| http://dbpedia.org/ontology/abstract
|
Sternwind ist ein kontinuierlicher Strom v … Sternwind ist ein kontinuierlicher Strom von Materie, der von der Oberfläche von Sternen ausgeht. Die Windgeschwindigkeiten betragen je nach Sterntyp zwischen einigen zehn und mehreren 1000 km/s, die beobachteten Massenverlustraten reichen von bis Sonnenmassen pro Jahr. Sternwinde sind ein elektrisch leitfähiges Plasma und wechselwirken deshalb entsprechend mit Magnetfeldern. Sie können das Magnetfeld des Sterns weit nach außen tragen und interstellare Materie sowie kosmische Strahlung aus der näheren Umgebung des Sterns fernhalten. Dabei gebildete blasenförmige Strukturen um den Stern werden Astrosphären genannt, im Fall massereicher Sterne auch stellar wind bubbles (englisch für „Sternwind-Blasen“). Der Sternwind der Sonne ist der Sonnenwind, ihre Astrosphäre die Heliosphäre.nenwind, ihre Astrosphäre die Heliosphäre.
, Зоряний вітер — постійний «витік» газу із … Зоряний вітер — постійний «витік» газу із зоряних атмосфер, що виносить зоряну речовину до міжзоряного простору зі швидкостями в сотні або навіть в тисячі км/с. Найважливіші характеристики зоряного вітру:
* швидкість (V)
* темп втрати маси, зазвичай вимірюється у масах Сонця (M☉). Зоряний вітер наявний у зір всіх спектральних класів, але найсильніший він у гарячих масивних зір. Потік речовини, що втрачається світилом у вигляді зоряного вітру, може досягати 10−5 M☉/рік (у масивних зір типу Вольфа-Райє), але у звичайних зір він значно менший; наприклад, у Сонця лише близько 10−14 M☉/рік, а його швидкість в околиці Землі — близько 400 км/с. Для більшості зір втрата маси через зоряний вітер за весь час їх існування незначна. Зоряний вітер Сонця називається сонячним вітром. У гарячих О- та В- зір зоряний вітер було виявлено за доплерівським розширенням спектральних ліній в ультрафіолетовій ділянці спектру, у зір типу Вольфа-Райє і Т Тельця — за лініями оптичного діапазону. Зоряний вітер утворює навколо порівняно холодної зірки гарячу корону, подібну до сонячної корони. Наявність гарячих корон у зір пізніх спектральних класів було передбачено на основі моделі зір з конвективною оболонкою. Рентгенівський телескоп супутника (США, 1978 р.) дозволив виявити корони цих зір за їх рентгенівським випромінюванням. У гарячих зір з ефективною температурою близько 30 000 К причиною витікання є тиск випромінювання, частота якого відповідає частотам потужних спектральних ліній. Фотони з частотами, близькими до частот йонів зоряних атмосфер, мають значний перетин взаємодії з речовиною. Іони C, N, О та інші поглинають випромінювання зірки на відповідних резонансних частотах. У результаті вони отримують імпульс, спрямований від зорі. Зіткнення йонів швидко розподіляють цей імпульс серед усієї оточуючої речовини, і починається витікання. Речовина зоряного вітру прискорюється до швидкостей приблизно 1 — 2 тис. км/с, але майже не нагрівається, так що температура його має бути близькою до температури фотосфери. Проте, рентгенівські спостереження гарячих зір показали наявність випромінювання, тепловий спектр якого відповідає приблизно 5 млн К ефективної температури. Таку високу температуру зоряного вітру можна пояснити існуванням тонкого гарячого шару поблизу поверхні зірки, що нагрівається механічними хвилями, які виникають у процесі коливань зірки у цілому. Якщо зірка має потужне магнітне поле, то в її магнітосфері можуть розвиватися також різні магнітогідродинамічні та кінетичні нестійкості, що призводять до появи гарячих ділянок у порівняно холодному зоряному вітрі. Втрати маси через зоряний вітер у гарячих зір становлять 10−6 — 10−7 M☉ на рік. У зір із низькою температурою поверхні (близько 6000 К) наявність гарячої (106 — 5×106 К витікаючої пов'язано з існуванням в оболонках цих зір конвективних рухів, які є джерелом хвиль різного типу. Хвилі рухаються до атмосфери зорі і несуть механічну та магнітну енергію. Енергія хвиль, що рухаються назовні, через дисипацію перетворюється на тепло. Це підтримує високу температуру корони, яка розширюється. Нагрівання корони тісно пов'язано з магнітним полем зірки. За наявності магнітного поля генеруються магнітогідродинамічні хвилі. Поширення хвиль в атмосфері зорі в напрямку зменшення густини речовини призводить до збільшення амплітуди слабкої спочатку хвилі, яка перетворюється на ударну хвилю, дисипація якої надзвичайно сильна. Як випливає зі спостережень корони Сонця, джерела нагрівання в ній наявні аж до відстаней близько 5 радіусів Сонця. Найслабше загасають хвилі альвенівського типу, які прогрівають віддалені від зірки частини . Крім генерації хвиль призводять до посилення й закручування магнітного поля, яке виходить у . При цьому розвиваються явища, що призводять до виділення енергії магнітного поля (сонячні спалахи) і нагрівання близьких до фотосфери областей . Швидкість витікання речовини зір типу Сонця становить близько 400 км/с. У зір, холодніших за Сонце, інтенсивніші й корона виявляється потужнішою. У молодих зір, що стискаються (типу Т Тельця), втрата маси шляхом розширення корони становить близько 10−6 M☉ на рік (для Сонця ця величина становить близько 10−14 M☉ на рік). Швидкість витікання у молодих зір може бути дещо меншою (близько 200 км/с). У зоряному вітрі відбувається гідродинамічне прискорення речовини, під час якого енергія теплового руху часток гарячого газу перетворюється на енергію спрямованого витікання. Вплив радіаційного тиску, який у гарячих зір домінує, а також додаткове нагрівання на початковій ділянці витоку є факторами, що сприяють прискоренню. Зі зростанням швидкості й величини потоку питома енергія спрямованого руху досягає питомої енергії хаотичного (теплового) руху часток газу . Потік сягає так званої звукової точки, коли швидкість потоку v порівняна зі швидкістю поширення в ньому малих збурень, тобто швидкістю звуку: , де — показник адіабати (5/3 — для одноатомного газу). Для рівнянь газодинаміки, що описують характер плину зоряного вітру, звукова точка є особливою: зміна швидкості з v < vзв до v > vзв накладає обмеження на параметри потоку. Ці обмеження властиві всім газодинамічним потокам. Наприклад, під час прискорення потоку газу в трубі (соплі Лаваля) точка, де досягається швидкість звуку, розташована в найвужчому місці труби-сопла. Для зоряного вітру в гравітаційному полі зорі, як випливає з рівнянь, звукова точка перебуває на відстані від центра зірки (V = = Vзв, G — гравітаційна стала). Як доводять спостереження, вдалині від зірки потік плазми стає надзвуковим. Для переходу дозвукової течії (V < Vзв) у надзвукову (V > Vзв) потрібні особливі початкові умови. Тільки одне значення швидкості V0=V0k приводить до досягнення швидкості звуку й подальшого зростання швидкості в потоці, що прискорюється. Саме така течія й реалізується. Пояснити це можна тим, що при перехід через швидкість звуку відбувається в умовах нестаціонарної течії, а збурення, що розповсюджуються в нестаціонарному потоці від звукової точки до початкової, призводять до того, що при r=r0 встановлюється швидкість V0=V0k. Це обумовлено стійкістю такого режиму течії. Відстань критичної точки від зорі (rk) визначається температурою корони TK і масою зорі: У зоряному вітрі зір із масою, близькою до маси Сонця, критична точка розташована на відстані , у гарячих масивних зір . Далеко від зірки при швидкість зоряного вітру приблизно постійна й густина речовини (ρ) у стаціонарному потоці спадає як 1/r². Зоряний вітер видовжує магнітне поле зірки, яке, за наявності обертання, утворює форму слабо закрученої спіралі. При цьому напруженість поля H ~ 1/r², а його енергія H² ~ 1/r4, тобто, вона швидко зменшується й на рух газу зворотного впливу не має. Коли динамічний тиск зоряного вітру (ρV²) зрівнюється з тиском міжзоряного газу, потік різко гальмується. При цьому утворюються ударна хвиля й тонкий ущільнений граничний шар. Потужний зоряний вітер може створювати навколо зірки високотемпературну зону з невеликою густиною газу.мпературну зону з невеликою густиною газу.
, A stellar wind is a flow of gas ejected fr … A stellar wind is a flow of gas ejected from the upper atmosphere of a star. It is distinguished from the bipolar outflows characteristic of young stars by being less collimated, although stellar winds are not generally spherically symmetric. Different types of stars have different types of stellar winds. Post-main-sequence stars nearing the ends of their lives often eject large quantities of mass in massive ( solar masses per year), slow (v = 10 km/s) winds. These include red giants and supergiants, and asymptotic giant branch stars. These winds are understood to be driven by radiation pressure on dust condensing in the upper atmosphere of the stars. Young T Tauri stars often have very powerful stellar winds. Massive stars of types O and B have stellar winds with lower mass loss rates ( solar masses per year) but very high velocities (v > 1–2000 km/s). Such winds are driven by radiation pressure on the resonance absorption lines of heavy elements such as carbon and nitrogen. These high-energy stellar winds blow stellar wind bubbles. G-type stars like the Sun have a wind driven by their hot, magnetized corona. The Sun's wind is called the solar wind. These winds consist mostly of high-energy electrons and protons (about 1 keV) that are able to escape the star's gravity because of the high temperature of the corona. Stellar winds from main-sequence stars do not strongly influence the evolution of lower-mass stars such as the Sun. However, for more massive stars such as O stars, the mass loss can result in a star shedding as much as 50% of its mass whilst on the main sequence: this clearly has a significant impact on the later stages of evolution. The influence can even be seen for intermediate mass stars, which will become white dwarfs at the ends of their lives rather than exploding as supernovae only because they lost enough mass in their winds.ause they lost enough mass in their winds.
, Izar-haizea edota izarretako haizea kargad … Izar-haizea edota izarretako haizea kargadun partikulez osatutako korrontea bat da, alegia, izar baten atmosferak espaziora jaurtitako plasma. Geure sistemako eguzkian sortzen denean, fenomeno honek eguzki-haizea jasotzen du. Nagusiki, izarraren grabitaziotik ihes egin dezaketen elektroi eta protoiez osatua dago (gutxi gorabehera 1 KeV), koroaren tenperatura altua eta partikulek oraindik gaur egun ongi ezagutzen ez den prozesu baten bitartez eragiten dien energia zinetikoari esker.z eragiten dien energia zinetikoari esker.
, Stjärnvind är ett flöde av gas som kommer från en stjärnas . Solens stjärnvind kallas för solvind.
, 星風（英語：Stellar Wind）是恒星表面发出的物质流，是恒星质量流失的一种途 … 星風（英語：Stellar Wind）是恒星表面发出的物质流，是恒星质量流失的一种途徑。星風在所有恆星中普遍存在，但速度和强度有很大差異。 太阳发出的星風通常称为太阳风，速度大约为每秒200-300公里，从冕洞吹出的太阳风速度则要快一些，大约每秒700公里。太阳通过星風损失质量的速率约为每年10-14倍太阳质量，在一生中通过星風大约会损失掉0.01%的质量，因此星風对其恆星演化的影响可以忽略不计。红巨星星風的速度较低，大约为每秒20-60公里。但是由于其星風的密度很大，并且红巨星的表面积很大，所以星風造成的质量损失可以达到每年10-8-10-5倍太阳质量。恒星的质量越小，星風损失质量的速率越小，对于太阳这样的中小质量恒星的演化过程来说，星風造成的质量损失可以忽略不计。而对于大质量恒星，如沃尔夫-拉叶星，星風造成的质量损失率很大，在其一生中质量会发生明显的变化，星風对其演化过程具有很重要的影响。 质量较小、温度较低的恒星（此如太阳），星風是由于温度很高的冕层发生压力扩张造成的。对于质量较大、较“热”的恒星，冕层的温度和恒星表面差不多，这时星風主要是由辐射压驱动的。质量较大、较“热”的恒星，冕层的温度和恒星表面差不多，这时星風主要是由辐射压驱动的。
, Wiatr gwiazdowy – strumień cząstek z zewnę … Wiatr gwiazdowy – strumień cząstek z zewnętrznych warstw . Intensywny wiatr gwiazdowy może prowadzić do znacznej utraty masy przez gwiazdę w trakcie jej ewolucji. Zjawisko jest wywołane przez ciśnienie promieniowania emitowanego przez gwiazdę (por. jasność Eddingtona) i przez zjawiska magnetyczne zachodzące w jej atmosferze. Różne 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 oraz w końcowych stadiach ewolucji gwiazd, na gałęzi olbrzymów. Wiatry takie są powolne, o prędkościach rzędu dziesiątek km/s, a powstają w wyniku działania ciśnienia promieniowania na pył powstający w stosunkowo chłodnej i rozdętej atmosferze gwiazdy. Przykładem młodej gwiazdy o silnym wietrze gwiazdowym jest T Tauri, a 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 i wiatru słonecznego. Prędkości takiego wiatru osiągają wartości kilkaset km/s, a wypływ masy jest stosunkowo niewielki. Młode gwiazdy ciągu głównego typu O i B charakteryzują się dość intensywnymi i szybkimi wiatrami (prędkości powyżej tysiąca km/s) wywołanymi ciśnieniem promieniowania. Tempo wypływu to poniżej 0,000001 masy Słońca na rok. Gwiazda (zwłaszcza masywna) w trakcie ewolucji może utracić ponad połowę swojej masy.cji może utracić ponad połowę swojej masy.
, Vento estelar é uma chuva supersónica formada por matéria liberada por um gás ionizado, formado por partículas carregadas eletricamente. O vento estelar produzido pelo Sol é normalmente chamado de vento solar.
, Angin bintang adalah aliran gas, netral ma … Angin bintang adalah aliran gas, netral maupun bermuatan, dari bagian atas . Angin bintang memiliki perbedaan karakteristik dengan yang lebih terkolimasi, meskipun angin bintang tidak selalu simetris sferis. Bintang dengan kelas yang berbeda memiliki type angin yang berbeda pula. Bintang-bintang pasca-deret utama, yang sedang berada di penghujung hidupnya, sering kali melontarkan angin dengan kecepatan rendah, tetapi dalam jumlah yang besar ( massa Matahari per tahun). Termasuk dalam jenis ini adalah bintang raksasa merah, maharaksasa merah, dan yang berada dalam cabang raksasa asimptotik. Angin bintang type ini di”tiup”kan oleh pada debu-debu yang terkondensasi di atmosfer bagian atas bintang. Bintang-bintang kelas G, seperti Matahari, memiliki angin yang di”tiup”kan oleh korona mereka yang termagnetisasi dan panas. Angin Matahari kebanyakan terdiri dari elektron dan proton berenergi tinggi (sekitar 1 keV) yang dapat lepas dari pengaruh gravitasi Matahari karena mendapatkan cukup energi kinetik dari tingginya temperatur korona. Bintang-bintang masif berkelas O dan B, memiliki angin dengan laju kehilangan massa yang lebih rendah ( massa Matahari per tahun), tetapi memiliki kecepatan sangat tinggi. Angin type ini di”tiup”kan oleh tekanan radiasi pada garis-garis serapan resonansi unsur-unsur berat seperti karbon dan nitrogen. Angin berenergi tinggi seperti ini menghembuskan . Meskipun selama masa deret utama angin bintang tidak begitu memengaruhi evolusi bintang, namun pada masa pasca-deret utama, kehilangan massa melalui mekanisme angin bintang dapat menentukan nasib akhir sebuah bintang. Banyak bintang dengan massa menengah menempuh akhir hidup sebagai katai putih daripada meledak sebagai supernova hanya karena mereka kehilangan begitu banyak massa melalui mekanisme angin bintang.yak massa melalui mekanisme angin bintang.
, Hvězdný vítr je ustálený proud částic směř … 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 vítrychlovaný vítr
* prachem urychlovaný vítr
, Le vent stellaire est un flux de plasma constitué essentiellement de protons et des électrons qui sont éjectés de la haute atmosphère des étoiles. Le vent stellaire provenant de notre propre Soleil est appelé vent solaire.
, 항성풍(恒星風, stellar wind)은 항성의 상층부 대기에서 분출되는 … 항성풍(恒星風, stellar wind)은 항성의 상층부 대기에서 분출되는 하전 입자의 흐름이다. 지구의 태양이 방출하는 항성풍은 태양풍이라고 부른다. 항성풍의 형태는 항성의 분광형에 따라 여러 종류로 나뉜다. 주계열성 단계를 떠나 생명의 끝에 이른 항성들은 막대한 양의 질량(1년에 태양질량의 배)을 느린 속도의 항성풍 형태로 방출한다. 여기에 속하는 별들은 적색 거성이나 적색 초거성, 점근거성가지 위 항성 등이다. 태양과 같은 은 뜨겁고 자기화된 코로나의 힘을 통해 항성풍을 방출한다. 태양의 항성풍(태양풍)은 고에너지 전자와 양성자(약 1keV)로 구성되며, 코로나의 온도가 극도로 높기 때문에 항성의 중력을 이겨내고 우주로 탈출할 수 있다. 분광형 O 또는 B의 뜨겁고 무거운 별들은 적색 거성들처럼 짧은 시간에 많은 양의 물질을 상실하지는 않으나(연간 태양 질량의 배를 방출함) 대신 속도가 매우 빠르다. 이처럼 높은 에너지를 지닌 항성풍은 을 불어 날린다. 주계열성 시절 별이 방출하는 항성풍은 항성의 진화 양상에 큰 영향을 끼치지는 않지만, 주계열을 벗어나 죽음 직전 단계에서는 자신이 지니고 있던 물질을 대량으로 우주로 되돌린다. 이때 물질을 잃는 비율에 따라 그 별의 운명이 결정된다. 우주로 되돌린다. 이때 물질을 잃는 비율에 따라 그 별의 운명이 결정된다.
, Il vento stellare è un flusso di gas elett … Il vento stellare è un flusso di gas elettricamente neutro o elettricamente carico emesso dall'atmosfera superiore di una stella. Si distingue dai flussi molecolari bipolari, tipici delle stelle neoformate, per essere poco collimato, anche se i venti stellari non si propagano uniformemente secondo una simmetria sferica. I venti stellari sono responsabili di una certa perdita di massa da parte delle stelle. Ogni tipologia stellare possiede un differente tipo di vento stellare. Le stelle in una fase successiva alla sequenza principale, prossime al termine della propria evoluzione, tendono spesso a perdere gran parte della propria massa (con valori prossimi a 10-3 Mʘ l'anno) in dei venti molto lenti, con velocità dell'ordine dei 10 km/s. Di questa classe di stelle fanno parte le giganti e supergiganti rosse e le stelle del ramo asintotico delle giganti. Gli astrofisici ritengono che tali venti siano guidati dalla pressione di radiazione esercitata sulla polvere che si condensa nell'alta atmosfera della stella. Attorno a Betelgeuse, per esempio, i radiotelescopi possono vedere una serie di cerchi concentrici che sono il risultato dell'imponente perdita di massa della stella. Una stella di grande massa può perdere anche varie masse solari nel corso della sua vita a causa del forte vento stellare. Le stelle di classe G, come il Sole, possiedono dei venti che si dipartono dalla corona, una regione dell'alta atmosfera molto calda ed altamente magnetizzata; in particolare, il vento emesso dal Sole prende il nome di vento solare. Tali venti consistono essenzialmente di elettroni e protoni ad alta energia (circa 1 keV), in grado di sfuggire alla gravità dell'astro a causa dell'alta temperatura coronale. Le stelle massicce di classe O e B e le stelle di Wolf-Rayet possiedono dei venti stellari estremamente veloci (con velocità spesso superiori a 2000 km/s), ma con una perdita di massa inferiore a quella delle stelle più vecchie (inferiore dunque a 10-6 Mʘ l'anno). Si ritiene che tali venti siano guidati dalla pressione di radiazione esercitata sulle linee di assorbimento in risonanza di alcuni elementi chimici pesanti, come carbonio e azoto. Tali venti sono spesso all'origine di bolle nel mezzo interstellare, dette bolle di vento stellare. Il raggio massimo di questa bolla è dove la pressione interna diventa uguale a quella del mezzo circumstellare, cioè la forza del vento non è più sufficiente a spingere indietro il mezzo interstellare. La dimensione tipica di una bolla è ~ 30 pc, con temperatura interna dell'ordine di 106 K e densità n ~ 0,01 cm-3. Queste bolle interstellari, da una prima fase di conservazione di energia, si espandono creando un caldo guscio (le collisioni ad altissima velocità riscaldano il gas del vento stellare portandolo a temperature abbastanza alte che esso emette nel range dei raggi X), e arrivano a una certa altezza di stallo dove le perdite radiative causano il collasso della bolla stessa. In associazioni di stelle di tipo spettrale O e B, una combinazione di forte vento stellare ed esplosioni di supernovae concorrono a formare una grande cavità nel mezzo circumstellare che può eventualmente espandersi al di là del disco e dunque creare un canale di comunicazione disco-alone. Questo meccanismo prende il nome di . Sebbene i venti emessi dalle stelle di sequenza principale non influenzino in maniera decisiva l'evoluzione dell'astro, durante le ultime fasi evolutive si trovano spesso ad avere un ruolo determinante nel destino della stella: infatti molte stelle di massa intermedia evolvono in nebulose planetarie e poi in nane bianche, anziché esplodere in supernovae ed evolvere in stelle di neutroni, proprio a causa della perdita di massa col vento stellare, che fa sì che il nucleo raggiunga una massa inferiore al limite di Chandrasekhar, corrispondente ad 1,44 Mʘ. Chandrasekhar, corrispondente ad 1,44 Mʘ.
, El vent estel·lar és un corrent de partícu … El vent estel·lar és un corrent de partícules carregades, això és, plasma, que és ejectat per l'atmosfera d'una estrella. Quan s'origina al Sol del nostre sistema, aquest fenomen s'anomena vent solar. Està format, en la major part, per electrons i protons (aproximadament d'1 KeV) que poden escapar de la gravitació de l'estrella en part a causa de l'elevada temperatura de la corona i a l'elevada energia cinètica que les partícules guanyen mitjançant un procés que no és ben conegut encara avui. Una estrella que s'acosta al final de la seva vida sovint expulsa grans quantitats de massa ( masses solars per any), vents lents (v = 10 km/s). Inclou gegants vermelles i supergegants vermelles. S'entén que aquests vents són impulsats per la pressió de radiació sobre la pols que es condensa a l'atmosfera superior de les estrelles.a a l'atmosfera superior de les estrelles.
, Звёздный ветер — процесс истечения частиц вещества из звёзд в межзвёздное пространство.
, 恒星風（こうせいふう）あるいは単に星風（せいふう）とは、恒星表面から吹き出すガスの流 … 恒星風（こうせいふう）あるいは単に星風（せいふう）とは、恒星表面から吹き出すガスの流れのことである。太陽からも太陽風という形で常時ガスが放出されており、太陽フレアの際には太陽風の速度が上昇する。 恒星は自分自身の重力によってガスを保持している。しかし表面でガスの圧力や輻射圧（光圧）、磁気的な圧力などが高くなることによって一部のガスが重力を振り切って恒星から放出される。 おうし座T型星においては、主系列星に移行する途中のある時期に急激に恒星風が強くなり周囲のガスを吹き飛ばすと考えられている。 赤色巨星の表面においては重力が弱いために容易にガスが放出される。そのため赤色巨星が恒星風として放出する質量は太陽よりも数万倍も多い。 また大質量星においては星の表面が高温であるためガスの圧力や輻射圧が高く恒星風が強い。このような星が恒星風によって水素の外層を失ったと考えられるのがウォルフ・ライエ星である。ような星が恒星風によって水素の外層を失ったと考えられるのがウォルフ・ライエ星である。
, ريح نجمي في الفلك (بالإنجليزية: Stellar wi … ريح نجمي في الفلك (بالإنجليزية: Stellar wind) هو تسرب مادة وغاز من على سطح نجم إلى الفضاء. وتبلغ سرعة تلك الرياح بحسب نوع النجم بين 10 كيلومتر في الثانية إلى عدة 1000 كيلومتر في الثانية. وتبلغ المادة المفقودة من النجم بين إلى كتلة شمسيةفي السنة الواحدة . وتوجد أصناف من الرياح النجمية، وهي تصنف بحسب ميكانيكية إصدارها:
* رياح من نجوم باردة: مثل رياح تصدر من عملاق أحمر، وهي تتكون من ذرات وجزيئات متعادلة من أول أكسيد الكربون، والسيليكات وما يشابهها. تلك الرياح المحملة بالغبار تبلع سرعاتها عدة 10 كيلومتر في الثانية فقط وتكون بطيئة. المادة الموجودة في الغلاف الجوي لعملاق الأحمر تعاني من صدمات موجية بسبب نبضات النجم المتغير، تلك النبضات تعمل على تسريع الريح النجمية إلى الفضاء. على بعد معين من النجم حيث تكون درجة الحرارة قد انخفضت يتكثف الغاز إلى غبار. القوة المؤثرة هي ضغط الإشعاع الذي يصتدم بحبيبات وجزيئات الغاز و تتشتت عليها. وقد يصل الفقد في كتلة النجم إلى كتلة شمسية في السنة وهي كمية كبيرة. وتنشأ نلك الرياح النجمية خلال الفترة الأخيرة من عمر النجم وترجع إليها نشأة السدم الكوكبية.
* في نجوم النسق الأساسي المشابهة للشمس: يتكون الريح النجمي بصفة أساسية من بروتونات وإلكترونات. وتنشأ تلك الريح الشمسية من درجات الحرارة العالية في الهالة الشمسية حيث تصل درجة الحرارة فيها إلى عدة ملايين كلفن (بالمقارنة بسطح الشمس الذي تبلغ درجة حرارته نحو 5780 كلفن). ويسرع ضغط الغاز الريح إلى عدة مئات الكيلومترات في الثانية. تفقد الشمس حاليا نحو كتلة شمسية في السنة، ولذلك فلا نلاحظ تأثيرا يذكر لتطور الشمس . بالنسبة إلى نجوم النسق الأساسي التي تكون لها طبقة خارجية ناقلة للحرارة بالحمل تتكون لها هالة مثل هالة الشمس. يسخن ذلك الجو المخلخل بواسطة موجات صوتية إلى عدة ملايين كلفن، وبذلك تكتسب جسيمات البلازما حركة براونية حرارية تؤدي بها إلى الانطلاق خارج النجم في هيئة ريح نجمي.
* رياح النجوم الساخنة: عند درجة حرارة 10.000 كلفن أو أكثر لسطح النجم وتكون لها نفس التركيب الكيميائي للسطح نفسه. وتكون معظم الذرات متأينة أحاديا أو أكثر (أي فاقدة إلكترون أو أكثر). ويمكن أن تصل سرعات تلك الرياح النجمية عدة آلاف كيلومتر في الثانية. وتنشأ رياح النجوم الساخنة تحت ضغط الإشعاع الصادر من النجم ويحدث فيه امتصاص لبعض خطوط الطيف في نطاق الأشعة فوق البنفسجية. ويبلغ فقد المادة من النجم بين لنجوم النسق الأساسي إلى للعمالقة العظام وإلى في نجم وولف-رايت. وقد حدث نشاط زائد في نجم إيتا كارينا في عام 1840 واستمر لمدة عامين فقد خلالها نحو نصف كتلة شمسية في العام. رياح النجوم الساخنة لا تكون متجانسة. ويمكن مشاهدة عدم تجانس الرياح في النجوم الثنائية المصدرة لاشعة إكس بطريقة غير مباشرة. حيث تنجذب الريح النجمية إلى قزم أبيض شديد الكثافة أو من نجم نيوتروني أو من ثقب أسود وتبدأ في الالتفاف حوله في هيئة قرص. وعند اصطدام الريح بالقزم الأبيض أو بالنجم النيوتروني تنشأ أشعة سينية في هيئة أشعاع حراري تتناسب مع كمية الريح في القرص. وهذا يسمح بدراسة وتحليل التكوين الغير منتظم للرياح النجمية الصادرة من نجوم ساخنة. D.
* في بعض النجوم التي تجمع مادة قرصية حولها مثل نجم T-Tauri من الممكن أن تظهر الريح في هيئة نفاثة. في تلك الحالة تنحرف بعض المادة المتساقطة على النجم تحت تأثير مجاله المغناطيسي وتنطلق بعيدا عن قطبه متطابقة مع محور دورانه . ورغم أن الرياح النجمية من نجوم النسق الأساسي لا يكون لها تأثير على تطور النجم فيكون لها ثأثير كبير في المراحل الأخيرة من عمر النجم . كثير من النجوم ذات الكتل البالغة تتطور بسبب ذلك إلى قزم أبيض وتنفجر ليس في صورة مستعر أعظم لأنها تكون قد فقدت قبل ذلك جزءا كبيرا من مادتها.تكون قد فقدت قبل ذلك جزءا كبيرا من مادتها.
, Sterrenwind is de uitstroom van gassen en … Sterrenwind is de uitstroom van gassen en andere materie die door de meeste sterren wordt uitgestoten. Het is analoog aan de zonnewind, die de zon uitstoot. In hete sterren wordt de wind veroorzaakt door de druk die elektromagnetische straling uitoefent op de materie in de steratmosfeer met als gevolg dat deze materie energie verkrijgt en deels wordt uitgestoten uit de atmosfeer van de ster. In minder hete sterren, zoals de zon, worden de deeltjes uitgezonden door de enorme hitte die zich in de corona voordoet. Gasdeeltjes die door de hitte tot een snelheid worden gedreven die de ontsnappingssnelheid van de ster overtreft kunnen dan "ontsnappen" en vormen de sterrenwind. Bij sterren die aan het einde van hun evolutie zijn kan de sterrenwind van grote betekenis zijn door de grote hoeveelheden massa die deze sterren kunnen verliezen. Voorbeelden zijn de OH/IR-sterren en Mira veranderlijken. Dit massaverlies kan bepalend zijn over de verdere evolutionaire stappen die de ster doorloopt. In het geval van sterren die vergelijkbaar zijn met de zon is het massaverlies door de sterrenwind bijna verwaarloosbaar. Het massaverlies van de zon is 2-3 10-14 zonnemassa's per jaar. Omdat deze sterrenwind bestaat uit geïoniseerde deeltjes is er interactie met magnetische velden. In het geval van zonnewind kan dit door het aardmagnetisch veld bijvoorbeeld leiden tot het noorderlicht. In andere sterren is het massaverlies veel groter: het kan oplopen tot 10-3 zonnemassa's per jaar voor Wolf-Rayetsterren.nemassa's per jaar voor Wolf-Rayetsterren.
|
| rdfs:comment |
항성풍(恒星風, stellar wind)은 항성의 상층부 대기에서 분출되는 … 항성풍(恒星風, stellar wind)은 항성의 상층부 대기에서 분출되는 하전 입자의 흐름이다. 지구의 태양이 방출하는 항성풍은 태양풍이라고 부른다. 항성풍의 형태는 항성의 분광형에 따라 여러 종류로 나뉜다. 주계열성 단계를 떠나 생명의 끝에 이른 항성들은 막대한 양의 질량(1년에 태양질량의 배)을 느린 속도의 항성풍 형태로 방출한다. 여기에 속하는 별들은 적색 거성이나 적색 초거성, 점근거성가지 위 항성 등이다. 태양과 같은 은 뜨겁고 자기화된 코로나의 힘을 통해 항성풍을 방출한다. 태양의 항성풍(태양풍)은 고에너지 전자와 양성자(약 1keV)로 구성되며, 코로나의 온도가 극도로 높기 때문에 항성의 중력을 이겨내고 우주로 탈출할 수 있다. 분광형 O 또는 B의 뜨겁고 무거운 별들은 적색 거성들처럼 짧은 시간에 많은 양의 물질을 상실하지는 않으나(연간 태양 질량의 배를 방출함) 대신 속도가 매우 빠르다. 이처럼 높은 에너지를 지닌 항성풍은 을 불어 날린다. 속도가 매우 빠르다. 이처럼 높은 에너지를 지닌 항성풍은 을 불어 날린다.
, Wiatr gwiazdowy – strumień cząstek z zewnę … Wiatr gwiazdowy – strumień cząstek z zewnętrznych warstw . Intensywny wiatr gwiazdowy może prowadzić do znacznej utraty masy przez gwiazdę w trakcie jej ewolucji. Zjawisko jest wywołane przez ciśnienie promieniowania emitowanego przez gwiazdę (por. jasność Eddingtona) i przez zjawiska magnetyczne zachodzące w jej atmosferze. Różne rodzaje wiatru spotykamy w różnych typach gwiazd. Gwiazda (zwłaszcza masywna) w trakcie ewolucji może utracić ponad połowę swojej masy.cji może utracić ponad połowę swojej masy.
, ريح نجمي في الفلك (بالإنجليزية: Stellar wi … ريح نجمي في الفلك (بالإنجليزية: Stellar wind) هو تسرب مادة وغاز من على سطح نجم إلى الفضاء. وتبلغ سرعة تلك الرياح بحسب نوع النجم بين 10 كيلومتر في الثانية إلى عدة 1000 كيلومتر في الثانية. وتبلغ المادة المفقودة من النجم بين إلى كتلة شمسيةفي السنة الواحدة . وتوجد أصناف من الرياح النجمية، وهي تصنف بحسب ميكانيكية إصدارها: تفقد الشمس حاليا نحو كتلة شمسية في السنة، ولذلك فلا نلاحظ تأثيرا يذكر لتطور الشمس . ولذلك فلا نلاحظ تأثيرا يذكر لتطور الشمس .
, Hvězdný vítr je ustálený proud částic směř … 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 vítrychlovaný vítr
* prachem urychlovaný vítr
, Sterrenwind is de uitstroom van gassen en … Sterrenwind is de uitstroom van gassen en andere materie die door de meeste sterren wordt uitgestoten. Het is analoog aan de zonnewind, die de zon uitstoot. In hete sterren wordt de wind veroorzaakt door de druk die elektromagnetische straling uitoefent op de materie in de steratmosfeer met als gevolg dat deze materie energie verkrijgt en deels wordt uitgestoten uit de atmosfeer van de ster. In minder hete sterren, zoals de zon, worden de deeltjes uitgezonden door de enorme hitte die zich in de corona voordoet. Gasdeeltjes die door de hitte tot een snelheid worden gedreven die de ontsnappingssnelheid van de ster overtreft kunnen dan "ontsnappen" en vormen de sterrenwind.dan "ontsnappen" en vormen de sterrenwind.
, 星風（英語：Stellar Wind）是恒星表面发出的物质流，是恒星质量流失的一种途 … 星風（英語：Stellar Wind）是恒星表面发出的物质流，是恒星质量流失的一种途徑。星風在所有恆星中普遍存在，但速度和强度有很大差異。 太阳发出的星風通常称为太阳风，速度大约为每秒200-300公里，从冕洞吹出的太阳风速度则要快一些，大约每秒700公里。太阳通过星風损失质量的速率约为每年10-14倍太阳质量，在一生中通过星風大约会损失掉0.01%的质量，因此星風对其恆星演化的影响可以忽略不计。红巨星星風的速度较低，大约为每秒20-60公里。但是由于其星風的密度很大，并且红巨星的表面积很大，所以星風造成的质量损失可以达到每年10-8-10-5倍太阳质量。恒星的质量越小，星風损失质量的速率越小，对于太阳这样的中小质量恒星的演化过程来说，星風造成的质量损失可以忽略不计。而对于大质量恒星，如沃尔夫-拉叶星，星風造成的质量损失率很大，在其一生中质量会发生明显的变化，星風对其演化过程具有很重要的影响。 质量较小、温度较低的恒星（此如太阳），星風是由于温度很高的冕层发生压力扩张造成的。对于质量较大、较“热”的恒星，冕层的温度和恒星表面差不多，这时星風主要是由辐射压驱动的。质量较大、较“热”的恒星，冕层的温度和恒星表面差不多，这时星風主要是由辐射压驱动的。
, El vent estel·lar és un corrent de partícu … El vent estel·lar és un corrent de partícules carregades, això és, plasma, que és ejectat per l'atmosfera d'una estrella. Quan s'origina al Sol del nostre sistema, aquest fenomen s'anomena vent solar. Està format, en la major part, per electrons i protons (aproximadament d'1 KeV) que poden escapar de la gravitació de l'estrella en part a causa de l'elevada temperatura de la corona i a l'elevada energia cinètica que les partícules guanyen mitjançant un procés que no és ben conegut encara avui. procés que no és ben conegut encara avui.
, A stellar wind is a flow of gas ejected fr … A stellar wind is a flow of gas ejected from the upper atmosphere of a star. It is distinguished from the bipolar outflows characteristic of young stars by being less collimated, although stellar winds are not generally spherically symmetric. Different types of stars have different types of stellar winds. Young T Tauri stars often have very powerful stellar winds.rs often have very powerful stellar winds.
, Sternwind ist ein kontinuierlicher Strom v … Sternwind ist ein kontinuierlicher Strom von Materie, der von der Oberfläche von Sternen ausgeht. Die Windgeschwindigkeiten betragen je nach Sterntyp zwischen einigen zehn und mehreren 1000 km/s, die beobachteten Massenverlustraten reichen von bis Sonnenmassen pro Jahr.ten reichen von bis Sonnenmassen pro Jahr.
, 恒星風（こうせいふう）あるいは単に星風（せいふう）とは、恒星表面から吹き出すガスの流 … 恒星風（こうせいふう）あるいは単に星風（せいふう）とは、恒星表面から吹き出すガスの流れのことである。太陽からも太陽風という形で常時ガスが放出されており、太陽フレアの際には太陽風の速度が上昇する。 恒星は自分自身の重力によってガスを保持している。しかし表面でガスの圧力や輻射圧（光圧）、磁気的な圧力などが高くなることによって一部のガスが重力を振り切って恒星から放出される。 おうし座T型星においては、主系列星に移行する途中のある時期に急激に恒星風が強くなり周囲のガスを吹き飛ばすと考えられている。 赤色巨星の表面においては重力が弱いために容易にガスが放出される。そのため赤色巨星が恒星風として放出する質量は太陽よりも数万倍も多い。 また大質量星においては星の表面が高温であるためガスの圧力や輻射圧が高く恒星風が強い。このような星が恒星風によって水素の外層を失ったと考えられるのがウォルフ・ライエ星である。ような星が恒星風によって水素の外層を失ったと考えられるのがウォルフ・ライエ星である。
, Le vent stellaire est un flux de plasma constitué essentiellement de protons et des électrons qui sont éjectés de la haute atmosphère des étoiles. Le vent stellaire provenant de notre propre Soleil est appelé vent solaire.
, Stjärnvind är ett flöde av gas som kommer från en stjärnas . Solens stjärnvind kallas för solvind.
, Angin bintang adalah aliran gas, netral ma … Angin bintang adalah aliran gas, netral maupun bermuatan, dari bagian atas . Angin bintang memiliki perbedaan karakteristik dengan yang lebih terkolimasi, meskipun angin bintang tidak selalu simetris sferis. Bintang-bintang kelas G, seperti Matahari, memiliki angin yang di”tiup”kan oleh korona mereka yang termagnetisasi dan panas. Angin Matahari kebanyakan terdiri dari elektron dan proton berenergi tinggi (sekitar 1 keV) yang dapat lepas dari pengaruh gravitasi Matahari karena mendapatkan cukup energi kinetik dari tingginya temperatur korona. kinetik dari tingginya temperatur korona.
, Звёздный ветер — процесс истечения частиц вещества из звёзд в межзвёздное пространство.
, Izar-haizea edota izarretako haizea kargad … Izar-haizea edota izarretako haizea kargadun partikulez osatutako korrontea bat da, alegia, izar baten atmosferak espaziora jaurtitako plasma. Geure sistemako eguzkian sortzen denean, fenomeno honek eguzki-haizea jasotzen du. Nagusiki, izarraren grabitaziotik ihes egin dezaketen elektroi eta protoiez osatua dago (gutxi gorabehera 1 KeV), koroaren tenperatura altua eta partikulek oraindik gaur egun ongi ezagutzen ez den prozesu baten bitartez eragiten dien energia zinetikoari esker.z eragiten dien energia zinetikoari esker.
, Зоряний вітер — постійний «витік» газу із … Зоряний вітер — постійний «витік» газу із зоряних атмосфер, що виносить зоряну речовину до міжзоряного простору зі швидкостями в сотні або навіть в тисячі км/с. Найважливіші характеристики зоряного вітру:
* швидкість (V)
* темп втрати маси, зазвичай вимірюється у масах Сонця (M☉). Відстань критичної точки від зорі (rk) визначається температурою корони TK і масою зорі:ється температурою корони TK і масою зорі:
, Il vento stellare è un flusso di gas elett … Il vento stellare è un flusso di gas elettricamente neutro o elettricamente carico emesso dall'atmosfera superiore di una stella. Si distingue dai flussi molecolari bipolari, tipici delle stelle neoformate, per essere poco collimato, anche se i venti stellari non si propagano uniformemente secondo una simmetria sferica. I venti stellari sono responsabili di una certa perdita di massa da parte delle stelle. Ogni tipologia stellare possiede un differente tipo di vento stellare.iede un differente tipo di vento stellare.
, Vento estelar é uma chuva supersónica formada por matéria liberada por um gás ionizado, formado por partículas carregadas eletricamente. O vento estelar produzido pelo Sol é normalmente chamado de vento solar.
|
