Ѕвезден ветер

Ѕвезден ветер — проток на гас исфрлен од горната атмосфера на ѕвезда. Се разликува од двополовите истеци својствени за млади ѕвезди по тоа што е помалку колимиран, иако ѕвездените ветришта начелно не се сферно симетрични.

Ветерот од ѕвездата LL Орион како прави ударен лак (светли) и се судира со материјал од околната маглина Орион.

Различни типови на ѕвезди имаат разни ѕвездени ветришта.

Ѕвездите по главната низа кон крајот од животниот век исфрлаат големи количества материјал во масивни (${\displaystyle \scriptstyle {\dot {M}}>10^{-3}}$ сончеви маси годишно) бавни (v = 10 км/с) вентришта. Такви примери се црвени џинови и суперџинови, како и асимптотската гранка на џинови. Се смета дека овие ветришта настануваат под дејство на зрачен притисок врз прашина која се насобира во горната атмосфера на ѕвездите.^{[1][2][3][4][5][6]}

Младите ѕвезди од типот на T Бик честопати имаат многу моќни ветришта.

Масивните ѕвезди од типовите O и B имаат ѕвездени ветришта со помал степен на масена загуба (${\displaystyle \scriptstyle {\dot {M}}<10^{-6}}$ сончеви маси годишно), но многу големи брзини (v > 1–2.000 км/с). Таквите ветришта се под дејство на зрачен притисок врз резонантните впивни линии на тешките елементи како јаглеродот и азотот.^[7] Овие високоенергетски ѕвездени ветришта прават и растечки меури.

Во планетарната маглина NGC 6565, гасовит облак од ѕвездата по ѕвездени ветришта.^[8]

Ѕвездите од типот G како Сонцето имаат ветер под дејство на нивната врела магнетизирана корона. Во случајот на Сонцето, тоа е Сончевиот ветер. Ваквите ветришта се состојат претежно од високоенергетски електрони и протони (околу 1 keV) кои се способни да се ослободат од гравитацијата на ѕвездата поради високата температура на короната.

Ветриштата од ѕвездите од главната низа немаат силно влијание врз развојот на нискомасените ѕвезди како Сонцето. Сепак, кај помасивните како типот O, загубата на маса кај ѕвездата може да дојде до 50 % кога е во главната низа: ова јасно влијае во подоцнежните фази на развој. Влијанието се забележува и кај ѕвездите со средна маса, кои на крајот од животот стануваат бели џуџиња наместо да избувнат како супернови, што се должи исклучиво на достатниот губиток на маса поради ветриштата.

Поврзано

• Космички зрак
• Космички ветер

Наводи

1. Lamers, Henny J. G. L. M. (1999). Introduction to stellar winds. Cassinelli, Joseph P. Cambridge, U.K.: Cambridge University Press. ISBN 0521593980. OCLC 38738913.
2. „Dust Envelopes“. Stellar Physics. Astrophysical Institute Potsdam. Архивирано од изворникот на 1 October 2016. Посетено на 7 April 2014.
3. Mattsson, L.; Wahlin, R.; Höfner, S. (January 2010). „Dust driven mass loss from carbon stars as a function of stellar parameters“. Astronomy and Astrophysics (англиски). 509: A14. arXiv:1107.1771. doi:10.1051/0004-6361/200912084. ISSN 0004-6361. S2CID 17360256.
4. Höfner, S.; Gautschy–Loidl, R.; Aringer, B.; Jørgensen, U. G. (February 2003). „Dynamic model atmospheres of AGB stars“. Astronomy & Astrophysics (англиски). 399 (2): 589–601. doi:10.1051/0004-6361:20021757. ISSN 0004-6361.
5. Sandin, C.; Höfner, S. (June 2003). „Three-component modeling of C-rich AGB star winds“. Astronomy & Astrophysics (англиски). 404 (3): 789–807. arXiv:astro-ph/0304278. doi:10.1051/0004-6361:20030515. ISSN 0004-6361.
6. Sandin, C.; Höfner, S. (January 2004). „Three-component modeling of C-rich AGB star winds“. Astronomy & Astrophysics (англиски). 413 (3): 789–798. arXiv:astro-ph/0309822. doi:10.1051/0004-6361:20031530. ISSN 0004-6361. S2CID 15641925.
7. Castor, J.; Abbott, D. C.; Klein, R. I. (1975). „Radiation-driven winds in Of stars“. Astrophys. J. 195: 157–174. Bibcode:1975ApJ...195..157C. doi:10.1086/153315.
8. „The long goodbye“. Посетено на 27 July 2015.

Надворешни врски

• Ѕвезден ветер на Ризницата ^?