Kurzfassung
In der vorliegenden Arbeit werden ROSAT PSPC-Daten von insgesamt 84
kühlen Riesensternen ausgewertet. Ziel dieser Untersuchung ist es, ein
möglichst umfassendes Bild der Röntgenemission dieser Sterne zu
erlangen. Thematisch gliedert sich die Arbeit in drei Schwerpunkte: die
vollständige Erfassung aller späten Riesen innerhalb eines begrenzten
Raumvolumens (25 pc Entfernung von der Sonne), Röntgenbeobachtungen
möglichst vieler Hybridsterne sowie die Analyse von Röntgenspektren
und deren Modellierung durch thermische Plasmamodelle.
Von den 39 Sternen des vollständigen Samples der sonnennahen Riesensterne können 21 mit Röntgenquellen identifiziert werden. Da die Nicht-Detektion der übrigen Objekte -- zumindest mit B-V< 1.2 -- wahrscheinlich auf unzureichende Detektionsempfindlichkeit der RASS-Daten zurückzuführen ist, haben vermutlich alle Riesen der Leuchtkraftklasse III mit B-V< 1.2 koronales Plasma. Ihre R&ooml;ntgenleuchtkräfte liegen größtenteils im Bereich von 1027 bis 1028 erg s-1, nur wenige Objekte sind schwächer oder heller. Unter diesen Sternen wird ein Mindest-Röntgenfluß der Größenordnung 100 erg cm-2 s-1 beobachtet, der augenscheinlich unabhängig ist von B-V. Von den späteren Riesen (B-V> 1.2) kann Röntgenemission lediglich von einem Objekt nachgewiesen werden. Für zwei dieser späteren Objekte können relativ tiefe Obergrenzen (Lx < 1027 erg s-1) bestimmt werden. Eine Korrelation mit der Rotationsgeschwindigkeit ist nicht feststellbar.
Von den 15 mit ROSAT beobachteten Hybridsternen können 12 im Röntgenbereich detektiert werden, ein weiterer ist möglicherweise ebenfalls eine Röntgenquelle. Die Röntgeneigenschaften der Hybridsterne (Röntgenleuchtkraft, Hardness Ratio etc.) sind sehr unterschiedlich, auch bei Sternen an praktisch gleicher Position im HR-Diagramm. Bei gleichem normiertem C IV-Linienfluß sind die normierten Röntgenflüsse der Hybridsterne um einen Faktor 5 bis 20 niedriger als bei Riesen der Leuchtkraftklasse III.
Die Untersuchung der PSPC-Pulshöhenspektren von rund 30 Riesensternen ergibt, daß in der Regel nur bei Spektren mit wenigen Counts und schlechtem S/N ein isothermes Plasmamodell für einen Fit ausreicht. Die Mehrzahl der Spektren kann statistisch befriedigend nur durch ein Zwei-Temperatur-Modell gefittet werden. Diese beiden Temperaturkomponenten liegen meistens im Bereich zwischen 1.5 und 3 MK bzw. 6 und 15 MK. Es spricht jedoch vieles dafür, daß diese Temperaturen im wesentlichen durch die spezifischen Detektoreigenschaften des PSPC bestimmt sind. Zudem häangen die gefitteten Temperaturen empfindlich von der zugrunde gelegten galaktischen Wasserstoffsäulendichte ab. Dagegen kann aus den abgeleiteten Emissionsmaßen an diesen Temperaturen wahrscheinlich eher auf die physikalischen Zustände des koronalen Plasmas geschlossen werden. Insbesondere ist festzustellen, daß mit steigender Röntgenleuchtkraft mehr Emissionsmaß auf höhere Plasmatemperaturen entfällt. Dabei sind die Emissionsmaße der kühleren und der heißeren Komponente recht gut miteinander korreliert. Die Korrelation des Emissionsmaßverhältnisses mit der Röntgenleuchtkraft ist besser als mit dem normierten Röntgenfluß oder dem Röntgenfluß an der Sternoberfläche. Auch Plasmamodelle mit vier festgehaltenen Temperaturen können die beobachteten Röntgenspektren befriedigend wiedergeben, die Emissionsmaßverteilung ist jedoch nicht signifikant anders als bei den Zwei-Temperatur-Modellen.
Weitere Untersuchungen betreffen einen auf dem G 8 III-Riesen Beta Boo beobachteten Röntgenflare, dessen Lichtkurve und Spektrum im Rahmen eines einfachen Loop-Modells interpretiert wird, sowie die Identifikation der ursprünglich mit dem K 5 III-Riesen HR 4289 identifizierten Röntgenquelle mit einer zuvor unbekannten Galaxie, die nur 30'' neben dem Riesenstern steht.
Das aus den einzelnen Untersuchungen abgeleitete Gesamtbild der Röntgenemission kühler Riesen läßt die Existenz einer Röntgen-Dividing-Line im HR-Diagramm zweifelhaft erscheinen. Die These, daß stellare Koronae und kühle Sternwinde sich gegenseitig ausschließende Phänomene sind, kann nicht weiter aufrecht erhalten werden. Die beobachteten Röntgeneigenschaften der Riesen werden im Kontext mit stellaren Entwicklungswegen im HR-Diagramm diskutiert und ein Szenario der zeitlichen Entwicklung der Röntgenemission für verschiedene Sternmassen vorgeschlagen.
In this study, ROSAT PSPC observations of 84 late-type giants are analyzed in order to reveal a comprehensive overview of the X-ray emission from such stars. The main parts of this investigation are: i) a study of a complete, volume-limited sample of all late-type giants within 25 pc from the Sun, ii) X-ray observations of as many hybrid stars as possible, and iii) an analysis of X-ray spectra of late-type giants by application of thermal plasma models.
The first subject refers to the complete sample of all nearby late-type giants. Of these 39 stars, 21 can be identified with X-ray sources. All of the non-detected giants with B-V< 1.2 are only observed in the course of the ROSAT all-sky survey, and their non-detections are probably the consequence of insufficient sensitivity. Therefore, essentially all giants with B-V< 1.2 are supposed to have coronal plasma. For most of these stars, the X-ray luminosities range between 1027 and 1028 erg s-1, few stars have lower or higher X-ray luminosities. Additionally, these stars obey a minimum X-ray surface flux of the order of 100 erg cm-2 s-1, which seems to be independent of B-V. On the other hand, among the later giants (B-V > 1.2) only one star is detected in X-rays, but that star is probably not in the regarded space-volume and more luminous than previously thought. For two additional stars, relatively deep (Lx < 1027 erg s-1) upper limits can be derived for their X-ray emission. Their X-ray surface fluxes must be considerably lower than for the earlier giants. No correlation with rotational velocity can be discerned.
Secondly, deep pointed ROSAT PSPC observations of 15 hybrid stars definitively revealed 12 X-ray sources, one additional star is probably also an X-ray source. Hybrid stars form a very inhomogeneous class of X-ray sources with different X-ray properties at a given position in the HR diagram. At the same level of normalized C IV line-flux, hybrid stars are X-ray deficient by a factor of 5 to 20 when compared to luminosity class III giants.
Concerning the third subject, PSPC pulse-height spectra of about 30 giants revealed that only spectra of low count numbers and poor S/N can be fitted by isothermal plasma models. Most of the X-ray spectra require two-temperature models for a statistically sufficient fit. These two temperature components mostly range from 1.5 to 3 MK and 6 to 15 MK respectively. However, these two temperature regimes probably reflect the maxima of efficiency of the PSPC detector only. Furthermore, the galactic hydrogen column density has considerable influence on the derived temperatures. On the other hand, the emission measures at these temperatures are probably better related to the true physical conditions of the coronal plasma since they follow some systematic trends. In particular, the higher the X-ray luminosity the harder the spectra and the more emission measure comes from higher temperatures. The emission measures of the lower and the higher temperature component are well correlated. Furthermore, the emission ratio is better correlated with X-ray luminosity than with normalized X-ray flux or X-ray surface flux. Also plasma models with four fixed temperatures are able to reproduce the observed spectra quite well, but the emission measure distribution derived from such models is in principal not different from that derived by two-temperature models.
Minor subjects of this work are an investigation of an X-ray flare observed on the G 8 III-type giant Beta Boo, for which some flare parameters are derived, and the study of an X-ray source originally believed to be identical with the K 5 III-type giant HR 4289 that is now identified with a previously unknown galaxy close to the bright star.
The X-ray properties of late-type giants as derived from the present study cast some doubts on the existence of any X-ray dividing line in the HR diagram. The conventional view of stellar coronae and cool winds being mutually exclusive phenomena can no longer be maintained, and a certain transition in the HR diagram from coronae to cool winds seems to be unlikely. The observed X-ray properties of late-type giants are discussed in the context of stellar evolutionary tracks in the HR diagram and a scenario of the development of stellar coronae for different stellar masses is presented to explain the observed X-ray properties.