Hydrodynamic modeling of stellar winds

Slah Abdellaoui, MSc

Doctoral thesis

Abstract:

Dynamika větrů rotujících horkých hvězd, zejména nejteplejších a nejhmotnějších hvězd spektrálních typů O, B a WR, je pro astronomii velmi zajímavá. Tyto hvězdy mají silné hvězdné větry, které jsou považovány za hnané rozptylem kontinuálního záření hvězdy. Nicméně stále existuje mnoho nezodpovězených otázek týkajících se těchto větrů, zejména pokud jde o jejich složitou časovou proměnnost a vliv faktoru jako jsou rychlá rotace, pulzace a povrchová magnetická pole. Abychom lépe porozuměli těmto jevům, klade si tato disertační práce za cíl namodelovat dynamiku větrů kolem rotujících horkých hvězd. Tímto způsobem se snaží získat teoretické předpovědi pozorovatelných parametrů, které mohou být porovnány se skutečnými daty. Tento přístup pomůže osvětlit chování a charakteristiky těchto větrů a poskytne nám informace o základních fyzikálních procesech, které se odehrávají v masivních vyvíjejících se hvězdách. Rotace ovlivňuje chování hvězdy několika způsoby. Vede ke vzniku odstředivé síly, která snižuje efektivní gravitaci hvězdy a způsobuje její zploštění u pólů. Toto zploštění vede k změnám v rozložení zářivého toku, přičemž póly jsou intenzivněji zahřívány než rovník. Tento fenomén je znám jako gravitační ztemnění. Kromě těchto účinků působí na látku v okolí rotující hvězdy také neradiální složky zářivé síly. Tyto složky síly směrují od rovníku a ve směru opačném k rotaci, což způsobuje celkové odchýlení proudnic větru směrem k pólům. To je v rozporu s modelem "disku stlačeného větrem", který navrhli Bjorkman a Cassinelli pro hvězdy typu Be a Wolfova-Rayetova typu. Pokud rychlost rotace hvězd překročí 80 % kritické rychlosti, bylo zaznamenáno vytvoření rovníkového disku u hvězd s nízkou metalicitou. Také jsme použili analytický vzorec Browna a McLeana pro výpočet lineární polarizace způsobené rozptylem elektronů u hvězd Wolfova-Raytova typu. Zjistili jsme, že obě zkoumané hvězdy Wolfova-Rayetova typu splňují požadavky na předchůdce dlouhotrvajících gama-záblesků. Navíc jsme ověřovali přesnost analytického vzorce pomocí simulace Monte Carlo, která modelovala polarizaci v opticky tlustém i opticky tenkém prostředí. Výsledky obou metod byly podobné pro nízké rychlosti rotace, ale při vyšších rychlostech rotace se objevily odlišnosti. Zjistili jsme také, že vícenásobný rozptyl modelovaný prostřednictvím simulace Monte Carlo vede k vyšší polarizaci při nižších inklinacích, konkrétně kolem 50 až 70 stupňů. V opticky tenkém prostředí jak analytický vzorec, tak simulace Monte Carlo předpovídaly polarizaci, která byla úměrná kvadrátu sinu inklinace, jak předpověděli Brown a McLean.

Abstract:

The dynamics of winds around rotating hot stars, particularly the hottest and most massive stars of spectral types O, B, and WR, are of great interest to astronomers. These stars have powerful stellar winds that are believed to be driven by the scattering of the star’s continuum radiation field. However, there are still many questions surrounding these winds, especially when it comes to their complex time variability and the influence of factors like rapid rotation, pulsation, and surface magnetic fields. In order to gain a better understanding of these phenomena, this dissertation aims to model the dynamics of winds around rotating hot stars. By doing so, it seeks to synthesize theoretical observational diagnostics that can be compared to actual data. This approach will help to shed light on the behavior and characteristics of these winds, providing insights into the underlying physical processes at play in these massive, evolving stars. The rotation of a star has several effects on its behavior. It introduces centrifugal force, which reduce the effective gravity of the star and cause it to become oblate, or flattened at the poles. This oblateness leads to changes in the radiative flux distribution, with the poles being heated more intensely than the equator. This phenomenon is known as gravity darkening. In addition to these effects, nonradial radiation forces are acting on matter around a rotating star. These forces point away from the equator and in the opposite direction of rotation, causing a net deflection of wind streamlines towards the poles. This is contrary to the "wind-compressed disk" model proposed by Bjorkman and Cassinelli, for Be stars, and Wolf Rayet stars. When the rotation rate of stars exceeds 80% of the critical velocity, we have observed the formation of an equatorial disk in stars with low metallicity. We have also used the analytical formula of Brown and McLean to calculate the linear polarization caused by electron scattering in Wolf-Rayet stars. We found that the two studied Wolf-Rayet stars meet the requirements to be progenitors of long gamma-ray bursts. Additionally, we examined the accuracy of the analytical formula by using Monte Carlo simulation to model the polarization in both optically thick and optically thin environments. The results were similar for low rotation rates, but there was a discrepancy at higher rotation rates. We also discovered that multiple scattering, modeled through Monte Carlo simulation, led to higher polarization at lower inclinations, specifically around 50 to 70 degrees. In the optically thin environment, both the analytical formula and the Monte Carlo simulation showed polarization proportional to the square of the sine of the inclination angle, as previously determined by Brown and McLean.

Keywords

stars, mass-loss, evolution, rotation, hydrodynamics, polarization

Language used: English

Date on which the thesis was submitted / produced: 24. 11. 2023

Thesis defence

• Date of defence: 23. 1. 2024
• Supervisor: prof. Mgr. Jiří Krtička, Ph.D.
• Reader: doc. RNDr. Jiří Kubát, CSc., Prof. Jorick Vink

Masaryk University

Faculty of Science

Doctoral programme / field:
Physics / Astrophysics