De ontwikkeling van sterren in H II regio’s en starburst stelsels H II regio’s en starburst stelsels René van der Smeede Vrijdag 13 november 2009.

Presentatie over: "De ontwikkeling van sterren in H II regio’s en starburst stelsels H II regio’s en starburst stelsels René van der Smeede Vrijdag 13 november 2009."— Transcript van de presentatie:

1 De ontwikkeling van sterren in H II regio’s en starburst stelsels H II regio’s en starburst stelsels René van der Smeede Vrijdag 13 november 2009

2 Doel van deze presentatie  Het aanreiken van een methode om langs systematische weg de aard van de sterren in een H II regio of een starburst stelsel, alsmede de ontwikkeling daarvan, vast te stellen  Bespreking van de resultaten van deze methode toegepast op een tweetal rolmodellen t.w. NGC 604 (H II regio) en NGC 7714 (starburst stelsel)

3 Opbouw van de presentatie  H II regio’s en starburst stelsels  Overeenkomsten en verschillen  De rolmodellen NGC 604 en NGC 7714  Straling  Verstrooiing  Hindernissen op weg naar de telescoop (extinctie)  Ontwikkeling van H II regio’s en starburst stelsels  Nevel emissielijnen  Ultraviolet sterrenlijnen  H Balmer en He I fotosfeerlijnen  Spectrale energie distributie (SED) van ultraviolet tot dichtbij- infrarood  Samenvatting en conclusies

4 Overeenkomsten tussen H II regio’s en starburst stelsels  Korte en intensieve stervormingperiodes die in een kleine regio plaatsvinden  Gevoed door massieve O sterren met hoog energetische fotonemissie (tientallen eV)  Sterke sterrenwind (2000-3000 km/s)  Hoog massaverlies (P-Cygni profiel)  Overeenkomstig spectrum in UV en zichtbaar licht

5 Verschillen H II regio’s en starburst stelsels  H II regio’s  Doorsnede 100 pc  Hα luminositeit helderder dan 10 39 erg/s  Meer dan 100 jonge massieve sterren  L(H II Regio)<L(Sterrenstelsel)  Starburst stelsels  Doorsnede 100-1000 pc  Hα luminositeit helderder dan 10 41 erg/s  1000-en jonge massieve sterren  L(Starburst )=L(Sterrenstelsel)  Grote verschillen in het infrarood spectrum

6 NGC 604 en NGC 7714  NGC 604  Afstand 840 Kpc  Doorsnede 1,9 arcmin  Magnitude 14  NGC 7714  Afstand 37 Mpc  Doorsnede 1,9 arcmin  Magnitude 13

7 Straling Botsing van geladen deeltjes (Coulomb verstrooiing) Botsing van straling en geladen deeltjes (Compton verstrooiing)

8 Extinctie  Power Law zegt F(λ)=cte λ β  β is empirisch vastgesteld (regressie) op een lineaire vergelijking in τ (τ is de Balmer optische diepte en is gelijk aan ln (Hα/Hβ)/2,88  β ligt tussen de -2,0 en -2,6  Vervolgens correctie van het waargenomen spectrum  E(B-V) van 0,1 (NGC 604) en 0,03(NGC 7714)

9 Spectrum λ4686Å Ultraviolet (links) en zichtbaar licht (rechts) van NGC 604 en NGC 7714. Absorptie en emissielijnen en een brede He II emissie op λ4686Å

10 Nevel emissielijnen  Afhankelijk van stralingsveld, elektronen dichtheid, chemische samenstelling van het gas  Spectraal energieverdeling (SED) op basis van Starburst 99 (evolutionary synthesis code)  SED input voor CLOUDY (photoionization code)  Ionisatieparameter U gebaseerd op de [SII]6717+6732/Hβ ratio  Filling factor (ф) uit U gem =(ф 2 N e Q) ⅓  Ф voor NGC 604 is 0,1 en ф voor NGC 7714 is 0,01  Strömgren straal van 110 pc (NGC 604) resp. 185 pc (NGC 7714) klopt met waarnemingen

11 Nevel emissielijnen [OIII] λ5007 / Hβ [OIII] λ5007 / Hβ (elektron temperatuur en ionisatie structuur) Twee CLOUDY modeluitkomsten van de verhouding [OIII] λ5007 / Hβ (elektron temperatuur en ionisatie structuur) voor een burst- en continue-ontwikkeling. De horizontale lijnen zijn de waargenomen waarden. Conclusie: De sterren zijn 3M resp. 4,5M jaar geleden gevormd

12 Nevel emissielijnen [OI] / Hβ [OI] / Hβ Zie vorige grafiek maar nu voor [OI] / Hβ Zelfde conclusie

13 Ultraviolet lijnen in de sterrenwind Vergelijking van de waargenomen flux en de modelmatig berekende flux bij een burst van 3M resp. 5M jaar geleden(verschoven) Goede aansluiting bij vorige schatting Consistent met de He II lijnen bij λ1640 en λ4686

14 Ultraviolet lijnen in de sterrenwind Dominante lijnen N V, Si IV, C IV, He II C IV: O sterren boven de 30 MΘ Si IV en He II: Blauwe superreuzen en sterren met een compacte wind (bijv. Wolf-Rayet)

15 H Balmer en He I absorptielijnen  Indicators voor B- en A-sterren  Echter, samenloop met nevel emissielijnen  Maar sterkte emissielijnen neem af bij lagere λ  Daarom gebruik van hogere orde lijnen  Resultaat vergelijken met “evolutionary synthesis models”  Voor NGC 604 is dit consistent (3M jaar)  Voor NGC 7714 te sterk en breed om alleen 4,5M jaar te voorspellen. Oude groep van 200M jaar draagt bij aan resultaat

16 H Balmer en He I absorptielijnen Genormaliseerd optisch spectrum van het centrum van NGC 604 (1,3x4,6 arcsec) resp. de kern van NGC 7714 vergeleken met een model met een burst van 3M jaar resp. een samengesteld model met een burst van 5M jaar en 200M jaar (stippellijn)

17 SED van infrarood tot nabij infrarood  Voor NGC 7714 draagt de burst van 4,5M jaar maar voor 30% bij aan het zichtbare licht en maar voor 5% aan infrarood  De burst van 200M jaar draagt significant bij aan het zichtbare licht maar niet aan het infrarood  Er is een derde populatie van rode superreuzen van 10M jaar nodig om de infrarood emissie te verklaren  Deze populatie is verborgen want ook na correctie geeft deze maar 10% van het ultraviolet licht  Voor NGC 604 is er geen tweede of derde populatie

18 SED van infrarood tot nabij infrarood NGC 604 vergeleken met een model van een burst van 3M jaar

19 SED van infrarood tot nabij infrarood NGC 7714 vergeleken met een samengesteld model van burst van 3M, 10M en 200M jaar

20 Samenvatting en conclusies  H II regio’s en starburst stelsels zijn objecten waarbij de totale energie wordt gedomineerd door de stellaire inhoud  De stellaire inhoud is verantwoordelijk voor het spectrum in UV en zichtbaar licht  In UV domineren de absorptielijnen gevormd in de sterrenwind  In zichtbaar licht domineren de in het gas gevormde nevel emissielijnen  Op de Balmersprong vallen absorptie en emissielijnen samen  Om de stellaire inhoud en ontwikkeling vast te kunnen stellen is een multi golflengteanalyse nodig  NGC 604 (H II) heeft een jonge sterrenpopulatie  NGC 7714 (starburst stelsel) heeft naast de jonge populatie nog een tweetal andere populaties van 10M jaar en 200M jaar oud  Het lijkt erop dat stervorming in starburst stelsels in golven gaat

21 Bronnen The stellar population and the evolutionary state of HII regions and starburst galaxies door Rosa M. Gonzalez Delgado (New Astronomy Reviews 44 (2000) 221–228) The Massive Stellar Content in Starburst Galaxies and its Impact on Galaxy Evolution door Rosa M. Gonzalez Delgado (ASP Conference Series, Vol. 3 × 108, 1999) Starburst 99 (http://www.stsci.edu/science/starburst99/) Cloudy (http://wiki.nublado.org/wiki) NASA/IPAC Extragalactic Database (NED) (http://nedwww.ipac.caltech.edu/)