New Calculations of Stellar Wind Torques
Sean P. Matt, Ralph E. Pudritz
利用磁化恒星风的数值模拟，我们进行了参数研究，以找到恒星风扭矩的依赖可观测参数。我们发现，幂律依赖的扭矩参数是显着不同的比已经在所有的自旋演化模型中使用的日期。
Using numerical simulations of magnetized stellar winds, we carry out a parameter study to find the dependence of the stellar wind torque on observable parameters. We find that the power-law dependencies of the torque on parameters is significantly different than what has been used in all spin evolution models to date.
机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。
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Accretion-Powered Stellar Winds II: Numerical Solutions for Stellar Wind Torques
为了解释在大部分吸积前主序星（CTTS）中观察到的缓慢旋转，我们探索了恒星风在扭转恒星中的作用。为了使这种机制有效，恒星风需要有相对较高的流出率，因此可能由吸积过程本身提供动力。在这里，我们使用数值磁流体动力学模拟计算详细的2维（轴对称）恒星风的解决方案，以确定对恒星的自旋扭矩。我们探索了一系列与CTTS相关的参数，包括恒星质量、半径、自转率、表面磁场强度、质量损失率和风加速率的变化。我们还考虑了偶极和四极磁场的几何形状。我们的模拟表明，恒星风扭矩是足够大的旋转下来的“典型的”CTTS是重要的，质量损失率为$\sim 10^{-9} M_\odot$年$^{-1}$。风是广角，自准直流，如预期的磁转子风与适度快速旋转。四极场的情况下产生的扭矩比具有相同的表面场强度的偶极子弱得多，这表明磁几何形状在确定扭矩中起着根本性的作用。具有变化的风加速率的情况下，扭矩的变化要小得多，这表明风驱动的细节不太重要。我们使用我们的计算结果来拟合风中有效Alfvén半径以及扭矩的半解析公式。这允许相当大的预测能力，并且是对现有近似的改进。
Instability of an accretion disk with a magnetically driven wind
我们提出了一个线性分析的吸积盘的稳定性，其中的角动量是由离心驱动的风所施加的磁力矩。的影响的依赖性的风转矩的磁场强度和倾斜度，由于磁力的子开普勒旋转，和压缩的磁盘的字段被包括在内。一个WKB色散关系的稳定性问题。我们发现，如果风力矩很大，圆盘总是不稳定的。在较低的风力矩下，如果旋转接近开普勒，也会发生不稳定性。不稳定性的增长时间尺度可以和轨道时间尺度一样短。这种不稳定性主要是质量通量对盘表面磁场倾角变化的敏感性造成的。如果风力矩小，磁盘中的磁扩散稳定。
Accretion disc-stellar magnetosphere interaction: field line inflation and the effect on the spin-down torque
我们计算了一个无力的磁层的结构，它被假定为与一个中心恒星共转，并与嵌入式差分旋转吸积盘相互作用。磁轴和自转轴是对齐的，恒星场被假设为偶极子。我们集中在的情况下，当通过磁盘磁层相互作用的磁力线扭曲量是大的，并考虑不同的外边界条件。一般来说，场线扭曲会产生场线膨胀（例如。Bardou & Heyvaerts 1996），在某些情况下，随着大扭曲，许多场线可以变得开放。我们计算的自旋下降扭矩之间的明星和光盘，我们发现，它显着减少的情况下，大的场线扭曲。这表明，观测到的一些吸积中子星的振荡力矩可能是由于磁层在低场线膨胀和高场线膨胀状态之间的变化。金牛座T星自旋演化的计算也可能需要根据磁力线扭曲对星盘相互作用产生的磁矩的显著影响进行修改。
Molecular Gas in NUclei of GAlaxies (NUGA): IV. Gravitational Torques and AGN Feeding
本文讨论了恒星引力矩对四个低光度活动星系核（NGC 4321，NGC 4826，NGC 4579和NGC 6951）中心引擎的贡献。这些星系是NUGA CO项目的一部分，旨在研究活动星系核的燃料机制。我们的计算使我们能够推导出气体流动的特征时间尺度，并讨论恒星势的扭矩是否足够有效，以排出这些星系内部1千秒差距的气体角动量。结果表明，自相矛盾的是，喂养应受阻的活动星系核附近：在四个情况下分析，重力力矩大多是积极的内部r~ 200 pc，导致在这些尺度上没有流入。作为一个可能的解决方案的悖论，我们推测，代理人负责驾驶流入更小的半径是短暂的，因此目前在恒星的潜力。或者，与这些星系中棒的ILR相关的重力扭矩障碍可以通过其他机制来克服，这些机制在适当的时候与重力扭矩竞争。我们发现，粘度可以抵消中等-到-低重力扭矩的气体，如果它作用在一个核环的高气体表面密度对比度和几个100 pc的大小。我们提出了一个进化的情况下，在任何星系的典型生命周期中，重力扭矩和粘度的作用一致，以产生经常性的活动。在这种情况下，星系活动的重现与棒不稳定性间接相关。
Accretion-powered Stellar Winds as a Solution to the Stellar Angular Momentum Problem
我们比较提取的风从前主序星的角动量所产生的扭矩之间的相互作用的恒星和开普勒吸积盘。我们发现，风可以单独抵消自旋扭矩从质量吸积，解决了为什么吸积前主序星被观察到以小于10%的分裂速度旋转的奥秘，只要在恒星风的质量流出率是吸积率的10%。我们认为，这种巨大的风将由吸积功率的一部分$ε$驱动。对于经典金牛座T星的观测约束典型参数，$ε$需要在几个和几十个百分点之间。在这种情况下，恒星的有效制动将与吸积同时终止，这通常被认为可以解释年轻星团中恒星的旋转速度。
Magnetically Driven Warping and Precession of Accretion Disks: Implications for "Exotic" Stellar Variabilities
磁化恒星周围的吸积盘内部区域受到磁转矩的作用，引起吸积盘的翘曲和进动。这些力矩来自于恒星磁场和圆盘中感应电流之间的相互作用。这些新的磁效应引起了一些“奇特”的恒星变化，并可能在解释一些与磁盘吸积到磁星上有关的令人困惑的行为方面发挥重要作用，例如X射线双星中的mHz QPO，X射线双星的长期周期性（包括喷流的进动），低质量X射线双星中的低频（10-50 Hz）QPO，以及金牛T星的光度变化。
The Effect of Rotational Gravity Darkening on Magnetically Torqued Be Star Disks
在\citet{cassi02}提出的热星盘的磁转矩盘（MTD）模型中，星风的质量损失在恒星表面是均匀的。这里考虑了这样一个事实，即对于给定的总\mdot，随着恒星自转速率S_o（= \sqrt {Ω_o^2 R^3/GM}）的增加，以及恒星赤道的重力变暗，赤道的质量通量和终端速度与两极相比减小。因此，由南北向气流影响决定的赤道盘密度分布，会进一步远离恒星。这导致在高S_o（\gtrsim 0.5）时，盘质量和发射测量值下降，从而导致观测到的发射线EW、散射偏振和IR发射下降。因此，与预期相反，临界旋转S_o \to 1不是产生热星盘的最佳值，例如，根据EM，发现在S_o \approx 0.5-0.6附近出现宽峰，这稍微取决于风速定律。这种解析准稳态参数MTD模型的磁导风的其他工作的关系进行了讨论。特别是失败的MTD模型的Be-star磁盘声称的\citet{owo03}被证明主要围绕开放的观测测试，而不是在基本的MTD物理，并围绕其使用不够强的领域。
Triaxial stellar systems following the r^{1/n} luminosity law: an analytical mass-density expression, gravitational torques and the bulge/disc interplay
我们已经研究了表面亮度分布遵循r^{1/n}光度定律的三轴恒星系统的结构和动力学性质--扩展了Ciotti（1991）的分析，他探索了球形r^{1/n}系统的性质。一个新的“解析”表达式，准确地再现空间（即去投影）的光度密度分布（误差< 0.1%）的Sersic家庭的光度分布的详细建模。我们评估的对称和非轴对称的重力位和力的分量，并计算作为位置的函数的扭矩。对于一个给定的三轴度，具有较小的n值的恒星系统具有较大的非轴对称引力场分量。我们还探讨了由具有不同的n和三轴度的系统上具有一系列的凸起-光盘比的凸起所产生的非轴对称力的强度。随着星系类型的增加（n减小），增加的盘-凸起比被发现大大降低了非轴对称项的振幅，因此降低了晚型系统中的三轴凸起可能是盘中非对称结构的机制或扰动的可能性。利用观测卷积的r^{1/n}-球核加指数盘拟合方法，对80个邻近盘星系的K波段数据进行了拟合，探讨了星系类型、Sersic指数n与球核-盘光度比之间的关系。这些关系被证明主要是一个后果之间的关系n和总的隆起光度。在K波段中，沿着螺旋哈勃序列的球与盘光度比的下降趋势主要是（尽管不完全是）球总光度变化的结果;盘总光度和哈勃类型之间的趋势要弱得多。
Does Disk Locking Solve the Stellar Angular Momentum Problem?
我们批判性地研究磁盘锁定的理论，它假设的角动量沉积在吸积原恒星是完全删除的扭矩沿磁场线连接到磁盘的明星。在这封信中，我们认为恒星和圆盘之间的差异旋转自然会导致开口（即，断开）两者之间的磁场。我们发现，这显着降低了磁盘上的恒星的自旋扭矩。因此，磁盘锁定不能解释在几个系统中观察到的缓慢旋转（$\sim$ 10%的破碎速度），该模型最初是针对这些系统开发的。
Multicomponent radiatively driven stellar winds III. Radiative-acoustic waves in a two-component wind
我们研究的稳定性的等温两个组件的辐射驱动的恒星风对一维扰动大于Sobolev长度，和辐射声波在这样的恒星风。对单个组分的共动流体系进行了线性摄动分析，得到了共动流体系中的色散关系。对于高密度风，两个分量的速度之间的速度差相对较小，并且根据先前对单分量风的研究，对于最初由Abbott发现的辐射声波，风是稳定的。然而，对于如此高密度的风，我们发现了新类型的波浪，包括一种特殊的“冻结”波浪图案。另一方面，如果风分量之间的速度差足够大（对于低密度风），那么多分量恒星风即使在大尺度扰动下也是不稳定的，并且会发生离子逃逸。因此，辐射线驱动恒星风的等温双组分定常解的速度梯度的突然降低是不稳定的。
Multicomponent stellar winds of He chemically peculiar stars
我们计算多组分恒星风模型包括适用于富氦和氦贫恒星的氦成分。我们表明，氦不从氦丰富的恒星，由于其耦合到氢和电离状态的恒星风去耦。对于贫氦恒星，氦可能与星风解耦，但这种效应不能解释这些恒星的化学特性。我们的结论是，这些恒星的化学特性的解释完全基于氦或氢从恒星风去耦是不可能的。
The Stellar-Disk Electric (Short) Circuit: Observational Predictions for a YSO Jet Flow
本文讨论了年轻星体（YSO）的星盘电路，计算了作用在星体和星盘上的期望力矩。我们得到了相同的磁盘磁场和星盘扭矩标准磁流体动力学（MHD）分析。我们展示了如何在星盘电路短路可能会产生一个磁驱动的喷流从盘的内边缘周围的年轻恒星。产生垂直于盘平面流动的非定常双极射流。喷流的速度可能达到每秒数百公里，而流出的质量损失率与质量吸积率成正比，并且是盘内半径相对于盘共同旋转半径的函数。
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。
Colliding Winds in the Stellar Core at the Galactic Center: Some Implications
我们指出，在一个密集的星团，如银河系中心的中央星团，许多恒星拥有强大的恒星风的核心，高密度的恒星应该导致这些风的碰撞。在银河系中心致密的恒星核中的风碰撞将导致产生强烈的X射线耀斑，其速率为$\sim 10^{-4}~ (N_w/10^3)^2 / yr$，持续时间为$\sim 1$周，其中$N_w$是核心中产生风的恒星的数量。大质量黑洞的存在会增加其周围恒星的密度，并使核心的风碰撞更加频繁。星团中恒星风的碰撞也有许多有趣的可观测的影响，包括碰撞风产生的冲击加速的粒子产生的$γ$射线。预计这些过程也与其他地方的密集恒星形成的致密区域有关。
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。
Stellar Mass Loss-Driven Wind Models of Elliptical Galaxies?
最近在文献中（Bressan，Chiosi和Fagotto 1994）的时代描述的银河风在球状恒星系统的发病已被严重高估，在过去，由于忽视的能量沉积在星际介质从恒星风，评估在一个更保守的方法来模拟输入的热能的系统从大质量恒星经历质量损失。应用最新的恒星动能沉积模型，结合关于热化效率的合理假设，表明与上述研究相反，在质量M_G>1e9 M_Sun的椭圆星系中，恒星风对驱动星系风的影响很可能可以忽略不计。
The Influence of X-ray Emission on the Stellar Wind of O Stars
研究了X射线辐射对O星风参数的影响。为此，我们使用自己的NLTE风码。将X射线发射（假设在风冲击中产生）视为输入量。我们研究了它对银河系O型星的质量损失率、终极速度和星风电离态的影响。
The Nature of Stellar Winds in the Star-Disk Interaction
星风对于金牛座T星吸积的角动量传输可能很重要，但这些风的性质仍然没有得到很好的约束。我们提出了一些模拟结果的假设，热（~ 1 e6 K）从金牛座T星的日冕风，我们计算出预期的发射特性。对于解决角动量问题所需的高质量损失率，我们发现辐射损失将远远大于吸积过程所能提供的能量。我们把一个上限的质量损失率从吸积动力日冕风的~ 1 e-11太阳质量每年。我们的结论是，吸积驱动的恒星风仍然是一个很有前途的解决恒星角动量问题的方案，但风必须是冷的（~ 1 e4 K），因此不是由热压力驱动。
AGN Jet Mass Loading and Truncation by Stellar Winds
活跃的银河核可以产生极其强大的喷流。虽然高度准直，但这些喷流的规模和星系中心的恒星密度意味着会有许多喷流/恒星相互作用，这可以通过恒星风对喷流进行质量加载。以前的工作采用适度的风质量外流率，但这并不适用于当质量负载是由少数高质量损失的恒星。我们构建了一个框架，为更广泛的风质量损失率比以前考虑的恒星风喷气质量负荷。鉴于所观察到的恒星质量分布在银河系中心，我们发现，即使是高效率（0.1爱丁顿光度）的质量$M_{BH} \la 10^4M_{\odot}$的超大质量黑洞喷流迅速质量加载和淬火的恒星风。对于$10^4 M_{\odot}<M_{BH}<10^8 M_{\odot}$，高效喷流的猝灭长度与喷流的机械光度无关。恒星风的质量负载是无法淬火有效的喷流从更大的引擎，但可以解释所观察到的截断的低效M87喷流，并意味着重子占主导地位的组成规模$\ga 2$ kpc，即使喷流最初是对等离子体为主。
Gamma Line Radiation Emission from Stellar Winds in Orion Complex: A test for cosmic ray origin theory
我们认为$γ$ -射线发射的重核，加速在恒星风的冲击，并激发在与周围的物质在猎户座复杂的相互作用。我们表明，最近探测到的$γ$射线线在猎户座复杂的COMPTEL望远镜可以解释这样一个场景，假设宇宙丰度。这种情况与大质量恒星恒星风中宇宙射线加速的最新模型一致。
O Star X-ray Line Profiles Explained by Radiation Transfer in Inhomogeneous Stellar Wind
通常认为，来自O型星的X射线是在星风深处产生的，并通过大量膨胀的物质向外传输，这会衰减辐射并影响发射线轮廓的形状。钱德拉和XMM-牛顿在光谱学上分辨这些谱线的能力为X射线产生的理论提供了严格的检验。事实证明，没有一个现有的模型能够一致地再现观察结果。这些模型的主要警告是平稳恒星风的基本假设。出于各种观测证据表明，恒星风实际上是结构化的，我们提出了一个随机的，不均匀的风的2-D模型。导出了这种介质的X射线辐射转移。结果表明，从一个聚集风的配置文件从传统的均匀模型预测的显着不同。我们回顾了来自恒星风的X射线线剖面的最新观测结果，并介绍了从非均匀风模型获得的线拟合。在计算大质量星风中的X射线运输时，包括HMXB，考虑不均匀性的必要性被强调。
Orbital phase spectroscopy of X-ray pulsars to study the stellar wind of the companion
高质量X射线脉冲双星（HMXBP）的伴星是超音速恒星风的来源，它提供了一个实验室来探测这种风的速度和密度分布。在这里，我们已经测量了吸收柱密度的变化以及其他光谱参数的双轨道上的两个HMXBP在椭圆轨道，观察与罗西X射线定时探测器（RXTE）和BeppoSAX卫星。一个球对称的风廓线被用来作为一个模型，比较所观察到的柱密度变化。在4U 1538-52中，我们发现该模型证实了观测结果;而在GX 301-2中，恒星风似乎非常密集，光滑对称风模型似乎不足以解释柱密度的变化。
Accretion-Powered Stellar Winds III: Spin Equilibrium Solutions
我们比较了恒星风扭矩计算在以前的工作（纸II）的自旋和自旋下降的扭矩预计产生的磁之间的相互作用缓慢旋转（$\sim 10$ %的解体）前主序星和吸积盘。这个分析表明，恒星风可以带走比可以转移到磁盘的角动量多几个数量级的角动量，只要质量流出率大于太阳风。因此，平衡自旋状态的特征在于吸积所沉积的角动量和恒星风所提取的角动量之间的平衡。我们推导出一个半解析公式，用于预测平衡自旋速率仅作为$\dot M_{\rm w} / \dot M_{\rm a}$和无量纲磁化参数$Ψ\equiv B_*^2 R_*^2 (\dot M_{\rm a} v_{\rm esc})^{-1}$之比的函数，其中$\dot M_{\rm w}$是恒星风质量流出速率，$\dot M_{\rm a}$是吸积速率，$B_*$是恒星表面磁场强度，$R_*$是恒星半径，$v_{\rm esc}$是表面逃逸速度。对于吸积前主序星的典型参数，这解释了$\dot M_{\rm w} / \dot M_{\rm a} \sim 0.1$分裂速度的$\sim 10$ %的自旋率。最后，假设恒星风是由吸积功率的一小部分驱动的，导致$\dot M_{\rm w} / \dot M_{\rm a} \la 0.6$的质量流比的上限。
Stellar dynamo driven wind braking instead of disc coupling
星盘耦合被认为是在数值模型中的恒星场是不是一个强加的完美的偶极子，而是一个更不规则的自我调整发电机产生的领域。使用轴对称模拟的磁流体平均场方程，它表明，由此产生的恒星场配置是更复杂的，但显着更适合于驱动恒星风。与一些人最近的发现一致，星盘耦合在制动恒星方面的效率比以前想象的要低。此外，恒星风制动变得同样重要。与完美的恒星偶极场相反，发电机产生的恒星场在低纬度有利于场向吸积，速度相当高，那里的场较弱，起源于圆盘。吸积不再是近似周期性的（就像恒星偶极的情况一样），而是更不规则和偶发的。
The interaction of a jet-like pulse with a wind from a stellar companion
我们提出了一个准直的，双极的“脉冲”从一个恒星和连续的风从一个恒星伴侣喷出的相互作用的数值模拟。我们通过改变选定的输入参数来探索预测的H $α$强度图的特性。我们发现，如果伴星喷出的风具有很强的纬度依赖性，那么原行星状星云OH 231.8+4.2的两个叶之间的不对称性（大小和强度）在这种情况下会重现。
Regions of star formation as gamma-ray sources: Analytic formulae for hadronic production in a single stellar wind
我们提出了一个近似的，分析公式计算强子产生的伽玛射线光度在最里面的地区的恒星风。我们把这一点的背景下，其他最近的研究领域的恒星形成的伽马射线源。
X-ray emission lines from inhomogeneous stellar winds
通常认为，来自O型星的X射线是在星风深处产生的，并通过大量膨胀的物质向外传输，这会衰减辐射并影响发射线轮廓的形状。现有的模型都不能一致地拟合观察到的线。这些模型可能需要注意的是假设恒星风是平稳的。基于恒星风实际上是结构化的各种证据，我们提出了一个随机的、非均匀风的2-D数值模型。小块的热的、发射X射线的气体被冷的、吸收风的材料渗透，这些材料被压缩成薄的外壳碎片。与具有相同质量损失率的均匀模型相比，风的碎裂作用大大改变了辐射转移。在风的深处产生的X射线，在均匀的气流中会被完全吸收，但可以有效地从碎片风中逃逸。如果单个碎片在光学上是厚的，则风吸收变得与波长无关。对于加速带较短的风，X射线谱线在蓝色部分是平顶的，在红色部分是陡降的。对于加速度延伸了相当长距离的风，线可以呈现出几乎对称的，只有轻微的蓝移，与通常从高光学深度的均匀风模型获得的歪斜的三角形线轮廓形成对比。我们发现，从一个破碎的风模型的配置文件可以重现猎户座ζ观测到的线配置文件。
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。
Stellar Winds and Embedded Star Formation in the Galactic Center Quintuplet and Arches Clusters: Multifrequency Radio Observations
利用甚大阵对银河系中心五联体和拱型星团中的致密射电源进行了多频、多位形的研究。在五重星系团中探测到了10个射电源。这些射电源中的大多数具有上升的光谱指数，并且与已知具有强大恒星风的年轻大质量恒星位置一致。我们的结论是，这些源中最致密的三个是由恒星风辐射产生的;因此，可以推导出质量损失率，其平均值为3 x 10^-5太阳质量/年。其余的来源可能是恒星风发射和周围电离气体的自由-自由发射的组合。在三种情况下，射电源没有恒星对应物，并且无线电发射被认为来自致密或超致密的HII区域。如果是这样的话，这些来源将是在银河系中心星团中发现的嵌入式大质量恒星的第一个探测。与手枪星相关的射电星云类似于LBV星船底座η周围的星云，可能与手枪星的恒星风有关。在拱门星团中检测到10个致密射电源，并被解释为恒星风源，与以前的发现一致。几个来源显示出中等的变化（10-30%），在其通量密度，可能与风排放的非热成分。两个星团中的一些射电源都有X射线对应物，这被解释为大质量双星系统的冲击，碰撞风。
Two-component magnetohydrodynamical outflows around young stellar objects Interplay between stellar magnetospheric winds and disc-driven jets
我们提出了有史以来第一次模拟的非理想磁流体动力学（MHD）恒星磁层风与磁盘驱动的喷气机的电阻和粘性吸积盘自洽描述。这些创新的MHD模拟致力于研究恒星风（具有不同的喷射质量率）和嵌入恒星风的MHD盘驱动射流之间的相互作用。用VAC程序对跨磁声准直磁流体外流进行了数值研究。我们首先研究了发生在磁粘吸积盘中的各种角动量输运。然后，我们分析的修改引起的流出的两个组件之间的相互作用。我们的模拟表明，由于热压力和洛伦兹力的作用，中心天体的热日冕加速了内部外流。在我们的框架中，热加速是由湍流耗散的磁能产生的加热来维持的。相反，从电阻吸积盘发射的外流主要由磁离心力加速。{The模拟表明，在湍流充分发展的近均分薄磁化圆盘中，MHD圆盘驱动的流出比粘性效应更有效地提取角动量。我们还表明，当一个密集的内部恒星风发生时，所产生的磁盘驱动的射流具有不同的结构，即磁结构的极向磁场线更倾斜，因为恒星风造成的压力。这种修改导致在盘驱动的射流和更大的径向延伸，这是在更好的协议与观察，除了更一致的质量喷射率提高。
Modeling T Tauri Winds from He I 10830 Profiles
He I 10830的高不透明度使其成为一个非常敏感的探测器，可以探测金牛座T星吸积过程中的内部风的几何形状。在这条线上，连续谱以下的蓝移吸收是由恒星光子的简单散射引起的，这种情况很容易建模，而不需要确切的物理条件知识，也不需要求助于多级辐射转移。我们提出了理论线轮廓散射在两种可能的风的几何形状，一个磁盘风和风出现径向从恒星，并比较它们观察到的He I 10830配置文件从经典金牛座T星的调查。比较表明，亚连续谱蓝移吸收的特点是盘风在约30%的恒星和恒星风在约40%。我们进一步得出结论，对于许多恒星的氦的排放曲线可能出现在恒星风，增加吸积恒星的比例推断有吸积动力的恒星风~ 60%。具有最高吸积率的恒星更可能有恒星风，而不是盘风特征，并且不太可能有来自磁层漏斗流的红移吸收。这表明，当吸积率很高时，磁盘可以延伸到更接近恒星的地方，磁层吸积区的大小可以减少，并且有利于径向外流的恒星风的条件出现。
Comparison of theoretical radiation-driven winds from stars and discs
我们比较模型的线驱动风吸积盘和单一的球形恒星。我们看问题的缩放质量损失率和速度的恒星和盘风模型参数。我们发现，恒星和盘风驱动的辐射，在CAK框架内，是非常相似的质量损失率和速度的关注。因此，我们可以使用恒星风的解析结果，在一阶近似下，重新调整盘风的数值结果。我们还显示了如何CAK恒星解决方案的变化时，我们考虑到非常低的光度或线驱动力的影响。
Numerical simulations of stellar winds: polytropic models
本文讨论了通过直接数值求解流体动力学和磁流体动力学方程得到的定常跨音速外流。我们利用通用平流代码，软件包解决系统的（双曲）偏微分方程。我们从一个球对称的，等温的，未磁化的，非旋转的帕克风逐步到达轴对称的，多方的，磁化的，旋转的模型。这些代表了我们在此过程中获得的分析1D韦伯-戴维斯风解的2D概括。轴对称风的解决方案，包含一个'风'和'死区'。由于我们正在求解稳态解，因此我们有效地利用了全隐式时间步进。该方法使我们能够模拟热和/或磁离心驱动的恒星外流。我们特别强调在恒星表面施加的边界条件。对于这些轴对称的定常解，我们可以利用通量函数的知识来验证数值解的物理正确性。
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