Vorlesung Sommersemester 2017: Wolf-Rainer Hamann

Sternwinde1 Uberblick

Winde im HRD: Beobachtungen, Theorien2 Der Sonnenwind

Beobachtungen, Parker -Theorie3 Winde heißer Sterne

Beobachtungen und AnalysenStrahlungstranport in expandierenden AtmospharenTheorie linienstrahlungsdruckgetriebener WindeVariabilitat, X-rays, ‘‘Clumping’’

4 Wolf-Rayet-SterneBeobachtungen und AnalysenTheorie?Doppelsterne, kollidierende Winde

5 Winde kuhler SterneStaubgetriebene WindeMagnetisch getriebene Winde

6 Auswirkungen von MassenverlustEntstehung von Ringnebeln und Planetarischen NebelnSternentwicklung mit MassenverlustInterstellar Yields und galaktische Entwicklung

:

0-1

Literatur:

Introduction to stellar windsHenny J.G.L.M. Lamers & Joseph P. Cassinelli:1999Cambridge University Press, UKISBN 0 521 59398 0 (hardback)ISBN 0 521 59565 7 (paperback)Preis: ab ca. 40 Euro (gebraucht)1 Exemplar in unserer Handbibliothek [1.6 Lame]

Das Vorlesungsskript ist zuganglich uber:http://www.astro.physik.uni-potsdam.de/~wrh/sternwinde.html

:

0-2

Sternwinde im HRD150 100 50 30 20 10 5 3 2

B Uberriesen A F

LBV

Zentralsterne, O-subdwarfs

Koronae

DustDrivenWinds

0

1

2

3

4

5

6

5.0 4.5 4.0 3.5

T / kK

log (T eff / K)

log

(L

/L)

ζ Pup

τ Sco

O, OfWolf-Rayet (WN)

Wolf-Rayet(WC) AGB

60 M

20 M

α Sco A

α Her A

RoteRiesenAlfven wavedriven winds?

:

1-01

Winde sonnenahnlicher SterneDirekter Nachweis nur bei Sonne:

Kometenschweife, Polarlichter, in situ -MessungGeringe Dichte: ca. 10 Teilchen/cm3 bei 1 AUKleine Massenverlustrate: M ≈ 10−14

M⊙/yrStarke Variabilitat, hohe TemperaturTheorie: Antrieb durch Korona (Parker 1959)

in koronalen Lochern auch durch Alfven-Wellenbei allen sonnenahnlichen Sternen:

"Heißes" Limit: vor F5 V keine Konvektionszone "Kuhles" Limit: ab K1 III keine hochangeregten chromospharischen Linien (Wind-Kuhlung)

Sternwinde im HRD150 100 50 30 20 10 5 3 2

B Uberriesen A F

LBV

Zentralsterne, O-subdwarfs

Koronae

DustDrivenWinds

0

1

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4

5

6

5.0 4.5 4.0 3.5

T / kK

log (T eff / K)

log

(L

/L)

ζ Pup

τ Sco

O, OfWolf-Rayet (WN)

Wolf-Rayet(WC) AGB

60 M

20 M

α Sco A

α Her A

RoteRiesenAlfven wavedriven winds?

SOHO: Sun in soft X-rays

Komet C/2000 WM 1 (Foto: Susanne Hoffmann):

1-02

Winde heißer Sterne B- und A-Sterne

- Uberriesen; Hα in Emission Verwendbar als Standardkerzen zur inter- galaktischen Entfernungsmessung? (Kudritzki)- Zwerge (τ Sco: B0 V): dunne Winde? B-Feld?

O- und Of-SterneLinien in Emissions: Hα ,bei Of auch: einige N III-Linien, He II 4686 A

o

UV-Resonanzlinien als P-Cygni-ProfileRadio-Emission (meist thermisch)

Theorie: Strahlungsdruck-getriebene SternwindeBasis-Paper: Castor, Abbott & Klein (1975) - CAK

Sternwinde im HRD150 100 50 30 20 10 5 3 2

B Uberriesen A F

LBV

Zentralsterne, O-subdwarfs

Koronae

DustDrivenWinds

0

1

2

3

4

5

6

5.0 4.5 4.0 3.5

T / kK

log (T eff / K)

log

(L

/L)

ζ Pup

τ Sco

O, OfWolf-Rayet (WN)

Wolf-Rayet(WC) AGB

60 M

20 M

α Sco A

α Her A

RoteRiesenAlfven wavedriven winds?

:

1-03

Wolf-Rayet-Sterne (WN, WC)Spezielle chemische ZusammensetzungAlle Linien in Emission oder P-Cygni-ProfilRadioemission (meist thermisch)Zum Teil mit ‘‘Ringnebel’’ (Abb.: WR124)Staubbildung bei ‘‘spaten’’ WC-Sternen,

Wolf-Rayet-Spektrum (Beispiel):

WR138 = HD193077

0

1

2

3

4

4600 4700λ/A

o

No

rma

lize

d F

lux

HeII

4686

HeII

4686

24 Ao

= 1500 km/s

Zum Vergleich: Hauptreihen-Stern ahnlicher Temperatur

10 Lac (O9 V)

0

1

2

4600 4700λ/A

o

No

rma

lize

d F

lux

Sternwinde im HRD150 100 50 30 20 10 5 3 2

B Uberriesen A F

LBV

Zentralsterne, O-subdwarfs

Koronae

DustDrivenWinds

0

1

2

3

4

5

6

5.0 4.5 4.0 3.5

T / kK

log (T eff / K)

log

(L

/L)

ζ Pup

τ Sco

O, OfWolf-Rayet (WN)

Wolf-Rayet(WC) AGB

60 M

20 M

α Sco A

α Her A

RoteRiesenAlfven wavedriven winds?

:

1-04

Luminous Blue Variables (LBVs)Leuchtkraftigste Sterne der GalaxisSpektren und Helligkeit stark variabel (~100 yr)Zum Teil mit Nebel (Abb.: η Car)

Abb.: Spektrum von P Cygni (aus Stahl et al. 1993)

Besondere Effekte bei massereichen heißen Sternen:Rontgenemission ( 1-6)Spektrale Variabilitat ( 1-7)Kollidierende Sternwinde ( 1-8)

Sternwinde im HRD150 100 50 30 20 10 5 3 2

B Uberriesen A F

LBV

Zentralsterne, O-subdwarfs

Koronae

DustDrivenWinds

0

1

2

3

4

5

6

5.0 4.5 4.0 3.5

T / kK

log (T eff / K)

log

(L

/L)

ζ Pup

τ Sco

O, OfWolf-Rayet (WN)

Wolf-Rayet(WC) AGB

60 M

20 M

α Sco A

α Her A

RoteRiesenAlfven wavedriven winds?

:

1-05

X-ray Line Profiles: Theory versus Observation

Observations with XMM-Newton:

ζ Pup (O-type) WR 1 (WN) WR 114 (WC)

NO X-raysfrom single (!)WC stars!?

Model: 3-D stochastic shell fragments opens escape channels for the X-rays reproduces the observed profiles

λo

Ne X12.13A

o

ζ Pup

ObservationModel

0.0

0.2

0.4

0.6

0.8

1.0

12.00 12.05 12.10 12.15 12.20 Wavelength (A

o)

No

rma

lize

d F

lux

Fig.: Chandra high-resolutionobservation, compared with thestochastic shell fragment absorptionmodel (from Oskinova et al. 2004)

:

1-06

Variabilitat in O- und WR-Spektren

Discrete Absorption Components (DACs): periodisch (?), in ungesattigten P Cygni-Profilen von UV-Resonanzlinien in O-Sternen Driftende Features in flat-topped Emissionslinien von WR-Sternen

DAC

modulation

0

5

10

15

-1.0 -0.5 0.0 0.5 1.0∆λ / ∆λD

time

[d

ays

]

Left: Variability inthe Si IVresonance doubletof ζ Pup.Structures of twodifferent(incommensur-able!) periods, andwith differentacceleration, canbe seen.

Right: Variability in the C III emission line at 5696 Ao

of the WC8 star WR 135. Theacceleration of the features is compatible with the standard velocity law (dashed lines).

:

1-07

Kollidierende Sternwinde Enges Doppelsternsystem Zwei heiße Sterne mit Wind kegelformige Schockzone Rontgenemission u.U. nicht-thermische Radiostrahlung u.U. Staubbildung Nettes Beispiel mit Staubbildung:

WR104, The Pinwheel , Umlaufzeit 220 TageAnimation interpoliert aus 3 Beobachtungen http://www.physics.usyd.edu.au/~gekko/morph.gif

xanim psfiles.dir/WR104-pinwheel-smoothed.gif

Schock

:

1-08

Heiße, massearme Sterne Subdwarfs (sdO, sdB)

Spektren wie skalierte massereiche OB-Sterne:UV-Resonanzlinien mit P-Cygni-Profil

Extreme Helium-Sterne(Wasserstoffarme Sterne auf Horizontalast)UV-Resonanzlinien mit P-Cygni-Profil

Zentralsterne Planetarischer Nebel (Abb.)Wasserstoffreiche (‘‘normale’’) Komposition: Spektren wie skalierte massereiche OB-SterneKohlenstoffreiche Komposition - Typ [WC]: Spektren wie skalierte massereiche WC-Sterne - zum Teil kaum unterscheidbar - auch sehr spate Subtypen bis [WC11] ohne Entsprechung bei Pop I

C III4650

C IVHe II4686

NGC 6751[WC 4]

0

1

2

3

4

5

6

7

8

4500 4700 λ / A

o

O VI5290

He II5412

C IV5470

O V5590

C III5696

C IV5805

He I5876

5300 5500 5700 5900

Sternwinde im HRD150 100 50 30 20 10 5 3 2

B Uberriesen A F

LBV

Zentralsterne, O-subdwarfs

Koronae

DustDrivenWinds

0

1

2

3

4

5

6

5.0 4.5 4.0 3.5

T / kK

log (T eff / K)

log

(L

/L)

ζ Pup

τ Sco

O, OfWolf-Rayet (WN)

Wolf-Rayet(WC) AGB

60 M

20 M

α Sco A

α Her A

RoteRiesenAlfven wavedriven winds?

0 Hantel-Nebel:

1-09 2-1-2

WCE spectra: central stars versus Pop. I

C III4650

C IVHe II4686

Cen

tral

sta

rsP

op.I

4500 4700 λ / A

o

O VI5290

He II5412

C IV5470

O V5590

C III5696

C IV5805

He I5876

5300 5500 5700 5900

NGC 5189[WC 2]

50 1

0PB 6[WC 3]

50 1

0

NGC 6751[WC 4]

50 1

0

WR 146WC 4

50 1

0

WR 111WC 5

50 1

0

C III4650

C IVHe II4686

Cen

tral

sta

rsP

op.I

4500 4700 λ / A

o

He II5412

C IV5470

O V5590

C III5696

C IV5805

He I5876

CIII CII

5500 5700 5900

NGC 40[WC 8]

50 1

0He2-99[WC 9]

50 1

0M 4-18[WC 11]

50 1

0V 348 Sgr[WC 12]

50 1

0WR 135WC 8

50 1

0WR 121WC 9

50 1

0

:

1-10

Mass loss from hot stars

-11

-10

-9

-8

-7

-6

-5

-4

2.5 3.0 3.5 4.0 4.5 5.0 5.5 6.0 6.5log (L /L )

log

[M

/ (

M y

r-1 )]

ζ Pup

WC

CSPN [O]

WNE

WNL O I-III[WC]

EHe

O V

O (super-)giants

(prototype ζ Pup)

M ∝ L1.5

Higher M for:

(Massive) WR

[WC]-type CSPN

(normal) CSPN

Lower M for:

O V (dwarfs) - ‘‘weakwind problem’’

Important: proximityto the Eddington limit,i.e. L/M

:

1-11

Kuhle, massearme Sterne Rote Riesen (ab Spektraltyp M)

Zirkumstellare Absorptionen von Ti II, Ca II, Fe II im Spektrum eines blauen Begleiters- bei visuellen Doppelsternen: α Sco (Antares), α1 Her (Ras Algethi)- bei spektroskopischen Doppelsternen: ζ Aur-SystemeDaraus empirische Massenverlustraten ‘‘Reimers-Formel’’Theorie: Alfven-Wellen-getriebene Winde ?

Mira-SterneSterne auf dem Asymptotic Giant Branch (AGB)Variabilitat (Periode ~100d)IR-Exzeß (Staub)Massenverlustrate korreliert mit PulsationsperiodeTheorie: Strahlungsdruck auf Staub mit pulsations-getriggerter Staubbildung

OH-IR-SterneNur im Infrarot sichtbar (zirkumstellarer Staub)Molekul-Emissionslinien (oft als Laser)Tip-AGB-Sterne (Proto-Planetarische Nebel?)Abb.: OH-Emissionslinienprofil bei λ = 2.6mm(aus Knapp & Morris 1985: ApJ 292, 640)

Sternwinde im HRD150 100 50 30 20 10 5 3 2

B Uberriesen A F

LBV

Zentralsterne, O-subdwarfs

Koronae

DustDrivenWinds

0

1

2

3

4

5

6

5.0 4.5 4.0 3.5

T / kK

log (T eff / K)

log

(L

/L)

ζ Pup

τ Sco

O, OfWolf-Rayet (WN)

Wolf-Rayet(WC) AGB

60 M

20 M

α Sco A

α Her A

RoteRiesenAlfven wavedriven winds?

:

1-12

initial mass[M ]

0.08 0.5 1.3 2 8 25 50

final mass[M ] 0.08 0.5 0.6 1.4 3

time

Spectral type M K G F A B O

MAIN SEQUENCE ( = core hydrogen burning )radiative core convective core

τNuc > τHubble

BrownDwarf

Red Giant (shell H burning)degenerate He core

helium flashHertzsprung

Gap

Red Giant(core He & shell H burning)

metal poor stars: Horizontal Branch (HB)

Asymptotic Giant Branch (AGB) Star(shell He & shell H burning)

thermal pulses PN ejection

Central Star of Planetary Nebula (CSPN)surface: H-rich or [WC]-type

White Dwarfhelium core

White Dwarfcarbon-oxygen core Ne/Mg ?

RedSupergiant(shell H burning)

(He burning)+

(C burning)+...

WN-late

BlueSuper-giant

WNL (1)LBV

WNL (2)(H shell)

WN-early(He burning)

WC(He burn. C burn. ...)

gravitational collapse

Black Hole

SupernovaNeutron Star

:

1-13