Hvězdný vítr horkých hvězd

Mgr. Michal Ceniga, Ph.D.

Disertační práce

Stellar wind of hot stars

Anotace:

Disertační práce se zabývá studiem rotujících hvězdných větrů horkých hvězd urychlovaných zářivou silou. Tyto větry jsou velmi dobře popsány CAK teorií, která pro výpočet zářivé síly využívá Sobolevovu aproximaci. Rotace větru je započítána za předpokladu platnosti zákona zachování momentu hybnosti. Pro získání řešení hydrodynamických rovnic popisujících hvězdný vítr byl vyvinut program (na základě programu vytvořeného Krtičkou), který počítá jednorozměrný stacionární izotermický osově symetrický rotující model hvězdného větru. V modelu nebyly uvažovány neradiální složky sil, zploštění hvězdy vlivem rotace a gravitační ztemnění. Výsledky modelování potvrzují, že pro rychle rotující hvězdy existuje nové řešení hydrodynamických rovnic. Nové řešení, které prochází kritickým bodem nacházejícím se ve velkých vzdálenostech od hvězdy, je mnohem pomalejší a hustější v porovnání s CAK řešením pro pomalé rotace. Poměr hustot rovníkového a polárního větru dosahuje nejméně dva řády v těsné blízkosti hvězdy, dále od hvězdy dosahuje poměr hustot jednoho řádu. Velikost hustotního poměru blízko povrchu hvězdy je významně ovlivněn nastavením spodní okrajové hustoty větru, dále od hvězdy nemá spodní okrajová hustota na poměr hustot vliv. Výpočty ukazují, že blízko povrchu hvězdy se vytváří velmi hustý disk. Na utváření disku blízko hvězdy má vliv zejména gradient tlaku plynu a zářivá síla kontinua. Přechod od rychlého (CAK) řešení větru k pomalému řešení nastává pro určitou hodnotu rotační rychlosti, tzv. přechodovou rotační rychlost, Omega(b). Její hodnota závisí na volbě multiplikativních konstant zářivé síly. Platí, že nižší hodnota parametru alfa vede k menším hodnotám přechodové rotační rychlosti, které je možné dostat také zvýšením hodnoty parametru delta. Pro rotační rychlost Omega=Omega(b) existují současně dva kritické body, přičemž pomalé řešení lze získat, jestliže řešení prochází novým kritickým bodem. Pro rotační rychlosti hvězdy nacházející se blízko přechodové rotační rychlosti, Omega->Omega(b) jsou výsledkem modelování velmi silně oscilující nestabilní řešení. Aplikace rychlé rotace a zářivé síly na hvězdy vykazující B[e] jev nedokáže vysvětlit jejich vysoký hustotní poměr mezi rovníkovým a polárním větrem. Zahrnutí tzv. jevu bistability podmíněného rychlou rotací hvězdy situaci mění. Vlivem rotace hvězdy dochází k ustavení rozdílných teplot okolo rovníku a pólů hvězdy, což způsobí, že na urychlování hvězdného větru se podílejí v těchto oblastech různé skupiny iontů. Bistability jev je reprezentován jednou trojicí parametrů zářivé síly pro oblast rovníku a jinou trojicí těchto parametrů pro polární oblasti. Výsledky modelování potvrzují vysoký poměr hustot v celém větru, rho(rov)/rho(pol)~100, přičemž tyto hodnoty odpovídají dolním odhadům pro disky B[e] hvězd.

Abstract:

The radiation driven winds of rotating hot stars were studied in this PhD thesis. The radiation driven wind is well described by the CAK theory, which assumes the Sobolev approximation in calculation of the line-radiative force. The rotation was included by assuming the conservation of angular momentum. The code, developed in this thesis, stems from the Krticka's code and calculates the solution of the 1D-stationary isothermal axi-symmetric rotating line-driven wind. The oblatness of the star, the gravity darkening effects, and the non-radial components of forces were neglected. The results of modeling confirm that there is a new solution of hydrodynamic equations for rapidly rotating stars. This new wind solution, connected with a new critical point located far from the star, is much denser and slower than the CAK solution for slowly rotating stars. The wind density ratio between the equator and the pole, rho(rov)/rho(pol), reaches at least two orders of magnitude in the region closest to the stellar surface and one order of magnitude in the outer part of the wind. The calculations show the existence of a high density disk close to the stellar surface. Disk formation close to the star is influenced mainly by the gas pressure gradient and by the continuum radiative force, and significantly depends on the wind density at the stellar surface. The switch from the fast solution to the slow solution occurs for a certain value of rotation speed called the "switch" rotation speed. The switch rotation rate Omega(b) depends on the set of the force multiplier parameters; the lower value of the alpha parameter, the lower value of the "switch" rotation rate. Higher value of the delta parameter causes the same effect. At the rotation rate Omega=Omega(b) there are two critical points, but the slow solution is obtained only for the new one. For rotation rates close to the "switch" value, Omega->Omega(b), there are strongly oscilating unstable solutions. The effect of the fast rotation alone can not explain the high wind-density ratio for the stars with B[e]-phenomenon. To explain it, wind models assuming the bi-stability effect were calculated. This effect was represented by two sets of line force parameters to describe different temperatures at the pole and in the equatorial region, the effect caused by the fast rotation. The calculations confirm the high density ratio in the whole wind, rho(rov)/rho(pol)~100, which satisfies the lower value predicted for the B[e]-stars disk.

Klíčová slova

horké hvězdy, zářivá síla, modelování hvězdného větru, CAK aproximace, rotace, rovníkový disk, hot stars, radiative force, stellar wind modelling, CAK approximation, rotation, equatorial disk

Jazyk práce: čeština

Datum vytvoření / odevzdání či podání práce: 21. 10. 2011

Obhajoba závěrečné práce

• Obhajoba proběhla 15. 12. 2011
• Vedoucí: doc. RNDr. Jiří Kubát, CSc.
• Oponent: prof. Mgr. Jiří Krtička, Ph.D., Mgr. Miroslav Bárta, Ph.D.

Masarykova univerzita

Přírodovědecká fakulta

Doktorský studijní program / obor:
Fyzika (čtyřleté) / Teoretická fyzika a astrofyzika