La calculateur graphique trace la solution transsonique stationnaire des équations hydrodynamiques en symétrie sphérique pour un gaz idéal dans un champ gravitationnel central. Le profil de température est supposé isotherme, c.à.d. constant et donc indépendant de la distance du centre de symétrie. Initialement publié par E.N. Parker en 1958 (voir Parker, 1958) la solution transsonique des équations fluides s'est avérée être une approximation honnête du vent solaire réel tel qu'il est observé par les nombreuses sondes spatiales lancées dans le milieu interplanétaire depuis les années 1960. A côté du soleil d'autres étoiles possèdes des couronnes chaudes à partir desquelles un vent de type solaire se dégage.
Le calculateur permet de tracer les profils radiaux de la vitesse, de la densité, de la pression et du potentiel électrostatique dans le vent à partir de la couronne d'une étoile quelconque en précisant la masse de l'étoile, la température de sa couronne et le rayon coronal (c.à.d. la distance entre la position du pic de température dans la couronne et le centre de l'étoile). Le flux de masse total (ou perte de masse stellaire) est calculé explicitement. Le vent est supposé être un gaz parfait composé de ions une fois ionisés et d'électrons. La masse atomique moyenne (la moitié de la somme de la masse d'un ion et d'un électron) peut être spécifiée par l'utilisateur. Des simulations plus sophistiquées du vent solaire, démarrant en dessous de la couronne sont disponibles ici.
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Action Tracer les courbes Récupérer les données Choix des paramètres (les valeurs par défaut correspondent aux valeurs solaires typiques)
