N. Christlieb, Dissertation, Fachbereich Physik der Universität Hamburg, 2000 :

"The Stellar Content of the Hamburg/ESO Objective-Prism Survey"

Kurzfassung

Es wurde ein flexibler und robuster Algorithmus zur Detektion von stellaren Absorptions- und Emissionslinien entwickelt. Die Äquivalentbreiten der stärksten stellaren Absorptionslinien wurden für alle 3437630 Spektren, die in dieser Arbeit verwendet wurden (87% des HES), berechnet. Breitband-Farben ($U-B$, $B-V$) und Schmalband-Farben (Strömgren $c$₁) wurden mit Genauigkeiten von $sigma$_U-B=0.092^m; $sigma$_B-V=0.095^m und $sigma$_c1=0.15^m direkt von den HES-Spektren abgeleitet. Drei weitere Parameter, gewonnen durch Hauptkomponentenanalyse, beschreiben den Kontinuumsverlauf der HES-Spektren. All diese Merkmale bilden die Basis für quantitative Selektionsmethoden.

Bei der Suche nach extrem metallarmen Halosternen wurde automatische Spektralklassifikation erfolgreich eingesetzt. Spektroskopische Nachbeobachtung und Analyse einer Stichprobe von 58 Sternen zeigte, dass die Selektion im HES mehr als dreimal effizienter ist als die visuelle Selektion im bisher grössten Survey dieser Art, dem so genannten HK-Survey von Beers et al.: Die Erfolgsrate bei der Suche nach Sternen mit $[$Fe/H nahe dem Hauptreihen-turnoff beträgt im HES 80%, im HK-Survey hingegen im Mittel nur 22%. Dies ist umso bemerkenswerter, als die spektrale Auflösung des HES (ca. 10Å bei Ca K) um einen Faktor 2 niedriger ist als die des HK-Survey (ca. 5Å). In Nachbeobachtungskampagnen wurden bisher insgesamt 90 metallarme Sterne entdeckt; 11 davon sind turnoff-Sterne mit . Im HK-Survey wurden 37 Sterne mit und ₀<0.5 gefunden, so dass die Stichprobe merkbar vergrössert wurde.

Ebenfalls mit automatischer Klassifikation wurde im HES nach Feld-Horizontalast-A-Sternen (FHB/A) gesucht. Von 104 nachbeobachteten Sternen sind 91 (oder 88%) tatsächlich A-Sterne. Die Stichprobe enthält Sterne bis zu $V=17.5$, so dass Entfernungen von nahezu 25kpc von der Sonne erreicht werden.

Bei anderen Objekttypen reichen einfachere Methoden zur effizienten Objektselektion aus. Kohlenstoffsterne wurden mit Hilfe von Trennlinien in zweidimensionalen Merkmalsräumen selektiert, die Sterne mit jeweils zwei starken C$$₂ oder zwei CN-Banden von ``normalen'' Sternen separieren. Die Anwendung der Selektion auf die Spektren von 329 HES-Platten (effektive Fläche ca. 6400deg$2$) führte zur Identifikation von 351 Kohlenstoffsternen. Die mittlere Oberflächendichte beträgt somit 0.055deg$-2$, was fast um einen Faktor 3 höher ist als der von Green et al. (1994) gefundene Wert von 0.02deg$-2$, obwohl der photometrische Survey von Green et al. 1.5mag tiefer ist ($V$ _lim˜16.5 im HES; $V$_lim ˜18.0 bei Green et al.). Dies legt die Vermutung nahe, dass photometrische Kohlenstoffstern-Surveys hochgradig unvollständig sind.

Es wurde damit begonnen, durch Vergleich von neu aufgenommenen CCD-Bildern mit Archivdaten (DSS-I, POSS, USNO-Katalog 2.0) Eigenbewegungen der HES-Kohlenstoffsterne zu bestimmen, um Zwerg-Kohlenstoffsterne (dCs) zu finden. Dabei wurde ein dC wiederentdeckt; ein weiterer Stern ist ein guter dC-Kandidat, jedoch kann anhand der gemessenen Eigenbewegung nicht ausgeschlossen werden, dass es sich um einen Unterriesen handelt. Unglücklicher Weise ist im HES die Selektionswahrscheinlichkeit für Sterne mit Eigenbewegung wegen einer Epochendifferenz zwischen den Direkaufnahmen den DSS-I und den Spektralplatten reduziert. Die Direktaufnahmen des DSS-I werden im HES zur Objektdetektion verwendet. Mit Simulationen wurde jedoch abgeschätzt, dass im HES ca. 20 neue dCs entdeckt werden sollten. Dies würde die Zahl der bekannten dCs verdreifachen.

Das Epochendifferenz-Problem tritt auch bei der Suche nach weissen Zwergen (WDs) auf. Eine grobe Abschätzung deutet darauf hin, dass ohne Anwendung spezieller Techniken zur Kompensation von Eigenbewegungen nur 50% aller WDs im HES gefunden werden können. Andererseits kann aber die in vielen UV-Exzess-Surveys vorhandene Unvollständigkeit bei kühlen DAs - verursacht durch zu strenge Selektionskriterien und/oder ungenaue Farben - im HES umgangen werden, da ihre breiten Balmerlinien ab 9000K in HES-Spektren leicht erkannt werden können. Es gibt Hinweise darauf, dass im HES trotz o.g. Unvollständigkeit insgesamt eine höhere WD-Oberflächendichte detektiert wird als im PG-Survey.

Weitere Projekte hatten die Suche nach heissen Subdwarfs (sdO, sdB), magnetischen Weissen Zwergen vom Typ DB, DZ Weissen Zwergen und kataklysmischen Veränderlichen zum Inhalt.

Titel

Kurzfassung

Summary

This thesis deals with the development of quantitative object selection methods and their application to the digital database of the Hamburg/ESO objective prism survey (HES), which covers the total southern extragalactic sky in the magnitude range _J<17.5. The aim is a systematic exploitation of the stellar content of the HES.

A flexible, robust algorithm for detection of stellar absorption and emission lines in HES spectra was implemented. Equivalent widths for the strongest stellar absorption lines were derived for all 3437630 spectra (87% of the HES) used in this work. Broad band ($U-B$, $B-V$) and narrow band (Strömgren $c$₁) colours were also derived directly from HES spectra, with precisions of $sigma$_U-B=0.092^m; $sigma$_B-V=0.095^m; $sigma$_c1=0.15^m. Together with continuum parameters derived by principal component analysis, the above features are used for quantitative object selection.

For selection of extremely metal-poor halo stars, automatic spectral classification was employed. Spectroscopic follow-up observations of 58 stars showed that the selection in the HES has a more than three times higher efficiency then the selection in the the so-called HK survey of Beers et al., the up to now largest survey for metal-poor stars. The effective yield of turnoff stars with $[$Fe/H is 80%, in the HES, but only 22% in the HK survey on average. This is very remarkable considering the fact that the spectral resolution of the HES ($10$Å at Ca K) is two times lower than in the HK survey ($5$Å). In spectroscopic follow-up campaigns of metal-poor stars carried out so far, 90 metal-poor stars were discovered; 11 are unevolved stars with . Since in the HK survey 37 stars with and ₀<0.5 were found, the sample of unevolved, extremely metal-poor stars was increased noticably.

Again by automatic spectral classification, it was searched for Field Horizontal-Branch A-type stars (FHB/A) in the HES. In a sample of 104 stars for which follow-up observations were obtained, 91 (or 88%) turned out to be A-type stars. The HES FHB/A sample contains stars down to $V=17.5$, so that distances of almost 25kpc from the sun can be reached.

Other object types can be selected efficiently by simpler selection methods. For the selection of carbon stars, cutoff lines in two-dimensional feature spaces were constructed to separate stars with either two strong C$$₂ or two CN absorption bands from ``normal'' stars. Application of this procedure to the spectra present on 329 HES plates (effective area $6400$deg$2$) led to the identification of 351 carbon stars. The mean surface density detected by the HES hence is 0.055deg$-2$, which is almost a factor three higher than the surface density found by Green et al. (1994) in their photometric CCD survey. Moreover, the survey of Green et al. is $1.5m$ deeper than the HES ($V$_lim˜16.5 in the HES; $V$_lim ˜18.0 for the Green et al. survey). This indicates that photometric carbon star surveys are highly incomplete.

We started to obtain recent-epoch CCD images for HES carbon stars, in order to measure their proper motions (p.m.) by comparison of these images with archival plate material (DSS-I, POSS, USNO-catalog 2.0). The aim of this project is to increase the sample of dwarf carbon stars (dCs). Up to now, one dC was rediscovered; another star is a likely candidate for a dC, but it can not be ruled out by its p.m. that it is a subgiant. Unfortunately, the selection probability for high p.m. objects in the HES is reduced due to an epoch difference between the direct plates of the DSS-I, used for object detection, and the HES spectral plates. Simulations show that nevertheless $20$ new dCs are expected to be found in the HEs. This would triple the dC sample.

The epoch difference problem is also relevant for searching white dwarfs (WDs) in the HES. A rough estimation indicates that only in the order of 50% of all WDs can be found in the HES, without employing special techniques to correct for for their p.m. However, it was found that even without using such techniques, we detect a higher surface density of WDs than the PG survey. This is most likely due to the fact that samples of DA white dwarfs drawn from UV-excess surveys are incomplete at the cool end, if too strict selection criteria are employed and/or colour measurements are inccurate. In the HES, cool DAs with temperatures above $9000$K can readily be identified by their broad Balmer lines.

Further projects aimed at the selection of hot subdwarfs (sdO, sdB), magnetic DB white dwarfs, DZ white dwarfs, and cataclysmic variable stars in the HES.