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

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Sep 17, 2023 105 likes •261 views

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

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SLIDE 1

Coun%ng ¡Low-­‑Mass ¡Stars ¡in ¡ Distant ¡Galaxies ¡

Charlie ¡Conroy ¡ (Harvard/CfA) ¡ In ¡collabora7on ¡with ¡Pieter ¡van ¡Dokkum ¡(Yale) ¡

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SLIDE 2

0.0 0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 cumulative number 13.5 Gyr Zsol SSP 0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 cumulative mass 0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 mass (MO) 0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 cumulative luminosity

0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 10-3 10-2 10-1 1.0

cumula%ve ¡luminosity ¡

The ¡IMF ¡in ¡Integrated ¡Light ¡

  • Low-­‑mass ¡stars ¡dominate ¡the ¡mass, ¡but ¡

are ¡“invisible” ¡ mass ¡

cumula%ve ¡mass ¡ cumula%ve ¡number ¡

Number ¡ Stellar ¡mass ¡(Msun) ¡

Not ¡exactly! ¡

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SLIDE 3

λ ¡(µm) ¡ λ ¡(µm) ¡

CaT ¡

Surface ¡gravity-­‑sensi%ve ¡features ¡ separate ¡dwarfs ¡from ¡giants ¡

Spinrad ¡1962 ¡ Wing ¡& ¡Ford ¡1969 ¡ Cohen ¡1978 ¡ Faber ¡& ¡French ¡1980 ¡ Carter ¡et ¡al. ¡1986 ¡ Hardy ¡& ¡Couture ¡1988 ¡ Schiavon ¡et ¡al. ¡2000 ¡ van ¡Dokkum ¡& ¡Conroy ¡2010 ¡

(FeH) ¡

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SLIDE 4

Stellar ¡Popula%on ¡Synthesis ¡

Stellar ¡Models: ¡

13 ¡Gyr, ¡Zsol ¡

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SLIDE 5

New ¡Empirical ¡Models ¡

Conroy ¡& ¡van ¡Dokkum, ¡in ¡prep ¡

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SLIDE 6
  • Keck LRIS spectra of the 8 most massive (σ>250 km/s) Es in Coma & Virgo (excluding M87)
  • nly 12m exposure per galaxy

spectra obtained within the central 4” = 0.6 Re (Coma), 0.02 Re (Virgo)

<0.5% ¡scaZer ¡ per ¡spectral ¡bin ¡ NaI ¡ FeH ¡

van Dokkum & Conroy 2010

normalized ¡flux ¡ 13 ¡Gyr, ¡Zsol ¡

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SLIDE 7

Models ¡with ¡Arbitrary ¡Abundance ¡PaOerns ¡

Conroy ¡& ¡van ¡Dokkum, ¡in ¡prep ¡

0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 FeH0.99 3.0 3.2 3.4 3.6 3.8 4.0 4.2 4.4 <Fe> 0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 FeH0.99 3.0 3.2 3.4 3.6 3.8 4.0 4.2 4.4 <Fe> 0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 FeH0.99 3.0 3.2 3.4 3.6 3.8 4.0 4.2 4.4 <Fe>

IMF ¡

Age: ¡5-­‑13 ¡Gyr ¡

[α/Fe] ¡ Separate ¡abundance ¡ paOern, ¡age, ¡and ¡IMF ¡

Massive ¡Ellip%cals ¡

(~0.5um) ¡ (~1.0um) ¡

Base ¡model: ¡Zsol, ¡ Chabrier ¡IMF ¡

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SLIDE 8

Calcium, ¡sodium, ¡carbon, ¡… ¡

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

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SLIDE 9

Constraining ¡the ¡shape ¡of ¡the ¡IMF ¡

  • Spectral ¡features ¡are ¡sensi7ve ¡

to ¡different ¡mass ¡intervals ¡

Conroy ¡& ¡van ¡Dokkum, ¡in ¡prep ¡

0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 mass (MO

  • )
  • 0.2

0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 1.2 fractional change in index

NaI0.82 FeH0.99 NaI1.14 KI1.17 AlI1.31 CaI1.98

NaI ¡(0.82um) ¡ FeH ¡(0.99um) ¡ CaI ¡(1.98um) ¡ KI ¡(1.17um) ¡

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SLIDE 10

NGC ¡4649 ¡ ~104-­‑5 ¡stars ¡

0.05” ¡ ~1’ ¡

Significant ¡pixel-­‑to-­‑pixel ¡ fluctua%ons ¡in ¡RGB ¡stars ¡

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SLIDE 11

Dwarfs ¡vs. ¡Giants ¡

more ¡giants ¡

Absorp%on ¡strength ¡ Lpix ¡/ ¡<Lpix> ¡ Lpix ¡/ ¡<Lpix> ¡ Lpix ¡/ ¡<Lpix> ¡ dwarf-­‑strong ¡ giant-­‑strong ¡

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SLIDE 12

… ¡& ¡the ¡IMF ¡

Absorp%on ¡strength ¡ Lpix ¡/ ¡<Lpix> ¡ Lpix ¡/ ¡<Lpix> ¡

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SLIDE 13

HST ¡narrow-­‑band ¡tunable ¡filters: ¡

HST ¡Cycle ¡19 ¡proposal ¡accepted ¡to ¡ make ¡this ¡measurement ¡

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SLIDE 14

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. ¡