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Metallizitäten und die Kinematik von massearmen Sternen sind wichtige
Parameter bei der Untersuchung der Struktur und der Entwicklung
unserer Galaxie. Die genaueste Methode, um die Metallizitäten zu
bestimmen ist durch die Spektroskopie, während man Entfernungen am
besten mit Astrometrie bestimmt. Von der Hipparcos-Mission sind
Parallaxen für viele Tausende Sterne vorhanden, aber jenseits von 0,1
bis 0,2 kpc Abstand von der Sonne nimmt ihre Genauigkeit rasch ab. Für
großflächige stellaren Durchmusterungen wie SDSS / SEGUE, APOGEE und
RAVE, die die Galaxie von ihrem innersten Bulge bis in den äußeren
Halo bei Entfernungen jenseits von 50 kpc (Abb. 1) beobachten wollen,
müssen Wissenschaftler eine andere Lösung finden.
Die einzige Alternative besteht darin, die Informationen im stellaren
Spektrum zu verwenden, und die Leuchtkraftdaten mit Modellen zur
Photometrie und stellaren Evolution zu verbinden. Eine Voraussetzung
für diesen Ansatz sind physikalisch realistische Modelle zum
Strahlungstransport in Sternatmosphären. Damit erhalten Forscher dann
korrekte physikalische Parameter eines Sterns, wenn sie diese Methode
auf beobachtete Spektren anwenden.
In den vergangenen Jahrzehnten beruhte die Spektroskopie von
masse-armen Sternen auf vereinfachten Modellen, die lokales
thermodynamisches Gleichgewicht (LTE) und 1D hydrostatisches
Gleichgewicht voraussetzten. Da diese Modelle auf breiter Front für
die Analyse von großen Datenmengen verwendet werden, wie
beispielsweise SDSS und RAVE, stellt sich die wichtige Frage, ob ein
solcher 1D LTE Ansatz sinnvoll ist.
Vor kurzem arbeiteten Wissenschaftler am MPA mit Forschern in Spanien
und Schweden zusammen, um eine neue Methode zur Berechnung der
stellaren Parameter und Entfernungen zu entwickeln. Dieses Verfahren
berücksichtigt neue physikalische Effekte (wie nicht-LTE
Strahlungstransport) in Sternmodellen, die bisher in keine einzige
Berechnung einbezogen wurden.
Die Wissenschaftler fanden heraus, dass sich die Parameter aus den
Sternspektren mit der neuen Methode deutlich ändern: die metall-armen
Sterne werden wärmer, sind reicher an Metallen und weniger entwickelt,
d.h. ein Anstieg bei ihrer Oberflächen-Schwerkraft geht einher mit
einer Abnahme der Leuchtkraft. Als Folge davon werden die Sterne
schwächer und dies wiederum führt zu wesentlich geringeren
Abständen. Für die meisten Sterne verringert sich der Abstand dabei um
10-50%. Dies hat einen großen Einfluss auf die Volumenverteilung der
Sterne. Ein Vergleich der bisherigen mit den neuen, genaueren
Ergebnisse ist in Abb. 2 gegeben.
Diese Verbesserungen in der Physik der Strahlungstransport-Modelle
haben einen großen Einfluss auf die Verteilungsfunktion der Sterne. In
einer Magnituden-begrenzten Studie (wie RAVE), bei der metallreiche
unentwickelte Sterne in der Nähe dominieren und metallarme
leuchtstarke Riesensterne überwiegend bei größeren Abständen
beobachtet werden, wird die klassische LTE-Analyse systematisch zu
große Distanzen liefern und die Sterne schrittweise weiter weg
platzieren als sie in Wirklichkeit sind. Dies würde zu einem
unphysikalischen Verschmieren des Metallizitätsverteilungsfunktion
führen (Abb. 3, schwarzer Bereich) und auch die Entfernungsskala
strecken. Es ist offensichtlich, dass sich diese Effekte vergrößern in
metall-ärmeren Sternen.
Nachdem die neue Methode somit getestet ist, können die Wissenschafter
nun viel größere Sterndurchmusterungen, wie z. B. SDSS / SEGUE,
analysieren. Diese bieten völlig neue Informationen über die
Eigenschaften der stellaren Populationen in der
Milchstraße. Insbesondere werden sie ein neues Licht auf die
Diskussion über die Herkunft unseres galaktischen Halo werfen.
Maria Bergemann (MPA), Aldo Serenelli (ICE/CSIC, Barcelona), Greg
Ruchti (MPA/Lund Observatory, Sweden)
Referenzen
Aldo Serenelli, Maria Bergemann, Gregory Ruchti, Luca Casagrande,
2013, accepted for publication in MNRAS, arXiv:1212.4497
Maria Bergemann, Aldo Serenelli, Gregory Ruchti, 2013, proceedings
IAUS289, Cambridge University Press
Gregory Ruchti, Maria Bergemann, Aldo Serenelli, Luca Casagrande,
Karin Lind, MNRAS, 2012, doi:10.1093/mnras/sts319, arXiv:1210.7998
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