Extragalac)sche Sterrenkunde (6) Sterren en stellaire popula)es Prof. Dr. M. Baes 2de Bachelor in de Fysica en Sterrenkunde Bachelor in de Wiskunde 2013-‐2014 Sterren: globale eigenschappen Lichtkracht: kan enorm variëren (10-‐4 tot 106 L¤) Massa: varieert veel minder (0.075 tot ongeveer 100 M¤) • ondergrens: massa nodig om kernfusie op gang te brengen • bovengrens: limiet om stabiele waterstofverbranding te garanderen Sterren: globale eigenschappen Straal: van ongeveer 0.1 tot 1000 R¤ Effec)eve temperatuur (sterren zijn bij benadering zwarte stralers): van ongeveer 2000 K tot 10000 K. Dit is de temperatuur van de chromosfeer: temperatuur in de kern (en in de corona) is veel hoger ! Spectrale classifica)e: OBAFGKML HR diagram Sterren zijn niet homogeen verdeeld in het kleur-‐magnitude/HR vlak (hoofdreeks, rode-‐reuzen-‐tak…) Basis voor de theorie van stellaire evoluZe (één van de grootste triomfen van de astrofysica uit de 20e eeuw). Stellaire evolu)e We kunnen nu in grote lijnen de evoluZe van ongeveer alle sterren verklaren (enkel nog details ontbreken…) Belangrijkste parameters 1. massa 2. metalliciteit Belangrijkste open vragen • hoe worden sterren gevormd… • wat is de invloed van binariteit ? Invloed van metalliciteit Z = 0.001 Z = 0.02 Kwalita)ef: weinig invloed van metalliciteit Kwan)ta)ef: sterren met lage metalliciteit zijn lichtkrachZger en heter dan sterren met solaire metalliciteit Voorbeeld 5 M☉ ster: Z=0.001 ster 2.3 keer helderder en 25% heter Stellaire popula)esynthese Doel: achterhalen welke sterren er in een melkwegstelsel aanwezig zijn (en hoeveel van elk) Probleem: we kunnen de sterren niet oplossen (behalve voor de meest nabijgelegen melkwegstelsels). We kennen enkel fluxen of het geïntegreerde spectrum) Typisch opZmalisaZeprobleem: Fλ , d en Lλ,i gekend Bereken Ni Stellaire popula)esynthese Criteria voor spectra: 1. Spectrale resoluZe (blending, vorm van de lijnen) 2. Groot spectraal bereik 3. FluxcalibraZe 4. Hoge signaal-‐ruis verhouding Criteria voor templates: (kunnen theore)sch zijn of empirisch) 1. Alle types (spectrale klassen, luminositeitsklassen) 2. Verschillende metalliciteiten 3. Verschillende Doppler-‐ verbredingen Simple stellar popula)ons (SSPs) AlternaZeve aanpak: gebruik simple stellar populaZons (SSPs) i.p.v. individuele sterren als standaardcomponenten in Sterren worden geboren in clusters, uit dezelfde “wolk”. SSP gekarakteriseerd door • leegijd • metalliciteit • iniZële-‐massa-‐funcZe (IMF) NGC 3603 Ini)ële-‐massa-‐func)e Kan in principe bepaald worden uit stervormingsgebieden, maar • Hete sterren zijn zeldzaam (small number staZsZcs) • Koelere sterren zijn lichtzwak Salpeter IMF: Kroupa IMF: Berekening van SSP Voor een gegeven Z en IMF volgen we de evoluZetracks van alle sterren in het HR diagram in funcZe van de Zjd. Popula)esynthese met SSPs Vergelijk de kleuren (bv B – V of V – K) of spectra van waargenomen melkwegstelsel met SSP kleuren of spectra. Twee fundamentele problemen • Eén enkele SSP is dikwijls te simplisZsch: realisZsche galaxie gaat typisch door verschillende starburst episodes of kent een conZnue stervorming… • Ontaarding tussen leegijd en metalliciteit LeeVijd-‐metalliciteit ontaarding LeeVijd-‐metalliciteit ontaarding LeeVijd-‐metalliciteit ontaarding LeeVijd-‐metalliciteit ontaarding Bij vaste metalliciteit: jong=blauw, oud=rood Bij vaste leegijd: metaalarm=blauw, metaalrijk=rood Dus metaalrijke, jonge populaZes kunnen dezelfde kleur hebben als metaalarme, oude populaZes Oplossing: gebruik van lijnindices die specifiek gevoelig zijn voor leegijd of metalliciteit • Hβ : gevoelig voor leegijd • [MgFe] : combinaZe van Mg en Fe lijnen: gevoelig voor metalliciteit SPs in ellip)sche galaxieën Spectrum van ellipZsche galaxieën: zeer vergelijkbaar met K-‐type sterren… Suggereert dat de stellaire populaZes in ellipZsche galaxieën oud zijn… Toch iets complexer… • Leegijden van SSPs variëren van 1 a 2 Gjr tot leegijd van het heelal • SystemaZsche variaZe van kleur met lichtkracht (hoe lichtkrachZger, hoe roder) • Ook kleur en Z-‐gradiënten binnen galaxieën… SPs in spiraalgalaxieën SPs in spiraalgalaxieën ConZnue reeks van vroeg (rood) naar laat-‐type (blauw). Eenvoudig model (omdat buloracZe afneemt van vroeg naar laat-‐type): • schijf: populaZe I sterren (jong, metaalrijk) • bult: populaZe II sterren (oud, metaalarm) Ook hier iets complexer… Zowel schijven als bulten van spiraalstelsels niet homogeen • Spiraalarmen: bevapen meeste pop I sterren • Radiële gradiënten in schijven en bulten ! • Dikke en dunne schijven Popula)e III sterren Zeer “hot” topic: zoektocht naar de eerste sterren. Moeten uiteraard heel metaalarm zijn (enkel een minieme hoeveelheid Li en Be) Voornamelijk gezocht in halo of in ultra-‐faint dwarf spheroidals Kleur-‐magnitude diagram voor galaxieën “HR diagram” voor melkwegstelsels: verdeling van melkwegstelsels in het vlak bepaald door kleur en absolute magnitude (voor zeer grote steekproeven van melkwegstelsels, zoals in de SDSS) u-‐r kleur Kleur-‐magnitude diagram voor galaxieën Bij een vaste absolute magnitude (lichtkracht): bimodale verdeling van melkwegstelsels: • “blauwe” populaZe: stervormende galaxieën • “rode” populaZe: passieve galaxieën Drie populaZes van galaxieën in het KM diagram • red sequence • blue cloud • green valley Opgepast: het KM diagram van melkwegstelsels is niet zo “clean” als het HR diagram voor sterren…
© Copyright 2024 ExpyDoc
