PopII Sterne

Multiplicity and period distribution
of Population II field stars in solar vicinity
[D.A. Rastegaev]
The masses of Population II White Dwarfs
[J.S. Kalirai, D.S. Davis, H.B. Richer..]
Veronica Menacho Menacho
1
Inhalt
1.- Multiplicity and Period distribution of Pop.II
2.- The masses of Pop.II White Dwarfs
– Einführung– Ziele
– Beobachtung & Daten
– Sample
– Ergebnisse
– Zusammenfassung
2
1.- Multiplicity and Period distribution of Pop. II
• Einführung –
– Untersuchung von Doppel und Mehrfach-Sternsystem liefert
Information über prästellare Materie.
– Masse, Drehimpuls und Exzentrizität bleiben erhalten.
– Metallarme Sterne in Kugelsternhaufen, Halo und dicke
Scheibe.
Ziel
−
Untersuchung von Doppel und Mehrfachsystemen und
Perioden in Sub-Zwergsternen der Pop. II mit drei Methoden.
3
1.- Multiplicity and Period distribution of Pop. II
• Beobachtung & Data
– Interferometrische Beobachtungen mit dem 6m „Bolschoi
Azimuthal Telescope“ (BTA) am Special Astrophysical
Observatory – Russland (2006-2007)
• Auflösung:
0``.023 -> 550 nm
0``.033 -> 800 nm
• Δm = 5 mag
2. Stern bis 17 mag.
• Field of View: 4“.4
2. Stern bis 3“ Entf.
• Genauigkeit: Δm=0,02; θ=0“,001
– Spektroskopische Daten vom Survey of proper motion Catalog
(CLLA)..
– Photometrische Daten des Hipparcos-Satelliten
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1.- Multiplicity and Period distribution of Pop. II
• Sample (Auswahl)
CLLA Katalog
– Sterne mit höher Auflösung der Spektralklasse: F, G, K
a.
Metallizität: [m/H] < -1 ]
(1/10 Metallizität der Sonne)
b.
Eigengeschwindigkeit: µ > 0``.2 J.-1
c.
Deklination δ > -10°
(Nordhalbkugel)
d.
mv < 12 mag
223 Sterne, etwa 5%
Dmax = 250 pc
o Masse zwischen 0,2 und 0,8 Mo
o Große Halbachse a zwischen 10 und 104 AU.
o
−
Einteilung in Halo- und Scheibensterne
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1.- Multiplicity and Period distribution of Pop. II
M13 ∼ 11,6 – 12,5 GJ.
45 Sterne
Sterne
[m/H]h
Halo
148
-1,9
Dicke Scheibe
70
-1,2
Hertzsprung – Russell Diagramm
für 213 Sterne des Samples und M13
− 7 blue stragglers
6
1.- Multiplicity and Period distribution of Pop. II
• Ergebnisse S:B:T:Q
–
–
–
–
Mittlere Masse
= 0,65 Mo
2. Objekt
->
Mmin =0,2 Mo
Große Halbachse
a > 10 AU.
Nicht beobachtete Objekte: 20-25%
1
9
Sternsystem
64
1
2
3
147
Begleitersterne nachgewiesen mit
verschiedenen Methoden
4
Ergebnis:
Multiplizität = 33 ± 6 %
7
1.- Multiplicity and Period distribution of Pop. II
• Ergebnisse S:B:T:Q
– Doppel und Mehrfach-Sternsystem in Abhängigkeit von:
70
120
62
101
60
100
50
80
41
40
60
26
30
17
20
46
26
20
45
40
13
10
5
19
20
6
2
0
1
0
1
0
4
0
0
5
1
0
0
1
[m/H]=[-1.5, -1]
2
[m/H]=[-2,-1.5]
3
4
[m/H]=[-2.5,-2]
[m/H]=[-3, -2.5]
Metallizität
1
2
halo
3
dicke Scheibe
4
im Halo = 33 ± 7 %
in der dicken Schiebe = 34 ± 12 %
8
1.- Multiplicity and Period distribution of Pop. II
• Ergebnisse
– Doppel und Mehrfach-Sternsystem in Abhängigkeit von:
45 Sterne
Retrograde: 32:12:1:0 -> 29± 14 %
Kinematik
Litteratur: 2
mal weniger Doppelstern
9
1.- Multiplicity and Period distribution of Pop. II
• Ergebnisse: Vierfachsystem G89-14
Rechts: Palomar Obs. Sky Survey
Links: speckle interferogramm
AB Sterne:
Δm=4,2. Periode=190 T. [m/H]=-1,9.
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1.- Multiplicity and Period distribution of Pop. II
• Ergebnisse: Periode
– spektroskopische Daten aus der Literatur
– astrometrische Systeme aus empirischer Formel mit Hilfe des 3. Kepler‘schen
Gesetzes
60 Doppelsterne
9 Dreifach-Sternsystem
1 Vierfach-Sternsystem
Sterne aus der
Dünne Scheibe
1 Stern mit P=6 Tage
PP.II = 2-3 dex; - PP.I = 3-4 dex;
Unterschied auf Grund dynamischer
Entwicklung bei der Entstehung der
Milchstraße.
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1.- Multiplicity and Period distribution of Pop. II
• Zusammenfassung: Multiplicity
– 223 Sternen [F-K] gesamt; Anteil S:D:T:Q = 147 : 64 : 9 : 1.
– 52±6% der Sterne in Doppel und Mehrfach-Sternsystem
gebunden
– Anteil von Doppel und Mehrfach-Sternsystem ist 33±6%
– Lit. Sterne [F-M], die Mehrfachheit ist 26±6%
– Lit. Pop. I, der Anteil D:T:Q = 40: 7 : 2.
Doppel und Mehrfachheit ist eine Folge des
Sternentwiclungsprozesses, unabhängig von Alter/Pop.
Gleicher Anteil prograder und retrograder Mehrfach-Systeme
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1.- Multiplicity and Period distribution of Pop. II
• Zusammenfassung: Periode
– Unterschiedliche Periode (peak) von Pop. I und Pop. II. ∼2dex
– Mangel an Pop. II Sterne mit P < 1 Tag.
-> blue Stragglers gebildet (?)
– Anwesenheit von Sterne (Pop. II) mit P > 108 Tage. Fehler?
Periodenbereich von doppel/mehrfach-Sternsystem bleibt konstant
über große Zeitskalen, aber Periodenverteilung ändert sich.
– Korrelation zw. Metallizität des Sternes mit Anwesenheit von
Planeten.
-> Kataloge von Sternen mit Planeten haben keinen Stern mit
[Fe/H]<-1
-> bilden andere Pop ?
Anwesenheit brauner Zwerge bzw. Planeten in Pop.II Sterne?
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2.- The masses of Population II White Dwarfs
• Einführung –
– Kugelsternhaufen (Pop. II) liefern Informationen über
Entstehung und Entwicklungsprozesse von Galaxien.
– Sterne mit M>0,8 Mo entwickeln sich in weiße Zwerge (WZ)
(98%).
– Ohne nukleare Reaktion, WZ emittieren Licht nur via cooling
Prozess.
− Untersuchung der Eigenschaften von weißen Zwergen in M4.
Ziele
−
Direkte Ableitung der Masse einzelner Zwerge aus
spektroskopischen Absorptionslinien in unterschiedlichen
Umgebungen.
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2.- The masses of Population II White Dwarfs
• Beobachtung & Daten
– Deep HST Imaging Data
• 2,4 pc = 4‘,8:
0``.023 -> 550 nm
– Gemini South Telescope und GMOS Photometrie und
Astrometrie.
• g und r Filter bis 25 mag
• Wellenlängenbereich von 333 bis 603 nm für Spektroskopie.
• 21 Weiße Zwerge erkannt.
– Keck I Telescope – LRIS Spektrograph.
• Effizienter Spektrograph im Blauen
• Wellenlängebereich von 300 bis 791 nm für Spektroskopie.
• 31 WZ erkannt.
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2.- The masses of Population II White Dwarfs
• Sample (Auswahl)
−
Nur Sterne mit genauer Messung
10 Weiße Zwerge,
−
a.
b.
22,5 < V < 23,5
V – I < 0,3
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2.- The masses of Population II White Dwarfs
• Methode
– Zu Fitten: Gemessene Balmerlinien vs. synthetischen Spektren
von atmosphärischen Modellen. Es werden mehrere
Linienprofile von Hβ bis zu höheren Niveaus abgebildet.
– Teff und log g wurden aus 5 Linien abgeleitet.
– Mfinal gerechnet aus der Oberflächenschwerkraft (log g) und
dem Masse-Radius Verhältnis für WZ.
– tcool (cooling Age) und die theoretische Leuchtkraft Vtheory
wurden aus Interpolation von Teff und log g mit
Entwicklungsmodellen von Sternen abgeleitet.
• Annahme: Im Kern C/O = 50/50
– Annahme: q(H)=MH/M= 104 und q(He)==MHe/M=102
– Methode präzis für T∼1200 K.
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2.- The masses of Population II White Dwarfs
Gemessene Spektren
Eingabe/Input von T und g
-> Synthetische Spektren
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2.- The masses of Population II White Dwarfs
• Ergebnisse
–
–
–
–
0,50 Mo < M < 0,59 (Abgeleitet)
Mfinal
= 0,53 ± 0,01 Mo
Teff
∼ 25000 K
log g
= 7,68 - 7,95
Theorie :
0,51 Mo < M < 0,55 Mo
Lit. Spektr : Mfinal = 0,54 ± 0,02 Mo
– Unsicherheit = 10%
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2.- The masses of Population II White Dwarfs
• Ergebnisse
–
–
–
–
0,50 Mo < M < 0,59 (Abgeleitet)
Mfinal
= 0,53 ± 0,01 Mo
Teff
∼ 25000 K
log g
= 7,68 - 7,95
Theorie :
0,51 Mo < M < 0,55 Mo
Lit. Spektr : Mfinal = 0,54 ± 0,02 Mo
– Unsicherheit = 10%
Cooling - Reihe von M4,
In vergleich mit
einem teorische cooling-Model mit 0,5 Mo
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2.- The masses of Population II White Dwarfs
• Zusammenfassung
Die aus Balmerlinien berechnete Masse Weißer Zwerge in M4
ist Mfinal= 0,53 ± 0,01 Mo.
Das Ergebnis stimmt mit jenem des theoretischen Modells
stellarer Entwicklung überein.
Die Autoren schlagen einen Massenverlust für massearme
Sterne der Pop II. von 34% vor.
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• Literature
[D.A. Rastegaev]
Multiplicity and period distribution of Population II field stars in solar vicinity
2010, AJ
[J.S. Kalirai, D.S. Davis, H.B. Richer..]
The masses of Population II White Dwarfs
2009, AJ
Danke!!
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