Звездный ветер - Stellar wind

Эта статья о газе, выброшенном из атмосферы звезд. Для использования в других целях см. Звездный ветер (значения).
На этом изображении показан ветер от звезды LL Ориона, генерирующий ударная волна (яркая дуга) при столкновении с окружающим материалом Туманность Ориона.

А звездный ветер поток газа, выброшенный из верхняя атмосфера из звезда. Он отличается от биполярные оттоки характеристика молодых звезд тем, что коллимированный, хотя звездные ветры обычно не являются сферически симметричными.

Другой типы звезд имеют разные типы звездных ветров.

Почтовый-главная последовательность звезды приближаются к концу своей жизни, часто выбрасывая большие количества массы в массивные ( массы Солнца в год), медленные (v = 10 км / с) ветры. К ним относятся красные гиганты и сверхгиганты, и асимптотическая ветвь гигантов звезды. Считается, что эти ветры вызваны радиационное давление на пыль конденсируется в верхних слоях атмосферы звезд.[1][2][3][4][5][6]

Молодой Звезды Т Тельца часто бывают очень мощные звездные ветры.[нужна цитата ]

Массивные звезды типы О и B имеют звездные ветры с более низкой скоростью потери массы ( массы Солнца в год), но с очень высокими скоростями (v> 1–2000 км / с). Такие ветры вызываются давлением излучения на линиях резонансного поглощения тяжелых элементов, таких как углерод и азот.[7] Эти высокоэнергетические звездные ветры дуют Звездные пузыри ветра.

В планетарная туманность NGC 6565, облако газа было выброшено из звезды после сильного звездного ветра.[8]

Звезды G-типа словно Земли солнце их горячий, намагниченный корона. Солнечный ветер называется Солнечный ветер. Эти ветры состоят в основном из высокоэнергетических электроны и протоны (около 1 кэВ ), которые способны уйти от звездного сила тяжести из-за высокого температура из корона.

Звездные ветры от звезд главной последовательности не сильно влияют на эволюцию звезд с меньшей массой, таких как Солнце. Однако для более массивных звезд, таких как O-звезды, потеря массы может привести к тому, что звезда теряет до 50% своей массы на главной последовательности: это явно оказывает значительное влияние на более поздние стадии эволюции. Влияние можно увидеть даже для звезд средней массы, которые станут белые карлики в конце своей жизни, а не взорваться, как сверхновые только потому, что они потеряли достаточно массы из-за ветра.[нужна цитата ]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ 1941-, Ламерс, Хенни Дж. Г. Л. М. (1999). Знакомство со звездными ветрами. Кассинелли, Джозеф П. Кембридж, Великобритания: Издательство Кембриджского университета. ISBN  0521593980. OCLC  38738913.CS1 maint: числовые имена: список авторов (ссылка на сайт)
  2. ^ "Пылевые конверты". Звездная физика. Потсдамский астрофизический институт. Получено 7 апреля 2014.
  3. ^ Mattsson, L .; Wahlin, R .; Хёфнер, С. (январь 2010 г.). «Пылевая потеря массы углеродных звезд как функция звездных параметров». Астрономия и астрофизика. 509: A14. arXiv:1107.1771. Дои:10.1051/0004-6361/200912084. ISSN  0004-6361.
  4. ^ Höfner, S .; Gautschy – Loidl, R .; Aringer, B .; Йоргенсен, У. Г. (февраль 2003 г.). «Динамическая модель атмосферы звезд AGB». Астрономия и астрофизика. 399 (2): 589–601. Дои:10.1051/0004-6361:20021757. ISSN  0004-6361.
  5. ^ Sandin, C .; Хёфнер, С. (июнь 2003 г.). «Трехкомпонентное моделирование звездных ветров C-rich AGB». Астрономия и астрофизика. 404 (3): 789–807. Дои:10.1051/0004-6361:20030515. ISSN  0004-6361.
  6. ^ Sandin, C .; Хёфнер, С. (январь 2004 г.). «Трехкомпонентное моделирование звездных ветров C-rich AGB». Астрономия и астрофизика. 413 (3): 789–798. arXiv:astro-ph / 0309822. Дои:10.1051/0004-6361:20031530. ISSN  0004-6361.
  7. ^ Castor, J .; Abbott, D.C .; Кляйн, Р.И. (1975). "Радиационные ветры в Звездах". Astrophys. J. 195: 157–174. Bibcode:1975ApJ ... 195..157C. Дои:10.1086/153315.
  8. ^ "Долгое прощание". Получено 27 июля 2015.

внешняя ссылка