구성상단 M5의 역학적 세부구조를 BV영상에 대한 점광원 측광과 타원 맞추기 표면 측광에 의한 타원률과 위치각의 변화로부터 알아보았다. 전체적으로 M5는 성단의 중심부로부터 거리에 대한 타원률과 위치각이 일정하지 않고 지속적으로 변화하고 있음을 알 수 있었다. 즉, M5의 중심으로부터 반광도 밝기($r_h$)의 약 3배에 이르기 까지, 타원률은 $0.005\~0.25$의 변화를 보이며, 위치각은 $75^{\circ}\~-75^{\circ}$의 변화를 나타낸다. 항성 종족 차이에 의한 역학적 세부구조의 변화에 있어서 M5의 $\~r_h$ 바깥 영역은 거성들의 종족 차이에 의한 효과느? 거의 없음을 알 수 있었다. 그러나 $\~0.5r_h$ 안쪽 영역에서는 매우 밝은 적색거성 또는 붉은 수평계열성들에 의한 역학적 세부구조의 변화가 나타나는데, 특히 매우 밝은 적색거성들에 의한 $\~0.5r_h$ 안쪽 영역에서 구상성단 M5의 역학적 세부구조의 변화는 전체 종족을 포함하는 M5의 역학적 구조에 비하여, 타원률의 경우 최대 약 0.1, 그리고 위치각의 경우 최대 약$100^{\circ}$에 이르는 비교적 큰 변화를 보임을 알 수 있었다.
구성상단 M5의 역학적 세부구조를 BV영상에 대한 점광원 측광과 타원 맞추기 표면 측광에 의한 타원률과 위치각의 변화로부터 알아보았다. 전체적으로 M5는 성단의 중심부로부터 거리에 대한 타원률과 위치각이 일정하지 않고 지속적으로 변화하고 있음을 알 수 있었다. 즉, M5의 중심으로부터 반광도 밝기($r_h$)의 약 3배에 이르기 까지, 타원률은 $0.005\~0.25$의 변화를 보이며, 위치각은 $75^{\circ}\~-75^{\circ}$의 변화를 나타낸다. 항성 종족 차이에 의한 역학적 세부구조의 변화에 있어서 M5의 $\~r_h$ 바깥 영역은 거성들의 종족 차이에 의한 효과느? 거의 없음을 알 수 있었다. 그러나 $\~0.5r_h$ 안쪽 영역에서는 매우 밝은 적색거성 또는 붉은 수평계열성들에 의한 역학적 세부구조의 변화가 나타나는데, 특히 매우 밝은 적색거성들에 의한 $\~0.5r_h$ 안쪽 영역에서 구상성단 M5의 역학적 세부구조의 변화는 전체 종족을 포함하는 M5의 역학적 구조에 비하여, 타원률의 경우 최대 약 0.1, 그리고 위치각의 경우 최대 약$100^{\circ}$에 이르는 비교적 큰 변화를 보임을 알 수 있었다.
We use BV CCD images to study the dynamical substructure of the globular cluster M5. We investigate the radial variation of ellipticities and position angles using the stellar photometry and the IRAF ellipse task. We find that out to three times the half light radius $(r_h)$, the changes ...
We use BV CCD images to study the dynamical substructure of the globular cluster M5. We investigate the radial variation of ellipticities and position angles using the stellar photometry and the IRAF ellipse task. We find that out to three times the half light radius $(r_h)$, the changes in ellipticities and position angles range in $0.05\~0.25$ and $75^{\circ}\~-75^{\circ}$, respectively. There are no significant discrepancy in the dynamical substructure beyond $r_h$ among the different giant populations. However, compared to the global dynamical substructure of M5, the inner $(<0.5r_h)$ substructure of the bright red giant and the horizontal branch populations show slightly different patterns. Especially, the discrepancy of the bright red giant population with respect to the global substructure, ranges up to 0.1 for the ellipticity and 1000 for the position angle.
We use BV CCD images to study the dynamical substructure of the globular cluster M5. We investigate the radial variation of ellipticities and position angles using the stellar photometry and the IRAF ellipse task. We find that out to three times the half light radius $(r_h)$, the changes in ellipticities and position angles range in $0.05\~0.25$ and $75^{\circ}\~-75^{\circ}$, respectively. There are no significant discrepancy in the dynamical substructure beyond $r_h$ among the different giant populations. However, compared to the global dynamical substructure of M5, the inner $(<0.5r_h)$ substructure of the bright red giant and the horizontal branch populations show slightly different patterns. Especially, the discrepancy of the bright red giant population with respect to the global substructure, ranges up to 0.1 for the ellipticity and 1000 for the position angle.
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문제 정의
이 연구에서는 우선 구상성단에 대해 얻어진 측광 영상자료를 이용하여 성단을 구성하는 각 별들에 대한 측광을 실시한다. 측광이 성공적으로 실시되어 분해 되는 별들에 대해 밝기에 따라 종족을 구분한다.
측광이 성공적으로 실시되어 분해 되는 별들에 대해 밝기에 따라 종족을 구분한다. 이러한 각 종족이 성단의 역학계 구조에 어떠한 영향을 미치는 가를 보는 것이 이 연구의 목적이다. 각각의 분리된 별들에 대한 성단의 세부 역학계의 구조적 차이는 성단의 반경에 대한타원 맞추기(ellipse fitting)를 실시하여 타원률(즉, 1-b/a) 및 위치각의 변화 형태를 분석함으로써 유추할 수 있다.
이러한 연구의 첫 시도로서, 이 논문에서는 먼저 질량이 매우 큰 헤일로 구상성단 M5에 대한 BV 측광 영상자료를 이용하여 M5를 구성하는 밝은 별들의 종족이 성단의 역학계에 어떠한 영향을 미치는가를 분석한다. M5의 전체 평균 타원률은 0.
가설 설정
구상성단 M5의 세부 종족에 대한 타원률 변화의 차아. (a) 전 종족을 포함하는 경우와 b-RGB 종족을 제거한 경우의 반경에 따른 타원률의 차이, (b) b-RGB 종족을 제거한 경우와 b-RGB 및 RHB 종족을 제거한 경우의 차이, (c) b-RGB, RHB 종족을 제거한 경우와 b-RGB, RHB, BHB종족을 제거한 경우의 차이, (d) b- RGB, RHB, BHB 종족을 제거한 경우와 b-RGB, RHB, BHB, f-RGB 종족을 제거한 경우의 차이. 수직 점선은 M5의h를 나타낸다.
(a) 전 종족을 포함하는 경우와 b-RGB 종족을 제거한 경우의 반경에 따른 위치각의 차이, (b) b-RGB 종족을 제거한 경우와 b-RGB 및 RHB 종족을 제거한 경우의 차이, (c) b-RGB, RHB 종족을 제거한 경우와 b-RGB, RHB, .BHB종족을 제거한 경우의 차이, (d) b-7J)RGB, RHB, BHB 종족을 제거한 경우와 b-RGB, RHB, BHB, f-RGB 종족을 제거한 경우의 차이. 수직 점선은 <M5의 h를 나타낸다.
중치 여과된 M5의 V 영상에 대해 IRAF ellipse 맞추기 기법을 적용하여 타원률과 위치각의 변화를 측정하였으며, 이때 장축의 증가폭은 10 pixel로 지정하였다. M5의 구성 별이 아닌 주변 밝은 별의 마스크 기법에 의한 제거는 실행하지 않았는데 이는 M5 영역의 경우 주변 별의 영향을 거의 받지 않을 뿐만 아니 라, 이후 밝은 별의 제 거를 통한 ellipse 맞추기를 실행하므로 이 성단의 역학적 세부구조를 살피는데 있어 큰 영향을 주지 않는다고 가정하였기 때문이다. 한편, ellipse 맞추기의 최대 반경은 M5 의 반 광도 반경 (half light radius; % = 1.
제안 방법
이 ellipse 맞추기에 대한 상세한 설명은 Jedrzejewski(1987)를 참조한다. Ellipse 맞추기에서 밝은 별들에 의한 과대한 영향을 없애기 위해 전처리된 원래 영상에 대해 31 X 31 pixel2 중치 여과한 영상을 만들었다. 이때 중치 여과를 위한 영역이 너무 큰 경우 성단의 원래 형태 정보가 바뀔 수 있으며, 너무 작은 경우 ellipse 맞추기가 불가능한 경우가 생길 수 있다.
관측으로 얻어진 M5의 원래 .VCCD 영상에서 각 종족에 해 당되는 별들을 제 거하여 특정 종족들(즉, 가장 밝은 적색 거 성, 붉은 수평 계 열성, 푸른 수평 계열성, 어두운 적색거성)의 영향을 뺀 영상을 얻었다. 이러한 자료로부터 전체 항성종족이 포함된 M5의 역학적 구조와 각 항성 종족이 제 거된 M5의 역학적 세부구조를 IRAF ellipse 맞추기에서 얻어지는 타원률과 위치각의 변화로부터 살펴보았다.
색등급도에서 별들의 밝기와 진화상태를 기준으로 bright-RGB(가장 밝은 적 색 거 성), RHB(붉은 수평 계 열성), BHB(푸른 수평 계 열성), faint-RGB(어두운 적색거성) 등으로 항성 종족 집단을 분류하며, M5의 관측된 원래 영상자료에서 각 종족 집단을 선택적으로 제거하되 점광원 함수를 감안하여 실시한다. 각 종족 집단이 선택적으로 제거된 영상 자료에 대해 중치 여과(median filtering)과정을 거친 후, 성단 중심부로부터 반경에 대한 IRAF ellipse 맞추기를 실시하여 성단의 반경에 대한 타원률과 위치각을 얻는다. 이 결과로부터 ellipse 형태의 반경에 대한 변화를 추정하고, 모든 항성 종족을 포함하는 경우와 각각의 항성종족이 제거된 경우의 ellipse 맞추기 결과를 비교해 본다.
이때 각 종족에 해당하는 별들의 제 거는 DAOPHOT II에서 주어지는 점 광원 함수를 응용한 substar 기법을 사용하였다. 각 종족의 별들이 제거된 4개의 / 영상들은 앞에서 실행된 M5 전체 7 영상의 ellipse 맞추기와 같은 조건으로 31 x 31 pixel2 중치 여과를 실시하였고, 이 결과 얻어지는 영상들에 대해 독립적인 ellipse 맞추기를 실시하였다. 그림 4a-d는 이와 같은 4가지 경우들에 대한 ellipse 맞추기의 결과로부터 얻어진 타원률과 위치각의 변화이다.
구상성단 M5의 BV 영상에 대한 점광원 함수 측광을 실시하여 색등급도를 얻고 이로부터 밝은 거성들에 대한 4종류의 종족 분류를 실시하였다. 관측으로 얻어진 M5의 원래 .
구상성단 M5의 밝은 거성들의 영향을 제거한 역학적 세부구조를 알아보기 위해 그림 2에서 구분한 4개의 종족을 원래 영상으로부터 제거한 후 ellipse 맞추기를 실시하여 타원률과 위치각의 변화를 살펴보았다. 이를 위해 먼저, 4개 종족들을 평균 밝기에 따라 M5의 원래 V 영상에서 차례대로 제거하였는데, (a) b-RGB들을 제거한 경우, (b) b-RGB와 RHB를 제거한 경우, (c) b-RGB, RHB, 그리고 BHB를 제 거한 경우, 그리고 마지막으로 (d) b-RGB, RHB, BHB, 그리고 f-RGB를 제거한 경우의 영상을 각각 만들었다.
석과정은 다음과 같다. 먼저 M5 영상에서 DAOPHOT II(Stetson 1987, 1995)를 적용하여 성단내 밝은 별들의 점광원 함수(point spread function) 측광을 실시하고 별들의 기 계 등급과 색지수를 결정하며, 측광된 구성 별들에 대한 색등급도를 완성한다. 색등급도에서 별들의 밝기와 진화상태를 기준으로 bright-RGB(가장 밝은 적 색 거 성), RHB(붉은 수평 계 열성), BHB(푸른 수평 계 열성), faint-RGB(어두운 적색거성) 등으로 항성 종족 집단을 분류하며, M5의 관측된 원래 영상자료에서 각 종족 집단을 선택적으로 제거하되 점광원 함수를 감안하여 실시한다.
먼저, 전체 종족을 포함한 M5의 역학적 구조를 알아보기 위해 전처리된 V 영상에 대해 IRAF ellipse 맞추기를 실시하였다. 이 ellipse 맞추기에 대한 상세한 설명은 Jedrzejewski(1987)를 참조한다.
먼저 M5 영상에서 DAOPHOT II(Stetson 1987, 1995)를 적용하여 성단내 밝은 별들의 점광원 함수(point spread function) 측광을 실시하고 별들의 기 계 등급과 색지수를 결정하며, 측광된 구성 별들에 대한 색등급도를 완성한다. 색등급도에서 별들의 밝기와 진화상태를 기준으로 bright-RGB(가장 밝은 적 색 거 성), RHB(붉은 수평 계 열성), BHB(푸른 수평 계 열성), faint-RGB(어두운 적색거성) 등으로 항성 종족 집단을 분류하며, M5의 관측된 원래 영상자료에서 각 종족 집단을 선택적으로 제거하되 점광원 함수를 감안하여 실시한다. 각 종족 집단이 선택적으로 제거된 영상 자료에 대해 중치 여과(median filtering)과정을 거친 후, 성단 중심부로부터 반경에 대한 IRAF ellipse 맞추기를 실시하여 성단의 반경에 대한 타원률과 위치각을 얻는다.
자료에 노출시간과 대기소광을 보정한 색등급도를 그림 2에 나타내었다. 성단 내 거성들의 밝기와 색분포에 대해 그림 2에서 b-RGB, RHB, BHB, f-RGB와 같이 4개의 종족을 등급과 색지수에 따라 임의로 분류하였다. b-RGB와 f-RGB의 경계와 BHB와 RHB의 경계를 구분하는데 있어 특별한 조건은 주지 않았으며, 이 연구의 목적이 성단내 종족들의 밝기에 대한 역학적 구조의 영향을 분석하는데 있으므로 두 종족의 분류에 대한 특별한 측광학적 조건이 필수적인 것은 아니다.
각 종족 집단이 선택적으로 제거된 영상 자료에 대해 중치 여과(median filtering)과정을 거친 후, 성단 중심부로부터 반경에 대한 IRAF ellipse 맞추기를 실시하여 성단의 반경에 대한 타원률과 위치각을 얻는다. 이 결과로부터 ellipse 형태의 반경에 대한 변화를 추정하고, 모든 항성 종족을 포함하는 경우와 각각의 항성종족이 제거된 경우의 ellipse 맞추기 결과를 비교해 본다. 이 과정을 통하여 M5 항성계의 역학적 세부 형태에 대한 항성종족의 역할을 분석한다.
VCCD 영상에서 각 종족에 해 당되는 별들을 제 거하여 특정 종족들(즉, 가장 밝은 적색 거 성, 붉은 수평 계 열성, 푸른 수평 계열성, 어두운 적색거성)의 영향을 뺀 영상을 얻었다. 이러한 자료로부터 전체 항성종족이 포함된 M5의 역학적 구조와 각 항성 종족이 제 거된 M5의 역학적 세부구조를 IRAF ellipse 맞추기에서 얻어지는 타원률과 위치각의 변화로부터 살펴보았다. 먼저, 구상성단 M5는 성단의 중심부로부터 거리에 대한 타원률과 위치각이 일정하지 않고 지속적으로 변화하고 있음을 알 수 있다.
White & Shawl(1987)에 의해 주어진 M5의 평균 타원률과 평균 위치각은 약 ~ 2 지점에서 일치한다. 전체 종족이 포함된 경우와 각 세부종족들이 제거된 상태에서의 타원률과 위치각의 변화를 비교하여 M5의 역학적 세부구조를 살펴보았다. 이때 M5의 바깥 영역은 거성들의 항성 종족 차이에 의한 역학적 세부구조의 변화는 거의 없음을 알 수 있었다.
따라서 중치 여과를 위한 영역의 크기는 여러 번의 ellipse 맞추기의 실행을 통한 경험적 방법으로 결정하였다. 중치 여과된 M5의 V 영상에 대해 IRAF ellipse 맞추기 기법을 적용하여 타원률과 위치각의 변화를 측정하였으며, 이때 장축의 증가폭은 10 pixel로 지정하였다. M5의 구성 별이 아닌 주변 밝은 별의 마스크 기법에 의한 제거는 실행하지 않았는데 이는 M5 영역의 경우 주변 별의 영향을 거의 받지 않을 뿐만 아니 라, 이후 밝은 별의 제 거를 통한 ellipse 맞추기를 실행하므로 이 성단의 역학적 세부구조를 살피는데 있어 큰 영향을 주지 않는다고 가정하였기 때문이다.
대상 데이터
M5에 대한 영상은 UT 1998년 9월 1 일 미국 KPNO0.9m 망원경을 이용하여 얻었다. 사용된 검출기는 T2KA CCD 로서 2048 x 2048 pixel2 크기 이다.
그림 3. M5의 전체 구성 별들을 포함한 V 영상의 ellipse 맞추기로부터 결정된 반경에 대한 타원률과 위 치 각의 변화(자세한 설명은 본문 참조).
9m 망원경을 이용하여 얻었다. 사용된 검출기는 T2KA CCD 로서 2048 x 2048 pixel2 크기 이다. f/7.
전처리 과정이 끝난 M5의 V 영상. 전체 영상은 23.5 × 23.5 arcmin2의 하늘 영역을 포함한다.
이론/모형
이를 위해 먼저, 4개 종족들을 평균 밝기에 따라 M5의 원래 V 영상에서 차례대로 제거하였는데, (a) b-RGB들을 제거한 경우, (b) b-RGB와 RHB를 제거한 경우, (c) b-RGB, RHB, 그리고 BHB를 제 거한 경우, 그리고 마지막으로 (d) b-RGB, RHB, BHB, 그리고 f-RGB를 제거한 경우의 영상을 각각 만들었다. 이때 각 종족에 해당하는 별들의 제 거는 DAOPHOT II에서 주어지는 점 광원 함수를 응용한 substar 기법을 사용하였다. 각 종족의 별들이 제거된 4개의 / 영상들은 앞에서 실행된 M5 전체 7 영상의 ellipse 맞추기와 같은 조건으로 31 x 31 pixel2 중치 여과를 실시하였고, 이 결과 얻어지는 영상들에 대해 독립적인 ellipse 맞추기를 실시하였다.
노출시간은 B와 V 파장영 역에서 동일하게 각각 5초씩 인데, 이와 같은 짧은 노출에도 불구하고 이후 3장에서 보는 바와 같이 적색거성 이상의 밝은 별들에 의한 성단의 역학적 구조를 측광학적으로 분석하는데 있어서 큰 문제는 없다. 자료의 전처 리 기본분석은 bias 빼주기, 돔 flat 나누기, 하늘 flat 나누기의 차례로 CCD 영상 표준분석법을 따랐다. 이 결과 영상의 바닥 편평도 기울기는 0.
성능/효과
02 이하의 변화를 보이고 있는데 이는 비교적 짧은 노출 시간으로 얻어진 영상의 분석에서 오는 준거성들의 측광 오차에 의해 나타나는 현상으로 여겨진다. 결론적으로 구상성단 M5의 경우 밝은 거성 종족들 즉, b-RGB 또는 RHB에 의해 성단의 중심부 영 역의 역학적 세부구조가 변화될 수 있음을 보여준다.
이때 M5의 바깥 영역은 거성들의 항성 종족 차이에 의한 역학적 세부구조의 변화는 거의 없음을 알 수 있었다. 그러나 0.5* 안쪽 영역에서는 매우 밝은 적색거성 또는 붉은 수평계열성들에 의한 역학적 세부구조의 변화가 나타나는데, 특히 매우 밝은 적색거성들에 의한 0.5 안쪽영역에서 구상성단 M5의 역학적 세부구조의 변화는 타원률의 경우 최대 약 0.1, 그리고 위치각의 변화는 최대 약 100°에 이르는 비교적 큰 변화를 보임을 알 수 있었다.
먼저, 구상성단 M5는 성단의 중심부로부터 거리에 대한 타원률과 위치각이 일정하지 않고 지속적으로 변화하고 있음을 알 수 있다. 전체적으로 성단의 중심부로부터 〜 3에 이르기까지, 타원률은 0.05 ~ 0.25의 변화를 보이며, 위치각은 75°-----75°의 변화를 나타낸다. White & Shawl(1987)에 의해 주어진 M5의 평균 타원률과 평균 위치각은 약 ~ 2 지점에서 일치한다.
후속연구
또한 M5의 역학적 세부구조 분석에서 밝은 적색 거성 이 성단 중심 영 역의 역학적 세부구조에 영향을 미친다는 사실은 질량이 크고 밝은 적색 거성들의 질량 분리 현상에 대한 직접적 근거가 되며, 구상성단내 종족 분포에 의한 색 분포에도 직접적인 영향을 줄 수 있을 것이다. 따라서 이후 계속 진행될 다른 구상성단들의 역학적 세부구조에 대한 종합적 연구로부터 자체 중력 항성계의 세부구조 및 역학적 진화 특성에 대한 관측적 근거들을 제공할 수 있을 것이다.
1995). 또한 M5의 역학적 세부구조 분석에서 밝은 적색 거성 이 성단 중심 영 역의 역학적 세부구조에 영향을 미친다는 사실은 질량이 크고 밝은 적색 거성들의 질량 분리 현상에 대한 직접적 근거가 되며, 구상성단내 종족 분포에 의한 색 분포에도 직접적인 영향을 줄 수 있을 것이다. 따라서 이후 계속 진행될 다른 구상성단들의 역학적 세부구조에 대한 종합적 연구로부터 자체 중력 항성계의 세부구조 및 역학적 진화 특성에 대한 관측적 근거들을 제공할 수 있을 것이다.
참고문헌 (18)
Binney, J., & Tremaine, S. 1987, Galactic Dynamics (New Jersey: Princeton University Press), pp.211-221
Carretta, E., & Gratton, R. G. 1997, A&AS, 121, 95
Stetson, P. B. 1995, DAOPHOT II User' Manual (Victoria: Dominion Astrophysical Observatory)
Trager, S. C., Djorgovski, S., & King, I. R. 1993, in ASPCS vol.50, Structure and Dynamics of Globular Clusters, eds. S. Djorgovski & G. Meylan (San F'ransisco: ASP), p.347
Webbink, R. F. 1985, in IAU Symp. 113, Dynamics of Star Clusters, eds. J. Goodman & P. Hut (Dordrecht: Reidel), p.541
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