Disk winds of B[e] supergiants
B[e]类超巨星的特征是由两个组成部分的恒星风组成，一个是在极地地区的正常热星风，另一个是在赤道地区的缓慢而密集的盘状风。盘风的属性进行了讨论，使用卫星紫外光谱的恒星看到的边缘上，即通过赤道盘。这些观测结果表明，盘状风的速度非常慢，为50-90 km/s，比光谱类型的预期速度慢10倍左右。光发射谱线提供了进一步研究盘风的手段。这是讨论的禁止线在磁盘中形成的线轮廓。
1998-12-02 astro-ph
Outflowing disk formation in B[e] supergiants due to rotation and bi--stability in radiation driven winds
重新研究了快速自转和双稳性对B[e]超巨星赤道和极向密度差的影响。基于一个新的慢解不同的高旋转辐射驱动风（Curé 2004）和事实，双稳定性允许线力参数（$α$，$k$，和$δ$）的变化，赤道密度约$10^2$ - $10^4$倍高于极地。这些值与观测值在质量上一致。
2005-03-16 astro-ph
Outflowing disk winds in B[e] Supergiants
本文研究了快速自转和双稳性对B[e]超巨星赤道和极向密度差的影响。根据不同高旋转辐射驱动风的一个新的慢解和双稳定性允许线力参数（$α$、$k$和$δ$）变化的事实，赤道密度大约是极地密度的$10^2$ - $10^3$倍。这些值与观测值在质量上一致。这种计算还允许获得盘的孔径角。
2005-10-24 astro-ph
Properties of Galactic B supergiants
基于非LTE线覆盖模型大气，包括朝向NGC 3603星系团的Sher 25，给出了银河系B超巨星的物理和风性质。我们比较了Halpha导出的风密度与最近的结果SMC B超巨星和一般确认理论预期的更强的风之间的银河系超巨星。中B超巨星风比目前的辐射驱动风理论预测的要弱得多，如果风已经聚集在H α线形成区域，这个问题就会加剧。我们发现Lamers等人提出的B1（Teff ~ 21 kK）处的所谓“双稳跳跃”是一种更为平缓的下降趋势。CNO元素丰度，包括谢尔25，揭示了部分处理的材料在其表面。在一般情况下，这些是在很好的协议与演化的蓝超巨星向红旋转混合帐户的预测。包括HD 152236（zeta ^1 Sco）在内的少数几个例子显示出强烈的加工物质，这是更典型的亮蓝变星。我们推导出的Sher~25的光球[N/O]比与其喷出物星云的一致，尽管如果星云起源于红超巨星阶段，则预计会有更高程度的CNO加工，正如SN 1987 A的B超巨星祖先Sk-69 202喷出的环状星云所怀疑的那样。Sher 25的推断年龄约为500万年，而NGC 3603的电离星团HD 97950的年龄约为200万年。Sher 25可能是一个前景天体，也可能是近距离双星演化导致它在H-R图中的位置异常。
2006-06-29 astro-ph
On the optical--infra-red continuum emission from equatorial discs of supergiant B[e] stars
讨论了两种超巨星B[e]星的星周盘模型：风双稳性产生的赤道风模型和开普勒粘滞盘模型。这两种模式都成功地提供了一个网站的尘埃形成，一旦他们已经充分冷却。然而，光学-红外连续计算，它被发现，这两个模型有显着的麻烦，占观察。特别是光学近红外辐射占，但尘埃排放被低估了至少一个数量级。模型的结构变化（温度随半径的变化，密度结构和尘埃不透明度）进行了研究，以评估如何（在）适当的标准模型是超巨星B[e]星盘。改变温度结构，并使简单的尘埃不透明度的变化，在光盘所产生的连续辐射的影响不大。通过改变圆盘的密度结构，这两个模型都可以解释连续体：赤道风模型需要一个非常平坦的密度分布，这是不可能用任何加速风来解释的，而粘性圆盘模型的密度结构需要随着半径下降的速度比预期的要小，尽管这可以通过考虑圆盘中的粘性过程来解释。人们认识到，这两种理论解释都有困难和未解决的问题。
2002-11-20 astro-ph
On the nature of the bi-stability jump in the winds of early-type supergiants
我们研究了观测到的B1型超巨星风的终极速度双稳性跳跃的起源。为此，我们计算了这些恒星的风模型和质量损失率的网格。该模型表明，质量损失率“跳跃”的五倍左右的光谱类型B1。迄今为止，辐射驱动风理论还没有对观测到的双稳跃提供理论解释。模型表明，亚音速部分的风是由线加速度由于铁为主。元素C、N和O在风的超音速部分是重要的线驱动器。我们表明，质量损失率“跳跃”由于铁III线加速度的增加低于音速点。最后，我们讨论了双稳跃变对亮蓝变星典型变星质量损失的可能作用。
1999-08-18 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
IR Mergers and IR QSOs with Galactic Winds. II. NGC 5514, two Extra-nuclear Starburts/LINERs with a Supergiant Bubble in the Rupture Phase
本文研究了红外并合器NGC 5514的形态、运动学和电离结构。这项研究主要是基于积分二维光谱获得的4.2米威廉赫歇尔望远镜（La Palma，西班牙）和数据CASLEO（阿根廷）。明确的证据，两个额外的核恒星爆发与年轻的流出和LINER活动的报告。其中一个外流产生了一个超巨气泡，在那里的发射线和运动学图显示4个扩展喷射。这些结果表明，气泡处于破裂阶段。
2004-09-05 astro-ph
On the magnetic structure and wind parameter profiles of Alfven wave driven winds in late-type supergiant stars
在巨星和超巨星演化阶段的冷恒星呈现低速和高密度风，这是观测到的高质量损失率的原因。虽然呈现高光度，尘埃粒子上的辐射压力不足以解释风加速过程。在这个尚未解决的问题的可能解决方案中，阿尔芬波可能是最有趣的，因为它们在将能量和动量传递给风方面效率很高。通常情况下，阿尔芬波驱动风的模型会导致高速风，如果他们没有高度阻尼。在这项工作中，我们确定自洽的磁场的几何形状和解决的动量，能量和质量守恒方程，证明即使是低阻尼阿尔芬波通量是能够再现低速风。我们发现，磁通管膨胀与超径向因子S>30恒星表面附近，大于以前的半经验模型中使用的。快速膨胀导致波通量的强烈空间稀释。我们得到了一个典型的16 M太阳超巨星的风参数剖面。风在一个狭窄的区域内加速，与磁场线的高发散区域一致，高达100 km/s。对于温度，我们得到了一个轻微的下降近表面的低阻尼波，因为波加热机制是有效的比辐射损失。峰值温度出现在1.5r_0处，达到6000 K。向外膨胀的风主要由于绝热膨胀而冷却。
2006-02-14 astro-ph
Ionization structure in the winds of B[e] supergiants II. Influence of rotation on the formation of equatorial hydrogen neutral zones
内容：众所周知，B[e]超巨星具有非球形风，并且已经假设在靠近恒星表面的氢中存在中性的盘。一个合适的机制，以产生非球形风似乎是快速旋转，并至少为三个B[e]超巨星在麦哲伦云的旋转速度在其临界速度的一个相当大的分数已经found. Aims：我们希望找到合适的重组距离在赤道平面的快速旋转的恒星，解释所观察到的大量的中性物质在附近的B[e]超巨星。方法：我们进行电离结构计算在赤道平面周围快速旋转的发光超巨星。赤道面的限制，使我们能够处理的电离平衡方程1维，而恒星辐射场的计算2维，考虑到纬度变化的恒星表面参数。所用的恒星参数与B[e]超巨星的已知参数相对应。计算中所作的假设都有一个共同点，即在赤道平面内任何位置的可用电离光子总数被高估，导致复合距离的上限。结果如下：我们发现，尽管快速旋转的恒星的赤道表面密度下降（忽略双稳态和/或风压缩的影响），氢和氦重组或接近恒星表面，质量损失率Mdot > 5d-5 M_sun/yr和旋转速度超过v（rot，eq）/v（crit）=0.8。
2006-06-06 astro-ph
Hidden bipolarity in red supergiant winds
许多对晚型M星的观测显示出巨大的近球形星周包层，然而行星状星云和超新星遗迹经常是轴对称的。我们提出了VLBI和MERLIN观测的脉泽周围的红超巨星S Per显示不同程度的轴对称性和动态显着的磁场。在这里或大多数类似的物体中没有旋转的证据。我们研究了磁场的可能来源。
2005-01-03 astro-ph
Integral-Field Spectroscopy of the Post Red Supergiant IRC +10420: evidence for an axi-symmetric wind
我们提出了NAOMI/OASIS自适应光学辅助积分场光谱的过渡大质量超巨星IRC +10420，一个极端的质量损失的恒星显然是在从红超巨星向沃尔夫-拉叶阶段演变的过程中。为了研究这颗恒星现今的质量损失几何，我们研究了当被周围的星云反射时，来自内部风的线发射的外观。我们发现，与以前的工作相反，有风轴对称的强有力的证据，基于H $α$和Fe { \sc ii} $λ$ 6516的等效宽度和速度的变化。我们将这种行为归因于从不同角度观察时复杂的线条轮廓的外观。我们还推测，Ti { \sc ii}发射起源于外层星云的一个区域类似于$η$船底座的锶丝，基于线发射的形态。最后，我们认为，IRC +10420的轴对称风，结合其持续的蓝向演化，是恒星正在向B[e]超巨星阶段演化的证据。
2007-08-16 astro-ph
Multiple ring nebulae around blue supergiants
在大质量恒星的生命过程中，风与风的相互作用可以导致星周星云的形成，这在自然界中是可以预测和观测到的。我们提出了通用的模型计算来预测蓝超巨星这样的星云的属性。从包含自转的恒星演化计算中，我们得到了恒星风性质和恒星辐射场的时间依赖关系。这些都被用来作为输入流体计算的拱星介质在整个恒星的生命。在这里，我们提出了一个快速旋转的12个太阳质量的单星的结果。这颗恒星在其主序后演化期间经历了一个蓝色环，在开始时，它的收缩使它旋转到接近临界旋转。由于各向异性的质量损失，蓝超巨星风将前面的慢风扫到沙漏结构中。它与先前形成的球形红超巨星风壳碰撞，形成了一个由两个极冠和一个中央内环组成的短寿命发光星云。随着时间的推移，极冠逐渐演变成中纬度环，逐渐向赤道平面移动，而中央环正在消失。这些结构让人联想到蓝超巨星谢尔25和SN 1987 A的前身周围的星云。沙漏与球壳碰撞的简单模型恢复了蓝超巨星周围发现的大多数有趣的星云几何形状，并表明它们形成了一个进化序列。我们的研究结果表明，二进制是不需要获得它们。
2008-07-19 astro-ph
FUSE Observations of the Stellar Winds of Two O7 Supergiants in the Magellanic Clouds
比较了大麦哲伦星云O 7 Ib（f）星Sk-67 111和小麦哲伦星云O 7 Iaf+星Sk 80的远紫外光谱特征。最显著的区别是Sk 80具有显著更低的终极速度、更弱的O VI吸收和更强的S IV发射。我们已经使用线覆盖，流体动力学，非LTE大气模型来探索这些差异的起源。远紫外光谱需要系统较低的恒星温度比以前的测定O 7超巨星来自平面平行，流体静力学模型的光球线轮廓。在这些温度下，SK -67 111中的O VI主要是由于风中的冲击。
2000-05-02 astro-ph
STIS UV spectroscopy of early B supergiants in M31
我们分析STIS光谱在1150-1700埃的波长范围内获得的六个早期B超巨星在邻近的星系M31。由于它们可能的高丰度（接近太阳），这些恒星最初被选择与银河系的对应恒星直接可比，并且代表了我们目前B型超巨星样本中急需的补充，我们努力研究风动量-亮度关系对光谱类型和金属丰度的依赖性。作为确定风动量的第一步，我们用标准方法拟合N V、Si IV和C IV的共振线的P-Cygni剖面，并推导出所有STIS目标的终极速度。从这些线，我们也得到离子恒星风柱密度。我们的结果与以前在银河系超巨星中获得的结果进行了比较，并证实了早先关于M31中“正常”风线强度和终极速度的说法。对于一半的样本，我们发现证据的增强最大湍流速度相比，银河系同行。
2002-07-16 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
The ionization structure of early-B supergiant winds
我们提出了经验确定的电离条件的106个发光的B 0到B5恒星的风IUE观察。对UV风线进行建模，以提取N V、C IV、Si IV、Si III、Al III和C II的质量损失率（Mdot）乘以电离分数（Mdot q_i（w），其中w = v/v_infty）的乘积。我们描述了Mdot q_i（w）及其比值的一般行为，表明风电离随离星距离的增加而增加，与最近O星风的研究结果相反。使用经验质量损失率（从H α观测）和模型处方，我们得到平均q_i（w）值集成的风，<q_i>。这些<q_i>都是相当小的，从来没有超过15%的铝III或2%的硅IV。这是令人惊讶的，因为<q_i>这些离子在观察到的光谱范围内明显达到峰值。我们的结论是，低的<q_i>出现，因为<Mdot q_i>被低估的风模型，假设流出是平滑的，而事实上，高度结构化。
2004-12-13 astro-ph
Understanding B-type Supergiants in the Low Metallicity Environment of the SMC
利用VLT上的UVES高分辨光学数据，对7颗SMC B型超巨星和1颗巨星进行了光谱分析。FASTWIND，一个非LTE的，球形的，线覆盖的模式大气代码被用来获得这些恒星的大气和风参数以及它们的绝对丰度。讨论了这些结果对恒星演化和线驱动风理论的意义。
2003-12-09 astro-ph
The Wind of the B[e] Supergiant Hen S22 Viewed through a Reflection Nebula in DEM L 106
窄波段的HST WFPC 2图像显示，在HII区域N30 B周围有一个弓形激波状的晕，朝向B[e]超巨星Hen S22，Hen S22位于大麦云中较大的DEM L 106星云内。N30 B的高色散光谱显示电离气体的H-α发射分量很窄;速度变化表明在HII区附近有-5到-10 km/s的气流，这是与Hen S22的恒星风相互作用的结果，也是弓激波形态的原因。N30 B的晕光谱显示出宽的H-α分布，其速度超过1000 km/s，与Hen S22相似，表明该晕是Hen S22的反射星云。N30 B晕的宽带形态也与反射星云的解释一致。我们使用尘埃散射特性和观测到的反射星云和母鸡S22的亮度来约束反射的几何形状。由于从不同角度观察S22的各向异性风，反射星云中的恒星H-α发射和吸收会发生变化。这个反射星云，加上Hen S22的盘的边缘方向，为研究B[e]超巨星的盘和极风提供了宝贵的机会。
2002-12-19 astro-ph
Chemical abundances and winds of massive stars in M31: a B-type supergiant and a WC star in OB10
我们提供了OB 10星协中两颗大质量恒星M31的高质量光谱数据：OB 10 -64（B 0 Ia）和OB 10-WR 1（WC 6）。这两颗恒星的中等分辨率光谱是使用威廉·赫谢尔望远镜上的ISIS摄谱仪获得的。这是补充HST-STIS紫外光谱和OB 10 -64的HSTKI HIRES数据。一个非LTE模式的大气和丰度分析OB 10 -64表明，这颗恒星有类似的光球CNO，Mg和Si的丰度太阳附近的大质量恒星。对这颗早期B型超巨星的风场分析显示其质量损失率为M_dot= 1.6 × 10 ^-6 M_solar/yr，v_infty=1650 km/s。相应的风动量与银河系早期B超巨星的风动量-光度关系符合得很好。用非LTE的线覆盖程序对OB 10 W-R1的观测数据进行了分析，采用填充因子为10%的聚集风，得到了近似的恒星参数：log L/L_solar ~ 5.7，T~75 kK，v_infty ~ 3000 km/s，M_dot ~ 10^-4.3 M_solar/yr。与银河系WC 6恒星HD 92809（WR 23）的定量比较显示，OB 10-WR 1比HD 92809的亮度高0.4 dex，尽管它的C/He比低得多（~0.1比0.3）。我们的研究代表了仙女座B型超巨星或WR星的第一个详细的化学模型大气分析，并显示了这些研究如何提供有关星系化学演化和大质量恒星在局部宇宙中…
2001-02-19 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
Quantitative spectral analysis of early B-type supergiants in the Sculptor galaxy NGC 300
利用非LTE线覆盖的统一模型大气，分析了玉夫座螺旋星系NGC 300中两颗早期B型超巨星的光谱，旨在确定它们的化学成分和基本恒星风参数。首次获得了一颗本星系群外B型超巨星的详细化学丰度图（He、C、N、O、Mg和Si）。导出的恒星性质与其他类似类型和金属丰度的本星系群B型超巨星的性质一致。其中一颗恒星的金属丰度接近太阳，而另一颗则更像是SMC B超巨星。在导出的风动量中可以检测到较低金属丰度的影响。
2003-01-10 astro-ph
Hydrogen neutral outflowing disks of B[e] supergiants
用外流盘方案模拟了LMC B[e]超巨星R126的[O I]线发射。我们发现，在磁盘中的氢必须被电离小于0.1%，这意味着磁盘材料主要是中性的。自由-自由辐射由极风计算，发现圆盘和极风之间的最小密度差为~10。
2007-02-14 astro-ph
Understanding B-type supergiants in the low metallicity environment of the SMC II
尽管在过去的十年中，在大质量恒星领域的努力重新抬头，但它们的演化路径，表面丰度的污染以及恒星风的行为仍然模糊不清。本文用统一的大气模式程序FASTWIND对10颗SMC B型超巨星的中分辨率光谱进行了分析。结合文1中分析的8个目标，本文提供了SMC中B型超巨星的风性质和化学成分的观测结果。本文强调和充实的影响恒星演化从文件1，目前的理论模型需要产生较大程度的表面氮增强在较低的旋转速度。此外，一个显着的理论和观察到的质量损失率之间的差异进行了讨论，这将有重要的影响，从恒星演化计算得到的旋转速度。在此基础上，给出了低金属丰度环境（Z = 0.004）下B型超巨星风-动量光度关系的初步标定。
2005-01-12 astro-ph
The radiation driven winds of rotating B[e] supergiants
我们已经制定了旋转恒星的扇形线驱动风的动量方程，包括：（a）恒星的扁率，（b）重力变暗（冯蔡佩尔效应），（c）角动量守恒，（d）由力倍增器参数指定的线驱动（k，α，δ），（e）对于连续谱和线驱动，具有重力暗化的扁圆星的有限盘校正因子。用数值方法求解了这些方程。我们计算了B[e]-超巨星风的质量通量和从极到赤道的风速分布。旋转降低了赤道地区的终极速度，但几乎不影响来自两极的风速;它增强了来自两极的质量通量，而来自赤道的质量通量几乎保持不变。这些影响随着旋转速率的增加而增加。我们还计算了模型的双稳定性跳跃约25 000 K，使用最近计算的蒙特卡洛技术的力乘数。在这种情况下，质量通量从极到赤道急剧增加，而终极速度从极到赤道急剧减小。这就产生了风ρ（赤道/极）的密度对比，其系数约为10，与恒星的自转速率无关。我们建议，所观察到的密度对比度的一个因素100的磁盘的B[e]星可以通过考虑风压缩由于轨道的气体以上的临界点朝向赤道平面。
2000-05-15 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
On the hydrogen neutral outflowing disks of B[e] supergiants
B[e]超巨星拥有几何厚度的尘埃盘。然而，已发现形成沙尘暴的风模型不足以再现观测到的沙尘排放。这个问题的出现是由于严格的假设，如经典的Be星，近红外过量发射起源于磁盘。因此，自由-自由和自由结合排放的建模导致盘质量损失率的上限，阻碍了盘中的灰尘冷凝。我们提出了一个修正的方案B[e]超巨星的非球形风：一个正常的B型线驱动的极风和外流盘形成风，是中性的氢，或非常接近恒星表面。我们集中在极上看到LMC B[e]超巨星R126和计算的光学[OI]发射线的线光度与流出盘的情况。此外，我们还计算了线驱动极风的自由-自由和自由束缚辐射，并模拟了光学和近红外光谱的能量分布。对于从恒星表面流出的氢中性盘，[OI]线光度达到了很好的拟合。因此，中性意味着氢离子化小于0.1%。因此，自由-自由和自由束缚发射不能（主要）从磁盘产生，不能限制磁盘的质量损失率。因此，氢中性流出盘的情况提供了一个理想的环境，有效的尘埃形成。在光学和近红外范围内的光谱能量分布可以很好地拟合恒星连续谱加上自由-自由和自由束缚的极线驱动的风的发射。我们的模型进一步提供了最小值为\dot{M}（磁盘）> 2.5 d-5 M_sun/yr和赤道和极地风之间的密度对比约10。
2006-11-24 astro-ph
Large-scale wind structures in OB supergiants: a search for rotationally modulated Hαvariability
我们提出了一个明亮的OB-超巨星（O7.5-B 9）的样本中的Hα线的长期监测活动的结果，旨在检测旋转调制的变化可能与大尺度风结构的存在。在2001-2002年的6个月中，共监测了22个天体，共36个夜晚。还获得了一些目标的协调宽波段光度观测。发现了Hα变化的明显证据，这些恒星显示出被风辐射污染的特征。大多数变化发生在每天的时间尺度上，尽管偶尔也会检测到每小时的变化。在HD 14134和HD 42087这两颗恒星中发现了Hα周期性变化的令人信服的证据（在其他恒星中也检测到了周期性信号，但需要独立的确认）。从观测到的重现时间尺度（在13-25天的范围内）和估计的恒星自转周期之间的相似性，建议旋转调制。我们提请注意HD 14134的非典型情况下，表现出明确的12.8-D的周期性在光度和光谱数据集。这使这个天体成为少数早期类型的恒星之一，在那里人们可以观察到扩展风结构和光球扰动之间的明确联系。进一步的建模可以测试的假设，方位角延伸的风流负责的光谱变化在我们的目标恒星的模式。
2004-03-05 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
Are There Magnetars in High Mass X-ray Binaries? The Case of SuperGiant Fast X-Ray Transients
本文综述了一颗磁性中子星和一颗超巨星伴星的高质量X射线双星的风吸积理论。我们集中在不同类型的流入风的物质和中子星磁层之间的相互作用是相关的物质吸积到中子星表面在很大程度上被抑制时，这些包括通过离心和磁屏障的抑制。扩展早期的工作，我们计算出预期的亮度为每个政权，并得出从一个政权过渡到另一个可以发生的条件。我们发现，非常大的光度波动（在短至小时的时间尺度上约为10^4或更大）可以由不同区域的跃迁引起。超巨星快速X射线瞬变是最近在银河系中发现的一类高质量X射线双星，它所表现出的活动常常被解释为直接吸积到一颗浸没在极其稠密的恒星风中的中子星上。我们在这里表明，跨越磁和/或离心屏障的过渡可以解释这些来源的变化特性的结果，相对温和的恒星风的速度和/或密度的变化。根据这种解释，我们预计，超巨星快速X射线瞬变，显示非常大的光度摆动和主机的缓慢旋转中子星的特点是类磁星的领域，无论是磁或离心障碍适用。因此，超巨星快速X射线瞬变可能为探测和研究双星系统中的磁星提供新的机会。
2008-05-13 astro-ph
On the metallicity dependence of the winds from red supergiants and Asymptotic Giant Branch stars
在初始质量函数的大部分时间里，恒星注定会变成明亮而凉爽的红巨星。然后，它们可能能够在被强烈的径向脉动提升的大气中产生尘埃，从而驱动风。以这种方式损失的质量可能是恒星质量的一个非常重要的部分，特别是在中等质量恒星的情况下，它高度富集。恒星诞生和反馈到环境之间的延迟从大质量恒星的几百万年到我们今天看到的最小质量红巨星的宇宙年龄不等。本文对红巨星风的金属丰度依赖性作一综述。我表明，最近的测量不仅证实了理论预期，但也告诫常见的误解，在低初始金属丰度反馈的影响。
2005-12-13 astro-ph
Statistical properties of a sample of periodically variable B-type supergiants - Evidence for opacity-driven gravity-mode oscillations
我们研究了从HIPPARCOS任务中选出的28颗周期变星和12颗覆盖整个B型光谱范围的比较星。我们的目标是测试它们的可变性是否与不透明度驱动的非径向振荡兼容。我们使用NLTE大气程序FASTWIND通过线廓拟合得到完整样本的大气和风参数。我们应用该方法选择的H，He和Si线的配置文件，测量与高分辨率CES光谱仪连接到ESO CAT望远镜在拉西拉，智利。从恒星在（log Teff，log g）图中的位置，我们认为我们的样本超巨星的变化确实是由于不透明机制产生的重力模式。我们发现比较星中有九颗也是周期性变星，并认为它们是新的天鹅座α变星。我们发现边缘的光度变化和风密度的幅度之间的相关性的证据。我们研究了整个B谱型超巨星范围内的风动量光度关系，发现B谱型超巨星（> B5）完全符合A谱型超巨星的风动量光度关系。此外，我们还提供了一种新的谱型--B超巨星的Teff定标。我们的研究结果意味着有可能通过重力模式的地震调谐探测光谱类型B的大质量恒星的内部结构模型。
2006-11-15 astro-ph
Wind structure of late B supergiants I. Multi-line analyses of near-surface and wind structure in HD 199 478 (B8 Iae)
我们提供了一个定量分析的时变现象的光球，近星，和流出地区的晚B超巨星（SG）HD 199478。分析主要基于1999年至2000年期间从保加利亚NAO，塔尔图和里特天文台获得的光学光谱数据集。HD 199478的时间行为具有三个关键的经验性质：（1）光球吸收线（包括C Ⅱ和He Ⅰ）的系统中心速度移动，其特征时间尺度约为20天;（ii）极强的可变H α发射，没有清晰的调制信号，2000年在H α中发生了一次（罕见的）高速吸收（HVA）事件，该事件持续了大约60天，显示出明显的物质流入和流出的特征。在这些性质上，HD 199478类似于其他一些具有特殊发射和H α HVA的晚B SG（HD 91619，HD 34085，HD 96919）。非LTE线合成建模进行使用FASTWIND为这些晚B SG约束和比较其基本参数的极端行为的上下文中的H α线。我们的分析表明，在较冷的温度边缘的B SGs，有对象的风属性，跟踪H α，是不一致的预测的平滑，球对称风近似。这种不一致性仍然没有完全理解，并可能突出了非球形，盘状几何形状的作用，这可能是由于磁驱动的气体赤道压缩。有序偶极磁场也可能导致恒星表面上方的受限等离子体，最终导致瞬态HVA事件。
2008-06-05 astro-ph
Quantitative studies of the Far-UV, UV and optical spectra of late O and early B-type supergiants in the Magellanic Clouds
利用远紫外FUSE、紫外IUE/HST和光学VLT-UVES光谱对麦哲伦星云中的8颗晚O型和早B型超巨星进行了定量研究。温度、质量损失率和CNO丰度是使用Hillier & Miller（1998）的非LTE、球形、线覆盖模式大气代码获得的。我们支持最近的结果，OB型超巨星的温度较低的恒星风和覆盖的结果，这相当于~2000 K在B 0 Ia。在一般情况下，H $α$得出的质量损失率与紫外和远紫外光谱是一致的，虽然从考虑的SIV $λλ$ 1063-1073双峰，聚集风优于均匀的模型。AV 235（B 0 Iaw）是一个值得注意的例外，它具有异常强的H $α$轮廓，与其他Balmer线和UV风诊断不一致。我们还推导出我们的样品的CNO丰度，揭示了大量的氮富集，碳和氧耗尽。我们的研究结果得到了银河系超巨星HD 2905（BC0.7 Ia）的近太阳CNO丰度的比较支持。这支持了以前的建议，即“正常”的OB型超巨星表现出的大气成分表明粒子CNO处理。
2004-04-12 astro-ph
Revised Stellar Temperatures for Magellanic Cloud O Supergiants from FUSE and VLT-UVES Spectroscopy
我们用远紫外FUSE、紫外IUE/HST和光学VLT UVES对四颗LMC和SMC O 4 - 9.7极超巨星进行了定量分析。扩展的，非LTE模式的大气，允许一致的治疗线覆盖被用来分析风和光球光谱功能同时进行。用H α来约束dM/dt，HeI-II光球谱线揭示了T_eff的系统性（5-7.5kK）和显著性（15-20%）低于以前从未覆盖的、平面平行的、非LTE光球研究中得出的值。我们对这些修订有信心，因为推导出的T_eff通常在整个912- 7000 Ang观察到的光谱范围内产生一致的拟合。特别是，我们能够解决以前的紫外光T_eff的差异。“Of”分类标准与（强）氮富集（通过NIII 4097）和（弱）碳消耗（通过CIII 4647-51）直接相关，为恒星表面未加工和CNO加工材料的混合提供了证据。氧丰度更难以限制，除了通过O9.7超巨星的OII线，它也被发现有些耗尽。风聚集的影响也进行了研究，其中PV 1118-28可能提供了一个有用的诊断O星风。修订后的恒星性质影响现有的校准（一）莱曼连续光子-一个因素的两个低的O 4超巨星;和（二）动能释放到ISM的O超巨星。我们的结果也有重要的校准的风动量光度关系的OB星。
2002-06-15 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
Hunting for Magnetars in High Mass X-ray Binaries. The Case of SuperGiant Fast X-Ray Transients
本文综述了由磁中子星和超巨星伴星组成的高质量X射线双星的风吸积理论。特别是，我们集中在不同类型的流入风的物质和中子星磁层之间的相互作用是相关的吸积物质到中子星表面在很大程度上被抑制时，这些包括抑制的离心和磁屏障。我们发现，非常大的光度波动（在短至小时的时间尺度上约为10^4或更大）可以由不同区域的跃迁引起。这种情况下，然后应用到超巨星快速X射线瞬变（SFXTs），一个新的类的高质量X射线双星在我们的星系最近发现的INTEGRAL显示的活动。根据这种解释，我们认为，SFXTs显示非常大的光度摆动和主机缓慢旋转的中子星预计将其特征在于类磁星场。因此，超巨星快速X射线瞬变可能为探测和研究双星系统中的吸积磁星提供了一个独特的机会。
2008-11-06 astro-ph
Joint H-alpha and X-ray Observations of Massive X-ray Binaries. I. The B-Supergiant System LS I +65 010 = 2S 0114+650
报道了一个由一颗B超巨星和一颗慢转X射线脉冲星组成的大质量X射线双星LS I +65 010 = 2S 0114+650的H α发射光谱监测计划。我们提出了修正的轨道要素，产生的周期P=11.5983 +/- 0.0006 d，并确认轨道有一个非零的偏心率e=0.18 +/- 0.05。H-α发射轮廓形成于B-超巨星主星风的底部，我们展示了这种光谱特征在时间尺度上的变化，这可能与B-超巨星的旋转周期有关。我们还检查了X射线通量从罗西X射线定时探测器全天监测仪器，我们表明，X射线轨道光变曲线有一个最大值在近星点和最小值的B超巨星的下合。我们还表明，风发射强度和高能量X射线通量似乎在大约一年的时间尺度上串联变化。
2006-10-30 astro-ph
The velocity gradient in the pseudo-photosphere of the peculiar supergiant HD101584
本文介绍了一颗奇特超巨星（后AGB星）HD 101584的低分辨和高分辨紫外光谱的初步研究结果。通过与标准恒星的低分辨率光谱（1200- 3200昂）比较，该恒星被归类为A7 I，表明有效温度为8150 K，文献引用的光谱类型为F0 I。在高分辨光谱（2500- 3000埃）中，Fe Ⅱ吸收线的多普勒频移与线的光学深度有关。这表明一个不断扩大的加速风，c.q.伪光球利用HeI和NI光学谱线的现有数据，在光学深度上将该关系式扩展了10^5倍。这一关系表明该恒星的径向日心速度至少为54.5km/s。从H α线测得风速为96 km/s，即风的终极速度。
1995-10-23 astro-ph
Resolving the ionized wind of the post-Red Supergiant IRC +10 420 with VLTI/AMBER
本文研究了后红超巨星IRC+10420现今质量损失的毫角秒尺度结构。我们使用三个望远镜的VLT干涉仪与AMBER近红外光束组合测量光谱分散的相关通量在K波段的Br γ过渡。所得到的vibrium进行比较，以推断所观察到的发射区域的大小与各种简单的模型的发射结构的预测vibrium。在所有三条基线上，Br伽马线都由VLTI+AMBER分辨，最大投影基线延伸69米，P.A.范围在10到30度之间。在最长基线上检测线和连续体之间的差分相位。发现Br γ发射区域的直径为3.3毫弧秒（FWHM），当与高斯强度分布相比。均匀的圆盘和环状的光强分布不符合线速度。比较不同时期的Br γ的琥珀等效宽度，我们发现恒星光球贡献了约60%的2.2微米的总连续光。剩下的40%的连续辐射是在大于66mas琥珀视场的尺度上发现的。使用简单的参数，并假设光学粗线发射，我们发现，线发射区被拉长。我们简要地讨论了这种结构是否是由于双极流或拱盘的可能性。（节录）。
2007-11-30 astro-ph
Supernova 1987A: Rotation and a Binary Companion
在本文中，我们提供了一个可能的双极星云周围SN 1987 A的结构和它的祖星的属性之间的联系。采用风Blwon气泡（WBB）场景，其中来自蓝超巨星的快速、微弱的风扩展为缓慢、密集的风，并在早期的红超巨星阶段被驱逐。两极的形状是由于在慢风中两极到赤道的密度对比而形成的（即，慢风形成了一个缓慢的环面）。我们使用Bjorkman和Cassinelli（1992）的风压缩盘（WCD）模型来确定慢环的形状。在WCD的情况下，环面的形状是由祖先恒星的旋转决定的。然后，我们使用一个自相似的半分析方法风吹气泡的演变，以确定所产生的双极星云的形状。我们发现，风压缩盘和双极风吹泡模型的联盟，使我们能够恢复SN 1987 A的拱星星云的显着属性。特别是，SN 1987A内环的大小，速度和密度很容易在我们的计算中重现。对参数空间的探索表明，红超巨星的前身必须以大于0.3的分裂速度旋转。我们的结论是，祖先最有可能是旋转的合并与双同伴。利用一个简单的双星合并模型，我们发现伴星的质量可能大于0.5 M太阳。
1998-09-11 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
X-ray Emission from an Expanding Supergiant Shell in IC 2574
我们提出了一个超巨星壳内的暴力星际介质附近的矮星系IC 2574，M81星系群的成员之一的多波长的研究。甚大阵（VLA）对中性氢（HI）的观测揭示了一个显著的膨胀的超巨星HI壳层，它被认为是由恒星风和超新星爆炸的综合作用产生的。它的大小约为1000 x 500 pc，并以约25 km/s的速度扩张。HI数据表明，年龄约为1.4 × 10^6岁;能量输入的数量级为（2.6 \pm 1）× 10^53尔格。由氢$α$辐射追踪的大质量恒星形成区主要位于这个氢壳的边缘。在6厘米的VLA射电连续谱观测表明，这些恒星形成区是该星系射电连续谱发射的主要来源。从HI孔内发射的软X射线是由ROSAT PSPC定点观测探测的。发射被解析，在大小和方向上与HI壳层一致。这些空间特性表明，发射是由位于HI壳层内的X射线发射等离子体产生的，尽管不能完全排除来自X射线双星的贡献。X射线数据与雷蒙德和史密斯等离子体的发射数据一致，该等离子体的温度约为log（T[K]）= 6.8，密度为0.03 cm^-3。
1998-06-08 astro-ph
Optical Spectroscopic Observations of Cyg X-1=HDE 226868
本文介绍了2001年至2006年对黑洞X射线双星天鹅座X-1的光学对应物HDE 226868的光谱观测结果。我们分析了复H $α$线中两个分量的变化：一个是P-Cygni形分量，它遵循超巨星的运动，另一个发射分量相对于超巨星以反相轨道运动运动，这归因于聚焦星风。KOREL解缠的结果表明，聚焦的恒星风是H $α$发射线的主要变化原因。超巨星成分的辐射在低/硬态和高/软态之间的差异很小，而聚焦风成分在低/硬态变得很强，在高/软态变得很弱。在低/硬态期间，风几乎不受X射线光电离的干扰。然而，在高/软状态下，来自致密物体的X射线可以减速线驱动风，并导致高的质量吸积率，由于X射线光电离的影响。X射线照射还可以改变恒星风的温度分布，使其温度升高，从而降低恒星风的H $α$发射率，这可以解释天鹅座X-1在不同X射线状态下的H $α$变化。
2008-06-26 astro-ph
Crossing the `Yellow Void' -- Spatially Resolved Spectroscopy of the Post- Red Supergiant IRC+10420 and Its Circumstellar Ejecta
IRC +10420是在HR图中定义光度上限的极端超巨星之一。在后RSG演化过程中，这些大质量恒星进入一个温度范围（6000-9000 K），动力学不稳定性增加，质量损失高，不透明度增加，这是一个半禁区，de Jager和他的合作者称之为“黄色空洞”。我们报道了IRC +10420及其反射星云的HST/STIS空间分辨光谱，并获得了一些令人惊讶的结果。反射光谱的长缝光谱学使我们能够从不同的方向有效地观察恒星。双峰值的Halpha排放曲线的测量显示出一个均匀的流出气体在一个接近球形的分布，与以前的模型与赤道盘或双极流出。根据通常引用的该天体的温度和质量损失率估计，风在某些甚至所有波长上都是光学厚度的。因此，观测到的表观光谱类型和推断温度的变化是风的变化，并不一定意味着恒星半径和内部结构在如此短的时间尺度上演变。为了解释恒星附近的物质同时流出和流入的证据，我们提出了一个“雨”模型，在这个模型中，气体在密集风之外的不透明度较低的区域中凝结。随着它的风明显变暖，最近出现的强烈发射，以及质量损失率的下降，IRC +10420可能即将摆脱其不透明的风，穿过“黄色空洞”，并成为一颗更热的恒星。
2002-05-15 astro-ph
S 111 and the polarization of the B[e] supergiants in the Magellanic Clouds
我们用光学偏振成像仪对大麦云云B[e]超巨星S 111进行了线偏振测量。发现的内在极化是一致的存在下，轴对称的拱星信封。我们还估计了电子密度的S 111使用的数据从文献中，并重新审视了偏振和包络参数的B[e]超巨星使用最近的红外校准颜色数据之间的相关性。这些数据表明，极化确实可以用电子散射来解释。我们已经使用Monte Carlo代码来模拟麦哲伦B[e]超巨星的连续极化。结果表明，它们的包层电子密度分布更接近于均匀分布，而不是r $^{-2}$依赖性。同时，与圆柱形分布相比，具有密度对比的球形分布对数据拟合得最好。的数据和模型结果支持的想法，存在一个赤道盘和两个组件的风模型的信封的B[e]超巨星。光谱偏振法将有助于我们进一步了解这些信封。
2001-09-06 astro-ph
The Spectral Energy Distribution and Mass-loss Rate of the A-Type Supergiant Deneb
为PHOENIX恒星大气代码开发了一个恒星风模块，用于计算非LTE、线覆盖、扩展大气结构和热发光恒星风的详细合成光谱。我们将代码应用于天津四的观测，为此我们报告了毫米和厘米发射（使用SCUBA和VLA获得）的第一次阳性检测，以及850微米通量的强大上限（使用HHT）。射电频谱的斜率表明，恒星风是部分电离的。我们报告一个均匀的磁盘角直径测量，2.40 +/- 0.06 mas，从海军原型光学干涉仪（NPOI）。测得的辐射热通量和校正的NPOI角直径产生8600 +/- 500 K的有效温度。最小二乘比较的合成光谱能量分布从1220 A到3.6厘米的观测提供的估计的有效温度和质量损失率为8400 +/- 100 K和8 +/- 3 E-7 M_sun/yr，分别。当考虑非LTE金属线覆盖时，该质量损失率范围与从高色散UV光谱得到的质量损失率范围一致。我们无法实现一个合理的拟合一个典型的Halpha P-Cygni配置文件与任何模型参数在合理的范围。这是令人不安的，因为\ha廓线是风矩-亮度关系的观测基础。
2002-01-14 astro-ph
Stellar Wind Variations During the X-ray High and Low States of Cygnus X-1
本文介绍了利用哈勃空间望远镜对大质量X射线双星HD 226868 = Cyg X-1的紫外光谱测量结果。在2002年和2003年的两次运行中，当系统处于X射线高/软状态时，在两个轨道会合阶段获得了光谱。由于风离子的X射线电离，当黑洞处于前景时，恒星风线的强度会大大降低。HST和档案IUE光谱的比较表明，类似的光电离效应发生在两个X射线状态。我们建立了紫外线风廓线模型，假设X射线电离发生在风中的任何地方，除了超巨星阻挡X射线通量的区域。观测结果与模型结果吻合较好，表明风电离区延伸到了超巨星面对X射线源的半球附近。与低/硬态相比，高/软态中的H-α发射强度通常较低，但He II 4686发射在状态之间相对恒定。结果表明，天鹅座X-1的质量转移是由一个集中的风流量，沿轴连接恒星的峰值和恒星风的贡献是关闭的X射线光电离效应。当科里奥利偏转将气体带入X射线照射区域时，来自超巨星阴影侧的强烈恒星风将停止。这种停滞的气体成分可能会被黑洞的轨道运动所超越，并起到抑制聚集风吸积的作用。阴影风分量强度的变化可能会导致吸积率的变化，最终决定X射线的状态。
2008-01-28 astro-ph
