Wolf-Rayet Stars in the Galatic center: modeling and analyzing infrared spectra
Zusammenfassung der Projektergebnisse
Der zentrale Bereich unserer Milchstraße ist hinter dichten Staubwolken verborgen und kann daher im sichtbaren Licht nicht beobachtet werden. Infrarotes Licht wird jedoch durch diese Staubwolken nur leicht geschwächt. Aber erst seit einiger Zeit gibt es auch Instrumente, die detaillierte Beobachtungen im Infrarotbereich erlauben. Damit wurde entdeckt, dass in einem relativ engen Bereich um das zentrale Schwarze Loch drei sehr große, dichte Sternhaufen existieren. Die Entstehung und das Überleben dieser jungen Haufen in der Nähe zu dem zentralen Schwarzen Loch der Milchstraße ist erstaunlich. Gegenstand des Projektes war es, einen dieser Haufen, den sogenannten Quintuplet-Cluster, näher zu untersuchen. Dazu haben wir den Spektrographen SINFONI am Very Large Telescope der Europäischen Südsternwarte in Chile eingesetzt. Das besondere an diesem Gerät ist, dass es von jedem Bildpunkt im Gesichtsfeld gleichzeitig das Spektrum aufzeichnet (sogenannte Ganzfeld-Spektroskopie). Mit 22 Aufnahmen konnte der Hauptteil des Quintuplet-Haufens mosaikartig abgedeckt werden. Der erste Teil des Projektes bestand darin, aus den Rohdaten dieser Beobachtungen die Spektren der einzelnen Sterne zu extrahieren. Als Resultat erhielten wir von den 160 hellsten Sternen des Haufens die Spektren im K-Band, das heißt im Bereich von 2.0 bis 2.4 µm Wellenlänge. Der Katalog dieser Spektren wurde publiziert und über die astronomische Datenbank CDS allgemein zugänglich gemacht. Der zweite Teil der Arbeit konzentrierte sich auf die detaillierte Analyse von fünf Sternen, die zum sogenannten Wolf-Rayet-Typ zählen. Diese Sterne zeichnen sich durch extrem starken Massenverlust in Form eines Sternwinds aus. Für die Analyse solcher Spektren benötigt man besonders aufwendige Modellrechnungen des Strahlungstransports. In jahrzehntelanger Vorarbeit wurden derartige Simulationsrechnungen in der Potsdamer Arbeitsgruppe entwickelt. Für das vorliegende Projekt mussten die Modelle nur ein wenig verbessert werden, um alle in den analysierten Infrarot-Bereich fallenden Spektrallinien einzuschließen. Die durchgeführten Analysen ergaben schließlich für diese fünf Sterne ganz ungewöhnliche Parameter. Jeder dieser Sterne strahlt mehr als millionenfach mehr Energie ab als unsere Sonne. Damit gehören sie zu den leuchtkräftigsten Sternen unserer Milchstraße. Sie müssen bei ihrer Bildung mindestens 60 mal mehr Masse erhalten haben als unsere Sonne. Die Häufung solcher extremen Objekte im Bereich des Galaktischen Zentrums ist rätselhaft und lässt ihre Ursache in den besonderen Bedingungen nahe dem Galaktischen Zentrum vermuten. Mit diesen Analysen wurden die wissenschaftlichen Ziele des Projektes voll erreicht. Der wissenschaftliche Gehalt der beschriebenen Beobachtungen ist aber damit noch nicht ausgeschöpft. An der Auswertung der übrigen Spektren wird weiter gearbeitet, um die gesamte Population des Quintuplet-Haufens zu erfassen und ihre Besonderheit verstehen.
Projektbezogene Publikationen (Auswahl)
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2006, A&A, 457, 1015. The Galactic WN stars - Line-blanketed analyses versus evolutionary models
Hamann, W.-R., Gräfener, G., & Liermann, A.
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2008, in: Clumping in Hot Star Winds, W.-R. Hamann, A. Feldmeier & L.M. Oskinova (eds.), Potsdam: Univ.-Verlag, p. 247. Clumping in Galactic WN stars: a comparison of mass loss rates from UV/optical & radio diagnostics
Liermann, A., Hamann, W.-R.
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2009, A&A, 494, 1137. The Quintuplet cluster I. A K-band spectral catalog of stellar sources
Liermann, A., Hamann, W.-R., & Oskinova, L. M.
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2010, A&A, 524, 82. The Quintuplet cluster – II. Analysis of the WN stars
Liermann, A., Hamann, W., Oskinova, L. M., Todt, H., & Butler, K.
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2010, in: ”The multi-wavelength view of hot, massive stars”, Bulletin de la Societe Royale des Sciences de Liege. High-mass stars in the Galactic center Quintuplet cluster
Liermann A., Hamann W.-R., Oskinova L.M., Todt H.
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2010, RevMexAA 38, 50. Structured stellar winds
Liermann A., Hamann W.-R., Feldmeier A., Oskinova L.M., Rühling U., Todt H.
