Ventus stellaris
Ventus stellaris est fluxus gasium ex atmosphaera superiori stellae(d) eiectus, cuius ventus solaris est casus particularis. Distinguitur ab effluxu bipolari(d), peculiari stellarum iuvenium, ob minorem collimationem(d) et absentiam symmetriae sphaericae. Dissimiles classes stellarum dissimilia genera ventorum stellarium proferunt. Stellae quae seriem principalem transgrediuntur et suam finem appropinquant saepe magnam massam (> 10−3 M☉ per annum) formā lenti venti stellaris (~10 km/s) eiiciunt. Giganteae(d) supergiganteaeque rubrae(d) et ramus asymptoticus stellarum gigantearum(d) in hanc classem includuntur. Ut intellegitur, pressio radiationis(d), contra pulverem cosmicum(d) pellens, qui in atmosphaera superiori siderum condensat, tales ventos stellares agit. Stellae iuvenes classe T Tauri(d) ventos validissimos proferre solent. Stellae graves classe spectrali O(d) et B(d) ventos stellares gignunt qui paucam massam (< 10−6 M☉ per annum) sed altissimis velocitatibus (v > 1-2000 km/s) dissipant. Pressio radiationis per lineas absorptionis resonantes(d) elementorum gravium (sicut carbonis et nitrogenii) tales ventos impellit. Hi patescere solent ut bullae venti stellaris(d). Venti pumilionum flavarum, sicut Solis, earum calidis coronis(d) magneticis excitantur. Tales venti ex particulis subatimicis altis energiis (circiter 1 keV) maxime constant (i.e. electrones protonesque), quae, propter altam temperaturam coronae, gravitatem stellae effugere possunt. Ventus stellarum seriei principalis massis inferioribus, ut Solis, earum evolutionem(d) haud magnopere afficit. Attamen, apud stellas seriei principalis classe O, ventus stellaris massam usque ad dimidiam partem abigere potest: hoc claros effectus in eorum tardam evolutionem adducit. Hi effectūs etiam apud stellas massis intermediis notari possunt, et propterea tales stellae, morientes, cum massam sufficientem per ventum stellarem perdiderint, pro supernovis fieri possunt pumiliones albae.