Зоряний вітер

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.

Зоряний вітер — постійний «витік» газу із зоряних атмосфер, що відносить речовину зірок в міжзоряний простір з швидкостями в сотні або навіть в тисячі км/с. Зоряний вітер має місце у зірок всіх спектральних класів, але найбільш сильним він є у гарячих масивних зірок. Потік речовини, що втрачається світилом у вигляді зоряного вітру, може досягати 10-5 M_\bigodot /год (у масивних зірок типу Вольфа-райе), але у нормальних зірок він значно менший; наприклад, у Сонця він всього біля 10-14 M_\bigodot/год, а його швидкість в околиці Землі близько 400 км/с. Для більшості зірок втрата маси через зоряний вітер за весь час їх існування незначна. Зоряний вітер, спостережуваний у Сонця, називається сонячним вітром.

Зоряний вітер аналогічний сонячному вітрові. У гарячих О- і В- зірок зоряний вітер був виявлений за доплерівським розширенням спектральних ліній (див. Доплера ефект) в ультрафіолетовій области спектру, у зірок типу Вольфа-Райе і Т Тельця — по лініях оптичного діапазону. Зоряний вітер утворює навколо відносно холодної зірки гарячу корону, подібну до сонячної корони. Існування в зірок пізніх спектральних класів гарячих корон було передбачено на основі моделі зірок з конвективной оболонкою. Рентгенівський телескоп супутника НЕАО-В (США, 1978 р.) дозволив знайти корони цих зірок по їхньому рентгенівському випромінюванню.

У гарячих зірок з ефективною температурою приблизно 30000 °К причиною витікання є тиск випромінювання, частота якого відповідає частотам сильних спектральних ліній. Фотони з частотами, близькими до частот резонансних ліній йонів зоряних атмосфер, володіють значним перетином взаємодії з речовиною. Йони C, N, О та інші поглинають випромінювання зірки на відповідних резонансних частотах. У результаті вони здобувають імпульс, спрямований від зірки. Зіткнення йонів швидко розподіляють спрямований імпульс по всій речовині, і починається витікання. Речовина зоряного вітру прискорюється до швидкостей приблизно 1 — 2 тис. км/з, але майже не нагрівається, так що температура його повинна бути близькою до температури фотосфери. Проте, рентгенівські спостереження гарячих зірок показали наявність випромінювання, тепловий спектр котрого відповідає приблизно 5 млн °К ефективної температури. Настільки високу температуру зоряного вітру можна пояснити існуванням тонкого гарячого шару поблизу поверхні зірки, що нагрівається механічними хвилями, що виникають у процесі коливань зірки як цілого. Якщо зірка володіє сильним магнітним полем, 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 зірок складають 10^{-6} - 10^{-7} \Mu_\bigodot за рік.

У зірок з низькою поверхневю температурою (6000 °К) наявність гарячої 106 — 5·106 °К витікаючої корони пов'язано з існуванням в оболонках цих зірок конвективнтх рухів, що є джерелом хвиль різного типу. Хвилі виходять в атмосферу зірки і переносять механічну і магнітну енергії. Через дисипацію енергія хвиль, що назовні рухаються, переходить у теплоту. Це підтримує високу температуру корони, що розширюється. Нагрівання корони тісно зв'язаний з магнітним полем зірки. При наявності магнітного поля генеруються магнітогідродинамічні хвилі. Поширення хвиль по атмосфері зірки в напрямку зменшення густини речовини приводить до росту амплітуди спочатку слабкої хвилі, він перетворюється в ударну хвилю, для котрої дисипація особливо сильна. Як випливає зі спостережень за короною Сонця, джерела нагрівання в ній маються аж до відстаней бл. 5 радіусів Сонця. Найслабше загасають хвилі альвеновського типу, які прогрівають віддалені від зірки області корони. Крім генерації хвиль конвективні рухи приводять до посилення і закручування магнітного поля, що виходить у корону. При цьому розвиваються явища, що приводять до виділення енергії магнітного поля (сонячні спалахи) і нагріванню близьких до фотосфери областей корони. Швидкості витікання речовини в зірок типу Сонця складають 400 км/с. У зірок холодніших за Сонце конвективні рухи більш інтенсивні і корона виявляється більш потужньою. Втрати маси через розширення корони в молодих стискальних зірок типу Т Тельця складають у рік бл. 10^{-6} \Mu_\bigodot (ця величина для Сонця дорівнює бл. 10^{-14} \Mu_\bigodot в рік). Швидкості витікання в молодих зірок можуть бути трохи меншими (бл. 200 км/с).

У зоряному вітрі відбувається гідродинамічне прискорення речовини, при якому енергія теплового руху часток гарячого газу перетворюється в енергію спрямованого витікання. Вплив радіаційного тиску, який домінує в гарячих зірок, а також додаткове нагрівання на початковій ділянці витоку являються факторами, що сприяють прискоренню. В міру росту швидкості і потоку питома енергія спрямованого руху v2/2 стає порядку питомої енергії хаотичного (теплового) руху часток газу 3R0T / 2μ . При цьому потік досягає так-званої звукової крапки, у якій швидкість потоку v порівнюється зі швидкістю поширення в ньому малих збурювань, тобто швидкістю звуку V = \sqrt{\gamma R_0 T/ \mu } (γ — показник адіабати, рівний 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, при прискоренні потоку газу в трубі (соплі Лаваля) точка, де досягається швидкість звуку, знаходиться в найвузькішому перетині труби-сопла. Для зоряного вітру в гравітаційному полі зірки, як випливає з рівнянь, звукова точка знаходиться на відстані від центра зірки r_k=G \mathfrak{M}/2v^2_k(v = vk = vзв, G — гравітаційна стала). Як показують спостереження, далеко 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 ця течія реалізується насправді. 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 по нестаціонарному потоку, приводять до того, що при r=r0 встановлюється швидкість v0=v0k. Це пов'язано із стійкістю даного режиму течії.

Відстань від зірки до критичнї крапки залежить від температури корони TK 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 у зірок з масою, близькою до маси Сонця, критична точка розташована на відстані r_k = (3-5)R_\bigodot, у гарячих масивних зірок r_k \approx 100R_\bigodot. Далеко від зірки при r \gg r_k швидкість зоряного вітру приблизно постійна і щільність речовини ρ в стаціонарному потоці падає ~ 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 швидко зменшується і зворотного впливу на рух газу не робить. Коли дінамічний тиск зоряного вітру ρV² зрівнюється з 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 щільністю газу.

[ред.] Джерела


Сатурн Це незавершена стаття з астрономії.
Ви можете допомогти проекту, виправивши або дописавши її.
Іншими мовами