Sternwind

aus Wikipedia, der freien Enzyklopädie

Sternwind ist der kontinuierlicher Strom von Materie, der von der Oberfläche von Sternen ausgeht. Die Windgeschwindigkeiten betragen je nach Sterntyp zwischen einigen zehn bis hin zu und mehreren 1.000 km/s, die beobachteten Massenverlustraten reichen von 10 ^{− 14} bis 10 ^{− 3} Sonnenmassen pro Jahr.

Es gibt verschiedene Formen von Sternwinden, die sich durch ihren Antriebsmechanismus unterscheiden.

• Winde kühler Sterne, wie die von roten Riesen, bestehen aus neutralen Atomen und Molekülen wie Kohlenmonoxid, Silikaten und ähnlichem. Diese staubreichen Winde sind mit nur einigen zehn km/s vergleichsweise langsam. Die antreibende Kraft ist der Strahlungsdruck auf die Moleküle des Staubes durch Streuung. Die Massenverlustraten können mit bis zu 10 ^{− 6} Sonnenmassen pro Jahr sehr hoch sein. Solche Winde treten in den Spätphasen der Sternentwicklung auf und sind zum Beispiel für die Entstehung der planetarischen Nebel verantwortlich.

• Bei sonnenähnlichen Hauptreihensternen besteht der Wind aus geladenen Teilchen, meist Protonen und Elektronen. Solche Winde wie der Sonnenwind werden hauptsächlich durch die extremen Temperaturen der Korona von einigen Millionen Kelvin angetrieben. Der dabei wirkende Gasdruck beschleunigt den Wind auf einige hundert km/s. Gegenwärtig verliert die Sonne etwa 10 ^{− 14} Sonnenmassen pro Jahr, ihr Wind hat daher keinen Einfluss auf den Entwicklungsweg der Sonne.

• Winde heißer Sterne, etwa ab einer Oberfächentemperatur von 10.000 K, haben dieselbe chemische Zusammensetzung wie die Sternoberfläche selbst. Die meisten Atome sind hierbei einfach oder mehrfach ionisiert. Diese Winde können einige tausend km/s schnell werden. Winde heißer Sterne werden ebenfalls durch den Strahlungsdruck des Zentralsterns angetrieben, anders als bei kühlen Winden wirkt er aber nicht durch Streuung des kontinuierlichen Sternspektrums, sondern durch Absorption in Spektrallinien im ultravioletten Bereich. Die Massenverlustraten reichen von 10 ^{− 10} in Hauptreihensternen über 10 ^{− 6} in Überriesen bis hin zu 10 ^{− 3} in Wolf-Rayet-Sternen. Der extreme Stern η Carinae hat während eines etwa zwanzigjährigen Ausbruchs um 1840 etwa eine halbe Sonnenmasse pro Jahr verloren.

• Bei manchen Sterntypen, die Material akkretieren, etwa T-Tauri-Sterne, kann sich ein Wind in Form eines Jets bilden. Dabei wird ein Teil des auf den Stern stürzenden Materials durch ein Magnetfeld abgelenkt und längs der Polachse weggeschleudert.

Während Sternwinde im Hauptreihenstadium keinen großen Einfluss auf die Entwicklung des Sterns haben, werden die späteren Stadien davon entscheidend beeinflusst. Viele massereiche Sterne werden am Ende ihres Lebens nur deswegen zu weißen Zwergen, statt als Supernova zu explodieren, weil sie ausreichend Masse verloren haben.