Chemical analysis of globular star clusters [Elektronische Ressource] : theory and observation / vorgelegt von Karin Lind

Karin Lind

Sujets

• Physik

Informations

• Publié par: ludwig-maximilians-universitat_munchen
• Publié le: 01 janvier 2010
• Nombre de lectures: 9
• Langue: English
• Poids de l'ouvrage: 4 Mo

Extrait

Chemical analysis of globular star
clusters: theory and observation
Karin Lind
Munc¨ hen 2010Chemical analysis of globular star
clusters: theory and observation
Karin Lind
Dissertation
an der Ludwig–Maximilians–Universit¨at
Munc¨ hen
vorgelegt von
Karin Lind
aus Motala, Schweden
Munc¨ hen, den 28.09.2010Erstgutachter: Priv. Doz. Dr. Achim Weiß
Zweitgutachter: Priv. Doz. Dr. Joachim Puls
Tag der mundlic¨ hen Prufung¨ : 13.12.2010Contents
Zusammenfassung xiii
Summary xv
Preface xvii
1 Abundance analysis of late-type stars 1
1.1 The chemical composition of stars . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1
1.2 Model atmospheres . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2
1.3 LTE analysis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3
1.4 Non-LTE analysis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5
1.4.1 Atomic data . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6
1.4.2 Motivation for new calculations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7
1.4.3 Non-LTE effects . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7
2 Non-LTE calculations for neutral Na using improved atomic data 11
2.1 Astrophysical motivation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11
2.2 Non-LTE modelling procedure . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12
2.2.1 Structure of the model atom . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13
2.2.2 Radiative transitions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14
2.2.3 Electron collisions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14
2.2.4 Hydrogen co . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17
2.2.5 Line broadening . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
2.3 Discussion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
2.3.1 Departures from LTE . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
2.3.2 The influence of collisions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23
2.3.3 Consequences for stellar abundance analysis . . . . . . . . . . . . . 26
2.4 Conclusions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28
3 Departures from LTE for neutral Li 31
3.1 Astrophysical motivation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31
3.2 Non-LTE modelling procedure . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31
3.3 Results . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 34vi CONTENTS
3.4 Discussion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35
4 3D, non-LTE line formation of NaI in the Sun 41
4.1 Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41
4.2 Modelling procedure . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 42
4.3 Line formation in 3D . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 45
4.4 Centre-to-limb variation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 46
4.5 The solar Na abundance . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51
5 Globular clusters 53
5.1 Definition and basic properties . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 53
5.2 Evolution of low-mass stars . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 56
5.3 Observational applications . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 57
5.4 High-resolution spectroscopy with FLAMES . . . . . . . . . . . . . . . . . 59
5.4.1 The observational setup . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 59
5.4.2 Data reduction and processing . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 60
5.5 Determination of stellar parameters . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 61
5.5.1 Effective temperature . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 61
5.5.2 Surface gravity . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 64
6 Signatures of intrinsic Li depletion and Li-Na anti-correlation in the
metal-poor globular cluster NGC6397 65
6.1 Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 65
6.2 Observations. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 68
6.2.1 High and medium-high resolution spectroscopy. . . . . . . . . . . . 68
6.2.2 Str¨omgren photometry . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 69
6.3 Analysis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 74
6.3.1 Effective temperatures and surface gravities . . . . . . . . . . . . . 75
6.3.2 Metallicity . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 76
6.3.3 Lithium . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 79
6.3.4 Sodium . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 79
6.3.5 Calcium . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 80
6.4 Results . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 80
6.4.1 Li abundances . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 80
6.4.2 Lithium data from the ESO archive . . . . . . . . . . . . . . . . . . 83
6.4.3 The Li-Na anti-correlation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 83
6.5 Discussion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 86
6.5.1 Signatures of intrinsic lithium depletion . . . . . . . . . . . . . . . . 86
6.5.2 Effects of stellar parameters and non-LTE . . . . . . . . . . . . . . 91
6.5.3 Comparison to other studies . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 91
6.5.4ison to diffusion-turbulence models . . . . . . . . . . . . . . 92
6.6 Conclusions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 95CONTENTS vii
7 Tracing the evolution of NGC6397 through the chemical composition of
its stellar populations 97
7.1 Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 97
7.2 Observations and analysis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 99
7.3 Abundance analysis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 101
7.3.1 O, Na, Mg, and Al . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 105
7.3.2 Nitrogen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 109
7.3.3 α and iron-peak elements. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 110
7.3.4 Neutron capturets . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 112
7.3.5 Helium . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 113
7.4 Consequences for the evolutionary scenario . . . . . . . . . . . . . . . . . . 116
7.4.1 Method . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 116
7.4.2 Amount of dilution between massive star ejecta and pristine gas . . 117
7.4.3 Expected anti-correlations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 119
7.4.4 He content . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 122
7.4.5 Initial cluster mass . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 122
7.5 Conclusions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 123
8 Conclusions and outlook 129
8.1 The cosmological Li problem . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 129
8.2 Multiple populations in globular clusters . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 130
8.3 The future of high-precision abundance analysis . . . . . . . . . . . . . . . 131
Bibliography 146
Acknowledgments 149
Curriculum Vitae 154viii CONTENTSList of Figures
1.1 The optical depth dependence of the mean radiation fieldJ and the Planckν
function B for a solar atmospheric model. . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8ν
1.2 SolarLTEandnon-LTEcurves-of-growthforoneoftheNaDlines(λ589.5nm). 9
2.1 Schematic term diagram of the 23-level NaI model atom. . . . . . . . . . . 13
2.2 Threesampleexcitationcross-sectionsforcollisionsbetweenNaIandelectrons. 16
2.3 ComparisonbetweenratecoefficientsatT =6000Kforcollisionalexcitation
of NaI by neutral hydrogen atoms. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19
2.4 Non-LTEabundancecorrectionsasfunctionsofequivalentwidthsofselected
NaI lines. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20
2.5 Contour diagrams illustrating non-LTE abundance corrections. . . . . . . . 24
2.6 The sensitivity of NaI departure coefficients to hydrogen collisions. . . . . 25
2.7 Comparisonwiththenon-LTENaabundancecorrectionsdeterminedinear-
lier studies. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27
2.8 Comparisonbetweentemperaturestratificationsandcurves-of-growthofNa
lines for different 1D model atmosphere codes. . . . . . . . . . . . . . . . . 29
3.1 The sensitivity of Li non-LTE abundance corrections to hydrogen collisions
for different stellar parameters. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 36
3.2 The sensitivity of Li non-LTE abundance corrections to choice of 1D model
atmosphere code. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 37
3.3 Comparison of the derived Li non-LTE abundance corrections to earlier
studies.. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 38
4.1 Temperature and electron density structures of solar model atmospheres in
1D and 3D. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 44
4.2 Solar disk centre intensity profiles of the NaI 615.4nm line. . . . . . . . . . 45
4.3 Departur