ЗВЁЗДНЫЙ ВЕ́ТЕР

Пузырь диаметром 3 пк, который «выдул» в туманности NGC 7635 ветер звезды BD+60°2522.

ЗВЁЗДНЫЙ ВЕ́ТЕР, ста­цио­нар­ное ис­те­че­ние ве­ще­ст­ва из ат­мо­сфе­ры звез­ды в ок­ру­жаю­щее про­стран­ст­во. З. в. cле­ду­ет от­ли­чать от ка­та­ст­ро­фич. вы­бро­сов га­за, напр. при взры­вах но­вых и сверх­но­вых звёзд. З. в. на­блю­да­ет­ся у звёзд лю­бой мас­сы и на всех ста­ди­ях их эво­лю­ции. Его на­ли­чие оз­на­ча­ет, что в ат­мо­сфе­ре звез­ды на­ру­ше­но ус­ло­вие ме­ха­нич. рав­но­ве­сия. При­чи­ны это­го и осн. па­ра­мет­ры З. в. (пре­дель­ная ско­рость ис­те­че­ния га­за $V_∞$ и ин­тен­сив­ность по­те­ри мас­сы $W$ звез­дой) раз­но­об­раз­ны. Обыч­но вбли­зи звез­ды З. в. име­ет доз­ву­ко­вую ско­рость, а вда­ли от неё – сверх­зву­ко­вую.

Воз­мож­ность ис­те­че­ния ве­ще­ст­ва из Солн­ца об­су­ж­да­лась ещё в нач. 20 в. Пря­мым до­ка­за­тель­ст­вом су­ще­ст­во­ва­ния сол­неч­но­го вет­ра ста­ли из­ме­ре­ния па­ра­мет­ров меж­пла­нет­но­го га­за с бор­та кос­мич. ап­па­ра­тов. На­ли­чие ис­те­каю­щих обо­ло­чек у др. звёзд бы­ло об­на­ру­же­но в 1930-х гг. из ана­ли­за про­фи­лей спек­траль­ных ли­ний: ока­за­лось, что у ря­да звёзд аб­сорб­ци­он­ные ком­по­нен­ты не­ко­то­рых ли­ний вслед­ст­вие эф­фек­та До­п­ле­ра сме­ще­ны в ко­рот­ко­вол­но­вую часть спек­тра от­но­си­тель­но ли­ний фо­то­сфе­ры.

На­ли­чие у звёзд глaвной по­сле­до­ва­тель­но­сти с мас­сой $M$ ⩽ 1,5 $M_☉$ ($M_☉$ – мас­са Солн­ца) внеш­ней кон­век­тив­ной обо­лоч­ки при­во­дит к фор­ми­ро­ва­нию звёзд­ных ко­рон, темп-ра га­за в ко­то­рых пре­вы­ша­ет мил­ли­он гра­ду­сов. Ко­ро­ны рас­ши­ря­ют­ся в ок­ру­жаю­щее про­стран­ст­во со ско­ро­стя­ми неск. со­тен км/c и фор­ми­ру­ют З. в., по­доб­ный сол­неч­но­му вет­ру. За вре­мя жиз­ни на глав­ной по­сле­до­ва­тель­но­сти звёз­ды ти­па Солн­ца те­ря­ют из-за З. в. ме­нее 0,1% сво­ей мас­сы, од­на­ко по­те­ри за счёт З. в. уг­ло­во­го мо­мен­та при­во­дят к за­мет­но­му за­мед­ле­нию вра­ще­ния звёзд во­круг оси.

На позд­них ста­ди­ях эво­лю­ции эти звёз­ды пре­вра­ща­ют­ся в крас­ные ги­ган­ты и сверх­ги­ган­ты, имею­щие плот­ное го­ря­чее яд­ро раз­ме­ром с Зем­лю, ок­ру­жён­ное хо­лод­ной раз­ре­жен­ной обо­лоч­кой, про­тя­жён­ность ко­то­рой мо­жет пре­вы­шать ра­ди­ус зем­ной ор­би­ты. Си­ла тя­го­те­ния, удер­жи­ваю­щая внеш­ние слои звез­ды, ока­зы­ва­ет­ся столь ма­лой, что дос­та­точ­но не­мно­го «под­толк­нуть» обо­лоч­ку, что­бы в ней на­ру­ши­лось ме­ха­нич. рав­но­ве­сие. Ис­точ­ни­ком это­го до­пол­нит. им­пуль­са слу­жат удар­ные вол­ны, воз­бу­ж­дён­ные не­ре­гу­ляр­ны­ми ко­ле­ба­ния­ми ат­мо­сфер звёзд. В ре­зуль­та­те воз­ни­ка­ет З. в. с $V_∞$ ок. 30 км/с и $W$ по­ряд­ка 10^–7 $M_☉$/год. В ат­мо­сфе­ре са­мых хо­лод­ных сверх­ги­ган­тов (ми­ри­ды, OH/IR-звёз­ды) из га­за кон­ден­си­ру­ют­ся пы­ле­вые час­ти­цы, све­то­вое дав­ле­ние на ко­то­рые со­об­ща­ет обо­лоч­ке ещё боль­ший им­пульс, и ве­ли­чи­на $W$ дос­ти­га­ет 10^–4 $M_☉$ /год. К то­му же тер­мо­ядер­ное го­ре­ние ге­лия у сверх­ги­ган­тов про­ис­хо­дит не­ус­той­чи­во, вы­зы­вая крат­ко­вре­мен­ные вспыш­ки энер­го­вы­де­ле­ния, ко­то­рые сти­му­ли­ру­ют ещё бо­лее мощ­ный З. в. В ито­ге от звез­ды, мас­са ко­то­рой на глав­ной по­сле­до­ва­тель­но­сти мо­жет дос­ти­гать 8 $M_☉$, ос­та­ёт­ся горя­чее уг­ле­род­но-ки­сло­род­ное яд­ро с массой ме­нее 1,4 $M_☉$, ок­ру­жён­ное рас­ши­ряю­щей­ся обо­лоч­кой – пла­не­тар­ной ту­ман­но­стью.

У звёзд глав­ной по­сле­до­ва­тель­но­сти с мас­сой от 1,5 до 10 $M_☉$ вслед­ст­вие бы­ст­ро­го осе­во­го вра­ще­ния и воз­ни­каю­щей при этом ме­ри­дио­наль­ной цир­ку­ля­ции во внеш­них сло­ях воз­ни­ка­ют тур­бу­лент­ные дви­же­ния, ко­то­рые, по­доб­но кон­век­тив­ной зо­не, по­ро­ж­да­ют ко­ро­ны и З. в. Цен­тро­беж­ная си­ла об­лег­ча­ет фор­ми­ро­ва­ние З. в. у этих звёзд.

У звёзд с $M$ > 10 $M_☉$ све­ти­мость на всех ста­ди­ях эво­лю­ции столь ве­ли­ка, что дав­ле­ние из­лу­че­ния во внеш­них сло­ях поч­ти ком­пен­си­ру­ет си­лу тя­же­сти. Рас­сея­ние све­та в ре­зо­нанс­ных ли­ни­ях уг­ле­ро­да, азо­та и ки­сло­ро­да при­да­ёт обо­лоч­кам этих звёзд до­пол­нит. им­пульс, за­став­ляя газ ис­те­кать со ско­ро­стя­ми $V_∞$ > 1000 км/с. У звёзд верх­ней час­ти глав­ной по­сле­до­ва­тель­но­сти $W$ дос­ти­га­ет 3·10^–6 $M_☉$/год, у го­лу­бых сверх­ги­ган­тов и звёзд Воль­фа – Райе мо­жет быть ещё в 10–30 раз боль­ше. З. в. го­ря­чих звёзд со­сто­ит из сгу­ст­ков, ок­ру­жён­ных раз­ре­жен­ным га­зом. Чем боль­ше мас­са звез­ды, тем мощ­нее её З. в. и тем бóльшую часть пер­во­на­чаль­ной мас­сы она те­ря­ет до то­го, как взо­рвёт­ся в ви­де сверх­но­вой II ти­па. У са­мых мас­сив­ных звёзд (с мас­сой по­ряд­ка 100 $M_☉$ ) на­блю­да­лись крат­ко­вре­мен­ные эпи­зо­ды ис­те­че­ния ве­ще­ст­ва с $W$ по­ряд­ка 10^–2 $M_☉$ /год и $V_∞$ ок. 500 км/с. При­ро­да столь мощ­но­го З. в. до кон­ца не по­нят­на.

З. в. мас­сив­ных звёзд иг­ра­ет важ­ную роль в ди­на­ми­ке меж­звёзд­ной сре­ды, соз­да­вая в ней ка­вер­ны, за­пол­нен­ные го­ря­чим га­зом, а так­же обо­га­щая меж­звёзд­ный газ про­дук­та­ми ядер­ных ре­ак­ций, вы­не­сен­ны­ми кон­век­ци­ей из недр звёзд на их по­верх­ность.