Radiation driven winds from hot stars: hydrodynamic models with detailed non-LTE radiative transfer
Zusammenfassung der Projektergebnisse
Sterne, die viel massereicher sind als unsere Sonne, spielen eine wichtige Rolle in der Entwicklung des Kosmos. Als besondere Eigenschaft besitzen sie Sternwinde, durch die sie Materie in ihre Umgebung verströmen. Als Antrieb dafür kommt vor allem der Strahlungsdruck infrage. Die enorm intensive Strahlung dieser Sterne wird im Sternwind teilweise absorbiert, wodurch riesige Materiemengen mit hoher Geschwindigkeit vom Stern abgeblasen werden. Während dieser Mechanismus für einen Teil der Sterne bereits einigermaßen verstanden ist, versagten die Modelle bisher gerade bei den stärksten dieser Sternwinde, die von den sog. Wolf-Rayet-Sternen ausgehen. Es gab jedoch Anhaltspunkte dafür, dass das diesbezügliche Versagen der bisherigen Theorie auf ihre starken Vereinfachungen zurückzuführen ist, mit denen der Strahlungsdruck in Rechnung gestellt wird. Derartige Vereinfachungen vermeidet der Potsdam Wolf-Rayet (PoWR) model atmosphere code, den wir für die Simulation und die Analyse von Spektren entwickelt haben. Die detaillierte Behandlung der Strahlungsprozesse in Sternwinden ist enorm kompliziert. Es gibt nur ganz wenige vergleichbare Codes weltweit. Wenn auch mit großem Aufwand, lasst sich dieses Programm mit den hydrodynamischen Gleichungen kombinieren, so dass auch konsistent ausgerechnet werden kann, wieviel Materie abgeblasen wird und welche Geschwindigkeit sie erreicht. In dem jetzt abgeschlossenen Projekt haben wir die Berechnung derartiger, hydrodynamisch konsistenter Sternwind-Modelle entscheidend vorangetrieben. Im Detail erwies sich das als noch schwieriger als erwartet. Am Ende konnten wir aber für verschiedene Sternparameter derartige Modelle konstruieren, die auch mit der Beobachtung im Einklang stehen. Damit erhärtet sich die Vermutung, dass die Winde der Wolf-Rayet-Sterne generell durch Strahlungsdruck getrieben werden. Mit diesen Rechnungen rücken realistische Modellvorhersagen in greifbare Nähe, die wiederum für das Verständnis von Sternentwicklung und kosmischem Materiekreislauf benötigt werden.
Projektbezogene Publikationen (Auswahl)
- 2012, A&A 540, A144. The Galactic WC stars. Stellar parameters from spectral analyses indicate a new evolutionary sequence
A. Sander, W.-R. Hamann, and H. Todt
(Siehe online unter https://doi.org/10.1051/0004-6361/201117830) - 2013, MNRAS 436, 3357. One of the most massive stars in the Galaxy may have formed in isolation
L. M. Oskinova, M. Steinke, W.-R. Hamann, A. Sander, H. Todt, and A. Liermann
(Siehe online unter https://doi.org/10.1093/mnras/stt1817) - 2014, A&A 563, A89. The Wolf-Rayet stars in M 31. I. Analysis of the late-type WN stars
A. Sander, H. Todt, R. Hainich, and W.-R. Hamann
(Siehe online unter https://doi.org/10.1051/0004-6361/201323240) - 2014, MNRAS 442, 929–945. Discovery of a new Wolf-Rayet star and a candidate star cluster in the Large Magellanic Cloud with Spitzer
V. V. Gvaramadze, A.-N. Chené, A. Y. Kniazev, O. Schnurr, T. Shenar, A. Sander, R. Hainich, N. Langer, W.-R. Hamann, Y.-H. Chu, and R. A. Gruendl
(Siehe online unter https://doi.org/10.1093/mnras/stu909) - 2015, A&A , 578, A107. The donor star of the X-ray pulsar X1908+075
S. Martínez-Nunez, A. Sander, A. Gímenez-García, A. Gónzalez-Gálan, J. M. Torrejón, C. Gónzalez-Fernández, and W.-R. Hamann
(Siehe online unter https://doi.org/10.1051/0004-6361/201424823) - 2015, A&A 577, A13. On the consistent treatment of the quasi-hydrostatic layers in hot star atmospheres
A. Sander, T. Shenar, R. Hainich, A. Gímenez-García, H. Todt, and W.-R. Hamann
(Siehe online unter https://doi.org/10.1051/0004-6361/201425356) - 2015, A&A 579, A75. Potsdam Wolf-Rayet model atmosphere grids for WN stars
H. Todt, A. Sander, R. Hainich, W.-R. Hamann, M. Quade, and T. Shenar
(Siehe online unter https://doi.org/10.1051/0004-6361/201526253) - 2015, A&A. Wolf-Rayet stars in the Small Magellanic Cloud: I. Analysis of the single WN stars
R. Hainich, D. Pasemann, H. Todt, T. Shenar, A. Sander, and W.-R. Hamann
(Siehe online unter https://doi.org/10.1051/0004-6361/201526241)
