ในทางดาราศาสตร์ลมดิสก์คือการไหลออกของอนุภาคที่สังเกตได้รอบจานสะสม มวล โดยเฉพาะอย่างยิ่งบริเวณใกล้จานโปรโตแพลเนตารี^{[ 1 ] [ 2 ]}และนิวเคลียสกาแล็กซีที่ใช้งานอยู่ (AGN) ^{[ 3 ] [ 4 ]}ลมดิสก์ประกอบด้วยส่วนประกอบที่เป็นก๊าซและฝุ่น^{[ 1 ]}โดยเฉพาะอย่างยิ่งในจานโปรโตแพลเนตารีที่มองจากด้านข้าง ลมดิสก์นี้สามารถถ่ายภาพได้โดยตรง^{[ 5 ] [ 6 ]}

ภาพร่าง (มุมมองด้านข้าง) ของจาน ดาวฤกษ์แรกเริ่ม ดาวเคราะห์แรกเริ่มและลมของจานรอบT Chamaeleontisซึ่งได้รับการแก้ไขด้วยกล้องโทรทรรศน์อวกาศ James Webbโดย Bajaj et al. ^{[ 7 ]}

Tau 042021พร้อมส่วนประกอบต่างๆ ที่มีสีต่างกัน ลำแสงเจ็ตเป็นสีแดง ลมจากจานเป็นสีเขียว และจานเป็นสีน้ำเงินและแถบดูดกลืนแสงสีเข้ม ลมจากจานถูกค้นพบในเอกสารสองฉบับ^{[ 8 ] [ 9 ]}

ลมจากจานรอบดาวมักปรากฏเป็นโครงสร้างซ้อนกัน โดยมีลำแสง แคบๆ ความเร็วสูง ล้อมรอบด้วยลมจากจานรอบดาวที่ช้ากว่าและกว้างกว่า ลมจากจานรอบดาวที่กว้างกว่านี้มักตรวจพบได้ในเส้นสเปกตรัมการปล่อยโมเลกุล ดาวฤกษ์หรือดาวฤกษ์แรกเริ่ม หรือกระบวนการสะสมมวลกำลังปล่อยโฟตอน พลังงานสูง ตั้งแต่รังสีอัลตราไวโอเลตไกลไปจนถึงรังสีเอ็กซ์ซึ่งจะทำให้ก๊าซและฝุ่นในจานรอบดาวแตกตัวเป็นไอออนและร้อนขึ้น วัสดุเหล่านี้จะถูกขับออกมาในตอนแรกเนื่องจากความไม่เสถียรของการหมุนด้วยสนามแม่เหล็ก (MRI) วัสดุจะถูกเหวี่ยงออกไปโดย กระบวนการ แรงเหวี่ยงหนีศูนย์กลาง ด้วยสนามแม่เหล็ก และแบบจำลองนี้อธิบายลมว่าเป็นลมแม่เหล็กไฟฟ้า (MHD winds) หน้าที่สำคัญอย่างหนึ่งของลม MHD คือการขนส่งโมเมนตัมเชิงมุมออกจากจานรอบดาวและดาวฤกษ์แรกเริ่ม หากลม MHD ไม่สามารถหลุดออกจากดาวได้ มันอาจตกลงบนบริเวณเส้นศูนย์สูตรของดาวและมีส่วนทำให้เกิดการสะสมมวล^{[ 5 ]}การศึกษาแสดงให้เห็นว่าลมจากจานเป็นปัจจัยหลักที่ทำให้เกิดการสะสมมวลในวัตถุดาวฤกษ์อายุน้อย^{[ 10 ]}ในระยะสุดท้าย ลมจากจานถูกมองว่าเป็นวิธีการกระจายตัวของจานดาวเคราะห์ก่อนเกิด แบบจำลองเหล่านี้อธิบายลมว่าเป็น ลม ระเหยจากแสง (ลม PE) ซึ่งถูกขับเคลื่อนด้วยความร้อนและไม่มีบทบาทในการกำจัดโมเมนตัมเชิงมุม ในแบบจำลองนี้ พื้นผิวของจานจะถูกทำให้ร้อนโดยโฟตอนและระเหยกลายเป็นลม อย่างไรก็ตาม ลมจากจานมุมกว้างที่ช้าส่วนใหญ่สอดคล้องกับลม MHD และมีอัตราการสูญเสียมวลมากกว่าเจ็ตแคบๆ เมื่อระบบวิวัฒนาการไปเป็นวัตถุประเภท II เจ็ตจะมองเห็นได้ยากขึ้นและลม MHD จะเปลี่ยนไปเป็นลม PE ในขณะเดียวกันการสะสมมวลบนดาวฤกษ์ก็ลดลง^{[ 5 ]}

ลมจากจานยังส่งผลต่อส่วนประกอบที่เป็นของแข็งของจานโปรโตแพลเนทารีและการก่อตัวของดาวเคราะห์ในบริเวณนี้ด้วย ลมจากจานส่วนใหญ่จะพัดพาแก๊สออกจากจาน แต่ฝุ่นละอองก็ถูกพัดพาออกจากจานด้วยเช่นกัน ซึ่งจะทำให้อัตราส่วนฝุ่นต่อแก๊สเพิ่มขึ้นและส่งเสริมการก่อตัวของอนุภาคของแข็งและต่อมาการก่อตัวของดาวเคราะห์ ขนาด เล็ก ในจานโปรโตแพลเนทารีทั่วไป ดาวเคราะห์มวลน้อยจะเคลื่อนที่เข้าด้านในเนื่องจากปฏิสัมพันธ์ทางแรงโน้มถ่วงกับจาน ความหนาแน่นที่ลดลงของจานด้านในสามารถชะลอ ป้องกัน หรือย้อนกลับการเคลื่อนที่ของดาวเคราะห์ในบริเวณนี้ได้^{[ 5 ]}

โดยเฉพาะอย่างยิ่ง การสังเกตการณ์ด้วย Atacama Large Millimeter Arrayช่วยให้สามารถแยกแยะลมจากจานเหล่านี้ได้ในอดีต^{[ 5 ]}แต่กล้องโทรทรรศน์อวกาศ James Webbได้มีส่วนช่วยในการค้นพบลมจากจานโมเลกุลที่แยกแยะได้หลายแบบแล้ว^{[ 8 ] [ 9 ] [ 6 ] [ 11 ] [ 7 ]}ในจานที่หันหน้าเข้าหาดาวฤกษ์มากขึ้น เช่นHD 163296ลมจากจานสามารถตรวจจับได้ผ่านส่วนเกินของอินฟราเรดและโดยกลุ่มก้อนที่เคลื่อนผ่านหน้าดาวฤกษ์^{[ 12 ]}

การไหลออกรอบหลุมดำมวลมหาศาล (SMBH) สามารถจำแนกได้เป็นเจ็ตที่เร็วและเป็นลำแสง หรือเป็นลมจานที่ช้า (≤20% ของความเร็วแสง ) แต่มีมวลมากกว่า ลมจานเหล่านี้เห็นได้ชัดเจนที่สุดในเส้นดูดกลืนกว้างของ AGN บางชนิด ซึ่งเรียกว่าควอซาร์เส้นดูดกลืนกว้าง (BALQSOs) มีการเสนอหลายกลไกที่เป็นตัวขับเคลื่อนลมจานเหล่านี้ แนวคิดหนึ่งคือลมจานที่ "ขับเคลื่อนด้วยเส้น" ในสถานการณ์นี้ โฟตอน UV ซึ่งผลิตขึ้นในจานใกล้ SMBH จะถูกกระเจิงโดย เส้นเร โซแนนซ์ ที่แข็งแกร่ง เส้นดังกล่าวจำนวนมากถูกสังเกตในสเปกตรัม UV ของ BALQSOs ^{[ 4 ]}ลมจานนี้กำลังขยายตัวในระนาบของจาน^{[ 3 ] [ 4 ]}

พบลมดิสก์รอบวัตถุอื่น เช่นหลุมดำมวลระดับดาวฤกษ์GRO J1655-40 [ ^{13 ]}ลมดิสก์ในระบบดาวคู่รังสีเอ็กซ์ของหลุมดำ^{[ 14 ]}หรือ^คาดว่า^{ลมดิสก์}จะเกิดขึ้นในคิโลโนวา^{[ 15 ]}

• จานรอบดาวฤกษ์
• ลมดาวฤกษ์