Masseverlust von Sternen ist ein universelles Phänomen, das sowohl die Sternentwicklung als auch die chemische Zusammensetzung des interstellaren Mediums beeinflusst. Das Verständnis der Mechanismen, die diese Winde bei späten Riesen und Überriesen antreiben, ist jedoch bis heute unzureichend, und es gibt weiterhin einen Bedarf an empirischen Massenverlustraten. In den meisten bisherigen Studien, die sich mit der Bestimmung der Massenverlustrate des Überriesen im α Sco- (Antares-) System (M1 Ib + B2.5 V) beschäftigt haben, wurde angenommen, dass die zirkumstellare Hülle sphärisch symmetrisch expandiert und die Dichteverteilung durch ein einfaches Potenzgesetz beschrieben werden kann. In den vergangenen Jahren haben Beobachtungen gezeigt, dass diese Annahme unhaltbar ist.
Ziel dieser Arbeit ist es, ein realistisches Modell des α Sco-Systems zu konstruieren, um einen quantitativen Einblick in die Dynamik der zirkumstellaren Hülle zu gewinnen. In Kombination mit den verfügbaren Beobachtungen wird dieses Modell zur Bestimmung der Massenverlustrate verwendet.
Beobachtungen mit UVES/VLT bieten die einmalige Gelegenheit, die Linienemission aus der zirkumstellaren Hülle von α Sco, dem Antares-Nebel, mit räumlicher Auflösung zu untersuchen. Diese Beobachtungen werden mit den Ergebnissen einer Kombination aus hydrodynamischen Modellrechnungen und Plasmasimulationen verglichen, die Informationen sowohl über die Emissionsstruktur als auch die Dichte- und Geschwindigkeitsverteilung liefern. Zusätzlich werden aus den Simulationen abgeleitete theoretische Profile von Absorptionslinien im Spektrum von α Sco B mit Beobachtungen verglichen.
Der Vergleich der Beobachtungen mit den Ergebnissen der Modellrechnungen zeigt, dass die in den Absorptionslinien im Spektrum von α Sco B beobachtete Multikomponentenstruktur teilweise aus Dichtestrukturen resultiert, die durch die heiße H II-Region hervorgebracht werden, die sich mit dem B-Stern durch den Wind des Primärsterns bewegt. Darüber hinaus ergibt sich eine nicht-monotone Geschwindigkeitsverteilung, wodurch die Struktur der Linienprofile ebenfalls beeinflusst wird. Die resultierende Massenverlustrate ist 2x10-6 Sonnenmassen pro Jahr und damit doppelt so hoch wie der auf einer sphärisch symmetrisch expandierenden zirkumstellaren Hülle basierende Wert. Die beobachtete [Fe II]-Linienemission kann nicht reproduziert werden, was vermutlich an der vereinfachten Behandlung des Strahlungstransports liegt. Allerdings wird die aus den Absorptionslinien abgeleitete Massenverlustrate durch die komplementäre Analyse der räumlichen Verteilung der beobachteten H α-Emission bestätigt.
Stellar mass-loss is a universal phenomenon that affects the evolution of stars as well as the chemical composition of the interstellar medium. However, the mechanisms that drive these winds in late giants and supergiants are only poorly understood, and there is still a need for empirical mass-loss rates. In most of the previous studies that dealt with the determination of the mass-loss rate of the supergiant in the α Scorpii (Antares) binary system (M1 Ib + B2.5 V) it was assumed that the circumstellar envelope expands with spherical symmetry and its density distribution can be described by a simple power law. In recent years observations have shown that this assumption is untenable.
The goal of this work is to construct a realistic model of the α Sco system in order to gain quantitative insight into the dynamics of the circumstellar envelope. In combination with the available observations, this model is used to determine the mass-loss rate.
Observations with UVES/VLT provide the unique possibility to study the line emission from the circumstellar envelope of α Sco, the Antares nebula, with spatial resolution. These observations are compared to the results of a combination of hydrodynamic and plasma simulations, which give information about the emission structure as well as the density and velocity distribution. In addition, theoretical profiles of absorption lines in the spectrum of α Sco B derived from the simulations are compared to observations.
The comparison of the observations to the results of the model calculations shows that the multi-component structure observed in the absorption lines in the spectrum of α Sco B is partly a result of density structures produced by the hot H II region that is moving with the B star through the wind of the primary star. In addition, the resulting velocity structure is non-monotonic, which also affects the structure of the line profiles. The resulting mass-loss rate is 2x10-6 solar masses per year, which is twice as high as the value based on a circumstellar envelope that expands with spherical symmetry. The observed [Fe II] line emission cannot be reproduced, which is probably due to the simplified treatment of the radiative transfer. However, the mass-loss rate derived from the absorption lines is confirmed by the complementary analysis of the spatial distribution of the observed H α emission.