Elementhäufigkeiten in AGB-Sternen im galaktischen Bulge

Der Bulge ist wohl jener Teil der der Milchstraße, dessen Entstehung am wenigsten verstanden ist. Detail-lierte Untersuchungen der Häufigkeitsmuster der chemischen Elemente in Sternen des Bulges ("zentrale Verdickung") begannen, als in den 90er-Jahren hochauflösende Spektrographen an Teleskopen der 8-Meter Klasse installiert wurden. Trotz dieser Bemühungen ist nach wie vor unklar, ob der Bulge vorwiegend durch die frühe Verschmelzung vieler einfallender Gaswolken und der dadurch angeheizten Sternentstehung gebildet wurde ("klassischer Bulge"), oder durch die nachfolgende, dynamische Entwicklung der zuerst entstandenen Scheibe der Milchstraße ("Pseudo-Bulge"). Eine Untersuchung der Häufigkeitsmuster der chemischen Elemente in den Sternen des Bulges erlaubt es, diese Entstehungsszenarien deutlich einzu-schränken. Unter den Sterntypen die für hochauflösende Spektroskopie zugänglich sind, wurden die Sterne am Asymptotischen Riesenast (AGB) bisher vielfach vernachlässigt, weil ihre Spektren im Optischen sehr komplex und daher schwierig zu analysieren sind. AGB-Sterne sind eines der letzten Entwicklungsstadien von sonnenähnlichen Sternen, und stellen in der Sternentwicklung die Verbindung zwischen Riesen vom Spektraltyp K und Planetarischen Nebeln dar. Diese beiden Objekttypen wurden im Bulge bereits eingehend auf ihre Elementhäufigkeiten untersucht. Das Ziel des vorliegenden Projektes ist es, diese Beobacht-ungslücke zu füllen, und zwar durch eine Untersuchung von hochaufgelösten Nahinfrarot Spektren eines ansehnlichen Samples von Bulge AGB-Sternen, die mit dem Spektrographen CRIRES am Very Large Telescope der ESO aufgenommen wurden. Die Analyse wird sich dabei neben der Eisenhäufigkeit auf die alpha-Elemente konzentrieren, die Auskunft über die Zeitskala der Bulge- Entstehung geben. AGB-Sterne werden schon lange als Untersuchungsobjekte für den Bulge genutzt, da sie sehr leuchtkräftig sind und über große Distanzen beobachtbar sind. Eine Analyse ihrer Elementhäufigkeiten wäre deshalb enorm wichtig. Die zentralen Fragen, die in der vorgestellten Studie behandelt werden sollen, lauten: Wie sehen die Häufigkeitsmuster der chemischen Elemente in AGB-Sternen des galaktischen Bulges aus, und gibt es Über- einstimmungen mit den in anderen Bulge-Objekten gemessenen Mustern? Gibt es eine Ähnlichkeit zwischen den Mustern in Bulge AGB-Sternen und jenen in Sternen der galaktischen Scheibe? Hängt die Metallizitäts-verteilung vom untersuchten Entwicklungsstadium ab, d.h. gehen metallreiche Sterne in der Entwicklung irgendwo "verloren"? Wie passen die AGB-Sterne in das von ihren evolutionären Vorgängern (Zwergsterne, K-Riesen) und Nachfolgern (Planetarische Nebel) gezeichnete Bild? Und schließlich, wie hat sich der Bulge der Milchstraße gebildet? Diese letzte Frage bezieht sich auch auf die Entstehung der Milchstraße als Ganzes, und die hier vorgeschlagenen Messungen werden wichtige Einschränkungen für theoretische Entwicklungsmodelle liefern. Das Ziel des vorliegenden Projekts ist es, durch die Analyse von Nahinfrarotspektren von AGB-Sternen im galaktischen Bulge Antworten auf die aufgeworfenen Fragen zu finden. Die Elementhäufigkeiten werden mit Hilfe von Methoden der Spektralsynthese, basierend auf modernsten Modellen der Sternatmo-sphären, bestimmt. Diese Häufigkeiten werden schließlich einem genauen Vergleich mit gemessenen Häufigkeiten in anderen Sterntypen im Bulge sowie der Scheibe der Milchstraße unterzogen, um die gesuchten Antworten zu finden.

Dieses Projekt beschäftigte sich mit der Messung der Häufigkeiten von ausgewählten chemischen Elementen in Roten Riesensternen, die sich im Zentralbereich der Milchstraße, dem Bulge, aufhalten. Das Ziel des Projektes war es, über diese Häufigkeiten mehr über das Inventar von Sternen im Bulge zu lernen sowie seine Entstehungsgeschichte und Entwicklung zu ergründen. Die chemischen Häufigkeiten wurden aus hochaufgelösten Infrarotspektren der Roten Riesen bestimmt, die mit dem Spektrographen CRIRES am Very Large Telescope (VLT) der Europäischen Südsternwarte (ESO) in Chile gewonnen wurden. Die Spektren wurden mithilfe von numerischen Modellen der Sternatmosphären analysiert, auf deren Basis Modellspektren für den Vergleich mit den echten, beobachteten Spektren gerechnet wurden. Insbesondere wurde die generelle Häufigkeit von schweren Elementen wie z.B. Eisen relativ zur Sonne bestimmt, sowie das Verhältnis der Häufigkeiten von Kohlenstoff zu Sauerstoff. Weiters wurde das Kohlenstoffisotopenverhältnis (12C/13C) und die Häufigkeit der Elemente Al, Si, Ti und Y gemessen. Da Rote Riesensterne besonders kühl sind, stellt dies die Häufigkeitsmessung an einigen der kühlsten Sterne dar, für die je die Häufigkeiten von Elementen gemessen wurden (bis hinunter zu 3100 Kelvin).Das Hauptresultat dieser Untersuchung ist, dass Rote Riesen im Bulge im Mittel etwas weniger schwere Elemente enthalten als die Sonne. Allerdings gibt es ein paar wenige Einzelsterne, die etwas mehr an schweren Elementen enthalten als die Sonne. Auch das Verhältnis von Kohlenstoff zu Sauerstoff ist nahe am solaren Wert (0,55), keiner der Sterne hat ein weit darüber liegendes Verhältnis. Das ist etwas überraschend, da erwartet wurde, dass einige der Sterne in ihrem Zentrum Kohlenstoff erzeugen und somit das Kohlenstoff zu Sauerstoff Verhältnis erhöht sein müsste. Ebenso müsste dadurch das Kohlenstoffisotopen-verhältnis erhöht sein, was wir nicht bestätigen konnten. Es scheint, dass in den Sternen der entsprechende Mischprozess, der den Kohlenstoff vom Sternzentrum an die Oberfläche bringt, nicht stattfindet. Der Grund dafür könnte in einer etwas zu niedrigen Gesamtmasse bzw. zu hoher genereller Metallhäufigkeit der Sterne liegen.Ein weiteres wichtiges Ergebnis des Projekts ist, dass Rote Riesen nahe an der Scheibenebene der Milchstraße eine etwas höhere Häufigkeit von schweren Elementen aufweisen als jene weiter weg von der Ebene. Das bedeutet, es gibt einen Gradienten in der Metallhäufigkeit innerhalb des Bulges. Das war von anderen Sterntypen für die äußeren Bulgeregionen bereits bekannt, wir konnten hier zeigen, dass sich dieser Trend vermutlich zu den inneren Regionen fortsetzt.Zusammenfassend konnten wir weitere Einblicke in die Geschichte und Entwicklung unserer kosmischen Heimat, der Milchstraße, gewinnen.