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Populationssynthese
Modellierung von Galaxie-Spektren
• Initial Mass Function (IMF)
• Singuläre Sternbildung
• Kontinuierliche Sternbildung
• Farbentwicklung
• Sternbildungsgeschichte und Galaxienfarben
• Einfluss von Metallizität, Staub und HII Gebieten
Einführung in die extragalaktische Astronomie
Prof. Peter Schneider & Dr. Patrick Simon
Populationssynthese
Spektren ganzer Galaxien
In fast allen Fällen ist nur integriertes Spektrum von Galaxien beobachtbar;
Komponenten können nicht aufgelöst werden.
Beobachtung: Galaxien haben verschiedene Spektren.
Insbesondere im UVBereich sind Unterschiede
frappierend.
UV
100 nm
optisch
320 nm
Wir betrachten hier
“normale” Galaxien; aktive
Galaxien werden später
intensiver behandelt.
NIR
1μm
3.2μm
Quelle: Micol Bolzonella (HyperZ-Simulation)
Populationssynthese
Spektren ganzer Galaxien
Licht normaler Galaxien stammt hauptsächlich von Sternen.
➠ Spektrum einer Galaxie ist Summe von Sternspektren, gewichtet mit
Häufigkeit von Sterntypen.
Da sich Sterne entwickeln (altern), entwickelt sich auch ein kombiniertes
Galaxiespektrum;
Entwicklungsstand einer Galaxie kann aus dem Spektrum abgelesen werden.
Insbesondere kann auf die Sternentstehungsgeschichte einer Galaxie
geschlossen werden.
Populationssynthese
Initial Mass Function
Anfangszustand: Initial Mass Function (IMF)
Sternentstehung ist nicht gut verstanden; offensichtlich entstehen
massereiche und massearme Sterne gemeinsam als junge (offene)
Sternhaufen.
Modell startet bei anfänglicher Massenverteilung der Sterne, der IMF Φ(m).
Φ(m)dm:
Anteil der Sternmasse zw. m und m+dm.
IMF wird typischerweise normiert auf eine
Sonnenmasse, d.h.
! mU
dm m Φ(m) = 1 M!
mL
Sternentstehungsgebiet M17;
ISAAC/VLT/ESO
mU und mL: Sternmassenobergrenze und -untergrenze.
Populationssynthese
Initial Mass Function
Grenzen der IMF sind nicht gut definiert.
IMF bei kleinen Sternmassen
mL ~ 0.1 Msun: massenärmere Sterne
können kein Wasserstoffbrennen zünden;
mU ~ 100 Msun: schwerere Sterne werden
nicht beobachtet (wäre auch schwierig
wegen sehr kurzer Lebensdauer);
Form der IMF ebenfalls unsicher;
meistens wird Salpeter IMF verwendet:
M/Msun
van Dokkum, P.G. & Conroy, C., (2010),
Nature, 468, 940
Φ(m) ∝ m−2.35
Universelle IMF oder von Galaxie abhängig
(Masse, Metallizität etc.)?
Anscheinend gut für M > 1Msun, für kleiner M flacher.
Edwin E. Salpeter
Populationssynthese
Entwicklung nach Sternentstehung
Nach Sternentstehung entwickeln sich Sterne unterschiedlich schnell von
der Hauptreihe weg; Zusammensetzung verändert sich im Vgl. zur IMF.
Entwicklungsweg im HRD
Momentaufnahme der
Sternverteilung im HRD für
verschiedene Zeiten (Isochrone)
1 Myr
10 Myr
NIR
UV
NIR
0.1 Gyr
0.4 Gyr
13 Gyr
1 Gyr
4 Gyr
Masse
in Sonnenmassen
Charlot (2000)
Populationssynthese
Entwicklung nach Sternentstehung
➠ Integriertes Sternspektrum verändert sich mit der Zeit, insbesondere in
den ersten 10 Myr durch Entwicklung im UV-Bereich.
➠ Ausbildung der 4000 Å Kante nach ~ 10 Myr (Ca/Balmerserie).
➠ NIR nimmt zu durch rote Überriesen.
UV
1 Myr
10 Myr
NIR
0.1 Gyr
0.4 Gyr
1 Gyr
4 Gyr
13 Gyr
Laird Close; Univ. of Arizona
Charlot (2000)
1μm
4000 Å Kante
Populationssynthese
Entwicklung nach Sternentstehung
IMF
0 yr
10 Myr
Spektrum und Leuchtkraft dominiert von massivsten Sternen
starke UV-Strahlung.
4000 Å Kante
Fluss unterhalb 1000 Å stark vermindert.
Fluss im NIR steigt (massive Sterne sind Überriesen).
0.1 Gyr
Fluss unter 1000 Å kaum mehr vorhanden.
NIR bleibt hoch; UV immer mehr abgeschnitten.
1 Gyr
RGB-Sterne übernehmen NIR Produktion.
UV-Strahlung nimmt wieder zu (junge WDs, Horizontalast).
4 Gyr
kaum weitere Entwicklung von hier an.
13 Gyr
Populationssynthese
Singuläre Sternenstehung
Einfaches Modell beschreibt Entwicklung des integrierten Sternspektrums
ausgehend von einer singulären Sternentstehung (mit IMF).
Verlauf wird zusammengefasst durch Funktion Sλ,Z(t):
Sλ,Z(t): zum Zeitpunkt t abgestrahlte Energie pro Wellenlängenintervall dλ
und Zeitintervall dt einer Gruppe von Sternen, normiert auf anfängliche
Sonnenmasse 1 Msun.
t=0: Zeitpunkt der Sternentstehung;
Z: Metallizität der Sterne;
Strahlungsfluss und der Entwicklungsweg eines Sterns im HRD hängt auch
von der chemischen Zusammensetzung des Sterns ab.
Populationssynthese
Kontinuierliche Sternentstehung
Soweit nur für singuläre Sternentstehung.
Wir müssen berücksichtigen, dass Sternentstehung zu verschiedenen
Zeitpunkten und verschieden stark stattfinden kann.
Hierzu verwendet man Sternbildungsrate, die angibt, wie viel Gas pro
Zeiteinheit dt in Sterne mit IMF Φ(m) zum Zeitpunkt t umgewandelt wird:
dMgas (t)
ψ(t) = −
dt
Jede neue Sternentstehung setzt Kette von Sternentwicklungen in
Gang, die eben diskutiert wurden.
Populationssynthese
Kontinuierliche Sternentstehung
Also ist integriertes Sternspektrum aller Sternentstehungsereignisse zum
Zeitpunkt t (Spektrale Gesamtleuchtkraft):
Fλ (t) =
!
0
t
dt ψ(t )S
(t − t )
"
#$
%
!
!
λ,Z(t! )
!
Beitrag durch Sternbildung bei t!
Da Sternentwicklung Gas teilweise in das ISM zurückführt (SN, PN, Winde)
und das ISM dadurch mit Metallen anreichert, muss die Modellierung von
Mgas(t) und Z(t) selbstkonsistent in das Modell eingebaut werden.
Populationssynthese
Farbentwicklung
Beobachtung von Spektren ist “teuer” (viel Belichtungszeit).
➠ Oftmals sind keine detaillierten Spektren vorhanden, sondern
photometrische Aufnahmen in verschiedenen Breitband-Filtern.
Photometrie kann aus Modellspektren
durch Faltung des Spektrums mit der
Filtertransmissionskurve berechnet
werden.
Matthews, T.A. & Sandage, A.R., (1963), ApJ, 138, 30
Populationssynthese
Farbentwicklung
Nach singulärer Sternentstehung
wenig Farbentwicklung
Population wird roter mit der Zeit;
schnelle Entwicklung am Anfang;
B-V
B-V schneller als V-K;
mittleres M/L Verhältnis nimmt zu;
V-K
M/L optisch
M/L NIR
➠ da M praktisch konstant, muss L abnehmen; Population wird leuchtschwächer;
➠ NIR guter Indikator für gesamte
Sternmasse, weil weniger abhängig
vom Alter als blaues Licht.
M/L inkl. Gas, das an ISM abgegeben wird
M/L nur Sterne
Populationssynthese
Farbentwicklung
Leuchtkraft in Filtern
Blaues Licht wird stets von Hauptreihensternen dominiert (MS);
NIR wird von Riesen dominiert:
NIR Dominanz zuerst von Überriesen
(zentrales He-Brennen massiver Sterne);
dann von AGB Sternen
(Riesen mit He-Schalenbrennen);
schliesslich von Roten Riesen, RGB
(Riesen mit H-Schalenbrennen);
Populationssynthese
Sternbildungsgeschichte und Galaxienfarben
Farbentwicklung bisher benutzte ein singuläre (instantane) Sternbildung.
Für realistischere Sternentstehungsraten nimmt man ein Modell mit
kontinuierlicher Sternbildung, die exponenziell abnimmt (Standardmodell):
Ψ(t) = τ
−1
exp (−t/τ )
(für t>0, =0 sonst)
τ: charakteristische Zeitskala der Dauer der Sternbildung
τ sehr klein: de facto instantane Sternbildung
τ groß: praktisch konstante Sternbildungsrate
Populationssynthese
Sternbildungsgeschichte und Galaxienfarben
Entwicklung von Sternpopulationen
im ZFD mit verschiedenen
Zeitskalen τ.
Effekt von Staubrötung
oder höherem Z (2x)
Entwicklungsweg ist über
Zeitraum von 17 Gyr, d.h. länger
als die Hubble-Zeit;
Entwicklung beginnt unten links;
Punkte sind Beobachtungen
verschiedener Galaxientypen;
bei konstanter SFR kann die
Population nicht roter werden als
Irr’s;
Entwicklungsendpunkte
nach t=10 Gyr
Annahme:
Salpeter IMF und solares Z.
Populationssynthese
Sternbildungsgeschichte und Galaxienfarben
Wir schließen daraus:
1. Farben der Population hängen stark von τ ab;
2. für große τ (konstante SFR) werden Galaxien nicht besonders rot;
3. Farbe von Sc Spiralen oder früher ist nicht verträglich mit einer konstanten SFR
(es sei denn, dass blaue Licht junger Sterne wird durch Staub stark gerötet);
4. Um Farben früher Typen zu erklären, muss τ <~ 4 Gyr sein;
5. Substanzielle Rötung setzt ein für t >~ τ.
Erfolg des SFR-Standardmodells:
Farben der heutigen Galaxien mit Alter >~ 10 Gyr können erklärt werden!
Allerdings ist Modell nicht eindeutig:
andere SFRs ψ(t) können auch Farben der Galaxien fitten.
Populationssynthese
Sternbildungsgeschichte und Galaxienfarben
Quintessenz:
Die spektrale Verteilung (und damit die Farbe) von Galaxien ist
hauptsächlich durch das Verhältnis der heutigen zur mittleren
Sternentstehungsrate in der Vergangenheit bestimmt, d.h. von
ψ(heute)/!ψ"
rot
wie E
blau
wie Sd/Irr
klein
groß
Populationssynthese
Einfluss von Metallizität, Staub und HII Gebieten
518
R. Jimenez, C. Flynn and E. Kotoneva
Vorhersagen des Modells
hängen auch von der
Metallizität Z ab.
-0.6<[Fe/H]<-0.4
dunkler
-0.05<[Fe/H]<+0.05
+0.25<[Fe/H]<+0.35
roter
FHD mit vier verschiedenen
Isochronen und jeweils drei
verschiedenen Metallizitäten.
Jimenez, R., Flynn, C. & Kotoneva, E., (1998), MNRAS, 299, 515
Figure 6. CMD for the Hipparcos data, showing the lower main sequence,
Figure 7. CMD for the Hipparcos data, shown a
Populationssynthese
Einfluss von Metallizität, Staub und HII Gebieten
Einfluss der Metallizität
Kleines Z führt zu blaueren Farben und einem kleineren M/L-Verhältnis
(Sterne sind heller; Opazität der Sternatmosphären ist kleiner).
Alter und Metallizität sind entartet:
Rötung durch Erhöhung des Alters um Faktor X ist (beinahe) äquivalent zu
einer Rötung durch Erhöhung der Metallizität um Faktor 0.65 X.
➠ Abschätzungen des Alters einer Population stark von Z beeinflußt.
Entartung kann durch mehrere Farben bzw. Spektroskopie gebrochen
werden.
Populationssynthese
Einfluss von Metallizität, Staub und HII Gebieten
Galaxienspektrum wird auch von
Staub und Emission von Gasnebeln
beeinflusst.
HII Gebiet
röntgen
optisch
Staubscheibe
IR
M104 Komposit von Chandra/HST/Spitzer; NASA
M51; HST/NASA
Populationssynthese
Einfluss von Metallizität, Staub und HII Gebieten
Einfluss von Staub und HII-Gebieten
Verfärbung durch Staub ist nicht gut verstanden; hängt auch von der
geometrischen Verteilung des Staubs ab.
Galaxien mit aktiver Sternbildung (insb. Starburst) haben starke Extinktion
(Rötung der UV-Strahlung).
Vermutlich sind normale Galaxien nicht zu stark von Staub beeinflusst, am
wenigsten frühe Typen (E/S0).
Neben Sternlicht auch Emissionen von primär HII-Gebieten;
sind aber vernachlässigbar nach ~ 10 Myr.
➠ Emissionslinien sind Diagnostik für Sternbildung und Metallizität einer
Sternpopulation.
Populationssynthese
Ausblick
Ergebnisse der Populationssynthese werden uns noch viel beschäftigen:
• Interpretation von Farben von Galaxien bei verschiedenen
Rotverschiebungen (zeitliche Entwicklung der Farben).
• Interpretation der unterschiedlichen räumlichen Verteilungen von frühen
und späten Galaxientypen (Selektion von Typen mittels Farben).
• Abschätzung der Rotverschiebung von Galaxien mittels Farben
(“photometrische Rotverschiebung”; Abhängigkeit der Farben von z und Typ)
• Spezialfall: effiziente Selektion von Galaxien bei sehr hoher Rotverschiebung
(Lyman-break Galaxien).
• Unterscheidung eines passiven Alterungsprozesses (Änderung von Farben
und Leuchtkraft) einer Galaxie ohne Sternentstehung von Phasen mit
Sternentstehung (Identifizierung besonderer Sternentstehungsphasen).
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