Звездный ветер

Звездный ветер - постоянный "утечка" газа из звездных атмосфер, выносит звездную вещество в межзвездного пространства со скоростями в сотни или даже в тысячи км / с.

Важнейшие характеристики звездного ветра [1] :

  • скорость (V)
  • темп потери массы ( \ Dot M ), Обычно измеряется в \ Mu_ \ bigodot (Масса Солнца)

Звездный ветер имеющийся у звезд всех спектральных классов, но сильный он в горячих массивных звезд. Поток вещества, теряется светилом в виде звездного ветра может достигать 10 -5 M_ \ bigodot / год (в массивных зрение типа Вольфа-Райе), но в обычных звезд он значительно меньше: например, в Солнца лишь около 10 -14 M_ \ bigodot / Год, а его скорость в окрестности Земли около 400 км / с. Для большинства зрение потеря массы через звездный ветер за все время их существования незначительна. Звездный ветер Солнца называется солнечным ветром.

В горячих О-и В-звезд звездный ветер было обнаружено по доплеровским расширением спектральных линий в ультрафиолетовой области спектра, в зрение типа Вольфа-Райе и Т Тельца - по линиям оптического диапазона. Звездный ветер образует вокруг сравнительно холодной звезды горячую корону, подобную солнечной короны. Наличие горячих корон в звезд поздних спектральных классов было предусмотрено на основе модели звезд с конвективной оболочкой. Рентгеновский телескоп спутника HEAO-2 ( США, 1978 г.) позволил выявить короны этих звезд по их рентгеновским излучением.

В горячих звезд с эффективной температурой около 30 000 К причиной утечки является давление излучения, частота которого соответствует частотам мощных спектральных линий. Фотоны с частотами, близкими к частотам резонансных линий ионов звездных атмосфер, имеют значительный сечение взаимодействия с веществом. Ионы C, N, О и другие поглощают излучение звезды на соответствующих резонансных частотах. В результате они получают импульс, направленный от звезды. Столкновение ионов быстро распределяют этот импульс среди всей окружающей вещества, и начинается утечки. Вещество звездного ветра ускоряется до скоростей примерно 1 - 2 тыс. км / с, но почти не нагревается, так что температура его должна быть близкой к температуры фотосферы. Однако, рентгеновские наблюдения горячих звезд показали наличие излучения, тепловой спектр которого соответствует примерно 5 млн К эффективной температуры. Такую высокую температуру звездного ветра можно объяснить существованием тонкого горячего слоя вблизи поверхности звезды нагревается механическими волнами, которую возникающих в процессе колебаний звезды в целом. Если звезда имеет мощное магнитное поле, то в ее магнитосфере могут развиваться также различные магнитогидродинамические и кинетические неустойчивости, приводящие к появлению горячих областей в сравнительно холодном звездном ветре. Потери массы через звездный ветер в горячих звезд составляют 10 ^ {-6} - 10 ^ {-7} \ Mu_ \ bigodot в год.

В зрение с низкой температурой поверхности (около 6000 К) наличие горячей 10 ^ 6 - 5 ? 10 ^ 6 К исходящей короны связано с существованием в оболочках этих звезд конвективных движений, является источником волн разного типа. Волны движутся в атмосферу звезды и несут механическую и магнитную энергию. Энергия волн, движущихся наружу, через диссипацию превращается в тепло. Это поддерживает высокую температуру короны, расширяется. Нагрев короны тесно связано с магнитным полем звезды. При наличии магнитного поля генерируются магнитогидродинамические волны. Распространение волн в атмосфере звезды в направлении уменьшения плотности вещества приводит к увеличению амплитуды сначала слабой волны, которая превращается в ударную волну, диссипация которой чрезвычайно сильна. Как следует из наблюдений короны Солнца, источника нагрева в ней присутствуют вплоть до расстояний около 5 радиусов Солнца. Слабое затухают волны альвенивського типа, которые прогревают удалены от звезды части короны. Кроме генерации волн конвективные движения приводят к усилению и закручивание магнитного поля, выходящей в корону. При этом развиваются явления, приводящие к выделению энергии магнитного поля ( солнечные вспышки) и нагрев близких к фотосферы областей короны. Скорость истечения вещества зрение типа Солнца составляет около 400 км / с. В зрение, холодных Солнца, конвективные движения интенсивные и корона оказывается мощнее. Потери массы через расширение короны у молодых звезд, сжимаются, типа Т Тельца составляет около 10 ^ {-6} \ Mu_ \ bigodot в год (для Солнца эта величина составляет около 10 ^ {-14} \ Mu_ \ bigodot в год). Скорость истечения в молодых звезд может быть несколько меньше (около 200 км / с).

В звездном ветре происходит гидродинамическое ускорение вещества, при котором энергия теплового движения частиц горячего газа преобразуется в энергию направленного утечки. Влияние радиационного давления, который доминирует в горячих звезд, а также дополнительный нагрев на начальном участке утечки являются факторами, способствующими ускорению. С ростом скорости и величины потока удельная энергия направленного движения v ^ 2/2 достигает удельной энергии хаотического (теплового) движения частиц газа 3 R_0 T / 2 \ mu . Поток достигает так называемой звуковой точки, когда скорость потока v сравнивается со скоростью распространения в нем малых возмущений, т.е. скоростью звука V = \ Sqrt {\ gamma R_0 T / \ mu} ( \ Gamma - показатель адиабаты, 5/3 для одноатомного газа). Для уравнений газодинамики, описывающие характер течения звездного ветра, звуковая точка является особой: переход частиц из области v н в область v> v н накладывает ограничения на параметры потока. Эти ограничения присущи всем газодинамическим потокам. Например, при ускорении потока газа в трубе ( сопли Лаваля) точка, где достигается скорость звука, находится в самом узком месте трубы-сопла. Для звездного ветра в гравитационном поле звезды, как следует из уравнений, звуковая точка находится на расстоянии r_k = G \ mathfrak {M} / 2v ^ 2_k от центра звезды (v = v_k = V н, G - гравитационная постоянная). Как показывают наблюдения, вдали от звезды поток плазмы становится сверхзвуковым. Для перехода от дозвуковой течения (v н) до сверхзвукового (v> v н) требуются особые начальные условия. Только одно значение скорости v 0 = v 0k приводит к достижению скорости звука и дальнейшего роста скорости в потоке, ускоряется. Именно такое течение и реализуется. Объяснить это можно тем, что при v_0 \ ne v_ {0k} переход через скорость звука происходит в условиях нестационарного течения, а возмущения, распространяющиеся от звуковой точки до начальной точки в нестационарном потоке, приводят к тому, что при r = r 0 устанавливается скорость v 0 = v 0k. Это связано с устойчивостью такого режима течения.

Расстояние от звезды до критической точки зависит от температуры короны T_K и массы звезды: r_k = \ frac {G \ mathfrak {M}} {2v ^ 2_k} = 2,5 R_ \ bigodot \ left (\ frac {2 * 10 ^ 6} {T_k} \ right) \ left (\ frac {\ mathfrak { M}} {\ mathfrak {M} _ \ bigodot} \ right)

В звездном ветре зрение с массой, близкой к массы Солнца, критическая точка расположена на расстоянии r_k = (3-5) R_ \ bigodot , В горячих массивных звезд r_k \ approx 100R_ \ bigodot . Далеко от звезды при r \ gg r_k скорость звездного ветра примерно постоянна и плотность вещества ρ в стационарном потоке падает как 1 / r ?. Звездный ветер вытягивает магнитное поле звезды, которое при наличии вращения образует форму слабо закрученной спирали. При этом напряженность поля H ~ 1 / r ?, а его энергия ~ H ? ~ 1 / r ^ 4 , То есть быстро уменьшается и на движение газа обратного влияния не имеет. Когда динамично давление звездного ветра ρV ? уравнивается с давлением межзвездного газа, поток резко тормозится. При этом образуются ударная волна и тонкий уплотненный граничный слой. Сильный звездный ветер может создавать вокруг звезды высокотемпературную зону с небольшим плотностью газа.


Источники

  1. Звездный ветер / / Астрономический энциклопедический словарь / Под общей редакцией И. А. Климишина и А. А. Корсунь. - Львов: ЛНУ-ГАО НАНУ, 2003. - С. 188. - ISBN 966-613-263-X, УДК 52 (031)
п ? в ? р
Заря
Эволюция Звездообразования ? Протозори ? Главная последовательность ? Горизонтальная ветвь ? Асимптотическая ветвь гигантов ? Полоса нестабильности ? Красное сгущение ? Протопланетарного туманность ? Планетарная туманность ? Яркие голубые переменные ? Звезда Вольфа-Райе ? Сверхновая ? Гипернова звезда ? Диаграмма Герцшпрунга-Рассела ? Звездное население
Протозори Молекулярная облако ? Глобула Бока ? Молодые звездные объекты ? Объект Хербига-Аро ? Трек Хаяши ? Трек хэнь ? Орион переменные (звезды типа T Тельца ? Фуоры) ? Ae / Be звезды Хербига
Классификация зрение Субкарлики ? Карлики ( Красный ? Желтый ? Оранжевый ? Голубой) ? Субгиганты ? Гиганты ( Красный гигант ? Голубой гигант ? Белый гигант ? Яркий гигант) ? Сверхгигант (Красный сверхгигант ? Желтый сверхгигант ? Голубой сверхгигант) ? Гипергигант ? Голубые приблуды ? Углеродистая звезда ? Бариевая звезда ? Химически пекулярные звезда ? Ртутно-марганцевой звезда ? Переменные звезды
Звездные остатки Белый карлик ? Черный карлик ? Нейтронная звезда ( Пульсар (радиопульсары ? Рентгеновский пульсар) ? Магнитара (Аномальный рентгеновский пульсар ? Источник мягких повторяющихся гамма-всплесков) ? Черная дыра
"Недозвезды" Коричневый карлик
Строение зрение Звездное ядро ? Конвективная зона ? Лучистая зона ? Фотосфера ? Хромосфера ? Звездная корона ? Звездный ветер ? Пузырь звездного ветра ? Металличность ? Звездное магнитное поле ? Астросейсмология ? Предел Эддингтона
Звездный
нуклеосинтез
s-процесс ? r-процесс ? p-процесс ? rp-процесс ? Альфа-процесс ? Протон-протонный цикл ? Углеродно-азотный цикл ? Тройная гелиевая реакция ? Вспышка гелиевого ядра ? Горение углерода ? Углеродистая детонация ?
Свойства зрение Спектральный класс ? Эффективная температура ? Звездная кинематика ( Собственное движение ? Лучевая скорость) ? Солнечная масса ? Планетная система ? Вращение зрение ? Звездная система ( Двойная звезда ? Кратная звезда) ? Звездная динамика ? Фотометрия ( UBV ? uvbyβ) ? Обозначение зрение ? Видимая звездная величина ( Абсолютная звездная величина)
Списки зрение Список крупнейших звезд ? Список самых ярких звезд ? Ближайшие звезды ? Перечень коричневых карликов ? Хронология звездной астрономии


Сатурн Это незавершенная статья по астрономии.
Вы можете помочь проекту, исправив и дополнив ее.