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.