Radiative Processes, Spectral States and Variability of Black-Hole Binaries
本文综述了黑洞双星在硬（低）和软（高）谱态下X射线辐射的辐射过程。在硬态的主要过程似乎是散射的黑体光子从一个冷磁盘的热电子在一个热的内流，和任何贡献，从非热同步辐射是最小的。在软状态下，黑体盘发射占主导地位的大力，其高能量的尾巴是由于散射的混合，热/非热电子，可能在磁盘表面上方的活动区域。状态转换似乎对应于一个可变的内半径的冷盘驱动的吸积率的变化。在一定的吸积率范围内，存在热吸积和冷吸积两种解，导致低质量X射线双星的滞后现象。
2004-12-06 astro-ph
Radiative Transfer in Relativistic Accretion-Disk Winds
在平面平行近似下，在完全狭义相对论处理下，研究了相对论吸积盘风中的辐射转移。对于流速和源函数均为常数的平衡流，给出了出射光强的解析表达式。在这样的平衡流中，由于源函数是常数，通常的边缘变暗效应不会出现。然而，由于与风的相对论运动相关联的多普勒效应和像差效应，出射强度朝向流动方向强烈增强。这就是{ \it相对论峰效应}。因此，当我们在任意方向上观察相对论风和喷流时，我们仔细地对待和估计它们的出现。
2007-11-09 astro-ph
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
Semianalytic Models of Two-Phase Disk Winds in Active Galactic Nuclei with Combined Hydromagnetic and Radiative Driving
本文提出了一个半解析模型，描述了活动星系核（AGN）中由磁场和辐射驱动的稳态盘外流，它是由一个连续的风和嵌入的云组成的。连续外流是作为离心驱动的风从盘表面发射的，而云则是通过连续外流的冲压压力从盘上升起的。此外，连续的风和云受到线和连续辐射加速。我们详细描述了这个模型，概述了用于验证其准确性的测试，并将其与其他流出模型进行比较，显示了一些过去的线驱动模型可能存在的困难。然后，我们进行了全面的参数研究，探索相关的物理参数的连续风的依赖性。我们发现，云的几何形状，密度和速度有显着的影响，在连续风，改变终极速度高达50%。此外，线驱动是云的主要加速机制;连续驱动对尘埃云也很重要。我们发现，辐射加速可以有一个显着的影响，在连续风的速度，并注意到，辐射加速主要来自连续不透明，而不是从线驱动在一些以前的模型。当连续的风是尘土飞扬的，它们的终极速度变化约20%至30%（取决于灰尘的类型）。
2002-12-18 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
Radiative Transfer in Accretion-Disk Winds
本文在准相对论性$(v/c)^1$（$v$为风的垂直速度）的平面平行近似下，对吸积盘风中的辐射转移方程进行了解析和数值研究。对于大光学厚度的情况，在流速和源函数几乎为常数的情况下，解析地得到了出射强度。通常的边缘暗化效应，这取决于方向余弦在零光学深度表面，不出现，因为源函数是常数。然而，由于风的垂直运动，出射强度表现出{ \it速度依赖}的边缘暗化效应，这是由多普勒效应和像差效应引起的。辐射矩和出射强度也得到了数值计算。当气流速度较小时（$v \leq 0.1c$），辐射结构类似于静止大气的辐射结构，其中源函数与光学厚度成正比，并且存在通常的边缘暗化效应。另一方面，当流速变大时，流速达到恒定的终端速度，并且出现速度依赖的边缘暗化效应。因此，当我们观察一个吸积盘风时，我们仔细地处理和估计风的光度和边缘暗化效应。
2007-11-03 astro-ph
Magnetic fields and UV-line variability in $β$ Cephei
我们目前的数值模拟结果的风变的磁性B1 IVe星$β$仙王座。2D-MHD模拟用于确定风的结构。从这些风模型中，我们计算出不同方位角的线轮廓，以模拟旋转。结果与观测到的紫外风线廓线进行了比较。
2006-03-16 astro-ph
The Detection of Wind Variability in Magellanic Cloud O Stars
本文报道了麦哲伦星云O型星（Sk-80，Sk-67 - 05和Sk-67 - 111）的远紫外探测器（FUSE）光谱。这些数据表明，FUSE有能力对河外恒星进行时间分辨光谱分析。FUSE的波长覆盖范围提供了进入共振线的途径，这是由于不太丰富的物种，如硫，这是不饱和的O超巨星。这使我们能够检查风的变化，在所有的速度在共振线的恒星具有更高的质量损失率比可以在更长的波长（λ> 1150 A）的研究。FUSE的波长范围还包括离子的共振线，这些离子包含了预期的风的主要电离阶段。我们的观测时间跨度为1-4个月，有几个密集的采样间隔为10小时或更长。这些观测结果揭示了所有计划恒星的风变率以及电离结构和变率时间尺度的显著差异。Sk-67 111在小于10小时的时间尺度上表现出显著的风变，最冷的O星（Sk-67 05）表现出最大的OVI变化。
2000-05-22 astro-ph
2D non-LTE Modeling for Axi-symmetric Winds. II. A Short Characteristic Solution for Radiative Transfer in Rotating Winds
我们提出了一个新的轴对称恒星大气辐射转移代码和比较测试结果与1D和2D模型和无速度场。该代码使用的短特征线法与修改，以处理轴对称和非单调的三维风速，并允许分布式计算。沿特征的形式解用与沿特征的速度梯度成比例的分辨率来评估。这使我们能够准确地映射作为频率和空间坐标的函数的不透明度和发射率的变化，但避免了在低速区域不必要的工作。我们用影响参数向量p（垂直于包含特征和原点的平面的向量）而不是射线方向上的传统单位向量来表示特征。该代码计算传入的强度的特点，通过一个单一的纬度插值没有任何进一步的插值辐射角。使用这种表示法也为分布式计算提供了一个场所，因为辐射转移可以对每个p独立进行。
2005-10-22 astro-ph
Modelling the clumping-induced polarimetric variability of hot star winds
在大质量恒星的风中聚集可能会显着降低经验的质量损失率，这反过来可能会对我们对大质量恒星演化的理解产生重大影响。在这里，我们研究风聚集通过光散射引起的线偏振的团块。通过使用一个分析风聚束模型，我们预测的线性偏振在一个大的参数空间的时间演变。我们专注于蓝色发光变星，它显示了最大的偏振变化量，我们最近进行了分光偏振调查。我们的模型结果表明，所观察到的偏振变化水平可以复制两个政权的参数空间：一个少数的大规模，光学厚的团块;和一个非常大量的低质量团块。虽然需要一个系统的时间分辨的监测活动，以区分这两种情况下，我们目前倾向于后者，鉴于观察到的偏振变化的时间尺度短。由于偏振的预测与质量损失率的线性比例，我们预计，所有的热恒星具有非常大的质量损失率应显示偏振的变化。这与最近的研究结果一致，即内在极化在具有强H $α$发射的恒星中更常见。
2007-04-19 astro-ph
Multicomponent radiatively driven stellar winds II. Gayley-Owocki heating in multitemperature winds of OB stars
我们表明，所谓的盖利-Owocki（多普勒）加热是重要的温度结构的风的主序星比光谱型O 6冷。Gayley-Owocki加热的公式直接从Boltzmann方程导出，作为驱动力对速度梯度的依赖性的直接结果。由于Gayley-Owocki加热直接将热量沉积到吸收离子上，我们还研究了辐射驱动恒星风的各个组成部分具有不同温度的可能性。这种效应在O型恒星的恒星风中可以忽略不计，而在主序星B的恒星风中，温度低于B2的恒星会产生显著的温差。对于这类恒星，吸收离子和其他流动成分之间的典型温差约为10^3 K。然而，当被动成分落回恒星时，吸收成分的温度达到10^6 K量级，这允许发射X射线。此外，我们比较我们的计算终极速度与观测。我们发现预测和观察到的终极速度之间相当好的协议。由于使用所谓的“烹饪公式”而产生的系统性差异已被消除。
2001-08-06 astro-ph
Filaments in Galactic Winds Driven by Young Stellar Clusters
星暴星系M82显示了一个H $α$发射丝系统，它延伸到星系盘的两侧。我们模拟这些细丝之间的相互作用的结果，从超级星团（SSC）的分布风。我们首先推导出产生团风之间辐射相互作用的必要条件（M82的SSC分布所满足的条件）。然后，我们计算三维模拟SSC风分布，满足辐射相互作用的条件，也不满足这个条件的分布。我们发现，由高金属丰度星系团风相互作用产生的高辐射模型产生了H $α$发射细丝结构，这与M82的观测定性一致，而非辐射SSC风相互作用模型没有产生类似的结构。因此，我们的辐射相互作用的标准（这取决于质量损失率和终极速度的SSC风，和SSC之间的平均分离）可以用来预测是否观察到的星系应该有相关的H $α$发射丝。
2008-08-12 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
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
GRS 1915+105: the distance, radiative processes and energy-dependent variability
我们提出了一个详尽的分析GRS 1915+105的五个宽带观测在两个变化状态，chi和omega，同时观察到的PCA，HEXTE和OSSE。我们发现，所有的光谱很好地拟合由康普顿化光盘黑体光子，非常有力的证据证明，在康普顿化等离子体中的非热电子成分的存在。无论是在chi状态的能量和功率谱是典型的非常高/中等状态的黑洞双星。Ω态的光谱的特征在于由热电子康普顿化的强黑体分量和弱非热尾。然后，我们计算PCA数据的均方根谱（作为能量函数的分数变异性）。我们准确地模拟均方根光谱的相干叠加的光谱拟合，即一个变量较少的黑体和变量较多的康普顿化所隐含的组件的变化。后者在高能量下占主导地位，导致大部分数据在高能量下均方根变平。这也是存在于chi状态的QPO的光谱的情况。然后，我们的一些数据需要圆盘黑体的均方根的径向依赖性。我们还研究了到源的距离，发现11千秒差距是最可能的值，与最近声称的一个更低的值相反。
2005-04-01 astro-ph
FUSE Snap-Shot Survey of O VI Variability in the Winds of 66 OB-Type Stars
我们已经使用远紫外光谱探测器（FUSE）进行快照调查的OVI的变化在银河系和麦哲伦云的66 OB-type恒星的风。这些时间序列由两个或三个观测组成，间隔从几天到几个月不等。虽然这些时间序列提供了最低限度的检测变化所需的信息，本次调查表明，在OB型恒星的风中的O VI双线在不同尺度上的时间和速度是可变的。对于从O3到B1的光谱类型，64%随时间变化。在B1以后的谱型上，没有观测到风的变化。这部分代表了一个下限的真实发生率的变化，在O VI风线，这是非常常见的，可能无处不在。观测到的变化延伸到几百公里/秒的风廓线，可能很强。风OVI廓线变化的宽度与终极速度（\vinf）仅弱相关，但在变化的最大速度与\vinf之间导出了显著的相关性（接近1：1的关系）。高速度O VI风吸收功能（可能与其他风线中看到的离散吸收组件）也观察到在46%的情况下，从O3到B0.5的光谱类型。这些特征是可变的，但其传播的性质不能从这次调查中确定。如果X射线能通过俄歇电离产生足够的OVI，并且X射线来源于风中的强地震，则本研究表明，更强的地震在\vinf附近发生得更频繁，从而导致\vinf附近OVI的增强。
2003-02-02 astro-ph
The Bizarre Spectral Variability of Central Stars of Planetary Nebulae
2002年至2004年期间进行了一次径向速度巡天，以探测双星系统中的中心星。De Marco等人（2004年）报告说，11颗受监测的恒星中有10颗表现出强烈的RV变化，但没有检测到周期。由于其他机制，如风的变化，可以导致明显的RV变化，我们监测了4的10个RV-变星中阶梯分辨率，以确定变异的起源。虽然所有四颗恒星的RV变化都得到了确认，但此时没有一颗恒星可以归因于双星。然而，只有对于IC 4593，风变率才能解释大多数（尽管不是全部）光谱变率。对于BD+332642，无风和无脉动似乎是RV变化的起源。最后，M1-77和M2-54，都是已知的不规则光度变量，表现出显着的RV和线的形状变化的氢和HeI吸收线，以及大RV变化的较弱的线，不改变形状。对于这种变化没有令人满意的解释，尽管风的变化和脉动的组合仍然是使这些恒星如此变化的最佳猜测。我们认为，明亮的中心恒星不适合检测光谱双星，因为风（可能脉动）是无处不在的，甚至会掩盖强周期性。它很可能是一个本质上暗淡的中心恒星的样本将更容易产生二进制信息。
2007-09-10 astro-ph
Probing the wind-wind collision in Gamma Velorum with high-resolution Chandra X-ray spectroscopy: evidence for sudden radiative braking and non-equilibrium ionization
我们提出了一个新的分析存档的钱德拉HETGS X射线光谱的WR+O碰撞风双星天伽玛。光谱主要由天体物理上丰富的元素的发射线：Ne，Mg，Si，S和Fe。从宽带光谱分析和线通量比的分析相结合，我们推断在X射线发射等离子体（~4-40 MK）的温度范围很宽。与先前发表的分析一样，我们发现X射线发射线基本上没有偏移，平均FWHM为1240 +/- 30 km/s。根据风-风碰撞的流体动力学模拟计算的谱线轮廓预测谱线以几百公里/秒的速度蓝移。没有观测到任何线的偏移可能是激波锥开口半角较大（> 85度）的证据，我们认为这可能是突然辐射制动的证据。从R和G的比率测量从He类的禁止相互组合共振三重态，我们发现的证据表明，镁XI发射起源于更热的气体更接近O星比硅XIII发射，这表明，非平衡电离可能存在。
2004-10-30 astro-ph
ROSAT HRI Monitoring of Extreme X-ray Variability in the Narrow-Line Quasar PHL 1092
我们报告的结果，从18天的ROSAT HRI监测活动的超软窄线塞弗特1（NLS 1）类星体PHL 1092。在ROSAT PSPC的短时间观测中，这颗明亮的射电宁静类星体显示出强烈的X射线变异性，ROSAT HRI对类似天体IRAS 13224-3809的监测显示出中间时标的极端变异性。我们想确定PHL 1092中是否持续发生显著的X射线变异性，我们还想寻找限制发射过程的突出变异性事件。由于PHL 1092的亮度很大（在HRI波段约为5 × 10 ^{45} erg/s），我们在整个监测过程中检测到了极其快速和大幅度的X射线变化。观测到的最大光变幅度约为14倍，在最快的光变事件中，在1.3 × 10 ^{42} erg/s^2的静止帧时间间隔内，HRI计数率增加约3.8< 3580 s. The most rapid event has a rate change of luminosity of >倍，这是我们从射电宁静类星体中所知道的最极端的事件。标准的“辐射效率极限”论点意味着辐射效率大于以最大合理速率旋转的克尔黑洞吸积所能达到的辐射效率，尽管我们指出这些论点取决于初始辐射释放的几何形状。X射线源的相对论运动可能导致辐射效率极限的突破;在类似的NLS 1类星体PKS 0558- 504中也推断出了这种相对论运动。
1999-01-25 astro-ph
Variability of the Vela Pulsar-wind Nebula Observed with Chandra
2000年4月30日和11月30日，钱德拉X射线天文台上的先进CCD成像光谱仪对船帆座脉冲星周围的脉冲星风星云（PWN）进行了观测，揭示了它的复杂形态，让人想起蟹状星云。两个观测结果的比较显示PWN特征的表面亮度变化高达30%。一些PWN元素显示出明显的位移，最高可达几角秒（约10^{16} cm），和/或光谱变化。为了阐明所观察到的变化的性质，需要进一步监测船帆座PWN。
2001-04-16 astro-ph
Long- and short-term variability in O-star winds II. Quantitative analysis of DAC behaviour
对10颗明亮O型星的紫外光谱时间序列进行了定量分析（参见图1）。Kaper等人，1996年，论文I）。迁移的离散吸收组件（DAC），负责所观察到的UV共振双峰的变化，建模。事实证明，DAC的列密度首先增加，然后随着时间的推移而减小，当组件接近其渐近速度时。在某些情况下，这种速度在不同的事件之间系统地不同。对大多数目标，推导了DAC的递归时标，并对不同的谱线得到了一致的结果。DAC重现时间尺度被解释为恒星自转周期的整数分数。在某些数据集中，天鹅座P线蓝色边缘的变异性比DAC变异性表现出更长的周期。这可能与连续DAC的渐近速度的系统差异有关。O型巨星英仙座xi的相图显示了所谓的"相位弯曲“的明确证据，这是一个观测指标，表明存在弯曲的风结构，如共转相互作用区域。在我们的样本中没有其他O星令人信服地显示相位弯曲，但这可能仅仅是由于缺乏周期性信号，因此在低风速下的相干相位行为。
1998-12-23 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 Influence of Stellar Wind Variability on Measurements of Interstellar O VI Along Sightlines to Early-Type Stars
FUSE任务的一个主要目标是了解银河系和麦哲伦云的星际介质中O VI离子的起源。沿着OB型恒星的视线，这些星际成分通常与O VI型恒星风剖面混合，其形状经常变化。为了评估这种随时间变化的混合对星际O VI线测量的影响，我们对银河系和大麦云星云中的OB型恒星进行了一次小型的重复观测调查。这些稀疏的时间序列由2-3个观测数据组成，间隔从几天到几个月不等，表明风的变化通常发生在O VI（50颗恒星样本的60%），就像它确实在其他共振线中一样。然而，在星际O VI $λ$ 1032区域，O VI $λ$ 1038风只在$\sim$ 30%的情况下变化。通过研究表现出大幅度变化的情况下，我们得出结论，星风的变化{ \em一般}介绍了沿银河系视线的单个星际O VI组件可以忽略不计的不确定性，但可能导致在更广泛的组件或混合组件的测量，如那些通常观察到的朝向恒星在大麦云的巨大误差。由于恒星O VI线中的离散吸收成分可能会造成污染，因此应小心处理终极速度大于或等于双重分离（1654 km/s）的恒星。
2001-06-29 astro-ph
Collimation and Radiative Deceleration of Jets in TeV AGNs
我们认为，在M87和TeV耀变体中观察到的快速X射线和TeV的变化的一些影响。我们概述了一个模型的射流聚焦和证明，适度的辐射冷却可以导致在喷嘴中具有非常小的横截面半径的相对论性喷流的拟线性化。这样的配置可以在距离中央发动机很远的地方产生快速的变化，并且可以解释最近对M87中HST-1结的观测。这个模型的TeV耀变体的可能应用进行了讨论。我们还讨论了一个非常快速的TeV耀斑与HESS和MAGIC在一些耀变体中观察到的情况下，容纳相对较小的多普勒因子从射电观测推断。
2007-12-17 astro-ph
Blobs in Wolf-Rayet Winds: Random Photometric and Polarimetric Variability
一些孤立的沃尔夫-拉叶星的光通量和偏振呈现随机变化。我们假设这种变化是由密度增强的区域（即斑点）在其包络中的存在引起的。为了研究这类区域的物理特性，我们用蒙特卡罗程序模拟了恒星辐射，处理了非均匀电子散射包层中的辐射转移。我们能够处理在增强密度的区域以及在信封本身的多重散射。还考虑了风中的源和结构的有限尺寸。这里提出的大多数结果是基于一个单一的斑点模型的参数研究。在更有限的程度上考虑由于包络中的多个斑点引起的影响。我们的模拟表明，密度增强必须有一个大的几何截面，以产生所观察到的旋光度变化。大小必须是一个恒星半径的数量级，并且斑点必须位于信封的底部附近。这些大小是相同的推断从沃尔夫-拉叶星的光学发射线的子峰的宽度。其他早期型恒星的偏振波动与沃尔夫-拉叶星相似，也可以解释为clupermatic风。虽然这种结构的起源仍然不清楚，但相同的机制可能在不同类型的热恒星包层中产生这种不均匀性。
2000-03-23 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
Spectral Implications of Variability in GRB Fireballs
宇宙学上的$γ$射线暴起源于相对论风。风速的时间波动可引起内部冲击，其耗散风动能的显著部分。部分耗散的能量通过费米加速转移到电子。如果激波后的流体被强烈磁化，相对论性电子首先通过同步辐射冷却，然后通过康普顿散射冷却。上升的辐射触发了一系列的$e^{+}e^{-}$ -对。我们计算的发射区域的参数值范围很广的最终光谱。我们发现，BATSE观测到的光谱多样性可以很自然地解释为来自内部冲击的发射，这与观测到的源变率有关。
1997-10-26 astro-ph
NLTE models of line-driven stellar winds I. Method of calculation and first results for O stars
提出了晚O星线驱动星风的新的数值模型。最丰富的元素的统计平衡（NLTE）方程求解。适当获得的占有数被用来计算一致的辐射力和辐射加热项。风密度、速度和温度被计算为模型流体动力学方程的解。与其他已发表的模型相反，我们考虑了多分量风的性质，并且没有简化辐射力的计算（例如使用力乘数）。我们讨论我们的模型的收敛行为。我们的模型预测的质量损失率和终极速度的选定晚O星（主要是巨星和超巨星）的正确值的能力被证明。已删除文献中报告的预测和观察到的终极速度之间的系统差异。此外，我们还发现天鹅座OB 2超巨星的风动量-光度关系的理论值与观测值之间有很好的一致性。
2004-01-12 astro-ph
