江西省第十三届人民代表大会常务委员会公告

На цьому зображенн? показано як зоряний в?тер в?д зор? LL Ор?она генеру? дугопод?бну ударну хвилю (яскрава дуга), коли стика?ться з матер??ю, з котро? склада?ться Туманн?сть Ор?она.

Зоряний в?тер — пост?йний ?вит?к? газу ?з зоряних атмосфер, що виносить зоряну речовину до м?жзоряного простору з? швидкостями в сотн? або нав?ть в тисяч? км/с.

Найважлив?ш? характеристики зоряного в?тру:

• швидк?сть (V)
• темп втрати маси (${\dot {M}}$), зазвичай вим?рю?ться у масах Сонця (M_☉).

Зоряний в?тер наявний у з?р вс?х спектральних клас?в, але найсильн?ший в?н у гарячих масивних з?р. Пот?к речовини, що втрача?ться св?тилом у вигляд? зоряного в?тру, може досягати 10^?5 M_☉/р?к (у масивних з?р типу Вольфа — Ра?), але у звичайних з?р в?н значно менший; наприклад, у Сонця лише близько 10^?14 M_☉/р?к, а його швидк?сть в околиц? Земл? — близько 400 км/с. Для б?льшост? з?р втрата маси через зоряний в?тер за весь час ?х ?снування незначна. Зоряний в?тер Сонця назива?ться сонячним в?тром.

У гарячих з?р спектральних клас?в O та B зоряний в?тер було виявлено за доплер?вським розширенням спектральних л?н?й в ультраф?олетов?й д?лянц? спектра, у з?р типу Вольфа — Ра? ? Т Тельця — за л?н?ями оптичного д?апазону. Зоряний в?тер утворю? навколо пор?вняно холодно? з?рки гарячу корону, под?бну до сонячно? корони. Наявн?сть гарячих корон у з?р п?зн?х спектральних клас?в було передбачено на основ? модел? з?р ?з конвективною оболонкою. Рентген?вський телескоп супутника HEAO-2 (США, 1978) дав змогу виявити корони цих з?р за ?хн?м рентген?вським випром?нюванням.

У гарячих з?р з ефективною температурою близько 30 000 К причиною вит?кання ? тиск випром?нювання, частота якого в?дпов?да? частотам потужних спектральних л?н?й. Фотони з частотами, близькими до частот резонансних л?н?й ?он?в зоряних атмосфер, мають значний перетин вза?мод?? з речовиною. ?они C, N, О та ?нш? поглинають випром?нювання з?рки на в?дпов?дних резонансних частотах. У результат? вони отримують ?мпульс, спрямований в?д зор?. З?ткнення ?он?в швидко розпод?ляють цей ?мпульс серед ус??? оточуючо? речовини, ? почина?ться вит?кання. Речовина зоряного в?тру прискорю?ться до швидкостей приблизно 1—2 тис. км/с, але майже не нагр?ва?ться, тому температура його ма? бути близькою до температури фотосфери. Проте рентген?вськ? спостереження гарячих з?р показали наявн?сть випром?нювання, тепловий спектр якого в?дпов?да? приблизно 5 млн К ефективно? температури. Таку високу температуру зоряного в?тру можна пояснити ?снуванням тонкого гарячого шару поблизу поверхн? з?рки, що нагр?ва?ться механ?чними хвилями, як? виникають у процес? коливань зор? в ц?лому. Якщо зоря ма? потужне магн?тне поле, то в ?? магн?тосфер? можуть розвиватися також р?зн? магн?тог?дродинам?чн? та к?нетичн? нест?йкост?, як? призводять до появи гарячих д?лянок у пор?вняно холодному зоряному в?тр?. Втрати маси через зоряний в?тер у гарячих з?р становлять 10^?6—10^?7 M_☉ на р?к.

У з?р ?з низькою температурою поверхн? (близько 6000 К) наявн?сть гарячо? (10⁶ — 5 × 10⁶ К вит?каючо? корони пов'язано з ?снуванням в оболонках цих з?р конвективних рух?в, як? ? джерелом хвиль р?зного типу. Хвил? рухаються до атмосфери зор? ? несуть механ?чну та магн?тну енерг?ю. Енерг?я хвиль, що рухаються назовн?, через дисипац?ю перетворю?ться на тепло. Це п?дтриму? високу температуру корони, яка розширю?ться. Нагр?вання корони т?сно пов'язано з магн?тним полем з?рки. За наявност? магн?тного поля генеруються магн?тог?дродинам?чн? хвил?. Поширення хвиль в атмосфер? зор? в напрямку зменшення густини речовини призводить до зб?льшення ампл?туди слабко? спочатку хвил?, яка перетворю?ться на ударну хвилю, дисипац?я яко? надзвичайно сильна. Як виплива? з? спостережень корони Сонця, джерела нагр?вання в н?й наявн? аж до в?дстаней близько п'яти рад?ус?в Сонця. Найслабше загасають хвил? альвен?вського типу, як? прогр?вають в?ддален? в?д зор? частини корони. Кр?м генерац?? хвиль конвективн? рухи призводять до посилення й закручування магн?тного поля, яке виходить у корону. При цьому розвиваються явища, що призводять до вид?лення енерг?? магн?тного поля (сонячн? спалахи) ? нагр?вання близьких до фотосфери областей корони. Швидк?сть вит?кання речовини з?р типу Сонця становить близько 400 км/с. У з?р, холодн?ших за Сонце, конвективн? рухи ?нтенсивн?ш? й корона виявля?ться потужн?шою. У молодих з?р, що стискаються (типу Т Тельця), втрата маси шляхом розширення корони становить близько 10^?6 M_☉ на р?к (для Сонця ця величина становить близько 10^?14 M_☉ на р?к). Швидк?сть вит?кання у молодих з?р може бути дещо меншою (близько 200 км/с).

У зоряному в?тр? в?дбува?ться г?дродинам?чне прискорення речовини, п?д час якого енерг?я теплового руху часток гарячого газу перетворю?ться на енерг?ю спрямованого вит?кання. Вплив рад?ац?йного тиску, який у гарячих з?р дом?ну?, а також додаткове нагр?вання на початков?й д?лянц? витоку ? факторами, що сприяють прискоренню. З? зростанням швидкост? й величини потоку питома енерг?я спрямованого руху $v^{2}/2$ досяга? питомо? енерг?? хаотичного (теплового) руху часток газу $3R_{0}T/2\mu$. Пот?к сяга? так звано? звуково? точки, коли швидк?сть потоку v пор?вняна з? швидк?стю поширення в ньому малих збурень, тобто швидк?стю звуку:

$V={\sqrt {\gamma R_{0}T/\mu }}$,

де $\gamma$ — показник ад?абати (5/3 — для одноатомного газу).

Для р?внянь газодинам?ки, що описують характер плину зоряного в?тру, звукова точка ? особливою: зм?на швидкост? з V < Vзв до V > Vзв наклада? обмеження на параметри потоку. Ц? обмеження властив? вс?м газодинам?чним потокам. Наприклад, п?д час прискорення потоку газу в труб? (сопла Лаваля) точка, де досяга?ться швидк?сть звуку, розташована в найвужчому м?сц? труби-сопла. Для зоряного в?тру в грав?тац?йному пол? зор?, як виплива? з р?внянь, звукова точка перебува? на в?дстан? $r_{k}=G{\mathfrak {M}}/2v_{k}^{2}$ в?д центра зор? (V = $v_{k}$ = V_зв, G — грав?тац?йна стала).

Як доводять спостереження, вдалин? в?д зор? пот?к плазми ста? надзвуковим. Для переходу дозвуково? теч?? (V < V_зв) у надзвукову (V > V_зв) потр?бн? особлив? початков? умови. Т?льки одне значення швидкост? V₀ = V_0k приводить до досягнення швидкост? звуку й подальшого зростання швидкост? в потоц?, що прискорю?ться. Саме така теч?я й реал?зу?ться. Пояснити це можна тим, що при $v_{0}\neq v_{0k}$ перех?д через швидк?сть звуку в?дбува?ться в умовах нестац?онарно? теч??, а збурення, що розповсюджуються в нестац?онарному потоц? в?д звуково? точки до початково?, призводять до того, що при r = r₀ встановлю?ться швидк?сть V₀ = V_0k. Це обумовлено ст?йк?стю такого режиму теч??.

В?дстань критично? точки в?д зор? (r_k) визнача?ться температурою корони T_K ? масою зор?:

$r_{k}={\frac {G{\mathfrak {M}}}{2v_{k}^{2}}}=2,5R_{\bigodot }\left({\frac {2*10^{6}}{T_{k}}}\right)\left({\frac {\mathfrak {M}}{{\mathfrak {M}}_{\bigodot }}}\right)$

У зоряному в?тр? з?р ?з масою, близькою до маси Сонця, критична точка розташована на в?дстан? $r_{k}=(3-5)R_{\bigodot }$, у гарячих масивних з?р $r_{k}\approx 100R_{\bigodot }$. Далеко в?д зор? при $r\gg r_{k}$ швидк?сть зоряного в?тру приблизно пост?йна й густина речовини (ρ) у стац?онарному потоц? спада? як 1/r2. Зоряний в?тер видовжу? магн?тне поле зор?, яке, за наявност? обертання, утворю? форму слабо закручено? сп?рал?. При цьому напружен?сть поля H ~ 1/r2, а його енерг?я H2 ~ 1/r⁴, тобто вона швидко зменшу?ться й на рух газу зворотного впливу не ма?. Коли динам?чний тиск зоряного в?тру (ρV2) зр?вню?ться з тиском м?жзоряного газу, пот?к р?зко гальму?ться. При цьому утворюються ударна хвиля й тонкий ущ?льнений граничний шар. Потужний зоряний в?тер може створювати навколо з?рки високотемпературну зону з невеликою густиною газу.

Джерела

• Паркер Е. [1] / пер. с англ. 1972. — 1965. Арх?вовано з джерела 11 березня 2007 (рос.)