برای ارتباط با ما می توانید از طریق شماره موبایل زیر از طریق تماس و پیامک با ما در ارتباط باشید

09117307688
09117179751

در صورت عدم پاسخ گویی از طریق پیامک با پشتیبان در ارتباط باشید

دسترسی نامحدود

برای کاربرانی که ثبت نام کرده اند

ضمانت بازگشت وجه

درصورت عدم همخوانی توضیحات با کتاب

پشتیبانی

از ساعت 7 صبح تا 10 شب

دانلود کتاب Cool Wolf-Rayet Central Stars and their Planetary Nebulae

دانلود کتاب ستاره‌های مرکزی ولف رایت و سحابی‌های سیاره‌ای آن‌ها

مشخصات کتاب

Cool Wolf-Rayet Central Stars and their Planetary Nebulae

دسته بندی: ستاره شناسی
ویرایش:  
نویسندگان: Orsola De Marco  
سری:  
 
ناشر: University College London (University of London) 
سال نشر: 1997 
تعداد صفحات: 328 
زبان: English 
فرمت فایل : PDF (درصورت درخواست کاربر به PDF، EPUB یا AZW3 تبدیل می شود) 
حجم فایل: 8 مگابایت

قیمت کتاب (تومان) : 57,000

میانگین امتیاز به این کتاب :
تعداد امتیاز دهندگان : 7

در صورت تبدیل فایل کتاب Cool Wolf-Rayet Central Stars and their Planetary Nebulae به فرمت های PDF، EPUB، AZW3، MOBI و یا DJVU می توانید به پشتیبان اطلاع دهید تا فایل مورد نظر را تبدیل نمایند.

توجه داشته باشید کتاب ستاره‌های مرکزی ولف رایت و سحابی‌های سیاره‌ای آن‌ها نسخه زبان اصلی می باشد و کتاب ترجمه شده به فارسی نمی باشد. وبسایت اینترنشنال لایبرری ارائه دهنده کتاب های زبان اصلی می باشد و هیچ گونه کتاب ترجمه شده یا نوشته شده به فارسی را ارائه نمی دهد.

توضیحاتی در مورد کتاب ستاره‌های مرکزی ولف رایت و سحابی‌های سیاره‌ای آن‌ها

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.

توضیحاتی درمورد کتاب به خارجی

The research presented in this thesis is concerned with the properties of Wolf-Rayet (WR) central stars and their planetary nebulae (PNe). The analysis was carried out on high (R=30,000) and intermediate (R=5,000) resolution optical and UV spectra of a sample of WR central stars and their PNe. The emphasis has been the determination of consistent stellar and nebular results via the use of a range of empirical and theoretical methods. The definition of a robust classification system for central stars with WC spectra was proposed, consistent with the scheme of Smith et al. (1990, ApJ 358, 229) designed for massive WC stars. Our WC classification criteria have been thoroughly compared with past schemes and, in particular, WO and WCE classifications have been unified. Nebular and stellar parameters and distances of the [WC10] central stars CPD-56 o 8032, He 2-113, M 4-18 and of the peculiar [WC9] SwSt 1 were determined. Distances were given a special consideration since they are the key to determining the range of luminosities of WR central stars. For instance, the difficulty in reconciling distances, luminosities and PNs characteristics for the spectroscopic twin [WC10] central stars He 2-113 and M 4-18, indicates the possibility of a slower evolution for M 4-18; this demonstrates that two identical WR central stars might follow different evolutionary paths. From nebular analysis it has emerged that the most likely origin of the broad pedestal observed at the base of the Balmer profiles of CPD-56 o 8032, He 2-113 and M 4-18 is nebular rather than stellar emission as had been proposed by Leuenhagen et al. (1996, AA 312, 167). This reinstates WC central stars within their former hydrogen-free status so that the overlap between hydrogen-rich and hydrogen-poor central stars sequences is no longer obvious. Extremely high nebular C/H number ratios have been derived for CPD-56 o 8032 and He 2-113. Carbon enrichment can be expected in a variety if situations, however nebular C/H number ratios for M 4-18 and SwSt 1 are much lower showing that a high C/H ratio is not a prerogative of WR central stars. If carbon enrichment of the PN is at the hand of the stellar wind, the size and characteristics of the PN and the central star might explain the lack of carbon enrichment. Nebular parameters and abundances can be reproduced by photoionization modeling for the PNe of M 4-18 and SwSt 1 using WR model atmospheres, while modeling of CPD-56 o 8032 and He 2-113 was hampered by dust-gas competition in the ionized regions and no clear results could be obtained. HST images, presented here for the first time, revealed that CPD-56 o 8032, He 2-113 and SwSt 1 are irregular and compact, while the PN of M 4-18 has a more developed morphology and, with a lower electron density than either of the other three, is certainly older, despite its spectrum being almost identical to that of He 2-113. No halo or second larger shell, which might reveal an association with the born-again scenario (Iben et al. 1983, ApJ 264, 605) is observed in these images. Stellar recombination line analysis and non-LTE WR wind modeling (Hillier 1990, AA 231, 111) were used to determine stellar wind abundances and wind parameters. The use of dielectronic recombination lines was used for the determination of the wind electron temperature in the C ii line forming region of 5 [WCL] stars (17,000 to 20,000 K). By comparison with the electron temperatures predicted by the wind models, this constitutes the first confirmation of the assumption of radiative equilibrium in the winds of WR stars. Optical depth effects on C ii bound-bound recombination lines were shown not to preclude their use for abundance determination. It is argued that evidence is accumulating towards the fact that there are different evolutionary sequence for all post-AGB WC central stars of PN, in the sense that it does not appear that the [WC] stars are either all post-AGB or all created though a born-again scenario.