Stellar Laboratories: High-precision Atomic Physics with the Space Telescope Imaging Spectrograph

Abstract

Fast alle Modelle in der Astrophysik sind abhängig von der Qualität der Daten, die sie verwenden. Hierzu gehören insbesondere Atomdaten, die z.B. in die Berechung der Opazitäten in einer Sternatmosphäre einfließen. Diese Atomdaten werden üblicherweise anhand von Laborspektren bestimmt, wie sie z.B. am National Institute of Standards and Technology der USA gemessen werden. Heiße Sterne, die ihr Flussmaximum im ultravioletten (UV) Spektralbereich haben, liefern ebenso Spektren, deren Linien im Detail studiert werden können. Diese stellaren Spektren werden von UV-Spektrographen im Weltraum, wie z.B. dem Space Telescope Imaging Spectrograph, aufgenommen und haben eine sehr hohe Auflösung und ein sehr hohes Signal-zu-Rausch-Verhältnis, das vergleichbar zu den Laborspektren ist. Dies ermöglicht, die Qualität der vorhandenen Atomdaten mit Sternspektren zu prüfen. In dieser Arbeit wurden drei heiße Unterzwerge, die in ihren Atmosphären hohe Häufigkeiten der Elemente Ca – Ni aufweisen, als „Sternlaboratorien“ verwendet, indem qualitativ hochwertige UV-Spektren dieser Sterne analysiert und anschließend isolierte Absorptionslinien der eben genannten Elemente untersucht wurden. Zunächst werden die Entwicklung und die Eigenschaften heißer Unterzwerge gezeigt, dann wird knapp die Theorie zur Entstehung von Sternspektren, mit Schwerpunkt auf dem Profil von Absorptionslinien, vorgestellt. Anschließend wird gezeigt, wie die wissenschaftliche Methode der Spektralanalyse im Allgemeinen durchgeführt wird, wie sie numerisch umgesetzt werden kann und welche wichtige Rolle die Genauigkeit von Atomdaten, die als numerischer Input dienen, für eine erfolgreiche Spektralanalyse spielt. In diesem Zusammenhang werden quantenmechanische Korrekturen, sogenannte „Oszillatorenstärken“, vorgestellt, die zur korrekten Modellierung einzelner Linienstärken erforderlich sind. Hochaufgelöste Spektren von drei heißen Unterzwergen, nämlich EC11481–2303, Feige 110 und PG0909+276, wurden analysiert, und atmosphärische Eigenschaften und Elementhäufigkeiten wurden auf diese Weise bestimmt. In jedem der drei Sterne wurden mehrere tausend einzelne Absorptionslinien von Ca – Ni erfolgreich identifiziert. Anschließend wurden isolierte Absorptionslinien, die als Daten zur Untersuchung der Linienstärken dienen, identifiziert und aufgelistet. Aufgrund der Sternrotation war dies für EC11481–2303 nicht möglich. In Feige 110 und PG0909+276 hingegen wurden insgesamt 792 isolierte Absorptionslinien von Ca – Ni gefunden. Zur Identifizierung der isolierten Linien wird einmal eine manuelle Methode vorgestellt, die dann als automatische Prozedur umgesetzt wurde. Die theoretisch modellierten, isolierten Absorptionslinien wurden dann mit den beobachteten verglichen. Dafür wurde eine automatische Prozedur erstellt, die mit Gaußanpassungen die Linienmitten, -breiten und -stärken bestimmt. Nach der Anbringung gewisser Reduktionskriterien wurden die verbleibenden 457 Absorptionslinien, von denen die meisten Cr – Ni angehören, erfolgreich ausgewertet. Die daraus erhaltenen Ergebnisse konnten zur genaueren Bestimmung der Elementhäufigkeiten verwendet werden. Außerdem wurden keine systematischen Abweichungen der modellierten und der beobachteten Linienstärken und somit auch der Oszillatorenstärken gefunden. Für Feige 110 beträgt die statistische Unsicherheit der Linienstärken unter den untersuchten Linien 45% und für PG0909+276 beträgt sie 72 %. Schließlich wurden die erhaltenen Ergebnisse verwendet, um starke, isolierte Linien zu finden, deren theoretische Linienstärken besonders gut mit den Beobachtungen übereinstimmen. Die Verwendung dieser Linien als Anhaltspunkte verbessert die Genauigkeit der Häufigkeitsbestimmungen für die Elemente Cr – Ni, insbesondere in Sternen, in deren Spektren nur eine geringe Linienzahl vorliegt.

Almost all astrophysical models depend on the quality of the used data, including atomic data in particular, which is used, for example, for the calculation of the opacities in a stellar atmosphere. This atomic data is usually determined using laboratory spectra, such as those measured at the National Institute of Standards and Technology in the USA. Hot stars, which exhibit their flux maximum in the ultraviolet (UV) spectral range, also provide spectra whose lines can be studied in detail. These stellar spectra are taken by UV spectrographs in space, such as the Space Telescope Imaging Spectrograph, and have a very high resolution and a very high signal-to-noise ratio, making them comparable to laboratory spectra. This enables the quality of the available atomic data to be verified with stellar spectra. In this work, three hot subdwarf stars, which exhibit high surface abundances of the elements Ca – Ni, were used as “stellar laboratories” by analysis of high-quality UV spectra and subsequent evaluation of isolated absorption lines of the aforementioned elements. After the evolution and properties of hot subdwarfs are presented, the basic theory on the formation of stellar spectra, with focus on the absorption-line profile, is introduced. Then, it is shown how the scientific method of spectral analysis is carried out in general, how it can be implemented numerically and which important role the accuracy of atomic data, which serves as numerical input, plays for a successful spectral analysis. In this context, quantum mechanical corrections, so-called “oscillator strengths”, which are necessary to correctly model individual absorption-line strengths, are introduced. High-quality spectra of three hot subdwarf stars, namely EC11481–2303, Feige 110, and PG0909+276 were analyzed, and atmospheric properties and element abundances were determined by this means. In each of the three stars several thousands individual absorption lines of Ca – Ni were successfully identified. Afterwards, isolated absorption lines, which serve as data for examining the line strengths, were to be identified and listed. Due to stellar rotation, this was not possible for EC11481–2303. In Feige 110 and PG0909+276, however, a total of 792 isolated absorption lines of Ca – Ni was obtained. For isolated absorption-line identification, once, a manual procedure is presented, which was then implemented as an automatic program. The theoretically modeled, isolated absorption lines were then compared with the observed ones. Therefore, an automatic fitting procedure, which determines line centers, widths, and strengths, was established. After some reduction, the remaining 457 absorption lines, most of which Cr – Ni, were successfully evaluated, whereby a large amount of important statistics was obtained, which could be used for a more precise abundance determination. Besides, no systematic deviations of the modeled and the observed line strengths, and hence the oscillator strengths, were found. For Feige 110, the statistical uncertainty of the line strengths, among the examined lines, is 45 %, while for PG0909+276 it is 72 %. At last, the obtained results were used to find strong, isolated absorption lines with good agreement between observations and models. Using these lines as reference points will improve the accuracy of abundance determinations for the elements Cr – Ni, especially in those cases where only a small number of lines is identified in an observation.