Ventus stellaris

Ventus stellae LL Orionis, cum is et materies circumiecta collidant, undam prorae (quae ut arcus luminosus patescit) gignit.

Ventus stellaris est fluxus gasium ex atmosphaera superiori stellae(d) eiectus, cuius ventus solaris est casus particularis. Distinguitur ab effluxu bipolari(d), peculiari stellarum iuvenium, ob minorem collimationem(d) et absentiam symmetriae sphaericae. Dissimiles classes stellarum dissimilia genera ventorum stellarium proferunt.

Stellae quae seriem principalem transgrediuntur et suam finem appropinquant saepe magnam massam (> 10−3 M☉ per annum) formā lenti venti stellaris (~10 km/s) eiiciunt. Giganteae(d) supergiganteaeque rubrae(d) et ramus asymptoticus stellarum gigantearum(d) in hanc classem includuntur. Ut intellegitur, pressio radiationis(d), contra pulverem cosmicum(d) pellens, qui in atmosphaera superiori siderum condensat, tales ventos stellares agit.[1][2][3][4][5][6]

Stellae iuvenes classe T Tauri(d) ventos validissimos proferre solent.

Stellae graves classe spectrali O(d) et B(d) ventos stellares gignunt qui paucam massam (< 10−6 M☉ per annum) sed altissimis velocitatibus (v > 1-2000 km/s) dissipant. Pressio radiationis per lineas absorptionis resonantes(d) elementorum gravium (sicut carbonis et nitrogenii) tales ventos impellit.[7] Hi patescere solent ut bullae venti stellaris(d).

Apud nebulam planetariam NGC 6565, ob fortes ventos stellares, aliqua nubes gasorum e stella eiicitur.[8]

Venti pumilionum flavarum, sicut Solis, earum calidis coronis(d) magneticis excitantur. Tales venti ex particulis subatimicis altis energiis (circiter 1 keV) maxime constant (i.e. electrones protonesque), quae, propter altam temperaturam coronae, gravitatem stellae effugere possunt.

Ventus stellarum seriei principalis massis inferioribus, ut Solis, earum evolutionem(d) haud magnopere afficit. Attamen, apud stellas seriei principalis classe O, ventus stellaris massam usque ad dimidiam partem abigere potest: hoc claros effectus in eorum tardam evolutionem adducit. Hi effectūs etiam apud stellas massis intermediis notari possunt, et propterea tales stellae, morientes, cum massam sufficientem per ventum stellarem perdiderint, pro supernovis fieri possunt pumiliones albae.

Notae

  1. ↑ Lamers, Henny J. G. L. M. (1999). Introduction to stellar winds. Cassinelli, Joseph P.. Cantabrigiae: Cambridge University Press. ISBN 0521593980 
  2. ↑ "Dust Envelopes". Stellar Physics. Astrophysical Institute Potsdam 
  3. ↑ Mattsson, L.; Wahlin, R.; Höfner, S. (Ianuarii 2010). "Dust driven mass loss from carbon stars as a function of stellar parameters". Astronomy and Astrophysics 509: A14. arXiv:1107.1771 
  4. ↑ Höfner, S.; Gautschy–Loidl, R.; Aringer, B.; Jørgensen, U. G. (Februarii 2003). "Dynamic model atmospheres of AGB stars". Astronomy & Astrophysics 399 (2): 589–601 
  5. ↑ Sandin, C.; Höfner, S. (Iunii 2003). "Three-component modeling of C-rich AGB star winds". Astronomy & Astrophysics 404 (3): 789–807. arXiv:astro-ph/0304278 
  6. ↑ Sandin, C.; Höfner, S. (Ianuarii 2004). "Three-component modeling of C-rich AGB star winds". Astronomy & Astrophysics 413 (3): 789–798. arXiv:astro-ph/0309822 
  7. ↑ Castor, J.; Abbott, D. C.; Klein, R. I. (1975). "Radiation-driven winds in Of stars". Astrophys. J. 195: 157–174 
  8. ↑ "The long goodbye" 

Nexus interni

Nexus externi

Vicimedia Communia plura habent quae ad ventos stellares spectant.