Origins of low-mass helium stars
Final Report Abstract
Viele Phänomene im Universum lassen sich darauf zurückführen, dass zwei Sterne miteinander verschmelzen. Selten geschieht dies durch den Zusammenstoss zweier Sterne, viel wahrscheinlicher in engen Doppelsternen, denn die Emission von Gravitationswellen führt unweigerlich zu einer Annäherung der beiden Komponenten bis sie in Kontakt kommen. Wenn es sich nicht um normale Sterne handelt, sondern um Weiße Zwerge, kann es zur Explosion des massereicheren kommen, einer sogenannten Supernova vom Typ Ia (SN Ia). In den meisten Fällen entstehen jedoch ”exotische” Sterntypen. Eine solche Klasse stellen die heißen kompakten Heliumsterne, die sog. He-sdO-Sterne dar, so die vorherrschende Meinung. Es gibt aber auch alternative Erklärungsmodelle, welche die Entstehung von He-sdO auf intrinsische Prozesse in einem einzelnen roten Riesenstern zurückführen. He-sdO Sterne sind häufig genug, um die UV Strahlung mancher Galaxien zu dominieren. Das UV-Licht wird zur Bestimmung des Alters von Galaxien herangezogen. Dazu muss allerdings die Entstehungsgeschichte der Sterne geklärt sein. Die Temperaturen, Schwerebeschleunigungen und chemischen Zusammenstetzungen der Sterne, zusammen mit ihren Rotationseigenschaften, können Aufschluß über den Enstehungsprozess geben. Aufgrund der Komplexität der Sternatmosphären mussten zunächst verbesserte Nichtgleichgewichtsmodelle berechnet werden, die dann zur quantitativen Analyse hochaufgelöster o optischer Spektren genutzt wurden, die mit dem Very Large Telescope der Europäischen Südsternwarte gewonnen worden waren. Vorhergehende Studien mussten sich auf eine Hand voll Sterne beschränken. Im ersten Schritt wurden die publizierten Arbeiten überprüft und i.W. bestätigt. Dann haben wir eine umfangreiche Stichprobe von mehr als 100 Sternen aus der derzeit wichtigsten Himmelsdurchmusterung, dem Sloan Digital Sky Survey untersucht, um die Lage der He-SdO im Hertzsprung-Russell-Diagramm eingrenzen zu können. Der wichtigste Teil des Projektes befasste sich dann mit einer detailierten Untersuchung von 27 Sternen, für die exzellentes Beobachtungsmaterial vorlag, so dass insbesondere die Kohlenstoff und Stickstoffhäufigkeiten sowie die Rotationsgeschwindigkeiten bestimmt wurden. Damit lassen sich die Vorhersagen der Entstehungszenarios testen. Es ergab sich ein weitgehend bimodale Verteilung dieser chemischen Elemente. Kohlenstoffreiche He-sdOs lassen sich nur durch das LHF-Szenario erkären, während Stickstoff-reiche aber Kohlenstoffarme nur durch das Verschmelzen zweier Weißer Zwerge erklärbar sind. Wir finden allerdings drei Sterne, deren Elementhäufigkeit weder im einen noch im anderen Szenario erklärbar sind. Nicht ins Bild passen auch die gemessenen Rotationsgeschwindigkeiten. Hier besteht Nachholbedarf bei der numerischen Simulation des Verschmelzungsprozesses Weißer Zwerge. Beide konkurrierende Entstehungszenarien scheinen also in der Natur verwirklicht zu sein. Künftige Untersuchung der Galaxien im UV-Licht müssen diesem Befund Rechnung tragen, will man vertrauensw¨ürdige Alter ableiten. Besondere Bedeutung erlangt der Nachweis des Verschmelzungsprozess für die Erklärung der SN Ia. Das Verschmelzugsszenario für solche Sternexplosionen galt nämlich lange Zeit als unwahrscheinlich.
Publications
- 2006. ”Subluminous O Stars”. Baltic Astronomy, 15, 9
Heber, U., Hirsch, H., Ströer, A., O’Toole, S., Haas, S., & Dreizler, S.
- 2007. ”Hot Subluminous O Stars from the SDSS”. 15th European Workshop on White Dwarfs, ASPC 372, 125
Hirsch, H. A., Heber, U., & O’Toole, S. J.
- 2008. ”Hot Subdwarfs from SDSS and SPY”. Hot Subdwarf Stars and Related Objects, ASPC 392, 131
Hirsch, H. A., Heber, U., & O’Toole, S. J.
- 2008. ”Searching for Hyper-Velocity Stars”. Hot Subdwarf Stars and Related Objects, ASPC 392, 175
Tillich, A., Heber, U., & Hirsch, H. A.
- 2009. "Carbon abundances of sdO stars from SPY”. Journal of Physics Conference Series, 172, 012015
Hirsch, H., & Heber, U.
- 2009. ”Analysis of hydrogen-rich magnetic white dwarfs detected in the Sloan Digital Sky Survey”. A&A, 506, 1341
Külebi, B., Jordan, S., Euchner, F., Gänsicke, B. T., & Hirsch, H.
