Quantitative spectroscopy of galactic BA-type supergiants [Elektronische Ressource] / vorgelegt von Markus Georg Manfred Firnstein

Markus Firnstein, 16

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• Publié par: friedrich-alexander-universitat_erlangen-nurnberg
• Publié le: 01 janvier 2010
• Nombre de lectures: 20
• Langue: Deutsch
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Extrait

Quantitative Spectroscopy of Galactic
BA-type Supergiants
Der Naturwissenschaftlichen Fakulta¨t
der Friedrich-Alexander-Universita¨t Erlangen-Nu¨rnberg
zur
Erlangung des Doktorgrades Dr.rer.nat.
vorgelegt von
Markus Georg Manfred Firnstein
aus ScheßlitzAls Dissertation genehmigt
von der Naturwissenschaftlichen Fakultat¨
der Friedrich-Alexander-Universit¨at Erlangen-Nu¨rnberg
Tag der mundlichen Prufung: 30.9.2010¨ ¨
Vorsitzender der Promotionskommission: Prof. Dr. Eberhard B¨ansch
Erstberichterstatter: PD Dr. Norbert Przybilla
Zweitberichterstatter: Prof. Dr. Joern WilmsIVZusammenfassung
Massereiche Sterne – Sterne mit mehr als acht Sonnenmassen – sind kurzlebige Objekte,
die wegen ihrer hohen Leuchtkra¨fte das Erscheinungsbild von Sternentstehungsgebieten
¨bestimmen. Uber ihre starken Sternwinde und die Supernovaexplosionen am Ende ihres
Lebens verteilen sie die in ihrem Inneren erbruteten Elemente an die umliegende interstel-¨
¨lare Materie, undspielensoeine aktive Rolle inderEntwicklungvon Galaxien. Uberriesen
¨der Spektraltypen B undA (BA-Uberriesen) reprasentieren eine spate Entwicklungsphase¨ ¨
der massereichen Sterne. Sie zeichnen sich vor allem durch ihre hohe visuelle Helligkeit
aus, die sie zu exzellenten Indikatoren fur stellare und galaktische Astrophysik macht.¨
Ziel dieser Arbeit war eine umfassende, homogene Analyse von einer m¨oglichst großen
¨Anzahlvon BA-Uberriesen inunsererGalaxie, wobei dieAtmosph¨aren- undFundamental-
parameter der Sterne sowie die Haufigkeiten der Elemente Helium, Kohlenstoff, Stickstoff,¨
Sauerstoff, Magnesium, Schwefel, Titan und Eisen mit hoher Genauigkeit bestimmt wer-
den. Um das zu erreichen, wurden zunachst hochaufgeloste Echelle-Spektren mit einem¨ ¨
hohen Signal-zu-Rausch-Verha¨ltnis und einer umfassenden Wellenla¨ngenabdeckung von
˚∼3900 bis 9100A aufgenommen. Eine ausfuhrliche Datenreduktion war notwendig, um¨
die Rohdaten in wellenla¨ngenkalibrierte, rektifizierte Spektren zu verwandeln, die sich zur
Analyse eignen.
Im nachsten Schritt wurde ein großes Gitter von synthetischen Spektren erstellt, das den¨
erwarteten Parameterbereich der Zielsterne abdeckt. Bei den numerischen Berechnungen
wurde eine sogenannte non-LTE-Methode angewandt, die dem aktuellen Stand der For-
schung entspricht. Um den komplizierten physikalischen Gegebenheiten in den Sternat-
¨mospharen von BA-Uberriesen gerecht zu werden, mussen Abweichungen von der Stan-¨ ¨
dardannahme des lokalen thermischen Gleichgewichts (LTE) – die zu einer deutlichen
Vereinfachung der Analyse fuhrt – zugelassen werden, was eine Vielzahl an zuverlassigen¨ ¨
atomaren Daten erfordert und die Rechenzeit betra¨chtlich erho¨ht. Nur so aber kann die
geforderte hohe Genauigkeit gew¨ahrleistet werden.
Als nachstes wurde eine Analysestrategie entwickelt, um die wichtigsten atmospharischen¨ ¨
Parameter – Effektivtemperatur, Schwerebeschleunigung an der Oberfl¨ache, Mikroturbu-
lenzundHeliumhaufigkeit–aufeinehomogeneundeffizienteArtundWeisezubestimmen.¨
Hohe Pra¨zision ist hierbei eine Grundvoraussetzung, um die gewu¨nschte Genauigkeit in
der Haufigkeitsbestimmung zu erzielen. Die Resultate konnten genutzt werden, um neue¨
¨Standards im Bereich der BA-Uberriesen zu setzen, wie z.B. eine Neukalibration der Be-
ziehung zwischen Spektralklasse und Effektivtemperatur.
Im Anschluss konnten die Haufigkeiten der Elemente C, N, O, Mg, S, Ti und Fe in den¨
¨Atmosph¨aren der BA-Uberriesen mit einer fu¨r eine solch große Anzahl von Objekten bis-
her unerreichten Genauigkeit aus den jeweiligen Spektrallinien abgeleitet werden. Die
Ha¨ufigkeiten der leichten Elemente He, C, N und O sind von großem Nutzen, um den
V¨Entwicklungsstand von BA-Uberriesen festzustellen. Tatsa¨chlich verbringen massereiche
Sterne einen Großteil ihrer Lebenszeit damit, im Kern Wasserstoff zu Helium umzuwan-
deln, was im sogenannten CNO-Zyklus geschieht. Das fu¨hrt zu einer Anreicherung von
Stickstoff bei gleichzeitiger Abreicherung von Kohlenstoff und, in geringerem Ausmaße,
Sauerstoff. Folglich ko¨nnen die Ha¨ufigkeitsverh¨altnisse N/C undN/O verwendet werden,
um Spuren dieses Prozesses zu entdecken. Im Rahmen dieser Arbeit konnte zum ersten
¨Mal nachgewiesen werden, dass diese beiden Indikatoren in BA-Uberriesen tatsa¨chlich
in der engen Beziehung stehen, die von der Sternentwicklungstheorie vorausgesagt wird.
Zusatzlich wurde auch die erwartete Korrelation zwischen diesen beiden Indikatoren und¨
der in vorangegangenen Studien zumeist ignorierten Heliumha¨ufigkeit gefunden.
Verschiedene Mischungsprozesse sind fur den Transport von prozessiertem Material vom¨
Sterninneren in die Photospha¨re verantwortlich, wobei die Effizienz oft nur unzureichend
¨bekanntist.DieverschiedenenEntstehungsszenarienfu¨rBA-Uberriesenunterscheidensich
in der Art der moglichen Mischprozesse. Rein rotationsinduzierte Mischung ist vorausge-¨
sagt, falls der Stern sich direkt von der Hauptreihe zum jetzigen Zustand entwickelt hat.
Falls jedochbereitsdasRote-Riesen-Stadium durchlaufenwurde,hatte daseinekomplette
DurchmischungderHu¨lleaufgrunddestiefenEindringensderKonvektionszonen zurFolge
(sog. first dredge-up“).
”
Alle Objekte in der Auswahl zeigen klar die Signatur des CNO-Prozesses: Das Massen-
verh¨altnis N/C erreicht Werte von 0.63 bis 4.66, im Vergleich zu einem typischen Wert
von ungefahr 0.3, der aus Studien der Vorlaufersterne auf der Hauptreihe und von der¨ ¨
Sonne bekannt ist. Dennoch fu¨hrt der Vergleich mit ga¨ngigen Sternentwicklungsmodellen
nicht zu einem eindeutigen Ergebnis: Sowohl eine starke rotationsinduzierte Mischung,
mo¨glicherweise versta¨rkt durch Magnetfelder, als auch ein Szenario mit dredge-up ko¨nnte
zu solch hohen Werten fuhren.Einzigdie Tatsache, dasssich im Sample keine Sterneohne¨
Anzeichen des CNO-Prozesses befinden – was erwartet wu¨rde von langsamen Rotatoren
diekeinendredge-updurchlaufen–deutetdaraufhin,dassalleoderzumindestdiemeisten
Sterne das Rote-Riesen-Stadium bereits einmal hinter sich haben.
Ein weiteres Ziel dieser Arbeit war es, Randbedingungen fu¨r galaktochemische Entwick-
lungsmodelle zu liefern. Dazu wurde die Haufigkeitsverteilung in der Galaxie auf Gra-¨
dienten hin untersucht, und zwar als Funktion des Abstands zum galaktischen Zentrum.
¨MassereicheSternewieBA-UberriesenmitihrenkurzenLebenszeiteneignensichgutdazu,
diegegenw¨artigen Elementh¨aufigkeiten iminterstellaren Medium–ausdemsienachastro-
¨nomischen Maßstaben erst kurzlich geformt wurden – auszuloten. BA-Uberriesen haben¨ ¨
dabei dengroßen Vorteil, dass ihreEntfernungenmittels rein spektroskopischer Methoden
abgescha¨tzt werdenk¨onnen–u¨berdiesogenannteflussgewichteteSchwerebeschleunigungs-
LeuchtkraftRelation(FGLR).UrsprunglichfurextragalaktischeZweckeentwickelt,erlaub-¨ ¨
te sie es hier, die Position der Sterne im galaktischen Bezugssystem festzustellen.
Die Haufigkeitsgradienten in der Milchstraße in einem Bereich zwischen 6 und 12kpc¨
Abstand vom galaktischen Zentrum konnten bestimmt werden, und zwar zu −0.041±
0.005dex/kpc fur Sauerstoff,−0.034±0.007dex/kpc fur Magnesium,−0.049±0.008dex¨ ¨
/kpc fu¨rSchwefel,−0.038±0.012dex/kpc fu¨rTitan und−0.058±0.009dex/kpc fu¨rEisen.
Trotz der eher limitierten ra¨umlichen Ausdehnung des Samples konnten die Gradienten
mit geringer Unsicherheit bestimmt werden. Der Vergleich mit im Laufe der letzten Jahre
VIerschienenen Studien, die auf der Analyse anderer Objekte, wie z.B. Hii-Regionen und
¨jungen Hauptreihensternen, beruhen, zeigt gute Ubereinstimmung, was die abgeleiteten
Gradienten betrifft, aber systematische Unterschiede zwischen den Absolutwerten. Von
einer Erweiterung des Samples mit anderen Objekten sollte daher abgesehen werden, um
mo¨gliche, aus eben dieser Diskrepanz resultierende, systematische Fehler zu vermeiden.
Ein weiteres, bedeutendes Resultat ist die weitgehende Homogenit¨at des interstellaren
Mediums auf kleinen Skalen. Wenn man die Effekte der Gradienten berucksichtigt, fin-¨
det man nur eine sehr geringe Streuung in den Elementh¨aufigkeiten vor, was eine gute
Durchmischung des interstellaren Materials impliziert. Ein Großteil der in fruheren Ar-¨
beiten gefundenen Streuung sollte also auf Unsicherheiten in der Ha¨ufigkeitsbestimmung
zuruckzufuhren sein.¨ ¨
Die Verhaltnisse der Haufigkeitsgradienten untereinander sind vereinbar mit den grund-¨ ¨
legenden Zusammenha¨ngen, die aus dem Gebiet der galaktochemischen Entwicklung be-
kannt sind: Elemente, die auf langeren Zeitskalen produziert werden, zeigen steilere Gradi-¨
enten. Dies stimmt damit u¨berein, dass der sta¨rkste Gradient fu¨r Eisen bestimmt wurde.
¨Aber es zeigt sich auch eine erstaunlich gute Ubereinstimmung mit den Voraussagen eines
ku¨rzlich erstellten numerischen Entwicklungsmodells: Voraussagen fu¨r alle untersuchten
Elemente liegen innerhalb der engen Fehlergrenzen.
Zusammenfassend