Investigations of Heavy Elements in Am and HgMn stars

Abstract

The relationship between the HgMn and Am classes of chemically peculiar stars has been investigated primarily by observing abundances of heavy elements, including Pr, Nd, Hg, Tl and Bi. The main objective of the investigation has been to gather observational evidence to provide a better understanding of the mechanisms producing the abundance anomalies of these stars, and to establish the relationship between the two classes. The heavy elements generally show substantially larger enhancements in the HgMn than in the Am stars. The reason for this difference could be that the presence of a hydrogen convection zone in the Am stars limits the magnitude of the observed abundance enhancements, while its absence in the HgMn stars would make it possible for the elements to separate in the atmosphere itself and produce substantially larger enhancements. In this thesis the abundance of several elements derived from previous work has been plotted as a function of effective temperature in the temperature regime of the Am and HgMn stars. For several, predominantely heavy, elements the abundance changes very sharply in the boundary between Am and HgMn stars which could indicate a noticeable difference in their atmospheric structure.

Abstract (Swedish)

Popular Abstract in Swedish

Stjärnhimlen har genom tiderna fascinerat människan och man har under historiens gång upprepade gånger försökt förklara vad stjärnorna består av samt hur de skapats. Många av dessa förklaringar har varit fantasifulla, men så här i efterhand sett ganska orealistiska. Till exempel var den medeltida bilden av stjärnhimlen att denna utgjordes av en sfär som roterade kring jorden där stjärnorna var fastsatta. Så småningom har man dock kommit fram till att stjärnorna, inklusive vår sol, i själva verket är enorma brinnande gasklot som får sin energi från kärnreaktioner som pågår i deras inre.



Större delen av den kunskap vi har om stjärnor och andra astronomiska objekt har vi fått genom att undersöka den strålning, eller ofta brist på strålning, som de sänder ut. En stjärna sänder nämligen ut oerhörda mängder energi till följd av kärnreaktionerna i deras inre. På grund av den enorma temperaturen och densiteten i en stjärnas inre så är strålningen som når stjärnans yttre lager kontinuerlig, dvs. den består av alla våglängder. I en stjärnas yttre lager, eller fotosfär, är temperaturen mycket lägre, vilket medför att atomerna som befinner sig i detta lager kan absorbera strålningen från stjärnans inre. Atomerna från ett specifikt grundämne absorberar ljuset vid vissa bestämda våglängder, och mängden som absorberas beror på hur mycket av detta ämne som finns i stjärnans fotosfär, samt på egenskaper såsom stjärnfotosfärens temperatur, tryck och densitet. På så sätt kan man få information om stjärnans yttre lager genom att studera aborptionen i strålningen som stjärnan sänder ut. Detta gör man genom att dela upp stjärnljuset i dess olika våglängder med hjälp av t ex ett prismaså att man får ett så kallat spektrum, och det är genom att studera och tolka detta spektrum som man kan undersöka stjärnfotosfärens egenskaper.



Varje grundämne har sin egen unika uppsättning spektrallinjer som beror på de atomära egenskaperna. Eftersom atomerna i stjärnorna är likadana som de på jorden kan man studera ett grundämne i laboratoriet och sedan applicera denna kunskap för att undersöka de fysikaliska egenskaperna hos stjärnorna. Det är detta tillvägagångssätt som vi tillämpar på avdelningen för Atomär Astrofysik på Institutionen för astronomi, och som även tillämpats i denna avhandling. tillvägagångssättet är att man undersöker ett grundämne i taget i laboratoriet för att fastställa spektrallinjernas våglängd och styrka. Efter detta identifierar man dessa spektrallinjer i stjärnorna och kan genom att studera dem bestämma förekomsten av ämnet i stjärnans fotosfär samt andra egenskaper hos stjärnan. Man tar ofta hjälp av teoretiska modeller för att fastställa dessa egenskaper.



När man studerar stjärnornas spektrum, kommer man snabbt fram till att ingen stjärna är exakt lik en annan. Därför brukar man ofta jämföra en stjärnas spektrum med ett fingeravtryck, där varje stjärna har sitt unika avtryck. Även om alla stjärnor är olika, kan stjärnorna sammanföras i grupper som uppvisar liknande karaktärsdrag, framförallt i sina spektra. Ofta är det dock svårt att bilda distinkta grupper eftersom stjärnornas spektra kan uppvisa spektrallinjer som kännetecknar flera grupper. Stjärnor anses ofta vara normala när deras kemiska sammansättning liknar solens. Det finns dock ett stort antal stjärnor vars kemiska sammansättning avviker markant från den man observerar i solen. Bland dessa stjärnor finns en grupp av, kemiskt avvikande, stjärnor som oftast benämns CP-stjärnor efter engelskans chemically peculiar. Som namnet antyder karaktäriseras dessa stjärnor av speciella grundämnesförekomster och det har visat sig att CP-stjärnorna utgör en extremt mångfaldig grupp där olika stjärnor kan uppvisa väldigt olika egenskaper. På grund av detta har man klassificerat CP-stjärnorna i 6 huvudgrupper som dessutom delats upp i ett antal mindre grupper. Bland huvudgrupperna finns de så kallade Am- och HgMn-stjärnorna som undersökts i denna avhandling. Dessa stjärnor är speciellt intressanta bland annat eftersom deras spektra antyder att i stort sett alla observerade grundämnen har antingen mycket större eller mindre förekomst än vad som observeras i solen. I HgMn-stjärnorna har man t ex observerat grundämnesförekomster som är över 100 000 gånger större än solens.



I denna avhandling har företrädesvis förekomsterna av tunga grundämnen observerats i Am och HgMn stjärnor för att ge en insikt i CP-fenomenet och i sambandet mellan dessa två grupper av stjärnor. Orsaken till att tunga grundämnen undersökts är att båda grupperna visar utökade förekomster av ett stort antal grundämnen, men där HgMn stjärnorna uppvisar mycket större förekomster av de tyngsta stabila grundämnena. Genom att undersöka dessa grundämnen kan man bilda sig en uppfattning om hur de beter sig i stjärnorna, samt förhoppningsvis få en antydan om vad som orsakar de extrema förekomsterna vi observerar. I dagens läge tror man att de avvikande förekomsterna huvudsakligen skapas av en process som kallas strålningsdriven diffusion inom stjärnornas atmosfärer. Enligt denna teori observeras en förändrad förekomst av ett grundämme beroende på en obalans mellan det strålningstryck (från stjärnan inre) och den gravitation som ämnet upplever. På så vis förflyttas ett ämne uppåt i stjärnatmosfären om strålningstrycket på ämnet är större än gravitationskraften, vilket leder till att man observerar en utökad förekomst av ämnet, och vice versa.



Umder mon tid som doktorand har jag deltagit i de flesta aspekterna som ingår i undersökningen av stjärnornas spektra. Jag har utfört astronomiska observationer vid det Nordiska Optiska Teleskopet för att samla in spektra för olika projekt. Jag har analyserat laboratoriespektra tagna med Lunds Fourier transform spektrometer för enskilda grundämnen och applicerat resultaten från min analys för att studera förekomsterna av dessa grundämnen i stjärnorna. Jag har analyserat ett stort antal stjärnspektra för att bestämma grundämnesförekomster för ett antal ämnen i olika objekt. Jag har dessutom samlat in data från andra forskare för att undersöka hur olika grundämnen beter sig i Am och HgMn stjärnorna. Det är min förhoppning att resultaten från min forskning skall bidraga till att utöka försåelsen av CP fenomenet, samt hjälpa till med att fastställa förhållandet mellan Am och HgMn stjärnorna.

• author: Dolk, Linus
• supervisor: [unknown] [unknown]
• opponent: Prof Cowley, Charles, Ann Arbor, USA
• organization: Atomic Physics
• publishing date: 2002
• type: Thesis
• publication status: published
• subject: Astronomy, Astrophysics and Cosmology
• keywords: HgMn stars, spectroscopy, heavy elements, Astronomi, Astronomy, Chemically peculiar stars, Am star, Fysicumarkivet A:2002:Dolk
• pages: 175 pages
• defense location: Lundmark Lecture Hall, Lund Observatory
• defense date: 2002-09-28 10:15:00
• ISBN: 91-628-5335-x
• language: English
• LU publication?: yes
• id: 3a79418c-9f1b-45fd-85bb-418704600c32 (old id 464918)
• date added to LUP: 2016-04-04 10:35:05
• date last changed: 2018-11-21 20:59:37