A Clumping Independent Diagnostic of Stellar Mass-loss Rates: Rapid Clump Destruction in Adiabatic Colliding Winds
热星风的聚集会显著影响质量损失率的估计、恒星的推断演化以及星风对环境的影响。通过对有团簇风的碰撞风双星（CWB）的流体动力学模拟，发现当碰撞风区（WCR）内的气流为绝热流时，对于合理的团簇参数，团簇在通过WCR的约束激波后迅速被破坏。尽管激波后气体的密度和温度波动很大，但相互作用的总体效果是使风中现有的结构变得平滑。在整个相互作用区域的平均值，所产生的X射线辐射非常类似于平滑风碰撞产生的辐射。X射线发射对成团的不敏感性表明它是一个很好的诊断恒星质量损失率在宽CWBs，并可能被证明是一个有用的补充现有的技术来推导质量损失率，其中许多是非常敏感的成团。在WCR，cluerous风也对各种现象有影响：由于超音速MHD湍流、多次激波的再加速和重连，粒子加速可能在整个WCR发生;对于非平衡电离和电子加热速率的研究，可能需要对WCR的特性进行统计描述;两股风的物理混合将得到加强，这似乎是触发尘埃形成的必要条件。
2007-03-23 astro-ph
Stellar winds from massive stars - What are the REAL mass-loss rates?
我们讨论最近的证据表明，目前接受的质量损失率可能需要向下修订，作为以前被忽视的风的“结块”的后果。最后总结了有关成团因子径向分层的新结果。我们研究了聚集对磷电离平衡的影响，这在从FUV PV共振线的分析中推导出聚集因子的约束时具有重要意义。
2006-07-13 astro-ph
Using polarization to study the winds of massive stars
近年来，风聚集的话题一直是许多活动的主题，因为它可能对推导出的质量损失率产生影响。在这里，我们提出了另一种方法调查风聚集，偏振。我们目前的模拟产生的cloudful风的极化，并认为，观察可能只是再现统计偏差从球对称时，流出只是稍微分散。在这里，极化与$\dot{M}$成比例，这与LBV，WR和O超巨星的观测结果一致。最后，我们在$\sim 2-3$的内2 $R_{\star}$中发现了成团因子，并对热星的成团分层进行了推测。
2006-09-13 astro-ph
Spectroscopy of SMC Wolf-Rayet Stars Suggests that Wind-Clumping does not Depend on Ambient Metallicity
热的、大质量的、发光的恒星的质量损失率被认为是塑造这类恒星演化轨迹和影响星系尺度上的星际介质的决定性参数。这种风中无所不在的小尺度结构（团块）可能会使质量损失率的经验估计值降低3倍以上。到目前为止，还没有直接的观测证据表明，在环境金属丰度较低的环境中，风聚集可能会保持在同一水平，在那里，风驱动的不透明度降低。本文报道了小麦哲伦星云中三颗Wolf-Rayet星族I星的时间分辨光谱研究结果，其中环境金属丰度约为1/5 Z_Sun。我们探测到在星风加速部分中有许多向外移动的小尺度发射峰。这些运动特征的一般性质，如速度色散、发射率和平均加速度，密切匹配的小规模的不均匀性在银河系沃尔夫-拉叶星风的相应特征。
2007-01-18 astro-ph
Structure and clumping in the fast wind of NGC6543
对FUSE卫星的远紫外光谱进行了分析，以独特地探测富氢行星状星云NGC 6543（HD 164963）中央恒星快风的空间结构和聚集。非饱和PV 1118、1128共振线P天鹅座廓线的时间序列数据提供了外流中可变风条件的非常灵敏的诊断。我们报告发现的幕式和经常性的光深度增强的PV吸收槽，与0.17天的调制时间尺度的一些证据。SEI线合成模型用于推导物理特性，包括单个“事件”的光学深度演变。这些特征的特性基本上与大质量OB星紫外线谱线中常见的“离散吸收成分"相同。我们还采用了统一的大气模型代码CMFGEN探索光谱特征的结块，特别是报告的PV线的清晰的灵敏度的团块体积填充因子。这里提出的结果有影响的PN中心星的质量损失率的向下修正。我们的结论是，时间结构中看到的PV线的NGC 6543可能有一个物理起源，这是类似于在大质量的，发光的恒星，并可能与近表面的恒星脉动和/或磁场引起的扰动。
2007-08-17 astro-ph
Optically Thick Clumps - Not the Solution to the Wolf-Rayet Wind Momentum Problem?
本文重新讨论了热星风动量问题η= mdot*vinfty/（L/c）>> 1，并指出传统的观点，即可以用风的聚集和光子的多次散射相结合的方法来解决这个问题，对于光学厚的团簇是不自洽的。聚束确实减少了质量损失率mdot，从而减少了产生特定射电发射量度\varepsilon所需的动量供应，而多重散射增加了特定恒星光度L的动量供应。然而，在厚团块的情况下，当组合时，这两种效应相反而不是一致地起作用，因为团块减少了多次散射。因此，可输送的动量与所需的动量之比对于平稳风是最大的，而动量问题仍然存在于厚团块的情况下。在薄团块的情况下，团块在降低η方面的所有益处在于对于给定的\varepsilon降低\mdot，使得需要极小的填充因子f = 10 e-4。它还表明，聚集影响的推断\mdot从无线电\varepsilon不仅通过改变每单位质量的排放量，但也通过改变无线电光学深度单位半径R_{rad}，因此观察到的风量，在无线电波长。
2004-06-30 astro-ph
Wind clumping and the wind-wind collision zone in the Wolf-Rayet binary gamma Velorum
我们给出了对沃夫射线双星系统附近的一个γ ^2 Velorum（WR 11，WC 8 + O 7. 5 III，P = 78. 53 d）在X射线高态和低态下的XMM-牛顿观测结果。在高状态下，从热碰撞等离子体的发射占主导地位，从约1至8千电子伏。在低状态下，1至4 keV之间的光子被吸收。热等离子体被确定与主沃尔夫-拉叶星和次级O巨星的风之间的激波区。在Wolf-Rayet风中，低态的吸收被解释为光电吸收。这种吸收使我们能够测量吸收柱密度，并推导出WC 8星的质量损失率为8 × 10 ^{-6} M_sun/yr。这个质量损失率，结合以前的沃尔夫-拉叶风模型，提供了一个聚集WR风的证据。要求聚集因子为16。低于1 keV（12 Ang）的X射线光谱显示没有吸收，并且在两种状态下基本相似。有一个相当明显的分离，即从一个等离子体热超过5 MK的发射被大量吸收在低状态，而较冷的等离子体不是。这种冷等离子体必须来自比热材料更广泛的区域。X射线发射材料中的氖丰度是太阳值的2.5倍。在两个阶段都意外地检测到CV（25.3 Ang）和CVI（31.6 Ang）辐射复合连续体，表明在二元系统中存在一个位于远处的冷（~ 40，000 K）复合区域。
2004-04-30 astro-ph
Clumping effects on non-thermal particle spectra in massive star systems
观测证据表明，大质量恒星的恒星风是聚集在一起的。许多大质量恒星系统被称为非热粒子产生场所，正如它们在无线电波段的同步辐射所表明的那样。因此，它们也被认为是非热高能光子产生高达伽马射线能量的候选地点。目前的工作认为，预计在碰撞风系统的发射相对论粒子谱风结块的影响，建立了从热风粒子池通过扩散粒子加速，并考虑逆康普顿和同步加速器的损失。与均匀风相比，团簇风在团簇进入风碰撞区时，会引起发射粒子谱的通量变化。结果发现，与这种变化相关的光谱特征移动时间从低到高的能量带与任何两个光谱带之间的时间偏移依赖于团块大小，填充因子，和粒子能量的增益和损失的能量依赖性。
2007-10-18 astro-ph
Hydrodynamical models of clumping beyond 50 stellar radii
我们提出了一维的，随时间变化的模型所产生的线deshadowing不稳定的团块。为了跟踪超过1000个恒星半径的团块，我们使用了一种有效的移动盒技术。我们表明，在近似值，风可以保持成团以及无线电连续的形成区域。
2007-11-13 astro-ph
Advances in mass-loss predictions
我们提出的Monte Carlo质量损失预测的大质量恒星涵盖了广泛的恒星参数的结果。我们严格测试我们的预测对一系列观察到的质量损失率-在最近的讨论风聚集。我们还提出了一个模型来计算集群引起的偏振变化的热恒星，我们比较这与观测的发光蓝变星，偏振变化大于O和沃尔夫-拉叶星。明亮的蓝色变星是研究风聚集和风的几何形状以及风的强度计算的理想试验平台，我们认为它们可能是直接的超新星祖先。
2007-08-15 astro-ph
Mass loss from hot massive stars
质量损失是大质量恒星演化的一个关键过程，必须定量地理解，才能成功地应用于更广泛的天体物理学。在这篇综述中，我们讨论了辐射驱动的质量损失的各个方面，从理论和观测方面。我们专注于从OB星的风，与一些游览的发光蓝变星，沃尔夫-拉叶星，A-超巨星和中央恒星的行星状星云。在简要介绍了线驱动风的一维定常标准模型后，讨论了考虑旋转和磁场的推广。所谓的双稳态跳跃的相关性进行了概述。我们总结了从观测资料中推断风特性的诊断方法，并将结果与理论预测进行了比较，其特点是质量损失-金属丰度依赖性。随后，我们集中在两个紧迫的问题，挑战我们目前的理解辐射驱动的风：弱风和风丛。我们讨论了测量质量损失率从弱风和近红外光谱的潜力的问题。风聚集有严重的影响，观测诊断的解释，推导出的质量损失率可以高估的因素2至10，如果聚集被忽略，我们描述了正在进行的尝试，以允许更统一的结果。我们指出，独立的论点，从恒星演化赞成适度减少目前的质量损失率。我们还考虑了更大尺度的风结构，解释在同向旋转相互作用的区域，并完成这篇评论与讨论的X射线线发射的大质量恒星的最新进展，突出到多远的分析，这样的X射线线发射可以提供进一步的线索，关于风聚集的充分描述。（摘要摘要）
2008-11-04 astro-ph
Low mass loss rates in O-type stars: Spectral signatures of dense clumps in the wind of two Galactic O4 stars
利用FUSE和IUE的数据，我们分析了银河系中两颗O 4星的远紫外光谱：O 4 If+超巨星HD 190429 A和O 4V（（f））矮星HD 96715。我们进行了定量分析的基础上的两个NLTE模式的大气和风的代码，TLUSTY和CMFGEN。我们导出了这两颗恒星的星风参数和表面成分。HD 190429 A的表面具有典型的演化O超巨星（富N，C和O-穷人）的组成，而HD 96715表现出表面N增强类似于SMC O矮星中发现的富集，并归因于旋转诱导的混合。我们发现，均匀风模型不能匹配观测到的轮廓O V1371，并需要非常低的磷丰度，以适应P V1118-1128共振线。然而，我们能够匹配的O V和P V线使用聚集风模型。我们发现，NIV 1718也是敏感的风丛生。对于这两颗恒星，我们已经计算出了聚集风模型，这些模型与来自不同物种的所有这些线条都很好地匹配，并且与Halalpha数据保持一致。因此，这些拟合提供了一个连贯的，因此更强有力的证据，风聚集在O型星比以前的索赔。我们发现这两颗恒星的风是高度聚集的，表现为非常小的体积填充因子，即HD 190429 A的f=0.04，HD 96715的f=0.02。与我们对SMC恒星的分析一致，聚集开始于风的深处，就在音速点上方。我们分析的最重要的结果是，O型星的质量损失率需要大幅向下修正，修正系数为3或更多。在确定O型星的风特性时，考虑风聚集…
2005-04-25 astro-ph
Probing Clumpy Stellar Winds in SFXTs
通过对SFXTs硬X射线变率的研究，可以得到对大质量恒星风聚集的定量约束。在这些系统中，很大一部分硬X射线是以耀斑的形式发射的，典型的持续时间为3千秒，频率为7天，亮度为$10^{36}$尔格/秒。这种耀斑很可能是由在$\sim10$ R $_*$轨道上运行的致密物体与风团（$10^{22-23}$ g）相互作用而发射的。团块和团块间培养基之间的密度比为$10^{2-4}$。团簇和团簇间介质的参数与宏观团簇情景和线驱动不稳定性模拟吻合良好。
2008-03-12 astro-ph
Probing clumpy stellar winds with a neutron-star
INTEGRAL通过揭示吸收和快速瞬变（SFXT）系统，使银河系中已知的超巨型高质量X射线双星（sgHMXB）的数量增加了两倍。通过对SFXT硬X射线变率的研究，可以得到对大质量恒星风成团的定量约束。大部分的硬X射线是以耀斑的形式发射的，典型的持续时间为3千秒，频率为7天，亮度为1 E36尔格/秒。这种耀斑很可能是由一个以~ 10 R* 轨道运行的致密物体与风团（1 E（22-23）g）的相互作用发出的，风团代表了恒星质量损失率的很大一部分。丛与丛间培养基的密度比为1 E（2-4）。团簇和团簇间介质的参数，来自SFXT燃烧行为，与宏观团簇方案和线驱动的不稳定性模拟符合得很好。SFXT可能具有比经典sgHMXB更大的轨道半径。
2007-12-12 astro-ph
Constraints from ISO Data on the Velocity Law and Clumpiness of WR 136
利用红外空间天文台（ISO）SWS光谱仪的观测结果，对沃尔夫-拉叶（WR）星WR 136（HD 192163）（WN 6）的速度定律和风成团进行了约束。由于WR风中的自由-自由连续谱不透明度随红外波长的增加而稳定地增加，因此连续谱中的每一点都可以看作是在波长较长的情况下在一个半径较大的伪光球中形成的。利用这一思想，结合对几条\ion{He}{2}复合线的多普勒展宽宽度的分析，我们可以得到WR 136星风的速度规律和团块的信息。采用$β$ -律分布的出流速度定律，我们计算了连续的能量分布和线轮廓。有趣的是，连续数据被发现约束风有相当低的成簇值的IR形成区域。
2003-06-17 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
Recombination Lines and Free-Free Continua formed in Asymptotic Ionized Winds: Analytic solution for the radiative transfer
在致密的热星风中，红外和射电连续谱主要由自由-自由不透明度和复合发射线谱所控制。在等温的球对称出流和以恒定径向速度膨胀的情况下，稠密风连续辐射的辐射转移是解析的。甚至可以导出复合线的发射轮廓形状。这些推导的关键是不透明度只与密度的平方成比例。这些结果是众所周知的。在这里，扩展的推导也允许线混合和列入一个额外的幂律依赖性超出了密度依赖。附加的幂律被提升为半径相关的聚集因子的表示。它示出的线宽和发射线的等效宽度的差异取决于成团幂律的陡度。假设LTE中He { \sc ii}的上能级的相对能级布居，给出了该模型在富碳星WR 90的{ \em Spitzer}/IRS光谱数据中的一个示例性应用。
2009-04-28 astro-ph
A Model For the Formation of High Density Clumps in Proto-Planetary Nebulae
在蛋星云CRL 2688中，要在大半径范围内探测到NaCl，需要在r ~几× 10^17 cm的厚壳层中有10^7 ~ 10^8 cm^-3的密度。为了解释这些结果，需要一种机制来在距离中心恒星相当远的地方产生高密度。在快速风与环境介质相互作用的二维模拟中，材料变得热不稳定。由此产生的团块可以达到NaCl激发的必要条件。我们提出了2D模型与简单的物理原理证明计算表明，丛生行为是强大的。在碰撞风模型中，成团是冷却的自然结果，与从观测中推断的结果相当。
2003-09-19 astro-ph
Modeling Ultraviolet Wind Line Variability in Massive Hot Stars
我们的模型的详细时间演化的离散吸收组件（DAC）中观察到的天鹅座P配置文件的Si IV lam 1400共振双线的快速旋转的超巨星HD 64760（B0.5磅）。我们采用了通常的假设，即DAC是由恒星风中的同向旋转相互作用区（CIR）引起的。我们进行三维辐射转移计算与流体动力学模型的恒星风，将这些大规模的密度和速度结构。我们开发了三维传输代码Wind 3D来研究CIR的物理特性，并详细拟合DAC的形状和形态。CIR是由恒星表面的不规则性引起的，这些不规则性改变了恒星风中的辐射力。在我们的流体动力学模型中，我们近似这些不规则性的圆对称点的恒星表面。我们使用Zeus 3D代码来模拟恒星风和CIR，仅限于赤道平面。我们约束的大规模风结构与详细的适合在HD 64760中观察到的DAC的属性。在赤道两侧有两个亮度和大小不相等的斑点的模型，其开口角为20 +/- 5度和30 +/- 5度直径，分别比恒星表面亮20 +/-5%和8 +/-5%，提供了对观测到的DAC的最佳拟合。与估计的旋转周期相比，DAC的重现时间对应于比旋转速度慢5倍的点速度。HD 64760结构风模型的质量损失率不超过球对称平滑风模型的1%。在大量热恒星中观察到DAC的事实限制了它们风中可能存在的聚集，因为大量的聚集往往会破坏CIR。
2007-12-21 astro-ph
Atmospheres and Winds of PN Central Stars
本文综述了近年来PN中心星大气和风的模拟研究进展。我们讨论了NLTE中数百万条金属线的覆盖对诊断光球和恒星风线的影响，这些风线可用于确定恒星参数，如有效温度，重力，半径，质量损失率和距离。我们还参考了最近对大质量O型恒星风的研究，这表明它们的风可能是不均匀的和聚集的。我们调查这项工作的PN中心恒星的光谱诊断的影响，并介绍了一种方法来确定风聚集因子的相对强度的Halalpha和HeII 4686。在此基础上讨论了CSPN的风特性。
2006-08-03 astro-ph
Nonlocal radiative coupling in non monotonic stellar winds
有强有力的观测证据表明，来自炽热发光恒星的辐射驱动恒星风中存在激波和聚集现象。由此产生的非单调的速度定律允许远距离的位置之间的辐射耦合，这是迄今为止没有考虑在流体动力学风模拟。在本文中，我们确定了球对称流动中存在辐射耦合时的Sobolev源函数和辐射线力，将Rybicki和Hummer（1978）的几何自由形式推广到三点耦合的情况，这可能是由于，例如，共转相互作用区域、风冲击或质量过载。对于一个简单的模型的过载风，我们发现，令人惊讶的是，在一定高度以上的所有半径的流动减速时，非局部辐射耦合占。我们讨论辐射驱动的风是否可能在一般情况下不能重新加速后，非单调性已发生的速度定律。
2005-10-28 astro-ph
A Model for the Chromosphere/Wind of 31 Cygni and its Implications for Single Stars
我开发了一个详细的经验模型的色球和风的31天鹅座的基础上，以前发表的分析IUE光谱从1993年的日食和热力学风必须如何驱动。然后，我用这个模型来解释观测到的单超巨星，并评估证据，他们的风是从根本上不同于那些超巨星的双星系统。这个模型自然地预测了一定程度的气体聚集，以平衡驱动风的压力。它还预测，各向异性湍流，如将导致横向位移的阿尔芬波沿径向磁通量线，将不会给出大致高斯分布的发射线看到在冷巨星。此外，这意味着C II]可能根本不能告诉我们很多色球层的一般情况。最后，我推测混沌磁场，在动态平衡与气体的风，是实际的驱动机制。
2008-03-04 astro-ph
FUSE Observations of Variability in Hot-Star Winds
通过对大麦云云中O超巨星的远紫外时间序列观测，得到了对导致离散吸收分量的大尺度风结构的新约束。
2004-10-04 astro-ph
Magnetic fields and UV-line variability in $β$ Cephei
我们目前的数值模拟结果的风变的磁性B1 IVe星$β$仙王座。2D-MHD模拟用于确定风的结构。从这些风模型中，我们计算出不同方位角的线轮廓，以模拟旋转。结果与观测到的紫外风线廓线进行了比较。
2006-03-16 astro-ph
The Detection of Wind Variability in Magellanic Cloud O Stars
本文报道了麦哲伦星云O型星（Sk-80，Sk-67 - 05和Sk-67 - 111）的远紫外探测器（FUSE）光谱。这些数据表明，FUSE有能力对河外恒星进行时间分辨光谱分析。FUSE的波长覆盖范围提供了进入共振线的途径，这是由于不太丰富的物种，如硫，这是不饱和的O超巨星。这使我们能够检查风的变化，在所有的速度在共振线的恒星具有更高的质量损失率比可以在更长的波长（λ> 1150 A）的研究。FUSE的波长范围还包括离子的共振线，这些离子包含了预期的风的主要电离阶段。我们的观测时间跨度为1-4个月，有几个密集的采样间隔为10小时或更长。这些观测结果揭示了所有计划恒星的风变率以及电离结构和变率时间尺度的显著差异。Sk-67 111在小于10小时的时间尺度上表现出显著的风变，最冷的O星（Sk-67 05）表现出最大的OVI变化。
2000-05-22 astro-ph
Three Dimensional Radiative Transfer in Winds of Massive Stars: Wind3D
我们讨论了新的辐射转移程序Wind3D的发展。它解决了非LTE的辐射传输问题，在移动恒星大气模型在三个几何尺寸。该代码接受任意三维速度场在笛卡尔几何没有假设的轴对称。Wind3D目前被实现为一个完全并行化的（精确）加速lambda迭代方案，具有两个级别的原子配方。数值转换方案是有效的，非常精确的跟踪线不透明度在强散射为主的扩展恒星风的局部速度梯度的微小变化。我们研究了在大质量恒星紫外光谱中观测到的天鹅座P线轮廓的详细形成。我们计算这些共振线的详细形状来模拟线不透明度的局部增强，例如，可以由超音速膨胀风中的聚集引起。Wind3D将应用于流体动力学模型，以研究离散吸收线组件的物理特性。
2007-07-25 astro-ph
The superimposed photospheric and stellar wind variability of the O-type supergiant alpha Cam
（摘要）我们提供了经验约束的不同的物理组件，可以采取行动，以产生主要或部分风形成的发光OB星的光学线的时间变化，从而可能影响可靠的基本参数的确定，包括质量损失率通过聚集风。利用时间序列光谱学从历元传播超过$\sim$ 4年，O9.5超巨星$α$凸轮的案例研究。我们证明He I 5876（2 $^3$ P $^0$ -3 $^3$ D）线是这颗恒星光球和风变的重要诊断线。$α$凸轮的光学线轮廓的影响（一）深层次的波动接近，或在光球，（二）大气速度梯度，和（三）大尺度恒星风结构。这项研究提供了新的经验的观点，在大质量发光恒星的恒星风签名的精确线合成建模。使用一个纯的Halalpha线合成代码，我们解释了在$\sim$ 5.1 $\times$ 10 $^{-6}$到6.5 $\times$ 10 $^{-6}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$范围内，$α$ Cam的朝红和峰值发射的最大变化。然而，该模型通常无法再现的形态的蓝（可能吸收）地区的配置文件。
2006-06-29 astro-ph
Bright OB stars in the Galaxy.II. Wind variability in O supergiants as traced by H-alpha
我们研究了O型超巨星的大样本H-α谱线的变化。我们使用的时间方差谱（TVS）分析，开发的Fullerton等人1996年和修改我们考虑到风排放的影响。通过比较分析，我们把一些约束的变化作为恒星和风参数的函数的属性。我们的分析结果表明，样本中的所有恒星都显示出H-α中显着的lpv证据，主要由风中的过程主导。变化发生在零和0.3v_inf之间（即，低于~1.5 R_star），与类似研究的结果良好一致。观测和线剖面模拟之间的比较表明，对于中等风密度的恒星，H-α变化可以用简单的模型来解释，由均匀分布在风体积上的连贯或破碎的壳（斑点）组成，在最大密度对比度中具有约为两倍的内在散射。另一方面，对于风密度较低和较高的恒星，我们发现观测结果与我们的预测之间存在某些不一致，最重要的是关于TVS的平均振幅和对称性。这种不一致可以用相干的大尺度结构的存在来解释，这些结构部分地被限制在靠近恒星的体积中。用可变的质量损失率来解释，观测到的H α变化表明，对于风较强的恒星，相对于M_dot平均值的变化为4%，对于风较弱的恒星，相对于M_dot平均值的变化为16%。这些变化对相应的风动量的影响是相当微不足道的（<0.16 dex），增加了本地的散射，而不影响风动量光度关系。
2005-05-31 astro-ph
FUSE Snap-Shot Survey of O VI Variability in the Winds of 66 OB-Type Stars
我们已经使用远紫外光谱探测器（FUSE）进行快照调查的OVI的变化在银河系和麦哲伦云的66 OB-type恒星的风。这些时间序列由两个或三个观测组成，间隔从几天到几个月不等。虽然这些时间序列提供了最低限度的检测变化所需的信息，本次调查表明，在OB型恒星的风中的O VI双线在不同尺度上的时间和速度是可变的。对于从O3到B1的光谱类型，64%随时间变化。在B1以后的谱型上，没有观测到风的变化。这部分代表了一个下限的真实发生率的变化，在O VI风线，这是非常常见的，可能无处不在。观测到的变化延伸到几百公里/秒的风廓线，可能很强。风OVI廓线变化的宽度与终极速度（\vinf）仅弱相关，但在变化的最大速度与\vinf之间导出了显著的相关性（接近1：1的关系）。高速度O VI风吸收功能（可能与其他风线中看到的离散吸收组件）也观察到在46%的情况下，从O3到B0.5的光谱类型。这些特征是可变的，但其传播的性质不能从这次调查中确定。如果X射线能通过俄歇电离产生足够的OVI，并且X射线来源于风中的强地震，则本研究表明，更强的地震在\vinf附近发生得更频繁，从而导致\vinf附近OVI的增强。
2003-02-02 astro-ph
The Bizarre Spectral Variability of Central Stars of Planetary Nebulae
2002年至2004年期间进行了一次径向速度巡天，以探测双星系统中的中心星。De Marco等人（2004年）报告说，11颗受监测的恒星中有10颗表现出强烈的RV变化，但没有检测到周期。由于其他机制，如风的变化，可以导致明显的RV变化，我们监测了4的10个RV-变星中阶梯分辨率，以确定变异的起源。虽然所有四颗恒星的RV变化都得到了确认，但此时没有一颗恒星可以归因于双星。然而，只有对于IC 4593，风变率才能解释大多数（尽管不是全部）光谱变率。对于BD+332642，无风和无脉动似乎是RV变化的起源。最后，M1-77和M2-54，都是已知的不规则光度变量，表现出显着的RV和线的形状变化的氢和HeI吸收线，以及大RV变化的较弱的线，不改变形状。对于这种变化没有令人满意的解释，尽管风的变化和脉动的组合仍然是使这些恒星如此变化的最佳猜测。我们认为，明亮的中心恒星不适合检测光谱双星，因为风（可能脉动）是无处不在的，甚至会掩盖强周期性。它很可能是一个本质上暗淡的中心恒星的样本将更容易产生二进制信息。
2007-09-10 astro-ph
Time resolved spectroscopy of GRB 021004 reveals a clumpy extended wind
GRB 021004的高分辨率光谱显示了来自几个中间电离物种的丰富的吸收线。吸收体的速度结构是复杂的，并且观察到速度高达>3000 km/s的材料。由于只观测到蓝移成分，吸收体很可能是紧密围绕伽马射线暴的物质。我们使用一个随时间变化的光电离代码来跟踪随着时间的推移的离子的丰度。由于中间电离态的吸收在很长一段时间内的存在，我们可以估计吸收体的成分的位置和质量。我们解释了这些限制在超新星的情况下，显示的质量损失率的祖先必须有~10^{-4}太阳质量每年，这表明一个非常大的恒星。此外，风终端激波必须位于至少100 pc的距离处，这意味着低密度环境。吸收器的速度结构也需要在这些大距离处聚集风。
2006-08-21 astro-ph
Variability of the Vela Pulsar-wind Nebula Observed with Chandra
2000年4月30日和11月30日，钱德拉X射线天文台上的先进CCD成像光谱仪对船帆座脉冲星周围的脉冲星风星云（PWN）进行了观测，揭示了它的复杂形态，让人想起蟹状星云。两个观测结果的比较显示PWN特征的表面亮度变化高达30%。一些PWN元素显示出明显的位移，最高可达几角秒（约10^{16} cm），和/或光谱变化。为了阐明所观察到的变化的性质，需要进一步监测船帆座PWN。
2001-04-16 astro-ph
Long- and short-term variability in O-star winds II. Quantitative analysis of DAC behaviour
对10颗明亮O型星的紫外光谱时间序列进行了定量分析（参见图1）。Kaper等人，1996年，论文I）。迁移的离散吸收组件（DAC），负责所观察到的UV共振双峰的变化，建模。事实证明，DAC的列密度首先增加，然后随着时间的推移而减小，当组件接近其渐近速度时。在某些情况下，这种速度在不同的事件之间系统地不同。对大多数目标，推导了DAC的递归时标，并对不同的谱线得到了一致的结果。DAC重现时间尺度被解释为恒星自转周期的整数分数。在某些数据集中，天鹅座P线蓝色边缘的变异性比DAC变异性表现出更长的周期。这可能与连续DAC的渐近速度的系统差异有关。O型巨星英仙座xi的相图显示了所谓的"相位弯曲“的明确证据，这是一个观测指标，表明存在弯曲的风结构，如共转相互作用区域。在我们的样本中没有其他O星令人信服地显示相位弯曲，但这可能仅仅是由于缺乏周期性信号，因此在低风速下的相干相位行为。
1998-12-23 astro-ph
X-raying clumped stellar winds
X射线光谱学是探测恒星风的灵敏仪器。X射线起源于风深处光学上薄的冲击加热等离子体，并通过吸收冷物质向外传播。最近对O型星X射线光谱中类氦离子的线比的分析突出了这种一般范式的问题：测量的最高离子的线比与最热的X射线发射等离子体非常接近风的底部的位置一致，可能表明日冕的存在，而较低离子的测量符合风嵌入冲击模型。一般来说，要正确地模拟新兴的X射线光谱，基于恒星大气模型的冷风不透明度的详细知识是先决条件。通过对高分辨X射线能谱的分析，推导出近灰色的星风不透明度。这表明恒星风是强烈聚集的。此外，如果风团被径向压缩，则可以解释X射线发射线轮廓的近对称形状。在大质量双星的X射线发射的轨道变化允许探测恒星风的不透明度;结果支持强风聚集的图片。在高质量X射线双星中，X射线的随机变率和被X射线光电离的星风部分的扩展提供了进一步的强有力的证据，表明星风是由密集的团块组成的。
2008-06-13 astro-ph
The Influence of Stellar Wind Variability on Measurements of Interstellar O VI Along Sightlines to Early-Type Stars
FUSE任务的一个主要目标是了解银河系和麦哲伦云的星际介质中O VI离子的起源。沿着OB型恒星的视线，这些星际成分通常与O VI型恒星风剖面混合，其形状经常变化。为了评估这种随时间变化的混合对星际O VI线测量的影响，我们对银河系和大麦云星云中的OB型恒星进行了一次小型的重复观测调查。这些稀疏的时间序列由2-3个观测数据组成，间隔从几天到几个月不等，表明风的变化通常发生在O VI（50颗恒星样本的60%），就像它确实在其他共振线中一样。然而，在星际O VI $λ$ 1032区域，O VI $λ$ 1038风只在$\sim$ 30%的情况下变化。通过研究表现出大幅度变化的情况下，我们得出结论，星风的变化{ \em一般}介绍了沿银河系视线的单个星际O VI组件可以忽略不计的不确定性，但可能导致在更广泛的组件或混合组件的测量，如那些通常观察到的朝向恒星在大麦云的巨大误差。由于恒星O VI线中的离散吸收成分可能会造成污染，因此应小心处理终极速度大于或等于双重分离（1654 km/s）的恒星。
2001-06-29 astro-ph
