Bestimmung der Metallizität

Bestimmung der Metallizität
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Die Metallizität eines Objektes kann auf
verschiedene Arten bestimmt werden:
1. Spektroskopische Häufigkeitsbestimmung
2. Angleichung von Isochronen „nur [Z] = [Fe]“
3. Photometrische Kalibration
„Metalle“ in Sternen
[Fe] dominiert eigentlich nur in Sternen kühler als F0
Kataloge mit [Fe/H] Werten
• Cayrel de Strobel et al., A catalogue of [Fe/H] determinations: 1996
edition , 1997, A&AS, 124, 299
• Cayrel de Strobel et al., Catalogue of [Fe/H] determinations for FGK
stars: 2001 edition, 2001, A&A, 373, 159
• Gratton R., Abundances in open clusters: results and concerns, 2000,
ASP Conf. Ser. 198, 225
• Rutledge et al., Galactic Globular Cluster Metallicity Scale from the Ca
II Triplet I. Catalog, 1997, PASP, 109, 883
• Taylor, Statistical cataloging of archival data for luminosity class IV-V
stars. II. The epoch 2001 [Fe/H] catalog, 2003, A&A, 398, 731
• PASTEL: http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR?-source=B/pastel
Photometrische Kalibrationen I
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Grundlegende Aspekte:
1. Photometrische Kalibrationen immer im
statistischen Sinne betrachten
2. Den gültigen Wertebereich (Temperatur,
Metallizität, Leuchtkraft) beachten
3. Den angegebenen Fehler beachten
4. Immer verschiedene Kalibrationen für möglichst
mehrere photometrische System durchführen
und vergleichen
5. Zahlen nicht blind vertrauen
Photometrische Kalibrationen II
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Kleine Auswahl! Siehe auch http://www.univie.ac.at/p2f
Claria et al., An Abundance Calibration for DDO Photometry of PopulationII G and K Giants, 1994, MNRAS, 268, 733
Geisler et al., An improved metal abundance calibration for the
Washington system, 1991, AJ, 102, 1836
Hilker, Revised Strömgren metallicity calibration for red giants, 2000, A&A,
355, 994
Hintz et al., Photometric Abundance Calibration of d Scuti Stars Using HK
Photometry, 1998, AJ, 116, 2993
Karaali et al., New Metallicity Calibration Down to [Fe/H] = -2.75 dex, 2003,
PASA, 20, 165
Karaali & Bilir, New Metallicity Calibration for Dwarfs for the RGUPhotometry, 2002, Turkish Journal of Physics, Vol. 26, 427
Nissen, Metal abundance and microturbulence in F0-G2 stars and the
calibration of the Stromgren m1 index, 1981, A&A, 97, 145
Schuster & Nissen, Uvby-beta photometry of high-velocity and metal-poor
stars. II - Intrinsic color and metallicity calibrations, 1989, A&A, 221, 65
uvbyb System I
Schmalbandsystem
uvbyb System II
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u-b, b-y, m1 = (v-b) – (b-y), c1 = (u-v) – (v-b),
[m1] = m1 + 0.33(b-y), [c1] = c1 – 0.18(b-y), b
Klassische Kalibration: beobachtete Werte seien
b = 2.702, b-y = 0.250, m1 = 0.170, c1 = 0.550
1.
2.
dc1 = c1(beobachtet) – c1(standard)
dm1 = m1(standard) – m1(beobachtet)
dm1 = -0.002, dc1 = +0.014
[Fe/H] = +0.15 - 11dm1 (1)
[Fe/H] = +0.30 - 13dm1 + (dm1+dc1) (2)
[Fe/H] = +0.17 oder 0.31 dex
Fehler: +-0.20 dex
(1) Crawford & Perry, 1976, PASP, 88, 454
Crawford, 1975, AJ, 80, 955
(2) Strömgren, 1966, ARA&A, 4, 433
uvbyb System III
Fehler: +-0.10 dex
Martell & Laughlin, 2002, ApJ, 577, L45
Berechnung von Isochronen
Die Berechnung von Isochronen (= Linien gleichen
Alters) erfolgt über die Verwendung von
theoretischen Sternatmosphären.
Festzulegen: Metallizität [X, Y, Z]
Nullhauptreihe [Teff , L]0 => chemische und
gravitative Entwicklung => [Teff , L](t) =>
entsprechende Sternatmosphäre = PHYSIK =>
absolute Flüße => Faltung mit Filterkurven =>
Farben
Welche Physik spielt eine Rolle?
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Zustandsgleichungen
Opazitäten
Konvektionsmodell
Core Overshooting
Heliumhäufigkeit
(Synthetische Photometrie)
Die freien Parameter
Beobachtung - Theorie
1.
2.
3.
4.
Die Verfärbung
Der Entfernungsmodul
Das Alter
Die Metallizität
Nicht unabhängig voneinander!
Verschiedene Isochronensets
• „Padua“: http://stev.oapd.inaf.it/cgi-bin/cmd/
• Baraffe:
http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR?-source=J%2FA%2BA%2F337%2F403
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„Genf“: http://obswww.unige.ch/~mowlavi/evol/denseGrids/
Y2: http://www.astro.yale.edu/demarque/yyiso.html
Siess: http://www.astro.ulb.ac.be/~siess/WWWTools/Isochrones
„Granada“: http://www.iaa.es/~claret/
Ein Vergleich der Isochronen
• Grocholski & Sarajedini (2003, MNRAS, 345,
1015) haben folgende Isochronen verglichen:
1.“Padua”: Girardi et al., 2002, A&A, 391, 195
2.Baraffe: Baraffe et al., 1998, A&A, 337, 403
3.“Genf”: Lejeune & Schaerer, 2001, A&A, 366, 538
4.Y2: Yi et al., 2001, ApJS, 136, 417
5.Siess: Siess et al., 2000, A&A, 358, 593
Grocholski & Sarajedini, 2003, MNRAS, 345,
1015
Vergleich der
unterschiedlichen
Farbindizes
konstantem MV
Nulllinie ist der
jeweilige Wert der
Isochrone der Padua
Gruppe
M0
Rotation - Isochronen
Georgy et al., 2013, A&A, 558,
A103
Metallizität - Isochronen
Unterschiedlicher He – Anteil, [Z]
konstant
Schaller et al., 1993, A&AS, 101, 415
Isochronen nach Hipparcos
Lebreton, 2000,
ARA&A, 38, 35
Hyaden
Isochronen nach Hipparcos
Feldsterne
Lebreton, 2000, ARA&A, 38, 35

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