Winde ku¨hler Sterne

4-01
Winde kühler Sterne
Winde Roter Riesen (ab Spektraltyp M)
(L/L⊙ ) (R/R⊙ )
Reimers − Formel : Ṁ = ηR
M/M⊙
Sternwinde im HRD
T / kK
150
100
50
30
20
10
5
3
2
LBV
6
WolfRayet
(WC)
5
Wolf-Rayet (WN) ζ Pup
O, Of
60 M
Dust
Driven
Winds
20 M
AGB
τ Sco
α Sco A
Rote
Riesen
B Überriesen A F
Zentralsterne, O-subdwarfs
4
log ( L / L )
Zirkumstellare Absorptionen von Ti II, Ca II, Fe II
im Spektrum eines blauen Begleiters
- bei visuellen Doppelsternen:
α Sco (Antares), α 1 Her (Ras Algethi)
- bei spektroskopischen Doppelsternen:
ζ Aur-Systeme
Daraus empirische Massenverlustraten
Alfven wave
driven winds?
α Her A
3
Koronae
2
1
0
5.0
4.5
4.0
3.5
log ( T eff / K)
Motivation: ηR = dimensionslos (bis auf Einheiten-Konversion)
bedeutet (da M/R ∝ v2esc ): potentielle Windenergie/Zeit proportional Leuchtkraft
Gültigkeit und Wert von ηR für verschiedene Spektraltypen schlecht bekannt
Werte für ηR /(M⊙ yr−1 ) : 4 10 -13 (Reimers 1975), 1.4 10 -13 (Reimers 1977),
5.5 10 -13 (Kudritzki & Reimers 1978),
Theorie für Winde Roter Riesen: Alfven-Wellen-getriebene Winde ???
Entwicklungstracks mit Reimers-Formel: Verlust von einigen 0.1 M auf RGB & AGB
4-02
Staubgetriebene Winde
Sternwinde im HRD
Beobachtung:
T / kK
100
150
Wolf-Rayet (WN)
6
5
Theorie [Sedlmayr-Gruppe, TU Berlin]:
20
10
5
3
ζ Pup
log ( L / L )
Dust
Driven
Winds
O, Of
WolfRayet
(WC)
20 M
AGB
α Sco A
Rote
Riesen
B Überriesen A F
Zentralsterne, O-subdwarfs
Alfven wave
driven winds?
α Her A
3
Koronae
2
1
‘‘Nukleation’’ = Wachstum der Festkörper
C + O CO (bleibt gasförmig)
falls C überschüssig
Ruß (Graphit, Fullerene)
falls O überschüssig
Silikate
erfordert sehr kühle Sterne
selbstkonsistente stationäre Lösungen
Modelle mit pulsations-getriggerter Staubbildung
Abb. : Staubgetriebene Winde; Labels:
log [ Ṁ /( M yr -1 )]; Dicke Linie: AGBTrack [aus Review: Sedlmayr & Winters:
1991, in: Trieste-Workshop, p. 397]
2
60 M
τ Sco
4
komplizierte chemische Reaktionsgleichgewichte
30
LBV
Variabilität, (Mira-Sterne), IR-Exzeß
Beschleunigung durch Strahlungsdruck auf Staub
50
0
5.0
4.5
4.0
log ( T eff / K)
3.5
4-03
Zirkumstellare Nebel - das Produkt von Sternwinden
Prinzip (bei Planetarischen Nebeln; auch bei Ringnebeln massereicher Sterne?)
langsamer Wind (RGB, AGB) kollidiert mit dem interstellaren Medium
Stern kontrahiert schneller Wind kollidiert mit langsamen Wind
Zentralstern ionisiert und heizt den Nebel mit seiner UV-Strahlung
Zwischen schnellem Wind und Nebel: ‘‘heiße Blase’’ von ~10 6 K (außer bei [WC] ?)
NGC 7027
Katzenaugen-Nebel (NGC 6543)
4-04
Sternwinde und der kosmische Materiekreislauf
Massereiche Sterne: O RSG AGB SN NS/BH
sehr massereiche Sterne: O Of WNL (?) LBV WNE WC
Endmasse: 1.4 ... ? M (NS oder BH)
Anfangsmasse: 8 ... 60 M
Differenz:
Massenverlust
- als Sternwind (z.T. mit Helium;
bei WC-Sternen: mit C und O)
- bei der SN-Explosion (viel Metalle, bes. Fe, Ni)
Massearme Sterne:
MS RGB AGB CPN WD
Anfangs-M. ~1 M End-M. ~0.6 M
Ṁ durch Reimers - oder AGB-Wind
Unprozessiertes Material, außer:
[WC]-CPN
He, C, O, s-Prozess
Abkürzungen:
RSG = Red Super Giant
AGB = Asymptotic Giant Branch
LBV = Luminous Blue Variable
CPN = Central star of Planet. Neb.
SN = SuperNova
NS = Neutron Star
BH = Black Hole
WD = White Dwarf
Abb. : Mass fraction of He and heavy elements, ejected
through stellar winds and supernovae, as a function
of initial stellar mass. The yields from type Ia SNe are
not taken into account. [Chiosi & Maeder 1986]
SN
NS/BH