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Third dredge-up in cluster AGB stars

observational constraints and improved opacity data for models

Michael Lederer

Art der Arbeit

Dissertation

Universität

Universität Wien

Fakultät

Fakultät für Geowissenschaften, Geographie und Astronomie

Betreuer*in

Thomas Lebzelter

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DOI

10.25365/thesis.4077

URN

urn:nbn:at:at-ubw:1-29629.81954.361561-5

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(Print-Exemplar eventuell in Bibliothek verfügbar)

Abstracts

Abstract

(Deutsch)

Aktuelle Sternentwicklungsmodelle zeichnen ein weitgehend einheitliches Bild von der Entwicklung eines Sterns aus dem unteren und mittleren Massenbereich (d.h. etwa 1-4 bzw. 4–8 Sonnenmassen), wenn diese bis zum Ende des Asymptotischen Riesenastes (engl. asymptotic giant branch, AGB) im Hertzsprung-Russell-Diagramm fortgeschritten ist. In dieser Entwicklungsphase entstehen im Sterninneren chemische Elemente (hauptsächlich Kohlenstoff, Helium und Produkte aus langsam ablaufenden Neutronenein- fangprozessen) in einer Abfolge von Brennphasen, welche in dünnen Massenschalen um einen inerten Kern ablaufen. Die neu entstandenen Elemente werden durch konvektive Mischprozesse, welche man als third dredge-up (TDU) bezeichnet, in die äußeren Schichten des Sterns transportiert. Von dort aus kann das chemisch angereicherte Material durch starke Sternwinde in das interstellare Medium gelangen. Diese Winde bilden sich in der Spätphase der Sternentwicklung. Da Sterne aus dem unteren und mittleren Massenbereich in großer Zahl vorkommen, ist es wichtig, ihre Rolle im kosmischen Materiekreislauf genau zu verstehen. Das wiederum erfordert detalliertes Wissen über die Bedingungen für das Auftreten von TDU und dessen Effizienz in Abhängigkeit von der Sternmasse und des Metallgehalts des Sterns. (Im astrophysikalischen Sprachgebrauch werden alle Elemente, die schwerer als Helium sind, als "Metalle" bezeichnet werden.) Die vorliegende Arbeit zielt auf eine Verbesserung der AGB-Sternentwicklungsmodelle in zweierlei Hinsicht ab. Der erste Zugang ist derart, dass aus Beobachtungsergebnissen Schranken für die Modelle abgeleitet werden. Dies geschieht mithilfe von hochaufgelösten Nahinfrarotspektren von AGB-Sternen, die sich in Kugelsternhaufen der Großen Magellanschen Wolke befinden. Ein Stichprobe von AGB-Sternen in Kugelsternhaufen bietet den Vorteil, dass grundlegende Sternparameter wie die Masse, der Metallgehalt (oder auch "Metallizität") und das Alter relativ genau bekannt sind. Überdies ist eine solche Stichprobe in Bezug auf die genannten Parameter verhältnismäßig homogen. Diese Voraussetzungen sind bei Feldsternen in der Milchstraße üblicherweise nicht erfüllt. Die Analyse der beobachteten Spektren basiert auf einem Vergleich mit synthetisch erzeugten Spektren, die auf hydrostatischen Modellatmosphären beruhen, welche mit dem MARCS-Code berechnet werden. Wir benutzen Spektrallinien der Moleküle CO und OH, die in unseren beobachteten Spektralbereichen zu identifizieren sind, um das Zahlenverhältnis von Kohlenstoff- zu Sauerstoffatomen (C/O), das Verhältnis der beiden stabilen Kohlenstoffisotope (^{12}C/^{13}C) sowie die stellaren Parameter unserer Beobachtungsziele abzuleiten. Diese Größen vergleichen wir schlussendlich mit Ergebnissen von Sternentwicklungsrechnungen. Der zweite Teil dieser Arbeit befasst sich mit neu berechneten Opazitätskoeffizienten für den Bereich niedriger Temperaturen, in dem Moleküle die Hauptopazitätsquellen sind. Bis vor kurzem wurden die Auswirkungen einer sich ändernden chemischen Zusammensetzung der kühlen Atmosphärenschichten als Folge des TDU in fast allen Sternentwicklungsmodellen vernachlässigt. Bereits innerhalb eines bestimmten Chemieregimes — bedingt durch die spezielle Rolle des CO-Moleküls unterscheidet man zwischen sauerstoffreichen (C/O < 1) und kohlenstoffreichen Chemien (C/O > 1) — führt eine Änderung der Kohlenstoffhäufigkeit zu beträchtlichen Veränderungen des Rosseland- Opazitätsmittles. Dies hat wiederum deutliche Auswirkungen auf die Entwicklung des Sterns. Die größten Effekte sind dort zu erwarten, wo der TDU ein ursprünglich sauerstoffreiches Objekt in einen Kohlenstoffstern verwandelt. Die neue Opazitätsdatenbank enthält Tabellen, in denen der Anteil von ^{12}C (und auch ^{14}N) in mehreren Schritten variiert wird. Nach einer Beschreibung der Opazitäten sowie der zur Erstellung verwendenten Werkzeuge und Daten, werden die Auswirkungen der Daten auf Ergebnisse von Sternentwicklungsrechnungen erläutert.

Abstract

(Englisch)

The extant stellar evolution models largely agree on the theoretical picture of a low- or intermediate-mass star that has evolved towards the end of the asymptotic giant branch (AGB). During this evolutionary phase, chemical elements (mainly carbon, helium and products of the s-process) are synthesised in a series of recurring shell burning episodes. The burning products are then transported to the outer layers of the star by convective mixing events. This mechanism is usually condensed in the term third dredge-up (TDU). Subsequently, the chemically enriched matter is ejected into the interstellar medium by means of strong stellar winds that develop in the late stages of stellar evolution. As low- and intermediate-mass stars appear in a large number, it is crucial to assess their role within the cosmic matter cycle which requires detailed knowledge of the TDU onset and efficiency as a function of the stellar mass and metallicity. The material presented in this thesis intends to contribute to the improvement of AGB star models in two ways. The first approach is to constrain the models with results from observations. I present high-resolution near-infrared spectra of AGB stars that belong to intermediate-age globular clusters (GC) in the Large Magellanic Cloud (LMC). A sample of GC stars has the advantage that fundamental stellar parameters like mass, metallicity, and age are usually well-defined and that the sample is—more or less—homogeneous in this respect, contrary to the situation that we find for a sample of field stars. The analysis of the observed spectra is done by a comparison with synthetic spectra based on hydrostatic atmosphere models computed with the MARCS code. We use features of the molecules CO and OH comprised in our observed wavelength range to derive the number ratio of carbon to oxygen atoms (C/O) and the carbon isotopic ratio ^{12}C/^{13}C together with the stellar parameters of each target. Eventually, we confront the outcomes of stellar evolution calculations with our findings. The second part of the thesis deals with a new set of low-temperature mean opacity coefficients. Until recently, the change in chemistry due to the TDU in the cool layers of the star, where molecules are the dominant opacity source, has been neglected in al- most all stellar evolution models. I show that already within a certain chemistry regime (i. e. an oxygen-rich or carbon-rich metal mixture) an alteration of the carbon abundance causes, due to the special role of the CO molecule, considerable changes in the Rosse- land opacity which has distinct consequences for the stellar structure and evolution. In the stellar evolution models, the most pronounced effect can be expected when the TDU turns the initially oxygen-rich object into a carbon star. The new opacity database con- tains (beside a variation of the ^{12}C mass fraction) also tables with a varied abundance of ^{14}N. After describing the database as well as the tools and the data used for its compu- tation, I point out the implications of the new opacity data for stellar evolution models.

Autor*innen

Michael Lederer

Haupttitel (Englisch)

Third dredge-up in cluster AGB stars

Hauptuntertitel (Englisch)

observational constraints and improved opacity data for models

Paralleltitel (Deutsch)

"Third dredge-up" in AGB-Sternen in Sternhaufen ; aus Beobachtungen abgeleitete Schranken und verbesserte Opazitätsdaten für S Sternentwicklungsmodelle

Publikationsjahr

2009

Umfangsangabe

IX, 154 S. : graph. Darst.

Sprache

Englisch

Beurteiler*innen

Peter Wood ,

Paola Marigo

Klassifikationen

39 Astronomie > 39.22 Astrophysik ,

39 Astronomie > 39.40 Sternsysteme, Sterne

AC Nummer

AC05040350

Utheses ID

3601

Studienkennzahl

UA | 091 | 413 | |

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