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Parameters of selected central stars of planetary nebulae from consistent optical and UV spectral analysis

Authors
Publisher
Ludwig-Maximilians-Universität München
Publication Date
Keywords
  • Fakultät Für Physik

Abstract

Massearme Sterne haben Nullalter-Hauptreihenmassen von ungefähr 0.8-8.0 Sonnenmassen. Sobald ihr H und He erschöpft ist, haben massearme Sterne die Spitze des asymptotischen Riesenastes (AGB) erreicht und werden unter Abwurf ihrer Hüllen zu Zentralsternen Planetarischer Nebel (ZSPNs). Der größte Teil dieser Arbeit befasst sich mit der Untersuchung der Sternparameter einer speziellen Auswahl von ZSPNs, um die Gültigkeit der allgemein akzeptierten Kern-Masse-Leuchtkraft Beziehung von ZSPNs weiterführend zu prüfen. Die Notwendigkeit einer solch kritischen Untersuchung wurde hervorgerufen durch eine Diskrepanz zwischen den bestimmten Sternparametern einer hydrodynamisch selbstkonsistenten UV-Analyse und den Sternparametern, die von planparallelen Modelllinienfits an photosphärische H und He Absorptionslinien bestimmt werden. Die konsistent bestimmten Massen der UV-Analyse wiesen eine größere Bandbreite auf als jene, die von der optischen Analyse unter zu Hilfenahme von theoretischen post-AGB Entwicklungsverläufen bestimmt wurden. Die Untersuchung wurde unter Verwendung von ”WM-basic”, einem Code, der die Abweichungen vom lokalen thermodynamischen Gleichgewicht in den Atmosphären von heissen Sternen berücksichtigt, durchgeführt. Dieser Code diente zuvor als Basis für die frühere konsistente UV-Analyse von einer speziellen Auswahl von ZSPNs. Zuerst verbesserten wir den Code, indem wir den Starkverbreiterungseffekt einbauten, um damit optische H und He Linien gleichzeitig mit dem UV Spektrum rechnen zu können. Dies erlaubte eine selbstkonsistente Neuuntersuchung des masseärmsten sowie des massereichsten Zentralsterns der betrachteten ZSPNs. Unter Verwendung des UV Parametersatzes konnten wir nicht nur das beobachtete UV Spektrum, sondern auch die optischen Linienprofile reproduzieren, die fast identisch waren mit den optischen Sternparametermodellen. Die konsistenten Modelle, basierend auf dem optischen Parametersatz, konnten keines der Spektren korrekt reproduzieren. Das Fehlen der Konsistenz zwischen den Stern-und Windparametern des optischen Parametersatzes wird auch deutlich, wenn man einen anderen Untersuchungsansatz verwendet, der auf den dynamischen Windparametern basiert. In einer weiterführenden Studie verbesserten wir den WM-basic Code nochmals, indem wir das Klumpungsverfahren einbauten. Die Stärke der optischen Emissionslinien, von der die Massenverlustrate im Fall einer ausschliesslich optischen Analyse bestimmt wird, hängt vom Quadrat der Dichte ab. Ein mögliches Klumpen der Winde würde deshalb zu einer Messunsicherheit in der Bestimmung der atmosphärischen Massenverlustrate von der Stärke solcher optischen Linien führen. Da die Massenverlustrate kein freier Parameter ist, sondern vielmehr eine Funktion der anderen Sternparameter, könnte dies zu einer Messunsicherheit in der Bestimmung der Sternparameter führen. Wir verwendeten den verbesserten Code deshalb um unter hinzufügen der Klumpung das Erscheinungsbild des UV Spektrums des optischen Parametersatzes, neu bewerten zu können. Letzterer wurde in einer früheren Studie ermittelt wurde, die die Klumpung in ihren Modellen verwendete, um Fits an die optischen Linien zu erreichen. Wir fanden heraus, dass, mit oder ohne Berücksichtigung der Klumpung, Windstärken und Endgeschwindigkeiten, welche mit den Sternparametern aus der optischen Analyse übereinstimmen, Spektren liefern, die inkompatibel mit den optischen und UV Beobachtungen sind. Unsere selbstkonsistenten Modelle liefern dagegen gute Fits an beide Beobachtungen. Des weiteren stellte sich heraus, dass Klumpungswerte den gleichen Grad an Einfluss auf die optischen Rekombinationslinien aufweisen wie es die Dichte (das Geschwindigkeitsfeld) hat. Innerhalb der gleichen Studie haben wir auch Schocktemperaturen und Verhältnisse von röntgen-zu bolometrischen Leuchtkräften bestimmt, die es uns ermöglichten, die hoch ionisierte O VI Linie, welche Teil des Spektralbereiches des Far Ultraviolet Spectroscopic Explorers ist, zu reproduzieren. Die erhaltenen Werte stimmen mit jenen überein, die bereits für O Sterne erlangt wurden. Dies bestätigt zum wiederholten Male die Ähnlichkeit der Atmosphären von massereichen O Sternen und O-Typ ZSPNs. Basierend auf den von uns abgeleiteten Schockstrukturen unserer Auswahl von ZSPNs, untersuchten wir einen möglichen Einfluss der Schocks auf Studien von Emissionslinien von H II Regionen. Hierbei werden Verfahren zur Umrechnung von Linienverhältnissen in gewünschte physikalische Eigenschaften benötigt, die in Form von diagnostischen Linienverhältnissen oder Diagrammen vorkommen und die auf Gittern von Photoionisationsmodellen basieren. Wir berechneten solch ein Gitter von schockbeinflussten Ionisationsflüssen eines Zentralsterns und verwendeten diese verstärkten Flüsse als Eingabewert für den Photoionisationscode MOCASSIN. Dies ermöglichte es uns, den Einfluss der schockverstärkten Flüsse auf das den Stern umgebende Gas zu untersuchen. Die Effekte sind speziell wichtig für stellare Quellen mit effektiven Temperaturen kleiner als 30kK. Zum Schluss untersuchten wir in zwei Studien einige der Eigenschaften von jungen, massereichen Sternhaufen (YMCs). In der ersten Studie widmeten wir uns der Frage, ob die anfängliche Massenfunktion der Sternhaufen ein zugrundeliegendes Limit bei hohen Massen aufweisst oder nicht. Wir verwendeten eine Methode, basierend auf den Leuchtkräften der YMCs, kombiniert mit deren Alter, wobei wir herausfanden, dass ein Abschneiden der Massenfunktion benötigt wird, um die Beobachtungen zu reproduzieren. Dies bestätigt frühere Untersuchungsergebnisse. Die zweite Studie beschäftigte sich mit der radialen Verteilung von YMCs in einer Auswahl von nahegelegenen Spiralgalaxien. Wir suchten nach den charakteristischen Abständen zum galaktischen Zentrum, die die Entstehung und/oder das Überleben von den massereichsten Sternhaufen begünstigen. Wir verglichen daraufhin die beobachteten Daten mit einem einfachen theoretischen Modell, das auf der Stichprobengröße basiert. Letzteres ergibt sich aus der Sternentstehungsrate als Funktion des Radiuses, multipliziert mit der Fläche. Wir fanden heraus, dass solch ein Modell dazu in der Lage ist, die beobachteten Abstandsverteilungen der YMCs zu reproduzieren. Dies gelang ohne Zuhilfenahme einer bevorzugten Sternhaufenbildung oder einem Zerfall aufgrund einer erhöhten Anzahl an Riesenmolekülwolken in der Nähe von galaktischen Zentren.

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