Choose an application

• Reference Manager
• EndNote
• RefWorks (Direct export to RefWorks)

MECANIQUE --- ASTRONOMIE

Choose an application

• Reference Manager
• EndNote
• RefWorks (Direct export to RefWorks)

52 --- Astronomie. Astrofysica. Ruimteonderzoek. Geodesie.

Choose an application

• Reference Manager
• EndNote
• RefWorks (Direct export to RefWorks)

52 --- Astronomie. Astrofysica. Ruimteonderzoek. Geodesie --- Theses

Choose an application

• Reference Manager
• EndNote
• RefWorks (Direct export to RefWorks)

Tentoonstelling --- Aarde (planeet) --- Maan --- Ruimte (astronomie)

Choose an application

• Reference Manager
• EndNote
• RefWorks (Direct export to RefWorks)

B-type sterren Naast onze eigen ster, de Zon, zijn er nog miljarden andere sterren in ons melkwegstelsel. Hoewel ze er met het blote oog misschien allemaal vrij gelijkaardig uitzien, kunnen ze zich toch in een heel ander stadium van hun leven bevinden, en vaak hebben ze heel uiteenlopende eigenschappen. Op basis van die eigenschappen worden sterren ingedeeld in klassen. Zo worden ze volgens hun effectieve temperatuur ingedeeld in ruwweg 7 klassen (spectraaltypes): O, B, A, F, G, K en M, met binnen elke klasse een verdere verfijning in subklassen. Daarnaast worden sterren ook geclassificeerd volgens hun graviteit, in lichtkrachtklassen: I (superreuzen), II (heldere reuzen), III (reuzen), IV (subreuzen) en V (dwergen). Een derde dimensie, de leeftijd, wordt toegevoegd door de ster in het Hertzsprung-Russell Diagram (HRD) te plaatsen. In dit diagram wordt de lichtkracht of de graviteit uitgezet tegenover het spectraaltype of de temperatuur van sterren. Dit diagram wordt vaak gebruikt om de verschillende stertypes op een evolutionaire manier met elkaar te verbinden. Om de levenscyclus van een specifieke ster beter te begrijpen, is het essentieel om op een accurate manier haar positie in het Hertzsprung-Russell Diagram te kennen, zoals we verder zullen aantonen. In dit onderzoek beperken we ons tot de sterren van spectraaltype B. Het bepalen van hun fysische eigenschappen vormt de rode draad doorheen deze verhandeling. B-type sterren zijn hete en zware sterren, met effectieve temperaturen tussen 10 000 en 30 000 Kelvin, en massa’s van 3 tot 20 à 25 keer die van de zon. Met het blote oog kunnen ze herkend worden aan hun blauwe kleur. Het zijn zware sterren, die dankzij hun krachtige stralingsgedreven sterrenwinden en hun spectaculaire dood als supernova explosie, een uiterst belangrijke rol spelen in de verrijking van het universum met chemische elementen zwaarder dan waterstof en helium. Deze chemische elementen zijn de eindproducten van de nucleaire reacties die in de kern plaatsvonden. In die zin is een gedetailleerde kennis van de inwendige fysische processen die zich in zware sterren afspelen onontbeerlijk. Die processen beïnvloeden namelijk in sterke mate hun evolutie en daarmee uiteindelijk ook de evolutie van sterrenstelsels, door het chemisch materiaal dat door de sterrenwind en bij de supernova vrijkomt. Hoewel men aanneemt dat de stellaire evolutietheorie vrij volledig is, zijn er toch nog een aantal leemtes die dienen opgevuld te worden. Zo blijkt dat de heetste sterren misschien een significante hoeveelheid minder massa verliezen dan aanvankelijk aangenomen werd, doordat kleine inhomogeniteiten (zogenaamde ‘clumps’) in de sterrenwind kunnen voorkomen, terwijl men tot recent een homogene wind veronderstelde. Ook de invloed van interne rotatie en convectie op de evolutie van sterren dient nog verder uitgeklaard te worden. Beide processen zorgen er namelijk voor dat het chemisch materiaal in het sterinwendige vermengd geraakt. Eén van de weinige manieren om hieraan tegemoet te komen is via asteroseismologie. Trillingen in B-type sterren Asteroseismologie is het domein binnen de stellaire astrofysica dat zich toelegt op het bestuderen van sterpulsaties om op die manier meer informatie af te leiden over de inwendige sterstructuur. Doordat verschillende pulsatiemodi tot op verschillende dieptes in de ster binnendringen, geven de frequentieverschillen ons informatie over verschillende lagen in het sterinwendige. Algemeen kunnen de oscillaties in twee soorten ingedeeld worden, naargelang de terugroepkracht die dominant in werking is: de p-modi of drukmodi, en de g-modi of graviteitsmodi. Naargelang de aard van de trillingen worden ze ook wel opgedeeld in radiale en niet-radiale trillingen. Opdat dergelijke pulsatiemodi waarneembaar zouden zijn aan het steroppervlak, moet een efficiënt mechanisme werkzaam zijn, dat in staat is om kleine verstoringen (bijvoorbeeld in het dichtheidsevenwicht) in de loop van de tijd te laten groeien tot macroscopische waarneembare amplitudes. Voor de hoofdreekssterren van spectraaltype B (zoals beta Cephei en traag pulserende B sterren, i.e. SPB sterren) is dit mechanisme al langer gekend als het opaciteits- of kappa-mechanisme, werkzaam in de partiële ionisatielagen. De meeste sterlagen zijn stabiel ten opzichte van kleine storingen: als de ster een klein beetje samentrekt, dan neemt de temperatuur, en hierdoor de druk, in deze lagen toe, waardoor de contractie tegengewerkt wordt, en zo het (hydrostatisch) evenwicht herstelt. In welbepaalde lagen, namelijk de partiële ionisatielagen, wordt het evenwicht echter niet hersteld bij kleine storingen. De vrijgekomen energie wordt namelijk niet gebruikt om de druk te doen stijgen, maar om de laag zo homogeen mogelijk te maken en de ionisatie verder te zetten. Door de vele elektronen die hierbij vrijkomen, blijft de opaciteit hoog, in plaats van te dalen zoals dat in homogene lagen het geval is. De laag wordt dus opaak en blokkeert in zekere zin de energie die vanuit de kern uitgestuurd wordt. De verhoogde stralingsdruk die hierdoor ontstaat, duwt de oppervlaktelagen verder naar boven. Aangezien het stermidden daar transparanter is, wordt de energie vrijgelaten en de laag valt terug tot zijn oorspronkelijke positie. De ster reageert met een nog grotere samentrekking, wat tot steeds grotere amplitudes kan leiden. Zo kan een microscopisch kleine verstoring uitgroeien tot een macroscopisch effect, dat soms de volledige ster aan het trillen kan brengen. Opdat dit zou lukken moet de partiële ionisatielaag aan bepaalde voorwaarden voldoen die sterk afhangen van de effectieve temperatuur, lichtkracht en chemische samenstelling van de ster. Vandaar dat dergelijke pulserende sterren enkel voorkomen in welbepaalde zones, de zogenaamde instabiliteitsdomeinen, van het HRD. Samenvattend kunnen we dus zeggen dat, om de evolutietheorie van sterren en sterrenstelsels te verbeteren, het noodzakelijk is om de inwendige processen van de ster ten volle te begrijpen. Dit is mogelijk door het bestuderen van stertrillingen, die op zich dan weer afhankelijk zijn van de effectieve temperatuur, lichtkracht en chemische samenstelling van de ster. In die zin is het dan ook eenvoudig te begrijpen dat een nauwkeurige positionering van sterren in het HRD aan de basis van zulke studie ligt. In deze verhandeling willen wij ons dan ook toespitsen op een zo accuraat mogelijke bepaling van de fysische parameters voor sterren van spectraal type B. Bepaling van de fysische parameters De enige manier om een ster en haar karakteristieken te leren kennen, is onrechtstreeks, via het licht dat ze uitstuurt. Met behulp van een spectrograaf wordt het licht, dat zovele lichtjaren geleden door de ster werd uitgezonden, opgevangen, en via een ingewikkeld reductieproces omgezet in een ééndimensionaal spectrum. Dit spectrum vertelt ons in principe alles wat we willen weten over de ster. Alleen is het niet eenvoudig om de exacte informatie te decoderen. De informatie waar we het over hebben, zijn de fysische parameters van de ster, zoals de effectieve temperatuur en graviteit, de straal en de massa, de abondanties van de verschillende chemische elementen, de rotatiesnelheid en micro- en macroturbulente snelheden, en van de wind (beschreven door het massaverlies en het snelheidsverloop). De fysische parameters van sterren worden typisch bepaald door waargenomen spectra te vergelijken met theoretisch voorspelde spectra, uitgerekend voor verschillende combinaties van parameters, en dit aan de hand van geavanceerde steratmosfeermodellen. Deze modellen voorspellen hoe de druk, dichtheid en temperatuur doorheen de steratmosfeer verloopt wanneer de ster een aantal specifieke eigenschappen bezit, i.e. als ze een welbepaalde temperatuur, graviteit, enz. heeft. Het verloop van deze globale parameters bepaalt in sterke mate hoe het spectrum van een dergelijke ster eruit zal zien. Dit synthetisch spectrum wordt dan vergeleken met het waargenomen spectrum. Omdat elke parameter een specifieke (en door ervaring gekende) invloed op het lijnenspectrum heeft, kunnen we de parameters zodanig aanpassen dat de voorspelling van het spectrum bij die parameters heel nauwkeurig aansluit bij het geobserveerde spectrum. De set van parameters waarbij het verschil tussen het theoretisch en het waargenomen spectrum minimaal is, bepaalt dan de definitieve sterparameters. Deze procedure wordt lijnprofielfitting genoemd. Doorheen de hele verhandeling hebben wij de NLTE atmosfeer- en lijnpredictie code FASTWIND aangewend om de synthetische lijnprofielen te berekenen voor een grote hoeveelheid van parametercombinaties. FASTWIND is speciaal ontwikkeld voor het genereren van synthetische spectra voor zware O, B en A-type sterren. Omdat deze sterren soms aanzienlijke hoeveelheden massa kunnen verliezen onder de vorm van een wind, is een accurate voorspelling van het verloop van de sterrenwind en de invloed hiervan op het lijnenspectrum, onontbeerlijk. Hoewel er nog een aantal andere atmosfeercodes in omloop zijn, opteerden we toch voor FASTWIND, omwille van de hoge snelheid waarmee modellen kunnen berekend worden. Bovendien omvat de code alle “state-of-the-art” beschrijvingen van de relevante fysica. Voor onze doelen volstaat de voorspelling van slechts drie lijnen: waterstof, helium en silicium. Enerzijds zijn dit de meest eenvoudige elementen met de minste overgangen. Anderzijds kunnen we aan de hand van enkel deze drie elementen alle informatie die we nodig hebben uit het spectrum extraheren. Uit de waterstoflijnen kunnen we namelijk enerzijds alle windparameters en anderzijds de oppervlaktegraviteit bepalen. De effectieve temperatuur halen we uit de siliciumlijnen, samen met de turbulente snelheden, de rotatie en de siliciumabondantie. De heliumlijnen geven ons dan weer de heliumabondantie, en in bepaalde omstandigheden leveren ze bovendien een controle op de temperatuur en/of graviteit. In hoofdstuk 1 gaan we uitgebreid in op de betekenis van elk van deze parameters, hun invloed op de verschillende lijnprofielen en de manier waarop we deze uit het spectrum kunnen afleiden. Periodiek variabele B-type superreuzen In hoofdstuk 2 presenteren we de resultaten van de analyse van een eerste dergelijk lijnprofielenonderzoek voor een eerste steekproef: 40 B-type superreuzen, waarvan er 28 periodieke variaties vertonen. Ze variëren met heel kleine amplitudes van de orde van enkele tientallen millimagnituden en hebben periodes van de orde van enkele dagen. Hoewel er intussen al heel wat sterren tot deze klasse van superreuzen behoren, bestond er tot nog toe grote onduidelijkheid over het variabiliteitsmechanisme van deze sterren. Een eerste vereiste om dat variabiliteitsmechanisme beter te begrijpen is, zoals we reeds eerder vermeldden, dat we de superreuzen op een accurate en betrouwbare manier in het HRD kunnen plaatsen. Dit laat namelijk toe om de positie te vergelijken met variabelen waarvan we het excitatiemechanisme wel kennen. Een eerste onderzoek op basis van fotometrische data (Waelkens et al. 1998) leek erop te wijzen dat er een verband zou zijn met de pulsaties in hoofdreekssterren, zoals die ook voorkomen in de beta Cephei en SPB sterren. Omdat de nauwkeurigheid van de fotometrische bepaling van de graviteit voor hete sterren vaak nogal te wensen overlaat, was de enige manier om deze suggestie al dan niet te bevestigen, aan de hand van een gedetailleerde spectroscopische analyse. Met dit doel voor ogen, werden hoge resolutie spectroscopische data van deze sterren verzameld. Wij bepaalden de stellaire en windparameters door een gedetailleerd fitten van de waargenomen lijnprofielen. Dankzij deze analyse konden we de sterren een betrouwbaardere plaats in het HRD geven. De superreuzen bleken nauw aan te sluiten bij het voorspelde instabiliteitsdomein van de SPB sterren, waar ze aan de rand met de hogere graviteiten liggen. Wij suggereren hieruit dat de periodieke variabiliteit in B type superreuzen -tot voor dit werk nog onvoldoende begrepen- te wijten is aan niet-radiale graviteitsmodi, geëxciteerd door het opaciteitsmechanisme, en dus inderdaad gelijkaardig aan de oscillaties in B-type hoofdreekssterren, zoals reeds gesuggereerd werd door Waelkens et al. (1998). Dit is één van de belangrijkste conclusies van deze verhandeling, omwille van het feit dat ze toelaat om het onderzoeksgebied van de asteroseismologie verder uit te breiden naar geëvolueerde sterren in het HRD, daar waar dit tot nu toe beperkt bleef tot hoofdreekssterren. Dit laat toe om de evolutietheorie verder te verfijnen naar latere fasen toe, door de studie van stertrillingen in B-type superreuzen. De eerste noodzakelijke stap die nu in deze richting moet genomen worden is het langdurig opmeten van preciese tijdreeksen van fotometrische en spectroscopische gegevens, om zoveel mogelijk trillingsfrequenties te detecteren en te interpreteren. Een belangrijk bijkomend resultaat van dit onderzoek is dat we voor het eerst de relatie tussen windimpuls en lichtkracht voor late B-type superreuzen konden vastleggen. We vonden grote gelijkenissen met de relatie voor A-type superreuzen. De relatie voor mid B-type superreuzen bleek volledig consistent te zijn met theoretische voorspellingen. Automatische procedure voor het fitten van lijnprofielen Het jaar 2006 eindigde als een historisch jaar in het onderzoeksdomein van de asteroseismologie, met de succesvolle lancering van de ruimtemissie CoRoT, een acroniem voor Convectie, Rotatie en planetaire Transits. Zoals de naam al verraadt, is deze ruimtemissie gewijd aan het onderzoeken van de invloed van inwendige processen zoals convectie en rotatie op sterevolutie, en dit via asteroseismologie (naast de zoektocht naar exoplaneten). De quasicontinue waarnemingen vanuit de ruimte doen grote verwachtingen rijzen bij asteroseismologen. Ze zouden immers leiden tot een grote hoeveelheid data met een ongeziene precisie, kwaliteit en meetfrequentie. Met het oog op een optimale selectie van programmasterren voor CoRoT, is kennis van hun parameters van cruciaal belang. Daarom heeft men een grootscheepse pre-lanceringswaarneemcampagne opgesteld en zowel fotometrische als spectroscopische data verzameld van alle relatief heldere sterren in het ‘gezichtsveld’ van CoRoT. Die data werden verzameld in de online catalogus GAUDI. Dit archief bevat spectra van bijna 300 B type sterren. Omwille van de expertise van het Instituut voor Sterrenkunde van de K.U.Leuven in B-type sterren, werd het analyseren van deze 300 B-type sterren aan ons toevertrouwd. Eén van de grootste struikelblokken om een dergelijke grote steekproef te analyseren, is het ontbreken van een automatische procedure voor het fitten van de lijnprofielen. Tot op heden werd het fitten van de lijnprofielen altijd manueel gedaan, als volgt. Op basis van het spectraaltype of literatuurwaarden wordt een eerste afschatting gemaakt van de fundamentele parameters van de ster. De lijnprofielen bij deze parameters worden vergeleken met het waargenomen spectrum. Door visuele inspectie wordt bepaald hoe goed de fit is, en of er aanpassingen in de parameters vereist zijn. Zo ja, dan wordt een nieuw model uitgerekend, waarbij de desbetreffende parameter aangepast wordt, gebruik makend van kennis (door ervaring) van de invloed van deze parameter op de lijnprofielen. Dit proces gaat verder tot de kwaliteit van de fit volledig naar de wens van de onderzoeker is. Dit is een subjectief en heel tijdrovend werk, en heeft tot gevolg dat de bestudeerde steekproeven meestal vrij beperkt in omvang zijn. Om hieraan tegemoet te komen, hebben wij, voor het eerst, een automatische procedure ontwikkeld voor het fitten van lijnprofielen voor B-type sterren. Verschillende opties werden in aanmerking genomen, maar uiteindelijk bleek de, voor onze doelen, efficiëntste methode er één te zijn die gebaseerd is op een statisch grid. Daarom hebben we een uitgebreid grid van zo’n 650 000 lijnprofielsets opgezet. Het grid is geschikt voor het analyseren van sterren met heel uiteenlopende eigenschappen, en in verschillende evolutiestadia, en in die zin representatief voor het hele B-type domein, van koel tot heet, van dwerg tot superreus, met weinig tot veel massaverlies. Op basis van dit grid (dat volledig beschreven wordt in hoofdstuk 3), hebben we een iteratieve procedure ontwikkeld, waarbij de hierboven beschreven manuele fitmethode in een computercode werd omgezet. Hierbij worden eveneens objectieve criteria vastgelegd op basis waarvan beslist wordt of een model een goede fit oplevert of niet. De procedure, AnalyseBstar, wordt in detail beschreven in hoofdstuk 4. De hete en koele B-type sterren vereisen een andere aanpak voor het bepalen van de effectieve temperatuur, de siliciumabondantie en de microturbulente snelheid. Deze drie parameters beïnvloeden tegelijkertijd de equivalente lijnbreedtes van de siliciumlijnen. Het is dus noodzakelijk de drie effecten van elkaar te scheiden. Daar waar in de hetere sterren de verhoudingen van equivalente lijnbreedtes van twee verschillende ionisatieniveau’s van siliciumatomen het effect van

Academic collection --- 52 --- Astronomie. Astrofysica. Ruimteonderzoek. Geodesie --- Theses