خرید و دانلود نسخه کامل کتاب Cool Wolf-Rayet Central Stars and their Planetary Nebulae

توضیحاتی در مورد کتاب

تحقیق ارائه شده در این پایان نامه به ویژگی های ستارگان مرکزی Wolf-Rayet (WR) و سحابی های سیاره ای آنها (PNe) مربوط می شود. تجزیه و تحلیل بر روی طیف نوری و UV با وضوح بالا (R=30000) و متوسط ​​(R=5000) نمونه ای از ستاره های مرکزی WR و PNe آنها انجام شد. تاکید بر تعیین نتایج ثابت ستاره ای و سحابی از طریق استفاده از طیف وسیعی از روش های تجربی و نظری بوده است.

تعریف یک سیستم طبقه بندی قوی برای ستارگان مرکزی با طیف WC، مطابق با طرح اسمیت و همکاران پیشنهاد شد. (1990، ApJ 358، 229) برای ستاره های عظیم WC طراحی شده است. معیارهای طبقه بندی WC ما به طور کامل با طرح های گذشته مقایسه شده است و به ویژه طبقه بندی WO و WCE یکسان شده است.

پارامترهای سحابی و ستاره ای و فاصله ستاره های مرکزی [WC10] CPD-56 o 8032، He 2-113، M 4-18 و عجیب [WC9] SwSt 1 تعیین شد. فاصله ها مورد توجه ویژه قرار گرفتند زیرا آنها کلید تعیین محدوده درخشندگی ستاره های مرکزی WR هستند. به عنوان مثال، مشکل در تطبیق فواصل، درخشندگی ها و ویژگی های PN برای ستاره های مرکزی دوقلو طیف سنجی [WC10] He 2-113 و M 4-18، نشان دهنده احتمال یک تکامل آهسته تر برای M 4-18 است. این نشان می دهد که دو ستاره مرکزی WR یکسان ممکن است مسیرهای تکاملی متفاوتی را دنبال کنند.

از تجزیه و تحلیل سحابی مشخص شد که محتمل ترین منشاء پایه عریض مشاهده شده در پایه پروفیل های بالمر CPD-56 o 8032، He 2-113 و M 4-18، سحابی است تا تابش ستاره ای که توسط پیشنهاد شده بود. لوئنهاگن و همکاران (1996، AA 312، 167). این امر ستارگان مرکزی WC را در وضعیت قبلی بدون هیدروژن خود باز می گرداند، به طوری که همپوشانی بین توالی ستاره های مرکزی غنی از هیدروژن و فقیر از هیدروژن دیگر آشکار نیست. نسبت های اعداد C/H سحابی بسیار بالا برای CPD-56 o 8032 و He 2-113 به دست آمده است. در شرایط مختلف می‌توان غنی‌سازی کربن را انتظار داشت، با این حال نسبت‌های عددی C/H سحابی برای M 4-18 و SwSt 1 بسیار پایین‌تر است که نشان می‌دهد نسبت C/H بالا در انحصار ستارگان مرکزی WR نیست. اگر غنی‌سازی کربن PN در دست باد ستاره‌ای باشد، اندازه و ویژگی‌های PN و ستاره مرکزی ممکن است عدم غنی‌سازی کربن را توضیح دهد. پارامترهای سحابی و فراوانی را می توان با مدل سازی فوتیونیزاسیون برای PNe M 4-18 و SwSt 1 با استفاده از جو مدل WR بازتولید کرد، در حالی که مدل سازی CPD-56 o 8032 و He 2-113 توسط رقابت غبار-گاز در مناطق یونیزه شده مختل شد. و هیچ نتیجه روشنی بدست نیامد.

تصاویر HST که برای اولین بار در اینجا ارائه شد، نشان داد که CPD-56 o 8032، He 2-113 و SwSt 1 نامنظم و فشرده هستند، در حالی که PN M 4-18 دارای مورفولوژی توسعه یافته تر و با چگالی الکترونی کمتر است. علیرغم اینکه طیف آن تقریباً با طیف He 2-113 یکسان است، مطمئناً از هر یک از سه مورد دیگر پیرتر است. هیچ هاله یا دومین پوسته بزرگتر، که ممکن است ارتباطی را با سناریوی تولد دوباره نشان دهد (Iben et al. 1983, ApJ 264, 605) در این تصاویر مشاهده نشده است.

تحلیل خط نوترکیبی ستاره‌ای و مدل‌سازی باد غیر LTE WR (هیلیر 1990، AA 231، 111) برای تعیین فراوانی باد ستاره‌ای و پارامترهای باد استفاده شد. استفاده از خطوط نوترکیبی دی‌الکترونیک برای تعیین دمای الکترون باد در منطقه تشکیل‌دهنده خط C ii از 5 ستاره [WCL] (17000 تا 20000 کلوین) استفاده شد. در مقایسه با دماهای الکترونی پیش‌بینی‌شده توسط مدل‌های باد، این اولین تأیید فرض تعادل تابشی در بادهای ستاره‌های WR است. اثرات عمق نوری روی خطوط نوترکیبی محدود به CII نشان داده شد که مانع استفاده از آنها برای تعیین فراوانی نمی شود.

استدلال می‌شود که شواهدی در حال جمع‌آوری است که نشان می‌دهد توالی‌های تکاملی متفاوتی برای همه ستارگان مرکزی پس از AGB WC PN وجود دارد، به این معنا که به نظر نمی‌رسد ستاره‌های [WC] یا همه پس از AGB هستند یا همه ایجاد شده‌اند. اگرچه سناریویی از نو متولد شده است.