Зоряний вітер

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук

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[1]:

  • швидкість (V)
  • темп втрати маси ( \dot M ), зазвичай вимірюється у  \Mu_\bigodot (маса Сонця)

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_\bigodot /рік (у масивних зір типу Вольфа-Райє), але у звичайних зір він значно менший; наприклад, у Сонця лише близько 10-14 M_\bigodot/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 резонансних ліній 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 всієї 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, яку 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 приводять до появи гарячих областей у порівняно холодному зоряному вітрі. Втрати маси через зоряний вітер у гарячих зір складають 10^{-6} - 10^{-7} \Mu_\bigodot  на рік.

У зір із низькою температурою поверхні (близько 6000 К) наявність гарячої  10^6 — 5×10^6 К витікаючої корони пов'язано з існуванням в оболонках цих зір конвективних рухів, що 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, що 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 спочатку слабкої 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 корони. Крім генерації хвиль конвективні рухи призводять до посилення і закручування магнітного поля, що виходить у корону. При цьому розвиваються явища, що призводять до виділення енергії магнітного поля (сонячні спалахи) і нагрівання близьких до фотосфери областей корони. Швидкість витікання речовини зір типу Сонця становить близько 400 км/с. У зір, холодніших за Сонце, конвективні рухи інтенсивніші і корона виявляється потужнішою. Втрати маси через розширення корони у молодих зір, що стискаються, типу Т Тельця становить близько  10^{-6} \Mu_\bigodot на рік (для Сонця ця величина становить близько  10^{-14} \Mu_\bigodot 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 домінує у гарячих зір, а також додаткове нагрівання на початковій ділянці витоку є факторами, що сприяють прискоренню. Зі зростанням швидкості і величини потоку питома енергія спрямованого руху v^2/2 досягає питомої енергії хаотичного (теплового) руху часток газу  3 R_0 T/2\mu . Потік сягає так званої звукової точки, коли швидкість потоку v порівняна зі швидкістю поширення в ньому малих збурень, тобто швидкістю звуку V =  \sqrt{\gamma R_0 T/ \mu } ( \gamma показник адіабати, 5/3 для одноатомного газу). Для рівнянь газодинаміки, що описують характер плину зоряного вітру, звукова точка є особливою: перехід частинок з області v < vзв в область 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, знаходиться в найвужчому місці труби-сопла. Для зоряного вітру в гравітаційному полі зорі, як випливає з рівнянь, звукова точка перебуває на відстані  r_k=G \mathfrak{M}/2v^2_k від центра зірки (v = v_k = vзв, G — гравітаційна стала). Як доводять спостереження, в далині від зірки потік плазми стає надзвуковим. Для переходу від дозвукової течії (v < vзв) до надзвукового (v > vзв) потрібні особливі початкові умови. Тільки одне значення швидкості v0=v0k приводить до досягнення швидкості звуку і подальшого зростання швидкості в потоці, що прискорюється. Саме така течія і реалізується. Пояснити це можна тим, що при v_0 \ne v_{0k} перехід через швидкість звуку відбувається в умовах нестаціонарної течії, а збурення, що розповсюджуються від звукової точки до початкової точки в нестаціонарному потоці, призводять до того, що при r=r0 встановлюється швидкість v0=v0k. Це пов'язано зі стійкістю такого режиму течії.

Відстань від зірки до критичної точки залежить від температури корони T_K і маси зірки: r_k = \frac{G\mathfrak{M}}{2v^2_k} = 2,5R_\bigodot   \left(\frac{2*10^6}{T_k}\right)  \left(\frac{\mathfrak{M}}{\mathfrak{M}_\bigodot}\right)

У зоряному вітрі зір із масою, близькою до маси Сонця, критична точка розташована на відстані r_k = (3-5)R_\bigodot, у гарячих масивних зір r_k \approx 100R_\bigodot. Далеко від зірки при r \gg r_k швидкість зоряного вітру приблизно постійна і густина речовини ρ в стаціонарному потоці падає 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/r^4, тобто швидко зменшується і на рух газу зворотного впливу не має. Коли дінамічний тиск зоряного вітру ρV² зрівнюється із тиском міжзоряного газу, потік різко гальмується. При цьому утворюються ударна хвиля і тонкий ущільнений граничний шар. Сильний зоряний вітер може створювати навколо зірки високотемпературну зону з невеликою густиною газу.

Джерела[ред.ред. код]

  1. Зоряний вітер // Астрономічний енциклопедичний словник / За загальною редакцією І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів: ЛНУ—ГАО НАНУ, 2003. — С. 188. — ISBN 966-613-263-X, УДК 52(031)
Сатурн Це незавершена стаття з астрономії.
Ви можете допомогти проекту, виправивши або дописавши її.