Modeling and interpretation of galaxy spectra [Elektronische Ressource] : the stellar populations of nearby galaxies / vorgelegt von Anna Gallazzi

Gallazzi, Vivi Anna

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• Astronomie

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• Publié par: ludwig-maximilians-universitat_munchen
• Publié le: 01 janvier 2006
• Nombre de lectures: 10
• Langue: English
• Poids de l'ouvrage: 6 Mo

Extrait

Modeling and Interpretation of Galaxy Spectra:
the Stellar Populations of Nearby Galaxies
Dissertation der Fakult¨at fur¨ Physik
der
Ludwig-Maximilians-Universit¨at Munc¨ hen
vorgelegt von Anna Gallazzi
aus Busto Arsizio, Italien
Munc¨ hen, den 3. April 2006Erstgutachter: Prof. Dr. Simon D. M. White
Zweitgutachter: Prof. Dr. Ralf Bender
Tag der mundlic¨ hen Prufung¨ : 29. June 2006A mia mamma AuroraContents
Zusammenfassung (Summary in German) 3
Summary 7
1 Introduction 9
1.1 The theory of structure growth . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
1.2 The physics of galaxy formation. . . . . . . . . . . . . . . . . . 14
1.2.1 Models . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14
1.2.2 Observations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17
1.3 The stellar populations in galaxies . . . . . . . . . . . . . . . . 25
1.3.1 Star formation and chemical evolution . . . . . . . . . . 26
1.3.2 Population synthesis models . . . . . . . . . . . . . . . . 31
1.4 Extragalactic surveys . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35
1.4.1 The Sloan Digital Sky Survey . . . . . . . . . . . . . . . 35
1.4.2 Multiwavelength high-redshift surveys . . . . . . . . . . 39
1.5 The thesis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41
2 The Ages and Metallicities of Galaxies in the Local Universe 49
2.1 Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 50
2.2 The approach . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 52
2.2.1 Observed and model spectra . . . . . . . . . . . . . . . 52
2.2.2 Stellar absorption diagnostics of age and metallicity . . 53
2.2.3 Statistical estimates of age and metallicity . . . . . . . . 56
2.2.4 Accuracy of the estimates . . . . . . . . . . . . . . . . . 59
2.3 The ages and metallicities of nearby galaxies . . . . . . . . . . 65
2.3.1 Age, metallicity and mass distributions . . . . . . . . . 67
2.3.2 Relations between age, stellar metallicity, stellar mass
and gas-phase metallicity . . . . . . . . . . . . . . . . . 69
2.3.3 Age versusy . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 77
2.3.4 Aperture bias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 83
2.4 Summary and conclusions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 86
1Contents
3 Physical origin of the colour-magnitude and the Mg –σ relations2 V
for early-type galaxies 97
3.1 Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 98
3.2 Observational sample . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 100
3.3 Physical origin of observed relations for early-type galaxies . . 106
3.3.1 The colour-magnitude relation . . . . . . . . . . . . . . 106
3.3.2 The Mg –σ relation. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1142 V
3.3.3 Environmental dependence . . . . . . . . . . . . . . . . 120
3.3.4 Correlations between physical parameters . . . . . . . . 123
3.4 Summary and conclusions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 136
4 The stellar metallicity distribution in the local Universe 147
4.1 Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 148
4.2 The approach . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 151
4.2.1 The sample . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 151
4.2.2 The stacking technique . . . . . . . . . . . . . . . . . . 153
4.3 The distribution of metals in the local Universe . . . . . . . . . 155
4.3.1 The total stellar metallicity in the local Universe . . . . 156
4.3.2 An inventory of the stellar metallicity and stellar mass . 161
4.4 Summary and conclusions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 165
5 Conclusions and outlook 175
5.1 Motivations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 175
5.2 Main results . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 177
5.3 Outlook . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 182
Acknowledgements 185
Curriculum Vitae 187
2Zusammenfassung
Unser derzeitiges Verstandnis der Strukturentstehung im Universum scheint¨
durch ein hierarchisches Szenario gut beschrieben werden zu k¨onnen, in dem
kleine Einheiten sich zuerst zusammenfugen¨ um großere¨ Systeme zu bilden.
In den letzten Jahren haben sich allerdings die Hinweise verdichtet, daß die
SternentstehungimGegensatzdazueineanti-hierarchischeEntwicklungdurch-
gemacht hat. Um Aufschluß uber diese anscheinende Dichotomie zwischen¨
MassenaggregationundSternentstehungsaktivitat¨ zuerhalten,isteswun¨ schenswert,
das Alter und die chemische Zusammensetzung von Sternpopulationen in Ga-
laxien moglic¨ hst genau eingrenzen zu konn¨ en.
Die integrierten Spektren von Galaxien enthalten wertvolle Hinweise auf
Alter und Metallizitat¨ der Sterne, die dieses Licht erzeugen. Allerdings ma-
nifestieren sich beide Eigenschaften, Alter und Metallizitat, auf sehr ahnliche¨ ¨
Weise im Spektrum, weshalb es notwendig ist, verfeinerte Diagnosemethoden,
wie etwa individuelle stellare Absorptionsmerkmale, anzuwenden, um diese
Parameter besser eingrenzen zu konnen. Diese Methode war bisher auf eine¨
kleine Auswahl von elliptischen Galaxien beschr¨ankt, zudem unter Verwen-
dung von “Population Synthesis” Modellen beschrankter Auflosung und fur¨ ¨ ¨
einen eingeschrank¨ ten Bereich effektiver Sterntemperaturen.
Diese Doktorarbeit widmet sich der Interpretation optischer Spektren ei-
ner großen Anzahl von nahen Galaxien, um Informationen ub¨ er helligkeits-
gewichtete Metallizitat, Alter und Masse ihrer Sternpopulationen zu gewin-¨
nen.IchhabeeineneueMethodeentwickelt,dieeserm¨oglicht,fur¨ jedenphysi-
kalischen Parameter gleichzeitig eine Median-Likelihood-Schatzung sowie die¨
zugehorigen Konfidenzintervalle zu erhalten. Basierend auf einem aktuellen¨
“PopulationSynthesis”ModellmithoherAufl¨osung,welchesalleSterntempe-
raturbereiche abdeckt, vergleicht diese Methode jedes beobachtete Spektrum
mit einer umfassenden Bibliothek von m¨oglichen Sternentstehungsverlauf¨ en.
¨Der Grad der Ubereinstimmung hangt davon ab, wie gut eine Anzahl optimal¨
ausgewahl¨ ter Absorptionsmerkmale im Spektrum widergegeben werden.
Ich habe diese Methode auf∼ 200.000 Galaxien im Sloan Digital Sky Sur-
vey Katalog angewendet, der, was die Vorgeschichte der Sternentstehung in
den Galaxien betrifft, praktisch das gesamte Spektrum abdeckt, von seit lan-
gem passiven elliptischen Galaxien bis hin zu denen, die nach wie vor aktiv
3Zusammenfassung
Sternebilden.DankderbeispiellosenstatistischenGut¨ ederDaten,konnteich
dieVerteilungimgesamtenphysikalischenParameterraumgenaubeschreiben.
Die Beziehungen zwischen Metallizitat, Alter und stellarer Masse zeigt einen¨
¨sprunghaften Ubergang von massearmen, jungen und metallarmen Galaxien
hin zu massereichen, alten Galaxien hoher Metallizitat. Die Trennlinie kann¨
10bei etwa 3×10 M stellarer Masse angesetzt werden, was auch fur¨ andere
beobachtete Bimodalitaten von Galaxieneigenschaften eine charakteristische¨
Große¨ darstellt. Der Zusammenhang zwischen stellarer Metallizitat¨ und Mas-
se wird als Auswirkung galaktischer Winde interpretiert, welche desto effi-
zienter Metalle wegtragen konn¨ en, je flacher die Potentialtopf¨ e sind, also je
massearmer¨ die Galaxien.
AlsnachsteshabeichdieImplikationenderbeschriebenenZusammenhange¨ ¨
untersucht, um den physikalischen Ursprung der beobachteten Skalierungs-
abhangigkeiten fur elliptische Galaxien neu zu beurteilen, wobei die leuchten-¨ ¨
de und dynamische Masse der Galaxien zu den Eigenschaften ihrer stellaren
Populationen in Beziehung gesetzt wurden. Die Relationen werden bestimmt
von einem Ansteigen von Metallizit¨at, Alter und Elementh¨aufigkeit mit der
Galaxienmasse. Die Streuung wird zu gleichen Teilen von Alter und Metalli-
zitat¨ beigetragen. Der Anstieg der Schwankungsbreite in Richtung niedrigeres
Alter und kleine stellare Masse weist darauf hin, daß massearme elliptische
Galaxien ihre Sterne entweder erst sp¨ater gebildet haben, oder ihre Stern-
entstehungsgeschichte l¨anger angedauert hat. Das ist ein Zeichen fur¨ eine
allgemeine Verschiebung der Sternentstehungsaktivitat hin zu weniger mas-¨
sereichen Galaxien in den vorangegangenen Epochen bis heute.
Aufgrund des enormen Umfanges der beobachtbaren und physikalischen
Parameter die der SDSS abdeckt, stellt er eine representative Stichprobe des
lokalen Universums dar. Daher konnte ich die absolute Massendichte von ba-
ryonischerMaterieundMetallen,welchegegenwarti¨ gindenSternenenthalten
sind, ableiten. Ich habe ebenfalls die Verteilung von Metallen und stellarer
Materie als Funktion unterschiedlicher Galaxieneigenschaften untersucht. Die
Galaxien, welche den Großteil der Sternmasse enthalten (massive, elliptischeien mit alten Sternpopulationen), tragen auch das meiste zur gesamten
Masse an Metallen bei, wie man aufgrund der Massen-Metallizitats¨ Relation
erwarten konnte. Diese Großen stellen die fundamentalen zeitlichen Randbe-¨
dingungen dar, die das Modell bestimmen, welches die Geschichte der kosmi-
schen Sternenstehung und der chemischen Elementanreicherung beschreiben
kann.
DiedetailiertereKenntnisd