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

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