Spektroskopie ``heißer`` Sterne

01
02
The cosmic role of massive stars
Massive stars provide
- ionizing radiation
- kinetic energy (stellar winds, SN)
- chemical yields (...)
Spektroskopie ‘‘heißer’’ Sterne
Star formation in stellar clusters is
- triggered
- regulated
- terminated
Wolf-Rainer Hamann
by massive stars
HST image: NGC 602 in the SMC
:
Der Schwarze Körper ( ‘‘Plancksches Strahlungsgesetz’’)
sichtbar. Licht
04
10
grobe Näherung für alle
‘‘undurchsichtigen’’
Objekte
je heißer, desto
kurzwelliger
(‘‘Wiensches
Verschiebungsgesetz’’)
7000 K
4
6000 K
o
6
8
Infrarot
sichtbar. Licht
UV
log B λ / (erg cm -2 s -1 A -1 )
o
B λ / (10 6 erg cm -2 s -1 A -1 )
Der Schwarze Körper ( ‘‘Plancksches Strahlungsgesetz’’)
12
8
2
03
:
‘‘heiße’’ Sterne vom Typ
O oder B: Maximum im
UV
kühle Sterne, Planeten,
Staub, Molekülwolken:
Maximum in Infrarot
40000 K
10000 K
6
6000 K
4
5000 K
0
4000
o
2000 K
8000
2
3
o
4
5
log λ / A
λ/A
:
:
05
Heiße Sterne zeigen Massenverlust
06
Was treibt die Sternwinde ?
Massenverlustrate Ṁ
(Sonnenmassen pro Jahr):
Wolf-Rayet-Sterne: 10 -5 ... 10 -4
O-Überriesen: 10 -6 ... 10 -5
B-Überriesen: ?
B V: < 10 -10 "weak wind problem"
A-Überriesen: ... 10 -6 ?
Strahlungsdruck ?
Strahlung vom Stern wird in
Spektrallinien absorbiert
Impulsübertrag
Re-emission in alle Richtungen:
Rückstöße heben sich auf
Enorme Beschleunigung: auf 1%
Lichtgeschwindigkeit in 1 Stunde
4
3
o
24 A
2
1
0
4600
Windlinien in Emission
Windgeschwindigkeiten 100
... 4000 km/s
breite Linien
4700
o
WR-Massenverlust bis 10 -4
Sonnenmassen pro Jahr schwer
zu erklären
= 1500 km/s
He II 4686
Normalized Flux
WR138 = HD193077
λ/A
Die Entwicklung (sehr) massereicher Sterne
:
:
07
08
Helle blaue Sterne an der nördlichen Hemisphäre
7
6
100 50
WR
T eff
20
10
5
LBV
OB
40 M
log L / L
Spektraltypen O und B
Typ
Wolf-Rayet-Sterne (WR)
Planetary Nebula
3
arf
0
5
Supernova (SN)
S
Dw
M
ite
1
Explosion als
ZA
Wh
2
V [mag]
Zahl
A
<8
116
B
<10
193
O
<10
10
WR
<11
18
Luminous Blue Variables
5
4
2
4
log Teff / kK
1M
Gamma-Ray-Burst (GRB)
Hertzspung-Russell-Diagramm (HRD)
:
:
09
Nördliche Wolf-Rayet-Sterne heller als 11 mag
WR
1
3
4
5
127
128
133
134
135
136
137
138
139
140
141
148
153ab
155
156
157
HD/Name
HD4004
HD9974
HD16523
HD17638
HD186943
HD187282
HD190918
HD191765
HD192103
HD192163
HD192641
HD193077
HD193576
HD193793
HD193928
HD197406
HD211853
CQ Cep
HD219460
Typ
WN4
WN3+O4
WC5+?
WC6
WN3+O9.5V
WN4(h)+OB?
WN5+O9I
WN6
WC8
WN6(h)
WC7pd+O9
WN5+B?
WN5+O6III-V
WC7pd+O4-5
WN5+O5V-III
WN8h+B3IV/BH
WN6/WCE+O6I
WN6+O9II-Ib
WN8h+OB?
WN5 (+B1II)
10
Spektroskopie blauer Sterne: Welche Anforderungen?
v [mag]
10.51
10.70
10.53
11.02
10.33
10.54
6.70
8.23
8.36
7.65
8.15
8.10
8.10
7.07
10.14
10.46
9.08
8.75
11.09
9.91
Spektrale Auflösung
R = λ/∆λ
?
Signal-zu-Rausch-Verhältnis S/N ?
Fluss-Kalibration ?
Wellenlängen-Kalibration ?
Zeitreihe, Zeitauflösung ?
Spektren heller (!) Sterne (besonders der Typen B, A) im
Netz oft nicht zu finden
:
11
Balmerlinien verraten Sternwind
Balmerlinien verraten Sternwind
Hα asymmetrisch, emission
Hα asymmetrisch, emission
Hα variabel
Hα variabel
Hα < Hβ < Hγ
Hα < Hβ < Hγ
He II 6-4
Hα
Hβ
Hγ
1.5
C III
Ausreichend: R = 5000
C II
He II 6-4
Hα
Hβ
Hγ
C III
R = 40000
1.5
11a
A-Überriesen (Beispiel Deneb = α Cyg, A2I)
REL. FLUX
1.0
REL. FLUX
1.0
C II
A-Überriesen (Beispiel Deneb = α Cyg, A2I)
:
0.5
0.0
0.5
4330
4350
4850
4870
6560
0.0
6580
:
4330
4350
4850
4870
6560
6580
:
ζ Pup
He I
N V 7-6
He II 8-4
Hβ
He II 4-3
N V 4-3
N III
He II 9-4
He II 10-4
Hγ
R = 40000
Rel. Flux
He II 11-4
1.5
Si IV 4p-4s
He II 12-4
Hδ
Balmerlinien verraten Sternwind
Hα asymmetrisch, emission
12
O-Überriese (Naos = ζ Pup, O5Ia)
He II 13-4
N IV
11b
A-Überriesen (Beispiel Deneb = α Cyg, A2I)
Hα variabel
1.0
Hα < Hβ < Hγ
He II 13-5
5200
He II 14-5
He II 6-4
Hα
He II 15-5
5000
He II 16-5
4800
He I
C IV
C III
4600
Rel. Flux
C II
N IV
1.5
He II 6-4
Hα
Hβ
Hγ
C III
1.5
4400
He II 7-4
4200
Unzureichend: R = 1000
REL. FLUX
1.0
1.0
0.5
5200
0.0
4330
4350
4850
4870
6560
5400
5600
5800
6580
6000
o
λ/A
6200
6400
6600
:
12a
13
O-Überriese (Naos = ζ Pup, O5Ia)
He II 6-4
Hα
Rel. Flux
1.2
He II 14-5
ζ Pup
He I
N V 7-6
He II 8-4
Hβ
Ausreichend: R = 1000
He II 4-3
N V 4-3
N III
He II 9-4
He II 10-4
Hγ
He II 11-4
Si IV 4p-4s
He II 12-4
Hδ
1.5
He II 13-4
N IV
O-Überriese (Naos = ζ Pup, O5Ia)
:
Schneller Wind
1.0
Schnelle Rotation
He II 13-5
5200
He II 14-5
He II 6-4
Hα
He II 15-5
5000
He II 16-5
4800
1.0
He I
C IV
C III
4600
Rel. Flux
N IV
1.5
4400
He II 7-4
4200
Rel. Flux
1.1
Observation
1.0
5200
0.9
5400
5600
5800
6000
o
λ/A
6200
6400
6500
6600
:
Model
6550
o
λ/A
6600
:
3
2
1
10x
3
2
4400
He II 6 - 4
4600
4800
5000
C IV 9-7
4200
C III 3p’ 3 D - 3s’ 3 PO
4000
C IV 3s 2 S - 3p 2 PO
5
4
3800
C III 3d 1 D - 3p 1 Po
6
3600
O V 3d 3 D - 3p 3 PO
7
3400
He II 7 - 4
C IV 10 - 7
0
5000
O VI 8 - 7
4800
O V 3p 1 PO - 3s 1 S
He II 6 - 4
10x
4600
C IV 6s 2 S - 5p 2 PO
4400
C IV 9-7
4200
C III 3p’ 3 D - 3s’ 3 PO
4000
C IV 3s 2 S - 3p 2 PO
C III 3d 1 D - 3p 1 Po
3800
O V 3d 3 D - 3p 3 PO
O VI 8 - 7
O V 3p 1 PO - 3s 1 S
C IV 6s 2 S - 5p 2 PO
3600
REL. FLUSS
REL. FLUSS
5
3400
He II 7 - 4
C IV 10 - 7
0
6
He II 8 - 4
3
2
1
7
WR135
He II 4 - 3
C IV 6 - 5
He II 9 - 4
4
C III 3p 3 PO - 3s 3 S
Ausreichend: R = 1000 14a
He II 10 - 4
He II 11 - 4
C III 5 - 4
O VI 3p 2 PO - 3s 2 S
5
O IV 3d’ 4 FO - 3p’ 4 D
O IV 3d 2 D - 3p 2 PO
6
He II 8 - 4
He II 4 - 3
WR135
REL. FLUSS
4
7
C III 3p 3 PO - 3s 3 S
C IV 6 - 5
He II 9 - 4
He II 10 - 4
He II 11 - 4
C III 5 - 4
O VI 3p 2 PO - 3s 2 S
REL. FLUSS
5
O IV 3d’ 4 FO - 3p’ 4 D
6
C IV 9 - 6
O IV 3d 2 D - 3p 2 PO
7
Wolf-Rayet-Stern (WR185, WC8)
C IV 9 - 6
R = 4000014
Wolf-Rayet-Stern (WR185, WC8)
4
3
2
1
1
10x
0
5000
5250
5500
5750
10x
6000
6250
o
λ/A
6500
6750
7000
0
5000
7250
5250
5500
5750
6000
6250
o
λ/A
6500
:
15
Line profile variability
Observations: ζ Puppis - IUE MEGA Campaign (Massa et al. 1995)
Si IV resonance doublett: single observation minus mean template
7000
7250
:
‘‘Clumping’’ - stochastische Strukturen
16
verschiedene Hinweise auf starke Inhomogenität der Winde
große Auswirkungen auf empirisch abgeleitete Massenverlustraten
Zeitskala: < 1 Stunde
φ cor
15
6750
to
se
modulation
ob
rve
r
time [days]
DAC
10
5
0
-1.0
-0.5
0.0
0.5
∆λ / ∆λ D
1.0
Corotating Interaction Regions (CIRs)
Surface structures (spots?)
Azimuthal variation of wind velocity
Collision of fast / slow winds
Spiral pattern in Corotating frame
Two types of periodic variations:
Discrete Absorption Components (DACs): P = 5.21 days (rotation?)
Modulations: period = 19.2 hours (no integer fraction!)
:
:
17
Variabilität von WR-Emissionslinien
18
Doppelsterne
Besonders bei Linien mit "flat-topped’’ Profil
o
5670
λ/A
5690
5710
200
Die meisten (?)
massereichen Sterne
stehen in engen
Systemen (Umlaufzeiten
von einigen Tagen)
150
Abb.: WR 104
5730
250
WR 135
Relative Flux
8
6
5
time [min]
10
rel. time in t flight
10
Spinnrad (‘‘pinwheel’’)
100
Doppelstern: WC + B0
IR-Emission (Staub)
50
4
Spiralmuster
2
5600
0
5700
5900
Rotiert in 220 Tagen
-1.0 -0.5 0.0 0.5 1.0
∆λ in Doppler units of v
8
5800
o
λ/A
:
19
Kollidierende Sternwinde
Enges Doppelsternsystem
Beide Sterne mit Wind, z.B. WR + O
Bildung eines Schock-Kegels
(relativ harte) Röntgenstrahlung
Shock
nicht-thermische Radiostrahlung
Staubbildung (Spirale)
(nur bei kühlen WC-Typen ?)
(Tuthill)
:
: