LVA Galaxiengruppen

Stellare Populationen
• Morphologie
• Farben
• Leuchtkraftfunktion
• Spektroskopische Analyse
- Sterne, Gas & Staub
- Diagnostik von Sternentstehungsraten
Morphologie
Morphologische k-Korrektur
Morphologische Klassifikation von Starburst-Galaxien
ist wellenlängenabhängig
UV
optisch
Windhorst et al. 2002, ApJS, 143, 113
UV 2500 Å
UV
UV
optisch
UV 3000 Å
optisch
optisch
Sérsic Profil
1
⎡
⎡
⎤⎤
n
⎛r⎞
I (r ) = I e exp ⎢⎢− bn ⎢⎜⎜ ⎟⎟ − 1⎥ ⎥⎥
⎢⎝ re ⎠
⎥
⎢⎣
⎣⎢
⎦⎥ ⎥⎦
1
⎤
⎡
n
⎛
⎞
r
I (r ) = I 0 exp ⎢− ⎜⎜ ⎟⎟ ⎥
⎢ ⎝ r0 ⎠ ⎥
⎥⎦
⎢⎣
I (r )
Ie
n =1
n=4
1 ≤ n ≤ 15 ⇒ bn ≈ 2n − 0.324
n
b
2
3.676
3
5.676
4
7.676
5
9.676
r
re
n … Sérsic Exponent
n=1: Exponentialgesetz
n=4: de Vaucouleurs Gesetz
Trujillo et al. 2001, MNRAS 326, 869
Quantitative Morphologie
… im Hubble Deep Field bis mI < 25 mag
Abraham et al. 1996, MNRAS, 279, 47
• Asymmetrie des Galaxienbildes (A)
• Zentrale Lichtkonzentration (C)
CAS Parametrierung
Conselice 2003, ApJS, 147, 1
• Asymmetry (A)
• Clumpiness (S)
• Concentration (C)
Farben - Helligkeitsdiagramm
Enge Korrelation bei E/S0 Galaxien
In Galaxienhaufen
je leuchtkräftiger Î Rötung
Monolithisches Kollapsmodell
SNe für heißes u. metallreiches Gas
verantwortlich
Massereiche Galaxien (tiefes Potenzial)
halten ihr Gas Î metallreicher (röter)
Color maps von Galaxien
Indikatoren für Sternentstehungsaktivität, ALtersabschätzung der
stellaren Population
Ring of star form.
Passive
Menanteau et al. 2001, ApJ 562, L23
Blue core
Blue core
Passive + SF ?
Passive
Die Leuchtkraftfunktion
α
Φ⎛⎜ L ⎞⎟ = Φ * ⎛⎜ L ⎞⎟ exp⎛⎜ − L ⎞⎟
L* ⎠
⎝ L* ⎠
⎝ L* ⎠
⎝
Schechter 1976 ApJ, 203, 297
z1
log Φ
z2
Φ*
Density
evolution
Lum. evolution
L*
log L
(z2 > z1)
Die lokale Leuchtkraftfunktion
M* = -19.73
H
Bell et al. 2003 – Sloan Digital Sky Survey + 2MASS data
M* = -23.29
Information aus Spektren
•
•
•
•
•
•
•
•
Systemgeschwindigkeit (Gruppenmitliedschaft)
Emissionsliniendiagnose
Stellare Populationen, Alter
Metallizitäten (Gas)
SFR
Kinematik von Gas & Sternen
Dynamische Massen (DM)
Scaling relations (T-F, FP)
UV-optischer Wellenlängenbereich
Hα
Hβ [OIII]4959+5007
[OII]3727
Starburst
Irregular
Late spirals
Star-forming
Early spirals
Weakly star-forming
Ellipticals
Lenticulars
Passive
D4000
CaII H&K
Spektralsynthese: Sterne
1. Berechnung von Isochronen (IMF, Bandbreite von
Sternmassen)
2. Modell-/ empirische Sternspektren Î Helligkeiten,
Farben, SEDs für jeden Punkt einer Isochrone
3. SFHs, Metallizitäten
Eine stellare Population mit beliebiger SFH kann durch eine
Reihe von starbursts dargestellt werden. Die SED einer
stellaren Population zur Zeit t:
t
Fλ (t ) = ∫ψ (t − t ′) S λ [t ′, ξ (t − t ′)]dt ′
0
ψ (t ) ... SFR
ξ (t ) ... Metallanreicherung
t ′ ... Alter der SSP
S λ [t ′, ξ (t − t ′)]... Strahlungsfluß/IMF Einheit einer SSP(t´,ξ )
Alter (Gyr)
Bruzual & Charlot 2003
Beitrag verschiedener Sterntypen
Spektalsynthese: Gas & Staub
• Gas
• Extinktion durch Staub
• thermische Staubemission
• Metallizitätsentwicklung
Diagnostik von Sternentstehungsraten
SFR aus Leuchtkraft von Rekombinationslinien
Indikator für junge, massereiche stellare Population:
OB Sterne: > 10 M, < 20 Myr
Bestimmung des Konversionsfaktors SFR – Ionisationsfluß
aus Populationssynthese, Case B Photoionisation (Te=104 K),
Annahme einer IMF, Massenintervall, Metallizität
SFR [M yr-1] = 7.9 x 10-42 L(Hα) [erg s-1]
(Salpeter IMF)
Abschätzung derf augenblicklichen SFR
Andere Emissionslinien: Hβ, Pα, Pβ, Brα, Brγ
CAVEAT: non-thermische Ionisation durch AGN
Korrelation Hα mit [OII] und [OIII]
Empirische Kalibration der L([OII])-SFR:
SFR [M yr-1] = (7.9 x 10-42 / R) L([OII])
= (1.4±0.4) x 10-41 L([OII]) [erg s-1]
R = < F([OII]) / F(Hα) > = 0.57
Abhängigkeiten von Metallizität und Inisationszustand des Gases
[OIII]5007
[OII]3727
UV-Kontinuum (λλ1250-2800 Å) von OB Sternen
anwendbar bei Objekten mit SFR=const. (Staubabsorption!)
SFR [M yr-1] ~ 1.4 x 10-28 Lν(1500-2800 Å) [erg s-1 Hz-1]
Far-IR Leuchtkraft: UV Strahlung OB Sternen absorbiert &
re-emittiert von Staubkörnen (keine Staubextinktion!)
Standardmodell: Staubheizung ausschliesslich durch OB Sterne,
starbursts < 108 yrs + optisch dickerf Staub:
SFR [M yr-1] ~ 4.5 x 10-44 LFIR(8-1000 μm) [erg s-1]
±30% mit anderen SFR Diagnosetools, abhängig von
Galaxientyp
CAVEAT: Staubheizung durch AGN
Radioleuchtkraft: thermische frei-frei Emission von
HII Regionen kombiniert mit Synchrotronstrahlung von SNRs
Sν ~ ν-0.1
frei-frei
Sν ~ ν-0.8
Synchrotron
Korrelation L(radio) – L(FIR), keine Staubextinktion !
CAVEAT: Radioemission von AGN
Q = 5.5 für Salpeter IMF
Spektrum der Radioemssion
Staub thermische Emission
Synchrotron
frei-frei
Condon 1992
L(radio) – L(FIR) Korrelation
Condon 1992
X-ray Leuchtkraft: empirische Kalibration basierend auf
L(X)-L(FIR)-L(Radio) Korrelation
X-ray von massereichen X-ray Doppelsternen, Typ II SNe,
X-ray Quellen in starbursts
SFR [M yr-1] ~ 2.0 x 10-40 L(2-10 keV) [erg s-1]
CAVEAT: X-ray Emission von AGN