Search

Using the infrared (IR) spectral range when measuring stellar spectra is beneficial compared to using the optical range mainly when observing distant stars through the dust dense interstellar regions in the Galactic mid-plane. Methods to determine stellar parameters from IR spectra are, however, not fully developed yet because technological difficulties in creating reliable IR detectors have slowed the advance of such methods. The effective temperature of a star is considered to be one of the most fundamental parameters of a star because it is used in stellar classifications and also because it is directly related to the star's energy output, which furthermore affects the formation of spectral lines. Therefore, it is important for astronomers to be able to determine accurate stellar temperatures. This thesis aims to investigate whether OH and CO molecular lines from IR spectra in the H-band ($15,000$ - $18,000 \,$Å) can be used to determine the effective temperature of stars. These lines' sensitivity to the stellar surface gravity, oxygen abundance, and for the CO lines, the carbon abundance were explored as well. There already exist many methods to determine the effective temperature of stars, but the majority of these use optical spectra instead of IR. In this thesis, spectral synthesis is used to determine the temperatures of 34 K-giants. Their spectra were observed with the near-IR, high-resolution spectrometer, IGRINS mounted on the $4.3\,$m Lowell Discovery Telescope in Flagstaff, Arizona. The stellar temperatures that are determined in this thesis are benchmarked against optically determined temperatures from Jönsson et al. (in prep). Other stellar parameters that were assumed in the spectral synthesis, such as the surface gravity, the oxygen abundance and the carbon abundance, were also taken from Jönsson et al. (in prep). The results found in this thesis show that OH lines provide accurate temperatures within $\abs{100}$ K and that they are insensitive to t, Genom att analysera stjärnors egenskaper, kan astronomer ta reda på hur både stjärnor och galaxer utvecklas och formas. Det främsta verktyget man använder till detta är så kallade spektra. När vitt ljus, från exempelvis en lampa, färdas genom ett prisma så ser man regnbågens färger på andra sidan prismat. Detta kallas för ett spektrum. När ljus exempelvis färdas genom ett moln, innan det delas upp till ett spektrum, så får man svarta streck i spektrat där ljus saknas. Dessa kallas absorptionslinjer som motsvarar ljusabsoprtion av speciella atomer och molekyler. På det viset så kan man se vad molnet innehåller genom att titta på dess spektrum. I stället för att använda ett prisma så använder astronomer ofta instrument som man kallar för spektrografer som delar upp ljuset till ett spektrum, som också kan överföra spektrat till en dator. I de spektrumen så kan man mäta mer än det synliga ljuset, det man ser med blotta ögat, utan man kan också mäta våglängder som vi människor inte kan se. Om ljuset innehåller mer energi så är ljuset blåare och kallas för ultraviolett- (UV), röntgen- och gamma-strålning, men om ljuset innehåller mindre energi så är det rödare och kallas för infraröd- (IR), mikro- och radio-strålning. Fördelen med att jobba i infrarött är att det inte blir hindrat av moln och gas som synligt ljus blir. Det gör att man kan observera stjärnor som annars är gömda bakom gas och stoft i rymden om man observerar i IR. Däremot så är IR spektroskopi inte lika utvecklad som spektroskopi med synligt ljus på grund av teknologiska svårigheter. Det betyder att tekniker till att analysera IR spektra inte är lika utvecklade och därför behöver det undersökas vad som fungerar och inte. De viktigaste egenskaperna hos stjärnor är deras temperatur, deras ytgravitation och deras mängd metaller, som här betyder alla ämnen som är tyngre än väte och helium. Mitt arbete syftar till att hitta metoder som kan användas till att bestämma stjärnors temperatur genom att analysera deras

The determination of the solar oxygen abundance is a topic that has long beenunder debate, where the exact value has varied between researchers. These variationsin the oxygen abundance have implications on our understanding of the Sun and itsinterior as well as our understanding of other stars. The aim of this report is to explorethe di erences between three observations; the Liège, Hamburg and SST, and their effecton the solar oxygen abundance calculated from the 777 nm triplet. In the reportit was found that the abundance from the Liège and SST data was lower and in betteragreement (A(O) ≈ 8.709 dex) compared to the Hamburg data (A(O) ≈ 8.732 dex).One of the potential reasons for these di erences explored in the thesis were the e ectsof magnetic elds. After comparing the di erences it was argued that the SST dataset as well as the Liège could be considered more reliable compared to the Hamburg.The argued abundance was therefore of a somewhat lower value which does not helplessen the inconsistency between solar models and helioseismology., Bestämningen av mängden syre i solen har länge varit ett debatterat område där det exakta numeriska värdet varierat bland forskare. Dessa variationer av mängden syre ger konsekvenser för vår förståelse av solen och dess inre samt för vår förståelse av andra stjärnor. Syftet med denna rapport är att utforska skillnaderna mellan tre observationer; från Liège, Hamburg och SST, samt deras påverkan på mängden syre i solen beräknad från 777 nm tripletten. Rapporten fann att mängden syre beräknad från Liège- och SST-datan både var lägre samt stämde bättre överens (A(O) ≈ 8.709 dex) i jämförelse med mängden från Hamburg observationen (A(O) ≈ 8.732 dex). En potentiell anledning till skillnaden i resultat som utforskades i denna uppsats var påverkan av magnetiska fält. Efter jämförelse av skillnaderna kunde det konstateras att datan från SST så väl som från Liège kan anses mer pålitliga i förhållande till Hamburg-datan. Den förespråkade mängden syre var åt det lägre hållet vilket inte bidrar till minskningen av avvikelserna mellan modeller av solen och mätningar via helioseismologi.

We exploit the unprecedented depth of integral field data from the KMOS Ultra-deep Rotational Velocity Survey (KURVS) to analyse the strong (H alpha) and forbidden ([MI], [SII]) emission line ratios in 22 main-sequence galaxies at z approximate to 1.5. Using the (NII]/H alpha emission-line ratio, we confirm the presence of the stellar mass-gas-phase metallicity relation at this epoch, with galaxies exhibiting on average 0.13 +/- 0.04 dex lower gas-phase metallicity (12 + log(O/H)(M13) = 8.40 +/- 0.03) for a given stellar mass (log(10)(M-*[M-circle dot] = 10.1 +/- 0.1) .than local main-sequence galaxies. We determine the galaxy-integrated [SII] doublet ratio, with a median value of [SII]lambda 6716/lambda 6731 = 1.26 +/- 0.14 equivalent to an electron density of log(10)(n(e)[cm(-3)]) = 1.95 +/- 0.12. Utilising CANDELS HST multi-band imaging we define the pixel surface-mass and star-formation rate density in each galaxy and spatially resolve the fundamental metallicity relation at z approximate to 1.5, finding an evolution of 0.05 +/- 0.01 dex compared to the local relation. We quantify the intrinsic gas-phase metallicity gradient within the galaxies using the [NII]/H alpha calibration, finding a median annuli-based gradient of Delta Z/Delta R = -0.015 +/- 0.005 dex kpc(-1). Finally, we examine the azimuthal variations in gas-phase metallicity, which show a negative correlation with the galaxy integrated star-formation rate surface density (r(s) = -0.40, p(s) = 0.07) but no connection to the galaxies kinematic or morphological properties nor radial variations in stellar mass surface density or star formation rate surface density. This suggests both the radial and azimuthal variations in interstellar medium properties are connected to the galaxy integrated density of recent star formation.