前行星狀星雲中超級恆星風的動力學與熱力學研究

Abstract

本論文利用流體力學的二維模擬以研究前行星狀星雲(pre-planetary nebula) IRAS 07134+1005中超級恆星風(superwind)之質量流失和熱演化過程。此一超級恆星風是由漸近巨星分支(asymptotic giant branch, AGB)階段晚期之恆星的輻射壓，施予塵埃向外的推力並拖曳週遭氣體而形成的大質量流失恆星風。為了跟現今觀測到的超級恆星風的速度(~9 km/s)和質量流失率(3e-5 solar mass per year)作比較，在模擬中，我們假設恆星過去的表面溫度和光度必須低於現今觀測到的數值，而這假設和數值也可由過去恆星演化的理論模型推估而出。在研究超級恆星風的熱力學方程式裡，我們還加入了遠紫外線光電子加熱(far-UV photoelectric heating)、氣體-塵埃碰撞加熱(gas-dust collisional heating)和一氧化碳分子轉動冷卻(CO rotational cooling)機制。由本研究可得知，超級恆星風的熱演化可以分成兩個階段：第一階段是在漸近巨星分支階段的晚期，恆星噴出超級恆星風並形成一個由氣體和塵埃組成的環狀包層。此時，塵埃的消光效應太強，恆星表面輻射出的高頻率遠紫外光仍無法進入包層內部用以加熱。由於一氧化碳冷卻加上膨脹冷卻的速率遠大於加熱速率，超級恆星風的溫度便隨著距離急速下降。第二階段是恆星演化到後漸近巨星分支(post-AGB)時期，其質量流失停止。超級恆星風包層開始脫離恆星並向外膨脹形成氣體殼層。因為膨脹的關係，氣體和塵埃的密度變小，造成消光效應減弱，使得遠紫外光可以進入超級恆星風的殼層內部並加熱氣體。光電子加熱變得有效率，氣體溫度也開始上升。最後，超級恆星風的氣體溫度約為50-90 K，符合IRAS 07134+1005的觀測數據。