Die Metallizität der Milchstraße
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Die Metallizität der Milchstraße von Daniela Dittrich Einflüsse auf Metallizität einer Galaxie • Entstehung der Galaxie: Alter Umgebungsbedingungen • Entwicklung der Galaxie: Akkretion von Gas Zeitskalen der Sternentstehung Aufnahme von extragalaktischen Objekten • Unterschiedliche Modelle für die Entwicklung einer Scheibengalaxie inside-out (schnellere und/oder frühere SF) Sloan Ausdehnung Wichtigste Parameter • effektiv Temperatur • Log g (Schwerebeschleunigung) • Absolute Metallhäufigkeit [𝑀/H] • Häufigkeit des alpha-Elements [𝛼/𝑀] • Kohlenstoffhäufigkeit [C/𝑀] • Stickstoffhäufigkeit [N/𝑀] • Eisenhäufigkeit [Fe/H] • Farbe einer Sternpopulation • Alter einer Population Alter/Metallizität einer Population ist entartet – Erhöhung um t 0.65(Z)t Entstehung der Milchstraße archiviert in den Sternen: - ISM: kinematischen & chemischen Wechselwirkungen mit Sternen - Sterne speichern in Bahnbewegung & Materie Eigenschaften der Muttergaswolke anfangs: ganzer Stern, später: Sternatmosphäre - Sterne: Einblick über chem. Entwicklungszustand der Galaxis in der Vergangheit sowie räumliche Struktur und Kinematik von damals Metallizität der Sterne Chemische Zusammensetzung - Häufigkeit der schweren Elemente von älteren Sterngenerationen prozessiert als Absorptionslinien der Metalle in Spektren erkennbar Verhältnis an schwereren Elementen variiert stark von Stern zu Stern Hinweise über frühe galaktische Entwicklung (Burkert A. Und Kippenhahn 1996) Metallizität der Galaxies • ISM – Anreicherung von schweren Elementen - Sternwinde - Abstoßung äußerer Hüllen (SNe, PNe) • Materiekreislauf - Sternbildung • Alter-Metallizität Bestimmung Zwerggalaxien Milchstraße elliptische Galaxien - astrophysikalische Prozesse & Wechselwirkungen - Zyklen der Sternentstehung und Abgabe an das ISM variieren - inflows & outflows kein abgeschloßenes System (Weigert A. et al., 2012) Metallizitätsverteilung innerhalb der Galaxies Innenbereiche: - deutlich höhere Metallizität chemische Entwicklung innen schneller und/oder - Aufnahme von metallarmen Gas im Außenbereich Einfluss auf Z-gehalt neuentstehender Sterne & ISM Metallizitätsgradient leicht erklärbar Metallizitätsverteilung innerhalb der Galaxies Fortschritte der letzten 20 Jahre – Z-Häufigkeit in Sternen (10% Fehler) komplexe dynamische Entwicklung unserer Galaxie - Regelmäßigkeiten von Häufigkeiten in Sternen verschied. Populationen Alpha- Elemtente (O, Mg, Ca,..) – SN Typ II Elemente der Eisengruppe (Kernladungszahl 22<Z<28: Ti, V, Cr, Mn Fe, Co, Ni) – SN Typ Ia & II Scheibe, Bulge, Halo, Kugelsternhaufen – unterschiedl. Zeitskalen & Mechanismen (z.B. Verschmelzung mit Satellitengalaxien, Akkretion von Gas aus dem IGM) - Erklärungsnot bei metallarmen Sternen (Bergemann M. And Cescutti G. 2010) Metallarme Sterne Häufigkeitsverteilung der verschied. Elemente der Eisengruppe - spektroskopische Studien: bei abnehmendem Metallizität abnehmende 𝐶𝑟/𝐹𝑒 𝑢𝑛𝑑 wachsende 𝑇𝑖/𝐹𝑒 Verhältnisse während 𝐶𝑜/𝐹𝑒 bis zu geringsten Metallizitäten der Sonne entspricht - Widerspruch zu Theorien der stellaren Nukleosynthese: stabile Kerne mit ungeraden Kernladungszahlen (V, Mn, Co) werden gegenüber geraden Kernladungszahlen (Cr, Fe, Ni) in Z-armer Umgebung unterdrückt (Analyse metallarmer, kühler Unterzwerge im Halo und in der Scheibe der Milchstraße) (Bergemann M. and Cescutti G. 2010) Metallizitätsgradient • vertikal und radial variable Ceipheiden, PN, HII-Regionen, offene Haufen, B & MS´s Sloan Digital Sky Survey I-III (APOGEE- NIR) - 𝛼/𝑀 Geneva-Copenhagen Survey Radial Velocity Experiment • radiale Gradient steiler für Sterne mit niedr. [𝛼/𝑀], auch neg. verschwindet / positiv für hohe [𝛼/𝑀] vertikale Gradient wird flacher mit steigendem radialen GZ-Abstand gleich für Sterne mit niedr./hohem [𝛼/𝑀] • Entwicklung des Gradienten zeitabhängiger Anstieg oder Abflachen? radiales abflachen – jüngste Modelle/Simulationen – Sloan Extension Aktueller Gradient: HII-Regionen Gradient(Funkt. t): Ceipheiden, alte Zwerge, Riesen Radiale Abhängigkeit der [Fe/H] Verhältnisse für Ceipheiden und offene Sternhaufen Das Alpha-Element – die kosmische Uhr O, Mg, Ca, Si /-Fe oder -M Verhältnis O- produziert von massereichen Sternen (SN II) - ´schneller Prozess´ Fe- hauptsächlich in SN Type 1a - ´langsamerer Prozess´ Elemente produziert von AGB-Sternen – andere Zeitskala Offene Sternhaufen – älter - mehr alpha Elemente Ceipheiden – jünger - weniger alpha Alpha – Element: präzise Altersbestimmung Sonnenumgebung Ro~ 8kpc • Zwergsterne in der Scheibe untersucht (Strömgren Photometrie) metallarme Sterne – geringere Umgebungsdichte dicke & dünne Scheibe – Unterschiede in Alter & Z-Verhältnisse • Dicke Scheibe/Halo: hauptsächlich geringere Metallizität, -0.6 < [𝐹𝑒/𝐻] < -0,4 (0.005 bis 0.007 Z ) Skalenhöhe: 1.5kpc, nur 2% der Scheibendichte, Pop II, hoher alpha-Anteil • Dünne Scheibe: grosse Z-Unterschiede, -0.5 < [𝐹𝑒/𝐻] < 0.3 (0.0065 bis 0.032 Z ) junge dünne: Gas, Staub, Sternentstehung, Skalenhöhe 100pc, Pop I, gering. alpha-Anteil alte dünne: Skalenhöhe 325pc • Churning Prozess: Spiralarminteraktionen – Veränderung im GZ-Abstand Besucher des galaktischen Bulges – Erklärung für hohe Z, [𝐹𝑒/𝐻] = 0.4 bis 0.6 dex (2.51 bis 3.98 ) metalreichste rote Riesen max 0.2 dex (1.58 ) BULGE -1<[𝐹𝑒/𝐻]<1 • Metallreiche und –arme Sterne mit hohem alpha-Anteil – schnelle Entwicklung • Zwergsterne mit hohem Z und solarem alpha-Anteil, auch jüngere • Einzigartige metallreiche alte Population • Balken-Problem: Vermischung von Sternen in ihrer Raumgeschwindigkeit – Anschein des gleichen Ursprungs z.B.: Herkules Haufen: kinemat. Eigenschaften – Elementhäufigkeit (dünne & dicke Scheibe) • Bimodalität der Altersverteilung - Balken event. Möglichkeit für SF-Neustart - andere Spiralgalaxien mit Balken zeigen ebenso Altersbimodalität im Bulge Verschied. chem. Entwicklungsmodelle versuchen komplexe Situation zu erklären Einwanderer • ¼ aller Kugelsternhaufen - chemische Zusammensetzung - Analyse eigener Datenbank (kanadisches Astronomenduo) - Bestätigung durch Duncan Forbes (University of Technology, Melbourne) • kompakte Zusammensetzung von Kugelsternhaufen - erlaubt Erhaltung des Haufens selbst wenn Heimatgalaxie zerrissen wird • 93 Kugelsternhaufen wurden untersucht - 27 davon (ingesamt ~ 100 Millionen Sterne) wurden von 6-8 Zwerggalaxien assimiliert (bislang: Nachweis von 2 vereinnahmten ZG) (Monthly notices of the Royal Astronomical Society arXiv:1001.4289 – im Erscheinen) Theoretische Entwicklungsmodelle • Monolitisch dissipativer Kollaps: zerstreuenter Kollaps der Protogalaxie formte Sterne der dicken Scheibe und anschließend das stellare Halo, feedback von SN-Explosionen oder hohe SFR verhinderten weiteren Kollaps der Scheibe und hinterließen Sterne der dicken Scheibe mit großer Geschwindigkeitsdispersion, großer Skalenhöhe und einem hohem [𝛼/Fe]-Verhältnis • Viele zerstreute Merger bei hoher Rotverschiebung Sterne der dicken Scheibe formten sich durch Merger mit hohem Gasanteil welche eine alte stellare Scheibe mit hoher Geschwindigkeitsdispersion verließen – Erklärung für hohes [𝛼/Fe] • Gezeitentrümmer von zerfetzten Satelliten deren Anteil größer für die ältere (>10Gyr) dicke Scheibe ist – dynamische Struktur und Altersverteilung der dicken Scheibe wären dadurch erklärbar • Scheibenerwärmung durch Minor Merger dynamisches Erhitzen der Protoscheibe durch die Verschmelzung mit hellen Satellitengalaxien - Entstehung einer stellaren Scheibe mit großer Geschwindigkeitsdispersion und großer Skalenhöhe sowie exzentrischen Orbits der Sterne wären somit erklärbar, Erhitzen der Scheibe ebenso durch Minor merging von CDM sub-Halos oder dunklen Satelliten möglich Wichtigste Projekte in der Zukunft • APOGEE laufendes Projekt • Gaia-ESO Survey laufend • ASPCAP Datenanalyse für kühlere Sterne und alpha-Häufigkeit • HERMES • RAVE • Spezielle Spektrographen: LAMOST; WHT/WEAVE; SUBARU/PFS VISTA/4MOST; VLT/MOONS und ngCFHT Speziell im NIR und MIR um Problemen mit der Extinktion auszuweichen Metallizität der Milchstraße • Neutrales Gas [𝐹𝑒/𝐻] >0.1 • Dünne Scheibe -0.5<[𝐹𝑒/𝐻]<0.3 • Dicke Scheibe -1.6<[𝐹𝑒/𝐻]<-0.4 • Bulge -1<[𝐹𝑒/𝐻]<1 • Stellares Halo -4.5<[𝐹𝑒/𝐻]<-0.5 Referenzen • Hayden M. R. 2013 • Holtzman J. A. 2013 • Bovy J. 2012 • Majewski S. R. 2013 • Stassun K. 2013 • Feltzing S. 2013 • Chiba M. 2013 • Schneider P. 1996
