The interacting M81 group of galaxies [Elektronische Ressource] / presented by Sofia Lianou

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• Astronomie

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• Publié par: ruprecht-karls-universitat_heidelberg
• Publié le: 01 janvier 2011
• Nombre de lectures: 18
• Langue: Deutsch
• Poids de l'ouvrage: 18 Mo

Extrait

Dissertation
submitted to the
Combined Faculties for the Natural Sciences and for Mathematics
of the Ruperto–Carola University of Heidelberg, Germany
for the degree of
Doctor of Natural Sciences
presented by
Sofia Lianou
Born in Peristeri, Greece
stOral examination: 31 January 2011THE INTERACTING M 81 GROUP OF GALAXIES
Referees: Prof. Dr. Eva K. Grebel
Prof. Dr. Norbert ChristliebAφιǫρωǫνoǫπoλυαγαπηστηητǫραoυ,
στoν αδǫρφooυκαιστις ανηψιǫς oυZusammenfassung
Das Thema dieser Arbeit ist die Rolle der Umgebung und Wechselwirkungen auf die Entstehung und
Entwicklung von Zwerggalaxien in nahegelegenen Gruppen. Die M 81-Gruppe ist eine hochgradig
wechselwirkende Gruppe, die eine einzigartige Gelegenheit bietet, den Einfluss der Umgebung auf die
Eigenschaften ihrer Zwerggalaxienpopulation zu studieren. Wir verwenden die Tully–Fisher–Relation,
um nach mglichen Gezeiten-Zwerggalaxien in der M 81-Gruppe zu suchen. Keine potentiellen Gezeiten-
Zwerggalaxien wurden identifiziert. Darber hinaus leiten wir photometrische Metallizita¨ts–Verteilungs-
funktionen her und untersuchen die Gegenwart von Metallizita¨tsgradienten bei neun Zwerggalaxien
fru¨hen Typs der M 81-Gruppe. Der Vergleich ihrer mittleren Metallizita¨tseigenschaften mit denen der
Zwerggalaxien in der lokalen Gruppe zeigt, dass diese sich a¨hneln. Nicht alle der Zwerggalaxien weisen
einen Metallizita¨tsgradienten auf, wie es fu¨r die Zwerggalaxien der lokalen Gruppe der Fall ist. Der
Anteil an leuchtkra¨ftigen AGB-Sternen in jeder Zwerggalaxie ist gering, wa¨hrend ihr Bruchteil als
Funktion ihres Abstandes von der Galaxie M 81 keinerlei Trend zeigt. Die Resultate deuten darauf
hin, dass die untersuchten Eigenschaften durch interne Prozesse beeinflusst werden. Schließlich wurde
unter Verwendung der Galaktischen kugelfo¨rmigen Zwerggalaxien die Methode der Herleitung der pho-
tometrischen Metallizita¨ten fu¨r Zwerggalaxien ausgewertet, die komplexe Sternentstehungsgeschichten
aufweisen. Die resultierenden mittleren photometrischen Metallizita¨tseigenschaften befinden sich in
¨guter Ubereinstimmung mit spektroskopischen Messungen, wa¨hrend die Unterschiede in den individu-
ellen Sternen gro¨ßer werden, je komplexer die Sternentstehung ist.
Abstract
The topic of this Thesis is the role of the environment and interactions on the formation and evolution
of dwarf galaxies in nearby groups. The M 81 group is a highly interacting group, offering a unique
opportunity to study the impact of the environment on shaping the properties of its dwarf galaxy popu-
lation. We use the Tully–Fisher relation to search for potential tidal dwarf galaxies in the M 81 group.
No potential tidal dwarfs were identified. Furthermore, we derive photometric metallicity distribution
functions and examine the presence of metallicity gradients for nine early–type dwarf galaxies of the
M 81 group. The comparison of their mean metallicity properties with those of Local Group dwarfs
shows that these are similar. Not all of the dwarfs show a metallicity gradient, as is also the case of
Local Group dwarfs. The fraction of luminous asymptotic giant branch stars in each dwarf is small,
while their fraction as a function of their distance from the M 81 galaxy does not show any trend. The
results indicate that the studied properties are affected by internal processes. Finally, the method of de-
riving photometric metallicities is evaluated for dwarf galaxies with complex star formation histories,using Galactic dwarf spheroidals. The resulting mean photometric metallicity properties are in good
agreement with spectroscopic measurements, while individual star differences become larger the more
complex the star formation is.Contents
1 Introduction 1
1.1 The M 81 group of galaxies . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2
1.2 Resolved stellar populations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6
1.3 Overview . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12
2 Tidal Dwarf Galaxies in the M 81 Group 13
2.1 Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13
2.2 Sample . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15
2.3 Results and Discussion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16
2.4 Conclusions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
3 Dwarf Spheroidals in the M81 Group : Metallicity Distribution Functions and Population
Gradients 21
3.1 Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21
3.2 Observations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22
3.3 Results . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26
3.3.1 Color–magnitude diagrams . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26
3.3.2 Photometric metallicity distribution functions . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26
3.3.3 Population gradients . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35
3.3.4 Density maps of populations of different metallicities . . . . . . . . . . . . . . 36
3.3.5 Luminous AGB stars . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39CONTENTS CONTENTS
3.4 Discussion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41
3.4.1 Photometric metallicity distribution functions . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41
3.4.2 Luminosity–metallicity relation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 44
3.4.3 Population gradients . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 46
3.4.4 Density maps of populations of different metallicities . . . . . . . . . . . . . . 47
3.4.5 Luminous AGB stars . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 48
3.5 Conclusions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51
4 Spectroscopic versus Photometric Metallicities : Dwarf Spheroidal Galaxies as a Test
Case 53
4.1 Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 53
4.2 Observations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 56
4.3 Results . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 60
4.3.1 Color–magnitude diagrams . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 60
4.3.2 Photometric metallicities . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 60
4.3.3 Dartmouth isochrones metallicity scale . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 63
4.3.4 Spectroscopic metallicities . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 65
4.3.5 Photometric and spectroscopic metallicities of the common stars . . . . . . . 66
4.4 Discussion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 67
4.4.1 Mean metallicity properties . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 67
4.4.2 Star–by–star metallicity differences . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 69
4.4.3 Application of the photometric method . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 73
4.5 Conclusions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 75
5 Summary and Outlook 77
Bibliography 81