Coun%ng Low-Mass Stars in Distant Galaxies Charlie Conroy - PowerPoint PPT Presentation

Coun%ng ¡Low-­‑Mass ¡Stars ¡in ¡ Distant ¡Galaxies ¡ Charlie ¡Conroy ¡ (Harvard/CfA) ¡ In ¡collabora7on ¡with ¡Pieter ¡van ¡Dokkum ¡(Yale) ¡

0.0 1.0 cumula%ve ¡number ¡ The ¡IMF ¡in ¡Integrated ¡Light ¡ 0.8 cumulative number 0.6 Low-­‑mass ¡stars ¡dominate ¡the ¡mass, ¡but ¡ • 0.4 are ¡“invisible” ¡ 0.2 13.5 Gyr Z sol SSP 0.0 1.0 cumula%ve ¡mass ¡ 0.8 cumulative mass 0.6 0.4 0.2 Number ¡ Not ¡exactly! ¡ 0.0 1.0 cumula%ve ¡luminosity ¡ 1.0 0.8 cumulative luminosity 10 -1 0.6 10 -2 0.4 10 -3 0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 0.2 0.0 Stellar ¡mass ¡(M sun ) ¡ 0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 mass ¡ mass (M O )

CaT ¡ Surface ¡gravity-­‑sensi%ve ¡features ¡ separate ¡dwarfs ¡from ¡giants ¡ λ ¡( µ m) ¡ Spinrad ¡1962 ¡ Wing ¡& ¡Ford ¡1969 ¡ Cohen ¡1978 ¡ Faber ¡& ¡French ¡1980 ¡ Carter ¡et ¡al. ¡1986 ¡ (FeH) ¡ Hardy ¡& ¡Couture ¡1988 ¡ Schiavon ¡et ¡al. ¡2000 ¡ van ¡Dokkum ¡& ¡Conroy ¡2010 ¡ λ ¡( µ m) ¡

Stellar ¡Popula%on ¡Synthesis ¡ 13 ¡Gyr, ¡Z sol ¡ Stellar ¡Models: ¡

New ¡Empirical ¡Models ¡ Conroy ¡& ¡van ¡Dokkum, ¡in ¡prep ¡

• Keck LRIS spectra of the 8 most massive ( σ >250 km/s) Es in Coma & Virgo (excluding M87) only 12m exposure per galaxy spectra obtained within the central 4” = 0.6 R e (Coma), 0.02 R e (Virgo) FeH ¡ NaI ¡ normalized ¡flux ¡ 13 ¡Gyr, ¡Z sol ¡ <0.5% ¡scaZer ¡ per ¡spectral ¡bin ¡ van Dokkum & Conroy 2010

Models ¡with ¡Arbitrary ¡Abundance ¡PaOerns ¡ 4.4 4.4 4.4 Separate ¡abundance ¡ 4.2 4.2 4.2 paOern, ¡age, ¡and ¡IMF ¡ Base ¡model: ¡Z sol , ¡ (~ 0.5um) ¡ 4.0 4.0 4.0 Chabrier ¡IMF ¡ 3.8 3.8 3.8 [ α /Fe] ¡ <Fe> <Fe> <Fe> IMF ¡ 3.6 3.6 3.6 Age: ¡5-­‑13 ¡Gyr ¡ Massive ¡Ellip%cals ¡ 3.4 3.4 3.4 3.2 3.2 3.2 3.0 3.0 3.0 0.0 0.0 0.0 0.2 0.2 0.2 0.4 0.4 0.4 0.6 0.6 0.6 0.8 0.8 0.8 1.0 1.0 1.0 (~ 1.0um) ¡ FeH0.99 FeH0.99 FeH0.99 Conroy ¡& ¡van ¡Dokkum, ¡in ¡prep ¡

Calcium, ¡sodium, ¡carbon, ¡… ¡ 4.0 3.8 3.6 IMF ¡ 3.4 [Ca/Fe] ¡ CaI1.98 age ¡ 3.2 [ α /Fe] ¡ 3.0 2.8 2.6 6.5 7.0 7.5 8.0 8.5 9.0 9.5 CaII0.86

Constraining ¡the ¡ shape ¡ of ¡the ¡IMF ¡ 1.2 Spectral ¡features ¡are ¡sensi7ve ¡ • NaI0.82 to ¡different ¡mass ¡intervals ¡ NaI ¡(0.82um) ¡ FeH0.99 1.0 NaI1.14 KI1.17 fractional change in index AlI1.31 FeH ¡(0.99um) ¡ 0.8 CaI1.98 CaI ¡(1.98um) ¡ 0.6 0.4 KI ¡(1.17um) ¡ 0.2 0.0 -0.2 0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 mass (M O • ) Conroy ¡& ¡van ¡Dokkum, ¡in ¡prep ¡

NGC ¡4649 ¡ ~ 1’ ¡ ~ 10 4-­‑5 ¡stars ¡ 0.05” ¡ Significant ¡pixel-­‑to-­‑pixel ¡ fluctua%ons ¡in ¡RGB ¡stars ¡

Dwarfs ¡vs. ¡Giants ¡ dwarf-­‑strong ¡ Absorp%on ¡strength ¡ more ¡giants ¡ L pix ¡/ ¡<L pix > ¡ giant-­‑strong ¡ L pix ¡/ ¡<L pix > ¡ L pix ¡/ ¡<L pix > ¡

… ¡& ¡the ¡IMF ¡ Absorp%on ¡strength ¡ L pix ¡/ ¡<L pix > ¡ L pix ¡/ ¡<L pix > ¡

HST ¡narrow-­‑band ¡tunable ¡filters: ¡ HST ¡Cycle ¡19 ¡proposal ¡accepted ¡to ¡ make ¡this ¡measurement ¡

Summary ¡ 1. The ¡low-­‑mass ¡IMF ¡can ¡be ¡directly ¡constrained ¡from ¡the ¡ integrated ¡light ¡of ¡old ¡stellar ¡popula=ons ¡ – Even ¡the ¡ shape ¡ of ¡the ¡IMF ¡can ¡be ¡measured ¡ 2. Spectral ¡fluctua7ons ¡is ¡a ¡novel ¡technique ¡for ¡measuring ¡the ¡IMF ¡ 3. BoZom-­‑heavy ¡IMF ¡s7ll ¡favored ¡for ¡massive ¡ellip7cals. ¡