球状星团NGC6656的HST WFPC2测光和动力学研究
发布时间：2020-09-16 14:20
球状星团NGC6656作为离太阳最近的球状星团之一(3.2kpc), 人们曾很早利用地面观测设备得到其颜色星等图。但是由于其低银 纬、低银经,再加上观测设备的分辨率限制,人们对它的研究局限于 其外围成员恒星,中心部分只能作累积光度研究,很难利用其中心核 区恒星来深入研究其动力学特性。 本文主要利用哈勃太空望远镜(HST)的行星广角照相机(WFPC2) 对NGC6656的多历元、多波段观测资料来开展对该星团的高精度测光 和动力学研究。并利用最新的数据处理方法得到星团的相对自行和内 部弥散。考虑到WFPC2视场小、无标准参考星,针对NGC6656背景核 球恒星较多的特点,得到其相对于核球的自行运动,并结合其视向速 度和银河系引力势模型最终得到其在银河系的轨道运动参数和演化 图,并与以前的地面观测结果进行比较和讨论。 利用}tST对该星团两个波段的观测,归算得到星团的颜色星等 图,并转换到地面标准测光系统。使用较新的恒星演化模型和等龄线 拟合资料得到星团的年龄,进而得到星团距离模数、质光比等一些物 理特征并通过与已有的观测结果对比展开讨论。
【学位单位】：中国科学院研究生院（上海天文台）
【学位级别】：博士
【学位年份】：2004
【中图分类】：P154
【部分图文】：
HSTWFPC2的光路示意图（Whitmoreetal.1999）
图 1.2 WFPC2 的 CCD 视场（Whitmore et al. 1999）2 内置球差改正镜，用于改正 HST 主镜的球差。WFPC2 的 CC两组：其中三个称为广角照相机（WF2、WF3、WF4），工作个像素对应于 0″.0996，视场为 80″ × 80″。另一个称为行星照相机（ f / 28.3，每个像素对应于 0″.0445，视场为 36″ × 36″，可容纳行星圆面（图1.2）。WFPC2是HST几架天文观测仪器中唯一具～11000 波段响应能力的照相机（图 1.3），共装载 41 个滤光表 1.1）。
点扩散函数的一种视觉表现。由哈勃空间望远镜 WFPC2 光学系函数中心宽度约为 50 mas（准确大小取决于滤光片波长）（An00）。因为行星照相机（PC）和广角照相机（WF）的 CCD 每个为 45 mas 和 100 mas，所以对于 WFPC2 的每一块 CCD，都会存题。传统的处理方法如 DAOPHOT（Stetson 1987）中，使用 Gauss 使用 Moffat 函数），把这个函数正确地放置在一颗星像上，对这围内每个像素所占的面积积分，取其积分结果和该像素观测流量到最接近的拟合，从而建立起所采用的点扩散函数。这种处理方用 Gauss 函数对每个像素积分，而且，如图 1.4 所示，其中的直样不足的一维恒星轮廓最接近中心 3 个像素的流量值，实曲线和不同宽度的 Gauss 模型，它们都能严格拟合到像素值，但其中心相差 0.07 像素，已经与测量结果的偶然误差（0.02 像素）可比值与星像落在像素内的位置有关，称为像素相位误差。
本文编号：2819961
【学位单位】：中国科学院研究生院（上海天文台）
【学位级别】：博士
【学位年份】：2004
【中图分类】：P154
【部分图文】：
HSTWFPC2的光路示意图（Whitmoreetal.1999）
图 1.2 WFPC2 的 CCD 视场（Whitmore et al. 1999）2 内置球差改正镜，用于改正 HST 主镜的球差。WFPC2 的 CC两组：其中三个称为广角照相机（WF2、WF3、WF4），工作个像素对应于 0″.0996，视场为 80″ × 80″。另一个称为行星照相机（ f / 28.3，每个像素对应于 0″.0445，视场为 36″ × 36″，可容纳行星圆面（图1.2）。WFPC2是HST几架天文观测仪器中唯一具～11000 波段响应能力的照相机（图 1.3），共装载 41 个滤光表 1.1）。
点扩散函数的一种视觉表现。由哈勃空间望远镜 WFPC2 光学系函数中心宽度约为 50 mas（准确大小取决于滤光片波长）（An00）。因为行星照相机（PC）和广角照相机（WF）的 CCD 每个为 45 mas 和 100 mas，所以对于 WFPC2 的每一块 CCD，都会存题。传统的处理方法如 DAOPHOT（Stetson 1987）中，使用 Gauss 使用 Moffat 函数），把这个函数正确地放置在一颗星像上，对这围内每个像素所占的面积积分，取其积分结果和该像素观测流量到最接近的拟合，从而建立起所采用的点扩散函数。这种处理方用 Gauss 函数对每个像素积分，而且，如图 1.4 所示，其中的直样不足的一维恒星轮廓最接近中心 3 个像素的流量值，实曲线和不同宽度的 Gauss 模型，它们都能严格拟合到像素值，但其中心相差 0.07 像素，已经与测量结果的偶然误差（0.02 像素）可比值与星像落在像素内的位置有关，称为像素相位误差。
【引证文献】
相关期刊论文 前1条
1 王家骥;;恒星的年龄是怎样确定的[J];自然杂志;2012年02期
本文编号：2819961
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