Observational Studies of the Chemical Evolution in the Galactic Thin and Thick Disks

Forskningsoutput: AvhandlingDoktorsavhandling (sammanläggning)

301 Nedladdningar (Pure)

Sammanfattning

Popular Abstract in Swedish
Vår galax, Vintergatan, är en spiralgalax som innehåller bortåt 200 miljarder stjärnor. En mörk natt kan man urskilja ca 3000 av dessa på himlavalvet. Tittar man noggrant så kan man också se ett diffust ljusband som sträcker sig genom, bland andra, stjärnbilderna Skytten och Cassiopeia. Detta diffusa band är det samlade ljuset från alla de miljarder stjärnor i Vintergatans skiva som antingen är för ljussvaga eller för avlägsna för att kunna ses som individuella objekt med blotta ögat.

Man kan dela upp Vintergatan i olika komponent: den tunna skivan (thin disk), den tjocka skivan (thick disk), den centrala ansvällningen (bulge), och halon. Egenskaperna hos stjärnorna i dessa olika populationer skiljer sig åt.

De äldsta stjärnorna finns i halon och har i många fall daterats till en bra bit över 12 miljarder år. Det som är karaktäristiskt för halostjärnor är att de rör sig med höga hastigheter relativt lokala vilostandarden (local standard of rest, LSR). Deras banor runt Vintergatans centrum är mer eller mindre slumpvisa, vilket också medför att halon som helhet i stort sett inte deltar i den allmänna galaktiska rotationen (som är ca 220 km/s). Halostjärnorna innehåller också mycket lite av tyngre grundämnen såsom järn - man säger att de är metallfattiga (Astronomer använder av hävd ofta beteckningen ``metaller" för alla grundämnen förutom väte och helium). Generellt sett har halostjärnorna järnhalter (relativt vätehalten i stjärnan) som är mindre än 1/10 av vad som finns i solen. Den mest metallfattiga halostjärnan som observerats har en järnhalt som endast är 1/200000 av solens.

Den tjocka skivan innehåller också mestadels äldre stjärnor. Det finns dock en betydligt större spridning i åldersfördelningen hos dessa stjärnor och man kan relativt lätt hitta stjärnor vars åldrar inte är mer än 7--8 miljarder år. Andelen av tyngre grundämnen är också högre hos stjärnorna i den tjocka skivan än för halostjärnorna. Metallhaltsfördelningen sträcker sig från ungefär 1/10 av solens järnhalt och upp till solhalten. Stjärnorna i den tjocka skivan rör sig också med relativt höga hastigheter relativt LSR. Detta gör att ``formen" på den tjocka skivan är en ellipsoid med en exponentiell skalhöjd på ungefär 1000--1500 pc. Till skillnad från halostjärnorna deltar den tjocka skivans stjärnor i den galaktiska rotationen. Dock så ``släpar" de efter den allmänna rotationshastigheten i Vintergatsplanet med ungefär 40--50 km/s.

Den tunna skivan innehåller mestadels stjärnor som är unga och har betydligt mer tyngre grundämnen än stjärnorna i halon och den tjocka skivan. Deras metallhalter spänner från ungefär 1/10 och upp till ungefär 3 gånger solens metallhalt.

Syftet med denna avhandling är att studera hur den tjocka skivan har utvecklats i jämförelse med den tunna skivan och på så sätt söka förklaringar till deras respektive uppkomster. Eftersom den kemiska sammansättningen i atmosfärerna hos sollika stjärnor (s.k. huvudseriestjärnor av F- och G-typ) i stort sett inte har påverkats under de miljarder år som gått sedan de bildades, kan man genom att spektroskopiskt analysera sådana stjärnor bestämma vad deras atmosfärer består av och således vad de gas- och stoftmoln som stjärnan bildades ur bestod av. Detta leder i sin tur till att man kan spåra den kemiska utvecklingen i Vintergatan och dess olika komponenter. Skillnader och likheter i ymnigheterna, av speciellt utvalda grundämnen, mellan de båda stjärnpopulationerna kan då användas för att få en bättre uppfattning om deras respektive uppkomst. Speciellt uppkomsten av den tjocka skivan har många tänkbara förklaringar.

Noggranna undersökningar av sollika stjärnor kräver stjärnspektrum med hög upplösning och högt signal/brus-förhållande. För att få observationstid för en sådan undersökning av ett stort antal stjärnor så är det nödvändigt att observationerna kan utföras under en rimlig tidsperiod. Det bästa sättet är då att observera stjärnor som är befinner sig i solens närhet och är relativt ljusstarka. Att de är närbelägna medför vissa problem i urskiljandet av stjärnor tillhörande de två olika skivkomponenterna. Stjärnorna i solens närhet består nämligen av en blandning av stjärnor från den tunna skivan (ungefär 90%), den tjocka skivan (ca 10%), och halon (ca 0.1--0.2%) och det finns ingen definitiv metod för att särskilja dem. Den metod som anammats i denna avhandling är att använda stjärnornas kinematik (hastigheter) då denna torde vara det mest fundamentala som skiljer komponenterna åt. Ytterligare egeneskaper såsom metallhalt och åldrar skulle också kunna användas men eftersom syftet är att studera de kemiska egenskaperna i de två skivorna så skulle sådana urvalskriterier underminera syftet med undersökningen.

Utifrån de kinematiska kriterier som beskrivs i kapitel~2 så har vi valt ut och observerat drygt hundra stjärnor vars hastigheter gör att de med stor sannolikhet tillhör antingen den tunna eller den tjocka skivan. Observationerna har utförts vid det Europeiska Sydobservatoriets (European Southern Observatory, ESO) anläggningar på La Silla och Paranal i Chile och vid det Nordiska teleskopet (Nordic Optical Telescope, NOT) på La Palma.

Resultaten som presenteras i denna avhandling (artiklar I--VI) angående halttrender av olika grundämnen visar på att det finns tydliga skillnader mellan stjärnor tillhörande den tjocka och den tunna skivan. De skillnader vi ser tyder på att bildandet av stjärnorna i dessa komponenter har skett under skilda epoker. Formen på de halttrender vi ser ger också information om bildandet av de olika komponenterna gått fort eller långsamt. Tecken på en intensiv och snabb stjärnbildning finns i den tjocka skivan, medan stjärnbildningen i den tunna skivan skett i långsammare takt. Våra resultat i artikel~V tyder också på att själva bildandet av stjärnorna i den tjocka skivan fortgick under flera miljarder år, uppskattningsvis 2--3 miljarder. Frågan om varför Vintergatan har två skivkomponenter kan dock inte entydigt förklaras. Våra resultat pekar på att den mest troliga förklaringen till den tjocka skivans uppkomst är en kollision mellan Vintergatan och en annan (antagligen mindre) galax. Som ett resultat av denna kollision så blev det en kinematisk ``upphettning" av en redan existerande stjärnpopulation (antagligen i form av en tunn skiva). Vid kollisionen är det möjligt att Vintergatan även berikades med stjärnor och gas från den andra galaxen. Den kvarvarande gasen kom med tiden att koncentreras mot Vintergatans plan. Ur denna gas började sedan stjärnor åter bildas, och det är dessa som vi idag ser som den tunna skivan.
Originalspråkengelska
KvalifikationDoktor
Tilldelande institution
  • Astronomi
Handledare
  • Feltzing, Sofia, handledare
  • Lundström, Ingemar, handledare
Tilldelningsdatum2004 mar 27
Förlag
Tryckta ISBN91-628-5954-4
StatusPublished - 2004

Bibliografisk information

Defence details

Date: 2004-03-27
Time: 10:15
Place: Lundmarksalen, Institutionen för astronomi, Sölvegatan 27, Lund

External reviewer(s)

Name: Gilmore, Gerard
Title: Prof
Affiliation: Institute of Astronomy, University of Cambridge, UK

---

Ämnesklassifikation (UKÄ)

  • Astronomi, astrofysik och kosmologi

Fingeravtryck

Utforska forskningsämnen för ”Observational Studies of the Chemical Evolution in the Galactic Thin and Thick Disks”. Tillsammans bildar de ett unikt fingeravtryck.

Citera det här