Far Ultraviolet observations of the High Mass X-ray Binary 4U1700-37/HD153919
利用FUSE观测了高质量X射线双星4U 1700 -37/HD 153919，研究了X射线源对主星风的影响。已经观察到风线的相位依赖性变化，表明在恒星风中产生了X射线电离区。4U 1700 -37的X射线亮度电离了大部分风，并留下了斯特龙格伦区。这破坏了轨道部分风的共振线加速度，使风熄灭并破坏质量流。这种效应在4U 1700 -37中首次被发现。这种所谓的Hatchett-McCray（HM）效应已经被预测为4U 1700 -37，但以前没有检测到。
2004-12-07 astro-ph
The Dynamical Evolution of Planetary Nebulae After the Fast Wind
在本文中，我们探讨了快速恒星风终止后，电离有界行星状星云的动力学。当恒星风变得可以忽略不计时，热的、受冲击的气泡减压，并且在上掠壳的内边缘处的光电离区域的热压变得占主导地位。在这一阶段，壳层倾向于碎裂，产生彗星状的尾巴和长的光致电离尾迹，而光致电离物质则以稀疏波的形式向中心恒星膨胀。一旦光致电离气体填充内腔，它就形成从中心向外增加速度的运动学图案，其中典型的速度范围从系统速度开始到边缘处的50 Km/s。在这个演化的晚期阶段，天鹅星云是行星状星云的一个明显例子。
2006-06-08 astro-ph
X-Ray Emission by A Shocked Fast Wind from the Central Stars of Planetary Nebulae
计算了行星状星云中心恒星吹出的激波快风的X射线辐射，并与观测结果进行了比较。利用球对称自相似解，计算了高速风与低速风碰撞时的流场结构和X射线温度。我们发现，如果快风速为中等，v_2~400-600 km/sec，质量损失率为10^{-7} Mo/年的几倍，那么观测到的6个PN的X射线辐射可以用PN早期排出的激波段来解释。我们发现，如前所述，X射线发射的形态是在星云光学明亮部分内部的一个窄环的形式。双极X射线形态的几个观察到的PNs，这表明了一个重要的作用，而不是一个球形的快速风，喷流不能解释这里研究的流动。
2006-02-27 astro-ph
X-Ray Emission from Jet-Wind Interaction in Planetary Nebulae
我们进行2D数值模拟的喷流扩展到缓慢的风的渐近巨星分支星。我们发现，激波后喷流的物质可以解释观测到的某些行星状星云（PN）的扩展X射线发射。这样的射流被认为是许多PN的形状，因此预计该过程将有助于从一些PN发射X射线。在其他PNs中（本工作中未模拟），扩展X射线发射源是中心恒星吹来的冲击球风。在一小部分PN中，两个源都可能有贡献，并且双温度气体比单温度气体更适合X射线性质。预计这两个组件之间存在空间分离。
2007-11-21 astro-ph
Application of MHD Disk Wind Solutions to Planetary/Protoplanetary Nebulae
来自吸积盘的风被认为是行星状星云（PNe）和原行星状星云（pPNe）中旋进喷流和极端双极形态的驱动源。在本文中，我们解决的适用性MHD磁盘风模型PNe和pPNe。我们首先回顾Pelletier和Pudritz（1992）的非自相似方法磁离心盘风。然后，我们讨论的条件可能发生在PNe和PNe吸积盘，形成通过二元相互作用。最后，检查磁离心盘风模型所需的无量纲参数的条件，我们表明，这样的风可以恢复所观察到的动量和能量输入率PNe和PNe。在后一种情况下，可能需要高吸积速率（$M_a \approx 10^{-4}$ \mdot）。我们发现，所观察到的{ \it总}的能量和动量在pPNe可以恢复与磁盘风模型使用现有的磁盘形成的情况。当结合现有的情况下，吸积盘的形成从破坏恒星同伴，我们的模型可能会提供一个解释的存在下观察到的高速极结（FLIERS）在一些PNE。
2004-02-04 astro-ph
On the Luminosities and Temperatures of Extended X-ray Emission from Planetary Nebulae
我们研究的机制，可以解释的光度和相对较低的温度扩展X射线发射行星状星云。通过建立一个简单的流动结构的风从中央恒星在原始，早期，行星状星云的阶段，我们估计的X射线发射气体的温度和它的总X射线光度。我们的结论是，为了解释X射线的温度和光度，从中央恒星的风和绝热冷却后的冲击风的材料的演变必须考虑。发射X射线的气体主要来自于行星状星云早期阶段（风速适中）喷出的激波段。或者，发射X射线的气体可能是由中心恒星的伴星吹来的准直快风造成的。在某些情况下，热传导和冷热区域之间的混合可能会发生，并可能决定星云的详细X射线形态，但不需要解释X射线发射气体的基本性质。
2002-09-09 astro-ph
Space telescope Imaging Spectrograph ultraviolet spectra of LMC planetary nebulae. A study of carbon abundances and stellar evolution
我们获得了24个LMC PNe在1150- 3000 nm范围内的光谱，以确定碳和其他离子丰度。该样品使LMC PNe的数量增加了一倍以上，在该波长范围内具有良好的紫外光谱质量，其光学图像可在{ \it HST}存档中获得。{ \it太空望远镜成像摄谱仪}使用了一个非常大的孔径，以获得几乎没有狭缝的光谱，因此也可以获得主要星云发射线的单色图像。对数据的分析显示出极高质量的光谱。本文介绍了发射谱线的识别和测量，以及发射碳和其他离子的离子丰度和总碳丰度的计算。在一小部分星云中发现了天鹅座P-Cygni剖面，并估计了恒星风的极限速度。在大多数星云中，总的碳丰度可以可靠地推断出来。我们发现，在圆形和椭圆形PNe的平均碳丰度是一个数量级大于双极PNe，而椭圆形和圆形PNe与双极核心有双峰行为。该结果证实了LMC PNe中的双极性与高质量祖细胞紧密相关。当与预测产量相比，我们发现，观测到的丰度比显示出向更高的碳丰度的转变，这可能是由于在模型中假设的初始条件不适合LMC PNE。
2004-11-23 astro-ph
MHD Stellar and Disk Winds: Application to Planetary Nebulae
MHD风可以从恒星和周围的吸积盘中发出。感兴趣的是知道有多少风力可用以及两个转子中的哪一个（如果有的话）主导该功率。我们在多极行星状星云（PNe）和原行星状星云（PPNe）的背景下对此进行了研究，最近的观测表明，需要超过辐射驱动的风力发电源，并且可能需要磁场整形。我们计算了磁流体风力发电从一个耦合的磁盘和明星，其中前者的结果从二进制中断。由此产生的风力只取决于吸积率和恒星的性质。我们发现，如果恒星的信封最初缓慢旋转，盘风将占主导地位的整个演变。如果恒星的包层是快速旋转的，恒星风最初可能具有与盘风相当的能量，直到恒星风带走恒星的角动量。由于一颗初始快速旋转的恒星可能会使其自转轴和磁轴与盘不一致，因此这种盘风系统可能会导致多极外流。对于大于自旋下降时间的时间，后AGB恒星风是奴隶的磁盘缓慢和快速的初始自旋的情况下，盘风光度占主导地位。我们发现一个相当大的参数空间，混合星+磁盘MHD驱动风是合理的，其中两个或两个都可以占PPNe和PNe的权力。我们还推测可能出现的耦合系统的形态。耦合风可能有助于解释许多引人注目的多壳层或多极星云的形状。磁活动，如X射线耀斑可能与两个中心的恒星和磁盘，将是一个有价值的诊断MHD过程中的动力学作用PNE。
2000-08-18 astro-ph
X-Ray Emission from Planetary Nebulae Calculated by 1D Spherical Numerical Simulations
计算了行星状星云中央恒星吹出的恒定和随时间演化的激波快风的X射线辐射，并与观测结果进行了比较。采用球对称辐射冷却数值模拟方法，计算了激波快风形成的热气泡的流场结构、X射线温度和光度。我们发现，一个恒定的快速风给出的结果是非常接近的自相似的解决方案。我们表明，为了快速冲击风解释观测到的X射线性能的PN，风的快速演变是必不可少的。更具体地说，当速度为~300-700 km/s时，快速风的质量损失率应该在早期很高，然后在PN年龄达到~1000年时，它需要急剧下降。这意味着中央恒星有一个非常短的前PN（后AGB）阶段。
2006-11-13 astro-ph
Mass-loss and multicomponent flow from central stars of planetary nebulae
本文计算了适用于行星状星云中心恒星的多分量辐射驱动星风模型。这些恒星风中的一些可能是充分模拟使用单组分模型，但其中一些多组分模型是必要的。我们得到了不同类型的质量损失的恒星参数的范围。
2004-10-12 astro-ph
Origins of the slow and the ubiquitous fast solar wind
我们在这封信中提出的第一个协调无线电掩星测量和紫外线观测的内日冕低于5.5 Rs，在伽利略太阳会在1997年1月，建立缓慢的太阳风的起源。流速的极限来自于用太阳和日光层天文台（SOHO）上的紫外日冕光谱仪（UNOPS）测量的氧1032 A和1037 A谱线的共振散射分量的多普勒变暗。利用SOHO上的大角度日冕光谱仪（LASCO）同时拍摄的日冕白光图像，将多普勒射电闪烁和紫外线测量置于日冕结构的背景下。这些综合观测首次直接证实了Woo和Martin（1997）最近提出的观点，即缓慢的太阳风与飘带的轴（也称为茎）有关。此外，紫外线观测还显示了快速太阳风是如何在日冕内部无处不在的，以及快速和慢速太阳风之间的速度切变沿着流光茎发展。
1997-09-03 astro-ph
The Formation of Very Narrow Waist Bipolar Planetary Nebulae
讨论了在几个天文单位到200天文单位的轨道间距范围内，渐近巨星分支（AGB）星吹来的慢风与它的主序星或白矮星伴星吹来的准直快风的相互作用. CFW是AGB风吸积到伴星周围的吸积盘中的结果。快风被吸积盘准直。我们认为，这样的系统是双极行星状星云和双极共生星云的祖先，在两个极叶之间有一个非常狭窄的赤道腰部。我们进行人口合成研究的形成行星状星云的双星系统，定量支持所提出的模型。我们表明，吹CFW的预期系统的数量与从观测中发现的数量一致，在所涉及的许多不确定性。总的来说，我们发现所有行星状星云中有5%是腰围非常窄的双极星云。我们的人口合成不仅支持CFW模型，但更普遍地支持双极行星状星云形成的二元模型。
1999-11-09 astro-ph
Radiation-driven winds of hot luminous stars. XV. Constraints on the mass-luminosity relation of central stars of planetary nebulae
本文提出了一个新的行星状星云中心恒星大气分析模型。这项研究是基于新一代的现实恒星模型大气的热恒星;国家的最先进的，流体动力学一致的，球对称的模型大气，已被证明可以正确地再现所观察到的大规模人口I O型恒星的紫外光谱。风的特征（终极速度，质量损失率）提供的信息允许导出每个中心恒星的物理大小，从中我们可以导出恒星的光度，质量和距离，而不必假设恒星的质量和光度之间的关系从恒星结构和AGB和后AGB演化的理论。我们的分析结果非常令人惊讶：我们发现与普遍接受的AGB后中心恒星质量和亮度之间的关系严重偏离。
2003-07-02 astro-ph
Collimated Fast Winds in Wide Binary Progenitors of Planetary Nebulae
我们讨论了行星状星云（PNe）的形成，它的内部区域有一对或多个裂片，被椭圆形或球形的壳或晕所包围。我们认为，这些PNe大部分是由宽的双星系统形成的，最终的轨道周期在40- 10，000年的范围内，因此没有强烈的潮汐相互作用。外层的球状结构是由早期的渐近巨支风（AGB）形成的。接近AGB的末端，质量损失率增加，风速可能降低，使得在宽伴星周围形成吸积盘的条件更加有利。我们假设，吸积的同伴吹喷流或准直快风（CFW），这导致形成的一对瓣的内部区域。在旋进吸积盘的情况下，可以形成多叶结构。我们对这类系统进行了总体合成研究，发现所有PNe的5-20个子都是由这类二元系统形成的。我们还估计，这些系统中有20-40个具有可观察到的轴对称偏离，例如，中心恒星不在星云的中心。
2001-02-07 astro-ph
The planetary nebula NGC 1360, a test case of magnetic collimation and evolution after the fast wind
这个星云的中心恒星有一个观测到的强烈磁场，并且快速风不再存在，这表明一个回流过程可能已经发展起来。在NGC1360的主体及其双极喷流系统上获得了长缝、空间分辨的中阶梯光栅光谱。还获得了喷流复杂结构的深层图像。这些数据允许详细研究该物体的结构和运动学，并考虑到星云发展过程中的磁准直过程的影响，然后关闭快速恒星风以跟踪其演变到当前状态，对结果进行建模。在这些前提下，该模型能够成功地再现NGC 1360的许多关键特征。
2008-01-09 astro-ph
Ultraviolet observations of the X-ray photoionized wind of Cygnus X-1 during X-ray soft/high state
利用HSTubble上的STIS对黑洞X射线双星天鹅座X-1进行了紫外观测。我们检测到天鹅座P线的功能表现出强大的，广泛的吸收成分时，X射线源是后面的伴星和明显较弱的吸收时，X射线源是我们和伴星之间。我们拟合的P天鹅座配置文件使用SEI方法适用于球对称恒星风受到X射线光电离的黑洞。Si IV偶极子提供了风和X射线照明参数的最可靠估计。根据$v=v_\infty(1-r_\star/r)^β$，速度$v$随半径$r$增加，$β\approx0.75$和$v_\infty\approx1420$ km s $^{-1}$。微湍流速度为$\approx160$ km s $^{-1}$。我们的拟合意味着X射线光度与风质量损失率的比值为L $_{X,38}/\dot M_{-6} \approx 0.33$，在$\dot M_{-6}$ = 4.8处测量。我们的模型确定的参数，可用于估计吸积率到黑洞和独立预测的X射线光度。我们预测的L $_x$与同期RXTE ASM确定的结果非常匹配，但比Bondi-Hoyle-Littleton球形风吸积的速率低3倍。我们认为，吸积的一部分能量可能用于驱动喷流。
2007-10-18 astro-ph
Dynamos in Asymptotic-Giant-Branch Stars As the Origin of Magnetic Fields Shaping Planetary Nebulale
行星状星云被认为是当来自祖巨星的慢风被恒星进入白矮星阶段$^{1}$时产生的快速风所取代时形成的。激波在风的边界附近形成，形成了一个相对致密的外壳，提供了行星状星云的特征外观。球对称的风会产生球对称的壳层，然而超过一半的已知行星状星云不是球形的，而是椭圆形或双极形的$^{2}$。虽然磁场可以发射和校准双极流出，但这种场的起源迄今尚不清楚，因为以前的工作表明场不能产生${^3}$。在这里，我们表明，一个渐近巨星分支（AGB）的恒星确实可以产生一个强大的磁场，在一个发电机之间的接口快速旋转的核心和更缓慢旋转的信封的恒星。磁场足够强大，可以塑造出两极外流，从而产生观测到的两极行星状星云。在这个过程中，恒星核心的磁制动也可以解释大多数白矮星令人困惑的$^{4}$缓慢旋转。
2001-01-27 astro-ph
A Three-Dimensional Magnetohydrodynamic Model of Planetary Nebula Jets, Knots, and Filaments
行星状星云的形态被认为是自组织结构。这些配置建模的三维时间自相似磁流体动力学解决方案与径向流，下的质量$M$的中心恒星的引力场。这些解通过等离子体压力、质量密度和磁场线再现了基本特征，如喷流、点对称结和细丝。径向速度的时间演化函数以慢风开始，以快风结束。
2008-03-31 astro-ph
Near-Infrared echelle spectroscopy of Proto-Planetary Nebulae: probing the fast wind in H2
一个非常年轻的行星状星云IRAS 21282+5050和四个原行星状星云IRAS 19343+2926（M 1-92）、IRAS 17150-3224的H2、[Fe II]和Br-γ线发射的中阶梯光谱学（AFGL 6815）、IRAS 17423-1755（Hen 3-1475）和IRAS 17441-2411。在每个星云的叶中的离散激波阵面中检测到H2线发射，无论源光谱类型如何。在IRAS 17150-3224中，我们还发现了可能的旋转迹象，如果H2特征在磁离心盘风中被激发，这将是预期的。[FeII]排放检测到只有一个源，M 1-92。M1 -92的H2和[Fe II]观测，以及IRAS 21282+5050中复杂的H2剖面，都用Smith和合作者的激波模型进行了解释。在每种情况下，J型船首模型都是足够的，即不需要强磁化风。最后，在五个目标中的每一个中检测到Br-γ;在G型PPN中的吸收中，尽管在O和B型源中的发射中。在每个PPN中，主要朝向近红外连续峰检测到Br-γ发射。在每个目标中测量到低峰值速度，尽管剖面宽度非常宽。因此，发射必须来自非常接近中心恒星的快速风中的电离区域，或者，在晚型源中，来自赤道环面的吸收。
2005-03-15 astro-ph
Nonthermal Radio Emission from Planetary Nebulae
Dgani，Evans & White（1998）在最近对行星状星云A30的射电辐射的分析中指出，位于内部区域的辐射可能主要是非热辐射。我们提出了一个模型来解释这一点。我们假设由A30中心恒星吹来的快速风携带着非常弱的磁场。这股风与一群密集的凝聚体的相互作用将磁场线困住很长一段时间，并将它们拉伸，导致一个强大的磁场。如果相对论性粒子是在快风受到冲击时形成的，那么增强的磁场将导致非热射电辐射。1 GHz的典型非热射电通量可达几个毫央斯基。为了探测非热辐射，发射区必须与主光学星云空间分离。我们列出了其他可能具有非热射电辐射的行星状星云。
1998-03-23 astro-ph
X-ray emission from Planetary Nebulae. I. Spherically symmetric numerical simulations
快速风与球形渐近巨支风（AGB）的相互作用被认为是形成行星前星云（PPN）和后来的行星状星云（PN）的基本机制。由于快速风的速度很大，人们预计这些物体会发出扩展的X射线发射，但X射线发射只在一小部分PN中被检测到，而且只在一个PPN中。使用数值模拟，我们调查的约束条件，可以设置在快速风的物理特性（速度，质量通量，开角），以产生所观察到的X射线发射性能的PPN和PN。我们结合数值流体动力学模拟，包括使用代码FLASH的辐射冷却与计算的X射线属性的产生的膨胀热气泡使用原子数据库ATOMDB。在第一项研究中，我们使用一维模型计算X射线通量和光谱。将所得结果与解析解进行比较，发现了一些一致的地方，也发现了许多不一致的地方。特别地，我们测试了不同的快风时间历程对X射线发射的影响，发现它是由快风速最大值的时间历程的最后阶段决定的。定性和定量的分歧，认为有必要使用数值模拟来理解的X射线性能的PNs。
2006-09-15 astro-ph
Shaping Planetary Nebulae: is it different for [WR] stars?
这篇综述讨论了低质量WR星或[WR]星周围行星状星云形成的物理学。它特别关注的差异，可以预期由于不同的字符的快速风从这些[WR]明星。与行星状星云的正常中心恒星的风相比，它们的快风质量更大，并且高度缺氢和富含金属。预计这将导致星云更快的膨胀速度和更长的动量驱动阶段，在风驱动的气泡的演变，导致更多的湍流星云。观测证据还表明，产生[WR]恒星的过程不太可能影响非球面质量损失的发生，这可以用来测试AGB和后AGB恒星的非球面质量损失模型。最后，它表明，星云的特点排除了很晚的He壳闪光的起源大多数[WR]星。
1999-10-19 astro-ph
Ultraviolet and visible spectropolarimetric variability in P Cygni
我们报告的新数据，包括四个真空紫外线分光偏振观测的威斯康星紫外线光偏振计实验（“WUPPE”）的天文-1（一个观察）和天文-2（三个观察）航天飞机任务，和15个新的可见光波长观测的HPOL CCD分光偏振仪在松树崖天文台的威斯康星大学。这包括三个HPOL观测在12小时内的三个天文-2 WUPPE观测，基本上同时观测从1500到10500埃。对这些数据的分析产生了对风“团”的性质的估计，当它们通过散射光的偏振被检测到时。我们发现，团块必须检测到附近的风的底部，r/R* = 1.3 - 2.5。此时，团块密度至少为10^13 cm^-3，是平均风速的20倍，温度大约为10，000 K，比平均风速低20%。导致最大观测偏振的团块必须具有0.1 - 1的电子光学深度和0.1 - 1 ster的角范围，并且最多占风质量损失的2%。来自风的H和HeI发射线是非偏振的，但它们的天鹅座P吸收在散射光中增强了4倍。我们推测可能的关系，检测到的团块偏振被视为离散吸收特性（DAC）和干涉。
2001-02-05 astro-ph
Bubbles in Planetary Nebulae and Clusters of Galaxies: Jet Bending
我们研究双星系统中喷流的弯曲。一个致密的伴星从失去质量的主星的慢风中吸积质量，形成一个吸积盘，并吹出两个相反的喷流。这些高速喷气机被缓慢的风吹弯了。在不考虑轨道运动的情况下，我们发现弯曲角依赖于慢风和喷流的性质。在行星状星云中观察到喷流的弯曲，这些星云被认为是相互作用的双星的后代。例如，在某些行星状星云中，两个气泡（叶）被两个相对的喷流膨胀，被移到星云对称轴的同一侧。在一些星系团和星系群中心的气泡对中也观察到类似的位移。我们比较了双星系统和星系团中喷流的弯曲。
2006-01-02 astro-ph
Winds in OB-type stars
国际紫外线探测器卫星对研究热星风作出了巨大贡献。它的长寿命导致收集了大量OB星的紫外光谱。其独特的监测能力使得能够进行详细的时间序列分析，以调查单个物体的星风变异性。IUE也是辐射驱动风理论发展的主要推动力;理论和观测之间的协同作用是我们在理解热星风及其对大气层和大质量恒星演化的影响方面取得重大进展的主要原因之一。
1997-12-16 astro-ph
Radio observations of the planetary nebula around the OH/IR Star OH354.88-0.54 (V1018 Sco)
我们目前的无线电观测的独特的，最近形成的，行星状星云（PN）与一个非常长的周期OH/IR变星V1018天蝎座，是毫不含糊地仍然在其asymptoticgiant分支阶段。光学星云内的两个区域在非热射电连续辐射中被清楚地探测到，其射电光谱指数与碰撞风沃尔夫-拉叶双星中的射电光谱指数相当。我们认为，这些代表冲击热，快速恒星风和冷星云壳，代表PN的慢风远离中央恒星之间的相互作用。这个相同的界面产生同步辐射射电连续谱和光PN辐射。快速风在几何学上既不是球形的，也不是与任何明显的光轴或射电轴对齐的。我们还报道了在该星云中探测到的瞬态H2O脉泽发射。
2006-03-13 astro-ph
Influence of the Interstellar Medium on the Shaping of Planetary Nebulae
ISM与PNe演化的相互作用进行了研究的情况下，有一个大的相对速度ISM和中心恒星之间，例如高自行PNe。在这种情况下，ISM风已经与AGB风强烈相互作用，并导致广泛的PN不对称。
2003-10-09 astro-ph
Magnetic-Driven Winds from Post-AGB Stars: Solutions for High Speed Winds and Extreme Collimation
本文探讨的影响后AGB风驱动的磁压力从恒星表面。在这个假设下，风可以达到很高的速度，并导致高度准直的原行星状星云的形成。该模型较好地再现了具有周期性特征和恒速的双极多节射流。计算了几个终极速度从几十$\kms$到$10^3$ $\kms$的风模型，得到了线性动量在$10^{36}-10^{40} \gcms$范围内，动能在$10^{42}-10^{47} $ erg范围内的外流。这些结果与最近对原行星状星云的观测结果一致，这些观测结果指出，如果辐射压被认为是这些外流的唯一驱动力，则会出现严重的能量和动量赤字。我们的模型加强了这样一个概念，即后AGB恒星的大质量损失率，以及从晚期AGB到行星状星云阶段的短过渡时间，可以直接与在这个过渡阶段产生强磁场有关。
2004-09-24 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
Chemistry and clumpiness in planetary nebulae
研究了AGB星向行星状星云和行星状星云转变过程中慢风的化学组成。我们表明，有一个非常丰富的化学降解产物所产生的光处理，由逐渐硬化的辐射场的中心恒星。然而，如果风是平稳的，这些产品中的大多数是在PPN阶段光解离的。相比之下，如果风是块状的，可能是因为在AGB大气中的块状，那么许多这些降解产物生存到PN阶段。因此，化学可用于推断在AGB相中存在结块。我们确定潜在的分子示踪剂，我们注意到，在块状的情况下，大分子可能生存的运输从恒星大气到星际介质。我们比较了我们的模型结果与观测的三个对象在不同的演化阶段：CRL 618，NGC 7027和Havana星云（NGC 7293）。
2003-08-06 astro-ph
Clues on post-Asymptotic Giant Branch Evolution and Planetary Nebulae Populations from the Magellanic Clouds
最近的HST光学图像，光学和紫外光谱，麦哲伦行星状星云（PNe），加上在过去十年中收集的大型数据库，使人们能够前所未有地了解PNE及其中心恒星的演化。在本文中，我们介绍了一系列最近的结果：光学和紫外发射线中PN形态的分析;星云形态与恒星演化产生的化学之间的关系;直接确定过渡时间从观察;以及研究行星状星云光度函数组成部分的性质和演化阶段。
2004-09-07 astro-ph
The Formation of Crystalline Dust in AGB Winds from Binary Induced Spiral Shocks
当恒星沿着渐近巨星分支演化时，强烈的风从外层被驱赶出来。这些风形成了一个壳，最终可能成为行星状星云。许多行星状星云是高度不对称的，暗示着双星伴星的存在。一些后渐近巨枝天体被结晶尘埃的鸟居所包围，但没有普遍接受的机制将风中的无定形颗粒退火为晶体。在这封信中，我们证明了双星伴星对风的塑造很可能导致双星轨道平面内结晶尘埃的形成。
2007-09-14 astro-ph
X-ray Observations of Planetary Nebulae
行星状星云（PNE）是X射线源动物园中令人兴奋的新成员。最近的钱德拉和XMM-牛顿观测探测到弥漫的X射线发射的冲击快风在PN内部，以及弓冲击快速准直外流的星云信封。与PN中心恒星相关的点X射线源也被探测到，软X射线（<0.5 keV）发射来自温度超过~ 100，000 K的恒星光球，硬X射线（>>0.5 keV）发射来自快速恒星风本身的不稳定激波或来自低质量伴星的日冕活动。PNE的X射线观测提供了一个独特的机会，直接检查快速恒星风和准直外流的动力学效应，并帮助我们了解PNE的形成和演化。
2003-10-10 astro-ph
Ultraviolet Line Emission from Metals in the Low-Redshift Intergalactic Medium
我们使用一个高分辨率的宇宙学模拟，包括流体动力学，多相恒星形成，和星系风预测的金属线发射在z~0从星系际介质（IGM）的分布。重点研究了OVI 1032，1038和CIV 1548，1551两个紫外双重态跃迁。中等过密度的暗条辐射比背景辐射小几个数量级，但在背景辐射之上，可以探测到T~10^5-10^5.5 K、特征尺寸为50-100 kpc的富集致密区的孤立辐射。我们表明，从这些地区的排放量是大大大于当我们假设一个统一的IGM金属丰度时，我们使用的模拟（其中包括通过银河风富集）预测的金属丰度。发光区域对应于最近受到银河风影响的体积。我们还发现，线发射在~1 h^-1 Mpc的尺度上是成簇的。我们认为，虽然这些过渡不是有效的示踪剂的温暖，热的星系际介质，他们提供了一条路线，研究化学富集的IGM和物理的星系风。
2004-02-18 astro-ph
High-velocity regions in planetary nebulae
本文用$^{-1}$研究了行星状星云的内部速度场，其分辨率为5 km/s。我们分析了膨胀星云、人马座矮星云和SMC中三个星云的深阶梯光谱。没有看到金属丰度的影响，除了可能是来自中央恒星的快速风的较慢发作。强有力的证据被发现在星云的内部边缘存在高速激波。这样的冲击在流体动力学模型中被预测，但以前没有被观察到。激波气体被来自中心恒星的高速风加速。一个类似的冲击在外缘的痕迹膨胀的电离壳到周围的AGB风。局部地区的高速的证据也发现从中间激发线，两个星云。我们探讨了几种可能的解释：（1）在中间半径处的嵌入激波，正如流体动力学模型预测的那样，位于后掠内壳层的外缘位置;（2）偏离球对称，在某些方向上，中间激发线延伸到外激波区域;（3）中间后掠壳层，如在某些银河系行星状星云中所见。剩下的星云，有一颗[WC]星，显示出强烈的湍流。这可能是许多嵌入的小激波的叠加。我们提出了一个关系到随时间变化的[WC]风，使行星状星云受到众多的声波。
2002-11-02 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
X-ray Imaging of Planetary Nebulae with Wolf-Rayet-type Central Stars: Detection of the Hot Bubble in NGC 40
介绍了Chandra X射线天文台（CXO）对NGC 40和Hen 2-99行星状星云的观测结果。这两个PN的特点是晚型沃尔夫-拉叶中心恒星，目前正在快速行驶~1000公里/秒，大规模的风进入密度更大，移动缓慢（~10公里/秒）的材料在最近终止的渐近巨星分支（AGB）演化阶段喷出。因此，这些观测结果提供了关键的测试模型的风-风相互作用的PN。在NGC 40中，我们探测到微弱的、弥漫的X射线发射，分布在光学和近红外图像中观察到的一个直径约40“的星云环内的一个部分环内。2-99号母鸡未被发现。NGC 40的X射线温度（T_X ~10^6 K）和亮度（L_X ~ 2 X 10^30尔格/秒）是迄今为止对任何显示弥散X射线发射的PN测量的最低值。这些结果，结合NGC 40的X射线发射的环状形态，表明它的X射线发射来自一个高度演化的“热泡”，是由来自中央恒星的冲击，准球形快风产生的，而不是AGB或后AGB喷流活动。在台风中，母鸡2-99没有可探测到的X射线发射，这表明这个PN还没有进入强风-风震的阶段。
2005-08-16 astro-ph
Merged ionization/dissociation fronts in planetary nebulae
当电离光子通量与气体密度之比足够低且光谱足够硬时，紫外辐射源周围的氢电离和解离锋应该合并。这一机制特别适用于在已演化的行星状星云中常见的分子结，如赫布里底星云，在那里，传统的光解区模型已被证明无法解释H_2谱线中观测到的高亮度。在本文中，我们提出的结构和稳态动力学的这种对流为主的合并前，使用多云等离子体/分子物理代码计算的结果。我们发现H_2的主要破坏过程是极紫外光电离和与质子的电荷交换反应，这两个过程都形成H_2^+，H_2^+迅速与自由电子结合，进行解离复合。平流将离解前沿移动到比静态情况下更低的柱密度，这大大增加了部分分子气体中由于He^0、H_2和H^0的光电离而产生的加热。这导致相当一部分热辐射通量以热激发红外H_2线的形式再辐射，其中低激发纯转动线出现在1000 K气体中，高激发H_2线出现在2000 K气体中，这是解释赫氏彗星结H_2谱所需要的。
2007-11-27 astro-ph
Numerical models and our understanding of aspherical Planetary Nebulae
综述了行星状星云流体动力学数值模型的研究现状。由于所有的数值工作是基于相互作用的风模式，我们开始与该模型的描述，并给出了早期的分析和数值模式的概述。随后，我们处理的数值模型，包括辐射效应，首先是那些忽略任何影响的恒星演化。这些“恒定环境”模型显示，密切配合典型的观测星云，无论是在图像和运动学数据。这表明，基本的广义相互作用风模型给出了一个很好的描述的情况下，在非球面PNe。接下来，我们讨论的模型，包括恒星和快速风演变的影响。这引入了几个新的效应，其中最重要的是形成了一个周围的附加信封，以及星云膨胀的修改，这有助于在它们演化的早期创建非球面PNE。慢风的电离也导致其非球面特征逐渐平滑，在后期阶段不利于非球面PNe的形成。最后讨论了该模型在星云问题中的一些应用。
1994-10-19 astro-ph
The evolution of planetary nebulae. V. The diffuse X-ray emission
利用星载X射线望远镜进行的观测显示，行星状星云内部区域存在着柔和的、弥漫的X射线辐射。虽然现有的图像支持这种发射来自充满行星状星云内腔的热冲击中心恒星风的想法，但现有的模型很难一致地解释观测结果。我们调查如何列入热传导的变化的物理参数的热冲击风气体和X射线发射量预测的行星状星云与正常的，富含氢的表面组成的中心恒星的时间相关的流体动力学模型。辐射流体动力学模型表明，热传导导致更低的温度和更高的密度内的气泡，并带来的物理性质的X射线发射域的观测值接近一致。根据中心恒星的质量和演化阶段，我们的模型预测的X射线[0.45- 2.5 keV]光度之间的$10^{-8}$和$10^{-4}$的恒星辐射热光度，在良好的协议与观测。不到1%的风力在这个X射线波段被辐射出去。虽然热气泡的温度、密度和质量会因热传导而发生显著变化，但整个系统的动力学几乎保持不变。热传导允许星云模型的建设，预测正确的X射线发射量，同时与观测到的质量损失率和风速完全一致。热传导必须被认为是一个可行的物理过程来解释行星状星云的弥漫性X射线发射与封闭的内腔。那么磁场一定是不存在的或极弱的。
2008-09-05 astro-ph
Hot Gas in Planetary Nebulae
在少数行星状星云（PNe）中探测到了弥散X射线辐射，这表明存在激波快速恒星风，并为PNe的相互作用恒星风形成假设提供了支持。然而，观测到的X射线光度远低于预期，类似于大质量恒星吹出的气泡或超级气泡中的情况。为了调和观测结果与理论预期之间的差异，人们做了一些特别的假设。我们已经启动了FUSE计划，观察OVI吸收和发射从PNe，我们的初步结果表明，OVI发射提供了一个有效的诊断PN内部的热气。
2003-10-10 astro-ph
Three Dimensional Magneto-Hydrodynamical Modeling of Planetary Nebuale ~ II: The Formation of Bipolar and Elliptical Nebulae with Point-Symmetric Structures and Collimated Outflows
这项工作提出了三维，磁流体动力学模拟的形成和早期演化的一个小组的行星状星云，表现出各种点对称的结构。对于双极星云，形成点对称的星云形状沿其相对的叶片和/或准直流出或射流内部或外部的空腔的内边界，是通过考虑一个稳定的不对准的磁准直轴相对于对称轴的双极风流出，定义垂直于赤道密度增强。以点对称方式偏离对称轴的椭圆形行星状星云，通过减少赤道密度增强，也可以通过同样的过程再现。这一机制代表了另一种解释，在某些情况下，形态外观给人的印象，一个对称的，旋转或旋进射流从中央源的行动。计算调查表明，喷流的形成，检测到只有足够密集的风质量损失率$\gtrsim 10^{-7}$ \Moy。对于较低的质量损失率的射流往往消失，只留下在叶尖的ansae状结构，在某些情况下观察到。结果与风的终极速度无关，因为磁化气泡在低风速下表现出动力学行为（$\simeq$ $100 \kms$），在没有磁场的情况下，表现为动量驱动。
2000-07-13 astro-ph
Anisotropic winds from close-in extra-solar planets
我们提出了两维流体动力学模型的热驱动风高度辐射，密切的太阳系外行星。我们采用了一个非常简单的处理的辐射加热过程中的风的基础，而不是集中在不同的属性之间的流出在多维相比，球对称模型计算相同的方法。对于高温（T > 2 x 10^{4} K）或高度电离的气体，我们发现在行星表面上方形成了强（超音速）极流，在夜侧产生弱激波和外流。与具有相同参数的球对称风相比，在多维空间中，昼侧的声波表面更接近行星表面，总质量损失率几乎减少了四分之一。我们还计算了相互作用的行星风和恒星风的稳态结构。两种风都以终止激波结束，抛物线接触间断覆盖在行星上，将两种激波分开。行星风的终止激波和风中的音速表面被很好地分离，因此行星的质量损失率基本上不受影响。然而，行星风被限制在接触不连续性所限定的小体积内，大大增强了行星附近的柱密度，这对于解释过境行星周围气体形成的吸收线的观测可能很重要。
2008-12-13 astro-ph
From the Owl to the Eskimo: the Radiation-Gasdynamics of Planetary Nebulae IV
本文介绍了非球面行星状星云（PNe）演化的二维辐射-气体动力学模拟结果。这些模拟是使用Balick（1987）的广义相互作用恒星风（GISW）方案构建的，其中来自中央恒星的快速，稀薄的风扩展成环形，缓慢，密集的风。我们证明GISW模型可以产生广泛的非球面流动图案。我们已经构建了自洽的合成观测的能量损失项中使用的禁戒线发射率的模型。我们提出了集成的强度和长缝光谱，（位置-速度）地图的模型投影在天空中的不同角度。这些合成的观测值与真实的强度和位置速度图的PNe。我们发现，有一个很好的匹配之间的合成和真实的观察形态，运动学和物理条件。从这些模拟的结果，我们得出结论，GISW方案可以解释大多数，如果不是全部，PNE形态，从而证实了Balick（1987）的猜想。
1994-04-29 astro-ph
The kinematics of the large western knot in the halo of the young planetary nebula NGC 6543
详细分析了行星状星云NGC 6543晕中的主要电离结。使用曼彻斯特阶梯光谱仪和2.1米圣佩德罗马蒂尔望远镜，以高光谱和空间分辨率对[OIII] 5007线进行了观测。一个20个元素的多点照明被跨场步进，以提供几乎完整的空间覆盖的结和周围的光环。光谱显示，第一次，气体流动周围的运动学惰性结。气体流被发现具有与声速相当的速度，因为气体被光蒸发离开电离表面。没有发现快风与结相互作用的证据，我们发现快风很可能仍然包含在星云核心的压力驱动气泡中。这就排除了这个结起源于快风和AGB风交界处的不稳定性的可能性。我们认为这个结嵌入在缓慢膨胀的红巨星风中，它的表面不断被中心恒星光电离。
2005-07-08 astro-ph
