Warum gibt es einen Dichteabfall in den Sternwinden magnetischer Sterne vom O-Typ?

Ich habe kürzlich einen Vortrag über Röntgenemissionen von Sternwinden von O-Typ-Sternen besucht, und es wurde ein Artikel untersucht, der sich wiederum auf ud-Doula et al. (2014) .

Im Wesentlichen können Sterne vom O-Typ aufgrund radialer Erschütterungen in ihren Sternwinden eine starke Röntgenemission aufweisen. Im Allgemeinen sind die Winde isotrop, und daher wird angenommen, dass die Emission kugelsymmetrisch ist, wobei Rotationseffekte vernachlässigt werden. Bestimmte Sterne vom O-Typ (z. B. NGC 1624-2) haben jedoch starke Magnetfelder; das bedeutet, dass Ausflüsse innerhalb weniger Sternradien in ziemlich schmale Strahlen kanalisiert werden, die sich schließlich ausbreiten.

Die Röntgenemission wird durch einen Parameter charakterisiert X T x

X T x ≡ ρ 2 exp ⁡ ( − T x / T )
für Dichte ρ und Temperatur T , mit einer Schwellentemperatur von T x . Simulationen platzieren die meisten Emissionen an einer ziemlich schmalen Stelle in der Nähe des Sterns, denn obwohl entlang eines Strahls, der sich vom Stern nach außen erstreckt, tatsächlich hohe Temperaturen auftreten, nimmt die Dichte schnell ab, wie in Abbildung 4 gezeigt:

Geben Sie hier die Bildbeschreibung ein
Von links nach rechts: Logarithmische Dichte, logarithmische Temperatur und Röntgenemission.

Warum nimmt die Dichte so schnell ab? Ich würde erwarten, dass die Kanalisierung von mehr Wind in einen kleinen Strahl zu einem ziemlich stetigen radialen Dichteprofil entlang des Strahls führen würde, wie es bei der Temperaturkurve der Fall ist.

Dies hat nichts mit der Frage zu tun, aber ich möchte hinzufügen, dass die Temperatur nicht wirklich konstant ist. 1D- und 2D-Simulationen von Kugelsymmetrie zeigen aufgrund wiederholter Erschütterungen im Wind ein unterschiedliches Verhalten, und ich würde erwarten, dass das auch hier zutrifft.

Antworten (2)

Erhaltung der Masse?

Bei einem stationären Wind ist die Massenverlustrate durch jede Schale gleich.

d M d t = − 4 π r 2 ρ ( r ) v ( r ) ,
wo ρ und v wäre die Dichte und Geschwindigkeit eines kugelsymmetrischen Windes mit einer festen Massenverlustrate M ˙ .

Daher erwarten Sie für eine feste Windgeschwindigkeit, dass die Dichte als Quadrat des Radius bei kugelsymmetrischem Wind abfällt - und es sieht für mich so aus, als würde sich etwas außerhalb der geschlossenen Feldschleifen die Kugelsymmetrie ungefähr erholen.

Dies allein würde den beobachteten starken Dichteabfall nicht erklären, aber der andere Faktor ist, dass ein strahlungsgetriebener Wind mit dem Radius beschleunigt, wenn er sich in der Nähe des Sterns befindet, was den Dichteabfall verschlimmert. Typischerweise v würde um einen Faktor von einigen zwischen sagen wir 1,5- und 5-mal dem Radius zunehmen. Multiplizieren Sie dies mit a r − 2 Faktor würde einen Faktor ergeben ∼ 100 Abnahme der Dichte insgesamt.

Wesentlich komplexer ist das Verhalten der Temperatur, bestimmt durch Erwärmungs- und Abkühlungsvorgänge und die Ausdehnung des Gases.

Ich fühle mich ein bisschen albern, weil ich die Geschwindigkeit nicht berücksichtigt habe; danke schön.

Die erste Antwort gibt eine gute Zusammenfassung des gesamten Dichteabfalls, den Sie in alle Richtungen sehen, aber da Sie sagen, dass die Temperatur ziemlich konstant ist, klingt es so, als würden Sie nach der Dichte in der Ebene fragen, in der die Winde kollidieren. Meinst Du das? Wenn ja, besteht das Problem meiner Meinung nach darin, dass keine dieser Figuren das Geschwindigkeitsfeld zeigt. Das ist kein "Strahl", den Sie sehen, es ist ein Querschnitt einer axialsymmetrischen Scheibe. Der Wind wird von den Polarregionen durch die Feldlinien nach unten geleitet, aber der Scheibenumfang nimmt proportional zu r zu, und es kann eine gewisse Zentrifugalbeschleunigung geben, weil der Stern rotiert. Diese könnten also die Ursache für den Dichteabfall mit dem Radius sein. Es gibt auch diese Schicht mit hoher Dichte, die sehr dunkel erscheint, und einiges, wenn nicht alles davon könnte am Ende auf den Stern zurückfallen,

Warum gibt es einen Dichteabfall in den Sternwinden magnetischer Sterne vom O-Typ?
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