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
New aspects in the theory of magnetic winds from massive hot stars
本文讨论了磁场对O星和Wolf-Rayet星线驱动风不稳定性的影响。这种组合是理解沃尔夫-拉叶星观测到的强风的一个重要概念。在论文的第二部分中，导出了一个描述赤道平面外风的模型。该模型允许使用一个简单的方法，而不是一个2维偏微分方程的常微分方程。
1998-04-16 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
The winds of the hot massive first stars
我们研究大质量零金属丰度第一恒星周围星周环境的动力学方面。为此，我们采用NLTE风力模型。我们表明，氢氦恒星风从静止的大质量第一代（第三族）恒星（驱动线（束缚束缚）或连续（束缚自由和自由自由）过渡）是不可能的。化学均匀的风和次要同位素的作用驱逐的可能性也进行了讨论。最后，我们估计了氢线和氦线对第一恒星初始吸积的阻断作用及其对第一恒星初始质量函数的影响。
2005-09-07 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 and Spectral Simulations of HMXB Winds
我们描述了辐射驱动的光电离风和吸积流的高质量X射线双星船帆座X-1的全球模型的初步结果。完整的模型结合了FLASH流体动力学计算，XSTAR光电离计算，HULLAC原子数据，和蒙特卡罗辐射输运。我们目前的密度，温度，速度和电离参数的FLASH二维随时间变化的模拟船帆座X-1的地图，以及地图的X射线发射线的发射率分布。
2007-04-02 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
Structured Red Giant Winds with Magnetized Hot Bubbles and the Corona/Cool Wind Dividing Line
通过MHD模拟，我们研究了中低质量恒星从主序星（MS）到红巨星分支（RGB）阶段的质量损失。阿尔芬波由表面对流激发，向外传播，通过非线性过程耗散，加速和加热星风。我们动态地对待这些过程中的开放磁场地区的光球25恒星半径。当恒星演化到分界线（Linsky & Haisch）稍偏蓝的位置时，温度约为1 MK的稳定热日冕突然消失。相反，由于热不稳定性，在冷的（T<~2x10^4K）色球风中形成了许多热的（~ 1 MK）和暖的（~10^5K）气泡;红巨星风不是稳定的流，而是结构性的外流。因此，RGB恒星的质量损失率\dot{M}随时间变化很大，变化幅度为3-4个数量级。在磁压力的支持下，可以保持较低的热气泡密度，以减少辐射冷却，并保持高温长时间。即使在分界线的红色部分，热气泡也间歇性地存在，它们可以是混合恒星的紫外线/软X射线辐射源。在RGB恒星的光球层上方形成了几乎静止的区域，恒星风从几个恒星半径有效地加速。然后，风速比表面逃逸速度小得多，因为它由该位置的较慢逃逸速度调节。最后，我们推导出一个方程，确定\dot{M}从能量的模拟波驱动风在前进的方式。该关系式解释了\dot{M}从MS到RGB的变化，对主要针对更亮恒星的赖默斯公式可以起到补充作用。
2007-02-28 astro-ph
General relativistic effects on neutrino-driven wind from young, hot neutron star and the r-process nucleosynthesis
超新星爆发形成的年轻热中子星的中子驱动风是最有希望的r过程核合成候选场所。我们研究了广义相对论的影响，这种风在史瓦西几何，以寻找合适的条件，一个成功的r-过程核合成。定量地讨论了广义相对论效应对中微子驱动风的熵增加和动力学时间尺度减小的重要作用。探索广泛的参数区域，决定风的膨胀动力学，我们发现有趣的物理条件，导致成功的r-过程核合成。我们发现的条件实现在中微子驱动的风非常短的动态时间尺度$τ_{\rm dyn} \sim 6$ ms和相对低的熵$S \sim 140$。我们利用我们的包含3000多种同位素的单网络程序对这些条件进行了$α$过程和r过程核合成计算，定量地证实了第二和第三个r过程丰度峰是在中微子驱动风中产生的。
1999-11-11 astro-ph
Determination of Magnetic Fields in the Winds from Hot Stars Using the Hanle Effect
对汉勒效应敏感的共振线在早期型恒星的紫外光谱中很突出。为了了解Hanle效应在太阳应用中的差异，我们将重点放在P-Cygni线的形成上，这既是一个散射过程，也是一个允许在风中对扇区进行光谱隔离的过程。太阳事例中出现的一些复杂现象，在热星的Hanle效应中是不存在的。从远紫外分光偏振计实验进行的火箭观测应能确定1至300高斯动态范围内的场。
2001-06-06 astro-ph
A Hot Wind from the Classical T Tauri Stars: TW Hydrae and T Tauri
用KECK/NIRSPEC和IRTF/CSHELL对He I（10830 A）红外线的光谱分析以及用FUSE对C III（977 A）和O VI（1032 A）紫外线的光谱分析表明，经典的金牛座T星TW Hydrae具有天鹅座P型轮廓、线不对称性和吸收，表明它具有连续、快速的辐射。（~400 km/s），热（~ 300，000 K）加速流出，质量损失率为每年10^-11 - 10^-12太阳质量，或更大。金牛座T N的光谱似乎与这样的风相一致。辐射和外流的来源似乎仅限于恒星本身。虽然质量吸积率是一个数量级少TW Hya比T头，流出达到更高的速度在TW Hya的色球温度。来自年轻恒星物体的风可能比以前认为的更热，更快。
2005-05-02 astro-ph
Stellar Winds of Hot Massive Stars Nearby and Beyond the Local Group
光球辐射动量通过金属线的吸收有效地转移到大质量恒星大气中的气态物质，维持强风和质量损失率。这不仅对这类恒星的演化至关重要，而且还为我们提供了诊断紫外/光学谱线，用于确定质量损失率、化学丰度和绝对恒星光度。通过对风场驱动线的统计分析，探讨了风场参数对化学成分敏感的机制。支持辐射驱动风理论的观测证据，特别是关于风动量-光度关系和蓝超巨星的工作，我们的团队在本星系群以外的星系进行。
2003-03-28 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
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
The Influence of Hydrodynamical Winds on Hot Accretion Disk Solutions
研究了可能存在的流体动力风对热吸积盘解性质的影响。结果表明，在有风存在的情况下，平流主导的分支维持了圆盘结构随温度、$θ\propto 1/r$、光学厚度$τ\propto r^{P-1/2}$和吸积率$\dot m \propto r^P$的自相似解.基于全球解决方案，冷却由于风能损失和平流被发现是同样重要的。对于一个广泛的粘度和风参数，温度约为十分之一的维里值和$P \approx 0.9$，独立的质量吸积率和半径。在通过软光子的不饱和康普顿化进行冷却的背景下，也存在辐射冷却、平流和风冷却很重要的解决方案。在这种情况下，风力调节解决方案是可能的。在这里，径向依赖的临界质量吸积率以上的解决方案不存在的是不变的，从那些解决方案没有风。风/平流为主的解决方案是局部不稳定的一种新的类型的不稳定性称为“风驱动的不稳定性”，其中风的存在导致磁盘是不稳定的长波长扰动的表面密度。这种不稳定性的增长率与辐射冷却与重力能量耗散率的比率成反比，并且对于足够小的辐射冷却效率，它可以在比盘中的粘性时间尺度长得多的时间尺度上增长。
2001-02-07 astro-ph
Mass-loss and diffusion in subdwarf B stars and hot white dwarfs: do weak winds exist?
扩散对亚矮星B（sdB）和热白矮星化学成分的影响强烈地依赖于弱风的存在。在本文中，对于半个太阳质量的恒星，在25000 K到50000 K之间的各种有效温度下，以及在太阳到1/100太阳之间的各种金属丰度下，预测了质量损失率作为表面引力的函数。由于假设类似于原始的辐射驱动风理论，动量方程的求解方法已经被修改，因为线力乘数的通常参数化在弱风的情况下会导致复杂化。根据这些结果，每年质量损失率为E-11太阳质量的弱风可能只存在于最明亮的sdB恒星中。对于更紧凑的，从散装物质（氢和氦）的金属去耦预计在风区，因为通过库仑碰撞的动量交换是不够有效的。因此，多组分效应非常重要。对于白矮星，如果忽略多分量效应，则根本不存在风解。
2008-08-07 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
Broad H-alpha wings from the optically thin stellar wind of the hot components in symbiotic binaries
目的：为了模拟宽H-α翼在共生双星中观察到的光学薄，双极恒星风从他们的热组件作为替代，考虑原子氢上的Ly-beta光子的拉曼散射。方法：曲线拟合分析。观测到的H-α宽翼及其光度与模型预测的结果的比较。结果如下：合成的H-α轮廓非常适合我们的样本中的10个共生星在静止和活动阶段的|RV| > 200 km/s的观察到的翅膀。在星风中形成的翼形可以近似为与RVexp-2成正比的函数f（RV），它与拉曼散射所产生的翼形是同一类型的。因此，不可能仅通过对线路轮廓进行建模来区分这两个过程。H-α发射的一些观测特征表明，来自热组分的电离恒星风是活跃阶段H-α翼的主要来源。在静止和活动阶段，模型对应的热组分的质量损失率分别为几个x（10 exp（-8）M（Sun）/yr和几个x（10 exp（-7）-10exp（-6））M（Sun）/yr。
2006-07-20 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
The Effects of Clumps in Explaining X-ray Emission Lines from Hot Stars
现在已经确定，热恒星的恒星风是不完整的，恒星风的X射线辐射对恒星风中的激波有很大的贡献。钱德拉天文台对O星和B星的高光谱分辨率观测显示出许多未曾预料到的性质。在这里，我们提出的解释，认为X射线所产生的弓冲击，发生在恒星风的影响，在风中的球形团块。我们使用一个精确和稳定的数值流体动力学代码，以获得在弓激波的温度和密度结构的稳态物理条件。我们使用这些解决方案加上解析近似来解释一些主要的X射线功能：简单的幂律分布的观测到的发射测量来自许多热星X射线光谱和广泛的电离阶段，出现在整个风中的X射线源。与气体绝热冷却有关的还有一个重要的横向速度，即热等离子体在团簇周围的流动速度，这有助于理解与观测到的线宽相关的异常，以及在质量损失率高和低的恒星中观察到的线宽差异。弓冲击和平面冲击，经常用于热星之间的差异进行了讨论。我们介绍了一个“冲击”（OTSh）近似，这是有用的解释X射线和在热星风和天文学的其他地方的团块的后果。
2008-04-29 astro-ph
Hydrodynamical interaction between an accretion flow and a stellar wind
在星际介质中的分子云受到引力不稳定性的影响，导致一个或多个恒星的形成。一颗新形成的恒星在一个冷的星云中，它的引力传递给周围的环境，很快就会形成一个落入恒星的吸积流。在它们形成之后，所有的恒星很快就会喷出一股气体风，与外部的吸积流相互作用。这种相互作用产生了随时间演变的冲击波。本文中提出的工作为这种相互作用的演变制定了一个简单的处方。借助于这个模型，我们构造了几个源的射电连续谱图。
2004-04-22 astro-ph
Atmospheric Escape from Hot Jupiters
来自入射到热彗星大气层上的紫外线辐射的光电离加热可能会导致行星质量损失。我们构建了一个逃逸模型，其中包括现实的加热和冷却，电离平衡，潮汐引力和压力约束的主机星风。我们表明，质量损失的形式，流体动力学（“帕克”）风，从行星的向阳面在恒星风的间歇期间发出。当昼侧风被恒星风的限制作用抑制时，如果有足够的热量水平输送，夜侧风可能会增加。一颗热木星在主序星前阶段的最大质量损失率约为2 x 10^12 g/s，在主序星寿命期间约为2 x 10^10 g/s，总的最大损失率分别约为行星质量的0.06%和0.6%。当紫外线通量F_UV < 10^4 erg/cm^2/s时，质量损失率近似为能量极限，与F_UV ^0.9成正比。对于更大的紫外线通量，例如金牛座T星的典型特征，辐射损失和等离子体复合迫使质量损失率以F_UV ^[0.6]的速度缓慢增加。在金牛座T星的相位期间，昼侧风被熄灭，因为受到压倒性的恒星风压的限制。我们的结论是，虽然紫外线辐射确实可以驱动风从炎热的彗星，这样的风不能显着改变行星的质量在任何进化阶段。然而，它们可以产生可观察的签名。解释HD 209458的莱曼α光子在多普勒频移速度为+/- 100 km/s时被吸收的候选者包括行星风和恒星风之间的激波中的电荷交换。
2008-11-18 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
A New Numerical Method for Solving Radiation Driven Winds from Hot Stars
本文给出了求解单调递增稳态辐射驱动风的非线性微分方程的一般方法。我们以图形方式确定所有的奇异点，然后将动量方程转化为一个微分方程系统，并明确给出所有的梯度。这允许所有奇点的拓扑分类，并计算风的最大和最小质量损失。我们用我们的方法来分析的第一次的拓扑结构的非旋转冻结在电离m-CAK风，与列入有限盘校正因子，并找到多达4个奇点，三个的x-型和一个吸引子-型。唯一的奇点（和解决方案通过），满足边界条件的恒星表面是标准的m-CAK奇点。
2007-03-07 astro-ph
Hydrogen infrared recombination lines as diagnostic tool for hot star wind geometry
我们分析了红外空间天文台观测到的热质量恒星样品的红外氢复合线。我们的样本包含来自几类天体的恒星，其星周环境被认为是由电离的恒星风（亮蓝变星）或致密的盘状几何结构（Be星和B[e]星）主导的。我们表明，氢红外复合线可以作为一种诊断工具，以限制电离拱星材料的几何形状。谱线强度对发射气体的密度敏感。高密度导致光学粗线，其线强度仅取决于发射表面。低密度气体产生光学细线，其特征可以是门泽尔情况B复合。ISO的观测结果表明，恒星风主要由光学薄的\hi \复合线，而光盘主要由光学厚线。在使用\hu / \bra和\hu / \pfg线通量比的诊断图中，风和风被很好地分开。这种诊断工具有助于限制热恒星环境的性质，以防它们被高度遮蔽，例如，当它们仍然嵌入其出生的分子云中时。
2002-02-27 astro-ph
The influence of rotation in radiation driven winds from hot stars II. CAK topological analysis
Bjorkman（1995）对Castor，Abbott & Klein（1975）描述热恒星风的标准模型的拓扑分析已经扩展到包括恒星自转和电离风变化的影响。风的动量微分方程是非线性的，并且对于速度梯度是超越的。由于这种非线性，该方程所具有的解的数目是未知的。在改变变量和引入一个新的物理上无意义的自变量后，我们设法用一个微分方程组代替非线性动量微分方程，其中所有的导数都是{ \it{explicitely} }给定的。然后，我们使用这个系统的方程研究的拓扑结构的旋转CAK模型。对于特定的情况下，当风被冻结在电离（$δ=0$）只有一个物理解决方案被发现，标准CAK解决方案，与X-型奇点。对于更一般的情形（$δ\neq 0$），除了标准的CAK奇点外，我们还找到了第二个焦点型（或吸引子）奇点。我们还发现，风并不采取最大的质量损失率，但几乎最小。
2004-08-26 astro-ph
The influence of rotation in radiation driven wind from hot stars: New solutions and disk formation in Be stars
本文重新讨论了包括恒星自转在内的辐射驱动风理论。经过适当的变量变化，一个新的方程的质量损失率解析推导。与数值解相比，该方程的解保持在1%置信度内。此外，一个非线性方程的临界（奇异）点的位置。这个方程表明，存在一个额外的临界点，除了标准的m-CAK临界点。对于一个恒星旋转速度大于aprox。0.7- 0.8 V_{breakup}，只有一个临界点，位于远离恒星表面的地方。通过这个新的临界点的数值解，得到。在这些情况下，风具有非常低的终极速度，因此具有较高密度的风。在这个新的线驱动星风解的框架下讨论了Be星的盘形成。
2004-06-23 astro-ph
Infrared Tracers of Mass-Loss Histories and Wind-ISM Interactions in Hot Star Nebulae
热的大质量恒星及其环境的红外观测提供了一个详细的图片质量损失的历史，尘埃的形成，并与当地恒星介质的动力学相互作用，可以是独特的热制度。我们已经获得了新的红外光谱和成像与斯皮策太空望远镜上的敏感仪器在保证和开放的时间方案组成的一些最著名的例子热恒星与拱星星云，补充未发表的红外空间天文台光谱。在这里，我们提出了我们的工作的重点周围的环境极端P天鹅座型恒星HDE 316285，揭示碰撞激发H2的第一次在一个热的恒星星云，并提供一些定义的特点，恒星的演变和相互作用的ISM在红外线中的前所未有的细节。
2008-01-31 astro-ph
Momentum transfer across shear flows in Smoothed Particle Hydrodynamic simulations of galaxy formation
我们研究了星系形成的SPH模拟中角动量的演化，特别注意人工数值效应。我们发现，冷气盘形成在周围的热气晕接受了强大的流体动力扭矩的热气。通过将流体动力分解为人工粘性和压力梯度，我们发现角动量输运不是由人工粘性而是由压力梯度引起的。使用简单的测试模拟的剪切流，我们得出结论，基于压力梯度的粘度可以分为两个组成部分：一个是由于噪声的SPH和其他冲压压力。前者即使在非常高的分辨率下也是有问题的，因为增加分辨率并不能减少噪声。另一方面，冲压压力效应仅在冷气盘或片不包含足够的颗粒时出现。在这种情况下，在盘或片材中形成孔，然后来自孔内热气体的冲压压力导致显著减速。在星系盘形成的模拟中，恒星的形成通常会减少冷气粒子的数量，而空洞的形成则会导致星系盘的碎裂。为了避免这些问题，我们修改了SPH算法，解耦冷从热气体相，即抑制冷和热粒子之间的流体动力学相互作用。这是SPH宇宙学模拟中多相流体的粗糙模型，导致形成平滑扩展的冷气盘和更好的数值收敛。只要外压可忽略的自引力气体盘是冷气盘的一个很好的近似，这种解耦是适用的。（节略）
2003-06-26 astro-ph
Hot bubble and slow wind dynamics in PNe (Radiation-gasdynamics of PNe V)
本文探讨了行星状星云的广义相互作用风模型的数值工作所揭示的各个方面。首先，辐射和非辐射模型之间的详细比较，表明一个人的天真的期望辐射加热和冷却的影响并不总是正确的。其次，我们考虑了慢风被电离后的演化。发现初始的非球面密度分布在电离后变得平滑，因此要求非球面星云在PN演化的最初几千年内形成。第三，研究了热泡中的流动性质。一维和二维的数值模型都显示出强烈的迹象不稳定或湍流的热泡。虽然观测上很难证明或反驳这种湍流结构是严格审查。据发现，虽然湍流是不是一个数字的文物，完整的三维图片将最肯定不同于在二维中发现的。模型的解释的影响进行了讨论。最后，从PNe的软X射线发射的问题被认为是。发现软X射线主要来源于热泡与实际星云之间的薄界面。
1994-10-27 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 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
