German Title: Das überraschende Erscheinungsbild der Asymptotischen Riesenaststerne R Aql, R Aqr, R Hya, V Hya und W Hya im mittleren Infrarot

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Abstract

Asymptotic Giant Branch (AGB) stars are the main distributors of dust into the interstellar medium due to their high mass loss rates in combination with an effective dust condensation. It is therefore important to understand the dust formation process and sequence in their extended atmosphere. The wind of these stars is driven by strong stellar pulsation in combination with radiation pressure on dust. High-resolution mid-IR interferometry is sensitive to the structure of the stellar atmosphere, consisting of the continuum photosphere and overlying molecular layers, as well as to the properties of the dust shell. This work studies the location of molecular layers and newly formed dust as a function of pulsation cycle and chemistry, as well as tries to identify molecules and dust species which cause the diameter of the star to vary across the N-band spectral domain (8-13 microns). Mid-IR interferometric data of the oxygen-rich AGB stars R Aql, R Aqr, R Hya and W Hya, and the carbon rich AGB star V Hya were obtained with MIDI/VLTI between April 2007 and September 2009, covering several pulsation cycles. The spectrally dispersed visibility data are modeled by fitting a fully limb-darkened disk in order to analyze the molecular layers, and by fitting a Gaussian in order to constrain the extension of the dust shell. Because uv-coverage was sufficient for R Hya and W Hya, asymmetries could be studied with an elliptical fully limb-darkened disk. The angular diameters of all oxygen-rich stars in the sample appear to be about two times larger in the mid-IR than their photospheric diameters estimated from the near-IR. The overall larger diameter in the mid-IR originates from a warm optically thick molecular layer of H2O, and a detected gradual increase longword of 10 microns can be attributed to the contribution of a spatially resolved, optically thin, close corundum (Al2O3) dust shell. A significant contribution of SiO shortward of 10 microns cannot be ruled out for R Aqr. The circumstellar silicate dust shells of all oxygen-rich stars are found to be very extended except for R Aqr. For the carbon-rich star V Hya, it can only be concluded that amorphous carbon and SiC dust is already present close to the star. The observed angular diameters are smaller at visual minimum than at visual maximum with peak-to-peak variations on the order of 20% to 30% except for W Hya for which the variation is 6%. The diameter periodicity can be explained with the phase-dependent water vapor and corundum dust presence and its temperature sensitivity. Since this variation traces only the location of constituents which are not relevant for the wind formation, no firm conclusions can be drawn concerning the mass loss mechanism. One can only speculate that more dust forms at visual minimum. Cycle-to-cycle variations of the layer traced with MIDI are lower than intracycle variations, and are on the order of 6%. R Hya does not show any deviations from circular symmetry, while an asymmetry of the extended atmosphere of W Hya can be confirmed. These observations of a larger sample of stars than available before confirm previous results, and emphasize the need for dynamic stellar model atmospheres with consistently included dust formation close to the star. It can also be concluded that interferometric observations in the N-band are an irreplaceable tool to resolve close stellar structures and to search for atmospheric constituents.

Translation of abstract (German)

Asymptotische Riesenast-Sterne (AGB-Sterne) sind aufgrund ihrer hohen Massenverlustrate in Kombination mit einer effektiven Staubkondensation die Hauptverteiler von Staub an das interstellare Medium. Es ist deswegen wichtig, die Staubentstehung in den ausgedehnten Atmosphären zu verstehen. Der Wind dieser Sterne wird durch starke Pulsationen in Kombination mit Strahlungsdruck an Staub angetrieben. Hochauflösende Interferometrie im mittleren Infrarot (IR) ist empfindlich auf die Struktur der Sternenatmosphäre, bestehend aus der Photosphäre, der darüberliegenden Molekülschichten sowie der Eigenschaften der Staubsphäre. Diese Arbeit studiert den Ort der Molekülschichten und des entstehenden Staubes als Funktion des Pulsationszyklus und der zugrundeliegenden Chemie, sowie versucht herauszufinden welche Moleküle und Staubarten existieren und dafür verantwortlich sind dass der gemessene Durchmesser innerhalb das N-Bandes variiert (8-13 Mikrometer). Interferometrische Daten der sauerstoffreichen AGB Sterne R Aql, R Aqr, R Hya und W Hya, und des kohlenstoffreichen AGB Sterns V Hya wurden im mittleren IR mit MIDI/VLTI zwischen April 2007 und September 2009 aufgenommen und decken mehrere Pulsationszyklen ab. Die spektral aufgelösten Visibility Daten wurden modelliert durch eine Scheibe mit Randverdunkelung, um die Molekülschalen zu analysieren, und durch eine Gausverteilung um die Ausdehnung der Staubsphäre zu untersuchen. Aufgrund einer guten uv-Abdeckung für R Hya and WHya konnten Asymmetrien mit einer elliptischen Scheibe mit Randverdunkelung untersucht werden. Der Winkeldurchmesser aller beobachteten sauerstoffreichen Sterne scheint im mittleren IR etwa zweimal so groß zu sein wie die im nahen IR abgeschätzten photosphärischen Durchmesser. Der insgesamt größere Durchmesser im mittleren IR wird verursacht durch optisch dicke Molekülschalen bestehend aus H2O, und der gefundene gleichmäßige Anstieg bei Wellenlängen größer als 10 Mikrometer kann der Existenz einer räumlich aufgelösten, nahen, optisch dünnen Al2O3 Staubsphäre zugeordnet werden. Ein zusätzlicher Beitrag von SiO beii Wellenlängen kürzer als 10 Mikrometer kann bei R Aqr nicht ausgeschlossen werden. Die größere umgebende, aus Silikaten bestehende Staubschale ist auser für R Aqr für alle untersuchten sauerstoffreichen Sterne sehr ausgedehnt. Für den kohlenstoffreichen Stern V Hya konnte nur festgestellt werden, dass amorpher Kohlenstoff und SiC Staub nahe am Stern existiert. Die beobachteten Winkeldurchmesser sind während des optischen Minimums geringer als während des optischen Maximums, mit einer Variationen von Maximum zu Maximum zwischen 20% und 30%, außer fürWHya, wo die Variation nur 6% ausmacht. Die Periodizität des Durchmessers kann mit der phasenabhängigen Präsenz von Wassermolekülen und Aluminiumstaub und deren Temperaturabhängigkeit erklärt werden Da sich diese Durchmesserveränderung nur auf Regionen bezieht, die aus Bestandteilen zusammengesetzt sind, die nicht für die Windentstehung verantwortlich sind, kann keine Beziehung zur Massenverlustrate hergestellt werden. Es kann nur vermutet werden, dass mehr Staub während des optischen Minimums entsteht. Zyklus-zu-Zyklus Veränderungen des Durchmessers der mit MIDI beobachteten Schicht sind geringer als intrazyklische Variationen und in der Größenordnung von 6%. R Hya zeigt keine Abweichung von kreisrunder Symmetrie, während ein asymmetrischer Charakter für W Hya belegt werden kann. Diese Beobachtungen bestätigen an einer größeren Anzahl von Sternen frühere Ergebnisse und unterstreichen die Tatsache, dass dynamische Atmosphärenmodelle für Sterne mit einer konsistenten Einbeziehung der Staubentstehung benötigt werden. Es kann auch gefolgert werden, dass interferometrische Beobachtungen im N-Band unverzichtbar sind, um atmosphärische Strukturen bei AGB-Sternen aufzulösen und deren Zusammensetzung zu untersuchen.