ЗВЕЗДНЫЙ ВЕТЕР

Звездный ветер - стационарное истечение вещества (плазмы) из звезды со скоростями порядка сотен и даже тысяч км/с. 3. в. аналогичен солнечному ветру. У горячих О- и В-звёзд 3. в. был обнаружен по доплеровскому уширению спектральных линий (см. Доплера эффект) в УФ-области спектра, у звёзд типа Вольфа-Райе и Т Тельца - по линиям оптич. диапазона. 3. в. образует вокруг относительно холодной звезды горячую корону, подобную солнечной короне. Существование у звёзд поздних спектральных классов горячих корон было предсказано на основе модели звёзд с конвективной оболочкой. Рентг. телескоп спутника НЕАО-В (США, 1978 г.) позволил обнаружить короны этих звёзд по их рентгеновскому излучению. У горячих звёзд с эффективной темп-рой 30000 К причиной истечения явл. давление излучения, частота к-рого соответствует частотам сильных спектр. линий. Фотоны с частотами, близкими к частотам резонансных линий ионов звёздных атмосфер, обладают значит. сечением взаимодействия с веществом. Ионы С, N, О и др. поглощают излучение звезды на соответствующих резонансных частотах. В результате они приобретают импульс, направленный от звезды. Столкновения ионов быстро распределяют направленный импульс по всему веществу, и начинается истечение. Вещество 3. в. ускоряется до скоростей км/с, но почти не нагревается, так что темп-ра его должна быть близкой к темп-ре фотосферы. Однако рентг. наблюдения горячих звёзд показали наличие излучения, тепловой спектр к-рого соответствует К. Столь высокую темп-ру 3. в. можно объяснить существованием тонкого горячего слоя вблизи поверхности звезды, нагреваемого механич. волнами, возникающими в процессе колебаний звезды как целого. Если звезда обладает сильным магн. полем, то в её магнитосфере могут развиваться также различные магнитогидродинамич. и кинетич. неустойчивости, приводящие к появлению горячих областей в сравнительно холодном 3. в. Потери массы из-за 3. в. у горячих звёзд составляют в год. У звёзд с низкой поверхностной темп-рой (6000 К) наличие горячей ( К) истекающей короны связано с существованием в оболочках этих звёзд конвективных движений, являющихся источником волн различного типа. Волны выходят в атмосферу звезды и переносят механическую и магн. энергию. Из-за диссипации энергия движущихся наружу волн переходит в теплоту. Это поддерживает высокую темп-ру расширяющейся короны. Нагрев короны тесно связан с магн. полем звезды. При наличии магн. поля генерируются магнитогидродинамич. волны. Распространение волн по атмосфере звезды в направлении уменьшения плотности вещества приводит к росту амплитуды первоначально слабой волны, она превращается в ударную волну, для к-рой диссипация особенно сильна. Как следует из наблюдений за короной Солнца, источники нагрева в ней имеются вплоть до расстояний . Слабее всего затухают волны альвеновского типа (см. Альвеновские волны), к-рые прогревают удалённые от звезды области короны. Помимо генерации волн конвективные движения приводят к усилению и закручиванию магн. поля, выходящего в корону. При этом развиваются явления, приводящие к выделению энергии магн. поля (подробнее об этом см. в ст. Вспышки на Солнце) и нагреву близких к фотосфере областей короны. Скорости истечения вещества у звёзд типа Солнца составляют 400 км/с. У звёзд холоднее Солнца конвективные движения более интенсивны и корона оказывается более мощной. Потери массы из-за расширения короны у молодых сжимающихся звёзд типа Т Тельца составляют в год (эта величина для Солнца равна в год). Скорости истечения у молодых звёзд могут быть несколько меньше (200 км/с). В 3. в. происходит гидродинамич. ускорение вещества, при к-ром энергия теплового движения частиц горячего газа превращается в энергию направленного истечения. Воздействие радиац. давления, к-рое доминирует у горячих звёзд, а также дополнит. нагрев на начальном участке течения явл. факторами, способствующими ускорению. По мере роста скорости и потока удельная энергия направленного движения v2/2 становится порядка удельной энергии хаотич. (теплового) движения частиц газа . При этом поток достигает т.н. звуковой точки, в к-рой скорость потока v сравнивается со скоростью распространения в нём малых возмущений, т.е. скоростью звука ( - показатель адиабаты, равный 5/3 для одноатомного газа). Для ур-ний газодинамики, описывающих характер течения 3. в., звуковая точка явл. особой: переход частиц из области v зв в область v > vзв накладывает ограничения на параметры потока. Эти ограничения свойственны всем газодинамич. течениям. Зависимость квадрата скорости истечения вещества v2 от радиуса r (расстояния от звезды) для различных начальных значений . Жирная кривая - зависимость для звёздного ветра. Напр., при ускорении потока газа в трубе (сопле Лаваля) точка, где достигается скорость звука, находится в самом узком сечении трубы-сопла. Для 3. в. в гравитац. поле звезды, как следует из ур-ний, звуковая точка находится на расстоянии от центра звезды (v =vk= vзв, G - гравитац. постоянная). Как показывают наблюдения, вдали от звезды течение плазмы становится сверхзвуковым. Для перехода от дозвукового течения (v зв) к сверхзвуковому (v > vзв) требуются особые начальные условия. На рис. приведена зависимость квадрата скорости от расстояния r при различных начальных значениях . Видно, что только одно значение скорости v0=v0K приводит к достижению скорости звука и дальнейшему росту скорости в ускоряющемся потоке. Именно это течение реализуется в действительности. Объяснить это можно тем, что при переход через скорость звука происходит в условиях нестационарного течения, а возмущения, распространяющиеся от звуковой точки к начальной точке по нестационарному потоку, приводят к тому, что при r=r0 устанавливается скорость v0=v0K. Это связано с устойчивостью данного режима течения. Расстояние от звезды до критич. точки зависит от темп-ры короны TK и массы звезды: . В 3. в. у звёзд с массой, близкой к , критич. точка расположена на расстоянии , у горячих массивных звёзд . Вдали от звезды при скорость 3. в. примерно постоянна и плотность вещества в стационарном потоке падает ~ 1/r2. 3. в. вытягивает магн. поле звезды, к-рое при наличии вращения образует форму слабо закрученной спирали. При этом напряжённость поля H ~ 1/r2, а его энергия ~ H2 ~ 1/r4, т.е. быстро убывает и обратного влияния на движение газа не оказывает. Когда динамич. давление 3. в. сравнивается с давлением межзвёздного газа, поток резко тормозится. При этом образуются ударная волна и тонкий уплотнённый граничный слой (см. Гелиосфера). Сильный 3. в. может создавать вокруг звезды высокотемпературную зону с небольшой плотностью газа. Лит.: Паркер Е., Динамические процессы в межпланетной среде, пер. с англ., 1965; Космическая газодинамика, пер. с англ., М., 1972. (Г.С. Бисноватый-Коган)