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 Post subject: WR 140 in der SuW
PostPosted: 29. July 2008, 13:01:42 PM 
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Joined: 26. July 2008, 18:21:17 PM
Posts: 27
Hallo,

in der aktuellen SuW heißt es: "Abhängig von der jeweiligen Distanz der beiden Sterne zueinander, die zwischen 2 und 30 AE variiert, erscheint der Wind des O-Sterns als mehr oder weniger deutlich ausgeprägter Schweif. Dieses Phänomen lässt sich nicht direkt beobachten, doch Eversberg konnte es durch die Messung der Stärke von Emissionslinien des Kohlenstoffs und Heliums nachweisen."

Ich verstehe das so, dass die Emission aus dem Bereich der kollidierenden Winde stammt. Es das richtig? Könnte es denn nicht sein, dass die Emission etwa in der WR-Hülle entsteht. Ich möchte einfach darauf hinaus, wie sich die Linien derart unterscheiden, dass man ihnen diesen oder jenen Entstehungsort zuschreiben kann.

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Nico

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PostPosted: 03. August 2008, 17:44:08 PM 
Es scheint, als habe der SuW-Autor das Phaenomen nicht ganz richtig erklaert (allerdings liegt mir der Originalartikel nicht vor). Tatsaechlich bildet naemlich der Wind des O-Sterns keinen Schweif aus, sondern es passiert folgendes:

Die beiden Winde von WR- und O-Stern kollidieren. Da der O-Wind typischerweise etwas zehn Mal weniger dicht ist (bei vergleichbarer Windendgeschwindigkeit), hat er einen geringeren Impuls als der WR-Wind. Zwischen den beiden Sternen bildet sich nun eine Grenzflaeche (zwischen zwei Stossfronten) gleichen Impuls, d.h. eine hyperbolische Flaeche, in der die Impulskomponenten entgegengesetzt gleich sind und in dessen inneren Brennpunkt der O-Stern steht (grob). Wie man sich leicht vergegenwaertigen kann (Kraefteparallelogramm), wird das Material aus der Kollisionszone abfliessen, und zwar entlang besagter Grenzflaeche. Fuer grosse Entfernungen kann diese Flaeche als Mantel eines Konus' approximiert werden, weswegen die Literatur auch von einem shock cone spricht.

An der Spitze des Konus' wird das "geschockte" Material durch die Stossfronten sehr heiss (mehrere Mio K), wodurch das Material fast* vollstaendig ionisiert wird (harte Roentgenemission!). In dem Masse, wie das heisse Material abfliesst, wird es sich (in guter Naeherung adiabatisch) abkuehlen und der Reihe nach "abregen"; im Zuge dessen kommt es deshalb zur Emission sog. Rekombinationslinien, u.a. auch derjenigen Linie, die Eversberg beobachtet. Es ensteht also Strahlung, die ohne die Windkollision nicht da waere: Exzessemission. Diese Exzessemission wird sich der Emission des "ungestoerten" WR-Winds ueberlagern.

Das Material muss aber eine ganze Weile abkuehlen, bis optische Linien entstehen; es wird also ein ganzes Stueck von der Konusspitze abgeflossen sein und entsprechend weit weg sein. Umgekehrt werden die Emissionslinien des ungestoerten WR-Wind bei anderen Entfernungen und Geschwindigkeiten gebildet, als das im abfliessenden Konusmaterial der Fall ist. Die Linienprofile beider Beitraege sind also unterschiedlich, das der Exzessemission sogar phasenabhaengig (man stelle sich den Konus wie den Lichtkegel eines Leuchtturms vor und betrachte vektoriell die aus Beobachtersicht projizierten Fliessgeschwindigkeiten des Konusmaterials). Weiterhin ergibt sich aus Zeit- und Entstehungsortdifferenz eine Phasenverschiebung zwischen Exzess und ungestoerter WR-Emission. Und das war dann die (lange) Antwort auf die Frage.

Uebrigens kann man neben den Konusparameters (Oeffnungswinkel, Abfliessgeschwindigkeit usw.) auch einen sehr wichtigen Bahnparameter des Doppelstern ableiten kann - die Inklination (Bestimmung absoluter Massen!).

Es kommt auch bei O+O-Doppelsternen zu Windkollision, nur sind hier die beteiligten Windimpulse einander aehnlicher. Es kann also sein, dass sich keine hyperbolische, sondern eine S-foermige Grenzflaeche ausbildet, mit (im orbitalen Sinne) vorauseilendem und nachlaufendem Arm - und mit entsprechend komplexeren Linienprofilen der Exzessemission.

*Als Hausaufgabe an interessierte Knobler: Man schaetze das thermische Ionisationspotential des Shocks (von, sagen wir, 5 Mio K) ab und vergleiche es mit dem ausgewaehlter Elemente, z.B. Helium, Stickstoff, Sauerstoff und Eisen. Dabei beachte man mehrfache Ionisation (kann z.B. Sauerstoff vollstaendig ionisiert werden?). Man approximiere (eindimensional; die Geschichte werde als rotationssymmetrisch angenommen) die adiabatische Abkuehlung eines idealen Gases entlang des Konus', indem man den Aesten der Hyperbel eine mit zunehmender Entfernung zunehmende Dicke gibt (sodass das Gasvolumen steigt und die Temperatur sinkt). Wird man erwarten, dass sich je nach Element bzw. Ionisationsstufe grosse Unterschiede zwischen den Enstehungsorten der diskreten Exzessemission ergeben? Wird man also z.B. in Heliumlinien den aeusseren, in hochionisierten Sauerstofflinien aber eher den inneren Teil des Konus' "sehen"? Lohnt sich also der Aufwand, Linien des (fernen) UVs auf Exzessemisison zu untersuchen? Man ueberlege sich die spektrale Energieverteilung des Lichts, welches im "head shock" (der Konusspitze) thermisch erzeugt wird. [Hintergrundinfo: Beim weiten WR+O-Doppelsystem WR147 wurde der head shock in quasi-direkter Beobachtung aufgeloest. In welchem Wellenlaengenbereich wird das wohl stattgefunden haben und wieso?]


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PostPosted: 03. August 2008, 18:23:24 PM 
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Joined: 26. July 2008, 18:21:17 PM
Posts: 27
Hallo Olivier,

danke für die ausführliche Erklärung. Eine Frage zu WR 140 hätte ich aber noch. Im Infraroten lässt sich z.b. bei 3,8 Mikrometern eine Amplitude von 2,5 Größenklassen feststellen. Lässt sich damit sagen, dass während des Periastrons etwa 10-mal mehr Staub produziert wird?

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Nico

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PostPosted: 08. August 2008, 11:24:45 AM 
Hallo Nico,

nein, ganz so einfach ist es nicht. Einerseits zeigen Bilder von Staubspiralen, dass die Staubproduktion ueber den gesamten orbitalen Zyklus bei fast gleicher Stauberzeugungsrate aufrecherhalten wird; andererseits versteht man die Staubproduktion noch nicht hinreichend gut, um genauere Aussagen treffen zu koennen.

Zu beachten ist aber auch, dass im Peristron der Staub heisser ist; entsprechend wird sich seine spektrale Energieverteilung zu kuerzeren Wellenlaengen hin verschieben (z.B. Zunahme bei 3.8 mu). Ohne Farbinformation (d.h. Fluesse in mindestens zwei Wellenlaengenbereichen) ist es aber schwer, Genaueres zu sagen. Aber es gibt bestimmt Leute, die WR140 (und die anderen Stauberzeuger) mit Spitzer beobachten, um die Fragestellung zu untersuchen. (Hinweis: Mein Gebiet ist WR140 nicht.)

Cheers,
Ollie


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