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Near infrared spectra of post-AGB variables
Marianne Jungwirth
Art der Arbeit
Diplomarbeit
Universität
Universität Wien
Fakultät
Fakultät für Geowissenschaften, Geographie und Astronomie
Betreuer*in
Thomas Lebzelter
DOI
10.25365/thesis.11760
URN
urn:nbn:at:at-ubw:1-29294.14482.492866-1
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Abstracts
Abstract
(Deutsch)
Das Ziel dieser Diplomarbeit ist es, das interessante Gebiet der Post-AGB Sterne etwas näher zu beleuchten. Während der Entwicklung eines Sterns mittlerer Masse kann man verschiedene Brennphasen beobachten: auf der Hauptreihe (MS) findet Wasserstoffbrennen im Kern statt. Dieses Wasserstoffbrennen setzt sich später auf dem Roten Riesen Ast (RGB) in einer Schale fort. Das durch das Wasserstoffbrennen erzeugte Helium im Kern zündet an der Spitze des RGB. Die folgende Phase auf dem Horizontalast (HB) ist durch stabiles Heliumbrennen im Kern und Wasserstoffbrennen in einer Schale gekennzeichnet. Wenn das Helium im Kern aufgebraucht ist, setzt sich das Heliumbrennen in einer Schale fort. Diesen Entwicklungsabschnitt nennt man Asymptotischen Riesenast (AGB). Der Stern bläht sich, während er zu höheren Leuchtkräften aufsteigt, immer weiter auf. Schlussendlich kommt es zu einem großen Massenverlust, der die Hülle vom brennenden Kern löst. Danach beginnt die Post-AGB Phase, in der sich ein Stern mittlerer Ausgangsmasse zu einem Planetarischen Nebel (PN) entwickelt.
Während der Post-AGB Phase verliert der Stern Masse in Form von Staub und Gas, die dann als Staubmantel um den Stern liegen und diesen im optischen Bere-
ich verdunkelt. Der Massenverlust durch diesen Wind beläuft sich laut Gonzalez et al. (1997) auf 2×10-6 M yr-1, mit einem Massenverhältnis von Staub-zu-Gas von 1%. Der heiße Stern im Inneren des Staubmantels kann nach einiger Zeit den Planetarischen Nebel zum fluoreszieren bringen. Der Zentralstern wird letztendlich ein Weißer Zwerg.
Aufgrund ihrer Entwicklung werden bestimmte Besonderheiten in den Spektren von post-AGB Sternen erwartet. Die beobachteten niedrigen Metallizitäten zwischen [Fe/H]=-0.2 bis -2.3 (Gonzalez et al., 1997) sind das Ergebnis eines Abreicherungsprozesses (siehe Giridhar et al., 1998a) und repräsentieren nicht die Anfangsmetallizität. Da sie bereits mehrere Brennphasen durchlaufen haben, können Anreicherungen von C, N, O und S sowie Produkte aus dem Helium-Brennen nachgewiesen werden. Eine Erhöhung an s-Prozess Elementen wurde ebenfalls beobachtet. In manchen Sternspektren findet man auch so genannte P-Cygni Linienprofile und Spektrallinien mit einer Emissionskomponente, die von einer zentralen Absorptionskomponente überlagert wird. Solche Linienprofile sind ein Hinweis auf Schalen-Strukturen um den Stern, die bei Post-AGB Objekten erwartet werden.
Die Spektren, die dieser Arbeit zu Grunde liegen, wurden im Nahen Infraroten bei Wellenlängen zwischen 1 μm bis 2.5 μm aufgenommen und zeigen sowohl Atomlinien im kurzwelligeren Bereich als auch Moleküllinien in den längerwelligen Bereichen.
Die Programmsterne sind Mitglieder der variablen Sterngruppen des Typs RV Tauri und SRd, wobei gerade Sterne der ersten Gruppe als post-AGB Kandidaten in Frage kommen.
Die Daten aus den Jahren 2000 und 2001 wurden mit Hilfe des Programms IRAF reduziert und ausgewertet. Die Beobachtungen wurde dabei sowohl auf Dunkelstrom
als auch auf atmosphärische Spektrallinien und Himmelshintergrund korrigiert und anschließend normiert, um den Vergleich mit Modellspektren zu erleichtern. Die Vergleichsmodelle wurden mittels MARCS-Code erstellt, wobei nur der Bereich zwischen 4000 K und 5000 K betrachtet wurde mit log g-Werten zwischen 0.00 und 0.75.
Das anschließende Identifizieren und Ausmessen der Linien fand auch in IRAF statt, wobei ein Voigt-Profil zum Messen der Äquivalenzbreiten gewählt wurde, da dieses am Besten sowohl für Atomlinien als auch Moleküllinien geeignet war.
Mein Ziel war es, in den Sternspektren nach den oben genannten Kriterien zu suchen und sie als Post-AGB Objekte zu klassifizieren. Als weiterer Schritt wurde nach Gemeinsamkeiten in den Wellenlängenbereichen gesucht, um die Identifikation dieser Objekte in Zukunft zu erleichtern.
Von den 14 Programmsternen, die in dieser Arbeit als post-AGB Objekte in Frage kommen, sind sieben (HD 143352, AC Her, 89 Her, TT Oph, TX Oph, UZ Oph,
AR Pup) mit hoher Wahrscheinlichkeit post-AGB Sterne (siehe The Torun catalogue of Galactic post-AGB and related objects von Szczerba et al., 2007), vier (RW Cep, SX Her, CX Lac, SX Lac) kommen als mögliche Kandidaten in Frage, über einen Stern (V509 Cas) kann ich aufgrund des beobachteten Spektrums keine Aussage treffen, und zwei Programmsterne (θ Her, R Sct) sind vermutlich keine post-AGB Sterne. Es gibt Hinweise, dass θ Her zur Gruppe der hybrid giants gehört, während Beobachtungen von R Sct die Vermutung nahelegen, dieser Stern könnte sich noch in der TP-AGB Phase befinden und noch nicht in der post-AGB Phase.
Abstract
(Englisch)
The aim of this master thesis is to have a closer look on the interesting topic of
post-AGB stars. During the evolution of an intermediate mass star, different burn-
ing phases are observed: on the Main Sequence (MS), hydrogen is burning in the
core. After that on the Red Giant Branch (RGB), hydrogen burning continues in an
outer shell. On the tip of the RGB, the helium produced during the hydrogen burn-
ing ignites in the core. The stable helium-core-burning continues on the Horizontal
Branch (HB) simultaneously with a hydrogen burning shell. When the helium in
the core is exhausted, the star enters the Asymptotic Giant Branch (AGB) phase
where helium burning continues in a shell. The star grows in radius and luminosity
until the outer part is removed from the core by heavy mass loss. This is the start
of the post-AGB phase which describes the path of a star off the AGB and to the
planetary nebula (PN).
During the post-AGB phase a star loses mass due to a stellar wind. Gonzalez et al.
(1997) estimate the mass loss rate of a dusty wind consisting of dust and gas to be
2×10−6 M yr−1 , with a dust-to-gas ratio of 1% in mass. The dust is driven out-
ward, where it surrounds the core and darkens the image of the star in the visible.
The hot star in the center of the dust shell can make the planetary nebular glow
after some time. The central star eventually becomes a white dwarf (WD).
Due to the evolutionary stage of post-AGB stars certain characteristics appear in
the spectra of these objects. The low observed metallicities between [Fe/H]=-0.2 to
-2.3 (Gonzalez et al., 1997) do not represent the initial composition of the star, they
are a result of a depletion process (see Giridhar et al., 1998a). The different burning
phases lead to an enhancement of C, N, O and S, as well as products of helium-
burning and s-process elements. In some cases, P-Cygni line profiles were observed
as well as spectral lines composed of an emission component with a superimposed
central absorption component. Such line profiles indicate shell-like structures ex-
pected for stars during the post-AGB phase.
The spectra of this thesis lie in the near-infrared at wavelengths of 1 μm to 2.5 μm
and show atomic lines in the shorter-wavelength areas as well as molecular features
at longer wavelengths. The program stars are members of the group of variable stars
of RV Tauri and SRd, the first group is thought to consist of post-AGB stars.
The data were obtained in the years 2000 and 2001 and were reduced with IRAF.
The observations were corrected for dark count and bias as well as telluric features
and sky background. The frames were normalized in the J and H filter to make a
comparison with model spectra possible. The model spectra were produced using
a MARCS-code. Only models in the range between 4000 K and 5000 K with log g
values between 0.00 and 0.75 were computed because post-AGB stars are expected
to lie in that range.
The identification and measurement of the lines found in the stellar spectra were
done with IRAF, using a Voigt profile to measure the equivalent widths because it
matches both atomic lines and molecular features.
My aim was to search the stellar spectra for the characteristics described above to
classify them as post-AGB objects. The next step was to find common properties
within certain wavelength regions for an easier identification of such objects in the
future.
Of the 14 program stars described in this thesis, seven (HD 143352, AC Her, 89 Her,
TT Oph, TX Oph, UZ Oph, AR Pup) are very likely post-AGB stars (see The Toru ́ n
catalogue of Galactic post-AGB and related objects by Szczerba et al., 2007), four
(RW Cep, SX Her, CX Lac, SX Lac) might be post-AGB candidates. The spectrum
obtained from one star (V509 Cas) does not give any evidence for a post-AGB sta-
tus, and two stars of the sample (θ Her, R Sct) might be no post-AGB stars. There
are indications that θ Her belongs to the group of hybrid giants, while observations
of R Sct suggest, that this star could still be in the TP-AGB phase.
Schlagwörter
Schlagwörter
(Englisch)
Near Infrared Spectra post-AGB Variables
Schlagwörter
(Deutsch)
Nahe Infrarot Spektren Post-AGB Sterne
Autor*innen
Marianne Jungwirth
Haupttitel (Englisch)
Near infrared spectra of post-AGB variables
Paralleltitel (Deutsch)
Nahe Infrarot Spektren von Post-AGB Sternen
Publikationsjahr
2010
Umfangsangabe
VII, 212 S. : Ill., graph. Darst.
Sprache
Englisch
Beurteiler*in
Thomas Lebzelter
Klassifikation
39 Astronomie > 39.40 Sternsysteme, Sterne
AC Nummer
AC08324598
Utheses ID
10611
Studienkennzahl
UA | 066 | 861 | |