Samanyolu galaksisinin CCD-sloan fotometrisi ile incelenmesi

Abstract

VI Özet Bu çalışmada, Cambridge Üniversitesi Astronomi Enstitüsü'nden sağlanan Sloan (Vega) fotometrik verileri kullanılarak Galaksimize ait model parametreleri tayin edilmiştir. Görüntülenen 54 alt alandan iyi indirgenmiş ve toplam alanı 6.571 derece kare olan 33 tanesi kullanılmıştır. Alt alanlarda örtüşen 3 027 kaynak programdan çıkarılmış, görüntülerine göre Cambridge'te yapılan galaksi - kuazar - yıldız ayırımı ile yetinilmiyerek bu ayırım renklerine göre de yapılmıştır. Böylece ayırımı yapılan 10 342 yıldız istatistiğe katılmıştır. En parlak yıldızların ortalama kadiri g'0 =15.25 iken sönük uçtaki limit kadir g'0 = 20.75 tir. Yıldızlar, renk dağılımlarına göre Pop I (İnce Disk), Ara Pop II (Kalın Disk) ve Pop II (Halo) şeklinde popülasyon sınıflarına ayrılmışlar ve mutlak kadirlerinin tayini için, sırası ile, Popülasyon I standart yıldızlan, 47 Tuc ([Fe/H] = -0.65 dex) ve Mİ 3 ([Fe/H] = -1.40 dex) kümelerine ait renk-kadir diyagramları kullanılmıştır. Yıldızların, Galaksi düzlemine uzaklıkları (z) hesaplandıktan sonra, z-dağılımları da dikkate alınarak popülasyon sınıflarında düzeltmeler yapılmıştır. Model parametreleri, literatürdeki `yıldız sayımları` yöntemi yerine, `Yoğunluk` olarak adlandırabileceğimiz yeni bir yöntem kullanılarak tayin edilmiştir: Farklı mutlak kadir aralıklarındaki yoğunluklar alınarak oluşturulan birim mutlak kadirdeki gözlemsel yoğunluklarla teorik yoğunlukların düşey doğrultudaki değişimleri karşılaştırılmıştır. Bununla beraber, birim mutlak kadir hesaplarında farklı yollar izlenmiş ve farklı sonuçlar bulunmuştur. Halo ve Kalın Disk popülasyonlarına ait yıldızların tam olduğu mutlak kadir aralıkları, sırası ile, 4 < M(g') < 5, 5 < M(g') < 6 ve 5 < M(g') < 6, 6 < M(g') < 7 iken İnce Disk popülasyonuna ait bu aralıklar daha çoktur: 6 < M(g') < 7, 7 < M(g') < 8, 8 < M(g') < 9, 9 < M(g') < 10, 10 < M(g') < 11 ve 11< M(g') < 12. Ayrıca, bu aralıklara ait bölgesel yoğunluklar birbirinden farklıdır. Bu özellik dikkate alınarak İnce Disk popülasyonu Geç Spektrel Sınıftan Yıldızları İçeren İnce Disk (TN0) ve Orta Spektrel Sınıftan Yıldızları İçeren İnce Disk (TN1) olmak üzere ikiye ayrılmıştır. TN1 e ait yıldızlar 6 < M(g') < 7, 7 < M(g') < 8 ve 8 < M(g') <: 9 mutlak kadir aralıklarında tam ve bölgesel yoğunlukları birbirine çok yakın iken, TN0 a ait yıldızlar 9 < M(g') < 10, 10 < M(g') < 1 1 ve 11 < M(g') < 12 mutlak kadir aralıklarında tam ve bölgesel yoğunlukları birbirlerine oldukça yakındır. Farklı sonuçlar, TN0 ve TN1 den birinin veya ikisinin hesaplara katılmasından kaynaklanıyor. Literatürdeki sonuçlarla en iyi uyuşan model parametreleri, TN1, Kalın Disk (TK) ve Halo (H) üçlüsünden elde edilen parametreler olup aşağıda verilmiştir: Popülasyon Yükseklik Ölçeği (pc) Yoğunluk (logaritmik) TN1 Hı = 285 m = 7.51 TK H2-902 n2 = 6.31 m/n/ = 0.063 H n3 = 3.73 n3/n! = 0.00017VII Bu parametrelerle oluşturulan Galaksi modelinin 5 < M(g') < 6, 6 < M(g') < 7, 7 < M(g') < 8, 8 < M(g') < 9, 9 < M(g') < 10, 10 < M(g') < 11 ve 11< M(g') < 12 mutlak kadir aralıkları için çizilen gözlemsel yoğunluk fonksiyonları ile karşılaştırılmasından elde edilen ışıma gücü fonksiyonunun Hipparcos'a [75] ait ışıma gücü fonksiyonu ile uyuşması parametrelerin doğruluğunu gösteren en önemli kanıttır. Bununla beraber, TNO ve TN1 in ikisinin de birer popülasyon temsilcisi olarak veya ikisinin birleştirilmesinden oluşan bir tek İnce Disk (TN) kimliği ile katıldığı hallerde bulunan parametrelerden bazılarının literatürdeki parametrelerle uyuşması, ilgili çalışmalarda farkına varılmadan (görünen kadir veya renk indeksinin fonksiyonu olarak yıldız sayımları kullanıldığından, mutlak kadir hesaba katılmadığından) TNO yıldızlarını kullanmalarından kaynaklanmış olabilir. Oluşturulan yeni bir formülle, İnce Disk ve Kalın Disk için hesap edilen metal dağılımları beklendiği gibidir. Kalın Disk'e ait ortalama metal bolluğu, Gilmore ve Wyse [51] in orijinal değerine hemen hemen eşittir: <[Fe/H]> = -0.60 dex. Halo yıldızlarının metal bolluğu dağılımı, bu yıldızların sayıca az olması sebebi ile, tayin edilmemiştir. Metal gradiyenti de tespit edilememiştir.

VIII Summary In this work Galactic model parameters have been estimated by means of Sloan (Vega) photometric data supplied by Cambridge University Institute of Astronomy. 33 sub-fields with a total area of 6.571 square degrees, whose data are well reduced, have been selected among 54 sub-fields for this purpose. A total of 3 027 overlapping sources and 5 656 sources, which were identified as quasars or galaxies by means of their colours, additional to those identified in Cambridge via their morphological appearence, have been omited. Thus, 10 342 stars have been included into these statistics. The mean apparent g'0 magnitude for bright stars and the limiting apparent magnitude in this sample are g'0 = 15.25 and g'0= 20.75, respectively. Stars have been categorized as Pop I (Thin Disk), Intermediate Pop II (Thick Disk) and Pop II (Halo) according to their colour distributions, and their absolute magnitudes have been evaluated by means of the colour - magnitude diagrams of Population I standard stars, and 47 Tuc ([Fe/H] = -0.65 dex) and M 13 ([Fe/H] = -1.40 dex) globular clusters, respectively. Then, their final population types have been determined by their spatial distributions, i.e.: according to their distance distribution relative to the galactic plane (z). Contrary to the literature where star counts are used for the parameter estimation, density criterias have been used in our work for this purpose, i.e.: observed space densities per unit absolute magnitude are compared with the corresponding theoretical ones in the vertical direction. However, absolute magnitude intervals have been combined in three different ways, hence, different sets of model parameters are obtained, as explained in the following: the absolute magnitude intervals where Halo (H) and Thick Disk (TK) are complete, are 4 < M(g') < 5, 5 < M(g') < 6 and 5 < M(g') < 6, 6 < M(g') < 7, respectively. Whereas, Thin Disk is complete over a large range of absolute magnitude interval, i.e.: 6 < M(g') < 7, 7 < M(g') < 8, 8 < M(g') < 9, 9 < M(g') < 10, 10 < M(g') < 11 and 11 < M(g') < 12. Additionally, the local space densities for these intervals are different than each other. Hence, Thin Disk has been separated into two distinct sub-populations, such as Thin Disk Covering Late Spectral Type Stars (TN0) and Thin Disk Covering The Intermediate Spectral Type Stars (TNI). This separation is carried out by means of their spatial distributions and they are complete for the following absolute magnitude intervals. TNI: 6 < M(g') < 7, 7 < M(g') < 8 and 8 < M(g') < 9; TN0: 9 < M(g') < 10, 10 < M(g') < 11 and 11 < M(g') < 12. Thus, almost homogeneous local space densities could be obtained for two sub-populations. Different sets of model parameters are due to different combinations of TN0, TNI, TK and H. Parameters which agree with those obtained in recent years, and seem to be the favorite ones, belong to the combination of TN1,TK and H. They are as follows:IX The agreement of the luminosity function resulting from the comparison of the Galactic model with these parameters, and the observed density functions for the absolute magnitude intervals 5 < M(g') < 6, 6 < M(g') < 7, 7 < M(g') < 8, 8 < M(g') < 9, 9 < M(g') < 10, 10 < M(g') < 11 and 11 < M(g') < 12, with the Hipparcos' [75] luminosity function, is strong evidence for the accuracy of the parameters already stated. However, other combinations which include TNO give values for some parameters (not for all of them) which agree with the corresponding ones in literature. It is probable that at least some of the stars in such works are late-type stars, i.e.: members of TNO. The metallicities for Thin Disk and Thick Disk are evaluated by a new formula. They show distributions as expected and the mean metal abundance for Thick Disk is rather close to the one claimed by Gilmore and Wyse [51], i.e.: <[Fe/H]> = -0.60 dex. There is not any metallicity gradient for these components of the Galaxy, neither could be evaluated metallicities for Halo due to its sparcity.