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Linienformation in M Klasse Sternen

dc.contributor.advisorReiners, Ansgar Dr.de
dc.contributor.authorWende, Sebastiande
dc.date.accessioned2010-12-14T15:31:42Zde
dc.date.accessioned2013-01-18T13:42:27Zde
dc.date.available2013-01-30T23:51:13Zde
dc.date.issued2010-12-14de
dc.identifier.urihttp://hdl.handle.net/11858/00-1735-0000-0006-B4DF-5de
dc.identifier.urihttp://dx.doi.org/10.53846/goediss-2933
dc.description.abstractVerbreiterung von Spektrallinien in kühlen Sternen ist im Allgemeinen schwer zu untersuchen. Um langsame Rotation oder schwache Magnetfelder zu entdecken, benötigt man eine Messgenauigkeit von ca. 1 km/s. In diesem Genauigkeitsbereich werden Linienverbreiterungen, hervorgerufen durch Konvektion, wichtig. Molekulares Eisenhydrid (FeH), bietet eine große Anzahl von schmalen, isolierten Linien, die benutzt werden können, um die oben genannten Eigenschaften in kühlen Sternen zu messen. Der erste Teil dieser Arbeit beinhaltet die Untersuchung hydrodynamischer M Stern Modelle. Die auftretenden Geschwindigkeitsfelder werden auf ihren Einfluss auf die Linienprofile molekularen FeHs untersucht. Die stellaren parameter der M Stern Modelle reichen dabei in log g von 3.0 bis 5.0 und in Effektivtemperatur von 2500 K bis 4000 K. Anschließend werden die gewonnenen Resultate auf eine große Anzahl von FeH Linien angwendet, um die Eigenschaften von kühlen Sternatmosphären besser zu untersuchen. Im zweiten Teil der Arbeit wird ein FeH Atlas für M Sterne erstellt. Der Wellenlängenbereich ersteckt sich von 986 nm hin zu 1077 nm (Wing-Ford Band). Der Atlas dient der Identifizierung und Charakterisierung von FeH Linien in dem genannten Wellenlängenbereich. Des Weiteren wird die große Zahl an FeH Linien nutzbar gemacht um effektive Temperaturen zu bestimmen und um magnetisch sensitive FeH Linien zu identifizieren. Anhand der Ergebnisse wird deutlich, dass die Geschwindigkeitsfelder stark von log g und Effektivtemperatur abhängen. Sie nehmen mit abnehmendem log g und mit steigender Effektivtemperatur zu. Dementsprechend reagieren auch die Linienprofile von FeH auf die beiden Parameter. In hochaufgelösten Spektren von GJ1002 (ein M5.5 Zwergstern) war es möglich FeH Linien der (0,0), (1,0), (1,1), (2,1), (2,2), (3,2), und (4,3) Vibrationsübergängen zu identifizieren. Abschließend kann man sagen, dass der Einfluss von hydrodynamischen Geschwindigkeitsfeldern auf die Linienprofile von FeH gut durch 1D Verbreiterungstheorie reproduziert werden kann. FeH Linien erwiesen sich als hilfreiche Werkzeuge, um log g und Effektivtemperatur in M Klasse Sternen zu messen. Durch ihr uniformes Verhalten eignen sie sich auch hervorragend, um Verbreiterung durch Rotation oder Magnetfelder zu untersuchen. Des Weiteren ist es mit den identifizierten Linien möglich, magnetisch sensitive oder sehr temperaturabhängige FeH linien zu finden und diese dann zur Analyse von Atmosphären kühler Sterne zu nutzen.de
dc.format.mimetypeapplication/pdfde
dc.language.isoengde
dc.rights.urihttp://creativecommons.org/licenses/by-nc-nd/3.0/de
dc.titleLinienformation in M Klasse Sternende
dc.typedoctoralThesisde
dc.title.translatedLine Formation in M-type Starsde
dc.contributor.refereeDreizler, Stefan Prof. Dr.de
dc.date.examination2010-10-28de
dc.subject.dnb520 Astronomiede
dc.description.abstractengThe measurement of line broadening in cool stars is, in general, a difficult task. In order to detect slow rotation or weak magnetic fields, an accuracy of 1 km/s is needed. In this regime, the broadening from convective motion becomes important. Molecular FeH provides a large number of sharp and isolated absorption lines that can be used to measure the afore mentioned quantities with high accuracy. In the first part of this work, an investigation of the velocity fields in early to late M-type star hydrodynamic models is presented, and also the simulation of their influence on FeH molecular line shapes. The M star model parameters range between log g of 3.0 - 5.0 and effective temperatures from 2500 K to 4000 K. These results can then be applied on a large sample of FeH lines in order to use their full potential in characterising the atmospheres of cool stars. In the second part, an FeH atlas for M-type stars in the spectral region from 986 nm to 1077 nm (Wing-Ford band) is presented. This atlas can be used to identify and characterise FeH lines in spectra of cool stars in the investigated region. It is also shown how this large number of lines can be used to determine effective temperatures and detect magnetically sensitive lines. The velocity fields in M-stars strongly depend on log g and effective temperature . They become stronger with decreasing log g and increasing effective temperature. Correspondingly, the FeH line quantities systematically depend on log g and effective temperature. In high resolution spectra of GJ1002 (a M5.5 dwarf), it was possible to identify FeH lines from the (0,0), (1,0), (1,1), (2,1), (2,2), (3,2), and (4,3) vibrational bands. One can conclude that the influence of hydrodynamic velocity fields on line shapes of M-type stars can well be reproduced with 1D broadening methods. FeH lines turn out to provide a means to measure log g and effective temperature in M-type stars. Since different FeH lines all behave in a similar manner, they provide an ideal measure for rotational and magnetic broadening. FeH lines also can be used for a wide variety of applications in astrophysics. With the identified lines it is possible, for example, to characterize magnetically sensitive or very temperature sensitive lines, which can be used to investigate the atmospheres of M-type starsde
dc.contributor.coRefereeReiners, Ansgar Dr.de
dc.contributor.thirdRefereeHauschildt, Peter Prof. Dr.de
dc.subject.topicPhysicsde
dc.subject.gerHydrodynamikde
dc.subject.gerMassearme Sternede
dc.subject.gerSpäte Sterntypende
dc.subject.gerTurbulenzende
dc.subject.gerMolekulare Datende
dc.subject.gerLinienprofilede
dc.subject.gerLinienidentifikationde
dc.subject.engHydrodynamicsde
dc.subject.engLow-Mass-Starsde
dc.subject.engLate-Type-Starsde
dc.subject.engTurbulencede
dc.subject.engMolecular Datade
dc.subject.engLine Profilesde
dc.subject.engLine Identificationde
dc.subject.bk39.40de
dc.subject.bk39.19de
dc.identifier.urnurn:nbn:de:gbv:7-webdoc-2748-9de
dc.identifier.purlwebdoc-2748de
dc.affiliation.instituteFakultät für Physikde
dc.subject.gokfullTBG 000: Infrarot-Astronomiede
dc.subject.gokfullTFF 000: Kosmische Fluiddynamik {Astrophysik}de
dc.subject.gokfullTHH 000: Temperatur von Sternen {Astronomie}de
dc.subject.gokfullTHK 000: Spektren und Spektroskopie von Sternen {Astronomie}de
dc.subject.gokfullTHN 000: Sternaufbaude
dc.subject.gokfullSternmodelle {Astronomie}de
dc.subject.gokfullTHT 750: Rote Zwerge {Astronomie}de
dc.subject.gokfullTHT 400: Kalte Sterne {Astronomie}de
dc.identifier.ppn656168900de


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