Metallizitätsbestimmungen

Metallizitätsbestimmungen
Martin Netopil
VO+UE „Aufbau und Entwicklung der Galaxis“
Metallizitätsbestimmungen
Metallizität & Isochronen
Alpha Per
Alter ~ 60 Myr
dist ~ 170pc
Z=0.020
Z=0.040
bei Isochronen-fitting müssen / sollten
4 Parameter berücksichtigt werden:
Distanz
Verfärbung
Alter
Metallizität
in der Regel wird aber der „Einfachheit
halber“ solare Häufigkeit angenommen
Z=0.008
neue Isochronen berücksichtigen
einen weiteren Parameter: Rotation
(Ekström et al. 2012, Mowlavi et al.
2012)
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Methoden
Photometrisch: UBV, Strömgren, Genfer, (DDO, Washington)
Farb/Temperaturabhängigkeit vorhanden
⇒ Hyaden werden in der Regel als Standardrelation verwendet
Differenz mit spektroskopischen Metallizitätsbestimmungen kalibriert
Verfärbung muss bekannt sein!
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Methoden - UBV
δ (U-B)0.6 : normiert auf UV-Excess bei (B-V)=0.6
0.01mag in (U-B)
entspricht ∆ 0.07 dex
in [Fe/H]
bei (B-V)=0.6
Fehler bei
- Verfärbung
- Helligkeit
- Verfärbungsgesetz!
Kalibration nach Karatas & Schuster (2006)
(basierend auf Sandage 1969)
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Methoden - UBV
Vergleich (U-B) von photoelektrischen und CCD-Messungen
(Sternhaufen Trumpler 16)
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Methoden - UBV
Tadross (2001) hat für ~100 Sternhaufen
Metallizität mittels UBV-CCD Daten
bestimmt …
zahlreiche extrem
unterhäufige Sternhaufen …
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Methoden – Strömgren / Genfer
Strömgren und Genfer Photometrie bieten auch line-blanketing parameter
Genfer: ∆m2 und Strömgren: δm1
zB. Kalibration von Berthet (1990) für A-F type MS & giants
zum Vergleich Ergebnisse für Alpha Per:
-0.078 " 0.082 (Genfer, 55 Sterne)
0.059 " 0.050 (Strömgren, 43 Sterne)
0.023 " 0.085 (UBV, 30 Sterne)
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Photometrie / Metallizitätsgradient
Paunzen et al. (2010)
vorhandene photometrische
Metallizitätsbestimmungen in OCs analysiert
(Daten für 188 Haufen vorhanden)
… aber keine Genfer!
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Methoden - Isochronen
Pöhnl & Paunzen 2010
(aber für Einzelsterne nur bedingt
verwendbar)
differentielle Entwicklungswege
der MS (auf ZAMS mit Z=0.02 normiert)
Photometrie => Teff / Leuchtkraft
iterativ kann
Alter / Entfernung / Verfärbung und
Metallizität bestimmt werden
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Methoden - Isochronen
kritischste Punkte:
• Mitgliederbestimmung
• Temperaturkalibrationen
zahlreiche Temperaturkalibrationen
vorhanden, aber oft nur für gewisse
Temp-Teilbereiche und nicht für alle
Farben …
einige neue Temperaturkalibrationen
für UBV(RI) und Strömgren uvby waren
nötig, um möglichst homogen
Temperaturen zu bestimmen – vor
allem für den „heisseren“ Bereich
=> wichtig für Altersbestimmung
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Methoden - Isochronen
log t = 7.75
dist = 168 pc
E(B-V)=0.09
zum Vergleich:
-0.078 " 0.082 (Genfer)
0.059 " 0.050 (Strömgren)
0.023 " 0.085 (UBV)
allerdings: in original Arbeit
Pöhnl & Paunzen 2010
log t = 8.05
dist = 185 pc
E(B-V) = 0.09
Fe/H = 0.18
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Methoden - Isochronen
Praesepe
⇒ Fe/H ~ 0.17
zum Vergleich:
0.20 " 0.08 (Genfer)
0.09 " 0.05 (Strömgren)
0.10 " 0.06 (UBV)
Spektroskopisch:
0.19 " 0.10
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Methoden - Isochronen
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Methoden - Isochronen
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Methoden - Spektroskopie
bei Häufigkeitsanalysen gilt Hauptaugenmerk auch nach wie vor Fe, aber
detaillierte Untersuchungen von mehreren Elementen sind „im kommen“
input: Teff, log g (Erstabschätzung meist über Photometrie)
„Klassisch“: Linienauswahl, Messung der EW, mittels Modellatmosphären
(zB. Kurucz) Berechnung der Häufigkeit (tools WIDTH9, MOOG)
Vergleich mit Sonnenspektrum bzw. anderen Vergleichsstern analysiert mit
der selben Methode
bzw. direktes fitten von synthetischen Spektren
Bei allen: Iterationen bis alles „passt“
Fehlermöglichkeiten bei: Linienauswahl, input-Parameter, Auflösung, S/N etc.
Hohe Auflösung, hohes S/N: Einschränkung auf hellere Sterne, deshalb werden
gerne rote Riesen in OCs verwendet, sind auch „kühl und ruhig“, ideal für
Häufigkeitsanalysen
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Caretta et al. 2007
Methoden - Spektroskopie
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Methoden - Spektroskopie
Fe/H Bestimmungen für Alpha Per
0.01 " 0.07 Boesgaard et al. 1988
0.00 " 0.03 Boesgaard 1989
- 0.05 " 0.05 Boesgaard & Friel 1990
0.17 " 0.06 Gonzalez & Lambert 1996
zum Vergleich
-0.08 " 0.08 (Genfer)
0.06 " 0.05 (Strömgren)
0.02 " 0.09 (UBV)
0.05 " 0.10 (diff. Grid)
jeweils 3-4 dwarfs
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Methoden - Spektroskopie
Collinder 261
aus Heiter, Soubiran, Netopil, Paunzen (in prep.)
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Methoden - Spektroskopie
Ein großes „homogenes“ sample hinsichtlich Instrument & Methode
wäre wünschenswert.
SDSS subsurvey APOGEE (läuft noch bis Frühjahr 2014)
100.000 giants mit R=20000, S/N~100 (1.52-1.69 µm) bis K=12.5mag
und bald natürlich Gaia … high-res im Bereich 847-874 nm
aber auch ESO-Gaia public spectroscopic survey (als Vorbereitung)
… beinhaltet ~100 Sternhaufen
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Methoden - Spektroskopie
Gaia & Metallizitäten – kleines Rechenbeispiel …
roter Spektralbereich ausgelegt für „kühle“ Sterne
mag-Limit für high-resolution Spektroskopie: V~12mag
Bsp.: Spektraltyp F5V ~ Mv = 3.5 mag
=> DM = 8.5mag = 500 pc (unverfärbt)
Bsp.: K5 III ~ Mv = 0 mag
=> DM = 12mag = 2500 pc (unverfärbt)
Bei „typischen“ Verfärbungswerten von E(B-V)=0.3mag => ~1500 pc
dazu kommt Einschränkung in Haufen-Alter und geringe Anzahl an Sternen …
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Metallizität - Sonne
Metallizitäten werden in der Regel im Verhältnis zur Sonne angegeben …
überwiegend als Fe/H
Fe trägt bei der Sonne allerdings zur gesamten Metallizität [Z] nur ~10% bei
(O ~ 44%, C ~18%)
Änderungen bei der Sonnen-Metallizität im Laufe der Zeit:
am meisten änderten sich die Werte für C N O (~2/3 Beitrag zu Z)
Referenz
[Z]
Fe
Photosphere/Meteorite
Anders & Grevesse 1989
0.0201
7.67 / 7.51
Grevesse & Noels 1993
0.0179
7.50 / -
Grevesse & Sauval 1998
0.0169
7.50 / 7.50
Lodders 2003
0.0133
7.47 / 7.48
Asplund, Grevesse, Sauval 2005
0.0122
7.45 / 7.45
Asplund et al. 2009
0.0134
7.50 / 7.45