Yıldız Rüzgarları

Parlak erken tür yıldızların dış atmosfer tabakalarının sürekli genişlemesini açıklayan teorilerle ilgilidir. Bu yıldızlar için rüzgarlar, kesin süreklilikte ve güçlü rezonans çizgilerinin opasitesinde ve optik olarak ince olmasında yeterince yoğundur. Bu nedenle, rüzgarlar, ortaya çıkan yıldız spektrumu boyunca keşfedilmektedir. Spektral çizgi şiddetlerinin analizi, yıldızın 10-5 Mo/yıl kadar yüksek bir oranda kütle kaybettiğini göstermektedir. Soğurma çizgilerinin kısa dalgaboylarına kayması, rüzgarın hızıyla ilgili bilgi vermektedir. 600-3500 km/sn lik terminal hızlar, erken tür yıldızlar için büyüktür, ama 10-100 km/sn lik hızlar ise, K ve M Son 10 yılda yıldız rüzgarlarındaki ilgi, Morton (1967) ve onun çalışma arkadaşları (Morton, Jenkiss & Brooks 1969) tarafından O ve B süperdevlerinden yüksek hızlı akışların (fışkırmaların) keşfedilmesiyle canlandı. UV gözlemleri, C+3 gibi, iyonizasyonun orta evresinde olan çizgilerin geniş P-Cygni profilleri gösterdiklerini buldu. İyonizasyon evreleri ve yüksek hızlar, güneş rüzgarı teorisinin basit bir genellemesiyle açıklanamadı ve bu ışınımın neden olduğu rüzgar teorilerinin gelişmesine öncü olmuştur. Aksine, evrimleşmiş K ve M yıldızlarındaki rüzgarlar, güçlü Fraunhofer çizgilerinin çekirdeklerinde (merkezlerinde), dar P-Cygni çizgileri göstermektedir ve hızlar, fotosferik kaçış hızı olarak aşağıda daha iyi verilmiştir. Deutsch (1956), genişleme oranının yerel kaçış hızını aştığı yerde genişlemenin bir kaç 100 yıldız yarıçapına uzandığını göstererek yıldızın bir kütle Yıldız rüzgarları üzerine son çalışmaların çoğu, devler ve süperdevlerle ilgili olmasına rağmen, anakoldaki yıldızlardan yıldız rüzgarları içinde doğrudan deliller vardır. Örneğin, F5V den daha geç türlü yıldızlar genişleyen koronal plazmayla yıldız manyetik alanının kutuplaşmasıyla (birleşmesiyle) açısal momentumun kaybının bir sonucu olarak, düşük dönme hızlarına sahiptirler (Kraft 1967). Bu yıldızların kütle ve açısal momentum kayıpları için mekanizma, belki güneşinki gibidir.