Hvězdný vítr

Hvězdný vítr

Hvězdný vítr je ustálený proud částic směřující z povrchu hvězdy do mezihvězdného prostředí. Prostřednictvím hvězdného větru může hvězda ztratit podstatnou část své hmotnosti.

Rozeznáváme tři typy hvězdných větrů:

• koronální vítr
• čarami urychlovaný vítr
• prachem urychlovaný vítr

  Koronální vítr

  Koronální vítr se vyskytuje u chladných hvězd hlavní posloupnosti (mezi něž patří i naše Slunce). Tyto hvězdy mají horkou korónu. Velikost tepelné rychlosti nejrychlejších částic koróny převyšuje únikovou rychlost z povrchu hvězdy. Tyto částice unikají z blízkosti hvězdy a vytvářejí hvězdný vítr koronálního typu. Z makroskopického pohledu je koronální hvězdný vítr důsledkem rozpínání horké koróny.

  Tento typ větru pocházející ze Slunce se nazývá sluneční vítr.

  Koronální vítr je možné popsat pomocí stacionárních hydrodynamických rovnic za předpokladu sférické symetrie. Rovnice kontinuity má v tomto případě tvar

  kde je poloměr, radiální rychlost větru a jeho hustota. Integrací je možné získat vztah pro rychlost ztráty hmoty, množství hmoty kterou hvězda ztrácí za jednotku času,

  Se znalostí hustoty a rychlosti větru od hvězdy tedy můžeme určit množství hmoty, kterou hvězda ztrácí za jednotku času. Slunce ztrácí slunečním větrem své hmoty. Rychlost ztráty hmoty koronálním větrem závisí na věku hvězdy, mladé chladné hvězdy tak ztrácejí hmotu až o několik řádů rychleji než Slunce.

  Nejjednodušším modelem koronálního hvězdného větru je tzv. Parkerův model hvězdného větru. Pokud předpokládáme, že hvězdný vítr je izotermický, pak za předpokladu sférické symetrie je možné pohybovou rovnici hvězdného větru zapsat jako

  kde je izotermická rychlost zvuku, je gravitační konstanta a hmotnost hvězdy. Členy na pravé straně představují gradient tlaku plynu, který vede k expanzi větru a gravitační zrychlení. S užitím rovnice kontinuity můžeme tuto rovnici přepsat jako

  Vidíme, že hvězdný vítr dosahuje rychlosti zvuku v bodě, kde rychlost zvuku rovna polovině únikové rychlosti,

  Koronální hvězdný vítr je tedy možný pouze v oblastech, kde je rychlost zvuku srovnatelná s únikovou rychlostí, tedy v koróně hvězd.

  Čarami urychlovaný vítr

  Mnohé horké hvězdy jsou natolik zářivé, že velikost zářivé síly způsobená absorpcí záření v čarách těžších prvků je vyšší než velikost síly gravitační. Látka povrchových vrstev hvězd je působením zářivé síly urychlována na rychlosti vyšší než je úniková rychlost a opouští hvězdu. Pro urychlování hvězdného větru horkých hvězd jsou podstatné zejména těžší prvky, například železo, uhlík, dusík, a kyslík.

  Prachem urychlovaný vítr

  Chladní obři a veleobři produkují hvězdný vítr v důsledku hvězdných pulzací a absorpce záření na prachových částicích. Pulzacemi se látka povrchových vrstev dostává do poměrně velkých vzdáleností od hvězdy. V těchto oblastech je teplota látky natolik nízká, že v ní může docházet ke kondenzaci prachových částic. Tyto částice jsou schopny natolik efektivně pohlcovat záření hvězdy, že zářivá síla vzniklá v důsledku této absorpce je schopna vznést tyto částice z povrchu hvězdy do mezihvězdného prostředí.

Mezihvězdné prostředí

Mezihvězdné prostředí se nazývá prostor a hmota, které se nacházejí mezi hvězdami v naší galaxii. Počítá se k němu jak mezihvězdná hmota, tak elektromagnetické záření a galaktické magnetické pole.

Mezihvězdnou hmotu tvoří neutrální a ionizovaný plyn, dále prach. Má důležitou roli v astrofyzice, z mezihvězdné hmoty vznikají nové hvězdy a kterou hvězdný vítr a supernovy zas vrací do mezihvězdného prostředí. Je příčinou mezihvězdné absorpce světla.