Звёздный ветер
- Источник статьи: Большая российская энциклопедия[1]
ЗВЁЗДНЫЙ ВЕ́ТЕР – стационарное истечение вещества из атмосферы звезды в окружающее пространство. Звездный ветер следует отличать от катастрофических выбросов газа, например при взрывах новых и сверхновых звёзд. Звездный ветер наблюдается у звёзд любой массы и на всех стадиях их эволюции. Его наличие означает, что в атмосфере звезды нарушено условие механического равновесия. Причины этого и основные параметры звездного ветра (предельная скорость истечения газа [math]\displaystyle{ V_∞ }[/math] и интенсивность потери массы [math]\displaystyle{ W }[/math] звездой) разнообразны. Обычно вблизи звезды звездный ветер имеет дозвуковую скорость, а вдали от неё – сверхзвуковую.
Возможность истечения вещества из Солнца обсуждалась ещё в начале 20 века. Прямым доказательством существования солнечного ветра стали измерения параметров межпланетного газа с борта космических аппаратов. Наличие истекающих оболочек у других звёзд было обнаружено в 1930-х годах 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 [math]\displaystyle{ M ⩽ 1,5 M_☉ }[/math] ([math]\displaystyle{ M_☉ }[/math] – масса Солнца) внешней конвективной оболочки приводит к формированию звёздных корон, температура газа в которых превышает миллион градусов. Короны расширяются в окружающее пространство со скоростями несколько сотен км/c и формируют звездный ветер, подобный солнечному ветру. За время жизни на главной последовательности звёзды типа Солнца теряют из-за звездного ветра менее 0,1% своей массы, однако потери за счёт звездного ветра 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 механическое равновесие. Источником этого дополнительного импульса служат ударные волны, возбуждённые нерегулярными колебаниями атмосфер звёзд. В результате возникает звездный ветер с [math]\displaystyle{ V_∞ }[/math] около 30 км/с и [math]\displaystyle{ W }[/math] порядка 10–7 [math]\displaystyle{ M_☉ }[/math]/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 [math]\displaystyle{ W }[/math] достигает 10–4 [math]\displaystyle{ M_☉ }[/math]/год. К тому же термоядерное горение гелия у сверхгигантов происходит неустойчиво, вызывая кратковременные вспышки энерговыделения, которые стимулируют ещё более мощный звездный ветер. В итоге от звезды, масса которой на главной последовательности может достигать 8 [math]\displaystyle{ M_☉ }[/math], остаётся горячее углеродно-кислородное ядро с массой менее 1,4 [math]\displaystyle{ M_☉ }[/math], окружённое расширяющейся оболочкой – планетарной туманностью.
У звёзд главной последовательности с массой от 1,5 до 10 [math]\displaystyle{ M_☉ }[/math] вследствие быстрого осевого вращения и возникающей при этом меридиональной циркуляции во внешних слоях возникают турбулентные движения, которые, подобно конвективной зоне, порождают короны и звёздный ветер. Центробежная сила облегчает формирование звездного ветра у этих звёзд.
У звёзд с [math]\displaystyle{ M \gt 10 M_☉ }[/math] 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 дополнительный импульс, заставляя газ истекать со скоростями [math]\displaystyle{ V_∞ }[/math] > 1000 км/с. У звёзд верхней части главной последовательности [math]\displaystyle{ W }[/math] достигает 3·10–6 [math]\displaystyle{ M_☉ }[/math]/год, у голубых сверхгигантов и звёзд Вольфа – Райе может быть ещё в 10–30 раз больше. Звездный ветер горячих звёзд состоит из сгустков, окружённых разреженным газом. Чем больше масса звезды, тем мощнее её звездный ветер 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 [math]\displaystyle{ M_☉ }[/math]) наблюдались кратковременные эпизоды истечения вещества с [math]\displaystyle{ W }[/math] порядка 10–2 [math]\displaystyle{ M_☉ }[/math]/год и [math]\displaystyle{ V_∞ }[/math] около 500 км/с. Природа столь мощного звездного ветера до конца не понятна.
Звёздный ветер 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.
Литература статьи Большой российской энциклопедии[править | править код]
- Паркер Е. Динамические процессы в межпланетной среде. М., 1965.
- Лозинская Т. А. Сверхновые звезды и звездный ветер: взаимодействие с газом Галактики. М., 1986.
- Lamers H., Cassinelli J. Introduction to stellar winds. Camb., 1999.