Зоряний вітер — постійний «витік» газу із зоряних атмосфер, що виносить зоряну речовину до міжзоряного простору зі швидкостями в сотні або навіть в тисячі км/с.
Найважливіші характеристики зоряного вітру:
- швидкість (V)
- темп втрати маси (), зазвичай вимірюється у (масах Сонця) (M☉).
Зоряний вітер наявний у зір всіх (спектральних класів), але найсильніший він у гарячих масивних зір. Потік речовини, що втрачається світилом у вигляді зоряного вітру, може досягати 10−5 M☉/рік (у масивних (зір типу Вольфа-Райє)), але у звичайних зір він значно менший; наприклад, у (Сонця) лише близько 10−14 M☉/рік, а його швидкість в околиці Землі — близько 400 км/с. Для більшості зір втрата маси через зоряний вітер за весь час їх існування незначна. Зоряний вітер Сонця називається (сонячним вітром).
У гарячих О- та В- зір зоряний вітер було виявлено за (доплерівським) розширенням спектральних ліній в ультрафіолетовій ділянці спектру, у зір типу Вольфа-Райє і Т Тельця — за лініями оптичного діапазону. Зоряний вітер утворює навколо порівняно холодної зірки гарячу корону, подібну до (сонячної корони). Наявність гарячих корон у зір пізніх спектральних класів було передбачено на основі моделі зір з (конвективною оболонкою). Рентгенівський телескоп супутника (HEAO-2) (США, 1978 р.) дозволив виявити корони цих зір за їх (рентгенівським випромінюванням).
У гарячих зір з (ефективною температурою) близько 30 000 (К) причиною витікання є тиск випромінювання, частота якого відповідає частотам потужних спектральних ліній. (Фотони) з частотами, близькими до частот (йонів) (зоряних атмосфер), мають значний перетин взаємодії з речовиною. (Іони) C, N, О та інші поглинають випромінювання зірки на відповідних резонансних частотах. У результаті вони отримують імпульс, спрямований від (зорі). Зіткнення (йонів) швидко розподіляють цей імпульс серед усієї оточуючої речовини, і починається витікання. Речовина зоряного вітру прискорюється до швидкостей приблизно 1 — 2 тис. км/с, але майже не нагрівається, так що температура його має бути близькою до температури (фотосфери). Проте, рентгенівські спостереження гарячих зір показали наявність (випромінювання), тепловий спектр якого відповідає приблизно 5 млн К (ефективної температури). Таку високу температуру зоряного вітру можна пояснити існуванням тонкого гарячого шару поблизу поверхні зірки, що нагрівається механічними хвилями, які виникають у процесі коливань зірки у цілому. Якщо зірка має потужне (магнітне поле), то в її (магнітосфері) можуть розвиватися також різні (магнітогідродинамічні) та кінетичні нестійкості, що призводять до появи гарячих ділянок у порівняно холодному зоряному вітрі. Втрати маси через зоряний вітер у гарячих зір становлять 10−6 — 10−7 M☉ на рік.
У зір із низькою температурою поверхні (близько 6000 К) наявність гарячої (106 — 5×106 К витікаючої [en] пов'язано з існуванням в оболонках цих зір конвективних рухів, які є джерелом хвиль різного типу. Хвилі рухаються до атмосфери зорі і несуть механічну та магнітну енергію. Енергія хвиль, що рухаються назовні, через (дисипацію) перетворюється на тепло. Це підтримує високу температуру корони, яка розширюється. Нагрівання корони тісно пов'язано з (магнітним полем) зірки. За наявності магнітного поля генеруються магнітогідродинамічні хвилі. Поширення хвиль в атмосфері зорі в напрямку зменшення густини речовини призводить до збільшення амплітуди слабкої спочатку хвилі, яка перетворюється на (ударну хвилю), (дисипація) якої надзвичайно сильна. Як випливає зі спостережень (корони Сонця), джерела нагрівання в ній наявні аж до відстаней близько 5 радіусів Сонця. Найслабше загасають хвилі (альвенівського типу), які прогрівають віддалені від зірки частини . Крім генерації хвиль призводять до посилення й закручування (магнітного поля), яке виходить у . При цьому розвиваються явища, що призводять до виділення енергії магнітного поля ((сонячні спалахи)) і нагрівання близьких до (фотосфери) областей . Швидкість витікання речовини зір типу (Сонця) становить близько 400 км/с. У зір, холодніших за Сонце, інтенсивніші й корона виявляється потужнішою. У молодих зір, що стискаються ((типу Т Тельця)), втрата маси шляхом розширення корони становить близько 10−6 M☉ на рік (для Сонця ця величина становить близько 10−14 M☉ на рік). Швидкість витікання у молодих зір може бути дещо меншою (близько 200 км/с).
У зоряному вітрі відбувається гідродинамічне прискорення речовини, під час якого енергія (теплового руху) часток гарячого газу перетворюється на енергію спрямованого витікання. Вплив (радіаційного тиску), який у гарячих зір домінує, а також додаткове нагрівання на початковій ділянці витоку є факторами, що сприяють прискоренню. Зі зростанням швидкості й величини потоку питома енергія спрямованого руху досягає питомої енергії хаотичного (теплового) руху часток газу . Потік сягає так званої звукової точки, коли швидкість потоку v порівняна зі швидкістю поширення в ньому малих збурень, тобто (швидкістю звуку):
, де — (показник адіабати) (5/3 — для одноатомного газу).
Для (рівнянь) (газодинаміки), що описують характер плину зоряного вітру, звукова точка є особливою: зміна швидкості з v < vзв до v > vзв накладає обмеження на параметри потоку. Ці обмеження властиві всім газодинамічним потокам. Наприклад, під час прискорення потоку газу в трубі ((соплі Лаваля)) точка, де досягається швидкість звуку, розташована в найвужчому місці труби-сопла. Для зоряного вітру в гравітаційному полі зорі, як випливає з рівнянь, звукова точка перебуває на відстані від центра зірки (V = = Vзв, G — (гравітаційна стала)). Як доводять спостереження, вдалині від зірки потік плазми стає надзвуковим. Для переходу дозвукової течії (V < Vзв) у надзвукову (V > Vзв) потрібні особливі початкові умови. Тільки одне значення швидкості V0=V0k приводить до досягнення швидкості звуку й подальшого зростання швидкості в потоці, що прискорюється. Саме така течія й реалізується. Пояснити це можна тим, що при перехід через швидкість звуку відбувається в умовах нестаціонарної течії, а збурення, що розповсюджуються в нестаціонарному потоці від звукової точки до початкової, призводять до того, що при r=r0 встановлюється швидкість V0=V0k. Це обумовлено стійкістю такого режиму течії.
Відстань критичної точки від зорі (rk) визначається температурою корони TK і масою зорі:
У зоряному вітрі зір із масою, близькою до (маси Сонця), критична точка розташована на відстані , у гарячих масивних зір . Далеко від зірки при швидкість зоряного вітру приблизно постійна й густина речовини (ρ) у стаціонарному потоці спадає як 1/r². Зоряний вітер видовжує (магнітне поле) зірки, яке, за наявності обертання, утворює форму слабо закрученої спіралі. При цьому напруженість поля H ~ 1/r², а його енергія H² ~ 1/r4, тобто, вона швидко зменшується й на рух газу зворотного впливу не має. Коли динамічний тиск зоряного вітру (ρV²) зрівнюється з тиском міжзоряного газу, потік різко гальмується. При цьому утворюються ударна хвиля й тонкий ущільнений (граничний шар). Потужний зоряний вітер може створювати навколо зірки високотемпературну зону з невеликою густиною газу.
Примітки
- Зоряний вітер // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. (І. А. Климишина) та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 188. — .
Джерела
Паркер Е. [1] / пер. с англ. 1972. — 1965. з джерела 11 березня 2007 (рос.)
Це незавершена стаття з (астрономії). Ви можете проєкту, виправивши або дописавши її. |
Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри, мобільний, телефон, android, ios, apple, мобільний телефон, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Інтернет