes que tornam a função de luminosidade do cluster globular um indicador de distância menos preciso em relação a algumas outras velas padrão.

Esta é uma prévia do conteúdo da assinatura, acesso através de sua instituição.


Título: PESQUISA DO ACS FORNAX CLUSTER. VIII. A FUNÇÃO DE LUMINOSIDADE DE CLUSTERES GLOBULARES EM VIRGEM E GALÁXIAS DE TIPO ANTECIPADO FORNAX E SEU USO COMO INDICADOR DE DISTÂNCIA

Usamos um conjunto altamente homogêneo de dados de 132 galáxias de tipo inicial nos aglomerados de Virgem e Fornax para estudar as propriedades da função de luminosidade do aglomerado globular (GCLF). O sistema de cluster globular de cada galáxia foi estudado usando uma abordagem de máxima verossimilhança para modelar o GCLF intrínseco após contabilizar os efeitos de contaminação e completude. Os resultados apresentados aqui atualizam nossas medições de Virgem e confirmam nossos resultados anteriores, mostrando uma estreita correlação entre a dispersão do GCLF e a magnitude absoluta da galáxia pai. Em relação ao uso do GCLF como uma vela padrão, descobrimos que o módulo de distância relativa entre os aglomerados de Virgo e Fornax é sistematicamente menor do que aquele derivado por outros estimadores de distância e, em particular, é 0,22 mag menor do que o valor derivado de medições de flutuação de brilho de superfície realizadas nos mesmos dados. A partir de simulações numéricas destinadas a reproduzir a dispersão observada do valor da magnitude do turnover em cada aglomerado de galáxias, estimamos uma dispersão intrínseca neste parâmetro de 0,21 mag e 0,15 mag para Virgo e Fornax, respectivamente. Em suma, nosso estudo mostra que as propriedades GCLF variam sistematicamente com a massa da galáxia, mostrando mais e nenhuma evidência de uma dicotomia entre galáxias gigantes e anãs do tipo inicial. Essas propriedades podem ser influenciadas pelo ambiente do cluster, conforme sugerido por simulações cosmológicas. & laquo menos


2. INGREDIENTES DE DADOS E GCLF

Cada uma das 132 galáxias incluídas neste estudo foi observada com a Advanced Camera for Surveys (ACS) durante um único HST órbita, como parte do ACS Virgo Cluster Survey (ACSVCS) e do ACS Fornax Cluster Survey (ACSFCS). Os objetivos e as principais características observacionais dessas duas pesquisas são amplamente discutidos em Côté et al. (2004) e Jordán et al. (2007a), respectivamente. Referimos o leitor interessado a essas publicações para obter mais detalhes.

As pesquisas visaram um total de 100 galáxias no aglomerado de Virgem e 43 galáxias em Fornax, e incluíram observações no F475W (≈ Sloan g) e F850LP (≈ Sloan z) passbands, com tempos de exposição de

1210 s, respectivamente. A seguir, iremos nos referir ao filtro F475W como "g"e para F850LP como"z"devido à sua proximidade com as bandas de passagem correspondentes do Sloan.

Jordán et al. (2004) descreve o pipeline implementado para automatizar o procedimento de redução e análise de todas as imagens em ambos os levantamentos. O resultado final deste pipeline é um catálogo preliminar de candidatos GC e contaminação esperada por galáxia, incluindo propriedades fotométricas e morfológicas que são posteriormente usadas para avaliar a probabilidade pGC que um determinado objeto é um GC (ver Jordán et al. 2009 para detalhes). Para os fins deste estudo, e conforme definido em artigos ACSVCS e ACSFCS anteriores, construímos as amostras de candidatos GC, selecionando todas as fontes que têm pGC& # x22650.5.

Nosso catálogo de candidatos GC em uma determinada galáxia difere da população GC intrínseca devido a dois efeitos: a existência de contaminação na amostra e o nível de completude das observações.

A fim de quantificar o número médio de contaminantes por campo de visão, usamos imagens ACS de arquivo de 17 campos de latitude alta em branco que foram observados em ambos os g e z bandas, com a mesma ou mais profunda profundidade que nossas imagens. Esses campos de controle foram processados ​​usando o mesmo pipeline implementado para os dados científicos e, em seguida, usados ​​para construir campos de controle personalizados, como se uma determinada galáxia estivesse na frente dela (os detalhes desse processo são explicados em Peng et al. 2006, onde uma lista completa dos campos de controle usados ​​também está disponível). Para cada uma de nossas galáxias-alvo, o resultado é um catálogo contendo 17 estimativas diferentes da contaminação esperada de primeiro e segundo plano. Posteriormente, são usados ​​para obter uma estimativa média da contaminação no campo de visão de uma determinada galáxia.

A função de completude deve ser construída considerando quatro parâmetros: a magnitude da fonte (m), seu tamanho medido pelo raio de meia-luz projetado (rh), sua cor ((gz)0), e o brilho da superfície do plano de fundo local sobre o qual o objeto está (eub) A função de completude f(m, rh, (gz)0, eub) foi obtido através da realização de simulações que adicionaram GCs modelo de diferentes tamanhos (rh = (1, 3, 6, 10) pc), cores ((gz)0 = (0,7, 1,1, 1,5, 1,9) mag), e com parâmetro de concentração de King (1966) de c = 1,5, para as imagens. Embora o efeito da cor dos clusters não tenha sido considerado em publicações anteriores (por exemplo, Peng et al. 2006 Jordán et al. 2007b), agora estabelecemos que ele também tem um efeito pequeno, mas mensurável sobre a completude esperada. No geral, cerca de 6 milhões de GCs falsos foram adicionados para os testes de integridade para cada cor, com frações iguais em cada um dos quatro tamanhos e evitando sobreposições físicas com fontes já presentes. Essas imagens foram então reduzidas exatamente pelo mesmo procedimento usado com os dados científicos. O resultado final do processo é uma tabela quadridimensional que é usada para avaliar f dado um conjunto arbitrário de (m, rh, (gz)0, eub) A incerteza aleatória na curva de completude média é essencialmente zero, então os limites de completude em 90% e 50% são robustos e podem ser determinados com erro desprezível para uma dada população de objetos.

Este artigo enfoca o estudo das 89 galáxias de tipo inicial discutidas por Jordán et al. (2007b) e todas as 43 galáxias do ACSFCS. Nossa análise é restrita às galáxias que têm mais de cinco candidatos GC e para as quais fomos capazes de restringir os parâmetros GCLF de forma útil. Essas restrições excluem 11 galáxias na amostra de Virgem, mas nenhuma em Fornax.


Galáxias próximas: diagramas HR (novamente), SBF e aglomerados globulares

Precisamos encontrar novos métodos para levar o pai para o espaço, muito além da Via Láctea e fora do Grupo Local. Se quisermos medir a distância a uma galáxia do aglomerado de Virgem, por exemplo, temos que deixar os métodos fundamentais para trás e começar a adotar técnicas mais indiretas.

  1. primeiro, use uma técnica "primária" como paralaxe para determinar a distância a um objeto próximo do tipo X
  2. então, ASSUME que o objeto próximo é idêntico a um objeto distante do tipo X
  3. e usar a lei do inverso do quadrado para encontrar as distâncias relativas dos dois objetos

Esses métodos não são tão seguros quanto os diretos - eles fazem nossa escada começar a se inclinar e oscilar. Mas às vezes, esses métodos secundários são o melhor que podemos fazer.

Diagramas de RH novamente: Dica do Ramo Gigante Vermelho (TRGB)

  • Y = 0,246, o que significa que a razão de hélio para hidrogênio em massa é 0,246
  • Z = 0,001, o que significa que a proporção de (tudo mais pesado que o hélio) para o hidrogênio em massa é 0,001

Isso deve ser relativamente típico de uma população estelar antiga, como a do halo de nossa Via Láctea, ou o halo de outras galáxias.

Vamos começar com populações estelares muito jovens. A figura abaixo mostra os diagramas de HR para aglomerados de estrelas com idades de 100 e 500 Myr.

Agora, com o passar do tempo, as estrelas continuam a evoluir. mas a taxa de variação diminui. Isso é simplesmente o resultado das vidas mais longas e da evolução mais lenta das estrelas de menor massa que permanecem.

Mas não apenas o ritmo da mudança diminui - algo um tanto peculiar, mas muito, muito útil para os astrônomos, está acontecendo na ponta do galho gigante vermelho.

Vamos dar um zoom nesta região. Uma coisa que você notará é um conjunto de trilhas paralelas para as estrelas de cada época. Nesses casos, a trilha inferior e mais sólida mostra estrelas de um pouco massa inferior, que está apenas subindo o ramo gigante vermelho (RGB) pela primeira vez, e então começando a descer a trilha superior, mais esparsa, mostra estrelas de um pouco massa mais alta, que estão fazendo uma segunda jornada pelo galho gigante vermelho antes de partirem para sempre (provavelmente se transformando em nebulosas planetárias). A trilha daqueles que fazem sua segunda viagem às vezes é chamada de Asymptotic Giant Branch (AGB).

Se olharmos para grupos de estrelas ainda mais antigos, veremos que essa ponta do RGB fica mais vermelha. mas permanece aproximadamente a mesma luminosidade.

A magnitude absoluta desta ponta do ramo do gigante vermelho é quase constante de 5 a 8 a 11 Gyr.

Agora, eu trapaceei um pouco. Se você olhar de perto, verá que, no eixo y desses gráficos, coloquei a "magnitude absoluta na banda I", em vez da mais comum "magnitude absoluta na banda V". Acontece que na banda V, a magnitude absoluta desta ponta muda um pouco mais fortemente, ficando mais fraca conforme o tempo passa:

Os astrônomos examinaram as possibilidades, e parece que a banda I é apenas o comprimento de onda em que esses gigantes vermelhos de diferentes idades parecem ter aproximadamente a mesma luminosidade. Não sei exatamente por que isso, mas certamente é conveniente para nós, observadores terrestres!

Claro, não é perfeito. Se olharmos para os modelos com metalicidades diferentes, vemos que EXISTE alguma variação no nível do TRGB, mas apenas para populações muito pobres em metais.

Usando o TRGB para medir distâncias

que usarei como fonte para o seguinte material.

  1. Tire fotos de uma galáxia, apontando seu telescópio para longe dos braços espirais e estrelas jovens, para ver principalmente uma população velha
  2. Meça a magnitude aparente de cada estrela individual, resolvida que você pode distinguir
  3. Se você considerar apenas as estrelas mais brilhantes, haverá apenas algumas - supergigantes raras e algumas estrelas de primeiro plano em nossa Via Láctea
  4. Mas conforme você conta estrelas cada vez mais fracas, você eventualmente alcançará estrelas no TRGB da galáxia - ponto em que, de repente, muitas estrelas aparecerão (porque estes são os membros mais brilhantes da população principal da galáxia)
  5. Meça essa magnitude aparente do TRGB
  6. Usando a magnitude absoluta conhecida do TRGB, calcule a distância até a galáxia

Aqui está um exemplo. A galáxia NGC 1365 está relativamente próxima, então podemos resolver estrelas individuais com o HST. Os quadrados roxos marcam a localização de algumas imagens tiradas pelo HST em 2013.

Aqui está uma cópia de uma dessas imagens do HST, que você pode obter no Hubble Legacy Archive. Vamos ampliar uma pequena região, longe dos braços espirais:

Se definirmos o contraste da imagem para que mostre apenas os objetos mais brilhantes. não vemos muitos.

Mas se diminuirmos o limiar, mais algumas estrelas aparecerão.

Baixar o limiar ainda mais faz com que mais algumas estrelas apareçam.

. mas quando alcançamos um certo ponto, de repente aparece um GRUPO INTEIRO de estrelas, de uma só vez. Finalmente alcançamos o nível do TRGB. (Clique na imagem abaixo para animar a sequência)

Agora, vamos ver como Jang et al., ArXiv: 1703.10616 colocam isso em uma forma quantitativa. Eles começam fazendo um diagrama de magnitude de cor das estrelas nas imagens:


Figura 2 retirada de Jang et al., ArXiv: 1703.10616 e ligeiramente modificada.

Os autores fazem um histograma do número de estrelas em função da magnitude, suavizam esse histograma e, por fim, aplicam um filtro correspondente para encontrar o valor preciso no qual o número de estrelas repentinamente aumenta.


Figura 5 retirada de Jang et al., ArXiv: 1703.10616

Eles incluem uma correção para uma pequena quantidade de extinção, e terminam com uma distância para NGC 1365 de 18,1 Mpc:


Tabela 2 retirada de Jang et al., ArXiv: 1703,10616

usa TRGB para medir a distância até M60, uma galáxia elíptica gigante no aglomerado de Virgem. Nesse caso, a magnitude aparente F814W com correção de cor do TRGB é considerada m814W = 27.04, levando a um módulo de distância de (m - M) = 31,05, ou uma distância de 16,2 Mpc.

Nos últimos anos, mal conseguimos alcançar o Cluster de Virgem com TRGB.

Flutuações de brilho da superfície

A próxima técnica é um pouco como o TRGB, porque depende do fato de que populações estelares antigas em galáxias diferentes têm propriedades semelhantes. Em vez de olhar apenas para o os gigantes vermelhos mais brilhantes, no entanto, este método inclui tudo os gigantes vermelhos brilhantes de uma galáxia, juntos.

Vamos considerar uma situação simples: uma "galáxia" unidimensional composta de "estrelas" em forma de barra. If the galaxy is close enough, we can resolve the individual "stars", so that each one is separated from its neighbors by empty, black space.

Note the high contrast

If the galaxy is ten times farther away, then the stars begin to blend together. The average pixel now contains light from one star (appearing light grey), but due to the random location of stars, a few pixels are still empty (black), and a few pixels contain the combined light of several stars (bright white).

No longer pure black vs. pure white

If we move a single galaxy farther and farther away, the average pixel contains a blend of light due to a larger and larger number of stars as a result, the range of pixel values decreases, since the size of the random fluctuations decreases as we add together more and more stars. In the figure below, the gold bars show how the entire image at 1 Mpc is compressed into the first 10 pixels of the image at 10 Mpc, the entire image at 10 Mpc is compressed into the first 10 pixels of the image at 100 Mpc, and so forth.

  • if a galaxy is close to us, we see large differences between adjacent pixels
  • if a galaxy is far from us, we see only small differences between adjacent pixels

Let's quantify these statements. In the synthetic one-dimensional "galaxies", there is an average of 1 star for every 10 pixels when viewed from 1 Mpc. If every star has an identical intensity of 1 unit, then the average pixel value must be 0.1.

When we view this "galaxy" from a distance of 10 Mpc, each pixel now contains 10 times as many stars. I've scaled the intensities so that the average value is still 0.1, but you can see that the changes from one pixel to the next are now much smaller. If you click on the picture, you'll see the progression as we move the galaxy from 1 Mpc to 10000 Mpc.

We can be even more quantitative by computing the fractional difference from the average pixel value, on a pixel-by-pixel basis. If a galaxy is close to us, this fractional difference can be very large, but it shrinks rapidly with distance.

As one might expect, there's a simple relationship between the distance of the galaxy and the typical size of these deviations from the average pixel value.

  • take an image of some nearby galaxy at a known distance
  • compute f(near), the fractional deviation from the average pixel value
  • take an image of some distant galaxy
  • compute f(far), the fractional deviation from the average pixel value
  • compare f(far) para f(near) to estimate the relative distances of the galaxies
  • compute the distance to the distant galaxy

Now, in the real world, with its three-dimensional galaxies consisting of billions of stars drawn from heterogeneous populations, the problem is much more complicated but the basic idea is the same.

Let's look at a real example, taken from Blakeslee, Ap&SS 341, 179 (2012). HST observations of the galaxy IC 3032 in the Virgo Cluster show a pretty typical elliptical: bright at the center, fading away at larger distances:


Taken from Fig 7 of Blakeslee, Ap&SS 341, 179 (2012).

If one makes a model of the galaxy's brightness, fits it to the distribution of light in the image, and subtracts it from the original, one is left with . lumps. (Click on the image to activate animation)

Those lumps are NOT individual stars in the galaxy for one thing, they are much brighter than even the brightest red giants at this distance. Instead, they are due to Surface Brightness Fluctuations (SBF) in the number of bright giant stars falling within each resolution element of the image.

One way to measure quantitatively the size of the fluctuations in a galaxy's light is to take the Fourier transform of the two-dimensional image of the residuals, after the smooth model of galaxy light has been subtracted. If the galaxy is nearby, then the power of those fluctuations (the amplitude of the curved line in the diagram below) will be large:


Figure taken from Tonry and Schneider, AJ 96, 807 (1988).

If the galaxy is distant, then the power of those fluctuations will be small:


Figure taken from Tonry and Schneider, AJ 96, 807 (1988).

  • a real galaxy has stars with a wide range of different colors and luminosities
  • even though the old populations in most galaxies are similar, they may have somewhat different
    • ages
    • mass functions
    • metallicities

    So the basic ASSUMPTION that the stellar census in old populations of all galaxies is identical has to be modified. Astronomers who use the SBF method must try to account for variations in the population of stars from one galaxy to the next. It's a very complicated business.

    The literature on SBF often uses the notion of the "fluctuation magnitude", denoted by a magnitude with a horizontal bar over it. This "flucuation magnitude" depends on the mix of stars within the overall stellar population but in many cases, it is dominated by the light of giant stars. It is, alas, not exactly the same in all galaxies, because the stellar population isn't the same in all galaxies. Fortunately, it doesn't very VERY much if one chooses a set of galaxies with similar properties, so as long as one compares, say, giant ellipticals to giant ellipticals with similar colors, the method is pretty reliable. Look at these results for two sets of galaxies in the Virgo and Fornax clusters:

    The SBF method appears to give relatively precise distances when used properly Blakeslee et al., ApJ 694, 556 (2009) claim an intrinsic scatter of only about 0.06 mag. We can check this by looking at a recent determination of the distances to galaxies in the Fornax cluster.


    Figure 4 taken from Blakeslee, J. P, ApSS 341, 179 (2012)

    This method works best at long wavelengths, in the optical I-band and in the near-infrared, because emission from a galaxy at those wavelengths is dominated by a relatively few, luminous, red giant stars. If we observe at shorter wavelengths, then we dilute the light of these few, luminous giants with the light from many more less-luminous subgiants and main-sequence stars. That means that the number of stars contributing to the light inside each pixel (or resolution element) increases, and the size of random fluctuations in that light will decrease.

      it can be used both in elliptical galaxies and in some spiral galaxies -- in any spiral with a prominent bulge, like NGC 4459 shown below.

    The reach of the SBF method is larger than that of other methods we have examined so far. Although the results are still somewhat preliminary, it appears that SBF can be used to measure distances to the Coma Cluster of galaxies -- which it finds to be about 95 Mpc away from us, roughly six times more distant the the main Virgo Cluster!

    First, a near-IR image of the galaxy NGC 4874 taken with HST at 1.6 microns (in H-band):


    Taken from Jensen et al., "The Surface Brightness Fluctuation Distance to the Coma Cluster" (2015)

    Now, the same image after subtracting a model for the galaxy's light, leaving surface brightness fluctuations and a boatload of globular clusters.


    Taken from Jensen et al., "The Surface Brightness Fluctuation Distance to the Coma Cluster" (2015)

    So, there is a good chance that we can soon measure the distance to the Coma Cluster (and other objects at similar distances) via SBF.

    A more "secondary" indicator: Globular Cluster Luminosity Function (GCLF)

      TRGB We need to understand the evolution and appearance of individual stars through the red giant stage

    But our final topic today is one which involves more assumptions, including some which are very poorly understood. When we try to apply the Globular Cluster Luminosity Function method, we will have to fall back upon a somewhat weak argument:

    We will simple assume that if two groups of objects have a similar appearance, that their properties must be the same in detail. It's quite a step away from individual stars, for which we can work out the physics in detail, or even a population of many stars.

    Okay, enough philosophy. Back to science.

    Globular clusters are collections of 10,000 to 1,000,000 stars orbiting within a compact space of a few parsecs. The stars within them belong to very old populations in some cases, it appears that they may date from the time of our Galaxy's formation, or even earlier.

    When we look at globular clusters within our own Milky Way, we can see very clearly the individual stars (except when they get in each other's way near the center, perhaps).


    Image of M80 courtesy of NASA and Wikipedia

    When we look at other galaxies, we can't resolve the individual stars instead, we just see a compact, bright ball of light. In this picture of the Sombrero Galaxy, for example, note the many, many little dots which appear blueish in color. (Click on the image below to enlarge)


    Image of M104 from HST and Spitzer courtesy of NASA/JPL-Caltech/University of Arizona

    Here, I'll zoom in to show them more clearly.

    Now, globular clusters are NOT identical: some are much larger than others, some are much more luminous than others. If we count the number of clusters in the Milky Way as a function of their absolute magnitudes, we find a roughly gaussian distribution. Yes, there's a tail at the low-luminosity end no, for our purposes, that's not very important (why not?).


    Figure based on data from http://physwww.mcmaster.ca/

    If we look at the distribution of apparent magnitudes of globular clusters around other galaxies, we see something like a gaussian distribution (well, sometimes . more on that in a moment). In the figure below, the left-hand panels show histograms of the GCs in a pair of Virgo Cluster galaxies.


    Figure taken from Jordan et al., ApJS 180, 54 (2009)

    The right-hand panels in the figure above show a histogram of the COLORS of the GCs around those two Virgo galaxies. It seems that GCs come in two flavors, "red" and "blue" the difference has something to do with metallicity. Is the mixture of flavors the same in all galaxies? Does it matter for the use of GCLF as a distance indicator? Good questions. Figure taken from Secker and Harris, AJ 105, 1358 (1993) -->


    Figure taken from Miller and Lotz, ApJ 670, 1074 (2007)

    Let's put aside all these questions and just make the GIANT ASSUMPTION that the processes which formed globular clusters in the Milky Way also governed the formation of globular clusters around all other galaxies. In that case, the luminosity function for cluster around all galaxies should have the same absolute magnitude at its peak -- right? (Actually, in some cases, this might not be SO crazy -- see Harris et al., ApJ 797, 128 (2014))

    If you have extra time, you might read about the dangers of incompleteness when one is comparing luminosity functions.

    The globular cluster technique may be losing some popularity now, but it was one the popular methods for nearby galaxies in the past because ground-based telescopes could measure the properties of globular clusters out to large distances. With HST, it can be used out to Coma and beyond.

    Para maiores informações

    • the original paper, Tonry and Schneider, AJ 96, 807 (1988)
    • a more recent summary of the technique, Blakeslee, Ap&SS 341, 179 (2012)
    • a discussion including the calibration of population effects, Jensen et al., ApJ 808, 91 (2015)

    Copyright e cópia de Michael Richmond. Este trabalho está licenciado sob uma Licença Creative Commons.


    All Science Journal Classification (ASJC) codes

    • APA
    • Author
    • BIBTEX
    • Harvard
    • Standard
    • RIS
    • Vancouver

    In: Astrophysical Journal , Vol. 419, No. 2, 20.12.1993, p. 479-484.

    Research output : Contribution to journal › Review article › peer-review

    T1 - A comparison of the planetary nebula luminosity function and surface brightness fluctuation distance scales

    N1 - Copyright: Copyright 2018 Elsevier B.V., All rights reserved.

    N2 - Two of the best techniques for measuring distances greater than ∼3 Mpc are the planetary nebula luminosity function (PNLF) and the surface brightness fluctuation (SBF) method. We compare the results of both methods and analyze the internal and external errors associated with the measurements. We find that the PNLF distances are systematically larger than the SBF distances by 0.07 ± 0.03 mag, but this error can be entirely attributed to uncertainties in the Local Group calibrations which both methods employ. After correcting for this effect, we find the random scatter in the difference between the PNLF and SBF distance determinations Δ = (m-M)SBF - (m-M)PNLF = 0.17 mag, is in exact agreement with that predicted from the internal uncertainties of the methods. We show that Δ is not measurably correlated with such parameters as galaxy color metallicity, specific PN density, and specific globular cluster frequency, but does correlate slightly with galactic absolute B magnitude. We discuss the reality of this correlation and show that the trend is not important for extragalactic distance applications.

    AB - Two of the best techniques for measuring distances greater than ∼3 Mpc are the planetary nebula luminosity function (PNLF) and the surface brightness fluctuation (SBF) method. We compare the results of both methods and analyze the internal and external errors associated with the measurements. We find that the PNLF distances are systematically larger than the SBF distances by 0.07 ± 0.03 mag, but this error can be entirely attributed to uncertainties in the Local Group calibrations which both methods employ. After correcting for this effect, we find the random scatter in the difference between the PNLF and SBF distance determinations Δ = (m-M)SBF - (m-M)PNLF = 0.17 mag, is in exact agreement with that predicted from the internal uncertainties of the methods. We show that Δ is not measurably correlated with such parameters as galaxy color metallicity, specific PN density, and specific globular cluster frequency, but does correlate slightly with galactic absolute B magnitude. We discuss the reality of this correlation and show that the trend is not important for extragalactic distance applications.


    Morphology

    In contrast to open clusters, most globular clusters remain gravitationally-bound for time periods comparable to the life spans of the majority of their stars. (A possible exception is when strong tidal interactions with other large masses result in the dispersal of the stars.)

    At present the formation of globular clusters remains a poorly understood phenomenon. However, observations of globular clusters show that these stellar formations arise primarily in regions of efficient star formation, and where the interstellar medium is at a higher density than in normal star-forming regions. Globular cluster formation is prevalent in starburst regions and in interacting galaxies.

    After they are formed, the stars in the globular cluster begin to gravitationally interact with each other. As a result the velocity vectors of the stars are steadily modified, and the stars lose any history of their original velocity. The characteristic interval for this to occur is the relaxation time. This is related to the characteristic length of time a star needs to cross the cluster as well as the number of stellar masses in the system. The value of the relaxation time varies by cluster, but the mean value is on the order of 10 9 years.

    Ellipticity of Globulars
    Galaxy Ellipticity
    Milky Way 0.07±0.04
    LMC 0.16±0.05
    SMC 0.19±0.06
    M31 0.09±0.04

    Although globular clusters generally appear spherical in form, ellipticities can occur due to tidal interactions. Clusters within the Milky Way and the Andromeda Galaxy are typically oblate spheroids in shape, while those in the Large Magellanic Cloud are more elliptical.

    Radii

    Astronomers characterize the morphology of a globular cluster by means of standard radii. These are the core radius (rc), the half-light radius (rh) and the tidal radius (rt) The overall luminosity of the cluster steadily decreases with distance from the core, and the core radius is the distance at which the apparent surface luminosity has dropped by half. A comparable quantity is the half-light radius, or the distance from the core within which half the total luminosity from the cluster is received. This is typically larger than the core radius.

    Note that the half-light radius includes stars in the outer part of the cluster that happen to lie along the line of sight, so theorists will also use the half-mass radius (rm)&mdashthe radius from the core that contains half the total mass of the cluster. When the half-mass radius of a cluster is small relative to the overall size, it has a dense core. An example of this is the Messier 3, which has an overall visible dimension of about 18 arc seconds, but a half-mass radius of only 1.12 arc seconds.

    Finally the tidal radius is the distance from the centre of the globular cluster at which the external gravitation of the galaxy has more influence over the stars in the cluster than does the cluster itself. This is the distance at which the individual stars belonging to a cluster can be separated away by the galaxy. The tidal radius of M3 is about 38&Prime.

    Mass segregation and luminosity

    In measuring the luminosity curve of a given globular cluster as a function of distance from the core, most clusters in the Milky Way steadily increase in luminosity as this distance decreases, up to a certain distance from the core, then the luminosity levels off. Typically this distance is about 1&ndash2 parsecs from the core. However about 20% of the globular clusters have undergone a process termed "core collapse". In this type of cluster, the luminosity continues to steadily increase all the way to the core region. An example of a core-collapsed globular is M15.

    Core-collapse is thought to occur when the more massive stars in a globular encounter their less massive companions. As a result of the encounters the larger stars tend to lose kinetic energy and start to settle toward the core. Over a lengthy period of time this leads to a concentration of massive stars near the core.

    The Hubble Space Telescope has been used to provide convincing observational evidence of this stellar mass-sorting process in globular clusters. Heavier stars slow down and crowd at the cluster's core, while lighter stars pick up speed and tend to spend more time at the cluster's periphery. The globular star cluster 47 Tucanae, which is made up of about 1 million stars, is one of the densest globular clusters in the Southern Hemisphere. This cluster was subjected to an intensive photographic survey, which allowed astronomers to track the motion of its stars. Precise velocities were obtained for nearly 15,000 stars in this cluster.

    The overall luminosities of the globular clusters within the Milky Way and M31 can be modeled by means of a gaussian curve. This gaussian can be represented by means of an average magnitude Mv and a variance &sigma 2 . This distribution of globular cluster luminosities is called the Globular Cluster Luminosity Function (GCLF). (For the Milky Way, Mv = &minus7.20±0.13, &sigma=1.1±0.1 magnitudes.) The GCLF has also been used as a " standard candle" for measuring the distance to other galaxies, under the assumption that the globular clusters in remote galaxies follow the same principles as they do in the Milky Way.

    N-body simulations

    Computing the interactions between the stars within a globular cluster requires solving what is termed the N-body problem. That is, each of the stars within the cluster continually interacts with the other N&minus1 stars, where N is the total number of stars in the cluster. The naive CPU computational "cost" for a dynamic simulation increases in proportion to N 3 , so the potential computing requirements to accurately simulate such a cluster can be enormous. An efficient method of mathematically simulating the N-body dynamics of a globular cluster is done by sub-dividing into small volumes and velocity ranges, and using probabilities to describe the locations of the stars. The motions are then described by means of a formula called the Fokker-Planck equation. This can be solved by a simplified form of the equation, or by running Monte Carlo simulations and using random values. However the simulation becomes more difficult when the effects of binaries and the interaction with external gravitation forces (such as from the Milky Way galaxy) must also be included.

    The results of N-body simulations have shown that the stars can follow unusual paths through the cluster, often forming loops and often falling more directly toward the core than would a single star orbiting a central mass. In addition, due to interactions with other stars that result in an increase in velocity, some of the stars gain sufficient energy to escape the cluster. Over long periods of time this will result in a dissipation of the cluster, a process termed evaporation. The typical time scale for the evaporation of a globular cluster is 10 10 years.

    Binary stars form a significant portion of the total population of stellar systems, with up to half of all stars occurring in binary systems. Numerical simulations of globular clusters have demonstrated that binaries can hinder and even reverse the process of core collapse in globular clusters. When a star in a cluster has a gravitational encounter with a binary system, a possible result is that the binary becomes more tightly bound and kinetic energy is added to the solitary star. When the massive stars in the cluster are sped up by this process, it reduces the contraction at the core and limits core collapse.


    How reliable is it to use globular cluster lumniosity function as a distance indicator? - Astronomia

    > endstream endobj 5 0 obj > stream J2Q7]3$]7K#D>EP:q0C-)%[email protected]`[:+[[email protected] .RB6CB>Gg">Ai4u'##ueo CiNOED9jFQfKuuM9#f_- Q2(='[0Ps2U)Sp6ApkmrQ,%89n)Q`TOGNhIYu_?7_ST g$Dd'&O/L_-1-n?ptd*9Ms9orVA=mQckQU57b'/!3_Ic39!&:oB-.iMgPs '"VRP'_LgZ*chmAK,>#fO$q1aJCCSRUdYqV 0 4 #qJj7):`RZCJrj7Idaq2U#*)lT.c3SF^9F6*'F4VS"(S'92a#g,#f"T'n#F7f&i 3>@*g8N&E#>Upp>

    `h'HQ4LX2'"fr,/j$oW QO)jNhe3G[KW,DrW7!5C m$qG#*-F.0T7'[email protected]$#C6D'Q / >YLk]"TkoH.=uE2RNs0&frZ05&iMPa8:Rat^r#0ji8tP#JdnV9 Ht6Q5#9pSC4S#H%g_S3T[#LSdin*L=P,G`Aj$[kW)>@eRD)[email protected]]>%Yp!W#+!quh 0]q3hHl?T`m+M7a EhuJ 6_uYT0g"ss7.YS]Chtl(1CN9,W=2,n^g(SNZS' @]%aP'cJN1 endstream endobj 42 0 obj > /Font > >> endobj 48 0 obj > stream J2Q7]3$]7K#D>EP:q0C-)%[email protected]`[:+[[email protected] i)buD`@a*Z73Js(?Klk2pFh8!X#>Hr$ mGg+If"[email protected]=5Pabm^qDqlq9.m"[email protected] ^")eh's.mc[he`347]D3CZG$QrVQQ^S3EI>2(kYuf.HAo f%'oL/:2 $T)9%8*N,[ksES1g:9Ih6e nIU]Ya`Y( +k.1W50q^^.0WL E)[email protected]+:d!'* YO?#Q

    > endstream endobj 54 0 obj > /Font > >> endobj 56 0 obj > stream J2Q7]3$]7K#D>EP:q0C-)%[email protected]`[:+[[email protected] CY[3M+PFd+D=[" uEkLCK9,&mdY:ghhR ]In+[QIkI9Rh^rV?`d>,oXdg!X)>iW3lo-Ra#EU8DuBejheQDWEeaG>[email protected](]q. 1J0hHrG]SN0Gt:8Ihalbb]0$9?hr/WT V,GSg1Yt 6gYd!cDooscKMC`D9]2`mi`t[`Ts!jb29*p7-CDj/KtLhsri-LIUI_hd%A tMf=^ls1nJs4PN`/@d,99*pN(qeZ``&eqkA#8mejj2H`7*2OCQSC.PH/ k.d"YAETu8lfS [email protected]@n)P/YUkI4/"gkQ Y9g[hMQ%#kEoZ5T8CJbq3DM?Q^E9aZl[&%idsUIB9[Hu:ejNI'T*mJS$YK!*Nu]0/ .rJjKkqM`O%VI5'INh*$]?#!7hgXuNDstgP6As$Kg.mSPN JsXEOIs EAI85'lu(gZ2t

    > endstream endobj 62 0 obj > /Font > >> endobj 64 0 obj > stream J2Q7]3$]7K#D>EP:q0C-)%[email protected]`[:+[[email protected] _9*4+"cFLn9:Bk+GO/[email protected]&g

    > endstream endobj 70 0 obj > /Font > >> endobj 75 0 obj > stream J2Q7]3$]7K#D>EP:q0C-)%[email protected]`[:+[[email protected] A(/kg4bes&k(gT3(:XieDsrYj-YSS*.9e8)-X3R$ j0a672/?'lb3^`B/[email protected]@fJ'/nFF6iMEK/rA9JXC MZto-#(+pIQ-)DT(2OO_DP9YAj=q]M

    611LA aY0h*jO:Cd>PS'2%+I=p1MhD"tu)hi#a%qABRKOUG:R/T5-eimsK^I\[email protected] MW"k].oKE+$]/r$QV([email protected]=Y(Vf5Y[c5_THl2Wq*#>laF6u0k5nj2Nn5S0f5(= )]uc?,""+B1Li299hqVgpXM!2[mg/FQhL 4l,e?c1RA&Qi)b(3WK8f^%0J,so^W^aeF6Z6Hq .j,r

    ,[Q,6nr(V-kt(AAQ6nU=1i [email protected]!*jeD:"$s#gG)Qn`[[email protected]!M*e2^tjt+'/=2=`UIN-+ b$Wl1 IG2 fgg7bYhZRC.GCB!C8LEgW-t1$N7eC=aQmIahs9`djR9T [Ot'Gq. U'?60ch,6b>9j3tL8qZa6ett4h:fFO.]Ua_VF9Xl6*= +UQD"9cpU0i/[email protected]'i1_>[email protected] &:m_i"OneJdhF`ao/&bS6Z2Kj=fQ)$O(*[email protected]'SQOCb%0)[email protected]^F#%M7.l^PGfe2cB ]HBa=%+E'#] W5>R/hF'[T4i0P2H]r> T49JDTt[,t+tP))pEpDU?el/F%-9=DPo^K7 PR1KK]&`(EMI7 &3A0B 6RYfNTk:,"IY%UrtaP cO*&:%n0)eEt.:"i`KooXmV ?pqB[LRp4m^_7+F+h>PeS

    > endstream endobj 81 0 obj > /Font > >> endobj 83 0 obj > stream J2Q7]3$]7K#D>EP:q0C-)%[email protected]`[:+[[email protected] 2frUE1bSJYoVVGqu]3WGD+e.:5 ==#bV0JV5CXcS]-OkohiN3^I`[XK6a]E1Vqdqb:7^1aCGW`+G$(fH*URKDDK1gL5 AT/C oA>j0^1%0k geGAc/7eamugt.8!HX%f=A3`0A86OR.lB]MIUF#tT,(3uoZs>h'#&kg[W 6F-O(6:?ne'S]Cj(V%ZM>'!a7=T#44 f[(WH(?lQdTrU[*Ut =CbO6iQf^mio4hs.bP0M#Q

    > endstream endobj 88 0 obj > stream J.RTgd V[3'"q`!Y[N,nj%E8-JAbO)Me`TfPHB*,r h6 k19Ah(UoHZEkgDB#6)B735IlF [email protected]'dPm0'Qrs6al9Oe%1=1[3r$4jC>V_9>9DY0cm%>7:[?#rHp,9$gDE9 !]*m 6]faK7DXo mtb"$k^(%[email protected]>I0ra-SUbPSR,RZG+1FdFa Z)i9rkmNB^luK9$%nDcg2 ,>.QXL+oc1),J.4R]8j>X((E9a&dd:Fn%V%cP1GKKqOTDM_5st%a4HHV8EXr R_5n7]@TjWh-uQis

    > endstream endobj 93 0 obj > /Font > >> endobj 95 0 obj > stream J2Q7]3$]7K#D>EP:q0C-)%[email protected]`[:+[[email protected] p2JIHkr]^0>.R^G>]A` oXkWR-'"ANE)A]-itGLgeT08X>o*ASa^jjd.Q.qV: [email protected]@KJ*5OdWdD0I$NiZXA+IEN8so_ endstream endobj 96 0 obj > stream J.RTgd V[3'"q`!Y[N,nj%E8-JAbO)Me`TfPHB*,r _NJ:LaBXDPN(LflgRP]om-n-$-VG$lhQnBW.!Zt%+Mr.Z =1,D`NkCL[Z fi )ab(l?*fVZ]+Nbik]hcJl_J7)71:pn7,qsAk:$U&7CZId(5ES$nW BfTD`=DGjlOEqHU.*,@7(l&WPMLhEC

    > endstream endobj 102 0 obj > /Font > >> endobj 8 0 obj > endobj 9 0 obj > endobj 71 0 obj > endobj 103 0 obj > endobj 104 0 obj > endobj 105 0 obj > stream J.+oA!J#]1"G7,[email protected]' endstream endobj 72 0 obj > endobj 106 0 obj > endobj 107 0 obj > endobj 108 0 obj > stream J..1l!J#]4+G#KEj,jA(@LYL7Sm3[J7Sp$q(2+F>1^O#*=Zad endstream endobj 43 0 obj > endobj 109 0 obj > endobj 110 0 obj > endobj 111 0 obj > stream J.+n6!J#]6+Tt?&?%[email protected]@.78L$4JO(_?U[(!K>_A+VI)8o"5l18.\%^A0QR7 ^3QO6jH)AeB/4GOTYsj!!*)XTK!i!"bFH-7?J9MYRg

    >endstream endobj 112 0 obj > stream J.+n6!J#]7":u%c_?1q!)K>tti36 _A+VI)8o"5l18 endstream endobj 113 0 obj > stream J../V!J#]3":[email protected])S7'P.XiHow reliable is it to use globular cluster lumniosity function as a distance indicator? - Astronomy,[nobr][H1toH2]

    How reliable is it to use globular cluster lumniosity function as a distance indicator? - Astronomia

    We test whether the peak absolute magnitude Mv(TO) of the Globular Cluster Luminosity Function (GCLF) can be used for reliable extragalactic distance determinations. Starting with the luminosity function of the Galactic Globular Clusters listed in Harris catalog, we determine Mv(TO) either using current calibrations of the absolute magnitude Mv(RR) of RR Lyrae stars as a function of the cluster metal content [Fe/H] and adopting selected cluster samples. We show that the peak magnitude is slightly affected by the adopted Mv(RR)-[Fe/H] relation, while it depends on the criteria to select the cluster sample. As for the GCLFs in other external galaxies, using Surface Brightness Fluctuations (SBF) measurements we give evidence that the luminosity functions of the blue (metal-poor) Globular Clusters peak at the same luminosity within

    0.2 mag, whereas for the red (metal-rich) samples the agreement is within

    0.5 mag even accounting for the theoretical metallicity correction expected for clusters with similar ages and mass distributions. Then, using the SBF absolute magnitudes provided by a Cepheid distance scale calibrated on a fiducial distance to LMC (m(LMC)=18.50 mag), we show that the Mv(TO) value of the metal-poor clusters in external galaxies(-7.67+/-0.23 mag) is in excellent agreement with the value of both Galactic (-7.66+/-0.11 mag) and M31 (-7.65+/-0.19 mag)ones


    Extragalactic Globular Clusters and Galaxy Formation

    AbstratoGlobular cluster (GC) systems have now been studied in galaxies ranging from dwarfs to giants and spanning the full Hubble sequence of morphological types. Imaging and spectroscopy with the telescópio espacial Hubble and large ground-based telescopes have together established that most galaxies have bimodal color distributions that reflect two subpopulations of old GCs: metal-poor and metal-rich. The characteristics of both subpopulations are correlated with those of their parent galaxies. We argue that metal-poor GCs formed in low-mass dark matter halos in the early universe and that their properties reflect biased galaxy assembly. The metal-rich GCs were born in the subsequent dissipational buildup of their parent galaxies and their ages and abundances indicate that most massive early-type galaxies formed the bulk of their stars at early times. Detailed studies of both subpopulations offer some of the strongest constraints on hierarchical galaxy formation that can be obtained in the near-field.


    Assista o vídeo: How to; Skin Grading With Luminosity Masks (Dezembro 2022).