Звёздный ве́тер, стационарное истечение вещества из атмосферы звезды в окружающее пространство. Звёздный ветер следует отличать от катастрофических выбросов газа, например при взрывах новых и сверхновых звёзд. Звёздный 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 звёздного ветра (предельная скорость истечения газа $V_\infty$ и интенсивность потери массы $W$ звездой) разнообразны. Обычно вблизи звезды звёздный ветер имеет дозвуковую скорость, а вдали от неё – сверхзвуковую.

Возможность истечения вещества из Солнца обсуждалась ещё в начале 20 в. 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 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 $M\!\leq\!1,\!5\,M_\odot$ (где $M_\odot$ – 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 километров в секунду и формируют звёздный ветер, подобный солнечному ветру. За время жизни на главной последовательности звёзды типа Солнца теряют из-за звёздного ветра менее 0,1 % своей массы, однако потери за счёт звёздного ветра момента импульса 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 звёздный ветер с $V_\infty\!\approx30\ км/с$ и $W\!\sim\!10^{-7}M_\odot/год$. 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 $10^{-4}M_\odot/год.$ К тому же термоядерное горение гелия у сверхгигантов происходит неустойчиво, вызывая кратковременные вспышки энерговыделения, которые стимулируют ещё более мощный звёздный ветер. В итоге от звезды, масса которой на главной последовательности может достигать $8\,M_\odot$, остаётся горячее углеродно-кислородное ядро с массой менее $1,\!4\,M_\odot$, окружённое расширяющейся оболочкой – планетарной туманностью.

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

У звёзд с $M\!>\!10\,M_\odot$ 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 $V_\infty\!>\!1000\ км/с.$ У звёзд верхней части главной последовательности $W$ достигает $3\cdot10^{-6}\ M_\odot/год,$ у голубых сверхгигантов и звёзд Вольфа – Райе может быть ещё в 10–30 раз больше. Звёздный ветер горячих звёзд состоит из сгустков, окружённых разреженным газом. Чем больше масса звезды, тем мощнее её звёздный 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 $100\,M_\odot$) наблюдались кратковременные эпизоды истечения вещества с $W$ порядка $10^{-2}M_\odot/год$ и $V_\infty$ около 500 км/с. Природа столь мощного звёздного ветра ещё не до конца 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.