Происхождение солнечного ветра: астрофизический и плазменно-физический аспект проблемы

Один из основных нерешенных вопросов в астрофизическом аспекте проблемы происхождения солнечного ветра (СВ) состоит в том, на какой стадии эволюции Солнца как звезды закончилось накопление его вещества из межзвездной среды и началось преимущественное истечение потоков СВ. Неизвестно, когда и как это произошло в деталях, хотя начало термоядерных реакций в недрах Солнца, несомненно, играло важнейшую роль в энергетике и динамике звезды, что могло привести к такой смене режимов. В связи с этим выдвигается гипотеза о том, что наличие аккреции или истечения плазмы из звезды определяется предшествующей эволюцией, т. е. «памятью», а не просто распределением мгновенных значений плотности, температуры, магнитного поля и других макроскопических параметров системы, состоящей из данной звезды, ее ближайшего звездного окружения и межзвездного газа. В зависимости от этого, соседние звезды могут служить донорами или акцепторами межзвездного газа. Некоторые из них могут одновременно или попеременно играть и ту, и другую роль. Политропное решение для центрально-симметричных течений, полученное Бонди, вырождено по знаку радиальной скорости. Оно пригодно для описания квазистационарных режимов обоих типов. Однако теория переходных процессов не развита, поэтому ответ на во-прос о том, существуют ли звезды, похожие по своему внутреннему строению и параметрам на современное Солнце, но без испускания звездного ветра или даже с аккрецией межзвездного газа, может быть получен лишь наблюдательным путем. Воз-можность существования таких звезд не исключена, она не противоречит никаким законам природы. Плазменно-физический аспект проблемы происхождения СВ касается гораздо меньших интервалов времени, чем основная эволюционная шкала, измеряемая миллиардами лет. Поэтому данный аспект проблемы гораздо лучше изучен, хотя также достаточно сложен и во многих деталях еще не решен из-за многомасштабного характера процессов формирования потока. Солнечный ветер как перманентное сверхмагнитозвуковое истечение плазмы в радиальном направлении возникает на фоне гораздо более мощных нерав-новесных и нестационарных движений, которые лишь частично упорядочены в верхней атмосфере и короне Солнца (турбо-сфера). Мгновенное состояние СВ контролируется потоками свободной энергии, вещества и импульса, поступающими в корону из нижележащих слоев солнечной атмосферы и конвективной зоны. Хотя основные физические механизмы переноса свободной энергии электромагнитного поля и плазмы в целом хорошо известны, они нуждаются в количественном исследовании применительно к конкретным реализациям при частых и редких столкновениях частиц в короне Солнца для выяснения нелокальных процессов формирования полей и плазменных течений, в том числе и СВ.