Massive star formation at high angular resolution [Elektronische Ressource] : pyramid wavefront sensing and the search for massive binaries / presented by Diethard Peter
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DissertationsubmittedtotheCombinedFacultiesfortheNaturalSciencesandforMathematicsoftheRuperto CarolaUniversityofHeidelberg,GermanyforthedegreeofDoctorofNaturalSciencespresentedbyDiplomPhysikerDiethardPeterbornTrier,GermanyOralexamination: 12November2008MassiveStarFormationatHighAngularResolutionPyramidWavefrontSensingandtheSearchforMassiveBinariesReferees: Prof. Dr. ThomasHenningProf. Dr. AndreasQuirrenbachZusammenfassungAnders als bei Sternen niedriger Massen ist die Entstehung von Sternen mit Massen oberhalbvon 10M noch nicht geklart.¨ Die Grunde¨ sind, daß diese Sterne tief in Staub eigebettet, imallgemeinenweitentfernt(≥1kpc)undaußerst¨ seltensind.Eine Moglichkeit¨ die Entstehung massereicher Sterne zu entschlusseln,¨ liegt darin, die Param etermassereicherDoppel undMehrfachsystemezuuntersuchen,dadieseParameterInforma tionenuber¨ denEntstehungsmechanismusenthalten.Um dieses Projekt durchzufuhr¨ en, braucht man Aufnahmen hoher Winkelauflosung¨ wie sie¨z.B. mit Hilfe adaptiver Optik erzielt werden konnen. Zu deren Verbesserung wurde der imInfraroten arbeitende Pyramiden Wellenfront Sensor PYRAMIR entwickelt. Es konnte gezeigtwerden,daß dieserSensoreineVerbesserunggegenuber¨ demkonventionellenShack HartmannSensordarstellt. DasInstrumentkonnteleiderwegentechnischerSchwierigkeitennichtfur¨ un sereZweckeeingesetztwerden.Stattdessen wurden mittels Lucky Imaging 150 Targets in den Cep OB2 und OB3 Assoziatio nen beobachtet.

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Publié le 01 janvier 2009
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Langue Deutsch
Poids de l'ouvrage 5 Mo

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Dissertation
submittedtothe
CombinedFacultiesfortheNaturalSciencesandforMathematics
oftheRuperto CarolaUniversityofHeidelberg,Germany
forthedegreeof
DoctorofNaturalSciences
presentedby
DiplomPhysikerDiethardPeter
bornTrier,Germany
Oralexamination: 12November2008MassiveStarFormation
atHighAngularResolution
PyramidWavefrontSensingand
theSearchforMassiveBinaries
Referees: Prof. Dr. ThomasHenning
Prof. Dr. AndreasQuirrenbachZusammenfassung
Anders als bei Sternen niedriger Massen ist die Entstehung von Sternen mit Massen oberhalb
von 10M noch nicht geklart.¨ Die Grunde¨ sind, daß diese Sterne tief in Staub eigebettet, im
allgemeinenweitentfernt(≥1kpc)undaußerst¨ seltensind.
Eine Moglichkeit¨ die Entstehung massereicher Sterne zu entschlusseln,¨ liegt darin, die Param
etermassereicherDoppel undMehrfachsystemezuuntersuchen,dadieseParameterInforma
tionenuber¨ denEntstehungsmechanismusenthalten.
Um dieses Projekt durchzufuhr¨ en, braucht man Aufnahmen hoher Winkelauflosung¨ wie sie
¨z.B. mit Hilfe adaptiver Optik erzielt werden konnen. Zu deren Verbesserung wurde der im
Infraroten arbeitende Pyramiden Wellenfront Sensor PYRAMIR entwickelt. Es konnte gezeigt
werden,daß dieserSensoreineVerbesserunggegenuber¨ demkonventionellenShack Hartmann
Sensordarstellt. DasInstrumentkonnteleiderwegentechnischerSchwierigkeitennichtfur¨ un
sereZweckeeingesetztwerden.
Stattdessen wurden mittels Lucky Imaging 150 Targets in den Cep OB2 und OB3 Assoziatio
nen beobachtet. Das aus den Daten abgeleitete Entstehungsszenario zeigt einen ursprunglich¨
weiten, massearmen Doppelstern der durch Akkretion zu einem engen massereicheren her-
anwachst.¨ Es ergeben sich große Unterschiede zwischen Sternen leichter und schwerer als
10M in Zahl und Masse der Begleiter. Dieser Befund bestatigt¨ Resultate aus anderen Ster-
nentstehungsgebieten.
Abstract
In contrast to the situation for low mass stars, the formation mechanism of massive stars i.e.
stars with masses of≥ 10M is still unclear. The reason is that these stars are highly embed
ded,onaveragefaraway(≥1kpc)andmuchrarerthantheirlow massbrothers.
One way to approach the matter of massive star formation is to look at the binary parameters
asimprintsoftheformationprocess.
Inordertoprovidesufficientlyhighangularresolutionthepyramidinfraredwavefrontsensor
PYRAMIRhasbeendeveloped. Thecommissioningshowedthatinprinciplethissensorissu
perior over the conventional Shack Hartmann sensor. However technical peculiarities of the
systemmadeitnotsuitableforourobservationalcampaign.
In stead we used Lucky imaging to observe 150 targets in the Cep OB2/3 associations at high
angularresolution.
The data implies a scenario in which accretion processes transform an originally wide binary
intoacloseone. Wedetectedastrongdifferenceinthenumberandthemassesofthecompan
ionsbetweenstarsonbothsidesofaborderof10M . Thisresultconfirmspreviousfindingsin
differentstarformingregions.Contents
1 Introduction 1
1.1 Aimofthiswork . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3
2 AdaptiveOpticsBackground 7
2.1 TheTurbulentAtmosphere . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7
2.1.1 TheKolmogorovModeloftheAtmosphere . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8
2.2 ModalDecomposition . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
2.3 DifferentWavefrontSensingConcepts . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
2.3.1 Shack HartmannSensor . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10
2.3.2 ThePyramidWavefrontSensorConcept . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11
2.3.3 ThePrinciple . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12
2.3.4 ThePredictionofSuperiority . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14
2.4 FundamentalRestrictions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15
2.4.1 ImpactofthePyramidEdges . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15
2.4.2 PartialCorrection . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16
2.4.3 ReadOutNoise . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16
2.4.4 CenteringonthePyramidTip . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
2.4.5 PupilIlluminationFlatness . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
2.4.6 Noncommon pathAberrations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19
2.5 TestingthePrediction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19
3 ThePYRAMIRSystem 23
3.1 ReadOutModes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26
3.2 Calibration . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28
3.2.1 TipTiltCalibration . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28
3.2.2 PhasingPYRAMIR . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29
4 MeasurementsoftheFundamentalRestrictions 31
4.1 ImpactofthePyramidEdges . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31
iContents
4.2 PupilIlluminationFlatness . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 32
4.3 ReadOutNoise . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 34
4.4 CenteringonthePyramidTip . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35
4.5 Noncommon pathAberrations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 36
4.5.1 DifferentModeSets . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 36
4.5.2 The Linear Regime and Modal Cross Talk under the Influence of Static
Aberrations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 38
4.5.3 DependenceontheStrengthofStaticAberrations . . . . . . . . . . . . . . 40
4.5.4ontheCalibrationAmplitude . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41
4.6 TheEffectoftheErrorsinClosedLoopOperation . . . . . . . . . . . . . . . . . . 42
5 ModelingtheOn skyPerformance 47
5.1 TheMeasurementError: ComparisonofPYRAMIRtoTheory . . . . . . . . . . . 47
5.2 DescriptionoftheModel . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 48
6 On skyPerformance 51
6.1 DifferentTip TiltCorrectionMethods . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51
6.2 Tip TiltStabilityandResidualJitter . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 52
6.3 HighOrderCorrection . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 53
7 Implications 57
7.1 ComparisonwithNACO . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 57
7.2 AuxiliaryWavefrontCorrectionforaLaserGuideStarSystematanELT . . . . . 58
8 Conclusions 61
9 Binarityin(HighMass)StarFormation 63
9.1 Observations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 64
9.2 TheoryofBinaryFormation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 65
9.2.1 DiscAssistedCapture . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 65
9.2.2 FragmentationofthePre stellarCore . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 66
9.2.3 Disc . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 66
9.2.4 AccretionontoWideBinary . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 66
9.2.5 DynamicalProcesses . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 67
9.3 DetectionMethodsforCloseCompanionStars . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 67
9.3.1 EclipsingBinaries . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 67
9.3.2 RadialVelocityMeasurements . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 67
9.3.3 Spectro Astrometry . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 68
9.3.4 LongBaselineInterferometry . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 69
9.3.5 SpeckleInterferometry . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 70
9.3.6 AdaptiveOptics . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 71
9.3.7 LuckyImaging . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 71
ii

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