(F)UV Spectral Analysis of 15 Hot, Hydrogen-Rich Central Stars of PNe

Abstract

The aim of this thesis was the precise determination of basic stellar parameters and metal abundances for a sample of 15 ionizing stars of gaseous nebulae. Strategic lines of metals for the expected parameter range are located in the ultraviolet (UV) and far-ultraviolet (FUV) range. Thus high-resolution, high-S/N UV and FUV observations obtained with the Hubble Space Telescope (HST) and the Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE) were used for the analysis. For the calculation of the necessary spectral energy distributions the Tübingen NLTE Model-Atmosphere Package (TMAP) was used. The model atmospheres included most elements from H – Ni in order to account for line-blanketing effects. For each object a small grid of model atmospheres was calculated. As the interstellar medium (ISM) imprints its influence in the Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS) and especially the FUSE range, the program OWENS was employed to calculate the interstellar absorption features. Both, the photospheric model spectral energy distribution (SED) as well as the ISM models were combined to enable the identification of most of the observed absorption lines. The analyzed sample covers a range of 70 kK < Teff < 136 kK, and surface gravities from log (g/cm/sec^2) = 5.4 – 7.4, thus representing different stages of stellar evolution. For a large number of elements, abundances were determined for the first time in these objects. Lines of C, N, O, F, Ne, Si, P, S, and Ar allowed to determine the corresponding abundances. For none of the objects lines of Ca, Sc, Ti, and V could be found. Only a few objects were rich in Cr, Mn, Fe, Co, and Ni lines. Most of the analyzed stars exhibited only lines of Fe (ionization stages V – VIII) from the iron-group elements. No signs for gravitational settling (the gravitational force exceeds the radiation pressure and elements begin to sink from the atmosphere into deeper layers) were found. This is expected as the values of the surface gravities of the sample are still too small to start gravitational settling. For the elements C, N, O, Si, P, and S we find increasing abundances with increasing log(Teff^4/g), while the abundances for Ar and Fe decrease. The latter is unexpected as the higher the Teff^4/g ratio, the more the radiative force dominates the gravitational force and, thus, the elements should be kept in the atmosphere. The determined abundances were compared with previous literature values, with abundances predicted from diusion calculations, with abundances from Asymptotic Giant Branch (AGB) nucleosynthesis calculations, and, if available, with abundances found for the corresponding nebulae. The agreement was of mixed quality. The derived Teff and log g values confirmed some literature values while others had to be revised (e.g. for LSS 1362 and NGC1360). However, most of them agree with the previous literature values within the error limits. No difference in Teff can be found for DAO and O(H)-type stars, but O(H)-type stars have a lower log g (5.4 – 6.0) compared to the DAOs (6.5 – 7.4). The exception is the O(H)-type central star of the planetary nebula (CSPN) of Lo 1 with log g = 7.0. A comparison of the positions of each object with stellar evolutionary tracks for post-AGB stars in the log Teff – log g diagram lead to the respective stellar masses. The derived mean mass of the analyzed sample (M = 0.536 +/- 0.023Msol) agrees within the error limits with the expected mean mass for these objects. In the literature M = 0.638 – 0.145Msol can be found for DA-type white dwarfs, the immediate successors of DAO-type white dwarfs. For two objects (A 35, Sh 2–174) extremely low masses were found. For A35 the derived mass (M_A35 = 0.523 +/- 0.05Msol) lies at the lower end of possible masses predicted for post-AGB stars. The very low mass of Sh 2–174 (M_Sh 2–174 = 0.395 +/- 0.05Msol) points at Sh 2–174 being a post-extended horizontal branch (EHB) star and not a CSPN. If a stellar mass is too low, it is impossible for the star to reach the thermally pulsing AGB phase and, thus, to develope a planetary nebula (PN). Post-EHB stars evolve directly from the Horizontal Branch (HB) to the white dwarf (WD) cooling sequence. The low masses for A35 and Sh 2–174 support literature works that classify the two corresponding nebulae as ionized H II regions and not as PNe.

Das Ziel der vorliegenden Arbeit war die Bestimmung grundlegender Sternparameter sowie die Metallhäufigkeiten von 15 ausgewählten, Gasnebel ionisierenden Sternen. Im erwarteten Parameterbereich befinden sich wichtige Metalllinien im ultravioletten (UV) und fernen-ultravioletten (FUV) Spektralbereich. Daher wurden hochaufgelöste, und mit einem hohen Signal-zu-Rausch-Verhältnis ausgestattete Beobachtungen, die mit dem Hubble-Weltraum-Teleskop (HST) und dem Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE) gewonnen wurden, analysiert. Die Berechnung der dafür notwendigen Modellspektren wurde mit dem Tübingen NLTE Model-Atmosphere Package (TMAP) durchgeführt. Um Lineblanketing Effekte zu berücksichtigen beinhalteten die Modellatmosphären nahezu alle Elemente von H – Ni. Für jedes der untersuchten Objekte wurden kleine Modellgitter gerechnet. Da das interstellare Medium (ISM) den Bereich des Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS) und im speziellen den FUSE Bereich stark beeinflusst und die photosphärischen Linien überlagert, wurde mit dem Programm OWENS zusätzlich die interstellare Absorption modelliert. Die Kombination des photosphärischen und des interstellaren Spektrums ermöglichte es, die meisten der in den Beobachtungen vorhandenen Absorptionslinien zu identifizieren. Der Temperaturbereich der untersuchten Objekte liegt zwischen 70 kK < Teff < 136 kK, die Oberflächenschwerebeschleunigungen zwischen log (g/cm/sec^2) = 5.4 – 7.4. Damit wird ein weiter Bereich der Sternentwicklung erfasst. Die Häufigkeiten einer Vielzahl von Elementen wurden zum ersten Mal für diese Objekte ermittelt. Linien von C, N, O, F, Ne, Si, P, S und Ar ermöglichten es, die entsprechenden Häufigkeiten zu bestimmen. Für keines der Objekte konnten Linien von Ca, Sc, Ti und V gefunden werden. Nur wenige Objekte waren reich an Cr, Mn, Fe, Co und Ni Linien. Die meisten der analysierten Sterne zeigten von den Eisengruppenelementen nur Fe Linien (Ionisationsstufen V – VIII). Es wurden keine Anzeichen für gravitational settling gefunden, bei welchem die Gravitation den Strahlungsdruck übersteigt, woraufhin die Elemente aus der Atmosphäre in tiefere Schichten absinken. Dieses Ergebnis war zu erwarten, da die Oberflächenschwerebeschleunigungen des Samples noch nicht für das Einsetzen des gravitational settling ausreichen. Für die Elemente C, N, O, Si, P und S fand sich ein Anstieg der Häufigkeiten mit steigendem log(Teff^4/g), wohingegen die Häufigkeiten von Ar und Fe sinken. Letzteres ist unerwartet, da bei einem größeren Verhältnis von Teff^4/g die radiative Kraft die Gravitationskraft überwiegt, und durch den damit verbundenen Strahlungsauftrieb die Elemente in der Atmosphäre gehalten werden sollten. Die gefundenen Häufigkeiten wurden mit Literaturwerten, mit Häufigkeiten aus Diffusionsrechnungen und AGB Nukleosynthesemodellen, als auch, sofern vorhanden, mit den Häufigkeiten des entsprechenden Nebels verglichen. Die Übereinstimmung der entsprechenden Werte waren von uneinheitlicher Qualität. Die in der Arbeit ermittelten Werte für Teff und log g können einige Literaturwerte bestätigen, andere wurden korrigiert (z.B. für LSS 1362 und NGC1360). Im Rahmen der Fehlergrenzen stimmen die meisten der ermittelten Werte jedoch mit den Literaturwerten überein. Es kann kein Unterschied zwischen Teff für Sterne der Spektralklassen DAO und O(H) festgestellt werden, jedoch besitzen die Sterne des Typs O(H) ein deutlich niedrigeres log g (5.4 – 6.0) verglichen mit den DAO Objekten (6.5 – 7.4). Eine Ausnahme hiervon bildet der O(H)- Zentralstern von Lo 1 mit log g = 7.0. Ein Vergleich der Sternpositionen im log Teff – log g Diagramm mit Sternentwicklungsrechnungen lieferte die zugehörigen Sternmassen. Die mittlere Masse des analysierten Samples (M = 0.536 +/- 0.023Msol) ist kleiner als für diese Objekte erwartet. In der Literatur finden sich z.B. mittlere Massen für DA Weiße Zwerge (die unmittelbaren Nachfolger von DAO Weißen Zwergen) von M = 0.638 +/- 0.145Msol. Die mittlere Masse unseres Samples stimmt unter Berücksichtigung der Fehlergrenzen mit dem Wert für DA Weiße Zwerge überein. Zwei der untersuchten Objekte (A 35, Sh 2–174) erwiesen sich als extrem massearm. Für A35 liegt die ermittelte Masse (M_A35 = 0.523 +/- 0.05Msol) am unteren Massenlimit für mögliche post-AGB Sterne. Die sehr geringe Masse von Sh 2–174 (M_Sh 2–174 = 0.395 +/- 0.05Msol) deutet darauf hin, dass es sich bei dem Objekt eher um ein post-EHB Stern, und nicht um einen ZSPN handelt. Falls die Masse eines Sternes zu gering ist durchläuft dieser nicht die AGB Phase und ist daher nicht in der Lage einen PN auszubilden. Diese geringen Massen für A35 und Sh 2–174 stützen die Klassifizierung der beiden zugehörigen Nebel in der jüngeren Literatur als ionisierte H II Regionen und nicht als PN.