Planetarische Nebel mit Wolf-Rayet-Zentralsternen - Röntgenemission und Entwicklung
Zusammenfassung der Projektergebnisse
In einer konzertierten Zusammenarbeit zweier Arbeitsgruppen in Potsdam, einer am Leibniz-Institut für Astrophysik und einer am Institut für Physik der Universität, wurde versucht, einen neuen Zugang zum Verständnis der Entstehung wasserstofffreier Zentralsterne (vom Typ „Wolf-Rayet", kurz WR) Planetarischer Nebel zu erlangen. Dazu wurde von der Arbeitsgruppe an der Universität eine systematische Analyse der Stern- und Windparameter von gut 20 Objekten mit WR-Zentralsternen durchgeführt, die den gesamten beobachteten Temperaturbereich überdecken (Spektraltypen [WC] bzw. [WO]). Solch ein homogener Datensatz für Massenverlust und Windgeschwindigkeit ist nötig, um Rückschlüsse auf Entwicklungsszenarien zu erleichtern bzw. erst zu erlauben. Außerdem liefert er die unabdingbaren Randbedingungen für gasdynamische Entwicklungssimulationen der Nebel. Die Aufgabe der Arbeitsgruppe am Leibniz-Institut war, die diffuse Röntgenstrahlung aus den inneren Nebelbereichen, die dadurch entsteht, dass der schnelle Sternwind (≥ 1000 kms^-1) beim Zusammenstoß mit dem viel langsameren (≈10-20 kms^-1) Nebelgas abgebremst wird und sich deshalb extrem stark aufheizt, zu modellieren und nach Möglichkeit auch Methoden zur Röntgenlinien-Diagnostik dieser sogenannten „heißen Blase" zu entwickeln. In früheren Arbeiten der Gruppe zur Röntgenemission von Nebeln mit normalen Zentralsternen konnte schon gezeigt werden, dass Wärmeleitung notwendig ist, um die Eigenschaften des emittierenden Plasmas, d.h. typische Elektronentemperatur und -dichte sowie die Röntgenleuchtkraft, zu erklären. Da das aufgeheizte Windplasma (die Blase) im Innern eines Nebels mit WR-Zentralstern entsprechend der Sternoberfläche auch wasserstoffarm/-frei sein sollte, wurde ein Algorithmus entwickelt, der es erlaubt, Wärmeleitung in einem Plasma beliebiger chemischer Zusammensetzung zu behandeln. Die Anfangsbedingungen unserer gasdynamischen Simulationen wurde so gewählt, dass ein praktisch wasserstofffreier schneller Sternwind in eine langsam expandierende, wasserstoffreiche Nebelhülle „bläst“, wobei die Windstärke (Massenverlust und Windgeschwindigkeit) sich mit der stellaren Temperatur ändern. Die wichtigsten Resultate lassen sich wie folgt zusammenfassen: • Obwohl die Effizienz der Wärmeleitung in einem wasserstofffreien WR-Plasma um ca. 50 % geringer ist als in einem Wasserstoffplasma, ergeben sich nur sehr geringe Unterschiede des radialen Temperatur- und Dichteprofils zu einer Blase mit normaler, wasserstoffreicher Chemie. Dieser Befund ist in Übereinstimmung mit den Beobachtungen, die bisher keine Hinweise auf Unterschiede in den „Röntgentemperaturen“ von Blasen in Nebeln mit normalem oder WR-Zentralstern ergaben. • Die Blasenmaterie wird nicht nur durch den wasserstoffarmen stellaren Wind bestimmt, sondern auch von wasserstoffreichem Nebelgas, das durch die in den Nebel eindringende Wärmeleitungsfront zu neuem Blasenmaterial „mutiert“. Es ensteht dadurch eine chemisch inhomogene Röntgenblase, bei der ein chemischer „Sprung“ im Laufe der Entwicklung vom äußeren Rand der Blase (= Wärmeleitungsfront) immer weiter nach innen rückt. Wir glauben, in den existierenden Röntgenspektren von Nebeln mit WR-Zentralstern Hinweise auf diesen Effekt gefunden zu haben. • Der hohe Anteil von Kohlenstoff und Sauerstoff in den WR-Blasen ergibt eine sehr viel höhere Röntgenemissivitat bzw. -leuchtkraft bei sonst gleichen Parametern. Auch dafür gibt es Beobachtungshinweise, aber ein quantitativer Vergleich ist z. Zt. schwierig wegen der geringen Zahl der Objekte, der geringen Anzahl der Röntgenphotonen (-statistik), den sehr ungenauen individuellen Entfernungen und der interstellaren Absorption. Für die Diagnostik von Röntgenspektren planetarischer Nebel wurde ein IDL-Programmpaket erstellt, das analytische Ähnlichkeitsmodelle von Windblasen unter vereinfachten Bedingungen für eine Reihe von vorgegebenen Parametern ermittelt und die dazugehörigen Spektren berechnet. Trotz der physikalischen Vereinfachungen stellen diese Blasenmodelle eine erhebliche Verbesserung gegenüber den bisher in der Literatur benutzten Plasmamodellen mit konstanten Temperaturen und Dichten dar: Die Analyse eines beobachteten Blasenspektrums erfordert keine zeitintensiven gasdynamischen Simulationen, sondern nur die Anpassung der beobachteten Linien und -verhältnisse mittels Auswahl aus einem Gitter von Blasenmodellen mit unterschiedlichen Parametern. Als Anwendung haben wir das in der Literatur vorhandene Röntgenspektrum des noch wenig entwickelten Objektes BD +30°3639 ausgewertet. Modellblasen mit WR-Chemie entsprechend der stellaren Oberfläche und bestimmten Alters konnten die Beobachtungen erklären. Es gibt Hinweise, dass ein kleiner, äußerer Teil der Blase möglicherweise schon aus wasserstoffreichem Nebelgas besteht. Die Ergebnisse unserer Arbeiten deuten also daraufhin, dass die vollständige Trennung von wasserstoffreicher Sternhülle vom wasserstofffreiem Reststern (= stellarer Kern = WR-Stern) am Ende des letzten Riesenstadiums des Sterns erfolgen muss, und die Kontraktion zum „ausgebrannten“ weißen Zwergstern erst anschließend erfolgt. Beide Arbeitsgruppen waren auch engagiert im Einwerben von Röntgenbeobachtungen von sogenannten „born-again“-Objekten, die nicht in obiges Entwicklungsschema passen, sowie auch in die Datenanalyse.
Projektbezogene Publikationen (Auswahl)
- X-Rays from PNe with WR-Type Central Stars, in 17th Eurpean White Dwarf Workshop, eds. K. Werner & T. Rauch, 2010, AIP Conf. Ser., 1273, 213
Rühling, U., Sandin, C., Steffen, M., Schönberner, D., Hamann, W.-R., & Todt, H.
- The Role of Thermal Conduction in WR-Type Planetary Nebulae, in Asymmetric Planetary Nebulae V Conference, eds. A.A. Zijlstra, F. Lykou, I. McDonald, & E. Lagadec, Jodrell Bank Centre for Astrophysics, 2011, A53
Sandin, C., Steffen, M., Schönberner, D., Rühling, U., & Hamann, W.-R.
- Modeling the Diffuse X-Ray Emission of Planetary Nebulae with Different Chemical Composition, in Planetary Nebulae: An Eye to the Future, 2012, IAU Symposium No. 283, 215
Steffen, M., Sandin, C., Jacob, R., & Schönberner, D.
- The Role of Heat Conduction to the Formation of [WC]-Type Planetary Nebulae, in Planetary Nebulae: An Eye to the Future, 2012, IAU Symposium No.. 283, 494
Sandin, C., Steffen, M., Jacob, R., Schönberner, D. Rühling, U., Hamann, W.-R., & Todt, H.
- X-Ray Spectra of Wind-Driven Bubbles with Chemical Gradients, in Planetary Nebulae: An Eye to the Future, 2012, IAU Symposium No. 283, 396
Jacob, R., Sandin, C., Schönberner, D., & Steffen, M.
