주계열성의 분광 자료를 이용한 항성진화모델의 보정 및 NGC 1866까지의 거리 측정

Abstract

본 연구에서는 고분산 분광 자료를 이용하여 YREC 항성내부구조모델과 ATLAS9 항성대기모델을 바탕으로 만들어진 등연령선을 경험적으로 보정하고자 한다. 이를 위해 태양 주변읜 G- 또는 K-분광형의 주계열성에 대해 얻어진 이전의 고분산 분광 자료와 이로부터 추출한 별의 물리량을 이용하여 ATLAS9 항성대기모델에서 예측되는 모델 등급 및 색지수를 계산하였고, 이를 [UB(B_(T))V(V_(T))(RI)_(c) JHK_(s)] 밴드 영역에 관측된 자료와 직접 비교하였다. 경험적인 보정방정식의 범위는 유효온도의 경우 약 4900 K ≤ T_(eff) ≤ 5800 K 이고, 중원소 함량은 -0.8 ≤ [Fe/H] ≤ -0.3에 이른다. 또한 모델에서 예측되는 V필터에서의 절대등급과 Gaia의 연주시차 측정치를 이용하여 얻은 값을 직접 비교하였다. 이를 통해 [Fe/H] ≤ -0.3 인 별들의 경우 모델 스펙트럼으로 구한V 밴드의 광도가 어둡게 나타나는 것을 확인하였으며, 이를 이용하여 일차함수의 보정함수를 구하였다. 또한, 본 연구에서는 경험적으로 수정한 모델 등연령선을 대마젤란 은하에 있는 젊은 성단인 NGC 1866 성단에 적용하여 주계열 맞춤 거리를 구하였다. Walker et al. 의 VI 측광 관측을 이용하여 NGC 1866 성단의 거리지수를 18.26±0.08, 대마젤란 은하의 거리지수를 18.24±0.08로 구하였고, 여기에서 오차는 다양한 계통오차들을 포함하여 계산하였다. 본 연구에서 구한 대마젤란 은하의 거리지수는 동일한 관측 자료를 사용한 Walker et al. (2001) 의 값과 오차범위 내에서 같지만 다른 기존 연구 결과들과 비교하였을 때 비교적 짧게 추정되었다.;We calibrate stellar isochrones generated using YREC stellar interior and evolutionary code and ATLAS9 synthetic model spectra based on a set of high-resolution spectra of G- and K-type dwarfs in the solar neighborhood. We directly compare observed magnitudes of these stars in a number of broad passbands [UB(B_(T))V(V_(T))(RI)_(c)JHK_(s)] with model magnitudes generated using ATLAS9 synthetic library at the previously derived set of spectroscopic parameters. Systematic offsets in colors from the models are used to define empirical correction functions over a range of temperature (4944 K ≤ T_(eff) ≤ 5757 K) and metallicity (-0.8 ≤ [Fe/H] ≤ -0.3). We also compare synthetic model magnitudes with absolute magnitudes derived using Gaia parallaxes of our sample stars, and find that theoretical isochrones underpredict V-band luminosity at [Fe/H] ≤ -0.3. We apply stellar isochrones with empirically constrained colors and magnitudes to derive a main-sequence fitting distance to a young globular cluster NGC 1866 in the Large Magellanic Cloud (LMC). Based on deep VI photometry in Walker et al., we find that the distance modulus of the cluster is 18.26±0.08, where the error includes various systematic errors. The effects of unresolved binaries are similar in size with a difference in distance from the barycenter of the LMC, but they are opposite in sign, and therefore have no net impact on our derived distance to the LMC.