Mitglieder


Achim Weiss
Graham Wagstaff
Johann Higl
Simon Campbell

Kollegen die häufig zu Besuch kommen

Maurizio Salaris (John Moores Univ., Liverpool)
Marcelo Miguel Miller Bertolami (La Plata University, La Plata)
Santi Cassisi (Osservatorio Collurania, Teramo)
Jason Ferguson (Wichita Univ.)
Brian Chaboyer (Dartmouth College)
Lionel Siess (Univ. Libre de Bruxelles)
Peter Cottrell (Univ. of Canterbury, Christchurch, NZ)

Ehemalige Kollegen:

Helmut Schlattl
Victor Silva Aguirre
Aldo Serenelli
Zazralt Magic

Gäste 2016:

Brian Chaboyer (17.6.-23.7.)

MIAPP Workshop

The new Milky Way: Impact of Large Spectroscopic Surveys on our Understanding of the Milky Way in the Gaia-era

4-29 May 2015

Andreas Burkert, Sofia Feltzing, Gerry Gilmore, Luca Pasquini, Sofia Randich, Achim Weiss

This workshop plans to critically analyze and compare the results obtained by the different surveys of the Milky Way. It is planned to compare the observational results against models of galaxy formation and evolution, to set the stage before the first intermediate data release of Gaia, to identify future challenges, and, in particular, to organize for the next generation of surveys, that will provide samples 100 times larger than those addressed so far [more].

Struktur und Entwicklung von Einzelsternen

Ein Hertzsprung-Russell-Diagramm mit evolutionären Spuren von Sternen mit niedriger Masse. Die Orte dieser Sterne zu zwei verschiedenen Zeiträumen sind gekennzeichnet. Wenn man diese Punkte verbindet, ergibt sich eine Isochrone, theoretisch die Entsprechung zum Farben-Helligkeits-Diagramm eines Kugelsternhaufens. Bild vergrößern
Ein Hertzsprung-Russell-Diagramm mit evolutionären Spuren von Sternen mit niedriger Masse. Die Orte dieser Sterne zu zwei verschiedenen Zeiträumen sind gekennzeichnet. Wenn man diese Punkte verbindet, ergibt sich eine Isochrone, theoretisch die Entsprechung zum Farben-Helligkeits-Diagramm eines Kugelsternhaufens. [weniger]

Sterne sind die Hauptinformationsquelle unseres Universums. Das Ziel der Forschung in stellarer Struktur und Entwicklung am MPA ist es, ihre Eigenschaften zu verstehen und unser Wissen anzuwenden. Die Theorie der stellaren Struktur und Entwicklung hat eine lange Geschichte am MPA und begann mit der bahnbrechenden Arbeit von Kippenhahn, Meyer-Hofmeister und Weigert. Bis zum heutigen Tag wurde ihr stellarer Entwicklungscode immer wieder aktualisiert, verändert und erweitert und ist immer noch einer der besten verfügbaren Codes überhaupt. Er ist heute gut bekannt unter dem Namen GARSTEC. Er kann benutzt werden, um die Struktur und die Entwicklung von Einzelsternen aller Massen durch die meiste Zeit ihrer Lebensdauer zu berechnen, aber er ist auch genau genug für die Berechnung von Solarmodellen und zum Einsatz in der Asteroseismologie. Die Forschung in unserer Gruppe fokusiert sich auf Solarmodelle, auf Sterne niedriger und mittlerer Masse, Asteroseismologie, Konvektionstheorie und die Anwendung auf stellare Populationen und Fragen bezüglich Kosmologie und grundlegender Physik. Obwohl dieser Code ein traditioneller, hydrostatischer, eindimensionaler Code ist, so untersuchen wir auch entscheidende Aspekte der stellaren Struktur, die einen dynamischen Ansatz erfordern, mit zwei- und dreidimensionalen Hydro-Codes. Zu solchen Problemen gehören die Kernkonvektion in massereichen und entwickelten Sternen, Umschlagkonvektion in der Sonne und Roten Riesen, nukleare Blitze und Rotation von Sternen. Das Ziel ist es, die grundlegenden Eigenschaften solcher Effekte aufzudecken und diese in realistischer Weise in dem 1-d Code miteinzubringen, was immernoch den einzigen Weg darstellt, das komplette Leben eines Sterns zu verfolgen.

GARSTEC - der Garching Stellar Evolution Code

Unser stellarer Entwicklungscode GARSTEC (Weiss & Schlattl 2008) mit allen notwendigen Eingabedaten und Analysewerkzeugen ist verfügbar. Um den Code wissenschaftlich korrekt einzusetzen, bestehen wir jedoch auf einem Trainingsprogramm (1 bis 2 Wochen) am MPA für die, die den Code gerne benutzen möchten und ausreichend vertieftes Wissen über stellare Struktur und Entwicklung besitzen. Bei Interesse kontaktieren Sie bitte Achim Weiss.

Aktuelle Projekte

Aktualisierte Modelle für asymptotische Riesensterne und Vorhersagen von beobachteten Farben von Sternhaufen

A. Weiss, M. Salaris, L. Cassara, L. Piovan, and C. Chiosi

Eine neue Reihe von AGB Modellen, berechnet von dem ehemaligen Doktorand A. Kitsikis, wurde benutzt, um die Eigenschaften von nebeligen Hüllen um solche Sterne abzubilden und um das auftauchende Spektrum und die stellaren Farben mittels eines detaillierten Strahlungstransfercodes zu berechnen. AGB-Sterne sind sehr hell und sehr kalt. Sie zeichnen sich durch starke stellare Winde aus, die den Großteil ihrer Masse entfernen und einen Proto Weißen Zwerg zurücklassen. Die verlorene Masse enthält viel Staub, der das zentrale Objekt optisch einhüllt und die stellare Leuchtkraft im Infrarotbereich zurückstrahlt. Um die Physik der stellaren Modelle zu testen, vergleicht man sehr häufig deren Farben mit denen relativ junger Sternhaufen. Wir konnten die große Vielfalt der beobachteten Farben erklären, die wir in Haufen ähnlichen Alters in den Magellanschen Wolken gefunden haben. Es ist eine Folge der Farben von einzelnen Sternen, ihrer großen Vielfalt während ihres kurzen Lebens im AGB und zufälliger Ergebnisse aufgrund ihrer niedrigen Zahlen, sogar in massereichen Haufen. Die Abbildung vergleicht den Beitrag von Infrarotlicht zur Gesamtleuchtkraft der "Superhaufen" (mehrere Haufen addiert) mit den theoretischen Vorhersagen für viele Monte-Carlo-Realisierungen der AGB-Populationen in Haufen derselben Masse (rot: LMC, blau: SMC Zusammensetzung).   (M. Salaris, A. Weiss, L.P. Cassara, L. Piovan, C. Chiosi: A&A 565, A9 (2014))

Eine neue Reihe von AGB Modellen, berechnet von dem ehemaligen Doktorand A. Kitsikis, wurde benutzt, um die Eigenschaften von nebeligen Hüllen um solche Sterne abzubilden und um das auftauchende Spektrum und die stellaren Farben mittels eines detaillierten Strahlungstransfercodes zu berechnen. AGB-Sterne sind sehr hell und sehr kalt. Sie zeichnen sich durch starke stellare Winde aus, die den Großteil ihrer Masse entfernen und einen Proto Weißen Zwerg zurücklassen. Die verlorene Masse enthält viel Staub, der das zentrale Objekt optisch einhüllt und die stellare Leuchtkraft im Infrarotbereich zurückstrahlt. Um die Physik der stellaren Modelle zu testen, vergleicht man sehr häufig deren Farben mit denen relativ junger Sternhaufen. Wir konnten die große Vielfalt der beobachteten Farben erklären, die wir in Haufen ähnlichen Alters in den Magellanschen Wolken gefunden haben. Es ist eine Folge der Farben von einzelnen Sternen, ihrer großen Vielfalt während ihres kurzen Lebens im AGB und zufälliger Ergebnisse aufgrund ihrer niedrigen Zahlen, sogar in massereichen Haufen. Die Abbildung vergleicht den Beitrag von Infrarotlicht zur Gesamtleuchtkraft der "Superhaufen" (mehrere Haufen addiert) mit den theoretischen Vorhersagen für viele Monte-Carlo-Realisierungen der AGB-Populationen in Haufen derselben Masse (rot: LMC, blau: SMC Zusammensetzung).

(M. Salaris, A. Weiss, L.P. Cassara, L. Piovan, C. Chiosi: A&A 565, A9 (2014))

Photometrische Signaturen von mehreren Sternpopulationen in galaktischen globularen Haufen

A. Weiss, L. Sbordone, M. Salaris, S. Cassisi

Es ist heutzutage wohlbekannt, dass fast alle galaktischen Kugelsternhaufen mehrere, in den meisten Fällen zwei verschiedene Sternpopulationen beherbergen, gekennzeichnet durch verschiedene, chemische Zusammenstellungen, am stärksten ausgeprägt durch Häufigkeiten von O, Na, Mg, Al, C, N, und in gewissem Maße He. Nach heutigem Verständnis ist dies das Ergebnis der internen chemischen Evolution mit mehreren Phasen der Sternentwicklung, wobei die zweite Generation von Sternen die nuklearen Produkte der Ersten übernimmt. Es ist jedoch noch unklar, wie dies passiert und welche Sterne - Sterne niedriger, mittlerer oder großer Masse, Einzel- oder Doppelsterne - die stellare Materie für die zweite Generation bieten. Um dies zu klären, sind die Häufigkeiten der Elemente notwendig, weil verschiedene Massebereiche andere chemische Zusammensetzung liefern. Um die spektroskopischen Untersuchungen zu leiten, ist es sehr nützlich, die verschiedenen Populationen photometrisch zu unterscheiden, da man dadurch gute Proben von allen Sub-Populationen bestimmen kann. In einer zukunftsweisenden theoretischen Studie haben wir gezeigt, dass Beobachtungen in blauen photometrischen Bändern diese Trennung der Populationen liefert. Zu diesem Zweck haben wir stellare Modelle und stellare Atmosphären von typischen Zusammensetzungen der "ersten" und "zweiten" Generation berechnet, haben die vorhergesagten Spektren mit photometrischen Standardfilterfunktionen gefaltet, und identifizierten dann diejenigen Filter, wo die Häufigkeitsvariationen die größten Farbvariationen zeigen (in der Abbildung zwischen dem schwarzen und dem roten theoretischen Spektrum für die erste und zweite Generation in U und B, die beiden linken Filter). Inzwischen ist diese Methode, die auf unserer theoretischen Arbeit basiert, die Standard-Methode für die Trennung von Farb-Helligkeits-Diagrammen für Kugelsternhaufen geworden.   (L. Sbordone, M. Salaris, A. Weiss, S. Cassisi:, A&A 534, A9 (2011))

Es ist heutzutage wohlbekannt, dass fast alle galaktischen Kugelsternhaufen mehrere, in den meisten Fällen zwei verschiedene Sternpopulationen beherbergen, gekennzeichnet durch verschiedene, chemische Zusammenstellungen, am stärksten ausgeprägt durch Häufigkeiten von O, Na, Mg, Al, C, N, und in gewissem Maße He. Nach heutigem Verständnis ist dies das Ergebnis der internen chemischen Evolution mit mehreren Phasen der Sternentwicklung, wobei die zweite Generation von Sternen die nuklearen Produkte der Ersten übernimmt. Es ist jedoch noch unklar, wie dies passiert und welche Sterne - Sterne niedriger, mittlerer oder großer Masse, Einzel- oder Doppelsterne - die stellare Materie für die zweite Generation bieten. Um dies zu klären, sind die Häufigkeiten der Elemente notwendig, weil verschiedene Massebereiche andere chemische Zusammensetzung liefern. Um die spektroskopischen Untersuchungen zu leiten, ist es sehr nützlich, die verschiedenen Populationen photometrisch zu unterscheiden, da man dadurch gute Proben von allen Sub-Populationen bestimmen kann. In einer zukunftsweisenden theoretischen Studie haben wir gezeigt, dass Beobachtungen in blauen photometrischen Bändern diese Trennung der Populationen liefert. Zu diesem Zweck haben wir stellare Modelle und stellare Atmosphären von typischen Zusammensetzungen der "ersten" und "zweiten" Generation berechnet, haben die vorhergesagten Spektren mit photometrischen Standardfilterfunktionen gefaltet, und identifizierten dann diejenigen Filter, wo die Häufigkeitsvariationen die größten Farbvariationen zeigen (in der Abbildung zwischen dem schwarzen und dem roten theoretischen Spektrum für die erste und zweite Generation in U und B, die beiden linken Filter). Inzwischen ist diese Methode, die auf unserer theoretischen Arbeit basiert, die Standard-Methode für die Trennung von Farb-Helligkeits-Diagrammen für Kugelsternhaufen geworden.

(L. Sbordone, M. Salaris, A. Weiss, S. Cassisi:, A&A 534, A9 (2011))
 
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