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Abb. 1:
Ein optisches Bild der jungen Sternassoziation Perseus OB-1 in der
Milchstraße, in der etwa 70 blaue (BA-Typ) und 20 rote (M-Typ)
Überriesen gefunden wurden (diese erscheinen im Bild rötlich).
Kredit: F. Calvert und A. Block (NOAO, AURA, NSF, KPNO).
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Abb. 2:
Ein theoretisches (grün) und beobachtetes (schwarz)
Infrarotspektrum für den Stern Beteigeuze, einem Prototyp für
RSG-Sterne. Der Vorteil des J-Bandes gegenüber dem H- oder K-Band
liegt auf der Hand. Die Spektren stammen von IRTF (NASA IRTF, Mauna
Kea; Cushing et al. 2005).
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Abb. 3:
Komplettes Atommodell für neutrales Titan.
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Abb. 4:
Die Unterschiede in den Titan-Häufigkeiten, die von
RSG-Modellspektren abgeleitet wurden, zwischen dem nicht-LTE und dem
LTE-Fall als Funktion der Effektivtemperatur. Die verschiedenen Farben
zeigen die Ergebnisse für drei unterschiedliche Werte für die
Metallizität im Modell, -0,5 (weiß), 0 (blau) und +0,5 (rot).
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Abb. 5:
Vergleich der beobachteten (schwarz) und theoretischen
Spektren (rot) für Beteigeuze. Bei den meisten Linien gibt das
nicht-LTE-Modell die Stärke der Linie gut wider.
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Die chemische Zusammensetzung ist eines der wichtigsten Merkmale der
beobachtbaren massereichen Galaxien, sowohl in unserer kosmischen
Nachbarschaft als auch bei hohen Rotverschiebungen. Bisher stammen die
meisten unserer Informationen über ihren Metallgehalt (Astrophysiker
fassen alle Elemente schwerer als Helium als "Metalle" zusammen) aus
der Analyse der ausgeprägten Emissionslinien von H II-Regionen,
d.h. Wolken aus teilweise ionisiertem Wasserstoffgas mit geringer
Dichte. Die Messungen der Metallizitäten einer Galaxie sind dann
jedoch mit großen Unsicherheiten behaftet, da es systematische
Ungewissheiten bei dieser Methode gibt. Darüber hinaus erhält man
durch dieses Verfahren im Wesentlichen nur die Sauerstoffhäufigkeit,
die dann als Platzhalter für den gesamten Metallgehalt dient. In
diesem Fall gibt es keine Informationen über die relativen
Häufigkeiten, die ein leistungsfähiges Diagnosewerkzeug für die
Entwicklung der chemischen Anreicherung sein können.
Um diese Nachteile zu vermeiden, besteht ein alternativer Ansatz in
der spektroskopischen Analyse von Überriesen, den hellsten Sternen in
Galaxien mit Helligkeiten bis zu einer Million Mal heller als die der
Sonne. Hier wurden in der Milchstraße (Abb. 1) und bei einigen anderen
Galaxien der lokalen Gruppe durch die optische Spektroskopie von
blauen Überriesen große Fortschritte gemacht. Für die extragalaktische
Astrophysik sind rote Überriesen (RSG) allerdings
aussichtsreicher. Der Großteil ihrer Energie wird bei
Infrarotwellenlängen abgestrahlt, bei denen die interstellare
Extinktion kleiner ist. Besonders attraktiv für die quantitive
Spektroskopie ist das so genannte J-band (Abb. 2), das viele atomare
Linien enthält. Die räumliche Auflösung im Infraroten ist höher als im
optischen Wellenbereich und die Vorteile der Instrumente mit adaptiver
Optik können voll ausgeschöpft werden. RSG sind daher ideale Ziele für
die Spektroskopie mit zukünftigen Teleskopen wie dem Thirty Meter
Telescope (TMT) oder dem European Extremely Large Telescope
(E-ELT). Die Häufigkeiten der verschiedenen chemischen Elemente
könnten dann bis zu Entfernungen von 70 Mpc direkt gemessen werden,
weit über unsere Lokale Gruppe von Galaxien hinaus.
Die Analyse der RSG-Spektren ist jedoch eine schwierige Aufgabe. Eine
große Komplikation ergibt sich durch die sehr geringe Schwerkraft
(etwa 1000 Mal geringer als auf der Erde), wodurch es Abweichungen vom
lokalen thermodynamischen Gleichgewicht (LTE) in ihren Photosphären
gibt. Bisher war es nicht möglich, RSG-Spektren mit nicht-LTE zu
berechnen, da hierzu detaillierte Atomdaten für die
nicht-LTE-Atommodelle und für die Modellierung der komplexen
Linienüberlagerung, die von Molekülen dominiert wird, benötigt
werden. Bisher war die Qualität der Atomdaten dafür
unzureichend. Hinzu kommt, dass beim LTE die Berechnung der
Linienbildung ziemlich einfach ist; im nicht-LTE-Fall müssen präzise
Strahlungsintensitäten für all jene Frequenzen berechnet werden, bei
denen Strahlungsübergänge in Atomen stattfinden. Für Eisen und Titan
heißt das für Wellenlängen von UV bis hin zum fernen
Infrarot. Derartige Berechnungen lagen bisher einfach außerhalb der
rechnerischen Möglichkeiten.
Das Wissenschaftlerteam hat jetzt vollständige atomare Modelle von
neutralem Eisen und Titan (Abb. 3) erstellt und zum ersten Mal
nicht-LTE Berechnungen dieser Atome für typische
RSG-Atmosphärenmodelle durchgeführt. Werden nicht-LTE-Effekte bei den
Berechnungen berücksichtigt, so ändern sich die Titan-Häufigkeiten
dramatisch im Vergleich zum LTE, wobei sich die verschiedenen
Korrekturfaktoren je nach Temperatur und der chemischen
Zusammensetzung unterscheiden (Abb. 4). Für Eisen sind die Effekte im
J-Band allerdings viel kleiner. Da die RSG-Metallizität von vielen
Linien unterschiedlicher Atome bestimmt wird (Eisen, Titan, Silizium
und Magnesium), dürfte der Effekt der nicht-LTE-Korrekturen insgesamt
kleiner sein als für Titan allein. Als Beispiel zeigt Abb. 5 einen
Vergleich mit dem besten Modell für J-Band-Spektren von Beteigeuze.
Als nächsten Schritt werden die Wissenschaftler die anderen wichtigen
Atomarten für das J-Spektralband, insbesondere Silizium und Magnesium,
berechnen. Diese Linien enthalten ebenfalls wichtige Informationen
über die Metallizität, da sie zusammen mit Titan zusätzliche
Einschränkungen für die Messung der galaktischen Häufigkeiten der
Alpha-Elemente liefern, die durch die Fusion von Alpha-Teilchen in
Sternen und bei Sternexplosionen hergestellt werden.
Maria Bergemann (MPA), Rolf Peter Kudritzki (IfA, Hawaii/MPA), Karin Lind (MPA)
Referenzen:
Bergemann, Kudritzki, et al. 2012, ApJ, in prep.
Kudritzki, Urbaneja, Gazak et al. 2012, ApJ, 747, 15
Davies, Kudritzki, Figer 2010, MNRAS, 407, 1203
Gieren, Pietrzynski, Bresolin, Kudritzki et al. 2005, ESO Messenger, No.121, p. 23-28
Cushing, M.C., Rayner, J.T, & Vacca, W.D. 2005, ApJ, 623, 1115
Rayner, J.T., Cushing, M.C., & Vacca, W.D. 2009, ApJS, 185, 289
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