Звездный ветер

Звездный ветер — это поток газа, выбрасываемый из слоев атмосферы звезды верхних . Он отличается от биполярных потоков, характерных для молодых звезд, тем, что он менее коллимирован , хотя звездные ветры обычно не являются сферически симметричными.

Разные типы звезд имеют разные типы звездных ветров.

пост -главной последовательности, Звезды приближающиеся к концу своей жизни, часто выбрасывают большие количества массы в виде массивных ( $\scriptstyle {\dot {M}}>10^{-3}$ солнечных масс в год), медленные (v = 10 км/с) ветры. К ним относятся красные гиганты и сверхгиганты , а также асимптотические звезды ветви гигантов. Предполагается, что эти ветры вызваны радиационным давлением на пыль, конденсирующуюся в верхних слоях атмосферы звезд. ^[1]^[2]^[3]^[4]^[5]^[6]

Молодые звезды Т Тельца часто имеют очень мощные звездные ветры. ^{[ нужна ссылка ]}

Массивные звезды типов O и B имеют звездные ветры с меньшими темпами потери массы ( $\scriptstyle {\dot {M}}<10^{-6}$ солнечных масс в год), но очень высокие скорости (v > 1–2000 км/с). Такие ветры вызываются радиационным давлением на линии резонансного поглощения тяжелых элементов, таких как углерод и азот. ^[7] Эти высокоэнергетические звездные ветры надувают пузыри звездного ветра .

Звезды G-типа, такие как Солнце, имеют ветер, вызванный горячей намагниченной короной . Ветер Солнца называют солнечным ветром . высокой энергии из электронов и протонов (около 1 кэВ ), которые способны покинуть гравитацию звезды из-за высокой температуры короны Эти ветры состоят в основном .

Звездные ветры от звезд главной последовательности не оказывают сильного влияния на эволюцию звезд меньшей массы, таких как Солнце. Однако для более массивных звезд, таких как звезды О, потеря массы может привести к тому, что звезда потеряет до 50% своей массы на главной последовательности: это явно оказывает существенное влияние на более поздние стадии эволюции. станут белыми карликами Это влияние можно увидеть даже для звезд промежуточной массы, которые в конце своей жизни , а не взорвутся как сверхновые только потому, что они потеряли достаточно массы в своих ветрах. ^{[ нужна ссылка ]}

См. также

Ссылки

^ Ламерс, Хенни JGLM (1999). Знакомство со звездными ветрами . Кассинелли, Джозеф П. Кембридж, Великобритания: Издательство Кембриджского университета. ISBN 0521593980 . OCLC 38738913 .
^ «Пылевые конверты» . Звездная физика . Астрофизический институт Потсдама. Архивировано из оригинала 1 октября 2016 года . Проверено 7 апреля 2014 г.
^ Мэттссон, Л.; Валин, Р.; Хёфнер, С. (январь 2010 г.). «Потеря массы углеродных звезд, вызванная пылью, как функция звездных параметров». Астрономия и астрофизика . 509 : А14. arXiv : 1107.1771 . дои : 10.1051/0004-6361/200912084 . ISSN 0004-6361 . S2CID 17360256 .
^ Хёфнер, С.; Гаутши-Лойдл, Р.; Арингер, Б.; Йоргенсен, Ю.Г. (февраль 2003 г.). «Динамические модели атмосфер звезд AGB» . Астрономия и астрофизика . 399 (2): 589–601. дои : 10.1051/0004-6361:20021757 . ISSN 0004-6361 .
^ Сандин, К.; Хёфнер, С. (июнь 2003 г.). «Трехкомпонентное моделирование звездных ветров AGB с высоким содержанием C» . Астрономия и астрофизика . 404 (3): 789–807. arXiv : astro-ph/0304278 . дои : 10.1051/0004-6361:20030515 . ISSN 0004-6361 .
^ Сандин, К.; Хёфнер, С. (январь 2004 г.). «Трехкомпонентное моделирование звездных ветров AGB с высоким содержанием C». Астрономия и астрофизика . 413 (3): 789–798. arXiv : astro-ph/0309822 . дои : 10.1051/0004-6361:20031530 . ISSN 0004-6361 . S2CID 15641925 .
^ Кастор, Дж.; Эбботт, округ Колумбия; Кляйн, Род-Айленд (1975). «Радиационные ветры в Звездах». Астрофиз. Дж . 195 : 157–174. Бибкод : 1975ApJ...195..157C . дои : 10.1086/153315 .
^ «Долгое прощание» . Проверено 27 июля 2015 г.

Внешние ссылки

[1] Ламерс, Хенни JGLM (1999). Знакомство со звездными ветрами . Кассинелли, Джозеф П. Кембридж, Великобритания: Издательство Кембриджского университета. ISBN 0521593980 . OCLC 38738913 .

[2] «Пылевые конверты» . Звездная физика . Астрофизический институт Потсдама. Архивировано из оригинала 1 октября 2016 года . Проверено 7 апреля 2014 г.

[3] Мэттссон, Л.; Валин, Р.; Хёфнер, С. (январь 2010 г.). «Потеря массы углеродных звезд, вызванная пылью, как функция звездных параметров». Астрономия и астрофизика . 509 : А14. arXiv : 1107.1771 . дои : 10.1051/0004-6361/200912084 . ISSN 0004-6361 . S2CID 17360256 .

[4] Хёфнер, С.; Гаутши-Лойдл, Р.; Арингер, Б.; Йоргенсен, Ю.Г. (февраль 2003 г.). «Динамические модели атмосфер звезд AGB» . Астрономия и астрофизика . 399 (2): 589–601. дои : 10.1051/0004-6361:20021757 . ISSN 0004-6361 .

[5] Сандин, К.; Хёфнер, С. (июнь 2003 г.). «Трехкомпонентное моделирование звездных ветров AGB с высоким содержанием C» . Астрономия и астрофизика . 404 (3): 789–807. arXiv : astro-ph/0304278 . дои : 10.1051/0004-6361:20030515 . ISSN 0004-6361 .

[6] Сандин, К.; Хёфнер, С. (январь 2004 г.). «Трехкомпонентное моделирование звездных ветров AGB с высоким содержанием C». Астрономия и астрофизика . 413 (3): 789–798. arXiv : astro-ph/0309822 . дои : 10.1051/0004-6361:20031530 . ISSN 0004-6361 . S2CID 15641925 .

[7] Кастор, Дж.; Эбботт, округ Колумбия; Кляйн, Род-Айленд (1975). «Радиационные ветры в Звездах». Астрофиз. Дж . 195 : 157–174. Бибкод : 1975ApJ...195..157C . дои : 10.1086/153315 .

[8] «Долгое прощание» . Проверено 27 июля 2015 г.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]