Metallizitätsgradienten in anderen Galaxien. Metallizität im galaktischen Kontext WS 2013/14 Marian

Transkript

1 Metallizitätsgradienten in anderen Galaxien Metallizität im galaktischen Kontext WS 2013/14 Marian

2 Übersicht Einführung Beobachtung I Analyse I Schlussfolgerungen I Beobachtung II Analyse II Vergleich mit Simulationen Zusammenfassung

3 Einführung Metallizität im galaktischen

4 Einführung Verschmelzungen, so wie auch Bildung und Verteilung schwerer Elemente grundlegend für Bildung und Evolution von Galaxien Verschmelzungen führen zu Gezeitenkräften Gas strömt ins Zentrum Sternentstehung oder Material für AGN Beobachtet in ionisierten und neutralen Gas & kinematischen Studien Bereits beobachtet: Metallizitäten in nahen Feldgalaxien höher als in nahen Galaxie-Paaren (Kewley 2006) Meisten isolierten Spiralgalaxien zeigen starken Metallizitätsgradienten

5 Einführung Szenario: Durch Verschmelzungsprozess Einfall metallärmeren Gases in Zentralregion Gradient ändert sich, Metallizität wird verdünnt Beobachtet in verschmelzenden leuchtkräftigen IR Galaxien (vgl. zu lokalen, isolierten Galaxien selber Leuchtkraft und Masse) Ebenfalls beobachtet in SDSS - Paaren Simulationen untermauern dieses Szenario Für nahe Galaxien: Spektroskopie von Emissionslinien in SF- Regionen Für entfernte Galaxien: Massen Metallizität Relation, um chemische Evolution einzuschränken (abh. v. z und Typ)

6 Einführung Teilgrund für Streuung in dieser Relation wegen Unterhäufigkeit in interagierenden Galaxien

7 Beobachtung I Erste systematische Untersuchung von Metallizitätsgradienten in interagierenden Galaxien anhand von H II-Regionen 5 Paare M B < -20 Distanz kpc Auswahlkriterien: Größerer Bereich abgedeckt auf dem Leuchtkraft Metallizitäts Diagramm Mind. jeweils eine Galaxie geeignet orientiert für Metallizitäts-Analyse Verschiedene galaktische Eigenschaften (Typ, Balken, )

8 Beobachtung I Metallizität im galaktischen

9 Beobachtung I

10 Beobachtung I Spektren von H II Regionen Keck Low-Resolution-Imaging-Spectrograph (LRIS) Schlitzmasken 1 breit, angewendet auf Hα Aufnahmen [N II] λ6584 / [O II] λ3727 Sample: log([n II]/[O II]) > -1.3 log(o/h)+12 > 8.4 Geringe Abhängigkeit vom Ionisationszustand ( << 0.1 dex)

11 Analyse I Je nach verwendeter Methode bzw. Kalibrationen unterscheiden sich abgeleitete Metallizitäten Aber systematische Unterschiede Gradienten sollten somit trotzdem relativ vergleichbar sein Ergebnisse wurden überprüft durch Neuberechnungen mit anderen Methoden [O III]/Hβ / [N II]/Hα (Pettini & Pagel 2004, PP04) R 23 (Kobulnicky & Kewley 2004, KK04 bzw. McGaugh 1991, M91)

12 Analyse I Metallizität im galaktischen

13 Analyse I Vernachlässigbarer Unterschied zwischen Messungen in R/R 25 oder kpc

14 Analyse I Metallizitäten ebenfalls mit benutzten Methoden neu berechnet für 3 isolierte Spiralgalaxien (MW, M101, M83) Metallizitäts-Gradienten aller Paare flacher als jene der isolierten Galaxien!

15 Analyse I

16 Analyse I Durch einfallendes Gas möglicherweise rapide Sternentstehung (Starburst) Korrelation zwischen Central burst strength und flachen Metallizitätsgradient? In Simulationen: Galaxien mit höchster Verdünnung rund um den Kern, stärkster Ausbruch Jedoch kein Zusammenhang gefunden ebenso wenig zw. Gradient und Präsenz von blauen Galaxiekernen Zeitskalen von Sternentstehung und Störung des Metallizitäts-gradienten unterschiedlich Gradient auch beeinflusst von Ausflüssen und Neuverteilung entlang Spiral arme

17 Schlussfolgerungen I Erste systematische Studie von Metallizitätsgradienten in Galaxiepaaren Alle Paare haben flachere Gradienten als beobachtete isolierte Spiralgalaxien Gaseinfall dafür verantwortlich Methode um Gaseinfall durch Gezeitenkräfte während Verschmelzungen zu detektieren

18 Beobachtung II Verdoppelt Anzahl der untersuchten interagierenden Galaxien Ebenso vergleich mit isolierten Spiralgalaxien, als auch Simulation Alle Paare in früher Stufe der Verschmelzung zwischen erster und zweiter Passage

19 Beobachtung II Gleiche Konfiguration wie Kewley (2010) Lokales Universum, Galaxien ausgewählt aus optischen und IR- Katalogen interagierender Systeme Auswahlkriterien: Kerndistanz klein (< 30 kpc) Massenverhältnis klein (1:1 1:3) Systeme offensichtlich gestört

20 Beobachtung II Um Systeme in späteren Stadien der Verschmelzung auszuschließen: Ausschluss von Systemen mit projiziertem Abstand < 15 kpc und/oder kompakter Morphologie und schwachen Gezeitenmerkmalen nahe Vereinigung Verschmelzungen zweier Spiralgalaxien für möglichst große Anzahl von H II Regionen Eventuelle dritte Galaxie ignoriert

21 Beobachtung II Metallizität im galaktischen

22 Beobachtung II Um Resultate zu verifizieren Kontrollgruppe : Ähnlich den Vorgängergalaxien der Paare

23 Beobachtung II 2 Proben in M k & opt. Radius ähnlich Paare höhere IR Leuchtkraft Massenverhältnis zw. 1:1 & 1:3 Distanz zw. 15 & 30 kpc

24 Beobachtung II 332 Spektren von H II Regionen in Paar Probe 281 in Kontrollgruppe Selbe Kalibration: [N II]/[O II] Um Resultate zu überprüfen ebenfalls andere Methoden: KK04, PP04, R23

25 Analyse II Um Resultate zu überprüfen ebenfalls andere Methoden: KK04, PP04, R23 keine systematischen Unterschiede

26 Analyse II Häufigkeiten & deprojizierten Radii Radiale O Gradienten Gradienten in Paaren im Durchschnitt immer deutlich flacher als in Galaxien der Kontrollgruppe

27 Analyse II

28 Analyse II Metallizität im galaktischen

29 Analyse II Metallizität im galaktischen

30 Analyse II Metallizität im galaktischen

31 Analyse II Keine signifikante Korrelation zwischen Gradienten und NIR bzw. totaler IR Leuchtkraft der Galaxien in beiden Proben Ebenfalls kein Trend erkennbar in Bezug auf Systemeigenschaften, die Zustand des Verschmelzungsprozesses beschreiben: Kerndistanz, NIR Leuchtkraft Verhältnis, Verhältnis der Massen bzw. totalen IR Leuchtkraft

32 Analyse II Metallizität im galaktischen

33 Vergleich mit Simulationen Annahmen: Keine aktive Sternentstehung Massen der Vorgänger ähnlich Kleiner Gas-Anteil Jede Galaxie ein Gradient, der gleich dem Mittel der Kontrollgruppe ist Simuliert bis über zweite Passage Verteilung zwischen erster und zweiter Passage zeigt gute Übereinstimmung mit Beobachtungen

34 Vergleich mit Simulationen Metallizität im galaktischen

35 Vergleich mit Simulationen Auch in Simulationen keine Abhängigkeit des Gradienten von Distanz

36 Vergleich mit Simulationen Interagierende Galaxien auch unter L Z Relation Eigene Relation mit -0.2 dex Verschiebung

37 Vergleich mit Simulationen Zeitpunkt der Änderung der Steigung: zw. erster und zweiter Passage.

38 Vergleich mit Simulationen Linien Fits als Gerade: 12 + log(o/h) = a + br Simulationen: Charakteristische Formen, nicht gerade:

39 Vergleich mit Simulationen Paare zeigen positive Abweichung bei kleinen und großen Radii und negative in der Mitte zwischen erster und zweiter Passage

40 Zusammenfassung Klarer Unterschied zwischen Gradienten bzgl. isolierten Galaxien und interagierenden/verschmelzenden Gute Übereinstimmung mit Simulationen: Verteilung der Gradienten Keine Abhängigkeit von Kerndistanz Korrelation zw. Gradienten und Abweichungen von L Z Relation Metallizitätsprofile keine gerade Linie Bestätigung des Szenarios des Gaseinfalls bei Verschmelzungen und der damit verbundenen Verdünnung des Metallgehaltes des Gases

41 Zusammenfassung Fragen für die Zukunft: Wie beeinflusst dies die globale Evolution der M Z Relation über kosmische Zeitskalen Wie beeinflusst die die Bildung massereicher elliptischer Galaxien Berücksichtigung dieses Umstandes v.a. bei hoher Rotverschiebung, da zu dem Zeitpunkt verschmelzende und verschmolzene Galaxien M Z Relation dominieren Alle massereichen Galaxien haben Verschmelzungsprozesse durchlebt Neuverteilung beeinflusst spätere Sternpopulation auf globalen Skalen

42 Vielen Dank für die Aufmerksamkeit!