Il vento da ovest-sudovest, piuttosto secco e polveroso, è noto in Argentina come zonda, ed è simile al föhn o foehn nelle Alpi europee. Questo vento soffia molto spesso dalle cime e crinali delle Ande cilene, trascinando detriti e polveri sul versante orientale della cordigliera delle Ande. Lo Zonda è un vento secco a genesi circumpolare (Polo Sud); inizialmente, le acque dell'Oceano Pacifico lo rendono moderatamente umido, ma perde la sua umidità nell'ascesa con espansione, raffreddamento e condensazione del vapore in acqua piovana che precipita sotto forma di neve per lo più sulle montagne del Cile (con crinali alti più di 4.000 metri e picchi oltre i 6 km), ed in seguito subisce una compressione e riscaldamento nella discesa dai crinali, fino alla Patagonia e alle Pampas. Il vento zonda può superare i 120 km/h. Gli effetti del fenomeno del "viento föhn" nell'ovest argentino sono visibili nella province di La Rioja, di San Juan, e nel nordest della Mendoza, a causa dell'effetto della pressione suscitata dai venti provenienti dal Pacifico del sud, dall'altezza delle Ande, e da vari fenomeni di incanalatura orografica dei venti sull'altopiano, dove la "meseta della Puna" dissipa questi venti. Il vento zonda è la conseguenza finale del movimento verso nordest dei fronti climatici antartici, e precede venti freddi ciclonici, ma è piuttosto caldo a causa del soleggiamento e della compressione adiabatica nelle valli di Tulúm, Ullum, Zonda, e nella valle di Jáchal, nella provincia di San Juan, dove predominano. A quote maggiori si verifica il viento blanco, saturo di neve, che giunge a velocità superiori ai 200 km/h. Questo "vento bianco" di alta quota è una risorsa idrica importante per la regione arida del Cuyo, ed è la principale ragione dell'accumulo di neve alle alte quote in ghiacciai. Il vento zonda di solito inizia al pomeriggio (tra le ore 12 e le 18), e suole persistere nelle seguenti 2-12 ore, per presentarsi in seguito con intermittenza per 2-3 giorni, per poi essere seguito dall'entrata di masse d'aria fredda che si muovono in direzione nord-nordest (viento sur). Nel 90 % dei casi, il fenomeno avviene tra maggio e novembre.

Il vento stellare è un flusso di gas elettricamente neutro o elettricamente carico emesso dall'atmosfera superiore di una stella. Si distingue dai flussi molecolari bipolari, tipici delle stelle neoformate, per essere poco collimato, anche se i venti stellari non si propagano uniformemente secondo una simmetria sferica. I venti stellari sono responsabili di una certa perdita di massa da parte delle stelle. Ogni tipologia stellare possiede un differente tipo di vento stellare. Le stelle in una fase successiva alla sequenza principale, prossime al termine della propria evoluzione, tendono spesso a perdere gran parte della propria massa (con valori prossimi a 10-3 Mʘ l'anno) in dei venti molto lenti, con velocità dell'ordine dei 10 km/s. Di questa classe di stelle fanno parte le giganti e supergiganti rosse e le stelle del ramo asintotico delle giganti. Gli astrofisici ritengono che tali venti siano guidati dalla pressione di radiazione esercitata sulla polvere che si condensa nell'alta atmosfera della stella. Attorno a Betelgeuse, per esempio, i radiotelescopi possono vedere una serie di cerchi concentrici che sono il risultato dell'imponente perdita di massa della stella. Una stella di grande massa può perdere anche varie masse solari nel corso della sua vita a causa del forte vento stellare.Le stelle di classe G, come il Sole, possiedono dei venti che si dipartono dalla corona, una regione dell'alta atmosfera molto calda ed altamente magnetizzata; in particolare, il vento emesso dal Sole prende il nome di vento solare. Tali venti consistono essenzialmente di elettroni e protoni ad alta energia (circa 1 keV), in grado di sfuggire alla gravità dell'astro a causa dell'alta temperatura coronale. Le stelle massicce di classe O e B e le stelle di Wolf-Rayet possiedono dei venti stellari estremamente veloci (con velocità spesso superiori a 2000 km/s), ma con una perdita di massa inferiore a quella delle stelle più vecchie (inferiore dunque a 10-6 Mʘ l'anno). Si ritiene che tali venti siano guidati dalla pressione di radiazione esercitata sulle linee di assorbimento in risonanza di alcuni elementi chimici pesanti, come carbonio e azoto. Tali venti sono spesso all'origine di bolle nel mezzo interstellare, dette bolle di vento stellare. Il raggio massimo di questa bolla è dove la pressione interna diventa uguale a quella del mezzo circumstellare, cioè la forza del vento non è più sufficiente a spingere indietro il mezzo interstellare. La dimensione tipica di una bolla è ~ 30 pc, con temperatura interna dell'ordine di 106 K e densità n ~ 0,01 cm-3. Queste bolle interstellari, da una prima fase di conservazione di energia, si espandono creando un caldo guscio (le collisioni ad altissima velocità riscaldano il gas del vento stellare portandolo a temperature abbastanza alte che esso emette nel range dei raggi X), e arrivano a una certa altezza di stallo dove le perdite radiative causano il collasso della bolla stessa. In associazioni di stelle di tipo spettrale O e B, una combinazione di forte vento stellare ed esplosioni di supernovae concorrono a formare una grande cavità nel mezzo circumstellare che può eventualmente espandersi al di là del disco e dunque creare un canale di comunicazione disco-alone. Questo meccanismo prende il nome di fontana galattica.Sebbene i venti emessi dalle stelle di sequenza principale non influenzino in maniera decisiva l'evoluzione dell'astro, durante le ultime fasi evolutive si trovano spesso ad avere un ruolo determinante nel destino della stella: infatti molte stelle di massa intermedia evolvono in nebulose planetarie e poi in nane bianche, anziché esplodere in supernovae ed evolvere in stelle di neutroni, proprio a causa della perdita di massa col vento stellare, che fa sì che il nucleo raggiunga una massa inferiore al limite di Chandrasekhar, corrispondente ad 1,44 Mʘ.

La scala di Beaufort è una misura empirica (quindi non una misura esatta standardizzata per convenzione) della forza del vento misurata in 12 "gradi" o "numeri" (indicati col simbolo Bft), poi portati a 17 per agevolare la misurazione della forza dei vari tipi di uragani.

L'oidio, detto anche mal bianco, nebbia o albugine, è una malattia trofica delle piante causata da funghi Ascomycota della famiglia delle Erysiphaceae nella fase asessuata del ciclo, in passato identificata con il genere di funghi imperfetti Oidium. Caratteristica comune degli Oidium è quella di produrre ife conidiofore terminanti con catene di conidiospore, dette appunto oidiospore. Il rapporto trofico che lega gli agenti dell'oidio alle piante ospiti è un parassitismo obbligato. La maggior parte delle specie si comporta come ectoparassita, sviluppando un micelio sulla superficie degli organi attaccati. La relazione anatomo-fisiologica che lega il patogeno all'ospite è costituita da austorii che attraversano l'epidermide penetrando nelle cellule del tessuto sottostante. Solo alcune specie, facenti capo ai generi Leveillula e Phyllactinia, penetrano attraverso gli stomi comportandosi in questo caso come ecto-endoparassiti o come endoparassiti.