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

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.