CC BY
44
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2014, том 69, № 2, с. 170-179
УДК 520.82-332; 524.3-32
О ТОЧНОСТИ ОПРЕДЕЛЕНИЯ ПАРАМЕТРОВ ЗВЕЗД, ИМЕЮЩИХ МНОГОЦВЕТНЫЕ ФОТОМЕТРИЧЕСКИЕ ДАННЫЕ
© 2014 С. Г. Сичевский1*, А. В. Миронов2, О. Ю. Малков1,3
1Институт астрономии РАН, Москва, 119017 Россия
2Государственный астрономический институт им. П. К. Штернберга Московского государственного университета им. М. В. Ломоносова, Москва, 119992 Россия
3Московский государственный университет им. М. В. Ломоносова, Москва, 119991 Россия Поступила в редакцию 9 октября 2013 года; принята в печать 20 марта 2014 года
Разработка и применение новых методов для интеллектуального анализа и извлечения информации из цифровых обзоров неба разных диапазонов является современным направлением в астрофизических исследованиях, в частности, в исследованиях звезд. Современные большие фотометрические обзоры содержат сведения о 105—106 относительно слабых объектах, и отсутствие спектроскопических данных о них может компенсироваться кросс-отождествлением объектов с последующим анализом всех каталогизированных фотометрических данных. В данной статье мы исследуем возможность и оцениваем точность определения эффективной температуры, ускорения силы тяжести, а также полного поглощения света и отношения полного поглощения к селективному с привлечением фотометрических данных из обзоров 2MASS, SDSS и GALEX. С использованием библиотеки теоретических спектров вычисляются звездные величины в полосах вышеупомянутых обзоров для разных наборов входных параметров. Различия вычисленных звездных величин сравниваются с погрешностью используемых обзоров. Обнаружено, что для значительной области пространства параметров определение параметров звезд возможно. Оценена точность результирующих параметров. Показано, что наличие в наборе доступных наблюдаемых звездных величин в дальнем ультрафиолете увеличивает точность значений определяемых параметров.
Ключевые слова: методы: анализ данных—методики: фотометрия—звёзды: фундаментальные параметры—обзоры
1. ВВЕДЕНИЕ
Важнейшей задачей астрофизики является определение параметров звезд различных типов из наблюдений. Эта задача усложняется тем, что звезды наблюдаются через межзвездную среду, которая ослабляет их свет и искажает распределение энергии в спектре звезды, в результате чего показатели цвета становятся более красными. Как параметры звезды, так и значение межзвездного поглощения могут быть определены по ее спектру. Однако для получения распределения энергии в спектре с достаточной точностью либо требуются большие инструменты, либо исследуемый объект должен быть сравнительно ярким. Таких объектов сравнительно немного, поэтому определение параметров звезд только на основе их многоцветных фотометрических данных (известных для сотен миллионов объектов) является актуальной задачей. Подобное исследование было сделано
E-mail: s.sichevskij@gmail.com
в работе [1], в которой использовались обзоры SDSS и 2MASS.
Целью данной работы является исследование возможности одновременного определения по современным многоцветным фотометрическим данным атмосферных параметров звезд: эффективной температуры (Teff), ускорения силы тяжести (log g), металличности ([M/H]), а также полного поглощения света (Av) и отношения полного поглощения к селективному (Rv). Кроме того, необходимо выполнить оценку точности определяемых величин, опираясь на точность фотометрических обзоров.
2. ОПИСАНИЕ МЕТОДА
Идея нашего метода состоит в том, чтобы по имеющимся спектрам звезд для разных значений параметров атмосферы звезды и закона межзвездного поглощения вычислить блеск в фотометрических полосах используемых обзоров, а затем проанализировать насколько отличается блеск для различных спектров звезд, тем самым объединить
170
О ТОЧНОСТИ ОПРЕДЕЛЕНИЯ ПАРАМЕТРОВ ЗВЕЗД
171
Таблица 1. Выборка звёзд для вычисления нуль-пунктов обзора 2MASS
Наименование Номер HD Тип J Н Ks
SA92ss-336 5319 кош 6.348 ± 0.027 5.864 ± 0.044 5.699 ± 0.020
SA 94-251 - K1 пі 9.003 ± 0.027 8.425 ±0.051 8.284 ± 0.033
SA 103-526 - кош 9.020 ±0.019 8.475 ±0.053 8.362 ±0.031
SA 105-205 118280 КЗ III 6.343 ± 0.020 5.726 ±0.034 5.445 ±0.017
SA 105-405 118290 К5Ш 5.597 ± 0.024 4.879 ± 0.059 4.638 ±0.016
SA 107-35 139308 К2Ш 5.609 ± 0.034 5.058 ±0.040 4.809 ± 0.024
SA 107-347 139513 К1.5Ш 7.045 ±0.021 6.328 ± 0.034 6.182 ±0.022
SA 107-484 - КЗ III 9.170 ±0.021 8.512 ±0.042 8.431 ±0.044
SA 108-475 - КЗ III 8.828 ±0.019 8.148 ±0.036 7.990 ± 0.024
SA 108-827 149845 К2Ш 5.738 ± 0.032 5.187 ± 0.017 4.935 ±0.018
SA 108-1918 - КЗ III 8.868 ± 0.025 8.128 ±0.038 7.959 ± 0.036
SA 109-231 - К2Ш 6.700 ±0.021 6.050 ±0.033 5.862 ± 0.022
SA 110-471 172651 К2Ш 4.930 ±0.019 3.876 ±0.220 4.079 ±0.036
SA 112-275 - кош 7.791 ± 0.029 7.197 ±0.036 7.058 ± 0.024
SA 112-595 - МО III 8.341 ±0.021 7.502 ± 0.042 7.296 ± 0.026
SA 113-259 - К2Ш 9.725 ± 0.023 9.132 ±0.021 8.994 ± 0.026
SA 113-269 - кош 7.589 ±0.021 7.010 ±0.042 6.879 ±0.017
SA 114-176 215141 К4III 6.618 ±0.021 5.946 ±0.029 5.734 ±0.018
SA 114-548 - КЗ III 9.300 ± 0.026 8.528 ± 0.040 8.378 ± 0.026
SA 114-656 - К1 ш 10.815 ±0.026 10.301 ±0.021 10.197 ±0.021
SA 114-670 - К1.5Ш 9.016 ±0.024 8.390 ± 0.027 8.279 ± 0.026
SA 115-427 222732 К2Ш 6.857 ±0.021 6.214 ±0.026 6.104 ±0.022
SA 115-516 - К1.5Ш 8.522 ±0.021 7.948 ± 0.024 7.851 ±0.021
CD-43° 14193 197806 кош 7.585 ± 0.024 7.027 ± 0.044 6.849 ±0.031
SAO 232803 15911 АО V 9.430 ± 0.023 9.497 ± 0.023 9.421 ±0.019
SAO 169590 29250 A4V 9.425 ± 0.026 9.383 ± 0.027 9.308 ± 0.026
SAO 153304 62388 АО V 8.702 ± 0.025 8.684 ± 0.040 8.657 ±0.019
SAO 135911 71264 АО V 8.603 ± 0.030 8.571 ±0.024 8.577 ± 0.023
SAO 221405 84090 АЗ V 8.546 ±0.027 8.500 ±0.047 8.482 ± 0.023
SAO 223215 105116 A2V 8.117 ±0.024 8.033 ±0.027 7.999 ± 0.020
SAO 223331 106807 А1 V 8.667 ±0.021 8.693 ± 0.026 8.652 ± 0.025
SAO 253162 136879 АО V 8.613 ±0.029 8.556 ±0.045 8.541 ±0.021
SAO 231319 216009 АО V 7.957 ± 0.024 7.966 ±0.042 7.913 ±0.027
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 №2 2014
172 СИЧЕВСКИЙ и др.
Таблица 2. Выборка звёзд для вычисления потока от звезды нулевой величины для обзора SDSS
Наименование SDSS и 9 г г z
J 002806.49+010112.2 17.457 ± 0.021 17.559 ± 0.019 17.938 ± 0.017 18.227 ± 0.020 18.528 ± 0.041
J 083421.23+533615.6 16.496 ± 0.029 16.685 ± 0.015 17.088 ± 0.020 17.422 ± 0.022 17.789 ± 0.031
J 092404.84+593128.8 17.524 ± 0.015 17.542 ± 0.032 17.942 ± 0.014 18.276 ± 0.023 18.578 ± 0.033
J 103906.00+654555.5 17.729 ± 0.015 17.883 ± 0.021 18.281 ± 0.018 18.588 ± 0.018 18.870 ± 0.055
J 134430.11+032423.2 16.482 ± 0.015 16.603 ± 0.018 17.005 ± 0.016 17.323 ± 0.016 17.613 ± 0.025
J 140641.95+031940.5 17.896 ± 0.024 17.900 ± 0.014 18.300 ± 0.019 18.576 ± 0.020 18.916 ± 0.051
J 144108.43+011020.0 16.669 ± 0.015 16.870 ± 0.020 17.299 ± 0.016 17.604 ± 0.023 17.879 ± 0.026
J 150050.71+040430.0 17.744 ± 0.015 17.880 ± 0.018 18.259 ± 0.014 18.561 ± 0.014 18.793 ± 0.044
J 173020.12+613937.5 17.830 ± 0.021 17.837 ± 0.017 18.147 ± 0.018 18.451 ± 0.019 18.756 ± 0.043
J 231731.36—001604.9 16.401 ± 0.020 16.485 ± 0.025 16.834 ± 0.021 17.142 ± 0.017 17.441 ± 0.023
J 235825.80-103413.4 17.247 ± 0.029 17.220 ± 0.029 17.640 ± 0.020 17.880 ± 0.015 18.263 ± 0.034
Таблица 3. Выборка звёзд для вычисления нуль-пунктов обзора GALEX
Наименование SDSS FUV NUV
J 002806.49+010112.2 16.446 ± 0.004 16.801 ± 0.004
J 083421.23+533615.6 15.429 ± 0.006 15.893 ± 0.004
J 092404.84+593128.8 16.716 ± 0.007 17.041 ± 0.006
J 103906.00+654555.5 16.859 ± 0.012 17.206 ± 0.008
J 134430.11+032423.2 15.434 ± 0.007 15.880 ± 0.003
J 140641.95+031940.5 16.994 ± 0.012 17.433 ± 0.009
J 144108.43+011020.0 15.487 ± 0.007 16.015 ± 0.005
J 150050.71+040430.0 16.779 ± 0.011 17.162 ± 0.007
J 173020.12+613937.5 17.069 ± 0.010 17.408 ± 0.005
J 231731.36—001604.9 15.499 ± 0.003 15.893 ± 0.002
J 235825.80-103413.4 16.416 ± 0.005 16.722 ± 0.004
значения параметров атмосферы звезды и закона межзвездного поглощения в группы. А именно, два набора значений параметров мы относим к разным группам, если имеется фотометрическая полоса, в которой значения блеска, соответствующие этим двум наборам, различаются не менее, чем на величину фотометрической погрешности. Иначе эти два набора параметров относятся к одной группе. Группировка позволяет в множестве значений параметров выделить подмножества, в которых точность определения величин будет выше
или ниже. Для подмножеств, которые состоят из групп, которые в свою очередь содержат только один набор параметров (разный для разных групп), можно выполнить оценку точности определения величин. То есть за оценку погрешности определения конкретного параметра можно взять шаг изменения этого параметра.
Другими словами, точке в 5-мерном пространстве физических параметров (Teff, log g, [M/H], Av, Rv) сопоставляется распределение энергии в спектре из какого-либо атласа теоретических спектров. Далее, используя кривые реакции N фотометрических полос (в данном случае N = 10, см. ниже) и теоретические спектры, вычисляется блеск в каждой фотометрической полосе.
Эти значения блеска вычисляются однозначно; их можно представить как элемент (точку) некоторого множества в 10-мерном пространстве. Может случиться, что некоторые элементы этого множества будут одинаковыми (или достаточно близкими) для более чем одного набора физических параметров. Данное исследование требуется для решения обратной задачи — определения параметров звёзд и закона межзвёздного поглощения по фотометрическим наблюдениям — когда точке из множества значений блеска в 10-мерном пространстве требуется сопоставить точку из множества физических параметров в 5-мерном пространстве.
В данной работе вычислялся блеск для трех обзоров: 2MASS1 (3 полосы) [2], SDSS2 (5 по-
1http://www.ipac.caltech.edu/2mass
2http://www.sdss.org
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 2 2014
О ТОЧНОСТИ ОПРЕДЕЛЕНИЯ ПАРАМЕТРОВ ЗВЕЗД
173
Jzp, mag
Hzp, mag
11 г
10 -
9 -
є 8 -
5 7 -
6 -
5 - *
4 L
4
11
10 -
9 -
mag -
ч 7 -
со sqc -
5
4 Г
3
4
11
10 -
9 -
mag -
ч 7 -
со sqc -
5
4 г-
3
4
5 6 7 8 9 10 11
Jcalc, mag
5 6 7 8 9 10 11
Hcalc ' mag
5 6 7 8 9 10 11
Kzp, mag
Kcalc' mag
Рис. 1. Результат определения нуль-пунктов обзора 2MASS. Слева показаны распределения выборок, полученные методом Монте-Карло и аппроксимированные нормальным распределением. В правой части даны сравнения наблюдений и вычислений.
FUVZp, mag
17.4
17.1
16.8
16.5
16.2 15.9
15.6 15.3
15.3 15.6 15.9 16.2 16.5 16.8 17.1 17.4
FUVcalc' mag
JS1'
NUVzp, mag
17.7
17.4
17.1
16.8
16.5
16.2 15.9
15.6
15.6 15.9 16.2 16.5 16.8 17.1 17.4 17.7
NUVcalc , mag
Рис. 2. То же, что и на рис. 1, для обзора GALEX.
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 №2 2014
N N NN N
174
СИЧЕВСКИИ и др.
5 -1
UZp x 10 , counts s
18
17.7
17.4
17.1
16.8
16.5
16.2
16.2 16.5 16.8 17.1 17.4 17.
ucalc , mag
4.55 4.6
-1
18 — 17.717.417.116.816.516.2 —
16.2 16.5 16.8 17.1 17.4 17.
gcaic, mag
5 -1
rzp x 10 , counts s
18.6 і
18.3 -
mag 18 -
17.7 -
д 17.4 -
N 17.1 -
16.8 я-
16.5 і
16.8 17.1 17.4 17.7 18 18.
rcalc, mag
3 18.6
5 -1
izp x 10 , counts s
18.9
18.6 - .4# -
Ж
18.3 - Л'-' -
є 18 - _
w 17 7
17.4 - .ж - .ж т
17.1 *•- -
16.8 і і і і і
17.1 17.4 17.7 18 18.3 18.
icalc, rnag
6 18.9
5 -1
Zzp x 10 , counts s
19.2
18.9 -
mag 18.6 -
18.3 -
д 18 - а ---'Ф'
N 17.7 - Ж
17.4 Ф-
17.1 1 1 1 L
17.4 17.7
18 18.3 18.6 18.
zcalc , mag
7 18
7 18
5
Рис. 3. То же, что и на рис. 1, для обзора SDSS.
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 2 2014
О ТОЧНОСТИ ОПРЕДЕЛЕНИЯ ПАРАМЕТРОВ ЗВЕЗД
175
-1
о
1
2
fcn
№
О
3
4
5
6
4.8 4.6 4.4 4.2 4 3.8 3.6 3.4
log Teff
Рис. 4. Оценка точности определяемых параметров звезд с помощью фотометрических данных из обзоров 2MASS, SDSS и GALEX. Обособленный крестик означает, что данный набор параметров дает уникальный набор значений блеска в фотометрических полосах упомянутых обзоров. Крестики, соединенные линиями, указывают на неотличимость данных наборов с точки зрения наблюдаемых звездных величин (детали см. в тексте). Показана проекция на плоскость Teff—log g. Нанесены также эволюционные треки звезд для металличности Z = 0.02 [12].
лос) [3] и GALEX3 (2 полосы) [4]. Проблема кроссотождествления объектов в этих и других обзорах, необходимого для применения описываемой методики, обсуждалась ранее в [5]. Для вычисления блеска применялась библиотека теоретических спектров [6], из которой использовались спектры для дискретного набора (logg от 0.0 до 5.0 с шагом
0.5, Teff от 3500 K до 13 000 К с шагом 250 К и от 13 000 K до 50 000 K c шагом 1000 K, а [M/H] от -2 до 0 с шагом 2).
Для «покраснения» теоретических спектров использовался закон межзвездного поглощения [7] (Ay от 0m0 до 2m0 c шагом 0m25 и RV от 2.0 до
6.0 с шагом 0.5).
Блеск в фотометрической полосе мы вычисляли по «покраснённому» теоретическому спектру, ис-
3http://www.galex.caltech.edu
4
пользуя соответствующую кривую реакции и соответствующий нуль-пункт (для обзора SDSS — поток от звезды нулевой звездной величины и asinh softening parameter). Необходимо уточнить, что в разных обзорах нуль-пункты имеют разный смысл. В обзоре 2MASS нуль-пункт определяется так, чтобы блеск Веги в любой фотометрической полосе обзора был равен нулю [8]. В обзоре GALEX нуль-пункт соответствует блеску в AB-системе объекта, имеющего поток в 1 отсчет/с [9]. Нуль-пункты и потоки от звезды нулевой величины определялись минимизацией разницы между наблюдаемым и вычисленным блеском. Другими словами, мы
4http://galexgi.gsfc.nasa.gov/docs/galex/ /instrument.html; http://www.sdss.org/dr7/ /instruments/imager; http://www.ipac.caltech.edu/ /2mass/releases/allsky/doc/sec6_4a.html
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 №2 2014
176
СИЧЕВСКИЙ и др.
-1
№
О
4.8
4.6
4.4
4.2 4
log Teff
3.8
3.6
3.4
0
1
2
3
4
5
6
Рис. 5. Оценка точности определяемых параметров звезд с помощью фотометрических данных из обзоров 2MASS, SDSS и GALEX при отсутствии значений блеска в FUV (GALEX) полосе. Обозначения те же, что и на рис. 4. Показана проекция на плоскость Teff —log g. Нанесены также эволюционные треки звезд для металличности Z = 0.02 [12].
выбирали из обзора звёзды с известным распределением энергии в спектре и, используя определение звездной величины в этом обзоре5 и спектры этих звезд, вычисляли блеск для каждой фотометрической полосы обзора. Далее путем сравнения наблюдаемого и вычисленного блеска определялся нуль-пункт или поток от звезды нулевой величины, который обеспечивает минимальную разницу между наблюдениями и вычислениями. Для вычисления нуль-пунктов (Jzp, Hzp, Kzp) обзора 2MASS использовались 37 звезд из работы [8]. Потоки от звезды нулевой величины для обзора SDSS (uzp, gzp, rzp, izp, zzp) и нуль-пункты для обзора GALEX (FUVzp, NUVzp) вычислены по одиннадцати белым карликам из работы [10]. В таблицах 1—3 представлены указанные выше выборки звёзд. Считая,
5См., например, http://www.sdss.org/dr7/algorithms/ /fluxcal.html#sdss2ab, http://www.ipac.caltech. .edu/2mass/releases/allsky/doc/sec6_4a.html
что оценка блеска в фотометрической полосе имеет нормальное распределение, для каждой выборки звёзд мы сгенерировали 500 случайных выборок. Иными словами, в каждую выборку звезд искусственно добавлялась случайная ошибка и далее вычислялись нуль-пункты (потоки от звезды нулевой звездной величины). И так 500 раз. В результате были получены распределения вычисляемых величин и определены их дисперсии. На рис. 1—3 показан результат определения нуль-пунктов и потоков от звезды нулевой величины для соответствующих фотометрических полос, а их значения представлены в таблице 4.
В работе осуществлялся поиск таких наборов параметров атмосферы звезды и закона межзвездного поглощения, для которых вычисленные значения блеска во всех фотометрических полосах совпадали бы в пределах фотометрической погрешности используемых обзоров. В качестве фотометрической погрешности для полос и, д, г,
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 2 2014
О ТОЧНОСТИ ОПРЕДЕЛЕНИЯ ПАРАМЕТРОВ ЗВЕЗД
177
2
3
4
5
6
4.8
4.6
4.4
4.2
4
3.8
3.6
log Teff
Рис. 6. Оценка точности значений определяемых параметров звезд с помощью фотометрических данных из обзоров 2MASS, SDSS и GALEX. Обозначения те же, что и на рис. 4. Показана проекция на плоскость Teff—Rv.
Таблица 4. Вычисленные нуль-пункты для GALEX, 2MASS и поток от звезды нулевой величины для SDSS
FUV NUV и 9 Г г z J H К
(mag) (counts s 1) (mag)
18.78 19.94 88270 452300 450600 296600 48590 13.744 13.438 12.696
±0.02 ±0.02 ±450 ±2600 ±2500 ±1700 ±270 ±0.005 ±0.005 ±0.005
i, z обзора SDSS использовались значения 0.03,
0.01, 0.01, 0.01, 0.02 соответственно [11]. Для полос FUV и NUV обзора GALEX — значения 0.05 и 0.03 соответственно [9]. Для обзора 2MASS в качестве фотометрической погрешности мы приняли значение 0.03, одинаковое для всех полос. Все указанные выше значения погрешности даны в звездных величинах.
3. ОБСУЖДЕНИЕ РЕЗУЛЬТАТОВ В результате работы были получены значения блеска в фотометрических полосах для всех набо-
ров дискретных значений параметров атмосферы звезды и закона межзвездного поглощения. Некоторые из этих наборов демонстрируют совпадающие (в пределах фотометрической погрешности) значения блеска, что позволяет делать оценку точности значений определяемых параметров.
Рисунки 4—6 частично иллюстрируют результаты вычислений. Каждый крестик соответствует уникальному набору параметров. Если соседние крестики соединены, это значит, что для соответствующих наборов параметров блеск во всех фотометрических полосах одинаков (с заданными
12 АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 2 2014
178
СИЧЕВСКИЙ и др.
фотометрическими погрешностями). Отметим, что результаты, представленные на рис. 4—6 для двух из пяти варьируемых параметров, получены для всех (а не для каких-либо фиксированных) значений остальных трех параметрах, т.е., рис. 4—6 представляют собой не двумерные срезы пятимерных кубов, а их проекции на плоскость. Другими словами, если соседние крестики на рис. 4—6 не соединены, то это означает, что соответствующие им результирующие звездные величины различны для всех значений всех пяти параметров.
Из рис. 4—6 видно, что при заданных значениях фотометрической погрешности имеются области, в которых неопределенность вычисления параметров звёзд и закона межзвёздного поглощения будет меньше, чем в других областях. Например, на рис. 4 явно выделяется значительная область, соответствующая значению Teff меньше 10 000 К, в которой крестики не соединены. В этой области погрешность определения Teff и log g будет меньше, чем в оставшейся области, и, исходя из шага используемой сетки параметров, можно сделать вывод, что определять указанные параметры можно с погрешностью, верхняя оценка которой приблизительна равна 250 K для Teff и 0.5 для log g. Подобные выводы можно сделать и для других параметров. Например, на рис. 6 показано то же, что и на рис. 4, но в проекции на плоскость Tff—Rv. Также видно, что выделяется значительная область, в которой крестики преимущественно не соединены. В этой области, исходя из шага сетки, можно сделать аналогичный вывод: верхняя оценка погрешности определения значения Rv приблизительно равна 0.5.
На рис. 5 изображено то же, что и на рис. 4, но при отсутствии значений блеска в FUV (GALEX) полосе. Видно, что отсутствие фотометрических данных в дальнем ультрафиолете приводит к увеличению неоднозначности определения параметров. На рис. 5 это проявляется в виде дополнительных линий, соединяющих крестики. Появляются линии как диагональные, означающие увеличение неопределенности при оценке значения Teff, так и вертикальные, означающие то же самое, но для log g.
4. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
Результаты работы позволяют сделать следующие выводы. Совместное использование наблюдаемых звездных величин трех обзоров (GALEX, SDSS и 2MASS) дает возможность определять
атмосферные параметры звезды и параметры закона межзвездного поглощения. При заданных фотометрических погрешностях в значительной области пространства параметров определение параметров возможно со следующей точностью: log g — 0.5, для области Teff < 10 000 К — 250 K, для Teff > 10 000 K — 1000 K, Av — 0m25, и Rv — 0.5. Полученная оценка точности определяется шагом сетки параметров, поэтому использование более частой сетки целесообразно и позволило бы уточнить оценки точности значений определяемых параметров. Необходимо отметить, что (за исключением некоторых областей в пространстве параметров) отсутствие фотометрических данных в дальнем ультрафиолете уменьшает точность значений определяемых параметров. Полученные в работе результаты будут использованы авторами для определения параметров звезд в исследованных обзорах.
БЛАГОДАРНОСТИ
Работа выполнена при финансовой поддержке Федерального агентства по науке и инновациям (02.740.11.0247) и программы Президента РФ поддержки научных школ (грант НШ-3602.2012.2).
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. K. R. Covey, Z. Ivezic, D. Schlegel, et al., Astrophys. J. 134, 2398 (2007).
2. M. F. Skrutskie, R. M. Cutri, R. Stiening, et al., Astronom. J. 131,1163(2006).
3. C. P Ahn, R. Alexandra®, P Allende, et al., Astrophys. J. Suppl. 203, 21 (2012).
4. L. Bianchi, J. Herald, B. Efremova, et al., Astrophys. and Space Sci. 335, 161 (2011).
5. S. V Karpov, O. Yu. Malkov, and A. V Mironov, Astrophysical Bulletin 67, 82 (2012).
6. F. Castelli and R. L. Kurucz, iAuS 2l0, A20 (2003).
7. J. A. Cardelli, G. C. Clayton, and J. S. Mathis, Astrophys. J. 345,245(1989).
8. M. Cohen, W. A. Wheaton, and S. T. Megeath, Astronom. J. 126,1090(2003).
9. P Morrissey, T. Conrow, T. A. Barlow, et al., Astrophys. J. Suppl. 173, 682 (2007).
10. M. H. Siegel, E. A. Hoversten, P W. A. Roming, et al., Astrophys. J. 725,1215(2010).
11. Z. Ivezic, R. H. Lupton, D. Schlegel, et al., Astron. Nachr. 325,583(2004).
12. T. Lejeune and D. Schaerer, Astronom. and Astrophys. 366,538(2001).
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 2 2014
О ТОЧНОСТИ ОПРЕДЕЛЕНИЯ ПАРАМЕТРОВ ЗВЕЗД
Accuracy of Stellar Parameters Determined from Multicolor Photometry
S. G. Sichevskii, A. V. Mironov, and O. Yu. Malkov
The development and application of new methods for intelligent analysis and extraction of information from digital sky surveys carried out in various spectral domains have now become a popular field in astrophysical research and, in particular, in stellar studies. Modern large-scale photometric surveys provide data for 105—106 relatively faint objects, and the lack of spectroscopic data can be compensated by the cross identification of the objects followed by an analysis of all catalogued photometric data. In this paper we investigate the possibility of determining the effective temperature, surface gravity, total extinction, and the total-to-selective extinction ratio based on the photometry provided in the 2MASS, SDSS, and GALEX surveys, and estimate the accuracy of the inferred parameters. We use a library of theoretical spectra to compute the magnitudes of stars in the photometric bands of the above surveys for various sets of input parameters. We compare the differences between the computed magnitudes with the errors of the corresponding surveys. We find that stellar parameters can be computed over a sizable domain of the parameter space. We estimate the accuracy of the resulting parameters. We show that the presence of far-ultraviolet data in the available set of observed magnitudes increases the accuracy of the inferred parameters.
Keywords: methods: data analysis—techniques: photometric—stars: fundamental
parameters—surveys
179
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ
том 69 № 2
2014
12
