TY  - THES
A1  - Liermann, Adriane
T1  - Massive stars in the Galactic Center Quintuplet cluster
T1  - Massereiche Sterne im Galaktischen Zentrum - der Quintuplet-Sternhaufen
N2  - The presented thesis describes the observations of the Galactic center Quintuplet cluster, the spectral analysis of the cluster Wolf-Rayet stars of the nitrogen sequence to determine their fundamental stellar parameters, and discusses the obtained results in a general context. The Quintuplet cluster was discovered in one of the first infrared surveys of the Galactic center region (Okuda et al. 1987, 1989) and was observed for this project with the ESO-VLT near-infrared integral field instrument SINFONI-SPIFFI. The subsequent data reduction was performed in parts with a self-written pipeline to obtain flux-calibrated spectra of all objects detected in the imaged field of view. First results of the observation were compiled and published in a spectral catalog of 160 flux-calibrated $K$-band spectra in the range of 1.95 to 2.45\,$\mu$m, containing 85 early-type (OB) stars, 62 late-type (KM) stars, and 13 Wolf-Rayet stars. About 100 of these stars are cataloged for the first time. The main part of the thesis project was concentrated on the analysis of the WR stars of the nitrogen sequence and one further identified emission line star (Of/WN) with tailored Potsdam Wolf-Rayet (PoWR) models for expanding atmospheres (Hamann et al. 1995) that are applied to derive the stellar parameters of these stars. For this purpose, the atomic input data of the PoWR models had to be extended by further line transitions in the near-infrared spectral range to enable adaequate model spectra to be calculated. These models were then fitted to the observed spectra, revealing typical paramters for this class of stars. A significant amount of hydrogen of up to $X_\text{H} \sim 0.2$ by mass fraction is still present in their stellar atmospheres. The stars are also found to be very luminous ($\log{(L/L_\odot)} > 6.0$) and show mass-loss rates and wind characteristics typical for radiation-driven winds. By comparison with stellar evolutionary models (Meynet \& Maeder 2003a; Langer et al. 1994), the initial masses were estimated and indicate that the Quintuplet WN stars are descendants from the most massive O stars with $M_\text{init} > 60 M_\odot$ and their ages correspond to a cluster age of 3-5\,million years. The analysis of the individual WN stars revealed an average extinction of $A_K =3.1 \pm 0.5$\,mag ($A_V = 27 \pm 4$) towards the Quintuplet cluster. This extinction was applied to derive the stellar luminosities of the remaining early-type and late-type stars in the catalog and a Hertzsprung-Russell diagram could be compiled. Surprisingly, two stellar populations are found, a group of main sequence OB stars and a group of evolved late-type stars, i.e. red supergiants (RSG). The main sequence stars indicate a cluster age of 4 million years, which would be too young for red supergiants to be already present. A star formation event lasting for a few million years might possibly explain the Quintuplet's population and the cluster would still be considered coeval. However, the unexpected and simultaneous presence of red supergiants and Wolf-Rayet stars in the cluster points out that the details of star formation and cluster evolution are not yet well understood for the Quintuplet cluster.
N2  - Die vorgelegte Arbeit befasst sich mit der Spektralanalyse der massereichen Sterne, speziell der Wolf-Rayet Sterne der Stickstoffsequenz, des Quintuplet-Sternhaufens im Galaktischen Zentrum, welches durch Staubwolken vor visuellen Beobachtungen verborgen ist. Der Sternhaufen wurde in einer der ersten Infrarot-Durchmusterungen entdeckt (Okuda et al. 1987, 1989) und f\"ur dieses Projekt mit dem Gro\ssteleskop ESO-VLT und dem Infrarotinstrument SINFONI-SPIFFI beobachtet. Die Daten wurden aufbereitet und die flusskalibrierten Spektren in einem Katalog ver\"offentlicht. Darin enthalten sind 85 Sterne fr\"uhen Spektraltyps (O- und B-Sterne), 62 Sterne sp\"aten Spektraltyps (K- und M-Sterne), sowie 13 Wolf-Rayet Sterne. Etwa 100 Sterne sind zum ersten mal detektiert und katalogisiert worden. Die flusskalibrierten Spektren der Wolf-Rayet Sterne der Stickstoffsequenz (WN) wurden mit den Potsdam Wolf-Rayet Modellen f\"ur expandierende Sternatmosph\"aren (Hamann et al. 1995) untersucht, wozu zun\"achst Atomdaten der Modelle f\"ur den Infrarotbereich erg\"anzt werden mussten. Verschiedene Modellspektren und -energieverteilungen wurden mit den Beobachtungen verglichen, um die Sternparameter Temperatur, Radius, Leuchtkraft und die Charakteristik des Sternwinds Geschwindigkeit, chemische Zusammensetzung und Massenverlustrate zu bestimmen. Der ermittelte hohe Wasserstoffgehalt der Winde der WN-Sterne zeigt, dass sie Abk\"ommlinge von massereichen O-Sternen sind, die die Hauptreihe verlassen haben. Desweiteren sind die Sterne sehr leuchtkr\"aftig ($\log(L/L_\odot) > 6$) und zeigen Massenverlustraten, die typisch sind f\"ur strahlungsgetriebenen Sternwinde. Im Vergleich mit Sternentwicklungsmodellen (Meynet \& Maeder 2003a; Langer et al. 1994) ergeben sich Anfangsmassen von $M_\text{init}>60\,M_\odot$, sowie ungef\"ahre Sternalter von 3-5 Millionen Jahren f\"ur die WN-Sterne, was dem angenommenen Altern des Quintuplet-Haufens entspricht. Durch die Analyse der spektralen Energieverteilungen der einzelnen WN-Sterne konnte eine mittlere interstellare Extinktion von $A_K =3.1 \pm 0.5$\,mag ($A_V = 27 \pm 4$\,mag) in der Richtung des Quintuplet-Haufens ermittelt und f\"ur die Bestimmung der Leuchtkr\"afte der verbleibenden Sterne des Katalog verwendet werden. Die anschlie\ss ende vorl\"aufige Analyse ergab eine Dichotomie der Sternpopulation von fr\"uhen und sp\"aten Sternen im Hertzsprung-Russell-Diagramm. W\"ahrend die OB-Sterne entsprechend der Entwicklungstheorie auf der Hauptreihe des Haufens liegen, befinden sich die KM-Sterne im entwickelten Stadium der Roten Riesen, welches f\"ur Sterne diesen Typs fr\"uhestens nach 7 Millionen Jahren erwartet wird. Somit steht die zeitgleiche Entstehung aller Sterne des Sternhaufens in Frage. Sie wird im Rahmen von Haufenzugeh\"origkeit und einer Phase ausgedehnter Sternentstehung diskutiert. Es bleibt anzuerkennen, dass die Sternentstehung und -entwicklung auch im speziellen Fall des Quintuplet-Haufens noch nicht hinreichend gut verstanden sind.
KW  - Galaktisches Zentrum
KW  - massereiche Sterne
KW  - Sternatmosphären
KW  - Sternentwicklung
KW  - Galactic center
KW  - Quintuplet cluster
KW  - massive stars
KW  - stellar atmospheres
KW  - stellar evolution
Y1  - 2009
U6  - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus-37223
ER  - 
TY  - THES
A1  - Todt, Helge Tobias
T1  - Hydrogen-deficient central stars of planetary nebulae
T1  - Wasserstoffarme Zentralsterne Planetarischer Nebel
N2  - Central stars of planetary nebulae are low-mass stars on the brink of their final evolution towards white dwarfs. Because of their surface temperature of above 25,000 K their UV radiation ionizes the surrounding material, which was ejected in an earlier phase of their evolution. Such fluorescent circumstellar gas is called a "Planetary Nebula". About one-tenth of the Galactic central stars are hydrogen-deficient. Generally, the surface of these central stars is a mixture of helium, carbon, and oxygen resulting from partial helium burning. Moreover, most of them have a strong stellar wind, similar to massive Pop-I Wolf-Rayet stars, and are in analogy classified as [WC]. The brackets distinguish the special type from the massive WC stars. Qualitative spectral analyses of [WC] stars lead to the assumption of an evolutionary sequence from the cooler, so-called late-type [WCL] stars to the very hot, early-type [WCE] stars. Quantitative analyses of the winds of [WC] stars became possible by means of computer programs that solve the radiative transfer in the co-moving frame, together with the statistical equilibrium equations for the population numbers. First analyses employing models without iron-line blanketing resulted in systematically different abundances for [WCL] and [WCE] stars. While the mass ratio of He:C is roughly 40:50 for [WCL] stars, it is 60:30 in average for [WCE] stars. The postulated evolution from [WCL] to [WCE] however could only lead to an increase of carbon, since heavier elements are built up by nuclear fusion. In the present work, improved models are used to re-analyze the [WCE] stars and to confirm their He:C abundance ratio. Refined models, calculated with the Potsdam WR model atmosphere code (PoWR), account now for line-blanketing due to iron group elements, small scale wind inhomogeneities, and complex model atoms for He, C, O, H, P, N, and Ne. Referring to stellar evolutionary models for the hydrogen-deficient [WC] stars, Ne and N abundances are of particular interest. Only one out of three different evolutionary channels, the VLTP scenario, leads to a Ne and N overabundance of a few percent by mass. A VLTP, a very late thermal pulse, is a rapid increase of the energy production of the helium-burning shell, while hydrogen burning has already ceased. Subsequently, the hydrogen envelope is mixed with deeper layers and completely burnt in the presence of C, He, and O. This results in the formation of N and Ne. A sample of eleven [WCE] stars has been analyzed. For three of them, PB 6, NGC 5189, and [S71d]3, a N overabundance of 1.5% has been found, while for three other [WCE] stars such high abundances of N can be excluded. In the case of NGC 5189, strong spectral lines of Ne can be reproduced qualitatively by our models. At present, the Ne mass fraction can only be roughly estimated from the Ne emission lines and seems to be in the order of a few percent by mass. Furthermore, using a diagnostic He-C line pair, the He:C abundance ratio of 60:30 for [WCE] stars is confirmed. Within the framework of the analysis, a new class of hydrogen-deficient central stars has been discovered, with PB 8 as its first member. Its atmospheric mixture resembles rather that of the massive WNL stars than of the [WC] stars. The determined mass fractions H:He:C:N:O are 40:55:1.3:2:1.3. As the wind of PB 8 contains significant amounts of O and C, in contrast to WN stars, a classification as [WN/WC] is suggested.
N2  - Zentralsterne Planetarischer Nebel sind massearme Sterne kurz vor ihrer finalen Entwicklung zu Weißen Zwergen. Aufgrund ihrer Oberflächentemperatur von über 25 000 K sind sie in der Lage, durch Abstrahlung von UV-Licht das sie umgebende Material, welches in einer vorigen Phase ihrer Entwicklung abgestoßen wurde, zu ionisieren. Das solchermaßen zum Leuchten angeregte Gas bezeichnet man als Planetarischen Nebel. Etwa ein Zehntel der galaktischen Zentralsterne sind wasserstoffarm. Im Allgemeinen besteht die Oberfläche dieser Zentralsterne aus einer Mischung der Elemente Helium, Kohlenstoff und Sauerstoff, welche z.T. durch Heliumbrennen erzeugt wurden. Die meisten dieser Sterne haben darüberhinaus einen starken Sternwind, ähnlich den massereichen Pop-I-Wolf-Rayet-Sternen und werden in Analogie zu diesen als [WC] klassifiziert, wobei die eckigen Klammern der Unterscheidung von den massereichen WC-Sternen dienen. Qualitative Analysen der Spektren von [WC]-Sternen lassen eine Entwicklungssequenz dieser Sterne von kühleren sogenannten late-type [WC]-Sternen (kurz [WCL]) zu sehr heißen, early-type [WC]-Sternen (kurz [WCE]) vermuten. Mithilfe von Computerprogrammen, die den Strahlungstransport im mitbewegten Beobachtersystem zusammen mit den statistischen Gleichungen der Besetzungszahlen der Ionen im Sternwind rechnen können, wurden quantitative Untersuchungen der Winde von [WC]-Sternen möglich. Erste Analysen mit Modellen ohne Eisenlinien ergaben dabei systematisch unterschiedliche Häufigkeiten für [WCL]- und [WCE]-Sterne. Während sich für [WCL]-Sterne ein Verhältnis der Massenanteile von He:C von etwas 40:50 ergab, fand man für die [WCE]-Sterne ein mittleres Verhältnis von 60:30 für die He:C-Massenanteile. Dabei sollte die Entwicklung von [WCL] nach [WCE] innerhalb einer sehr kurzen Zeit durch Aufheizung infolge der Kontraktion der Hülle erfolgen und nicht mit einer wesentlichen Abnahme der Kohlenstoffhäufigkeit bei gleichzeitiger Zunahme der Heliumhäufigkeit an der Oberfläche einhergehen. Im Rahmen der vorgelegten Arbeit wird untersucht, ob sich mittels verbesserter Modelle für die Atmosphären von [WC]-Sternen das He:C-Häufigkeitsverhältnis der [WCE]-Sterne bestätigt. Elaboriertere Modelle, welche vom Potsdamer WR-Modelatmosphären-Code (PoWR) berechnet werden können, berücksichtigen Line-Blanketing aufgrund von Elementen der Eisengruppe, kleinskalige Windinhomogenitäten und die Elemente He, C, O, H, P, N und Ne. Unter Bezug auf Sternentwicklungsmodelle, die die Ursache der Wasserstoffunterhäufigkeit von [WC]-Sternen erklären, sind insbesondere die Neon- und Stickstoff-Häufigkeiten interessant. Von den drei möglichen Entwicklungskanälen für [WC]-Sterne führt lediglich das VLTP-Szenario zu einer Stickstoff-Überhäufigkeit von einigen Prozent bezogen auf die Masse. Bei einem VLTP, einem very late thermal pulse, handelt es sich um einen plötzlichen, starken Anstieg der Energieproduktion in der helium-brennenden Schale, während das Wasserstoffbrennen bereits zum Erliegen gekommen ist. Infolge eines VLTPs wird sämtlicher Wasserstoff kurz nach dem thermischen Puls in tiefere Schichten gemischt und in Anwesenheit von C, He und O verbrannt. Infolgedessen wird N und auch Ne erzeugt. Bei der Analyse von elf [WCE]-Sternen wurden für drei von ihnen, PB 6, NGC 5189 und [S71d]3, Stickststoffmassenanteile von 1,5 % bestimmt, während für drei andere Sterne solche hohen Stickstoffhäufigkeiten ausgeschlossen werden können. Für NGC 5189 gelang außerdem die qualitative Reproduktion der beobachteten, starken Ne-Spektrallinien mittels unserer Modelle. Zur Zeit lässt sich aus der Stärke der Ne-Emissionslinien der Ne-Massenanteil leider nur abschätzen, er scheint aber im Bereich einiger Prozent zu liegen. Mittels eines diagnostischen He-C-Linienpaares konnte das He:C-Massenverhältnis von 60:30 für [WCE]-Sterne bestätigt werden. Als Ergebnis der Analyse von PB 8 postulieren wir eine neue Klasse von wasserstoffarmen Zentralsternen, die in ihrer Elementzusammensetzung eher an massereiche WNL-Sterne als an [WC]-Sterne erinnern. Die ermittelten Massenanteile H:He:C:N:O betragen 40:55:1.3:2:1.3, der Wind von PB 8 enthält daher im Unterschied zu WN-Sternen signifikante Mengen von O und C. Es wird daher eine Klassifizierung als [WN/WC] vorgeschlagen.
KW  - Zentralsterne
KW  - Planetarische Nebel
KW  - Sternatmosphären
KW  - Wolf-Rayet-Sterne
KW  - Post-AGB-Sterne
KW  - central stars
KW  - planetary nebulae
KW  - stellar atmospheres
KW  - Wolf-Rayet stars
KW  - post-AGB stars
Y1  - 2009
U6  - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus-41047
ER  -