Я искал примеры того, как определяются скорости потери массы.
Я изучаю околозвездную пылевую оболочку, выброшенную звездой Вольфа-Райе. У меня есть некоторые параметры, такие как скорость расширения оболочки (60 км / с), масса пыли оболочки (0,1 M_sun), радиус оболочки (R_in = 10000 а.е. и R_out = 60000) и ее возраст (T = 26000). лет).
Мне было интересно, есть ли формула, связывающая эти параметры, и достаточно ли их для определения скорости потери массы пыли или это зависит от других факторов.
Может ли кто-нибудь помочь?
Грубо говоря: скорость потери массы для сферически-симметричного ветра определяется выражением
Здесь у вас есть и иметь массу материала в пределах двух концентрических радиусов - так что вы можете вычислить среднюю плотность на некотором среднем радиусе в оболочке.
Возраст оболочки не имеет отношения к скорости потери массы , но если предположить, что параметры ветра не изменились за это время, они говорят вам, сколько массы было потеряно в целом. .
Существует много дополнительной информации, которая вам понадобится, чтобы получить скорость потери массы. У вас есть обнаружение некоторой массы пыли и интервал времени, в течение которого эта масса была потеряна, поэтому вы можете получить что-то похожее на скорость потери массы, взяв массу и разделив ее на время, за которое она была потеряна. так что 0,1 M_sun разделить на 26000 лет. Это уже скорость потери массы 0,0004 M_sun/год, что довольно много, но есть несколько проблем, которые могут привести к завышению или занижению этой оценки:
1) Вероятно, вам нужна средняя скорость потери массы за очень длительные интервалы времени, а не только за 26 000 лет. Поэтому вам нужно знать, представляет ли это устойчивый процесс или своего рода особое событие. Звезды, связанные со звездами Вольфа-Райе, называемые «светящимися голубыми переменными», часто наблюдают, как теряют массу в дискретных эпизодах, которые происходят через непредсказуемые промежутки времени. Так является ли пыль, окружающая вашу звезду, типичной особенностью, которая, как ожидается, всегда будет там, или звезда была выбрана, потому что у нее есть такая особенность? Если последнее, то шкала времени в 26 000 лет не является характерным временем для этого объекта. Связанная с этим проблема заключается в том, что 60 км/с — это очень низкая скорость для ветра Вольфа-Райе, так что это также предполагает, что у вас был какой-то инцидент с массовым выбросом, когда звезда сильно раздулась, а не более устойчивый вид ветра.
2) Еще хуже проблема в том, что все, о чем вы знаете, это масса в пыли. Вероятно, это лишь небольшая часть общей потерянной массы, потому что в зависимости от эволюционного состояния звезды Вольфа-Райе может быть много водорода и, весьма вероятно, много гелия, которые не участвуют в образовании пыли. . Кроме того, причина, по которой пыль не обнаружена в пределах 10000 а.е., может заключаться в том, что пыль еще не сформировалась, когда она находится так близко к ионизирующему излучению звезды Вольфа-Райе. Если это так, вы даже не можете использовать массу пыли для характеристики массы материала, который действительно образует пыль, не зная также доли, образующей пыль на каждом конкретном радиусе.
3) Кроме того, если внешний радиус объекта составляет 60 000 а.е., а на его формирование ушло 26 000 лет, то средняя скорость внешнего края объекта равна отношению этих чисел, что дает 2,3 а.е./год. Это соответствует 11 км/с. Таким образом, если пыль движется со скоростью 60 км/с, а внешний край объекта движется только со скоростью 11 км/с, это означает, что ветер накапливается в материале в межзвездной среде. Так что совсем не ясно, что вся масса пыли, которую вы видите, образовалась от ветра Вольфа-Райе, часть ее могла образоваться из газа, который ранее был в межзвездной среде, потому что около 5/6 массы газа в этом особенность должна была исходить из межзвездной среды. Ветер Вольфа-Райе будет обогащен пылеобразующим веществом, но если его обогащение всего в 5 раз больше, все равно будет пыль от ISM. Так что это также зависит от эволюционного состояния звезды Вольфа-Райе. (Тот факт, что вы видите так много пыли, предполагает, что это может быть звезда типа «WC», которая очень богата углеродом, поэтому последний вопрос может не вызывать беспокойства.)
Таким образом, потребуется больше размышлений и дополнительных исследований объекта с дополнительными количественными ограничениями, чтобы получить более долгосрочную оценку скорости потери массы. Но, по крайней мере, у вас есть 0,0004 M_sun/yr в качестве эталона для начала этого разговора.
HDE 226868