ЗВЁЗДНЫЙ ВЕТЕР

ЗВЁЗДНЫЙ ВЕТЕР

- истечение вещества из звёзд со скоростями порядка сотен или тысяч км/с. 3. в. наблюдается у звёзд поздних спектральных классов споверхностной темп-рой порядка и меньше солнечной (Т _пов х6000 К), а также у очень горячих О- и В -звёзд. Мощное истечение из горячей звезды Р Лебедя со скоростями в неск. сот км/с было открыто по форме спектральных линий в оптич. диапазоне (рис. 1). Позже аналогичные профили оптич. линий, указывающие на истечение, были обнаружены у звёзд типа Вольфа-Райе. Здесь скорости истечения достигают неск. тысяч км/с.

Рис. 1. Схема образования профиля спектральных линий в расширяющейся оболочке ( а). Показаны области формирования линий поглощения (I) и эмиссионных линий (II). Форма спектральнойлинии пятикратно ионизованного кислорода О VI (1038 Е) голубого сверхгиганта 3 Pupis ( б). Линия поглощения смещена из-за эффекта Доплера. По вертикальной оси - отношение интенсивности излучения в линии к интенсивности непрерывного спектра. По горизонтальной - длина волны в Е (вверху) и скорость в км/с (внизу), соответствующая доплеровскому смещению.

Наиб. подробно изучен солнечный ветер, прямые наблюдения к-рого были выполнены на спутниках в кон. 50-х гг. В сер. 60-х гг. по измерениям в УФ-диапазоне, выполненным на ракетах, был обнаружен сильный 3. в. со скоростями порядка тысяч км/с у всех наблюдаемых горячих О- и В-звёзд. Оптич. наблюдения звёзд типа Т Тельца и наблюдения последних лет в УФ- и рентг. диапазонах на спутниках IUЕ и "Эйнштейн" привели к обнаружению горячих корон (см. Звёздные атмосферы )и истечения в виде ветра из всех звёзд поздних спектральных классов. <Теоретич. описание 3. в. в кон. 50-х гг. дал Ю. Паркер (Е. N. Parker) на основе ур-ний гидродинамики в политропном стационарном приближении (при заданной связи давления Р и плотности r). Система ур-ний гидродинамики сводится в этом случае к интегралам движения: - ур-ние сохранения массы, v^z/2+gP/(g- l)r = E = const - Бернулли уравнение, P = krg - уравнение состояния, где g - показатель политропы, - скорость потери массы, r - расстояние от центра звезды, v- скорость 3. в. <Интегральные кривые системы, представленные схематически на рис. 2, позволяют определить характерные свойства течения, общие для всех звёзд.

Рис. 2. Интегральные кривые адиабатического истечения. На расстоянии r _к происходит переход от дозвукового течения к сверхзвуковому на кривой 1, соответствующей звёздному ветру. Кривая 2 описывает аккрецию газа на звезду.

В процессе ускорения вещество достигает скорости звука УЗВ и вдали от звезды течение является сверхзвуковым. При больших r скорость 3. в. стремится к пост. величине, плотность убывает как 1/r².Причины ускорения вещества у горячих и холодных звёзд различны. В последнем случае в результате мощных конвективных движений (см. Конвекция, Конвективная зона )возникает поток механич. энергии ввиде акустических и магнитогидродинамических волн. Диссипация энергии волн во внеш. разреженных слоях звезды приводит к их разогреву и образованию короны, в к-рой темп-pa достигает 10⁶-10⁷ К. Расширение короны вызывает 3. в. со скоростью порядка сотен км/с и потоком массы М от 10^-14 M₈/год у звёзд типа Солнца до ~10^-8 M₈/год у звёзд типа Т Тельца. Важнейшую роль в формировании короны и ветра у этих звёзд, по-видимому, играют явления, связанные с магн. полем (МГД-волны, нагрев при аннигиляции магн. поля).У горячих О-, В- и Вольфа-Райе звёзд ускорение вещества происходит из-за мощного давления света, в осн. в сильных спектральных линиях элементов тяжелее гелия. Скорости здесь порядка неск. тысяч км/с, а потоки массы 10^-7 -10^-5 M₈/год. <Реалистич. описание истечения вещества в 3. в. должно учитывать процессы излучения, теплопроводности, действие силы лучистого давления в случаях большой и малой оптической толщины, нагрев за счёт диссипации волн и омич. диссипации магн. поля (см. Магнитная гидродинамика). При наличии достаточно сильного магн. поля может оказаться важным его воздействие на динамику 3. в. Все эти факторы существенно изменяют параметры истекающего газа, но сохраняют качеств. картину (рис. 2), осн. свойством к-рой является переход через скорость звука. Внеатмосферные (рентгеновские и УФ) наблюдения звёзд привели к существ. пересмотру роли нетепловых процессов в атмосферах звёзд с конвективными оболочками, в к-рых наблюдаемая доля нетеплового потока энергии достигает ~ 10% от полного потока. Значит. часть этой энергии уносится 3. в. Теория нетеплового нагрева корон и формирования 3. в. в условиях развитой конвекции при наличии магн. поля только начинает разрабатываться. <Взаимодействие мощного ветра горячих звёзд с межзвёздной средой приводит к образованию сферич. оболочки вокруг них, состоящей из вещества 3. в. и нагребённого вещества межзвёздной среды. Такие оболочки известны вокруг нек-рых звёзд типа Вольфа- Райе с кон. 60-х гг. Недавно советскими учёными были обнаружены аналогичные оболочки вокруг О- и В- сверхгигантов. Дальнейшие наблюдения этих оболочек дадут информацию о путях формирования горячих массивных звёзд, истечение вещества из к-рых (на стадии их рождения) могло быть гораздо сильнее наблюдаемого в настоящее время. Лит.: Соболев В. В., Движущиеся оболочки звезд, Л., 1947; Паркер Е., Динамические процессы в межпланетной среде, пер. с англ., М., 1965; Mass-loss and evolution of ( )-type stars, Dordrecht-[a. o.], 1979. Г. С. Биснаватый-Коган.

Физическая энциклопедия. В 5-ти томах. — М.: Советская энциклопедия. Главный редактор А. М. Прохоров. 1988.