De zonnewind is een stroom deeltjes, voornamelijk protonen en elektronen, die met een snelheid van maximaal 900 kilometer per seconde vanuit de zon naar buiten stroomt. De zonnewind is in wezen de hete zonnecorona die zich uitbreidt naar de interplanetaire ruimte.
Veel sterren hebben winden; koelere, magnetisch actieve sterren zoals de zon hebben winden die worden aangedreven door de hete corona's die door hun magnetische velden worden gecreëerd. Sommige warmere sterren hebben winden die worden aangedreven door hun enorme helderheid, waardoor deeltjes door stralingsdruk uit hun bovenste atmosfeer worden geduwd. Koele rode reuzen en superreuzen kunnen ook winden hebben die worden aangedreven door stralingsdruk. De algemene term voor een wind van een ster is een stellaire wind.
De bombardementen van deeltjes uit een zonnewind of stellaire wind kunnen schadelijk zijn voor elk leven dat op een planeet zou kunnen bestaan. Het magnetisch veld van de aarde beschermt het leven op het aardoppervlak tegen de schadelijke effecten van de zonnewind. De interactie tussen de zonnewind en het magnetisch veld van de aarde is de oorzaak van aurora's dicht bij de polen van de aarde.
Anders dan op aarde zijn stofkorrels in de ruimte heel klein. De meeste zijn kleiner dan een duizendste millimeter. Ze vormen een belangrijk bestanddeel van het medium tussen sterren, het interstellaire medium. Ze worden gevormd in verschillende omgevingen, zoals de buitenste lagen van bepaalde koele reuzensterren of supernovae, en worden in de ruimte verspreid wanneer deze sterren massa beginnen te verliezen. Ze bestaan meestal uit silicaten, koolstofverbindingen en sporen van andere elementen. Ze kunnen bedekt zijn met ijs in koude, dichte gebieden van het interstellaire medium. Ze zijn meestal verantwoordelijk voor de interstellaire uitdoving van sterlicht dat ons bereikt.
Het interstellaire medium (ISM) is een term die al het gas en stof beschrijft dat zich tussen de sterrenstelsels in een sterrenstelsel bevindt. Ons zonnestelsel bevindt zich in de schijf van de Melkweg, waar het grootste deel van het ISM bestaat uit atomaire waterstof gemengd met atomair helium en stof.
Het ISM heeft een zeer lage dichtheid vergeleken met planetaire atmosferen, met een typische dichtheid van minder dan één deeltje per kubieke centimeter, ongeveer 50 miljard keer minder dicht dan de atmosfeer van de aarde. Deze dichtheid varieert sterk, samen met de temperatuur, in het Melkwegstelsel, waarbij het ISM is verdeeld in verschillende componenten.
De grootste componenten qua volume in de galactische schijf zijn het warme atomaire gas en het warme geïoniseerde gas, beide met temperaturen rond de 8000 Kelvin (K) en dichtheden rond een half atoom of ion per kubieke centimeter. Een kleiner volume bestaat uit kouder, dichter atomair gas met een temperatuur rond de 40 K. Een nog kleiner volume van het interstellaire medium bestaat uit dichtere (tot een miljoen moleculen per kubieke centimeter), koudere (<20 K) wolken van moleculaire waterstof. Sommige van deze moleculaire wolken storten in onder hun eigen zwaartekracht, wat leidt tot de vorming van nieuwe sterren. Moleculaire wolken in de Melkweg bevinden zich voornamelijk in de spiraalarmen. Het gas rond de schijf van de Melkweg is erg heet (miljoenen Kelvin) en heeft een zeer lage dichtheid.
Sterren brengen gas en stof terug naar het interstellaire medium door middel van sterrenwinden en supernovae. Het gas en stof dat naar het interstellaire medium terugkeert, bevat een hoger percentage zware elementen (metalen), waardoor het sterrenstelsel na verloop van tijd verrijkt wordt. Het gas en stof in het interstellaire medium is de belangrijkste oorzaak van interstellaire extinctie.
Energie wordt vrijgegeven door kernfusiereacties in de kern van een ster en uiteindelijk uitgestraald naar de ruimte vanuit de fotosfeer van de ster. Er zijn verschillende manieren waarop energie wordt getransporteerd van de kern van de ster naar de fotosfeer. De stralingszone, stralingsgebied of stralingsgebied is het gebied binnen een ster waar de energie naar buiten wordt getransporteerd door middel van straling, waarbij fotonen herhaaldelijk worden verstrooid door atoomkernen en elektronen, waarbij ze wat energie verliezen, maar ook nieuwe thermische stralingsfotonen uitstralen. Door de frequente verstrooiing verloopt dit proces traag; in onze zon hebben fotonen duizenden jaren nodig om de stralingszone te doorkruisen.
In de zon ligt de stralingszone tussen de kern en de convectieve zone. In zwaardere sterren is de kern zelf convectief, waarbij de stralingszone zich uitstrekt van de convectieve kern tot de fotosfeer van de ster. Onder 0,3 zonsmassa's hebben sterren helemaal geen stralingszone en zijn ze volledig convectief.
Een subdwerg is een klasse sterren die zwakker is dan een ster van hetzelfde spectrale type op de hoofdreeks, maar die helderder is dan een witte dwerg met dezelfde temperatuur.
Subdwergen vallen doorgaans in twee verschillende groepen uiteen: koele subdwergen en hete subdwergen. De meeste subdwergen vallen in de groep van koele subdwergen en liggen één tot twee magnitudes onder de hoofdreeks op een Hertzsprung-Russell-diagram vanwege hun zeer lage gehalte aan elementen die zwaarder zijn dan helium (in de astronomie metalen genoemd). Dit verandert de manier waarop licht en warmte door hun binnenste en atmosfeer reizen, waardoor ze kleiner, heter en zwakker worden.
In het gebied van de Melkweg nabij het zonnestelsel maken subdwergen deel uit van de galactische halo of het oudere deel van de galactische schijf en zijn ze in een vroeg stadium van de Melkweg ontstaan. Dit komt doordat elke generatie sterren meer metalen produceert door kernfusie, waarbij een deel daarvan terugkeert naar het interstellaire medium, het gasreservoir waaruit sterren ontstaan. Daardoor bevatten jongere sterren meer metalen dan oudere sterren. Subdwergen, die minder metalen bevatten, zijn dan ook doorgaans oudere sterren.
Er is ook een klein aantal hete subdwergen van spectrale types O en B (bekend als sdO- en sdB-sterren). Astronomen weten niet precies hoe deze objecten ontstaan, maar een mogelijke reden is dat reuzensterren om de een of andere reden hun buitenste lagen verliezen. Wat de oorzaak is van het verlies van deze buitenste lagen is onzeker, maar een mogelijke reden is dat een reuzenster zijn buitenste lagen verliest door een begeleidende dubbelster.
Submillimeterastronomie is de studie van de hemel in ver-infrarood licht met golflengten tussen honderd micrometer en één millimeter.
Submillimeterastronomie is gevoelig voor enkele van de koudste gebieden in de ruimte en kan worden gebruikt om gebieden met de zwaarste extinctie te bestuderen. Het is bijzonder nuttig voor het bestuderen van stoffige stervormingsgebieden en planeetvormende schijven rond jonge sterren. Op grotere schaal kan het worden gebruikt om de bijdrage van stof aan de totale emissie van sterrenstelsels te bestuderen.
Veel van de astronomische technieken voor submillimeterastronomie worden ook gebruikt in de radioastronomie, en veel submillimeterobservatoria maken gebruik van arrays van telescopen die met elkaar zijn verbonden om een detailniveau te bereiken dat anders alleen met een veel grotere telescoopschotel zou kunnen worden bereikt. Er zijn echter ook observatoria met één enkele schotel. Submillimeterobservatoria bevinden zich doorgaans op zeer droge plaatsen, om de atmosferische absorptie door waterdamp te verminderen, die anders de submillimeterstraling uit de ruimte zou blokkeren. Meestal bevinden deze locaties zich op grote hoogte, zoals Mauna Kea op Hawaï, het Chajnantor-plateau in Chili of Hanle in het Indiase deel van het Himalaya-gebergte, maar er zijn ook submillimetertelescopen op Antarctica. Daarnaast zijn er verschillende submillimeterballon-experimenten uitgevoerd.
Glossarium astronomicum