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Grupp, Frank (2004): Die Hauptreihe offener Sternhaufen. Dissertation, LMU München: Faculty of Physics
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Abstract

Zusammenfassung O ene Sternhaufen stellen als Gruppen von Sternen gleichen Alters und aufgrund ihres Ursprungs gleicher chemischer Zusammensetzung ein einzigartiges Labor zum Test von Sternentwicklungsmodellen dar. Diese Arbeit beschaftigt sich dabei mit dem o enen Sternhaufen Melotte 111 und den Pleiaden. Um Beobachtung und Modell vergleichen zu konnen, ist es dabei notwendig die stellaren Parameter E ektivtemperatur, Gravitationsbeschleunigung, Metallizitat und Mikroturbulenz mit gro tmoglicher Prazision fur Sterne im gesamten in o enen Haufen vorkommenden Parameterbereich zu messen. Um diesem Anspruch gerecht zu werden wird im Rahmen dieser Arbeit das Opacity Sampling Modellatmospharenprogramm MAFAGS-OS eingefuhrt. Auf einer Datenbasis von mehr als 20 Millionen gebunden-gebunden Ubergangen von Elementen der Ionisationsstufen I, II und III sowie 11 diatomischen Molekulen basierend werden Methoden der Linienauswahl, sowie ein geeignetes Stutzstellengitter fur Sterne der Spektraltypen A, F und G fur Entwicklungsstadien von der Hauptreihe bis zum Turno und Sterne verschiedener Metallizitat untersucht und festgelegt. MAFAGS-OS erweist sich im Vergleich mit der solaren Flussverteilung und den " Farben der Sonne\als herkommlichen Opacity Distribution Function (ODF) Modellen uberlegen. Das sogenannte Problem der missing ultraviolet opacity verschwindet in der Sonne dabei fast zur Ganze.1 Bezuglich der Sonne bleiben allerdings die von herkommlichen Modellen bekannten De zite in d<er Reproduktion der Mitte-Rand-Verdunklung des solaren Kontinuums erhalten. Da das MAFAGS-OS Sonnenmodell eine gegenuber dem ODF Modell um 40 60K hei ere Temperaturstruktur aufweist werden die bei ODF-Modellen ohnehin schon in der Gro enordnung von 20K bestehende Diskrepanzen in der Modellierung des solaren Balmerlinienspektrums o enkundig. Diese werden im Rahmen dieser Arbeit aufgelost, indem die quantenmechanischen Modelle der Resonanzverbreiterung von Balmerlinien kritisch Uberpruft und skaliert werden. Desweiteren wirkt sich die geanderten Temperaturstruktur auch auf die Infrarot-Fluss-Methode zur Bestimmung stellarer Temperaturen aus. Die veranderte Methode der Temperaturbestimmung mittels Balmerlinien erweist sich in Verbindung mit den anderen im Rahmen dieser Arbeit verwendeten Methoden der Parameterbestimmung geeignet die drei " Standardsterne\ Procyon, HD19445 und Groombridge 1830 zu beschreiben. Die bestehenden unrealistisch hohen Altersbestimmungen fur HD19445 sowie Groombridge 1830 werden dabei im Rahmen dieses Modells vermieden. Fur Groombridge 1830 ergibt sich ein Alter von 7 Ga und fur HD19445 ein Alter von 1MAFAGS-OS erweist sich also als geeignet, die spektrale Flussverteilung der Sterne zu berechnen. Dies zeigt sich auch an der guten Ubereinstimmung der an Wega geeichten theoretischen Fraben der Sonne mit entsprechenden Beobachtungen.MAFAGS-OS ist also prinzipiell in der Lage Flussverteilungen fur A-, F- und G-Sterne in vorher gewahlter Spektraler Au osung zu bestimmen, hierbei geht die gesamte, zur Atmospharenberechnung benutzte Linienliste, in die Flussverteilung ein. (Lau ahig ist MAFAGS-OS dabei auch fur K Sterne). 13:5 Ga. Im Vergleich spektroskopischer Entfernungsbestimmungen mit astrometrischen Hipparcos Daten ergibt sich fur die drei Sterne eine sehr gute Ubereinstimmung. Neben den genannten theoretischen Arbeiten zur Verbesserung der Parameterbestimmung wird das beim Foces Spektrographen beobachtete Faserrauschen in einem theoretischen Modell erklart und ein einfaches, mechanisches Verfahren zur Vermeidung des die Leistung des Spektrographen stark einschrankenden Rauschens, das bereits empirisch von Klaus Fuhrmann entdeckt wurde, angegeben. Auf Basis so verbesserter Spektren und Methoden der Spektralanalyse gelingt es die stellaren Parameter von Sternen im Bereich von Teff = 4930 13455K und log(g) = 4:54 2:76 zu messen. Aufgrund der gefundenen Ubereinstimmung mit Sternentwicklungsmodellen erweist sich MAFAGS-OS und die angewendeten Methoden also auch fur entwickelte Objekte als zuverlassiges Instrumentarium. Es ergibt sich ein Haufenalter von ca. 590 Ga fur Melotte 111 und 119 Ga fur die Pleiaden. Bezuglich der Bestimmung von Entfernungen erweist sich die spektroskopische Methode bei Distanzen von ca. 85 pc fur Melotte 111 und ca. 144 pc zu den Pleiaden bezuglich der Streuung in den Abstandsmessungen der Haufensterne als um etwa einen Faktor zwei genauer als die bei diesen Abstanden schon relativ unsicheren astrometrischen Entfernungsbestimmungen des Hipparcos Satelliten. Die spektroskopischen Methoden erweisen sich daruber hinaus als zuverlassig in der Entdeckung von Doppelsternen, sowie der Identi kation von pekuliaren Objekten wie Sternen des Typs Am oder Ap. Die beiden Sternhaufen ligen bezuglich ihrer chemischen Zusammensetzung nahe an der solaren Elementmischung. Anhand von Untersuchungen einzelner, ausgewahlter Elementh au gkeiten fur Sterne auf dem kuhlen Teil der Hauptreihe erweisen sich beide Haufen als in sich chemisch homogen. Die fur diese Arbeit ursprunglich geplante Bestimmung der Heliumhau gkeit o ener Sternhaufen gelingt, mit Einschrankungen, fur die Pleiaden, die eine ma ige Heliumuberhau gkeit aufweisen. Der einzige Stern in Melotte 111 der hei genug ist um Heliumlinien in seinem Spektrum zu zeigen, ist als Ap Stern vom CrEu Typ nicht zur Ableitung einer fur den Haufen reprasentativen Heliumhau gkeit geeignet.