Wiatr gwiazdowy

wiatr słoneczny

Wiatr gwiazdowy jest to strumień cząstek materii z zewnętrznych warstw atmosfery gwiazdy. Intensywny wiatr gwiazdowy może doprowadzić do znacznej utraty masy przez gwiazdę w trakcie jej ewolucji. Zjawisko to jest wywołane przez ciśnienie promieniowania emitowanego przez gwiazdę (por jasność Eddingtona) oraz przez zjawiska magnetyczne zachodzące w jej atmosferze.

Odmienne rodzaje wiatru spotykamy w różnych typach gwiazd. Najsilniejsze wiatry, o tempie utraty masy przez gwiazdę przekraczającym nawet 0,001 masy Słońca na rok, występują na etapie formowania się gwiazdy, a także w końcowych stadiach ewolucji gwiazd, na gałęzi olbrzymów. Wiatry takie są powolne, o prędkościach rzędu dziesiątek km/s, powstają zaś w wyniku działania ciśnienia promieniowania na pył tworzony w stosunkowo chłodnej i rozdętej atmosferze gwiazdy. Przykładem młodej gwiazdy o silnym wietrze gwiazdowym jest T Tauri, natomiast gwiazdy zaawansowanej ewolucyjnie – Gwiazda Wolfa-Rayeta.

W przypadku gwiazdy typu G (takiej jak Słońce), wiatr jest wynikiem dyssypacji pola magnetycznego w górnych warstwach atmosfery, co prowadzi do powstania korony słonecznej oraz wiatru słonecznego. Prędkości takiego wiatru osiągają wartości kilkaset km/s, zaś wypływ masy jest stosunkowo niewielki.

Młode gwiazdy ciągu głównego typu O i B charakteryzują się dość intensywnymi oraz szybkimi wiatrami (prędkości powyżej tysiąca km/s) wywołanymi ciśnieniem promieniowania. Tempo wypływu wynosi poniżej 0,000001 masy Słońca na rok.

Gwiazda (zwłaszcza masywna) w trakcie swojej ewolucji może utracić ponad połowę swojej masy.

Dodaj komentarz

Twój adres email nie zostanie opublikowany. Pola, których wypełnienie jest wymagane, są oznaczone symbolem *