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
The effects of clumping on wind line variability
我们回顾了凝聚对共振双峰轮廓的影响。通过允许的双重振子强度的比率是一个自由参数，我们证明了双重配置文件包含更多的信息比通常使用。在团块风（或多孔风）中，这个比值可以介于单位和f值的比值之间，并且可以作为速度和时间的函数而变化，这取决于在给定时刻以特定速度移动的物质所覆盖的恒星盘的比例。利用这些见解，我们提出了一个样本的B超巨星，zeta Pup和一个恒星的终极速度是足够低，使其Si IV 1400的双重独立的组件的时间序列的SEI建模的结果。这些结果在Oskinova等人（2007）模型的框架内进行了解释，并演示了如何使用双重线来提取有关风结构的信息。
2007-08-07 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
Hot star wind models with new solar abundances
我们比较热的星风模型计算假设旧的太阳丰度测定与模型计算使用最近公布的值来自三维流体动力学模型大气。我们表明，使用新的丰度与较低的金属改善风观测和理论之间的协议在几个方面：（1）预测的风质量损失率降低了0.76倍。这导致了一个更好的协议与质量损失率测定来自观察与帐户的聚集。(2)由于质量损失率的降低，修正后的风动量-光度关系的预测结果与考虑成团的观测结果有更好的一致性。(3)较低的重元素质量分数和较低的质量损失率导致X射线区域的不透明度降低。这对X射线线轮廓形状的预测有影响。(4)有一个更好的协议预测PV电离分数和来自观测。
2007-01-17 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
The puzzling theoretical predictions for the luminosity of clumping He burning stars
本文讨论了He燃烧模型在一定质量范围内的理论预言，包括所谓的红巨星分支相变。作为一个指导方针的观测约束Hipparcos Eklaxes的预测亮度的模型起源于红巨星祖先与他的核心进行电子简并，我们比较了模型由不同的作者最近出现在文献中，揭示敏感的差异预测的亮度。这些理论预测的可靠性进行了研究，通过探索不同的假设的影响，核心超调的效率或质量损失的量，定量估计相关的不确定性。然而，对依巴谷样本中红巨星团的光度的理论预测几乎不受这些机制的影响，最近不同作者给出的理论预测之间的比较令人信服地表明，不同的光度预测是不同的进化代码的自然结果--但都是合理的--输入物理。在这种情况下，观测表明，基于最新输入物理的恒星模型可能高估了这些结构的光度，对目前关于银河球状体中HB恒星光度的几个预测提出了质疑。
1999-11-23 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
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
Probing clumpy stellar winds with a neutron star
INTEGRAL是欧洲航天局的伽马射线天文台，通过揭示吸收和快速瞬变（SFXT）系统，使银河系中已知的超级巨星高质量X射线双星（sgHMXB）的数量增加了两倍。在这些源中，可以从致密吸积天体的硬X射线变率的研究中获得对大质量恒星风聚集的定量约束。硬X射线耀斑和SFXT系统的静态发射的特点，并用于推导风团参数。大部分的硬X射线发射是以耀斑的形式发射的，典型的持续时间为3 ks，频率为7天，亮度为1 E36 erg/s。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。在SFXT系统中，团与团间介质之间的密度比为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可能比经典的sgHMXB具有更大的轨道半径。
2007-10-12 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
The empirical metallicity dependence of the mass-loss rate of O- and early B-type stars
[摘要]我们提出了一个全面的研究的金属丰度依赖的质量损失率在静止恒星风的热大质量恒星。假设质量损失对金属丰度Mdot \propto Z^{m}的幂律依赖性，并采用终极速度和金属丰度之间的理论关系v_inf \propto Z^{0.13}（Leitherer等人），通过对亮度大于10^{5.2} Lsun的恒星的风动量光度关系（WLR）的分析，我们发现非聚集外流的m = 0.83 +/- 0.16。在误差范围内，这一结果与预测的m = 0.69 +/- 0.10从温克等人。对于高光度的恒星，我们发现的质量损失率要大于预测，这意味着风聚集因子在其线形成区域的~4。对于光度较低的恒星，风是如此微弱，以至于它们的强度不能可靠地从光学线中得出，必须依赖于紫外线的分析。在低光度区域，发现银河系WLR比理论预期的要陡得多，导致在光度L ~ 10^{4.75} Lsun时，紫外质量损失率与预测值相差100倍，其原因尚不清楚。我们强调，即使目前的热发光恒星的质量损失率被高估的风聚集的结果，聚集的程度可能是独立的金属丰度，因此在这项研究中得出的标度预计将保持正确。
2007-08-15 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
The clumpiness of Luminous Blue Variable winds
我们提出了第一个系统的光谱偏振研究的发光蓝变量（LBVs），并发现，至少有一半的研究对象显示证据的内在偏振-显着的不均匀性在风的基础签名。此外，多历元的观测表明，极化的强度和位置角是可变的。这一证据表明，B[e]超巨星不是一个简单的轴对称风结构，而是一种由局部密度增强或“团块”组成的风。我们的分析模型表明，为了产生所观察到的变化，团块必须是大的，在光球层或以下产生的，并在几天的时间尺度喷射。LBV风聚集的更多细节将通过对模型的进一步分析和偏振监测活动来确定。
2005-10-17 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
Properties of WNh stars in the Small Magellanic Cloud: evidence for homogeneous evolution
我们推导了三颗WNh星在SMC中的物理性质，以限制恒星演化在低金属丰度下超出主序，并研究大质量恒星的聚团性质与金属丰度的关系。我们计算大气模型，推导出恒星和风的三个WNH目标的属性。通过FUV/UV/光学/近红外分析，可以获得温度、光度、质量损失率、终极速度和恒星丰度。所有恒星的大气层中仍然有大量的氢，并且在其表面丰度中显示出CNO处理的明显迹象。其中一个目标可以用正常的恒星演化来解释。它是一颗初始质量约为40-50 Msun的恒星，处于或接近核心氦燃烧阶段。另外两个物体必须遵循一种特殊的演化，由快速旋转控制。特别是，一个物体可能是均匀演化的，因为它的位置在主序列的蓝色方向，并且它的H质量分数很高。一颗星的聚集因子为0.15+/-0.05。这与银河系沃尔夫-拉叶星的值相当，表明在不确定性范围内，聚集因子似乎并不依赖于金属丰度。
2008-11-21 astro-ph
The WR population predicted by massive single star and by massive binary evolution
我们讨论了大质量单星和大质量密近双星群体数合成预测WR星之间的差异。我们发现，WC/WN数比作为金属丰度的函数显着取决于是否包括二进制文件。此外，在太阳附近观察到的WC（+OB）/WN（+OB）的数量比似乎表明，WR的质量损失率是另一个因素2相比，最近提出的聚集校正的形式主义。然后，我们证明，所观察到的低光度分布的单WN星可以解释在一个令人满意的方式由大规模的单星演化计算的红超巨星阶段计算使用恒星风质量损失率的形式主义，是基于最近的观测。
2007-03-30 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 Neon Abundance of Galactic Wolf-Rayet Stars
快速，密集的风沃尔夫-拉叶星（WR）的特点掩盖了他们的核心，并复杂化不断发展的核心和核合成模型的验证。通过测量风载核加工元素的丰度，可以探测核心的演化，部分克服了这一限制。使用地基中红外光谱和12.81um [NeII]发射线在四个银河系WR星测量，我们估计氖丰度和比较长期的预测从演化的核心模型。对于WC星WR 121，这个丰度被发现是宇宙值的11倍，与预测很好地吻合。对于三个较少进化的WN恒星，如预期的那样，测量到宇宙值以上的氖增强很少。我们讨论了聚集在WR风对这种测量的影响，并承诺使用金属丰度比，以消除风密度和电离结构的敏感性。
2004-12-17 astro-ph
Mass loss summary - a personal perspective
为了庆祝Henny Lamers正式退休，举行了一次会议来庆祝Henny对恒星和星团质量损失的贡献。恒星的质量损失对于理解大质量恒星的生与死以及它们的环境至关重要。亨尼对我们理解热星风的许多方面都做出了重要贡献。在这里，会议的恒星部分的最主要的方面：（一）O星风聚集，（二）爱丁顿极限附近的质量损失，（三）和驱动的沃尔夫-拉叶风，突出显示。
2007-01-25 astro-ph
Stellar winds from Massive Stars
我们回顾了各种技术，通过它的风性质的大质量恒星- O型星，AB超巨星，发光蓝变星（LBV），沃尔夫-拉叶星（WR）和冷超巨星-推导。风动量-光度关系（例如Kudritzki et al. 1999）提供了一种预测O型星和蓝超巨星质量损失率的方法，它优于以前的参数化方法。假设理论上的sqrt（Z）金属丰度依赖性，麦哲伦云O恒星的质量损失率通常在各种校准的两个因素内匹配。来自LBV的恒星风通常比同等的B超巨星密度更大，速度更慢，在巨大爆发期间具有异常的质量损失率Mdot=10^-3。10^-1 Mo/yr（Drissen et al. 2001）。最近银河系WR星的质量损失率表明，由于成团，相对于以前的校准值向下修正了2-4（例如Schmutz 1997），尽管金属丰度依赖性的证据仍然不确定（Crowther 2000）。从其他技术得到的发光（> 10^5 Lo）黄超巨星和红超巨星的质量损失性质仍然是高度矛盾的。最近银河系和大麦哲伦星云对RSG的观测结果显示，RSG的质量分散度很大，典型的质量损失率在10^-6之间。10^-4 Mo/年，少数病例显示10^-3 Mo/年。
2000-10-27 astro-ph
Radio observations of candidate magnetic O stars
一些O型星被怀疑有（弱）磁场，因为观测到它们的紫外线风线的周期性变化。然而，直接检测这些磁场与光学分光偏振已被证明是非常困难的。我们一直在寻找非热无线电发射，这将是磁场存在的强烈迹象。在我们选择的5颗候选磁性O星中，有3颗被探测到：$ξ$ Per，我们发现它具有非热谱，而$λ$ Cep和$α$ Cam则显示出热谱。我们还发现，通量低于预期的免费免费（热）的恒星风的贡献。这与最近的发现一致，即使用H $α$的O型星的质量损失率被高估，因为在恒星风的内部聚集。
2006-09-14 astro-ph
Bright OB stars in the Galaxy IV. Stellar and wind parameters of early to late B supergiants
我们应用NLTE大气代码FASTWIND进行光谱研究的一个小样本的银河系B超巨星从B 0到B 9。通过所得到的数据，并结合其他研究的额外数据集，我们调查OB-超巨星的性质，并将我们的研究结果与理论预测进行比较。结果我们发现，由于线覆盖和风覆盖的综合影响，银河系B超巨星的温度标度需要向下修正10%到20%，后一个值适合于更强的风。与最近的结果相一致，我们的样本还表明，在双稳区域，风终极速度逐渐减少，该区域的极限位于比预测的温度更低的温度。引入一个与风强度无关的量Q'，我们还表明，这个量是一个很好的定义，单调递增的函数Teff在这个区域之外。在内部和从热到冷，质量损失率的变化系数（在0.4和2.5之间）比预测的系数5小（远）。所有这些都表明，在双稳定性区域内，风终极速度的减小并没有象经常争论的那样，被质量损失率的增加过度补偿（假设该区域两侧的风聚集特性没有实质性的不同）。
2007-11-29 astro-ph
On resonance line profiles predicted by radiation driven disk wind models
我们报告的共振线轮廓预测辐射驱动的磁盘风模型，径向延伸一个数量级比我们以前的模型。我们的主要结果是，包含在较大的半径盘风定性和定量的线轮廓模型预测的变化。我们的新模型预测的线吸收比旧模型预测的要强得多。以前的一些谱线轮廓在靠近谱线中心处呈现双峰结构，现在被更合理的单一蓝移最小值所取代。我们强调的是，在形状和吸收强度方面的改进是在不改变风的总体特性的情况下实现的。特别是，我们的新模型并没有预测比以前的模型更高的质量损失率。线轮廓的主要变化是由于风的旋转速度和极向速度之间的比率在下游减小。新的谱线轮廓很好地再现了类新星变星IX~Vel的谱线吸收，并有望再现其他激变变星的观测结果。辐射驱动盘风模型的成功提供了OB星外流和活动星系核外流之间的重要联系。
2003-06-04 astro-ph
Modeling the near-infrared lines of O-type stars
我们使用的网格30线覆盖的统一恒星光球和风模型的O型恒星计算的代码CMFGEN，以评估其潜力在近红外光谱域。网格包括矮星、巨星和超巨星。我们分析了20个最强的线的氢和氦的光谱窗口，可以观察到使用地面仪器的等效宽度行为，并与观测结果进行比较。我们的主要发现是：i）J、H和K波段的HeI/HeII谱线比值与光谱分类中采用的光学比值有很好的相关性，因此可用于确定光谱类型; ii）在超巨星中，从恒星光球层到恒星风的过渡遵循比我们模型中遵循的标准方法更浅的密度梯度，这可以通过在我们的密度分层处方中采用较低的重力来模拟。iii）Brackett伽马线提出了一些特殊的问题，部分可能与风聚集有关，iv）Brackett α线是一个很好的质量损失指标。对于第一项和最后一项，我们提供定量校准。
2004-04-19 astro-ph
Inferring hot-star-wind acceleration from Line Profile Variability
迁移的配置文件中确定的时间监测的光学发射线的沃尔夫-拉叶星光谱的次峰提供了一个直接的诊断的动态，他们的恒星风通过测量的视线速度变化每单位时间。从这种视在加速度推断相关的风加速度尺度则依赖于在该可变模式的原点处所采用的风材料的固有速度。我们开发了辐射转移工具来模拟程序线的线发射区（LER），包括湍流和线光学深度效应。我们发现，监测线可以很好地拟合一个纯粹的光学薄的形成机制，线加宽的LER，而不是turbulence.Our新的估计LER速度质心的有限速度范围内产生的系统向外移动更接近终极速度相比，以前的测定，现在建议WR风加速长度尺度约。10- 20 Rsun，比以前推断的小几倍。基于线驱动不稳定性机制的辐射流体力学模拟，我们计算了CIII 5696 A和WR 111的合成线轮廓光变，结果与观测到的20-30 m/s ~ 2的迁移符合得很好。然而，我们的模型恒星半径为19 Rsun，是典型的O型超巨星，是WR核心半径一般预期的2- 10倍。如此小的半径使推断的加速度尺度比从线路驾驶的动力学模型预期的更大，但与以前的分析相比，差异的严重程度大大降低。最后，我们讨论了如何使用线形成更深的风将提供一个更强的约束的关键风动力学，以及风聚集的发病信息。
2004-11-11 astro-ph
Testing the predicted mass-loss bi-stability jump at radio wavelengths
在这项研究中，我们测试理论预测的质量损失行为作为恒星有效温度的函数，在所谓的“双稳定”跳跃（BSJ）。我们收集了30颗OB超巨星（O 8-B3）的射电观测数据。我们推导出无线电质量损失率和风效率，并将我们的结果与基于辐射驱动风模型的Halpha质量损失率和预测进行了比较。风效率显示，有效温度在21~000 K左右可能存在局部最大值--与预测定性一致。我们还发现，无线电质量损失率显示出良好的协议与经验的Halpha率。然而，经验的质量损失率大于从辐射驱动的风理论的预测率以上的BSJ温度的对象，而他们是较小的休息。本文导出了一个新的O_8-B_0星风动量-光度关系。
2007-03-22 astro-ph
O stars with weak winds: the Galactic case
我们研究了银河系O型矮星样本的恒星和风性质，以跟踪弱风（即质量损失率低于~ 1 e-8 Msol/yr）出现的条件。样本由低光度和高光度的矮星组成，包括Vz星和已知显示质量弱风的恒星。用CMFGEN程序计算了包括非LTE处理、球面展开和线覆盖在内的大气模式。紫外线和哈线都用于推导风的性质，而光学H线和He线则给出恒星参数。所有恒星的质量损失率都低于Vink等人（2001）的流体动力学预测。对于log L/Lsol > 5.2的恒星，减少的系数小于5，主要是由于模型中包含了聚集。对于log L/Lsol < 5.2的恒星，减少可以高达100倍。在低密度的模型中包含X射线发射对于从UV线获得准确的质量损失率至关重要。修正后的风动量-光度关系表明，在这种转变光度附近，斜率发生了显著的变化.低光度恒星的终极速度也很低。这种弱风的物理原因仍然不清楚，尽管在银河系恒星中发现的弱风排除了金属丰度降低的作用。X射线，通过它们暗示的电离结构的变化，可能是辐射加速减少的起源，导致较低的质量损失率。更好地了解X射线的起源对于弱风物理学的研究至关重要。
2005-07-12 astro-ph
Wind signatures in the X-ray emission line profiles of the late O supergiant $ζ$ Orionis
X射线谱线轮廓分析已被证明是O星周围极热等离子体运动学和空间分布的最直接诊断。在本文中，我们应用几种分析技术的钱德拉HETGS光谱的晚O超巨星zeta猎户座（O9.7 Ib），包括一个简单的线轮廓模型的拟合。我们发现，有明显的证据蓝移和轮廓不对称，以及增宽的X射线发射线的zeta奥里。这些都是观测到的风激波X射线源的特征，猎户座ζ星的观测结果与早期O型星的观测结果非常相似，我们之前已经证明，它们与相同的风激波线轮廓模型非常吻合。猎户座ζ星的线轮廓形态上的更微妙的影响，与猎户座ζ星相比，与后来O超巨星中密度较低的风是一致的。在这两颗恒星中，解释轻度不对称的X射线线轮廓所需的风光学深度意味着有效不透明度降低了近一个数量级，这可能是由质量损失率降低和大规模聚集的某种组合以及其相关的基于孔隙度的辐射传输效应来解释的。在最近的重新分析的背景下，类氦线强度比在两个zeta猎户座和zeta Pup，并在最近的工作质疑公布的质量损失率在OB星，这些新的结果表明，X射线发射从zeta猎户座可以理解的框架内的标准的风冲击的情况下，热星。
2006-03-27 astro-ph
The Possibility of Thermal Instability in Early-Type Stars Due to Alfven Waves
多斯桑托斯等人证明了阿尔文波对解释沃尔夫-拉叶星风的重要性。在这里，我们调查阿尔文波在早期型恒星风的不均匀性的创造可能的重要性。观测到的早期型恒星的红外辐射（在风的底部）通常比预期的要大。聚集解释了风中的这一特征，增加了平均密度，因此增加了发射测量，使得有可能理解观测到的红外线，以及观测到的$H_α$线蓝色翼的增强。在这项研究中，我们调查这些团块的形成通过热不稳定性。所使用的热损失函数$H(T,n)$包括物理过程，例如：（连续和线）复合辐射的发射;由电子碰撞激发的共振线发射;热韧致辐射;康普顿加热和冷却;以及阿尔文波的阻尼。作为这个热损失函数的结果，我们表明存在两个稳定的平衡区域。高温下稳定平衡区为扩散介质，低温下为团簇。使用这个合理的热损失函数，我们表明，这两个稳定的平衡区域可以共存于一个狭窄的压力范围内描述的扩散介质和团块。
1998-01-20 astro-ph
Predicted rotation signatures in MHD disc winds and comparison to DG Tau observations
受DG Tau射流中旋转特征的首次检测的启发（Bacciotti等人，2002），我们研究了可能影响自相似MHD盘风检测到的旋转特征和真实方位角速度之间关系的偏差，考虑到投影，卷积以及激励梯度效应。我们发现，计算的速度变化系统小于真正的基础旋转曲线。当外部速度较慢的流线占主导地位的排放，我们预测观察到的变化增加与横向距离的射流轴，相反的真实旋转配置文件。因此，确定完整的横向旋转剖面需要对具有主导内部较快流线的物体进行高角分辨率观测（< 5 AU）。我们的预测与DG Tau的HST/STIS观测结果的比较清楚地表明，自相似的，温暖的MHD盘风模型，λ = 13和盘的外半径~ 3 AU能够再现检测到的速度变化，而冷盘风模型（λ> 50）被排除在DG Tau喷流的中速分量。
2004-03-10 astro-ph
The Discordance of Mass-Loss Estimates for Galactic O-Type Stars
通过将星风廓线与FUSE、ORFEUS/BEFS和Copernicus观测到的P-V共振双峰进行拟合，我们确定了40颗银河系O型星的质量损失率与P^{4 +}离子分数乘积Mdot q（P^{4+}）的精确值。当P^{4+}是风中的主导离子时，Mdot q（P^{4+}）将质量损失率近似为2倍。理论预测P^{4+}是O 7-O9.7恒星风中的主要离子，尽管经验估计表明O 4-O 7的范围可能更合适。然而，我们发现，从P-V风廓线得到的质量损失率系统地小于从拟合到H α发射廓线或无线电自由-自由发射得到的质量损失率，中值因子约为130（如果P^{4+}在O 7和O9.7之间占主导地位）或约为20（如果P^{4+}在O 4和O 7之间占主导地位）。如果O型星在相关温度范围内的风在小的空间尺度上强烈聚集，这些不一致的测量结果就可以得到调和。我们使用一个简化的双组分模型来研究密度较大区域的体积填充因子。这种聚集意味着从“密度平方”诊断中确定的质量损失率被系统地高估了10倍或更多，至少对于O星的子集来说是这样。这种大小的质量损失率的减少对大质量恒星的演化和热星风提供给星际环境的反馈的定量估计具有重要意义。
2005-10-09 astro-ph
An Ultraviolet to Mid-Infrared Study of the Physical and Wind Properties of HD 164270 (WC9) and Comparison to BD+30 3639 ([WC9])
我们提出了新的斯皮策IRS观测HD164270（WC9，WR103）。对HD 164270的紫外、可见、近红外和中红外光谱进行了定量分析，考虑到谱线覆盖和风团簇效应，在体积填充因子为f0.1时，T *~48kK，log L/Lsun~4.9，dM/dt~1e-5Msun/yr.我们的模型预测，他是部分重组在外部恒星风，这样最近无线电导出的质量损失率的WC9恒星被低估。我们从光学诊断中得到了C/He~0.2和O/He~0.01的数值。观察到[NeIII] 12.8和[SIII] 18.7微米的中红外精细结构线，没有[NeIII]和[SIV]。由此我们得到Ne/He~Ne ^+/He = 2.2e-3，比太阳值高7倍（最近由Asplund等人导出），S/He~S^2 +/He = 5.1e-5。从与其他WC亚型的类似结果的比较，我们得出结论，WC 9星的化学先进的早期亚型。我们认为，为什么晚WC星只观察到高金属丰度的环境。此外，我们还比较了HD 164270与行星状星云中心恒星BD +30 3639（[WC 9]）的紫外/光学/中红外光谱形态。它们的紫外和光学特征非常相似，因此我们的定量比较证实了Smith和Aller首次提出的恒星温度，风密度和化学性质的相似性，尽管它们的演化历史完全不同，HD164270目前的质量比BD +30 3639大10倍。在中红外波段，来自致密年轻星云BD …
2005-09-13 astro-ph
NLTE wind models for SMC stars
我们研究了小麦哲伦星云（SMC）中晚O星的星风性质。我们计算NLTE线驱动的风模型，这些恒星和比较预测的风参数与观测值。我们发现理论和观测到的终极速度令人满意的协议。另一方面，预测和观察到的质量损失率是一个很好的协议，只有较高的质量损失率。当质量损失率小于10^{-7} M_sun /年时，理论值与观测值有较大的差异。我们提出了一个新的解释，这种效应的基础上动力学解耦的一些原子。最后，我们研究了风的终极速度和质量损失率对金属丰度的依赖性。
2005-09-15 astro-ph
The Cluster Wind from Local Massive Star Clusters
理论预测和观测到的本地大质量星团的X射线特性的研究结果，重点是了解从这些集群到ISM通过集群风的质量和能量流。基于Chevalier & Clegg（1985）的工作，我们用一个简单的理论模型来预测团簇的理论性质，并与最近的Chandra观测结果进行了比较。该模型考虑了低能量传递效率和质量负荷的影响。尽管有限的统计数据，一些一般的趋势表明，所观察到的温度的扩散X射线发射低于预测的恒星质量和能量输入率，但预测的缩放与集群参数的X射线光度。这些结果的影响进行了讨论。
2003-01-03 astro-ph
Stellar and Wind Properties of LMC WC4 stars - A metallicity dependence for Wolf-Rayet mass-loss rates
我们利用紫外天基（FUSE，HST）和光学/红外地基（2.3 m MSSSO，NTT）光谱仪测定了大麦云云中六颗WC 4型沃尔夫-拉叶星的物理参数。相对于Grafener等人（1998年），恒星参数根据改进的观测和更复杂的模型大气代码进行了重大修订，这些代码解释了线覆盖和聚集。我们发现恒星的光度向上修正了0.4 dex，表面丰度跨越了0.1<C/He<0.35（20-45%碳质量）和O/He<0.06（<10%氧质量）的较低范围。相对于已知距离的银河系WC 5 -8恒星，以类似的方式分析，LMC WC 4恒星具有系统性的更高恒星光度，0.2dex低的风密度，但类似的表面化学物质范围。我们说明了如何分类CIII 5696线是非常敏感的风密度，这样，这是LMC和银河系早期型WC星的亚型分布之间的主要差异。温度差异确实起作用，但碳丰度不影响WC光谱类型。我们说明了不同的温度和质量损失率的WC光谱类型的HD 32257（WC 4，LMC）和HD 156385（WC 7，银河系）具有相似的丰度和光度的效果。使用最新的演化模型，LMC WC 4恒星的超新星前恒星质量预计在11-19 Mo之间，银河系已知距离的WC恒星的超新星前恒星质量为7-14 Mo。这些数值与明亮的Ic型超新星的前身一致，例如SN 1998 bw（别名GRB 980425），其C和O的最小总质量为14 Mo。
2002-06-14 astro-ph
