Hvězdný 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 zapředpokladu sférické symetrie. Rovnice kontinuity má v tomto případě tvar

${\displaystyle {\frac {\text{d}}{{\text{d}}r}}\left(r^{2}\rho v\right)=0,}$

kde ${\displaystyle r}$ je poloměr, ${\displaystyle v}$ radiální rychlost větru a ${\displaystyle \rho }$ jeho hustota. Integracíje možné získat vztah pro rychlost ztráty hmoty, množství hmoty kterou hvězdaztrácí za jednotku času,

${\displaystyle {\dot {M}}=4\pi r^{2}\rho v.}$

Se znalostí hustoty a rychlosti větru od hvězdy tedy můžeme určit množstvíhmoty, kterou hvězda ztrácí za jednotku času. Slunce ztrácí slunečním větrem${\displaystyle 2\times 10^{-14}\,M_{\odot }/{\text{rok}}}$ své hmoty. Rychlost ztráty hmotykoronálním větrem závisí na věku hvězdy, mladé chladné hvězdy tak ztrácejí hmotuaž 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

${\displaystyle v{\frac {{\text{d}}v}{{\text{d}}r}}=-{\frac {a^{2}}{\rho }}{\frac {{\text{d}}\rho }{{\text{d}}r}}-{\frac {GM}{r^{2}}},}$

kde ${\displaystyle a}$ je izotermická rychlost zvuku, ${\displaystyle G}$ je gravitační konstanta a ${\displaystyle M}$ 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

${\displaystyle v{\frac {{\text{d}}v}{{\text{d}}r}}(1-{\frac {a^{2}}{v^{2}}})={\frac {2a^{2}}{r}}-{\frac {GM}{r^{2}}}.}$

Vidíme, že hvězdný vítr dosahuje rychlosti zvuku ${\displaystyle v=a}$ v bodě, kde rychlost zvuku rovna polovině únikové rychlosti,

${\displaystyle a={\sqrt {\frac {GM}{2r}}}.}$

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

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

Chladní obři a veleobři produkují hvězdný vítr v důsledku hvězdných pulzací a absorpce záření naprachových částicích. Pulzacemi se látkapovrchových vrstev dostává do poměrně velkých vzdáleností od hvězdy. V těchtooblastech je teplota látky natolik nízká, že v ní může docházet kekondenzaci prachových částic. Tyto částice jsou schopny natolik efektivněpohlcovat záření hvězdy, že zářivá síla vzniklá v důsledku této absorpce jeschopna vznést tyto částice z povrchu hvězdy do mezihvězdného prostředí.

• Galaktický vítr
• Sluneční vítr

• Obrázky, zvuky či videa k tématu hvězdný vítr na Wikimedia Commons

• Parker, E. N.: Dynamics of the Interplanetary Gas and Magnetic Fields, 1958, Astrophysical Journal, 128, 664