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Carbon stars, hydrostatic models and optical / near infrared interferometry
Stefan Schneiderbauer
Art der Arbeit
Diplomarbeit
Universität
Universität Wien
Fakultät
Fakultät für Geowissenschaften, Geographie und Astronomie
Betreuer*in
Josef Hron
DOI
10.25365/thesis.1627
URN
urn:nbn:at:at-ubw:1-29729.27299.259255-0
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(Print-Exemplar eventuell in Bibliothek verfügbar)
Abstracts
Abstract
(Deutsch)
In dieser Diplomarbeit haben wir zwei unterschiedliche Ansätze zur Beschreibung von
Kohlenstoffsternen auf ihre Übereinstimmung überprüft. Die erste Methode behandelt die
Bestimmung wichtiger Sternparameter (Effektivtemperatur, Oberfächenbeschleunigung,
Masse und chemische Zusammensetzung (C/O Verhältnis und Metallizität)) durch einen
Vergleich von beobachteten Spektren mit Synthetischen. Letztere wurden durch sphärische,
hydrostatische COMARCS Atmosphären basierend auf dem MARCS-Code generiert. Von
den Modellrechnungen erhält man weiters die Intensitätsverteilung eines Sterns. Diese
gibt die wellenlängenabhängige Mitte zu Rand Variation der emittierten Strahlung an,
welche für die zweite Methode benötigt wird. Dabei handelt es sich um die interferometrische
Beobachtung von Kohlenstoffsternen. Astronomische Interferometer messen
die Visibility bei einer räumlichen Frequenz, welche von der Basislinie und der beobachteten
Wellenlänge abhängig ist. Das Van-Cittert-Zernike Theorem gibt allgemein die Beziehung
zwischen der Visibility-Funktion und der Intensitätsverteilung an. Es besagt, dass der
Kontrast und die Phase des Interferenzmusters (die Visibility) die Fouriertransformierte
der Intensitätsverteilung der Quelle als Funktion der räumlichen Frequenzen ist. Aus den
Intensitätsverteilungen ermittelt aus den hydrostatischen Modellrechnungen können daher
die Visibility-Funktionen in Abhängigkeit der räumlichen Frequenzen über eine Fouriertransformation
ermittelt werden. Diese können mit gemessenen Visibilities verglichen
werden.
Kohlenstoffsterne befinden sich am asymtotischen Riesenast im Hertzsprung-Russel-
Diagramm. Sie sind variable Sterne und ändern daher ihre Zustandsgrößen und das
Aussehen ihres Spektrums mehr oder weniger periodisch. Da die Beschreibung dieser
Sterne durch hydrostatische Modelle mit zunehmender Variabilität immer realitätsferner
wird, wurden in dieser Arbeit nur Kohlenstoffsterne bis zu einer photometrischen Amplitude
von 3 mag untersucht. Ebenso wurden für diese Arbeit die Entfernungen der Sterne
benötigt. Ein weiteres Auswahlkriterium war daher das Vorhandensein von Hipparcos-
Parallaxen. Die so ausgewählten Sterne wurden im CHARM-Katalog auf das Vorhandensein
von interferometrischen Beobachtungen untersucht. Aus den Gefundenen wurden die
Sterne V460 Cyg und Z Psc für eine detaillierte Untersuchung ausgewählt. Für den Stern
V460 Cyg liegen spektroskopische Beobachtungen des ISO-Satelliten im nahen bis mittleren
Infrarot vor. Für beide Sterne existieren Spektren im Sichtbaren. Ein Vergleich des
ISO-Spektrums von V460 Cyg mit unseren hydrostatischen Modellatmosphären und anschließender
Auswahl des die Absorptionsbanden bzw. den Gradienten des Kontinuums
des ISO-Spektrums am besten beschreibenden Modellspektrums lieferte die Parameter
des Sterns V460 Cyg (Teff = 3075 K, log (g [cm=s2]) = -0.50, 2 Sonnenmassen, solare Metallizität und C/O = 1.4)
Aus der Intensitätsverteilung dieses Modells erhält man über eine Fouriertransformation
die Visibility-Funktion. Diese wird mit der gemessenen Visibility von
V460 Cyg verglichen. Für V460 Cyg zeigt sich eine sehr gute Übereinstimmung dieser
Beiden, was die Möglichkeit der Beschreibung dieses Sterns durch ein hydrostatisches
Modell grundsätzlich bestätigt.
Beim Vergleich der beobachteten sichbaren Spektren mit den Modellspektren zeigte
sich eine qualitativ gute Übereinstimmung des Verlaufs des Spektrums. Allerdings war
die eindeutige Bestimmung der Parameter für V460 Cyg und Z Psc aufgrund gewisser
Abweichungen nicht möglich. Daher konnten für Z Psc auch keine eindeutigen Parameter
ermittelt werden. Für diesen Stern konnte nur eine gewisse Einschränkung in den Modellparametern
durch Vergleich der beobachteten Visibility mit den Synthetischen angegeben
werden.
Weiters wurden in dieser Diplomarbeit die Intensitätsverteilungen und die Visibility-
Funktionen von Modellatmosphären in Schmalbandfiltern sowie dem K-Breitbandfilter
genauer untersucht. Es wurde gezeigt, dass sich unterschiedliche Formen in den Intensitätsverteilungen
hauptsächlich auf die Amplitude des 'second lobes' der Visibility-
Funktionen auswirken. Auch wurden die Folgen von unterschiedlichen Berechnungen der
Modell-Visibilities in Breitbandfiltern untersucht: 1.) Es wurde ein Vergleich der Visibilities
mit bzw. ohne Berücksichtigung des wahren Transmissionsprofils des K-Bandfilters
in der Berechnung durchgeführt. 2.) Astronomische Interferometer messen quadratische
Visibilities. Daher wurde getestet inwiefern sich die berechneten Modell-Visibilities
in Breitbandfiltern unterscheiden, wenn bei der Berechnung entweder quadratische oder
lineare monochromatische Visibilities verwendet werden.
Wenn Visibilities (berechnet aus den Intensitätsverteilungen von hydrostatischen Modellen)
mit Gemessenen verglichen werden muss ein weiterer wellenlängenabhängiger Effekt
berücksichtigt werden: Jede monochromatische Wellenlänge im Filter resultiert bei
interferometrischen Messungen in einer Visibility-Funktion. Gemessen wird daher eine
Überlagerung dieser Funktionen. Dieser Effekt wird als 'bandwidth smearing' bezeichnet.
Es zeigte sich allerdings, dass die Abweichungen die entweder durch das bandwidth
smearing oder durch unterschiedliche Berechnungen der Modellvisibilities auftreten, viel
geringer sind als der Fehler der aus den Beobachtungen resultiert.
Weiters wurden der Verlauf der Temperatur, der Opazität, der Dichte, des Gasdrucks
und der Partialdrücke von in Kohlenstoffsternen wichigen Molekülen in Abhängigkeit der
atmosphärischen Tiefe in hydrostatischen Modellen untersucht. Es stellte sich heraus,
dass Korrelationen zwischen der Form der Intensitätsverteilung, der Rosseland Opazität
und der Verläufe der Partialdrücke der Moleküle C2H2, HCN und C3 vorhanden sind.
Abstract
(Englisch)
In this thesis we test the consistency of two different approaches to describe carbon stars.
The first method deals with the determination of important parameters of stars (the effective
temperature, the surface gravity, the mass and the chemical composition (C/O ratio and metallicity)) by a comparison of observed spectra to synthetic ones. The latter
are produced by spherical, hydrostatic COMARCS atmospheres which are based on
the MARCS-code. Another output of the model calculation in addition to the synthetic
spectrum is the intensity distribution. It gives the wavelength dependent center to limb
intensity variation which is needed for the second method. This method uses the interferometric
observation of carbon stars. Astronomical interferometers measure the visibility
of fringes at a spatial frequency which depends on the baseline and the observed wavelength.
The Van-Cittert-Zernike theorem gives the relationship between the visibility
function and the intensity distribution. It states that the contrast and the phase of the
interference pattern (the visibility) corresponds to the Fourier-transform of the source
intensity distribution at the spatial frequencies. Therefore, the visibility functions can be
computed as a function of the spatial frequencies by a Fourier transform of the intensity
distributions (which are a result of the hydrostatic model calculations). These visibility
functions can be compared to observed visibilities.
Carbon stars are located on the asymptotic giant branch in the Hertzsprung-Russeldiagram.
They are variable stars and they change their state variables and the appearance
of their spectra more or less periodic. The larger the variability amplitude of a star, the
more the assumption of hydrostatic equilibrium is violated. For this reason our list of
investigated carbon stars is limited by a maximum photometric amplitude of 3 mag. The
distances of the stars are also required in this study. Hence, another selection criterion
was the existence of Hipparcos parallaxes. For the selected carbon stars, the CHARM
catalogue was used to search for stars with existing interferometric observations. From
the stars with interferometric observations, we chose V460 Cyg and Z Psc to deal with
in more detail. For V460 Cyg, spectroscopic observations of the ISO-satellite have been
done in the near to middle infrared. Spectra exist for both stars in the visible spectral
range. A comparison of the ISO spectrum to our synthetic ones leads to the model best
fitting the absorption features and the overall shape of the observed spectra of V460 Cyg.
This has the parameters effective temperature = 3075 K, log (g [cm=s2]) = -0.50, 2 solar masses, solar metallicity and C/O = 1.4). The visibility function of this model can be calculated as a Fourier
transform of its intensity distribution and then be compared to the observed visibility of
V460 Cyg. They are in very good agreement. For V460 Cyg hydrostatic models allow
a consistent description of two independent observables, namely the spectrum and the
intensity profile.
A comparison of the visible spectra of V460 Cyg and Z Psc to the model spectra
showed that the absorption features are reproduced well from the models. Nevertheless,
some problems occured by defining a best-fit model from the visible spectra. Therefore,
we could not determine unique parameters for Z Psc. We could only make a restriction
in the parameters by a comparison of the observed visibility to the synthetic one.
Furthermore we studied the intensity distributions and the visibility functions of model
atmospheres in narrow band filters and the K-broadband filter. We demonstrated that
different shapes in the intensity distributions have their main influence on the amplitude
of the second lobe of the visibility functions. Then we tested different calculations of
model visibility functions in broadband filters: 1.) We made a comparison of the K-band
model visibilities with and without considering the real transmission profile of the Kband
filter in the visibility calculation. 2.) Astronomical interferometers measure squared visibilities. Therefore we tested the differences if using linear or squared visibilities in the
visibility calculation in broad band filters.
Another wavelength dependent effect has to be considered if model visibilities are compared
to observed ones: At the baseline of the interferometric observation each monochromatic
wavelength in the filter bandwidth induces one visibility function. The resulting
visibility function is a superposition of all monochromatic visibility profiles. This effect is
called bandwidth smearing. It is shown that the deviations which occur either from the
bandwidth smearing or from the different calculations of the model visibilities are much
lower than the uncertainties in the interferometric observations.
We also discussed the dependence of some physical quantities like the temperature, the
opacity, the density, the gas pressure and the abundances of some important molecules
on the atmospheric depth in hydrostatic models. We found that there are correlations
between the center to limb intensity variations, the Rosseland opacity and the partial
pressure behaviour of C2H2, HCN and C3.
Schlagwörter
Schlagwörter
(Englisch)
Kohlenstoffsterne hydrostatische Modelle Interferometrie V460 Cyg Z Psc
Schlagwörter
(Deutsch)
carbon stars hydrostatic models interferometry V460 Cyg Z Psc
Autor*innen
Stefan Schneiderbauer
Haupttitel (Englisch)
Carbon stars, hydrostatic models and optical / near infrared interferometry
Paralleltitel (Deutsch)
Kohlenstoffsterne, hydrostatische Modelle und Interferometrie im Optischen / nahen Infraroten
Paralleltitel (Englisch)
Carbon stars, hydrostatic models and optical / near infrared interferometry
Publikationsjahr
2008
Umfangsangabe
96 S.
Sprache
Englisch
Beurteiler*in
Josef Hron
Klassifikation
39 Astronomie > 39.40 Sternsysteme, Sterne
AC Nummer
AC07104661
Utheses ID
1306
Studienkennzahl
UA | 413 | | |