The Stellar Initial Mass Function
Zusammenfassung der Projektergebnisse
Ziel des Projektes war es, die Form der stellaren Anfangsmassenfunktion (stellar initial mass function, IMF) sowie die Folgen der Form der IMF auf die Sternpopulationen von Galaxien genauer zu bestimmen. Im unteren Massenbereich der IMF ist vor allem der Übergang zwischen Sternen und braunen Zwergen (brown dwarf, BD) interessant, wobei ein Objekt als BD gilt, wenn es schwer genug ist, um die Fusion von Deuterium zu Helium aufrecht zu erhalten, aber zu leicht ist, um die Fusion von Wasserstoff zu Helium aufrecht zu erhalten. Es stellt sich heraus, dass die IMF am Übergang zwischen Sternen und BDs nicht kontinuierlich ist. Das legt nahe, dass Sterne und BDs zwei unterschiedliche Populationen sind, die sich nicht nur durch ihre Masse unterscheiden, sondern sich auch etwas anders bilden. Der obere Massenbereich der IMF wurde vor allem an Ultrakompakten Zwerggalaxien (Ultracompact dwarf galaxies, UCDs) untersucht. Dazu wurden die von ihrer Struktur und ihrer Dynamik nahegelegten Masse-zu-Leuchtkraftverhältnisse, M/L, der UCDs mit Vorhersagen für das M/L von reinen Sternpopulationen verglichen. Wenn man davon ausgeht, dass UCDs sich mit der universellen kanonischen IMF bilden, zeigt dieser Vergleich, dass die M/L von UCDs deutlich höher sind, als es bei einer reinen Sternpopulation realistisch erscheint. Damit liefern die UCDs einen Hinweis darauf, dass die IMF nicht in allen Sternsystemen gleich ist. Da die UCDs alte Sternsysteme sind, gibt es zwei Möglichkeiten, wie eine variable IMF zu erhöhten M/L bei heutigen Sternpopulationen führen kann. Die erste Möglichkeit ist eine IMF, die im Vergleich zur kanonischen IMF eine erhöhte Anzahl leichter und daher lichtschwacher Sterne hat. Die zweite Möglichkeit ist eine IMF, die im Vergleich zur kanonischen IMF eine erhöhte Anzahl schwerer Sterne hat. Die schweren Sterne entwickeln sich schnell und haben am Ende ihrer Entwicklung zwar noch Masse, aber keine Leuchtkraft mehr. Um zwischen den beiden Möglichkeiten zu unterscheiden, wurde versucht die Überreste schwerer Sterne in UCDs unabhängig von ihren M/L nachzuweisen. Zu diesem Zweck wurde die Häufigkeiten von hellen Röntgenquellen in UCDs untersucht. Eine solche Röntgenquelle ist ein Hinweis auf einen engen Doppelstern, bei dem eine Komponente ein Neutronenstern ist, der Materie von seinem Begleiter akkretiert und dabei Röntgenstrahlung aussendet. Die Wahrscheinlichkeit für die Bildung eines solchen Systems steigt mit der Anzahl der Neutronensterne, die wiederum das Endstadium schwerer Sterne sind. Tatsächlich ist der Anteil von UCDs mit einer hellen Röntgenquelle unter den untersuchten UCDs überraschend hoch, was darauf hinweist, dass UCDs bei ihrer Entstehung sehr viele schwere Sterne enthalten haben. Die Rückschlüsse auf die Form der IMF aus der Anzahl von hellen Röntgenquellen in UCDs erweisen sich als konsistent mit den Rückschlüssen auf die IMF aus den M/L von UCDs. Die Entwicklung eines Sternhaufens hängt von der Form der IMF ab. Aus den heutigen Eigenschaften der UCDs und Kugelsternhaufen lassen sich bei bekannter IMF die Anfangsbedingungen dieser Sternsysteme berechnen. Eine IMF mit sehr vielen schweren Sternen impliziert, dass die UCDs und die Kugelsternhaufen bei ihrer Entstehung sehr dicht gewesen sein müssen. Gerade die hohe Dichte könnte die Sternentstehung in diesen Sternsystemen so beeinflusst haben, dass die IMF in ihnen von der kanonischen IMF abgewichen ist. Die anfängliche Dichte einer Gaswolke mit Sternentstehung, der heutigen Metallizität, und ein Parameter, der das Verhältnis zwischen leichten und schweren Sternen bei einer IMF quantifiziert, können genutzt werden um einen 3-dimensionalen Parameter-Raum zu definieren. In diesem Raum liegen die für GCs und UCDs gefundenen Werte entlang einer Ebene. Mit diesem Ergebnis können die erwarteten Sternpopulationen von Galaxien neu berechnet werden. Insbesondere bei Galaxien mit hoher Sternentstehungsrate weicht das Ergebnis von den Erwartungen bei einer universellen IMF ab, weil sich in solchen Galaxien Sternhaufen im Massenbereich von Kugelsternhaufen und UCDs bilden können.
Projektbezogene Publikationen (Auswahl)
- A discontinuity in the low-mass IMF - the case of high multiplicity, 2008, MNRAS, 390, 1200
Thies I., Kroupa P.
- A top-heavy stellar initial mass function in starbursts as an explanation for the high mass-to-light ratios of ultra-compact dwarf galaxies, 2009, MNRAS, 394, 1529
Dabringhausen J., Baumgardt H., Kroupa P.
- Evidence for top-heavy stellar initial mass functions with increasing density and decreasing metallicity, 2012, MNRAS, 422, 2246
Marks M., Kroupa P., Dabringhausen J., Pawlowski M.
(Siehe online unter https://doi.org/10.1111/j.1365-2966.2012.20767.x) - Low-mass X-Ray Binaries Indicate a Top-heavy Stellar Initial Mass Function in Ultracompact Dwarf Galaxies, 2012, ApJ, 747, 72
Dabringhausen J., Kroupa P., Pflamm-Altenburg J., Mieske S.
(Siehe online unter https://doi.org/10.1088/0004-637X/747/1/72)
