Parameters of selected central stars of planetary nebulae from consistent optical and UV spectral analysis

Massearme Sterne haben Nullalter-Hauptreihenmassen von ungefähr 0.8-8.0 Sonnenmassen. Sobald ihr H und He erschöpft ist, haben massearme Sterne die Spitze des asymptotischen Riesenastes (AGB) erreicht und werden unter Abwurf ihrer Hüllen zu Zentralsternen Planetarischer Nebel (ZSPNs). Der größte Teil dieser Arbeit befasst sich mit der Untersuchung der Sternparameter einer speziellen Auswahl von ZSPNs, um die Gültigkeit der allgemein akzeptierten Kern-Masse-Leuchtkraft Beziehung von ZSPNs weiterführend zu prüfen. Die Notwendigkeit einer solch kritischen Untersuchung wurde hervorgerufen durch eine Diskrepanz zwischen den bestimmten Sternparametern einer hydrodynamisch selbstkonsistenten UV-Analyse und den Sternparametern, die von planparallelen Modelllinienfits an photosphärische H und He Absorptionslinien bestimmt werden. Die konsistent bestimmten Massen der UV-Analyse wiesen eine größere Bandbreite auf als jene, die von der optischen Analyse unter zu Hilfenahme von theoretischen post-AGB Entwicklungsverläufen bestimmt wurden. Die Untersuchung wurde unter Verwendung von ”WM-basic”, einem Code, der die Abweichungen vom lokalen thermodynamischen Gleichgewicht in den Atmosphären von heissen Sternen berücksichtigt, durchgeführt. Dieser Code diente zuvor als Basis für die frühere konsistente UV-Analyse von einer speziellen Auswahl von ZSPNs. Zuerst verbesserten wir den Code, indem wir den Starkverbreiterungseffekt einbauten, um damit optische H und He Linien gleichzeitig mit dem UV Spektrum rechnen zu können. Dies erlaubte eine selbstkonsistente Neuuntersuchung des masseärmsten sowie des massereichsten Zentralsterns der betrachteten ZSPNs. Unter Verwendung des UV Parametersatzes konnten wir nicht nur das beobachtete UV Spektrum, sondern auch die optischen Linienprofile reproduzieren, die fast identisch waren mit den optischen Sternparametermodellen. Die konsistenten Modelle, basierend auf dem optischen Parametersatz, konnten keines der Spektren korrekt reproduzieren. Das Fehlen der Konsistenz zwischen den Stern-und Windparametern des optischen Parametersatzes wird auch deutlich, wenn man einen anderen Untersuchungsansatz verwendet, der auf den dynamischen Windparametern basiert. In einer weiterführenden Studie verbesserten wir den WM-basic Code nochmals, indem wir das Klumpungsverfahren einbauten. Die Stärke der optischen Emissionslinien, von der die Massenverlustrate im Fall einer ausschliesslich optischen Analyse bestimmt wird, hängt vom Quadrat der Dichte ab. Ein mögliches Klumpen der Winde würde deshalb zu einer Messunsicherheit in der Bestimmung der atmosphärischen Massenverlustrate von der Stärke solcher optischen Linien führen. Da die Massenverlustrate kein freier Parameter ist, sondern vielmehr eine Funktion der anderen Sternparameter, könnte dies zu einer Messunsicherheit in der Bestimmung der Sternparameter führen. Wir verwendeten den verbesserten Code deshalb um unter hinzufügen der Klumpung das Erscheinungsbild des UV Spektrums des optischen Parametersatzes, neu bewerten zu können. Letzterer wurde in einer früheren Studie ermittelt wurde, die die Klumpung in ihren Modellen verwendete, um Fits an die optischen Linien zu erreichen. Wir fanden heraus, dass, mit oder ohne Berücksichtigung der Klumpung, Windstärken und Endgeschwindigkeiten, welche mit den Sternparametern aus der optischen Analyse übereinstimmen, Spektren liefern, die inkompatibel mit den optischen und UV Beobachtungen sind. Unsere selbstkonsistenten Modelle liefern dagegen gute Fits an beide Beobachtungen. Des weiteren stellte sich heraus, dass Klumpungswerte den gleichen Grad an Einfluss auf die optischen Rekombinationslinien aufweisen wie es die Dichte (das Geschwindigkeitsfeld) hat. Innerhalb der gleichen Studie haben wir auch Schocktemperaturen und Verhältnisse von röntgen-zu bolometrischen Leuchtkräften bestimmt, die es uns ermöglichten, die hoch ionisierte O VI Linie, welche Teil des Spektralbereiches des Far Ultraviolet Spectroscopic Explorers ist, zu reproduzieren. Die erhaltenen Werte stimmen mit jenen überein, die bereits für O Sterne erlangt wurden. Dies bestätigt zum wiederholten Male die Ähnlichkeit der Atmosphären von massereichen O Sternen und O-Typ ZSPNs. Basierend auf den von uns abgeleiteten Schockstrukturen unserer Auswahl von ZSPNs, untersuchten wir einen möglichen Einfluss der Schocks auf Studien von Emissionslinien von H II Regionen. Hierbei werden Verfahren zur Umrechnung von Linienverhältnissen in gewünschte physikalische Eigenschaften benötigt, die in Form von diagnostischen Linienverhältnissen oder Diagrammen vorkommen und die auf Gittern von Photoionisationsmodellen basieren. Wir berechneten solch ein Gitter von schockbeinflussten Ionisationsflüssen eines Zentralsterns und verwendeten diese verstärkten Flüsse als Eingabewert für den Photoionisationscode MOCASSIN. Dies ermöglichte es uns, den Einfluss der schockverstärkten Flüsse auf das den Stern umgebende Gas zu untersuchen. Die Effekte sind speziell wichtig für stellare Quellen mit effektiven Temperaturen kleiner als 30kK. Zum Schluss untersuchten wir in zwei Studien einige der Eigenschaften von jungen, massereichen Sternhaufen (YMCs). In der ersten Studie widmeten wir uns der Frage, ob die anfängliche Massenfunktion der Sternhaufen ein zugrundeliegendes Limit bei hohen Massen aufweisst oder nicht. Wir verwendeten eine Methode, basierend auf den Leuchtkräften der YMCs, kombiniert mit deren Alter, wobei wir herausfanden, dass ein Abschneiden der Massenfunktion benötigt wird, um die Beobachtungen zu reproduzieren. Dies bestätigt frühere Untersuchungsergebnisse. Die zweite Studie beschäftigte sich mit der radialen Verteilung von YMCs in einer Auswahl von nahegelegenen Spiralgalaxien. Wir suchten nach den charakteristischen Abständen zum galaktischen Zentrum, die die Entstehung und/oder das Überleben von den massereichsten Sternhaufen begünstigen. Wir verglichen daraufhin die beobachteten Daten mit einem einfachen theoretischen Modell, das auf der Stichprobengröße basiert. Letzteres ergibt sich aus der Sternentstehungsrate als Funktion des Radiuses, multipliziert mit der Fläche. Wir fanden heraus, dass solch ein Modell dazu in der Lage ist, die beobachteten Abstandsverteilungen der YMCs zu reproduzieren. Dies gelang ohne Zuhilfenahme einer bevorzugten Sternhaufenbildung oder einem Zerfall aufgrund einer erhöhten Anzahl an Riesenmolekülwolken in der Nähe von galaktischen Zentren.Low mass stars have zero age main sequence masses of roughly 0.8-8.0 solar masses. Once their H and He source is depleted, low mass stars reaching the tip of the asymptotic giant branch (AGB) eject their envelopes becoming Central Stars of Planetary Nebulae (CSPNs). In the main part of this thesis we investigate the stellar parameters of a selected samples of CSPNS in order to further examine the validity of the commonly accepted core mass-luminosity relation of CSPNs. The necessity of such a critical examination was highlighted by a mismatch between the derived stellar parameters from hydrodynamical self-consistant UV analysis and those from a plane-parallel model fit to photospheric H and He absorption lines. The consistently derived masses from the UV analysis showed a wider spread than the masses derived from the optical analysis, which were obtained using theoretical post-AGB evolutionary tracks. This investigation was carried out using the non-local thermodynamic equilibrium atmosphere code ”WMbasic”, which has been previously used as the basis for the earlier consistent UV analysis performed on the sample of selected CSPNs. First, we improved the code by implementing the Stark broadening effect, so as to model optical H and He lines simultaneously along with the UV spectrum. This allowed a self-consistent re-analysis of the most and least massive of the CSPNs sampled. Using the UV parameter set we then reproduced not only the observed UV spectra but also produced optical line profiles which are nearly identical to those from optical stellar parameter models. The consistent models using the optical parameter set reproduce neither spectrum accurately. The lack of consistency between stellar and wind parameters of the optical parameter set is also evident from a different approach based on an investigation of the dynamical wind parameters. In a subsequent study, we further improved the WM-basic code by implementing the treatment of clumping. The strength of optical emission lines, from which the mass loss rate is determined in case of a purely optical based analysis, depends on the square of the density. A possible clumpiness in the winds would thus lead to an uncertainty in the determination of atmospheric mass loss rates from the strength of such optical recombination lines. Since the mass loss rate is not a free parameter, but is rather a function of the other stellar parameters, this may lead to an uncertainty in the determination of the stellar parameters. We used the improved code to reevaluate, with respect to the influence of clumping on the appearance of the UV spectra, the optical Parameter set determined in an earlier study that employed clumping in its models to achieve fits to the observed optical lines. We found that, with and without clumping, wind strengths and terminal velocities in accordance to their stellar parameters from the optical analysis yield spectra which are incompatible with the optical and UV observations, whereas our self-consistent models achieve good fits to both observations. Moreover, moderate clumping factors are found to have the same order of influence on the optical recombination lines as the density (velocity field) has. During the same study we also derived shock temperatures and ratios of X-ray to bolometric luminosities so as to reproduce the highly ionized O VI line in the Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer spectral range. These values agree with those derived for O stars, again confirming the similarity of massive O type CSPN and massive O star atmospheres. Based on the derived shock structures of our sample of CSPNs we investigated the possible influence of shocks on emission line studies from H II regions. Here, tools for the inversion of line ratios into desired physical properties are required and come in the form of diagnostic ratios or diagrams which are based on grids of photoionization models. We calculated such a grid of shock influenced ionizing fluxes from a central star and used these enhanced fluxes as an input to the photoionization code MOCASSIN. This allowed us to investigate the impact of shock enhanced fluxes on the gas surrounding the star. These effects are particularly important for stellar sources with effective temperatures lower than 30kK. Finally, we investigated some properties of young massive clusters (YMCs) over two studies. In the first study we addressed the question of whether the initial cluster mass function has a fundamental limit at high masses. We used a method based on the luminosities of YMCs combined with their age, and found that a truncation in the mass function is required to reproduce the observations. This confirms previous findings. The second study concerns the radial distribution of YMCs in a sample of nearby spiral galaxies. We searched for the characteristic galactocentric radii that are favorable to the formation and/or survival of the most massive YMCs. We then compared the observed data to a simple theoretical model based on the sample size, that is, the star formation rate as a function of radius multiplied by the area. We found that such a model is able to reproduce the observed YMC radial distribution without the need to include preferential cluster formation or dissolution due to the increased density of giant molecular clouds near galactic centers