Schwere Elemente von Doppelsternsystemen und AGB-Sternen

Ungefähr die Hälfte der schweren Elemente im Universum stammen aus einem Prozess, der langsame Neutronenaufnahme oder den s-Prozess genannt wird. Dieser Prozess passiert in bestimmten Sternen, die als thermisch pulsierende asymptotische Riesensternzweige (AGB) bekannt sind. Diese Sterne sind ziemlich massereich und durchlaufen während ihres Lebenszyklus spezifische Veränderungen. Indem wir bestimmte Arten von Sternen beobachten, können wir untersuchen, wie diese schweren Elemente entstanden sind.

In dieser Forschung schauen wir uns binäre Sterne an, bei denen ein Stern Material von einem vorherigen AGB-Stern erhalten hat, was seine Zusammensetzung anreichert. Unser Programm verfolgt die Bewegungen dieser Sterne, um Daten darüber zu sammeln, wie die s-Prozess-Elemente in diesen binären Systemen produziert und übertragen werden.

Wir messen die Geschwindigkeiten verschiedener Sterne mithilfe hochauflösender optischer Spektren und leiten detaillierte Eigenschaften dieser Sterne ab. Für einige chemisch interessante Sterne verfeinern wir unsere atmosphärischen Parameter mit speziellen Programmen. Wir berechnen auch die Mengen verschiedener Elemente, die durch den s-Prozess geschaffen werden, einschliesslich Strontium, Yttrium, Zirkonium, Molybdän, Barium, Lanthan, Cer, Neodym, Blei und Europium. Das hilft uns zu verstehen, wie die Neutronenaufnahmeereignisse stattgefunden haben und wie die chemische Zusammensetzung dieser Sterne aussieht.

Wir finden Anreicherungen von s-Prozess-Material in spektroskopischen Binaren. Das deutet darauf hin, dass diese Sterne von einem massiven Transfer von einem vorherigen AGB-Stern betroffen waren. Wir haben einige Sterne mit neuen Messungen von Blei identifiziert, da dieses Element bisher nicht weit verbreitet untersucht wurde. Unsere Ergebnisse stimmen im Allgemeinen mit der bestehenden Literatur über die Elementarhäufigkeiten in diesen Sternen überein. Wir beobachten Korrelationen zwischen der s-Prozess-Anreicherung und der Masse der ursprünglichen AGB-Sterne, was durch unser dynamisches Modell zusätzlich unterstützt wird.

Durch unsere Beobachtungen erweitern wir das Wissen über die Häufigkeitsmuster schwerer Elemente und heben die Binarität in diesen besonderen Sternsystemen hervor. Wir bemerken Trends, wie sich die s-Prozess-Elemente im Zusammenhang mit AGB-Sternen verhalten, und unsere Ergebnisse stimmen gut mit theoretischen Vorhersagen überein.

#Einführung

Die s-Prozess-Ereignisse treten in low-mass AGB-Sternen auf und sind wichtig, um zu verstehen, wie schwere Elemente entstehen. Während ihres Lebenszyklus durchlaufen diese Sterne Prozesse, die zur Schaffung von Elementen bis hin zu Blei führen. Das geschieht, wenn Protonen in die Heliumverbrennungszone des Sterns eingefangen werden und Neutronen erzeugt werden, die dann zur Produktion schwerer Elemente führen.

Das Material, das in AGB-Sternen erzeugt wird, gelangt durch spezifische Ereignisse an die Oberfläche und wird während starker Winde ins All ausgestossen. Dieses angereicherte Material kann dann von Begleitsternen in einem binären System absorbiert werden.

Durch die Untersuchung der Häufigkeiten spezifischer Elemente in AGB-Sternen können wir Spuren des S-Prozesses identifizieren, was uns hilft, die unterschiedlichen Muster zu verstehen, die basierend auf der Masse der betreffenden Sterne entstehen.

Es gibt zwei Hauptwege, um die Nukleosynthese des s-Prozesses zu untersuchen. Wir können AGB-Sterne direkt beobachten und nach den schweren Elementen suchen, die sie produzieren. Zum Beispiel signalisiert das Vorhandensein von Technetium in der Atmosphäre des Sterns, dass der s-Prozess noch stattfindet. Alternativ können wir binäre Systeme untersuchen, in denen die schweren Elemente von einem AGB-Stern auf einen Begleitstern übertragen wurden.

Binaren, die durch AGB-Sterne angereichert wurden, fallen allgemein in zwei Gruppen: metallreiche Bariumsterne und kohlenstoffangereicherte metallarme Sterne. Der beobachtete Stern in diesen Fällen hat s-Prozess-Material von einem vorherigen AGB-Partner erhalten, der inzwischen zu einem schwachen weissen Zwerg geworden ist.

#Auswahl der Proben

Für unsere Studie haben wir Ziele aus verschiedenen Katalogen cooler Sterne ausgewählt und uns auf bestimmte Sternarten wie AGB, Barium, kohlenstoffangereicherte und Kohlenstoffsterne konzentriert. Unsere Ziele wurden basierend auf ihrem Metallgehalt und Anzeichen von s-Prozess-Anreicherung ausgewählt.

Wir haben unseren fokussierten Katalog mit Informationen aus bekannten Umfragen wie APOGEE, Gaia, GALAH und LAMOST kombiniert und nach Sternen gefiltert, die mögliche binäre Beziehungen und Merkmale schwerer Elemente in ihren Spektren anzeigen.

Insgesamt haben wir eine Probe von Sternen zusammengestellt, die Merkmale des s-Prozesses zeigen, was zu einer umfassenden Untersuchung über mehrere Jahre führte. Durch die enge Überwachung dieser Sterne konnten wir wertvolle Daten über ihre Bewegungen und das Material, das sie enthalten, sammeln.

#Beobachtungen

Unsere Beobachtungsanstrengungen sind in zwei Hauptstrategien organisiert: das Erlangen hochqualitativer Spektren zur Messung der Häufigkeiten schwerer Elemente und das Sammeln von Schnappschüssen für präzise Messungen der Sternbewegungen.

Wir haben fortschrittliche hochauflösende Instrumente verschiedener Observatorien genutzt, um Daten zu sammeln. Diese Instrumente sind in der Lage, zuverlässige Messungen der radialen Geschwindigkeiten (RVs) bereitzustellen und die Sternhäufigkeiten zu berechnen.

Indem wir die RVs über mehrere Jahre verfolgen, wollten wir die binäre Natur der Sterne, die wir untersucht haben, identifizieren. Das würde uns helfen, den Massentransfer und die evolutionären Prozesse zu verstehen, die in diesen Systemen stattfinden.

#Datenreduktion

Wir haben Daten von verschiedenen Instrumenten gesammelt, von denen jedes seinen eigenen Ansatz zur Datenreduktion benötigt. Zum Beispiel haben wir spezielle Software-Pipelines verwendet, um die Spektraldaten zu verarbeiten und sie zu kalibrieren, um Genauigkeit zu gewährleisten.

Der Reduktionsprozess umfasste Schritte wie das Entfernen von Rauschen, das Kalibrieren von Wellenlängen und das Normalisieren der Spektren. Das ist entscheidend, um sicherzustellen, dass die Messungen zuverlässig sind und dass jede nachfolgende Analyse genau durchgeführt werden kann.

#Stellarparameter

Um genaue Modelle der Sterne zu erstellen, mussten wir ihre atmosphärischen Parameter schätzen, einschliesslich effektiver Temperatur, Oberflächenschwere und Metallizität. Wir haben automatisierte Codes verwendet, um diese Parameter schnell für unsere Probe zu bestimmen, was wichtig für das Verständnis der stellaren Evolution und des s-Prozesses ist.

Durch die Analyse spezifischer Linien innerhalb der Spektren können wir diese notwendigen Parameter extrahieren. Das bietet eine Basis für weitere Untersuchungen zur chemischen Zusammensetzung der Sterne, die wir untersuchen.

#Stellarhäufigkeiten

Mit unseren Daten haben wir die Häufigkeiten verschiedener Elemente aus den Spektren berechnet. Durch das Messen von Spektralmerkmalen konnten wir die Mengen der s-Prozess-Elemente in jedem Stern ableiten.

Wir haben speziell nach Elementen wie Kohlenstoff, Magnesium, Barium, Lanthan und Europium gesucht. Die Häufigkeitsmessungen geben Einblick in die Nukleosynthese, die in diesen Sternen stattfindet, und helfen, ihre evolutionäre Geschichte zu charakterisieren.

#Bestimmung der orbitalen Parameter

Um die Dynamik unserer beobachteten Sterne zu verstehen, haben wir ihre RVs mit etablierten Methoden gemessen. Die gesammelten Daten ermöglichten es uns, die Orbits zu modellieren und die physikalischen Parameter der binären Systeme zu schätzen.

Durch die Analyse der RV-Variationen konnten wir wichtige Informationen über die Massen der beteiligten Sterne ableiten, was entscheidend für das Verständnis ihrer Evolution und des Massentransferprozesses ist, der ihre chemische Zusammensetzung anreichert.

#Stellarische Massen und Alter

Die Schätzung der Masse und des Alters der Sterne in unserer Probe ist entscheidend für unser Verständnis. Typischerweise sollten AGB-Sterne, die s-Prozess-Elemente produzieren, Massen haben, die grösser oder gleich dem sichtbaren Stern im binären System sind, was es uns ermöglicht, die Masse des ursprünglichen Sterns aus den beobachteten Daten abzuleiten.

Daraus können wir das Alter dieser Sterne anhand von Isochronen approximieren, die als Referenz für die stellare Evolution basierend auf ihren Parametern dienen. Diese Interpretation hilft uns, die Sterne zu kategorisieren und ihre Entwicklungsstadien zu verfolgen.

#Korrelationen im Häufigkeitsraum

Wir haben die Korrelationen in den Häufigkeitsmustern zwischen den Elementen, die wir gemessen haben, analysiert. Das gibt uns ein klareres Bild davon, wie verschiedene Elemente während des Nukleosyntheseprozesses interagieren.

Starke Korrelationen deuten darauf hin, dass bestimmte Wege der Elementproduktion eng miteinander verbunden sind, was offenbart, wie der s-Prozess in diesen Sternen funktioniert. Diese Einsichten ermöglichen es uns, unser Verständnis der stellarischen Chemie und der Rolle von AGB-Sternen bei der Bildung schwerer Elemente zu verfeinern.

#Fazit

Diese Studie hebt die Bedeutung von AGB-Sternen bei der Produktion schwerer Elemente durch den s-Prozess hervor. Durch die Untersuchung binärer Systeme können wir die Geschichte und Evolution dieser Sterne zusammensetzen.

Unsere Ergebnisse beleuchten die komplexen Interaktionen, die zur Anreicherung schwerer Elemente im Universum führen, und zeigen die entscheidende Rolle, die binäre Sterne in diesem kosmischen Narrativ spielen. Zukünftige Arbeiten werden weiterhin unser Verständnis dieser Prozesse verfeinern und tiefere Einblicke in die Natur der stellaren Evolution und Nukleosynthese bieten.