David Streich

• In this thesis we utilize resolved stellar populations to improve our understanding of galaxy formation and evolution. In the first part we improve a method for metallicity determination of faint old stellar systems, in the second and third part we analyze the individual history of six nearby disk galaxies outside the Local Group. A New Calibration of the Color Metallicity Relation of Red Giants for HST data: It is well known, that the color distribution of stars on the the Red Giant Branch (RGB) can be used to determine metallicities of old stellar populations that have only shallow photometry. Based on the largest sample of globular clusters ever used for such studies, we quantify the relation between metallicity and color in the widely used HST ACS filters F606W and F814W. We use a sample of globular clusters from the ACS Globular Cluster Survey and measure their RGB color at given absolute magnitudes to derive the color-metallicity relation. We find a clear relation between metallicity and RGB color; we investigate theIn this thesis we utilize resolved stellar populations to improve our understanding of galaxy formation and evolution. In the first part we improve a method for metallicity determination of faint old stellar systems, in the second and third part we analyze the individual history of six nearby disk galaxies outside the Local Group. A New Calibration of the Color Metallicity Relation of Red Giants for HST data: It is well known, that the color distribution of stars on the the Red Giant Branch (RGB) can be used to determine metallicities of old stellar populations that have only shallow photometry. Based on the largest sample of globular clusters ever used for such studies, we quantify the relation between metallicity and color in the widely used HST ACS filters F606W and F814W. We use a sample of globular clusters from the ACS Globular Cluster Survey and measure their RGB color at given absolute magnitudes to derive the color-metallicity relation. We find a clear relation between metallicity and RGB color; we investigate the scatter and the uncertainties in this relation and show its limitations. A comparison with isochrones shows reasonably good agreement with BaSTI models, a small offset to Dartmouth models, and a larger offset to Padua models. Even for the best globular cluster data available, the metallicity of a simple stellar population can be determined from the RGB alone only with an accuracy of 0.3 dex for [M/H]<-1, and 0.15 dex for [M/H]>-1. For mixed populations, as they are observed in external galaxies, the uncertainties will be even larger due to uncertainties in extinction, age, etc. Therefore caution is necessary when interpreting photometric metallicities. The Structural History of Nearby Low Mass Disk Galaxies: We study the individual evolution histories of three nearby, low-mass, edge-on galaxies (IC5052, NGC4244, NGC5023). Using the color magnitude diagrams of resolved stellar populations, we construct star count density maps for populations of different ages and analyze the change of structural parameters with stellar age within each galaxy. The three galaxies show low vertical heating rates, which are much lower than the heating rate of the Milky Way. This indicates that heating agents, as giant molecular clouds and spiral structure are weak in low mass galaxies. We do not detect a separate thick disk in any of the three galaxies, even though our observations cover a larger range in equivalent surface brightness than any integrated light study. While scaleheights increase with age, each population can be well described by a single disk. Only two of the galaxies contain a very weak additional component, which we identify as the faint halo. The mass of these faint halos is less than 1% of the mass of the disk. All populations in the three galaxies exhibit no or only little flaring. While this finding is consistent with previous integrated light studies, it poses strong constraints on galaxy formation models, because most theoretical simulations often find strong flaring due to interactions or radial migration. Furthermore, we find breaks in the radial profiles of all three galaxies. The radii of these breaks are independent of age, and the break strength is decreasing with age in two of the galaxies (NGC4244 and NGC5023). This is consistent with break formation models, that combine a star formation cutoff with radial migration. The differing behavior of IC5052 can be explained by a recent interaction or minor merger. The Structural History of Massive Disk Galaxies: We extend the structural analysis of stellar populations with distinct ages to three massive galaxies, NGC891, NGC4565 and NGC7814. While confusion effects due to the high stellar number densities in their central region, and the prominent dust lanes inhibit an detailed analysis of the radial profiles, we can study their vertical structure. These massive galaxies also have a slower heating than the Milky Way, comparable to the low mass galaxies. This can be traced back to their already thick young populations and thick layers of their interstellar medium. We do not find a clear separate thick disk in any of these three galaxies; all populations can be described by a single disk plus a S\'ersic bulge/halo component. In contrast to the low mass galaxies, we cannot rule out the presence of thick disks in the massive galaxies, because of the strong influence of the halo, that might hide the possible contribution of the thick disk to the vertical star count profiles. However, the faintness of the possible thick disks still points to problems in the earlier ubiquitous findings of thick disks in external galaxies.…
• Es ist noch nicht einmal einhundert Jahre her, dass sich in der ``Großen Debatte'' die beiden Astronomen Harlow Shapley und Heber Curtis über die Frage stritten, wie groß unsere Milchstraße sei und ob die Spiralnebel innerhalb dieser lägen oder eigene, von dieser getrennte Objekte seien. Seitdem diese Fragen in den darauffolgenden Jahren, insbesondere durch die Arbeiten Hubbles, gelöst werden konnten, hat das Forschungsfeld der Galaxienentstehung und -entwicklung bis heute enorme Fortschritte gemacht, und lässt doch noch so viele Frage offen. Das Schwierige, aber eben auch das Interessante an der Physik der Galaxien besteht darin, dass sich hier so viele Teilbereiche der (Astro-)physik treffen: von der allgemeinen Relativitätstheorie und der Kosmologie, die die Anfangs- und Randbedingungen geben, über die Dynamik kollisionsfreier Systeme für die Bewegung von Sternen und die Hydrodynamik zum Verständnis der Sternentstehung, bis zur Kernphysik zur Entstehung der Elemente in Sternen und Supernovae. All diese verschiedenen Prozesse (undEs ist noch nicht einmal einhundert Jahre her, dass sich in der ``Großen Debatte'' die beiden Astronomen Harlow Shapley und Heber Curtis über die Frage stritten, wie groß unsere Milchstraße sei und ob die Spiralnebel innerhalb dieser lägen oder eigene, von dieser getrennte Objekte seien. Seitdem diese Fragen in den darauffolgenden Jahren, insbesondere durch die Arbeiten Hubbles, gelöst werden konnten, hat das Forschungsfeld der Galaxienentstehung und -entwicklung bis heute enorme Fortschritte gemacht, und lässt doch noch so viele Frage offen. Das Schwierige, aber eben auch das Interessante an der Physik der Galaxien besteht darin, dass sich hier so viele Teilbereiche der (Astro-)physik treffen: von der allgemeinen Relativitätstheorie und der Kosmologie, die die Anfangs- und Randbedingungen geben, über die Dynamik kollisionsfreier Systeme für die Bewegung von Sternen und die Hydrodynamik zum Verständnis der Sternentstehung, bis zur Kernphysik zur Entstehung der Elemente in Sternen und Supernovae. All diese verschiedenen Prozesse (und viele mehr) beeinflussen das Bild der Galaxien, das wir heute sehen. In dieser Arbeit benutzen wir aufgelöste Sternenpopulationen, d.h. photometrische Messungen einer großen Zahl einzelner Sterne, um die Entstehungseschichte von Galaxien zu erforschen. Das Hauptwerkzeug dabei ist das Farben-Helligkeits-Diagramm der Sterne. Seit den frühen Arbeiten Ejnar Hertzsprungs und Henry Russels zu Beginn des zwanzigsten Jahrhunderts ist bekannt, dass Sterne in einem Diagramm, in dem die absolute Helligkeit (oder analog die Leuchtkraft) über der Spektralklasse (oder analog der Effektivtemperatur oder der Farbe) der Sterne aufgetragen ist, nur bestimmte Bereiche belegen. Die genaue Verteilung der Sterne in einem solchen Diagramm wird vor allem durch das Alter und die chemische Zusammensetzung, d.h. die Metallizität, bestimmt. Dies bedeutet, dass man aus der verteilung der Sterne im Farben-Helligkeits-Diagramm Rückschlüsse auf deren Alter und Metallizität, und daraus Rückschüsse auf die Entwicklund einer Galaxie ziehen kann. Im ersten Teil der Arbeit widmen wir uns der Farb-Metallizitäts-Beziehung von Roten Riesensternen, die genutzt weden kann, um die Metallizität alter Sternenpopulation aus rein photometrischen Messungen zu bestimmen. Wir verbessern diese Beziehung, die im Grundsatz schon lange bekannt ist, für die Filtersysteme des Hubble-Weltraumteleskopes. Ausgehend von einer Probe von 71 Kugelsternhaufen, für die sowohl spektroskopische Metallizitätsbestimmungen als auch Photometrie mit den Hubble Filtern F606W und F814W verfügbar sind, haben wir die Farben-Helligkeitsbeziehung neu bestimmt und die Streuung um diese Beziehung sowie die Unsicherheiten untersucht. Im Vergleich mit theoretischen Sternentwicklungsmodellen zeigt sich, dass die beobachtete Beziehung gut mit den BaSTI-Modellen übereinstimmt, während die Dartmouth-Modelle eine kleine, und die Padua-Modelle eine größere Abweichung aufzeigen. Desweiteren zeigen wir, dass selbst für die derzeit besten Daten von einfachen, eindeutig alten Populationen, wie die Kugelsternhaufen sie darstellen, eine Metallizitätsbestimmung anhand des Roten-Riesenastes nur mit einer Genauigkeit von 0.3 dex für niedrige Metallizitäten ([M/H]<-1), und mit einer Genauigkeit von 0.15 dex für höhere Metallizitäten durchgeführt werden kann. In komplizierteren Fällen mit gemischten Populationen, wie sie in externen Galaxies häufig zu finden sind, sind die Unsicherheiten noch größer. Im weiteren Teil der Arbeit erforschen wir die Entstehungsgeschichte von sechs nahen edge-on Scheibengalaxien, von denen drei eine Rotationsgeschwindigkeit ähnlich der Milchstraße haben, während drei weitere deutlich kleiner sind. Mit Hilfe der Farben-Helligkeits-Diagramme unterteilen wir deren Sterne in Populationen unterschiedlichen Alters und erstellen Karten der Anzahldichte einer jeden Population. Damit untersuchen wir dann die Abhängigheit der strukturellen Parameter, wie z.B. Skalenhöhe und -länge, vom Alter der Sterne. In allen Galaxien finden wir einen Anstieg der Skalenhöhe mit dem Alter, dessen Stärke jedoch deutlich unterhalb dem der Milchstraße liegt. In den drei massearmen Galaxien kann dies durch eine geringere Häufigkeit und Stärke der die Heizung verursachenden Streuzentren (z.B. Riesenmolekülwolken oder Spiralarme) erklärt werden. In den drei massereichen Galaxien hängt dies wahrschinlch mit der bereits intrinsisch dickeren Verteilung des interstellaren Mediums und der jungen Sterne zusammen. Weiterhin untersuchen wir die Veränderung der Skalenhöhe mit zunehmenden Radius in den Galaxien und finden nur eine geringen Anstieg der Skalenhöhe zu den Außenbereichen der Galaxien hin. Dies ist in Übereinstimmung mit vorherigen Beobachten, stellt jedoch eine bedeutsamen Einschränkung für Galaxiensimulationen dar, in denen oftmals eine starke Aufweitung der Scheiben zu ihrem Rand hin stattfindet. In keiner der Galaxien entdecken wir eine separate dicke Scheibe. In den massearmen Galaxien kann jede der Population gut durch eine einfache Scheibe beschrieben werden. Darüberhinaus finden wir in zwei Galaxien lediglich eine sehr schwache Halo-Komponente, die mit einer maximalen Masse von nur 1% der Masse der Scheibe aber deutlich schwächer ist als es für eine dicke Scheibe erwartet würde. In den massereicheren Galaxien können die Populationen jeweils mit einer Kombination aus einer Scheibe und einer gemeinsamen S\'ersic-Komponente für Halo und Bulge beschrieben werden. Hier können wir die Existenz einer dicken Scheiben nicht mit Sicherheit ausschließen, da die Präsenz einer massiven Halo/Bulge-Komponente eine mögliche Messung der dicken Scheibe verhindern könnte. Allerdings deutet das Fehlen der dicken Scheiben in unseren Beobachtungen darauf hin, dass eventuelle dicke Scheiben deutlich schwächer sein müssen als sie andere Studien bisher gefunden haben.…