Discovery and Interpretation of an X-ray Period in the Galactic Center Source CXOGC J174536.1-285638
本文介绍了X射线源CXOGC J174536.1-285638的X射线和红外观测结果。以前的观测表明，这个源可能是一个具有高质量施主的吸积双星（HMXB）或碰撞风双星（CWB）。基于Chandra和XMM-Newton光变曲线，我们发现了一个明显的189+/-6天周期，置信度超过99.997%。我们讨论了这种周期性的几种可能的原因，包括轨道和超轨道的解释。我们详细探讨的可能性，X射线调制与轨道周期，并讨论了两种情况下的影响，其中一种情况下的变化是由恒星风的X射线源的遮蔽造成的，另一种情况下，它是由日食的X射线源。我们发现在第一种情况下，CXOGC J174536.1-285638与CWB和HMXB解释一致，但在第二种情况下，CXOGC J174536.1-285638更可能是HMXB。
2008-07-03 astro-ph
Probing Electron-Capture Supernovae: X-Ray Binaries in Starbursts
提出了恒星形成爆发后形成的高质量X射线双星（HMXB）的总体模型，研究了大质量ONeMg白矮星的电子俘获超新星（ECS）效应，并假设ECS事件与新生中子星的典型低超新星反冲有关。我们确定了一个有趣的ECS颠簸的时间演变的HMXB数字，这颠簸是由显着增加生产的风喂养HMXB 20-60百万年后星爆。ECS碰撞的幅度和年龄范围取决于ECS碰撞的强度和ECS祖细胞的质量范围。我们还发现，ECS-HMXBs形成通过一个特定的进化通道，预计将导致二进制与被捐助者在宽轨道。这些特性，以及它们对ECS特性的敏感性，为我们提供了一个有趣的机会，通过研究不同年龄的恒星爆发来探测ECS物理和祖先。具体来说，小麦哲伦星云的情况下，有一个显着的观察人口的Be HMXB和星暴活动30-60万年前，出现作为一个有前途的实验室，了解电子捕获超新星在中子星形成的作用。
2009-06-24 astro-ph
Orbital Phase Spectroscopy of four High Mass X-ray Binary Pulsars to Study the Stellar Wind of the Companion
我们的工作主要集中在四颗高质量X射线脉冲双星（HMXBPs）4U 1538-52、GX 301-2、OAO 1657-415和Vela X-1的轨道相位相关光谱。我们在此报告用Rossi X射线定时探测器和BeppoSAX卫星观测到的上述椭圆轨道上的HMXBPs在双星轨道上的吸收柱密度和磁力线通量以及其他光谱参数变化的测量结果。一个球对称的风廓线被用来作为一个模型，比较所观察到的柱密度变化。在这四颗恒星中，只有4U 1538-52的恒星风模型与观测结果有合理的印证，而在其余三颗恒星中，恒星风似乎是clusified的，光滑对称的恒星风模型似乎不足以解释这些数据。此外，在GX 301-2中，既没有确认盘的存在，也没有确认来自伴星的气流。此外，在OAO 1657-415和船帆座X-1的情况下获得的光谱结果或多或少与GX 301-2相似。
2008-12-24 astro-ph
Structure and Dynamics of Stellar Winds in High-mass X-ray Binaries
介绍了Chandra高能透射光栅光谱仪和XMM-牛顿反射光栅光谱仪对几个风馈高质量X射线双星（HMXB）的光谱观测结果。这些观测使我们能够更详细地研究恒星风的结构，并首次提供围绕致密物体的X射线光电离风的动态视图。然而，与此同时，它们也为我们提供了许多无法用简单模型解释的难题。例如，简单的球对称风模型不能解释观测到的线强度和形状的轨道相位变化，这可能是由于紧凑物体的存在和/或更复杂的辐射转移效应引起的内在不对称性造成的。观察到的线位移小于孤立OB超巨星的简单风模型的扩展所预期的。此外，还获得了一些新的光谱发现，包括：（1）来自膨胀风的P-Cygni线，（2）来自宽范围电荷态的多条Si K荧光线的检测，（3）来自冷介质的康普顿散射Fe K线。我们将讨论如何这些光谱诊断可以用来了解一些全球性的恒星风在HMXBs的属性。
2003-09-17 astro-ph
Massive Stars and their Compact Remnants in High-mass X-ray Binaries
在高质量X射线双星（HMXB）中，大质量恒星与中子星或黑洞伴星以各种方式相互作用。引力相互作用使得测量基本参数成为可能，例如两个二元组分的质量，对系统的演化历史，超核密度下物质的状态方程和超新星机制提供了重要的约束。大质量恒星的恒星风被致密伴星的强大引力场拦截，从而产生X射线。X射线增加了周围恒星风中一个小到很大范围内的电离度，这取决于X射线的光度。这对吸积流的结构和动力学有可观察到的影响。在本文中，我们集中在最大质量的HMXB的基本参数，即那些与OB超巨星的伴侣，包括一些系统表现出相对论喷流（“微类星体”）。
2005-02-16 astro-ph
Discovery of a bow shock around Vela X-1
我们报告了在著名的大质量X射线双星船帆座X-1周围发现的对称弓形激波。风弓激波是OB-逃逸恒星周围普遍存在的现象，但现在在HMXB周围发现了这样的结构。弓形激波的存在表明该系统相对于星际介质具有很高的（超音速）速度。从弓形激波的对称性，可以导出运动的方向，以及系统的起源和年龄。我们的观察支持布劳的情况下，形成的OB-runaway星的超新星爆炸的双伴星。
1996-11-04 astro-ph
Orbital Evolution and orbital phase resolved spectroscopy of the HMXB pulsar 4U 1538-52 with RXTE-PCA and BeppoSAX
利用Rossi X射线定时探测器（RXTE）和BeppoSAX卫星对高质量X射线脉冲双星4U~1538- 52的几个双星周期进行了详细的定时和光谱研究。脉冲时序分析与2003年RXTE数据超过两个双星轨道确认偏心轨道的系统。结合从这次观测中确定的轨道参数和早期的测量，我们没有发现任何证据表明这个X射线双星的轨道衰变。我们已经进行了轨道相位分辨光谱测量的光谱参数的轨道相位的变化，特别是吸收柱密度和铁线通量。在3- 20 keV能量范围内的RXTE-PCA谱符合幂律和高能截止，并在$\sim$ 6.4 keV处有一条高斯发射线，而BeppoSAX谱在0.3- 10.0 keV的限制能量范围内只需要在$\sim$ 6.4 keV处有一条幂律和高斯发射线。RXTE和BeppoSAX数据都包括沿视线的吸收。研究了自由光谱参数在双星轨道上的变化，发现视线内吸收物质柱密度随轨道相位的变化与一个简单的球对称伴星风模型相吻合。
2007-02-06 astro-ph
Modelling the orbital modulation of ultraviolet resonance lines in high-mass X-ray binaries
通过模拟高质量X射线双星的紫外共振线，研究了高质量X射线双星的星风结构。在船帆座X-1和4U 1700 -37这两个星系中，OB超巨星的紫外光谱是高分辨率的;天鹅座X-1、SMC X-1和LMC X-4的紫外光谱是低分辨率的。为了解释恒星风的非单调速度结构，应用了Lamers等人（1987）的Sobolev精确积分（SEI）方法的修改版本。UV共振线的轨道调制提供了关于围绕X射线源的Stroemgren区的大小的信息。然而，观测到的轨道调制的幅度（称为Hatchett-McCray效应）也取决于环境风的密度和速度结构。模型配置文件，说明了不同的星风参数的HM效果的外观上的效果。对这5个系统，导出了Hatchett & McCray（1977）的q参数，以及描述超巨星风结构的其它参数。创建所观察到的斯特罗姆格伦区的大小所需的X射线光度与所观察到的X射线通量一致。导出的风参数进行比较，确定在单一的OB超巨星类似的光谱类型。我们的模型自然地解释了在4U 1700 -37中观察到的HM效应的缺失。船帆座X-1的轨道调制表明，除了斯特龙格伦带之外，恒星风中还存在其他结构（如光电离尾流）。在相同的有效温度下，HMXB中的OB超巨星的风速与逃逸速度的比值比单个OB超巨星的低。
2001-07-04 astro-ph
Gamma-ray binaries: pulsars in disguise ?
LS 5039和LSI +61 303在高质量X射线双星（HMXB）中是独一无二的，因为它们的空间分辨无线电发射和它们的对应物在>GeV的伽马射线能量，规范地归因于吸积动力相对论性喷流中的非热粒子。另一颗已知发射甚高能量（VHE）伽马射线的HMXB PSR B1259-63拥有一颗非吸积毫秒脉冲星。我调查的相对论风从一个年轻的脉冲星与风从它的恒星同伴，在PSR B1259-63，是否构成一个可行的方案来解释LS 5039和LSI +61 303的观测。辐射将来自受冲击的脉冲星风物质，然后以彗星状的尾巴流到很远的地方，在较小的尺度上再现了在孤立的高速运动的脉冲星与ISM相互作用中观察到的情况。简单的预期SED的推导和依赖于几个输入参数。粒子演化的详细建模进行比较，从无线电TeV能量的观测。冲击波的加速提供了高能量的电子，这些电子稳定地发射X射线中的同步加速器，并将恒星光逆康普顿散射为伽马射线。从系统中流出的电子以红外频率或更低的频率发射。对于参数的标准值，充分再现了SED的整体方面。射电尾的形态可以模仿微类星体喷流。与已发表的LS 5039 VLBI图吻合良好，并预测了其外观随轨道相位的变化。脉冲星风的情况下，可以提供一个共同的，可行的框架来解释所有三个伽玛射线双星的排放。
2006-05-11 astro-ph
Hydrodynamical Simulations of Jet- and Wind-driven Protostellar Outflows
我们提出了二维流体动力学模拟的喷气和风驱动模型的原恒星外流，以便进行详细的比较所观察到的分子外流的运动学。比较不同的模拟与观察，我们发现，一些外流，例如，HH 212显示了与喷气驱动模型一致的特征，而其他的，例如，VLA 05487，与风力驱动模型一致。
2001-04-23 astro-ph
A hydrodynamic scheme for two-component winds from hot stars
我们已经开发了一个时间相关的两个组件的流体动力学代码来模拟辐射驱动的恒星风从热恒星。我们使用时间显式的van Leer格式来求解双分量恒星风的流体动力学方程。动态摩擦由于被动散装等离子体和线散射离子之间的库仑碰撞处理的时间隐式的，半解析的方法，使用一个多项式拟合的Mesrasekhar函数。这给出了稳定的结果，尽管问题的刚度。这种方法被应用到模型的恒星风都很差，以及耦合。而对于前一种情况，我们重现mCAK解决方案，对于后一种情况，我们的解决方案导致风解耦。
2007-09-28 astro-ph
Chandra X-Ray Imaging of the Interacting Starburst Galaxy System NGC 7714/5: Tidal ULXs, Emergent Wind, and Resolved HII Regions
我们目前的钱德拉X射线图像的相互作用星系对NGC 7714/5。除了无法分辨的星暴核外，在该核西北1.5”（270秒差距）处还探测到一个L（X）~ 10^40 erg/s的可变点源，与HST图像上的一个蓝色、极亮（M（V）~ -14.1）点源相一致。另外还观察到11个候选点状超亮X射线源（ULX），其中两个大于等于10^40 erg/s。其中十个与相互作用引起的特征有关，但只有两个与恒星形成有关。我们发现了L（X）~ 3 × 10^40 erg/s的弥散辐射，向核的北面延伸了11”（1.9 kpc）。它的光谱可以用二温Mekal函数（0.6/8 keV）或0.6 keV Mekal函数加幂律拟合。硬成分可能是由于高质量X射线双星（HMXB）与逆康普顿辐射的贡献，而软成分可能是来自超级风。我们还检测到四个核外HII区复合物的扩展X射线发射。如果X射线产生效率L（X）/L（mech）很高（~5%），这种辐射可能是由于HMXB或超新星风加热的扩散气体。为了估计L（X）/L（mech），我们收集了已发表的研究HII区域和附近星系中超级气泡的数据。对于年轻的HII地区（<3.5 Myrs），中位数L（X）/L（机械）~ 0.02%，而对于老年地区，L（X）/L（机械）~ 0.2- 7%。因此，超新星对气体的加热可能足以解释HII区的辐射。在比NGC 7714远得多的星系中，例如车轮星系，类似…
2004-12-01 astro-ph
Gamma-ray bursts from internal shocks in a relativistic wind: an hydrodynamical study
伽马射线暴的内激波模型涉及到在相对论风中发生的激波，它具有非常不均匀的初始洛伦兹因子分布。我们已经开发了一个一维拉格朗日流体动力学代码，以遵循这样的风的演变，我们得到的结果进行比较，在最近的一篇论文（Daigne和Mochkovitch 1998）中提出的一个简单的模型，所有的压力波被抑制在风中，使不同速度的壳只相互作用的直接碰撞。详细的流体动力学计算基本上证实了简单模型的结论：相对论风中的内激波可以再现伽马射线暴的主要时间和光谱特性。
2000-05-09 astro-ph
Hydrodynamical Models of Pulsar wind Bow-Shock Nebulae
我们提出了流体动力学模拟，使用2-D双流体模型，在一个有代表性的制度脉冲星风驱动的弓激波星云的弓激波。我们还研究了被动环形磁场围绕脉冲星速度方向缠绕的行为。此外，我们还估计了弓形激波对ISM中性氢穿透的不透明度。最后，我们比较这些数值结果与那些从分析模型。
2001-12-03 astro-ph
Smoothed Particle Hydrodynamics Confronts Theory: Formation of Standing Shocks in Accretion Disks and Winds Around Black Holes
本文给出了薄吸积盘和风的数值模拟结果。为此，我们使用平滑粒子流体动力学（SPH）技术。我们表明，模拟同意与最近的理论工作的冲击形成。最重要的结论是无粘流中的激波是极其稳定的。对于第一次，我们的工作也消除了在绝热流中的冲击的位置和稳定性方面的模糊性。
1993-10-27 astro-ph
O Star X-ray Line Profiles Explained by Radiation Transfer in Inhomogeneous Stellar Wind
通常认为，来自O型星的X射线是在星风深处产生的，并通过大量膨胀的物质向外传输，这会衰减辐射并影响发射线轮廓的形状。钱德拉和XMM-牛顿在光谱学上分辨这些谱线的能力为X射线产生的理论提供了严格的检验。事实证明，没有一个现有的模型能够一致地再现观察结果。这些模型的主要警告是平稳恒星风的基本假设。出于各种观测证据表明，恒星风实际上是结构化的，我们提出了一个随机的，不均匀的风的2-D模型。导出了这种介质的X射线辐射转移。结果表明，从一个聚集风的配置文件从传统的均匀模型预测的显着不同。我们回顾了来自恒星风的X射线线剖面的最新观测结果，并介绍了从非均匀风模型获得的线拟合。在计算大质量星风中的X射线运输时，包括HMXB，考虑不均匀性的必要性被强调。
2005-11-01 astro-ph
Hydrodynamic model atmospheres for WR stars: Self-consistent modeling of a WC star wind
我们提出了第一个非LTE大气模型的WR星，将流体动力学方程的自洽解决方案。该模型占铁组线覆盖和丛生，并计算流体动力结构的辐射驱动风一致的非LTE辐射运输的共同移动的框架。我们构建了一个自洽的风模型，再现了早期WC星（WC 5）的所有观测特性。我们发现，WR型质量损失发起在高光学深度由所谓的“热铁凸点”不透明度（Fe IX-XVI）。较低激发态的铁族离子与C和O结合，加速了外层风区。因此，风结构显示出两个加速区域，一个在大气光学厚的部分中靠近静风基地，另一个在风中更远。除了辐射加速之外，“铁凸”不透明度还导致深层大气层的强烈加热。我们发现观测到的WC星光谱中的窄OVI发射来自这个区域。通过它们对聚集因子的依赖，我们获得了关于WR风中密度不均匀性开始发展的位置的重要信息。
2004-10-28 astro-ph
Quantitative X-ray spectroscopy of massive stars
用聚集风中的辐射转移描述了在OI星船尾座Zeta的XMM-牛顿RGS谱中观测到的X射线发射线轮廓。结果表明，这种X射线谱可以解释为起源于一个多温度的碰撞等离子体位于风加速区。X射线在聚集的恒星风中衰减，这就给出了出射线的特征轮廓。我们专门研究了Zeta Pup光谱中的N-VII发射线。长期的RGS暴露揭示了N VII线轮廓是结构化的。在我们的Zeta Pup大气模型的基础上，我们排除了存在的N VII的冷风组件。我们认为，详细的N VII线结构是由于在热等离子体中的自吸收。风团簇也会影响高质量X射线双星（HMXB）中电离辐射的传输。我们推导出解析公式的电离参数依赖于风聚集的参数。
2006-05-22 astro-ph
An axisymmetric, hydrodynamical model for the torus wind in AGN
我们报告的时间依赖轴对称模拟的X射线激发流从秒差距尺度，旋转，冷环面周围的活动星系核。我们的模拟考虑了辐射加热和冷却以及辐射压力。模拟遵循的发展，主要是由X射线加热引起的一个广泛的双锥形流出。我们计算合成光谱预测我们的模拟。风的特性和光谱支持的假设，旋转支持环面可以作为风的来源，这是负责在许多塞弗特星系的X射线光谱中观察到的温暖的吸收气体。
2008-01-09 astro-ph
Hydrodynamical winds from two-temperature plasma in X-ray binaries
构造了一个围绕致密物体的球形双温等离子体的流体动力学风。质量损失率作为电子温度，光学深度和球的亮度的函数计算，其值可以约束已知的X射线二元系统的光谱能量分布的拟合。这些参数的敏感的依赖性的质量损失率导致识别两个不同的区域中的参数空间分离风为主的非风为主的系统。定义了区分这两个区域的临界光学深度τ_c，它是光度和电子温度的函数。光学厚度明显小于τ c的系统是风主导的。将所得结果应用于硬谱态的黑洞候选X射线双星系统（Cyg X-1，GX 339-4和Nova Muscae），发现它们的光学厚度（τ）与τ_c相似，表明它们是风调节系统。另一方面，对于包含中子星的X射线双星系统（例如，天鹅座X-2）τ比τ_c大得多，表明没有明显的流体动力风。
2000-11-28 astro-ph
Hydrodynamic Models of Line-Driven Accretion Disk Winds II: Adiabatic Winds from Nonisothermal Disks
本文对激变变星系中线驱动的吸积盘风进行了数值模拟。我们计算风的质量损失率，终极速度，和线轮廓CIV（1550 A）的各种视角。该模型是2.5维的，包括能量平衡条件，并计算辐射场作为附近的光学厚吸积盘的位置的函数。模型结果表明，离心力产生的碰撞的流线在磁盘风，这反过来又产生一个增强的密度区域，强调的必要性，二维计算，这些力量可以表示。对于盘光度Ldisk = Lsun，白矮星质量Mwd = 0.6 Msun，白矮星半径Rwd = 0.01 Rsun，我们得到风的质量损失率为dMwind/dt = 8.0 E-12 Msun/yr，终极速度约为3000 km/s。我们得到的线轮廓是一致的，在其一般形式的观测，特别是在大约一半的终极速度的蓝移分量的最大吸收，在由吸收组件所暗示的风速的大小，在发射组件的半高宽，并在倾斜角的强烈依赖。
2000-11-03 astro-ph
Effect of the Coriolis Force on the Hydrodynamics of Colliding Wind Binaries
使用全三维流体动力学模拟，我们调查的科里奥利力碰撞风双星系统的流体动力学和可观察的属性的影响。为了使计算易于处理，我们假设绝热，恒速风。辐射驱动，重力减速和冷却的忽视限制了我们的模型应用于实际系统。然而，这些假设使我们能够隔离科里奥利力的影响，并通过简化计算，使我们能够使用更高的分辨率（高达640 ^3）并对参数空间进行更大的调查。我们研究了碰撞风的动力学，具有相同的质量损失率和速度，来自圆形轨道上的等质量恒星，风与轨道速度之比的值的范围。我们还研究了来自椭圆轨道上的恒星的风的动力学，以及不同强度的风。恒星的轨道运动将激波风气体扫入阿基米德螺旋，激波强度不对称，因此螺旋前缘和后缘的激波后温度和密度不相等。我们观察到的Kelvin-Helmholtz不稳定性之间的接触表面的冲击风系统的轨道运动，即使当风是相同的。对于一个典型的系统，当风速与轨道速度之比减小到V_w/V_o = 2.5时，由轨道运动引起的激波强度的变化使T > 0.59 keV的激波后X射线发射气体的体积增加了63%。这就导致轨道周期较短的系统的自由-自由排放量增加，并改变了风衰减的时间依赖性。我们评论的重要性，轨道运动的影响，可观察到的性质碰撞风双星。
2007-02-16 astro-ph
Peering through the stellar wind of IGR J19140+0951 with simultaneous INTEGRAL/RXTE observations
我们同时使用RXTE和INTEGRAL卫星对高质量X射线双星IGR J19140+0951进行了观测。在3- 80 keV范围内获得的光谱使我们能够沿其双星轨道对系统进行精确的光谱分析。光谱演化证实了伴星的超巨星性质和致密天体的中子星性质。用一个简单的恒星风模型来描述光电吸收的演化，我们能够将轨道倾角限制在38- 75度的范围内。这一分析得出伴星的风质量损失率约为5x 10 e-8 Msun/年，与OB I光谱类型一致。我们在至少四次观测中发现了软过剩，这是该来源的第一次。过去，在几个HMXB中已经报告了这种软过度。我们讨论了这种过剩的可能来源，并建议，根据其光谱特性和发生周围的优越的结合，它可以被解释为来自中子星周围的电离气体的X射线发射的再加工。
2008-06-11 astro-ph
Hydrodynamic Models of Line-Driven Accretion Disk Winds III: Local Ionization Equilibrium
我们提出了随时间变化的线驱动的吸积盘风的激变变量系统的数值流体动力学模型，并计算风的质量损失率和终极速度。该模型是2.5维的，包括辐射加热和冷却过程的能量平衡条件，并包括局部电离平衡线辐射力参数的时间依赖性和空间依赖性。辐射场被假定起源于光学厚的吸积盘。风离子总数是在局部电离平衡由光电离和辐射复合决定的假设下计算的，类似于光电离星云。我们发现一股稳定的风从吸积盘流出。辐射加热倾向于维持盘表面附近高密度风区的温度，而不是冷却。对于盘光度Ldisk = Lsun，白矮星质量Mwd = 0.6 Msun，白矮星半径Rwd = 0.01 Rsun，我们得到风的质量损失率为dMwind/dt = 4 E-12 Msun/yr，终极速度约为3000 km/s。这些结果证实了在我们早期的恒定电离平衡绝热CV风模式中发现的一般速度和密度结构。此外，我们在这里建立2.5维数值模型，可以扩展到类星体/活动星系核风的地方电离平衡将发挥关键作用的整体动力学。
2002-09-17 astro-ph
Hydrodynamics of Supernova Evolution in the Winds of Massive Stars
核心坍缩超新星产生于大于8 $\msun$的恒星。这些恒星在其一生中失去了相当数量的质量，这些质量在恒星周围积累，形成风吹的气泡。当恒星在一次壮观的爆炸中死亡时，产生的SN冲击波将与这种改性的介质相互作用。我们研究了冲击波的演化，并探讨了这种相互作用的性质。我们集中在周围的35太阳质量的恒星介质中的SN冲击波的演变。我们讨论了由此产生的相互作用，形成和增长的不稳定性，偏离球形的流体力学。
2006-08-28 astro-ph
Hydrodynamics and High-Energy Physics of WR Colliding Winds
沃尔夫-拉叶（WR）星的主要特性之一是非常强烈的气体外流。不少于40%的WR星属于双星系统。年轻的大质量O星和B星是这类系统的次要组成部分。OB星也有强烈的星风。如果WR星和OB星的星风强度或多或少相当，或者如果双星组成部分之间的距离足够大，那么从WR星和OB星流出的星风可以碰撞，形成激波。在冲击中，气体被加热到温度$\sim 10^7$ K并产生X射线发射。星风碰撞不仅可能是WR + OB双星X射线辐射的原因，也可能是它们射电、红外和$γ$射线辐射的原因。讨论了WR + OB双星的星风碰撞、气体加热、粒子加速、X射线、$γ$射线、射电和红外辐射的产生。
1994-05-29 astro-ph
Modeling of multicomponent radiatively driven stellar winds using a Newton-Raphson method
本文提出了一种基于Newton-Raphson方法求解单组分和多组分流体动力学方程的简单方法。我们表明，这种方法可以用于解决定常流体动力学方程。这种方法已用于低密度星风模式的计算，因为星风的多分量性质影响着星风的总体结构。
2003-03-03 astro-ph
Hydrodynamical adaptive mesh refinement simulations of turbulent flows - I. Substructure in a wind
自适应网格细化（AMR）模拟中的湍流的分辨率的问题进行了研究，通过三维流体动力学模拟在一个理想化的设置，代表一个移动的子集群在合并事件。AMR模拟通常的细化标准的基础上选定的变量的局部梯度不正确解决集群的湍流下游的生产。因此，我们采用新的AMR标准，优化遵循的演变的湍流。我们证明，这些标准提供了一个更好的分辨率的流动过去的子集群，使我们能够遵循的剪切不稳定性的发病，湍流尾流的演变和随后的反反应的子集群核心形态。我们讨论了集群冷锋的建模的一些影响。
2008-07-01 astro-ph
Testing Hydrodynamic Models of LMC X-4 with UV and X-ray Spectra
我们比较了LMC X-4 X射线双星系统的流体动力学模型的预测与哈勃空间望远镜上的GHRS和STIS光谱仪的UV P Cygni线的观测。流体动力学模型确定的密度和速度场的恒星风，风压缩盘，吸积流，开普勒吸积盘，和吸积盘风。我们使用蒙特卡罗代码来确定的UV P天鹅座线的轮廓模拟的辐射转移的紫外光子，起源于恒星上，并在风中散射。预测的定性轨道变化与观测到的相似，尽管该模型未能再现强烈的轨道不对称性（观测到的吸收在phi>0.5时最强）。该模型预测日食中期的X射线光谱，几乎完全是由于康普顿散射，与一个因素4比ASCA观察到的流量少。我们讨论了如何可能需要改变模型来解释系统的光谱变异性。
2000-12-25 astro-ph
Hydrodynamical Studies of Wind Accretion Onto Compact Objects: Two-Dimensional Calculations
本文给出了二维非轴对称气体绕流引力致密物体的流体动力学模拟结果。计算是在均匀流以及横向速度和密度梯度的情况下进行的。我们发现，流动是高度不稳定的，表现出“触发器”的行为在以前的研究中看到的吸积盘形式与交替的旋转方向。我们研究了触发器行为的周期性，并研究了空间分辨率对结果的影响。我们发现，翻转运动产生的吸积力矩，在某些情况下，可能是足够大的解释在一些大质量的X射线天体中观察到的不稳定的自旋行为。
1996-10-29 astro-ph
Hydrodynamics of interaction of pulsar and stellar winds and its impact on the high energy radiation of binary pulsar systems
讨论了双星系统中脉冲星与星风相互作用的流体动力学及其对脉冲星PSR B1259-63/SS 2883非热辐射的影响。超相对论脉冲星风与非相对论恒星外流的碰撞导致脉冲星风中受冲击物质的大量加速。在距离与双星系统大小相当的情况下，激波流的洛伦兹因子可以大到$γ$ ~4。这导致加速电子的逆康普顿辐射的显著各向异性。由于所产生的辐射的多普勒增强，人们应该期望从系统中得到可变的伽马射线信号。特别是，这种效应可以很自然地解释报告的TeV伽马射线通量减少的趋势接近近星点。脉冲星和恒星风的相互作用的建模允许绝热损失的自洽计算。我们的结果表明，绝热损失占主导地位的辐射损失。这些结果对脉冲双星PSR 1259-63/SS 2883的射电、X射线和γ射线信号的轨道变化有直接影响。
2008-09-30 astro-ph
Hydrodynamic collimation of YSO jets
我们提出的结果，数值流体动力学模型的准直流出的年轻恒星物体。我们表明，存在一个环形的环境，可以导致有效的形成射流和双极外流从最初未准直的中心风。风与环境之间的相互作用导致两种类型的准直，一种是由辐射冷却效应主导的，另一种是在冷却效率较低时起作用的。我们描述了两种类型的射流，因为它们出现在模拟中，我们建议这些结构的长期演变的描述，在更现实的时间依赖性的风源。
1997-04-17 astro-ph
Three-dimensional hydrodynamic simulations of asymmetric pulsar wind bow shocks
我们提出了三维的，非相对论的，在脉冲星风星云的弓形激波的流体动力学模拟。模拟进行了一系列的初始和边界条件，以量化的纬度变化的脉冲星风的动量通量，辐射冷却的postshock流，和密度梯度的星际介质（ISM）所产生的不对称程度。我们发现，弓激波是稳定的，即使当旅行通过一个强大的ISM梯度。我们演示了弓激波的形状如何变化时，脉冲星遇到密度变化的ISM。我们发现密度壁可以解释PSR J2124-3358和PSR B 0740 -28周围星云的特殊弓形激波形状。壁在激波中产生扭结，而平滑的ISM密度梯度使激波倾斜。我们的结论是，风动量通量的各向异性单独不能解释所观察到的弓形激波形态，而是需要考虑到外部影响。我们表明，解析（单层，薄壳）解决方案是一个很好的近似时，动量通量是各向异性的，失败的一个陡峭的ISM密度梯度，并approaches有效冷却的数值解。我们提供了一个真空偶极子风和相关的冲击形状的纬度依赖性的解析表达式，并比较结果的分裂-偶极子风。我们发现，我们无法区分这两个风模型纯粹从弓形激波形态。
2006-10-16 astro-ph
The impact of accretion disk winds on the X-ray spectrum of AGN: Part 2 - XSCORT + Hydrodynamic Simulations
摘要：利用XSCORT，结合Proga & Kallman（2004）的流体动力学吸积盘风模拟，计算了吸积盘风对太阳质量为1 E8的黑洞活动星系核（AGN）以0.5 L/L_Edd吸积的X射线谱的影响.所得光谱的性质取决于视角，并清楚地反映了原始流体动力学模拟中明显的不同区域。非常赤道的视线（l.o.s）主要是康普顿散射和近中性吸收。极性光致发光导致光谱基本上没有特征。最后，与这些极端之间的过渡区相交的光致发光具有广泛的吸收特征，这些特征印在光谱上。极性区和过渡区L.O.S产生的光谱显示出高度电离、蓝移的Fe吸收特征，这些特征与越来越多的活动星系核的X射线光谱中观察到的特征定性相似。这里提出的光谱清楚地表明，目前的模拟线驱动的活动星系核吸积盘风不能再现光滑的软X射线过剩。此外，他们预测，高吸积率（L/L_Edd）活动星系核很可能受到强烈的影响，在鲜明的对比，通常假设的干净的图片，根据所观察到的分子环面和活动星系核光度之间的关系。
2008-10-08 astro-ph
Super stellar clusters with a bimodal hydrodynamic solution: an Approximate Analytic Approach
我们寻找一个简单的分析模型来区分星团经历双峰流体动力学解决方案，从那些能够驱动只有一个固定的风。双峰星系团在密集的内部区域经历强烈的辐射冷却，这导致超新星和恒星风注入的物质积累，并最终形成更多的恒星世代，而它们的外部区域维持稳定的风。从基本的水动力学方程出发，导出了解析公式。我们的主要假设，即在星团表面的密度尺度几乎线性的停滞半径，是基于半解析和全数值计算的结果。的解析公式允许确定的阈值机械光度，分开集群在两个解决方案中的任何一个。可以通过简单的解析表达式来确定停滞半径，从而确定在双峰状态下演化的星团以风的形式吹出或再循环到下一代恒星中的沉积物质的比例。
2007-06-13 astro-ph
Hydrodynamical study of neutrino-driven wind as an r-process site
本文采用广义相对论流体动力学方法研究了来自原中子星的中微子驱动风。我们研究了中微子驱动风的性质，以探索r过程核合成的可能性。利用原中子星的实际剖面和简化模型，在中微子光度恒定的假设下，对中微子加热和冷却过程进行了数值模拟。系统地研究了PNS的质量和中微子光度对PNS的依赖关系。与以往研究中的分析处理进行了比较。在现实PNS的情况下，我们发现，在目前的假设下，每个重子的熵和膨胀的时间尺度既不高，也不短的r-过程。另一方面，我们发现，膨胀的时间尺度得到的流体动力学模拟系统比在解析解，由于我们适当的处理状态方程。这一事实可能导致中子与种子比的增加，这是适合的r过程中的中微子驱动的风。事实上，对于大质量致密的高中微子光度原中子星，流体动力学模拟发现膨胀时间尺度足够短，r过程网络计算产生了A ~ 200的r过程元.
1999-12-08 astro-ph nucl-th
