Ein Modell Für Atmosphären Von Wolf-Rayet Sternen
Total Page：16
File Type：pdf, Size：1020Kb
Research Collection Doctoral Thesis Ein Modell für Atmosphären von Wolf-Rayet Sternen Author(s): Schmutz, Werner Publication Date: 1984 Permanent Link: https://doi.org/10.3929/ethz-a-000311821 Rights / License: In Copyright - Non-Commercial Use Permitted This page was generated automatically upon download from the ETH Zurich Research Collection. For more information please consult the Terms of use. ETH Library Diss. ETH Nr. 7451 EIN MODELL FÜR ATMOSPHÄREN VON WOLF-RAYET STERNEN ABHANDLUNG zur Erlangung des Titels eines Doktors der Naturwissenschaften der EIDGENÖSSISCHEN TECHNISCHEN HOCHSCHULE ZÜRICH vorgelegt von WERNER SCHMUTZ Dipl. Physiker ETH geboren am 29. August 1952 von Worb (Kt. Bern) Angenommen auf Antrag von: Prof. Dr. H. Nussbaumer, Referent Prof. Dr. K. Dressler, Korreferent 1984 ii Titelbild. Charles J.E. Wolf war seit 1862 Astronom an der Pariser Sternwarte und wurde 1875 Professor suppl. der Astronomie an der Sorbonne, 1883 Mitglied der Pariser Akademie. George A.P. Rayet war seit 1863 'Hülfs-Astronom' an der Sternwarte zu Paris und wurde 1874 Professor der physikalischen Astronomie an der Fakultät der Wissenschaften in Marseille und 1876 in Bordeaux (Federsen und Oettingen, 1898). Diese beiden Astronomen entdeckten 1887 drei Sterne mit einem auffälligen Spektrum. Der Spektraltyp, zu dem diese Sterne gehören, wurde später nach ihren Entdeckern benannt: die Wolf-Rayet Sterne. Die ältesten publizierten Spektren von Wolf-Rayet Sterne sind die Zeichnungen von H. Vogel (1883). Die Spektren mit den Nummeren drei bis sieben stammen von den Wolf-Rayet Sternen HD 165763, HD 50896, HD 191765, HD 192103, und HD 192641. Die lezten drei sind diejenigen Sterne, die von Wolf und Rayet 1867 in Meudon entdeckt wurden. Die Sterne drei und vier fand E. Pickering 1881 in Cambridge. Die heutige Spektral- klassiflkation dieser Sterne ist Wc5, Wn5, Wn8, Wc8, und Wc7. Der Unterschied der Wn WC und Spectren ist am besten anhand der starken Emission, auf der Zeichnung rechts aussen, zwischen 480nm und 470nm zu sehen: Bei den Wn Sternen befindet sich diese Linie bei 469nm und ist eine Linie des ionisierten Heliums, und bei den Wc Sternen ist sie bei 465nm und stammt vom zweifach ionisierten Kohlenstoff. Auf der Zeichnung erscheint bei den WN Sternen eine Linie bei 485nm. Diese Linie ist bei den Wc Sternen auch vorhanden, aber von anderen, starken Linien umgeben, so dass Vogel mit seinem Spektroskop diese Linien nicht auseinanderhalten konnte und diese Spektralregion als Kontinuum zeichnete. Die oberen beiden Spektren stammen von BD +46° 1817, Spektraltyp N3 und BD +34° 4500, N 8. Es handelt sich um sogenannte Kohlenstoffsterne, die nichts mit Wolf-Rayet Sternen zu tun haben. Diese Sterne gehören zur Harvardschen Nebensequenz RN, die ungefähr bei den Typen G und K von der Hauptsequenz abzweigt. Es sind kühle Sterne, die in ihrer Atmosphäre Moleküle enthalten. Die breiten Linien sind Molekülbanden von CN, CO und C2. EIN MODELL FÜR ATMOSPHÄREN VON WOLF-RAYET STERNEN iP>ic i\\?\\cc\zcl Mo Rl IT •»- Sic <<w »»o «o s*o sz* J5>w 4*0 ' : B 0 »35M0C« E 8 1 35*4013 7 B ö»36°3956 ! t« 2 o D • 34 4S." 3 Ar 0?) Sät 4 « 3* 3 S-hj*( 5 Inhaltsverzeichnis VORWORT viii ZUSAMMENFASSUNG ix SUMMARY x 1. Das Wolf-Rayet Phänomen l 1-1. Merkmale der Wolf-Rayet Sterne 4 1-2. Klassifikation der Wolf-Rayet Sterne 8 1-3. Kritik der Klassifikation 9 Linienstärken der WN Sterne 11 2. Objekte mit Wolf-Rayet Spektren 13 2-1. Die klassischen Wolf-Rayet Sterne 15 2-2. Die Population II Wolf-Rayet Sterne 16 2-3. Superschwere Wolf-Rayet Sterne 18 2-4. Wolf-Rayet ähnliche Objekte 19 2-5. Übergangsobjekte 20 2-6. Die Umgebung der Wolf-Rayet Sterne 21 Die Verteilung der Wolf-Rayet Sterne in der Galaxie 22 Die nähere Umgebung der Wolf-Rayet Sterne 25 Wolf-Rayet Sterne in Doppelsystemen 27 Die Interpretation des Wolf-Rayet Phänomens 1. Teil: Die breiten Linien 31 3-1. Die Bedeutung der Breiten Emissionslinien 31 3-2. Der Massenverlust der Wolf-Rayet Sterne 38 Die Ursache des Massenverlustes 41 Die Windstruktur 45 Asymmetrischer Massenverlust 49 Die Interpretation des Wolf-Rayet Phänomens 2. Teil: Die beiden Spektralgruppen 51 4-1. Die Elementenhäufigkeiten 51 Die Wasserstoffhäufigkeit 52 Die CNO-Häufigkeiten 54 4-2. Die Interpretation der zwei Spektralgruppen 58 Das Doppelstern oder van den Heuvel Szenario 58 Das Conti Szenario 59 Wolf-Rayet Sterne als Nachfolger von roten Riesen 59 Die Entstehung der Wolf-Rayet Zentralsterne von planetarischen Nebeln 59 Weitere Entwicklungsarten für die Bildung von Wolf-Rayet Sternen 60 Vergleich mit den Beobachtungen 81 4-3. Die Grundgrössen der Wolf-Rayet Sterne 63 Die absoluten Helligkeiten der Wolf-Rayet Sterne 64 Temperatur, Radius und Leuchtkraft der Wolf-Rayet Sterne 65 Die Massen der Wolf-Rayet Sterne 68 Modell Atmosphären 71 5-1. Grundannahmen bei Modellrechnungen 71 5-2. Grundbegriffe des Strahlungstransportes 73 Die spezifische Intensität 73 Die mittlere Intensität 73 Der Strahlungsfluss 73 Der Strahlungsdruck Tensor 74 Die Transportgleichung 75 Optische Tiefe und Ergiebigkeit 78 Momente der Transportgleichung 77 Die Energiegleichgewichtsgleichung 77 Inhaltsverzeichnis 5-3. Existierende Modellatmosphären 78 Planparallele Modelle 79 Sphärisch-symmetrische Modelle 81 Modelle für Wolf-Rayet Sterne 79 6. Das Wolf-Rayet Atmosphärenmodell 85 8-1. Das Konzept des Modells 87 Eingabe der Modellparameter 90 6-2. Die atomaren Daten 93 Die Übergangswahrscheinlichkeiten 93 Die Stossquerschnitte 95 Stossionisation und Rekombination 95 Strahlungsionisation und Rekombination 96 Autoionisation und dielektronische Rekombination 98 6-4. Implizite Berücksichtigung von höheren Zuständen 99 6-5. Die modifizierte Sobolevapproximation 101 6-6. Die Gleichungen des statistischen Gleichgewichts 104 6-7. Die Transportgleichung für die Kontinuumsstrahlung 108 6-8. Die graue Atmosphäre 109 6-9. Die Linienstärken 110 6-10. Konvergenz der Niveaubevölkerungen 111 7. Resultate der Modellrechnungen 115 Die verwendete Temperaturstruktur 116 7-1. Resultate 117 Das Kontinuum 118 Die Linienstärken 126 Die Linienprofile 129 7-2. Vergleich mit den Beobachtungen 130 7-3. Schlussbemerkung 131 Referenzen 133 viii Vorwort Wie praktisch jede Forschungsarbeit behandelt auch diese nur einen eingeschränkten Teil eines weiten Forschungsgebietes. Diese Arbeit versucht die Beobachtungen von Wolf-Rayet Sternen mit einem Modell zu erklären. Dieses Unterfangen verlangt die Berücksichtigung der Gesamtheit der Wolf-Rayet Erscheinung. Deshalb enthält dieses Buch nicht nur eine Beschreibung des Modells, sondern auch eine ausführliche Darstellung des Forschungsobjektes 'Wolf-Rayet Sterne'. Diese Darstellung kann aufgeteilt werden in die Geschichte der Wolf-Rayet Sterne (Kapitel 1), in die Beschreibung des Sternentyps (Kapitel 2 und 3) und in die Darstellung der Bedeutung der Wolf- Rayet Sterne innerhalb des übergeordneten Forschungsgebietes 'Sternentwicklung' (Kapitel 4). Die restlichen Kapitel enthalten dann die eigentliche Forschungsarbeit. Dass diese Arbeit zustande kam, verdanke ich den idealen Arbeitsbedingungen am Institut für Astronomie in Zürch, und vor allem dem Leiter meiner Dissertation Prof. Dr. H. Nussbaumer. Ich möchte ihm und den anderen Mitgliedern des Instituts herzlichst danken. Werner Schmutz IX Zusammenfassung Die Wolf-Rayet Sterne zeigen ein so auffälliges Spektrum, dass diese sehr seltenen Sterne schon seit dem Beginn der Sternspektroskopie vor mehr als 100 Jahren bekannt waren. Da man sie wegen ihres besonderen Aussehens nicht einordnen konnte, nahmen sie innerhalb der Spektralklassen eine Sonderstellung ein. An dieser Sonderstellung änderte sich auch nichts, als man das Aussehen des Spektrums durch den aussergewöhnlichen physikalischen Zustand der Wolf-Rayet Atmosphäre zu deuten vermochte: Ein stetiger, starker Massenverlust führt zu einer extrem ausgedehnten Atmosphäre. Die chemische Zusammensetzung entspricht entweder den Produkten der Wasserstoff¬ fusion (Stickstoff Typ) oder denjenigen der Heliumfusion (Kohlenstoff Typ). Damit war aber noch nichts über die Beziehung der Wolf-Rayet zu normalen Sternen ausgesagt, und die Wolf-Rayet Spektralklasse blieb, um es mit den Worten von Professor Maeder auszudrücken, das "Zebra im Zoo". Diese Situation änderte sich erst in den letzten Jahren, als Sternentwicklungsrechnungen durchgeführt wurden, die Massenverluste miteinbezogen. Es zeigt sich, dass massereiche Sterne am Ende ihrer Entwicklung, bevor sie als Supernovae explodieren, sich in einem Stadium befinden, bei dem Produkte der Kernfusion an die Oberfläche gelangen, bzw. Schichten freigelegt werden, die früher zur Fusionszone gehörten. Die Vermutung liegt nahe, dass dieses Stadium den Wolf-Rayet Sternen entspricht. Um diese Vermutung zu überprüfen, sollte man die theoretisch berechneten Sterneigenschaften mit denen der Wolf-Rayet Sterne vergleichen können. Es zeigt sich aber, dass die Grundgrössen (Masse, Leuchtkraft, Temperatur, Radius und chemische Zusammensetzung) nur sehr ungenau bekannt sind und eine sorgfältige Bestimmung nur mit Hilfe von Modellrechnungen möglich ist. Diese Arbeit stellt ein solches Modell vor. Wegen dem besonderen Zustand der Wolf-Rayet Atmosphären ist es nicht möglich, bereits entwickelte Modelle zu benutzen, da unter anderem der treibende Mechanismus des Massenver¬ lustes nicht bekannt ist. Dieses Problem wird bei unserem Modell durch ein halbempirisches Vorgehen umgangen: Temperatur- und Dichteverlauf in der Atmosphäre werden als bekannt vorausgesetzt und als freie Parameter behandelt. Das Modell geht von einer sphärisch symmetri¬ schen