Co to jest wiatr gwiazdowy?
Wiatr gwiazdowy to strumień materii wyrzucany z powierzchni lub atmosfery gwiazdy w przestrzeń kosmiczną przez ciśnienie radiacji lub ciśnienie gazowe. Wszystkie gwiazdy posiadają wiatr gwiazdowy, lecz jego intensywność różni się o kilkanaście rzędów wielkości: słońcowy wiatr słoneczny traci zaledwie 10^-14 mas Słońca rocznie, podczas gdy supermasywne gwiazdy WR i OB tracą 10^-5 mas Słońca rocznie – co w czasie ich życia oznacza utratę połowy lub więcej masy.
Typy wiatrów gwiazdowych: wiatry ciśnienia radiacyjnego (hot stars, O,B,A): ciśnienie fotonów na linie widmowe metali 'popycha’ gaz na zewnątrz; prędkości terminalne 1000-3000 km/s; intensywność rośnie z jasnością gwiazdową; wiatry Ducha (cool star winds): powolne (10-30 km/s), gęste wiatry z czerwonych olbrzymów i nadolbrzymów (AGB gwiazdy) bogato pyłowe – materiał AGB wzbogaca ośrodek międzygwiazdowy w węgiel, azot i ciężkie pierwiastki s-procesu; wiatry gwiazd Wolf-Rayet: ekstremalne, wzbogacone w produkty fuzji (hel, węgiel, tlen, azot), prędkości 1000-5000 km/s. Wiatr gwiazdowy kształtuje ewolucję masywnych gwiazd: gwiazda 60 M_Slonce na ciągu głównym do końca życia może stracić 30-40 M_Slonce w wietrze i przejść przez stadia WN->WC->WO (Wolf-Rayet). Mgławice planetarne powstają ze zderzenia szybkiego końcowego wiatru (post-AGB) z materią poprzedniego wolnego wiatru AGB – tworząc piękne struktury kocentryczne.
Wiatr gwiazdowy kształtuje gwiezdne otoczenie (circumstellar medium) i jest mechanizmem 'chemicznego wzbogacania’ galaktyki – gwiazdy AGB dostarczają węgiel, a masywne gwiazdy OB i WR – tlen, siarkę, żelazo przez wybuchy supernowych. Detektory wiatrów gwiazdowych to obserwacje UV (linie P Cygni w IUE i HST), radio (emisja termalna dysku z AGB) i IR (pył wyrzucony w wiatrach).