Simulating observables via 3D modelling of disk morphologies in the outflows of evolved stars

Jels Boulangier
Complexe structuren in geëvolueerde sterren  De sterrenhemel heeft de mensheid sinds de Oudheid reeds gefascineerd. Groot of klein, jong of oud,iedereen houdt ervan te turen naar de ‘vuurvliegjes’ verspreid over een donkere nachthemel. Maar erschuilt heel wat complexiteit achter deze flikkerende stipjes licht.

Simulating observables via 3D modelling of disk morphologies in the outflows of evolved stars

Complexe structuren in geëvolueerde sterren  De sterrenhemel heeft de mensheid sinds de Oudheid reeds gefascineerd. Groot of klein, jong of oud,iedereen houdt ervan te turen naar de ‘vuurvliegjes’ verspreid over een donkere nachthemel. Maar erschuilt heel wat complexiteit achter deze flikkerende stipjes licht. Zo heeft men recent verschillendeingewikkelde structuren in de atmosferen van geëvolueerde sterren gevonden. Een onverwachte vondstSterren met een lage tot gemiddelde massa, tussen één en acht keer de massa van de zon, evoluerentot grote, koude, heldere sterren wanneer hun brandstof voor nucleaire energieproductie opraakt. Dester bevindt zich dan in een fase waar ze heel wat van haar massa verliest door middel van stellairewinden en krijgt de naam Asymptotic Giant Branch (AGB) ster. Materie van de ster wordt als het wareweggeblazen en verdwijnt in de interstellaire ruimte. Tot op heden dacht men dat dit massaverlies mooisferisch symmetrisch was. Dit is de meest logische veronderstelling aangezien sterren bolvormig zijnen de sterrenwinden deze vorm zullen behouden. Maar recentelijk, omwille van de steeds verbeterendeinstrumenten op onze telescopen, heeft men erg complexe structuren in deze winden waargenomen. Dezegaan van spiralen en schillen tot schijven en donutvormen tot geklonterde structuren. Allesbehalve mooibolvormig! Een stukje van de puzzelBegrijpen hoe deze geëvolueerde sterren hun massa verliezen is van groot belang aangezien de meestesterren in ons universum door deze fase van hoog massaverlies gaan. Deze sterren zijn ook van cruciaalbelang om de chemische verrijking van de interstellaire ruimte te begrijpen alsook zijn ze de grootstebijdragers van kosmisch stof. Deze stofdeeltjes komen ook neer op Aarde, zowel direct als indirectvia meteorieten. De aanwezigheid van niet-sferische structuren in de winden van deze sterren kan deontbrekende schakel zijn voor het verklaren van de grote variëteit aan asymmetrische vormen van hunevolutionaire opvolgers. Een waarneembaar mysterieDe vorming van deze structuren kan het resultaat zijn van verscheidene mechanismen. Zo kunnenschillen en bogen in de winden gecreëerd zijn door een variërend massaverlies van de ster doorheende tijd. Hierbij leiden perioden van hoog massaverlies tot een hogere massadichtheid in tegenstellingtot de perioden van laag massaverlies, dit zorgt voor een contrast dat zich uit in schillen of bogen.Asymmetrische structuren kunnen het logische gevolg zijn van niet symmetrisch massaverlies. Het isook echter mogelijk dat de wind vervormt door botsing met de interstellaire ruimte waardoor het ster-systeem zich beweegt. Indien de materie in de wind geladen deeltjes bevat kan een magnetische veldvan de ster ook voor een bepaalde structuur zorgen. Zo’n 60 procent van alle sterren bevinden zichin een dubbelster systeem en hun onderlinge gravitationele interactie kan een sferische wind heel wattransformeren. Zo denkt men dat dubbelsterren een grote rol spelen bij de vorming van spiralen enschijfstructuren. Echter, vooraleer we, uit de geobserveerde data, kunnen afleiden welke gecompliceerde structuur erschuilt in de wind van een ster, hebben we met heel wat moeilijkheden te maken. Ten eerste kunnen wealleen maar een tweedimensionale ‘foto’ van sterren maken en net als bij medische tomografie en seis-mologie proberen we hiervan een driedimensionaal beeld te creëren. De moeilijkheid ligt in het feit dater talloze 3D mogelijkheden zijn voor eenzelfde 2D beeld. Om deze structuren te ontrafelen meten wemet welke snelheden materie van de ster wordt weggeblazen. Eens we het snelheidsprofiel van de windkennen, kunnen we de fysieke structuur ervan reconstrueren. Het is echter enkel mogelijk de snelhedenvan de materie te meten in de richting van de Aarde. Slechts een projectie, in onze richting, van deeigenlijke snelheid is waarneembaar. Dit leidt tot hetzelfde probleem als de 3D structuur van een 2Dbeeld te reproduceren. Ten slotte, we hebben absoluut geen enkel idee hoe de ster, en meer de windcomplexiteit, ten opzichte van ons georiënteerd is. Omwille van deze moeilijkheden stellen we voor om een overzicht van waarneembare kenmerken, in-trinsiek aan de bijzondere morfologische structuren, te maken. Hiermee willen we de fundering leggenwaarmee toekomstige observaties van onder andere ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeterArray, een combinatie van 66 schotels in de Chileense woestijn) vergeleken en geënterpreteerd kunnenworden. Observeerbare data wordt gesimuleerd op een manier alsof we zo’n structuur van een re ̈elester zouden waarnemen. We maken als het ware een fotoalbum dat waarnemers kunnen gebruiken omtoekomstige gegevens mee te vergelijken. Omwille van de grote verscheidenheid in structuren hebbenwe ons beperkt tot een schijfvormige structuur met extra materiaal dat aan de polen wordt uitgestoten. Een krachtige combinatieWij zijn erin geslaagd data te simuleren en deze te manipuleren op twee verschillende manieren zodatdeze zichtbare en concrete kenmerken vertonen intrinsiek aan verscheidene schijfstructuren. Enerzijdstwee complementaire diagrammen die de positie, snelheid en hoeveelheid materie aan elkaar koppelen.Anderzijds een spectraallijn die weergeeft hoeveel materie er met een bepaalde snelheid beweegt. Dezemanipulaties maken het mogelijk om schijfstructuren te identificeren, te bepalen hoe deze georiënteerdzijn ten opzichte van de Aarde en zelfs schattingen te maken over de massa van de schijf en over het mas-saverlies van de ster. Doordat het snelheidsveld in de overgangsregio van schijf naar bipolaire stromingeen aanzienlijke impact heeft op de waarneembare kenmerken laat dit ons ook toe het snelheidsprofielin deze regio van het reële object te schatten. Het begin van iets grootsOnze complementaire diagrammen samen met de spectraallijn maken het mogelijk om schijfstructurenmet een bipolaire stroming te identificeren alsook eigenschappen hiervan te bepalen. Hiermee hebbenwe de basis gelegd voor schijfvormige structuren in winden van geëvolueerde sterren te bestuderen.Deze techniek kan uitgebreid worden naar tal van waargenomen geometrische structuren in deze sterat-mosferen. Hiermee kunnen we onze databank van wind complexen uitbreiden wat de identificatie vanstructuren en eigenschappen ervan te bepalen heel wat sprongen vooruit zal helpen. Hierdoor komenwe een stap dichter bij het ontrafelen van deze complexe windformaties.

 

Bibliografie

Alcolea, J., Neri, R., & Bujarrabal, V. 2007, A&A, 468, L41Andrews, S. M., & Williams, J. P. 2007, ApJ, 659, 705Andrews, S. M., Wilner, D. J., Hughes, A. M., Qi, C., & Dullemond, C. P.2009, ApJ, 700, 1502—. 2010, ApJ, 723, 1241Balick, B., & Frank, A. 2002, ARA&A, 40, 439Balick, B., Huarte-Espinosa, M., Frank, A., et al. 2013, ApJ, 772, 20Bedding, T. R., & Zijlstra, A. A. 1998, ApJ, 506, L47Bowen, G. H. 1988, in Astrophysics and Space Science Library, Vol. 148,Pulsation and Mass Loss in Stars, ed. R. Stalio & L. A. Willson, 3Bowers, P. F., & Johnston, K. J. 1990, ApJ, 354, 676Brinch, C., & Hogerheijde, M. R. 2010, A&A, 523, A25Bujarrabal, V., & Alcolea, J. 2013, A&A, 552, A116Bujarrabal, V., Alcolea, J., Van Winckel, H., Santander-García, M., & Castro-Carrizo, A. 2013, A&A, 557, A104Bujarrabal, V., Castro-Carrizo, A., Alcolea, J., & Neri, R. 2005, A&A, 441, 1031Bujarrabal, V., Castro-Carrizo, A., Alcolea, J., & Van Winckel, H. 2015, A&A, 575, L7Bujarrabal, V., Fuente, A., & Omont, A. 1994, VizieR Online Data Catalog, 328, 50247Castro-Carrizo, A., Neri, R., Bujarrabal, V., et al. 2012, A&A, 545, A1Charbonnel, C. 1994, A&A, 282, 811Chiang, E. I., & Goldreich, P. 1997, ApJ, 490, 368Chiu, P.-J., Hoang, C.-T., Dinh-V-Trung, et al. 2006, ApJ, 645, 605Cox, A. N. 2000, Allen’s astrophysical quantitiesCox, N. L. J., Kerschbaum, F., van Marle, A.-J., et al. 2012, A&A, 537, A35Davis, S. S. 2005, ApJ, 627, L153De Beck, E., Decin, L., de Koter, A., et al. 2010, A&A, 523, A18Debye, P. 1909, Annalen der Physik, 335, 57âĂŞ136Decin, L., Cox, N. L. J., Royer, P., et al. 2012, A&A, 548, A113García-Segura, G., Villaver, E., Langer, N., Yoon, S.-C., & Manchado, A. 2014, ApJ, 783, 74Groenewegen, M. A. T., Barlow, M. J., Blommaert, J. A. D. L., et al. 2012, A&A, 543, L8Hanner, M. S. 1988, Infrared Observations of Comets Halley and Wilson and Properties of the Grains, Tech. rep.Hartmann, L., Calvet, N., Gullbring, E., & D’Alessio, P. 1998, ApJ, 495, 385Hayashi, C. 1981, Progress of Theoretical Physics Supplement, 70, 35Hirano, N., Shinnaga, H., Dinh-V-Trung, et al. 2004, ApJ, 616, L43Homan, W., Decin, L., de Koter, A., et al. 2015, ArXiv e-prints, arXiv:1504.04996Huggins, P. J. 2007, ApJ, 663, 342Jeffers, S. V., Min, M., Waters, L. B. F. M., et al. 2014, A&A, 572, A3Kahane, C., Cernicharo, J., Gomez-Gonzalez, J., & Guelin, M. 1992, A&A, 256, 235Kahane, C., Dufour, E., Busso, M., et al. 2000, A&A, 357, 669Kenyon, S. J., & Hartmann, L. 1987, ApJ, 323, 714Kervella, P., Montarg`es, M., Ridgway, S. T., et al. 2014, A&A, 564, A88Kim, H., Hsieh, I.-T., Liu, S.-Y., & Taam, R. E. 2013, ApJ, 776, 86Kitamura, Y., Momose, M., Yokogawa, S., et al. 2002, ApJ, 581, 357Kraemer, K. E., Hora, J. L., Egan, M. P., et al. 2010, AJ, 139, 2319Lay, O. P., Carlstrom, J. E., & Hills, R. E. 1997, ApJ, 489, 917Lykou, F., Klotz, D., Paladini, C., et al. 2015, A&A, 576, A46Lynden-Bell, D., & Pringle, J. E. 1974, MNRAS, 168, 603Maercker, M., Ramstedt, S., Leal-Ferreira, M. L., Olofsson, G., & Floren, H. G. 2014, A&A, 570, A101Maercker, M., Mohamed, S., Vlemmings, W. H. T., et al. 2012, Nature, 490, 232Malek, S. E., & Cami, J. 2014, ApJ, 794, 113Mauron, N., & Huggins, P. J. 2000, A&A, 359, 707McMullin, J. P., Waters, B., Schiebel, D., Young, W., & Golap, K. 2007, in Astronomical Society of the Pacific Conference Series, Vol. 376, Astronomical Data Analysis Software and Systems XVI, ed. R. A. Shaw, F. Hill, & D. J. Bell, 127Men’shchikov, A. B., Balega, Y., Blöcker, T., Osterbart, R., & Weigelt, G. 2001, A&A, 368, 497Mie, G. 1908, Annalen der Physik, 330, 377Min, M., Dullemond, C. P., Dominik, C., de Koter, A., & Hovenier, J. W.2009, A&A, 497, 155Mundy, L. G., Looney, L. W., Erickson, W., et al. 1996, ApJ, 464, L169Olivier, E. A., Whitelock, P., & Marang, F. 2001, MNRAS, 326, 490Pérez-Sánchez, A. F., Vlemmings, W. H. T., Tafoya, D., & Chapman, J. M. 2013, MNRAS, 436, L79Ramstedt, S., Schöier, F. L., Olofsson, H., & Lundgren, A. A. 2008, A&A,487, 645Ramstedt, S., Mohamed, S., Vlemmings, W. H. T., et al. 2014, A&A, 570, L14Ritzerveld, J., & Icke, V. 2006, Phys. Rev. E, 74, 026704Schöier, F. L., Maercker, M., Justtanont, K., et al. 2011, A&A, 530, A83Schöier, F. L., & Olofsson, H. 2000, A&A, 359, 586Schöier, F. L., van der Tak, F. F. S., van Dishoeck, E. F., & Black, J. H. 2005, A&A, 432, 369Schwarzschild, M., & Härm, R. 1965, ApJ, 142, 855Skinner, C. J., Meixner, M., & Bobrowsky, M. 1998, MNRAS, 300, L29Soker, N. 1997, ApJS, 112, 487Speck, A. K., Corman, A. B., Wakeman, K., Wheeler, C. H., & Thompson, G. 2009, ApJ, 691, 1202Srinivasan, S., Sargent, B. A., Matsuura, M., et al. 2010, A&A, 524, A49Teyssier, D., Hernandez, R., Bujarrabal, V., Yoshida, H., & Phillips, T. G. 2006, A&A, 450, 167Toomre, A. 1964, ApJ, 139, 1217Ueta, T. 2006, ApJ, 650, 228van Marle, A. J., Cox, N. L. J., & Decin, L. 2014, A&A, 570, A131van Winckel, H., Lloyd Evans, T., Briquet, M., et al. 2009, A&A, 505, 1221Vassiliadis, E., & Wood, P. R. 1993, ApJ, 413, 641Weidenschilling, S. J. 1977, Ap&SS, 51, 153Weigert, A. 1966, Zeitschrift Astrophysics, 64, 395Wilner, D. J., Ho, P. T. P., Kastner, J. H., & Rodríguez, L. F. 2000, ApJ, 534, L101 

Universiteit of Hogeschool
Astronomy and Astrophysics
Publicatiejaar
2015
Kernwoorden
Deel deze scriptie