Populasi bintang di Galaksi

Populasi dan Distribusi Bintang di Galaksi

{

22 Februari 2011





Tujuan : mengerti konsep tentang populasi dan distribusi bintang Galaksi dan berbagai karakteristik yang membedakannya Prasyarat : mengerti berbagai besaran astrofisika bintang seperti umur, massa, komposisi kimia, temperatur efektif, kelas spektrum, tahap-tahap evolusi bintang

Properti yang paling penting dari sebuah bintang adalah massa Semakin masif sebuah bintang akan semakin kuat gaya gravitasinya, hingga menyebabkan meningkatnya tekanan dan temperatur di pusat

Review Astrofisika

L  4  R    T 2



Massa dan suhu yang lebih tinggi  luminositas tinggi 







4

Massa yang lebih tinggi juga memerlukan dukungan lebih melawan gravitasi (kesetimbangan hidrostatik) Dukungan ini berasal dari generasi peningkatan energi dari reaksi fusi di pusat bintang Ini adalah cara lain untuk melihat mengapa bintang-bintang besar lebih bercahaya

Semakin “luminous” bintang akan menghabiskan energi lebih banyak dalam waktu yang lebih singkat 

Meskipun mereka memiliki lebih banyak bahan bakar, mereka menggunakannya dengan sangat cepat sehingga bintang-bintang raksasa tidak hidup yang sangat panjang.

Review Astrofisika



Magnitudo   

F1 m1  2.5  log Fref

Kebiasaan lama yang masih digunakan Menggunakan sistem logaritmik M1 disebut magnitudo semu

Review Astrofisika

Fotometri bintang

m  M  5  log( d )  5 



Magnitudo semu bergantung pada pengamatan kita, tetapi tidak menjelaskan tetapi tidak memberi tahu kami tentang sifat sejati bintang Untuk itu kita gunakan magnitudo mutlak (M)



Komposisi atom dari bintang 



70% Hydrogen 28% Helium 2% lainnya

Bagaimana kita tahu ? 

Garis-garis pada spektrum

Review Astrofisika

Spektroskopi Bintang

Comparing Spectra

Diagram Hertzsprung-Russel

Radius

Bima sakti

Bima sakti pada berbagai panjang gelombang







Populasi Bintang : kumpulan bintang dengan properti (karakteristik) yang sama Parameter penting yang menyatakan properti yang sama adalah umur (bukan massa bintang ). Beberapa parameter lain yang menunjukkan properti yang sama adalah :      



Komposisi kimia awal (metalisitas) Fungsi massa awal (IMF), fraksi bintang ganda Kinematika Jarak Distribusi ruang Asal-usul, sejarah pembentukan bintang

Sebuah populasi dimana semua bintangnya memiliki umur dan metalisitas yang sama disebut : simple stellar population (SSP). Contoh : open cluster

Populasi Bintang



  

Sebuah galaksi terdiri dari berbagai populasi (bintang dengan berbagai umur dan metalisitas, gas dan molekul antar bintang) Galaksi = Ni populasii = gabungan (composite) populasi Populasi = Ni SSPi = superposisi dari berbagai SSP Contoh Bima Sakti : 



Komponen Galaksi dengan berbagai populasi yang terpisah seperti bulge, disk dan halo Setiap komponen terdiri dari gabungan berbagai macam SSP

Asumsi



Parameter-parameter yang digunakan untuk menjelaskan properti dari populasi bintang :   





Fungsi massa awal (Initial Mass Function – IMF) : IMF=IMF(x,t) Kelimpahan spesies atom Xj : X=X(x,t,X1,X2,X3,...) Laju pembentukan bintang (Star Formation Rate – SFR): SFR=SFR(x,t) Distrubusi bintang (dan gas) pada ruang fase: f = f (x,v,t) Evolusi terhadap waktu : chemo-dynamical models





Beberapa contoh gabungan populasi komponen utama dalam Bima Sakti kita adalah : halo, disk dan bulge. Masing-masing kelompok di atas merupakan kompleks bintang-bintang dan materi antar bintang, tapi dengan sifat global yang berbeda / distribusi kimia / umur / kinematika dari satu sama lain. 





Perbedaan ini mungkin berhubungan dengan campuran yang berbeda dari SSP. Semakin kecil basis set (n, mn), semakin mudah adalah populasi komposit (dan, akhirnya, sejarah Galactic) untuk diungkap Mengidentifikasi SSPS individu mungkin sulit di galaksi yang kompleks, tapi, mungkin untuk SSP yang dirangkai dalam pola agak sederhana. .

Komponen Utama

(misalkan pembentukan bintang pada piringan dengan memperkaya serangkaian pembentukan SSP disertai meningkatnya kecepatan rotasi terhadap pusat) . . . yang membentuk populasi komponen utama dari sebuah galaksi Ini adalah satu tujuan dari studi populasi bintang. Kita berharap untuk menyederhanakan apa yang mungkin menjadi masalah yang rumit untuk menemukan salah satu pola dalam Populasi Komponen Utama.

Lebih spesifik lagi: Kita mencari: Korelasi antara bebrbagai parameter seperti: 

DISTRUBUSI RUANG, e.g., stellar density laws, phase space density



KINEMATIKA, kecepatan, dispersi kecepatan (i.e. Fitur dinamika sistem yang teramati)



KIMIAWI, misal: metalisitas rata-rata (mean [Fe/H]), pola kelimpahan kimiawi ([O/Fe], [Ca/Fe], [Zn/Fe], ...)

UMUR, direfleksikanoleh berbagai tipe spektrum bintang (keadaan evolusinya) UNTUK MENGIDENTIFIKASI DAN MENDEFINISIKAN: Komponen populasi utama, yang akan memungkinkan kita UNTUK MEREKONSTRUKSI: Sebuah model yang lengkap secara fisikal, evolusi kimiawi dan dinamik dari Galaksi Bima Sakti (atau sistem galaksi lainnya) 

The Ultimate Chemodynamical Model untuk evolusi sebuah galaksi dapat memasukan berbagai variabel (bergantung pada waktu) seperti : 

: evolusi dari distribusi ruang ruang fase bintang, gas dan materi gelap



: evolusi dari spesies atom Xi dari pengayaan gas antar bintang tempat bintang terbentuk





: Laju pembentukan bintang (SFR)

: IMF, bagaimana bintang baru terdistribusi terhadap massa (yang menjelaskan bagaimana populasi berevolusi secara kimiawi dan apa saja jenis sisa (spesies atom) yang dihasilkan

{ W. Baade

 CMD types  structural components

First sweeping collectivization of “stellar population” properties The Andromeda system M31, M32 and N205.

Baade's famous plate, reproduced from Majewski (ed.), Galaxy Evolution: The Milky Way Perspective, ASP Conf. Ser. 49.

High contrast zoom of previous image to show the incipient resolution of the "Baade sheet". Baade's famous plate, reproduced from Majewski (ed.), Galaxy Evolution: The Milky Way Perspective, ASP Conf. Ser. 49.

Baade's definition of populations based on CMD type.

A modern HR diagram of the solar neighborhood. From Wikipedia.

Bingelli's famous diagram, taken from Sparke & Gallagher, Galaxies in the Universe

Spheroidal/elliptical characteristics by Kormendy, taken from Sparke & Gallagher, Galaxies in the Universe

Baade's Population II: 









K giants brighter than Pop I (now known to be an abundance effect). No red and blue supergiants (now known to be an age effect). Has short period, cluster Cepheids (i.e. RR Lyrae stars -now known to be an age/metallicity effect). "high velocity stars (w.r.t. Sun)" (kinematics). subdwarfs (now known to be an abundance effect).



weak-lined stars (now known to be an abundance effect).



globular clusters



dE, Sa galaxies (central parts anyway; location).



outer Milky Way and bulge (location).



"Pop II can be found without associated Pop I".

Baade's Population I: •

Open clusters (already known to be connected to slow moving stars).

•

OB stars (now known as an age effect).

•

solar neighborhood stars (location).

•

"slow moving stars (w.r.t. Sun)": (kinematics).

•

strong lines stars (abundance).

•

"only seen with Population II stars associated" (e.g., Milky Way, Spirals, Magellanic Cloud clusters).

halo

disk bulge Spiral Galaxy

Disk Component: Bintang dengan berbagai umur dan banyak awan gas

Spheroidal Component: bulge & halo, bintang-bintang tua, dan sedikit awan gas

Disk Component: Bintang dengan berbagai umur dan banyak awan gas

Spheroidal Component: bulge & halo, bintangbintang tua, dan sedikit awan gas

Disk Component: Bintang dengan berbagai umur dan banyak awan gas

Spheroidal Component: bulge & halo, bintangbintang tua, dan sedikit awan gas

Warna biru-putih mengindikasikan adanya proses pembentukan bintang

Warna merahkuning mengindikasikan bintang-bintang tua

Disk Component: Bintang dengan berbagai umur dan banyak awan gas

Spheroidal Component: bulge & halo, bintangbintang tua, dan sedikit awan gas

Warna biru-putih mengindikasikan adanya proses pembentukan bintang

Warna merahkuning mengindikasikan bintang-bintang tua

Subdivide/refine Baade's broad groupings:

Summary tables from the 1957 Vatican Conference proceedings. This book makes great reading, because all of the conversations of participants have been preserved and recorded in the proceedings. Note that the ages listed in the table are based on well outdated stellar evolution models, and are too small by about a factor of two.

F. A “conventional, modern view of the primary Galactic stellar populations and their spatial (density law), chemical, and kinematical properties.

Though it should be kept in mind that this conventional picture is still debated.

Note the difference between the luminous stellar halo, and the dark matter halo postulated to exist and in which the luminous matter is embedded. Another view of the Milky Way and its populations. From Buser (2000, Science, 287, 5450, 69). His caption: Schematic view of the major components that make up the Galaxy's overall structure, shown in a cross section perpendicular to the plane of rotation and going through the sun and the Galactic center. From the observer's vantage point at the sun's position, the directions to the North (NGP) and South (SGP) Galactic Poles are particularly suitable for studying the layered structure and other properties of the stellar disks and halo, whereas the concentration of gas and dust in the extreme disk severely obstructs observations of the distant bulge at visual-optical wavelengths. The central parts of the Galaxy are better accessible through longer wavelength infrared and radio observations.

Cartoon (left) and modeled (right) illustration of the Galactic dark matter halo. In right figure the plot is only of the density of dark matter in a simulated Milky Way halo, with light on a logarithmic scale and 600,000 light years on a side. From http://archive.ncsa.uiuc.edu/Cyberia/Cosmos/RotationsReckon.html and http://www.mpa-garching.mpg.de/mpa/research/current_research/hl2003-12/hl200312-en.html.

Galactic Structure Flat disk: •1011 stars (Pop.I) • ISM (gas, dust) • 5% of the Galaxy mass, 90% of the visible light • Active star formation since 10 Gyr. Central bulge: • moderately old stars with low specific angular momentum. • Wide range of metallicity • Triaxial shape (central bar) • Central supermassive BH Stellar Halo • 109 old and metal poor stars (Pop.II) • 150 globular clusters (13 Gyr) •