Abstract English

Presolar dust grains allow deducing the kind of stars that contributed material to the molecular cloud of which our solar system was formed. These grains can be identified in meteoritic material based on their deviating isotopic ratios of some key elements. Due to nucleosynthesis processes depending on stellar mass and evolutionary stage, each potential kind of dust producing stellar source has its characteristic pattern of isotopic ratios, and can, thus, be identified as the source of a given presolar dust grain. For this, however, a correct description of these individual fingerprints is needed.

One of the main sources of dust grains in the universe are stars of low and intermediate mass during their so called Asymptotic Giant Branch (AGB) phase, an evolutionary stage of low temperature, high luminosity, and high mass loss, that is preceding the final phase of the star as a white dwarf. These stars seem to be responsible for most of the oxide and silicate grains among the presolar dust particles. Accordingly, a key indicator for characterizing the fingerprint of low- and intermediate mass stars in these grains are the abundances of the three oxygen isotopes ¹⁶O, ¹⁷O and ¹⁸O. Interpretations of presolar grains are mostly done using stellar evolution and nucleosynthesis models. In particular during the past decade this kind of comparison revealed severe differences between standard models and the isotopic ratios found in the dust grains. Several modifications in our understanding of stellar nucleosynthesis and mixing have been suggested. However, what is lacking are accurate isotopic ratios measured directly for evolved stars to constrain the various model approaches. Of paramount importance is the study of multiple constraining indicators to avoid ambiguity and low accuracy of the results. Providing such a set of measurements is the aim of this project.

Abstract German

Präsolare Staubteilchen, die bei der Entstehung unseres Sonnensystems nicht zerstört wurden, erlauben einen Einblick, welche Arten von Sternen Material beigesteuert haben. Solche Staubteilchen können im Inneren von Meteoriten auf die Erde gelangen und erlauben die direkte Vermessung von Sternmaterial. Sie können durch abweichende Isotopenverhältnisse etwa von Sauerstoff, Kohlenstoff oder Aluminium identifiziert und gruppiert werden. Den verschiedenen Gruppen wiederum können Sterne verschiedener Masse als Urheber zugeordnet werden, die in den Spätphasen ihrer Entwicklung jene Staubteilchen erzeugen und über den Prozess des Massenverlusts an das Interstellar Medium abgeben.

Ein Großteil der präsolaren Oxide und Silikate dürfte von Sternen kleiner und mittlerer Masse stammen. Wesentliche Analysewerkzeuge sind hierbei die Sauerstoff-Isotope ¹⁶O, ¹⁷O und ¹⁸O. Charakteristische Häufigkeitsverteilungen der Sauerstoff-Isotope entstehen in den genannten Sternen durch Wasserstoffbrennen und Durchmischungsvorgänge am Beginn des Roten Riesenstadiums sowie, wie neueste Forschungen belegen, auch während der weiteren Entwicklungsphasen als Roter Riesenstern.

Interpretationen von präsolaren Teilchen werden vielfach mit Hilfe von Sternentwicklungs-rechnungen vorgenommen. Eine Gegenüberstellung dieser Daten mit Beobachtungsdaten entwickelter Sterne hingegen fehlt vielfach. Diese wäre jedoch wichtig, um die Annahmen der Sternentwicklungsrechnungen zu überprüfen – insbesondere im Bereich der Durchmischungs-prozesse in der Sternatmosphäre gibt es noch bedeutende Unklarheiten (Extra-Mixing), die auch eine Auswirkung auf das generelle Verständnis des kosmischen Materiekreislaufs haben. Mit dem vorgelegten Projekt soll der dringend benötigte Datensatz erhoben und mit den Ergebnissen von präsolaren Teilchen und Sternentwicklungsmodellen verglichen werden.