Populationssynthese

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


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 UV- 

Bereich sind Unterschiede 

frappierend. 

UV optisch NIR 

Wir betrachten hier 

“normale” Galaxien; aktive 

Galaxien werden später 

intensiver behandelt. 

100 nm 320 nm 1μm 3.2μm 

Quelle: Micol Bolzonella (HyperZ Simulation)


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.


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: 

Anzahl Sterne zwischen m und m+dm. 

IMF wird typischerweise normiert auf eine 

Sonnenmasse, d.h. 

∫ mU 

m L 

dmmΦ(m) = 1 M ⊙ 

mU und mL: Sternmassenobergrenze und -untergrenze. 

Sternentstehungsgebiet M17; 

ISAAC/VLT/ESO


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: 

Φ(m) ∝ m −2.35 

M/Msun 

van Dokkum, P.G. & Conroy, C., (2010), 

Nature, 468, 940 

Universelle IMF oder von Galaxie abhängig 

(Masse, Metallizität etc.)? 

Anscheinend gut für M > 1Msun, für kleiner M flacher. 

Edwin E. Salpeter


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 

0.1 Gyr 

0.4 Gyr 

1 Gyr 

4 Gyr 

NIR 

13 Gyr 

Masse 

in Sonnenmassen 

Charlot (2000)



➠ 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 

NIR 

10 Myr 

0.1 Gyr 

0.4 Gyr 

1 Gyr 

4 Gyr 

13 Gyr 

1μm 

Laird Close; Univ. of Arizona Charlot (2000) 

4000 Å Kante



IMF 

0 yr 

10 Myr 

Spektrum und Leuchtkraft dominiert von massivsten Sternen 

starke UV-Strahlung. 

Fluss unterhalb 1000 Å stark vermindert. 

4000 Å Kante 

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 

4 Gyr 

13 Gyr 

RGB-Sterne übernehmen NIR Produktion. 

UV-Strahlung nimmt wieder zu (junge WDs, Horizontalast). 

kaum weitere Entwicklung von hier an.


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.


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: 

ψ(t) =− dM gas(t) 

dt 

Jede neue Sternentstehung setzt Kette von Sternentwicklungen in 

Gang, die eben diskutiert wurden.


Kontinuierliche Sternentstehung 

Also ist integriertes Sternspektrum aller Sternentstehungsereignisse zum 

Zeitpunkt t (Spektrale Gesamtleuchtkraft): 

F λ (t) = 

∫ t 

0 

dt ′ ψ(t ′ )S λ,Z(t ′ )(t − 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.


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

Nach singulärer Sternentstehung 



wenig Farbentwicklung 

B-V 

V-K 

M/L optisch 

M/L NIR 

Population wird roter mit der Zeit; 

schnelle Entwicklung am Anfang; 

B-V schneller als V-K; 

mittleres M/L Verhältnis nimmt zu; 

➠ da M praktisch konstant, muss L abnehmen; 

Population wird dunkler; 

➠ 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



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);


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



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.



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 ~ 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.



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 

klein 

groß 

blau 

wie Sd/Irr


Einfluss von Metallizität, Staub und HII Gebieten 

518 R. Jimenez, C. Flynn and E. Kotoneva 

dunkler 

-0.6



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.



Galaxienspektrum wird auch von 

Staub und Emission von Gasnebeln 

beeinflusst. 

HII Gebiet 

röntgen 

optisch 

M51; HST/NASA 

Staubscheibe 

IR 

M104 Komposit von Chandra/HST/Spitzer; NASA



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.


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).

Populationssynthese

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