Äîêóìåíò âçÿò èç êýøà ïîèñêîâîé ìàøèíû. Àäðåñ îðèãèíàëüíîãî äîêóìåíòà : http://www.eso.org/~triviniu/documents/abschluss.pdf Äàòà èçìåíåíèÿ: Fri Jan 23 21:11:18 2009 Äàòà èíäåêñèðîâàíèÿ: Tue Oct 2 07:04:58 2012 Êîäèðîâêà: Ïîèñêîâûå ñëîâà: wind

Stellare Winde
¨ Neueste Veroffentlichungen und besondere "Winde"
Thomas Rivinius WS 2004/2005 ¨ Landessternwar te Heidelberg, Konigstuhl
T.Rivinius@lsw.uni-heidelberg.de

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Stellare Winde

Fraktionierte Winde
· In Winden heiúer Sterne werden
¨ hauptsachlich Metallionen von der Strahlung beschleunigt.

· Andere

Elemente werden durch Coulomb-Wechselwirkung mitbeschleunigt.

· Kopplung funktionier t bei typischen
Winddichten von O- und fruhen und ¨ etwickelten B-Sternen, bricht aber bei niederen Dichten zusammen. ¨ · Windfraktionen nicht vollstandig entkoppelt, verbleibende Wechselwirkung fuhr t zu Reibungsaufheizung. ¨

Kr ticka & Kubat, 2005 im Druck

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Reibungsheizung im fraktionierten Wind

Kr ticka & Kubat, 2005 im Druck

· Windmodell eines ca. B4-Hauptreihensterns: · Sehr nah am Stern Winddichte hoch genug, keine Fraktionierung · Weiter auúen im Vergleich zu Ein-Komponenten-Modell starke Heizung des Windes · Photonenenergie, die im Ein-Komponenten-Modell den Wind beschleunigt, wird im
Mehr-Komponenten-Modell thermalisier t.
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Stellare Winde

Ruckfall nichtbeschleunigter Windfraktionen ¨

Kr ticka & Kubat, 2005 im Druck

· Windmodell eines ca. B5-Hauptreihensterns: · Wasserstoff und Metalle im Wind entkoppelt, Geschwindigkeitsdifferenz beider Fraktionen wird so groú, das Reibungsheizung ineffizient

· Wasserstoff wird gar nicht mehr beschleunigt sondern durch Gravitation abgebremst
¨ und fallt schlieúlich auf den Stern zuruck. ¨ ¨ · Windfraktionierung im Zusammenspiel mit Magnetfeldern erklar t einige der chemischen ¨ ¨ Pekuliaritaten, die in A-Sternen vorkommen konnen.
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Wind-Wind-Kollision in Wolf-Rayet-Doppelsternen

aus van der Hucht et al, 2002 und Dougher ty et al., im Druck

· WR140, ein WC7+O4-5 Doppelstern mit P = 2900 d und exzentrischer Bahn (e = 0.85) · Im Periastron Staubbildung und starker Anstieg der kurzwelligen Radio und IRHelligkeit. ¨ · Auch phasenabhangige langwellige Radioemission durch kollidierende Winde.

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Wind-Wind-Kollisionsfronten

aus Dougher ty et al., im Druck (astro-ph 0501391

¨ · Radiokar ten mit dem VLB-Array mit Millibogensekunden Auflosung (Auswahl von 23 Kar ten ¨ · Mit Hilfe der Messungen neuere Losung der Bahnelemente, in Kar ten eingezeichnet.

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Magnetische Felder in Zentralsternen planetarischer Nebel

aus Jordan et al., im Druck (astro-ph 0501040)

· Polarisationssignatur in Spektren von Zentralsternen planetarischer Nebel.
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Strukturbildung in Planetarischen Nebeln
· Durch Jordan et al. erstmals Nachweis magnetischer Felder in Zentralsternen planetarischer Nebel. In diesem Fall Weisse Zwerge, keine ZSPN-WR-Typen ¨ · Autoren sehen darin Bestatigung fur die Bedeutung von Magnetfeldern bei der Formge¨ bung der Nebel (astro-ph 0501040).

· N. Soker argumentier t dagegen, dass Magnetfelder einzelner Sterne nicht genug Ener¨ gie hatten, um beobachtete Strukturen zu bilden.

· Beobachtete Felder in AGB-Sternen seien lokaler Natur, nicht global. · Hauptbeitrag zur Formgebung planetarischer Nebel durch Begleiter in Doppelsternen
(astro-ph 0501647). ¨ · Vorab-Veroffentlichungen erscheinen oft im astro-ph Archiv, erreichbar unter z.B. http://xxx.uni-augsburg.de/archive/astro-ph

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Anfangs- und Endmassen der Sternevolution

aus Moffat, 2003

· Einzelsterne oberhalb ca. 8M auf der ZAMS enden als Supernovae. · Massenverlust durch WR-Sterne oberhalb von ca. M
vatyp I.
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ZAMS

= 30 M fuhr t zu Superno¨


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Klassifikation der Supernovae

· Typ II: "core collapse supernovae" ohne vorausgegangene Wolf-Rayet-Stadium, d.h. mit
mittlerer ZAMS-Masse

· Typ Ia durch explosiven Carbon-Flash in Doppelsternen mit Massenuber trag. Runaway¨
Sterne sind oft ubriggebliebene Begleiter. ¨ ¨ · Typen Ib und Ic am Ende eines massiven Einzelsterns > 30 M sun, ahnlich Typ II, aber nach Wolf-Rayet-Stadium

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Stellarer "Massenverlust" explosiv: Supernovae

Murdin, 1990

¨ · Innere Struktur eines pra-SN Sterns (SN-Typ II, d.h. Einzelstern mittlerer Masse). ¨ · Radius ca. 50R , Masse 16M . Auúerste Schichten enthalten noch immer Wasserstoff und Helium, darunter zunehmend Fusionsprodukte.
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Kernkollaps

Murdin, 1990

· Die hydrostat. Zeitskala im inneren Kern sehr kurz im Bereich von zehntel Sekunden.
Zum Vergleich: Hydrostat. Zeitskala der Sonne etwa 27 Minuten.

· Der Kollaps beginnt, wenn der nichtbrennende Fe-Kern mehr als die Grenzmasse hat. · Kollaps wird beschleunigt durch Elektroneneinfang bei Nukleosynthese, z.B. durch Ne
¨ oder Mg, und wenn Kerne Photo-desintegrieren. In beiden Fallen entkommt Energie aus dem Kern uber Neutrinos (ca. 50% der Kollapsenergie). ¨
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Entwicklung der Stoúfront

Guidr y, http://csep10.phys.utk.edu/guidr y/supernova95/super-root.html

· Die Stoúfront ist von sich aus nicht stark genug, die Hulle auseinanderzutreiben, sie ¨
¨ stagnier t im auúeren Kern.

· Die Neutrinos aus den Nuklearprozessen heizen die Stoúfront wieder auf, sie expandier t
weiter.

· Mehr oder weniger Standardmodell, produzier t aber je nach Modellrechnung nicht genug Explosionsenergie, oder Stoúfront bleibt sogar zu schwach, so dass es gar keine Explosion gibt.

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P Cygni-Linien einer Supernova (1987A, Typ II)

Murdin, 1990

· Die nach dem Kernkollaps zuruckprallenden Schichten der Schockwelle erreichen Ex¨
pansionsgeschwindigkeiten bis zu einigen zehntausend km/s.

· Das im weiteren Verlauf langsamere Absorption zu sehen ist, bedeutet nicht Abbremsung, sondern schnell expandierende Schichten wurden optisch dunn. ¨

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Spektroskopische Stadien der Supernova 1987A
¨ · Anfanglich fast nur Kontinuumsspektrum, Spektrallinien bilden sich erst nach einigen Tagen deutlich aus.

· Typ II-Supernova, d.h. Wasserstoffli¨ nien dominant, Wellenlange von H
markier t. Balmerserie deutlich sichtbar. · Im weiteren Verlauf, gezeigt sind die ersten zwei Monate, dann auch Linien anderer Ionen, z.B. NaI.

· Aufgrund hoher Linienbreite fast alle
spektralen Profile blends, nicht einem einzelnen Ion zuschreibbar. · Aus dem Kontinuumsverlauf ab¨ geschatzte Temperatur ca. 11 000 K in den ersten Tagen, sink auf ca. 5000­ 6000 K nach einigen Tagen und bleibt einige hunder t Tage uber 4000 K. ¨
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Murdin, 1990

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Photometrie der Supernova 1987A
¨ · Lichtkurve sehr ungewohnlich, Abfall zu Beginn und Wiederanstieg zuvor nicht beobachtet · Nach dem Abkuhlen stammt Energie ¨ fur Lichtkur ve fast ausschlieúlich aus ¨ dem Zerfall der entstandenen radioak¨ tiven Elemente. (Linearitat der Lichtkurve zeitweise besser als 5 %)

¥ Hinweis, dass in SN1987A keine
weitere Energiequelle verborgen ist ¨ (also kein Pulsar o.a.).

· Hauptbeitrag liefer t Nickel

Ni28 und dessen Zerfallsprodukt Kobalt 56Co27
mit Halbwer tszeiten von 6.1 und 77 Tagen. Endprodukt ist 56Fe26

56

· Etwa 0.08M
Murdin, 1990

radioaktives Nickel er¨ zeugt, hauptsachlich innerhalb der Silizium-Schale.
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¨ Wind des Vorgangers

HST-Bild

¨ · Bipolare Struktur um SN 1987 durch Wind des Vorgangersterns Sk­69 202 enstanden

· Dynamisches Alter der Ringe ca. 30 000 Jahre · Aufleuchten der Ringe durch Strahlungsanregung durch SN-Strahlung · Besondere Ar t von zirkumstellarer Struktur?
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Stellare Winde

Kollision der Ejecta mit dem vorherigen Wind

· Innerer Ring besteht aus vorherigem
Windmaterial, durch Strahlung der SN angeregt

· Mittlerweile, 15 Jahre nach der Explosion, treffen die ersten materiellen Ejecta auf den Ring, leuchtet durch Stoúwellen bei Kollision auf. · Schon im visuellen sichtbar, aber ¨ im Rontgenbereich sehr viel ausge¨ pragter.

HST-press release

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Ein Kandidat?

HST-Bild

¨ · Sher 25 in NGC 3603, einer 30 Doradus ahnlichen Region der Milchstraúe. ¨ · Vorganger der SN 1987A, Sk­69 202, war Typ B3I, Sher 25 ist Typ B1.5 Ia. ¨ ¨ · Ringe haben ahnliche Dimension und Chemie, d.h. Stickstoff stark uberhaufig. ¨ ¨ · Einige Astronomen wetten auf Sher 25 als nachste Supernova in der Milchstraúe!
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