A CNO Dichotomy among O2 Giant Spectra in the Magellanic Clouds
通过对最早的O型谱中3400 A区域的观测，我们发现在LMC中观测到的四颗O2巨星中，有两颗的OIV谱线强于NIV谱线，而另外两颗的OIV谱线则相反。SMC对应物的NIV也比OIV强。对这些恒星的蓝色光谱的检查表明，前一对在所有电离态（III、IV、V）中都有较弱的N线，以及CIV λ 4658线，而后三颗有较强的N线和较大的He/H。对两颗N强星的空间紫外观测表明，NV风廓线明显强于CIV风廓线，而在N弱星中，CIV风廓线特征等于或强于NV风廓线。N强恒星现在被重新分类为ON2 III（f *），新定义了这一类别。这些特征强烈表明在ON2恒星的大气中有更大比例的加工材料，我们通过模拟光谱证实了这一点。在当前模型的背景下，这反过来又意味着ON 2恒星比其他恒星处于更先进的演化状态，并且/或者它们具有更高的初始旋转速度。最近关于自转对大质量恒星演化的影响的公式引入了一个额外的基本参数，原则上CNO丰度能够约束这个参数。我们提出了一些说明性的比较与目前的日内瓦旋转大质量恒星的演化模型。这些非常热、富含氮的天体可能是同质演化的产物。我们的研究结果将提供动力，进一步的大气和最大质量的热恒星的演化历史的物理建模。
2004-03-23 astro-ph
CNO production in first generation stars
大爆炸核合成只产生轻元素，因此第一代恒星是由无金属的云形成的。它们在生命中开始产生重元素，并通过爆炸性死亡来丰富星际介质。恒星演化模型表明，旋转的处理对这些无金属恒星的演化有重要影响：例如，旋转模型产生的原始氮比非旋转模型多五个数量级，这是由于内部混合。这将对第二代恒星的组成产生影响，其中一些现在可能在星系晕中被观察到。在第三星族恒星质量非常大，最终会变成直接的黑洞的情况下，旋转又有一个有趣的效果，即通过离心力和表面富集来增加质量损失。在超贫金属晕星中观察到的CNO组成模式可以用“仅风”的贡献来解释。
2006-10-11 astro-ph
On the Production and Survival of Carbon Fuel for Superbursts on Accreting Neutron Stars: Implications for Mass Donor Evolution
我们已经研究了吸积中子星能够产生并保存足够数量的碳燃料以触发超级爆发的物理条件。我们的模型涵盖了中子星热导率、核心中微子发射机制和面积半径的合理范围，以及吸积材料中的CNO丰度。我们发现，中子星吸积的富氢物质的CNO质量分数<太阳的质量分数在任何情况下都不会表现出超爆。如果中子星吸积的CNO质量分数大于太阳的4倍，那么在观测范围内的吸积速率下，中子星将表现出超级爆发。在此基础上，我们认为超暴系统的质量施主必须具有增强的CNO丰度。吸积的CNO仅作为通过热CNO循环的氢燃烧的催化剂，因此只有三种元素的质量分数之和才是重要的。观测到的超级爆发系统与那些没有超级爆发的系统在氦触发的I型X射线爆发的性质上有所不同：爆发的持续时间更短，α值更大。在我们的模型中，增加吸积物质的CNO丰度再现了这两种观测结果。许多致密的双星系统已经被观测到，其中吸积物质的丰度明显不是太阳的。虽然目前还没有对表现出超级爆发的系统进行丰度分析，但4U 1636-536和Ser X-1的鲍文荧光混合分布表明，质量供体恒星可能确实具有非太阳CNO金属丰度。需要更详细的丰度分析的吸积物质的系统，表现出超爆，以验证我们的断言，即该问题是丰富的CNO元素。
2005-12-19 astro-ph
Physical Parameters and Wind Properties of Galactic Early B Supergiants
我们目前的光学研究的物理和风属性，加上CNO化学丰度，25 O9.5-B3银河系超巨星。我们采用非LTE，线覆盖，扩展模型大气，这提供了一个适度的向下修订，在早期B超巨星的有效温标高达1-2kK相对于以前的非覆盖的结果。所谓的B1处的“双稳态跳跃”（Teff ~ 21 kK）是一个更渐进的趋势（散射较大）从24 kK以上的B_0 - 0.5超巨星的v_inf/v_esc ~ 3.4到20 kK < Teff <24 kK的B_0 - 7 -1超巨星的v_inf/v_esc ~ 2.5，20 kK以下B 1.5 -3超巨星的v_inf/v_esc ~ 1.9。这在一定程度上，解释了打破观察到的紫外光谱特性之间的B0.5和B0.7亚型讨论的沃尔伯恩等人。我们比较推导（均匀）风密度与最近的结果麦哲伦云B超巨星和一般确认理论预期更强的风之间的银河系超巨星。然而，风比目前辐射驱动风理论的预测要弱得多，特别是在中B亚型，如果风已经聚集在H-α线形成区域，这个问题就会加剧。总的来说，CNO元素丰度揭示了银河系B超巨星表面的强烈加工物质，平均N/C和N/O丰度分别比太阳值高10倍和5倍，HD 2905（BC0.7 Ia）表示我们样品中加工程度最低，HD 152236（B1.5 Ia+）最高。
2005-09-15 astro-ph
Experimental measurements of the O15(alpha,gamma)Ne19 reaction rate and the stability of thermonuclear burning on accreting neutron stars
近距离双星系统中的中子星经常从它们的伴星吸积物质。在中子星的大气层中，吸积物质的热核点火导致热核爆炸，根据吸积率，热核爆炸被观察为周期性地在数小时和数天之间发生的X射线爆发。点火条件的特点是由一个敏感的相互作用之间的增长率的燃料供应和其耗尽率的核燃烧在热CNO循环和rp过程。对于吸积率接近稳定燃烧的爆发点火，因此，严重依赖于热CNO爆发反应，O 15（α，γ）Ne 19，调节热CNO循环和快速质子捕获过程之间的流量。直到最近，O 15（α，γ）Ne 19-反应速率还不为实验所知，理论估计值具有很大的不确定性。在本文中，我们进行了参数研究的不确定性，这反应速率和确定的天体物理后果的第一次测量这反应速率。我们的研究结果证实了早期的预测，并表明，理论上燃烧仍然不稳定的吸积率附近的爱丁顿限制，在天文观测。
2007-05-07 astro-ph nucl-ex
A hydrodynamic scheme for two-component winds from hot stars
我们已经开发了一个时间相关的两个组件的流体动力学代码来模拟辐射驱动的恒星风从热恒星。我们使用时间显式的van Leer格式来求解双分量恒星风的流体动力学方程。动态摩擦由于被动散装等离子体和线散射离子之间的库仑碰撞处理的时间隐式的，半解析的方法，使用一个多项式拟合的Mesrasekhar函数。这给出了稳定的结果，尽管问题的刚度。这种方法被应用到模型的恒星风都很差，以及耦合。而对于前一种情况，我们重现mCAK解决方案，对于后一种情况，我们的解决方案导致风解耦。
2007-09-28 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
Carbon Rich Extremely Metal Poor Stars: Signatures of Population-III AGB stars in Binary Systems
我们使用剑桥恒星演化程序STARS来模拟零金属丰度中等质量恒星的演化和核合成。我们调查的双重性对这些系统的核合成输出和潜在的丰度的secondaries的效果。零金属丰度星表面经二次疏浚后富集CNO元素。在双星相互作用过程中，如洛希瓣溢出或风吸积，金属可以从这些恒星中释放出来，并富集CNO同位素。我们研究了已知的两颗最贫金属的恒星HE 0107-5240和HE 1327-2326的形成。HE 0107-5240所观测到的碳和氮的丰度可以通过第二次挖掘后从七颗太阳恒星的伴星增强风中吸积物质来重现，尽管氧和钠的产生不足。我们推测，HE 1327-2326，这是更丰富的氮和锶，可能同样形成的风吸积在稍后的AGB阶段后，第三次疏浚。
2007-03-27 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
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
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
Light and heavy metal abundances in hot central stars of planetary nebulae
我们提出了新的结果，从我们的光谱分析非常热的中心恒星取得的最后一次国际天文学联合会行星状星云在堪培拉举行的2001年。这些分析主要基于哈勃空间望远镜和远紫外光谱探测器进行的紫外和远紫外光谱分析，也基于甚大望远镜和其他观测站进行的地面观测。我们报告的温度，重力和丰度测定的CNO元素的富氢中心恒星。在许多缺氢的中心恒星（光谱类型PG 1159）中，我们发现了特殊的氖和氟线，这是第一次在任何天体物理学物体中观察到。他们的分析有力地证实了这样一种观点，即这些恒星表现出的壳层间物质是后期氦壳闪光的结果。
2005-08-03 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
Sources of carbon and the evolution of the abundance of CNO elements
利用银河系化学演化的标准下落模型，我们探讨了碳的起源，并计算了8种不同恒星核合成产额模型下CNO元素的丰度演化。结果表明，在银河系的早期阶段，大质量恒星是碳的主要生产者，随着银河系演化到晚期，寿命较长的中低质量恒星发挥着越来越重要的作用，同时，富含金属的沃尔夫-拉叶星通过辐射驱动的恒星风将大量的碳喷射到ISM中。然而，从目前已发表的核合成产额来看，我们无法区分银河系晚期的主要碳源是仅仅是大质量恒星（$M>8M_{\odot}$），还是仅仅是中等质量、低质量恒星和没有经过沃尔夫-拉叶阶段的$M\leq 40M_{\odot}$大质量恒星。$^{12}$ C $(α,γ)^{16}$ O反应速率在恒星核合成计算中非常重要：较低的反应速度将给出较高的碳产率。对氮的贡献主要来自中低质量恒星，大质量恒星的次级来源不能解释贫金属恒星中观察到的[N/Fe]。大部分氧气是由大质量恒星产生的。在贫金属恒星中，来自\ion{O}{i} 7771 $-$ 7775三重态的O丰度比来自6300的禁戒[ \ion{O}{i} ]线的O丰度高，这一事实提出了一个问题。
2001-06-09 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
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
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
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
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
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
X ray emission line profile modeling of hot stars
高光谱分辨率X射线望远镜（钱德拉，XMM）的发射为天体物理学界提供了一系列新的谱线诊断。在本文中，我们讨论多普勒展宽的发射线轮廓从高超声速流出的大质量恒星。这些外流，或称风，是由辐射压力驱动的，携带着巨大的动能，即使是一小部分风的等离子体，也可以通过冲击加热转化为x射线。未受冲击的冷风是连续体不透明的来源，对于在风的冲击加热部分产生的x射线来说。因此，通过一个两个组件，移动，光学厚介质的传输的影响，出射线的轮廓。虽然复杂，但这些物理效应之间的相互作用可以提供有关恒星风中X射线发射和吸收等离子体的空间分布和速度的定量信息。我们提出了定量模型的球对称风和风与热等离子体局限在赤道盘的偶极磁场。
2002-12-13 astro-ph
A Simple Scaling Analysis of X-ray Emission and Absorption in Hot-Star Winds
我们提出了一个简单的分析X射线发射和吸收的热星风，旨在探讨自然缩放观测到的X射线光度与风和sstellar属性。我们表明，外逸层的近似，其中所有的光深单位半径以上的排放逃脱风，再现非常好的详细表达辐射传输通过球对称风。使用这种近似，我们发现，X射线光度$L_x$规模自然与风密度参数$\Mdot/\vinf$，获得$L_x \sim (\Mdot/\vinf)^2$光学薄风，和$L_x \sim (\Mdot/\vinf)^{1+s}$光学厚风与X射线填充因子，在半径变化为$f \sim r^s$。这些与风密度的比例与通常推断的X射线光度$L_x $与热光度$L_B$的经验比例形成对比。然而，如果假设X射线填充因子（$s \approx -0.25$或$s \approx -0.4$，取决于风密度与光度的二次标度的细节）有适度的径向衰减，那么通过精确地抵消发射和吸收，可以再现厚风的经验导出的$L_x \sim L_B$线性标度。我们还探讨了该模型的背景下的X射线光谱能量分布的性质，并发现光谱分为软，光学厚的部分和硬，光学薄的部分。最后，我们得出结论，能量依赖的发射率必须有一个高能量的截止，对应于最大的冲击能量，以再现的一般趋势，在热恒星的X射线光谱能量分布。
1999-04-20 astro-ph
High resolution spectroscopy of the hot post-AGB stars : IRAS13266-5551 (CPD-55 5588) and IRAS17311-4924 (Hen3-1428)
AGB后热星IRAS 13266 -5551的高分辨光谱（CPD-55 5588）和IRAS 17311 -4924（Hen 3 -1428）显示了CII、NII、OII、Al III、Si III和Fe III的吸收线和由HI、HeI、CII、NI、OI、Mg II、Al II、Si II、VI组成的富发射线光谱，MnI、FeIII、[FeII]和[CrII]。[NII]和[OI]谱线的存在和[OIII]谱线的缺失表明这些恒星周围有低激发星云。碘化钠吸收线的组成部分表明，除了低激发星云周围这两个热的后AGB星的中性拱星信封的存在。H-α线显示P-Cygni轮廓，表明AGB后质量损失正在进行中。从吸收线，我们推导出日心径向速度为65.31 +/- 0.34公里/秒和27.55 +/- 0.74公里/秒的IRAS 13266 -5551和IRAS 17311 -4924分别。IRAS 13266 -5551的高银纬和大径向速度表明它属于古老的星盘星群。初步估计的CNO丰度IRAS 13266 -5551。
2004-09-28 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
The astrophysical rate of 15O(alpha,gamma)19Ne via recoil-decay tagging and its implications for nova nucleosynthesis
15 O（alpha，gamma）19 Ne反应是从热CNO循环进入rp过程的两种已知途径之一。它的天体物理速率取决于19 Ne的激发态的衰变特性，而这些激发态恰好位于15 O + α阈值之上。我们用43 MeV/u的p（~（21）Ne，t）~（19）Ne反应测量了这些态的α衰变分支比。结合我们的分支比测量与以前的测定这些状态的辐射宽度，我们计算的天体物理率15 O（α，γ）19 Ne。使用这个反应速率，我们进行流体动力学计算的新星爆发，并得出结论，没有显着的突破，从热CNO循环到RP过程发生在经典新星通过15 O（α，γ）19 Ne。
2003-02-10 astro-ph nucl-ex nucl-th
Heliospheric and Astrospheric Hydrogen Absorption towards Sirius: No Need for Interstellar Hot Gas
我们使用一个更新的自洽的动力学/气体动力学模型的太阳风/星际流相互作用计算莱曼α吸收的氢原子的星际和太阳源产生的日光层界面。我们将这个模型应用于天狼星的方向。我们发现，中性的，压缩的太阳风从日鞘解释了额外的吸收在正红移观测的莱曼α线与HST/GHRS。这就不需要先前提出的星际热气体来解释这种额外的吸收。我们还表明，在蓝翼的额外吸收可能是由H原子形成的恒星风至少是大规模和快速的太阳风在天狼星周围的天体层解释。
1998-12-20 astro-ph
Pair winds in Schwarzschild space-time with application to hot bare strange stars
我们考虑史瓦西时空中随时间变化的球形外流风，由电子-正电子对和光子组成。在不假设热平衡的情况下，我们考虑了微观物理，包括两体过程和它们的辐射三体变体。本文提出了一种求解电子-正电子对和光子的广义相对论动力学Boltzmann方程的有限差分格式。我们将其应用到来自一个炎热、裸露、奇怪的恒星的风的具体例子中，预测这是一个强大的硬X射线光子源，并由夸克表面的库仑势垒产生。我们研究了总光度在10^{34}-10 ^{39}尔格/秒范围内的静止风中，不同注入光子对比的风粒子的动力学和光子对的新兴发射。风的参数-如光子的平均光学厚度，粒子数和能量外流，体积速度，对等离子体的数密度的比率-作为从恒星表面的距离的函数，以及出射辐射的特性。我们发现，光子占主导地位的新兴的发射，新兴的光子光谱是相当困难的，并从一个中子星具有相同的光度预期的热谱有很大的不同。这可能有助于区分假定的裸奇异星和中子星。
2005-06-27 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
Evolution at very low and zero Z
自转深深地影响着贫金属大质量恒星的演化。事实上，即使是适度旋转的恒星达到破裂--在主序列（MS）阶段的限制，他们迅速发展到红色后，核心H-燃烧阶段和重要的表面富集CNO元素发生在超巨星阶段。高自转和重元素$Z$的自富集倾向于增加星风的质量损失量。作为一个数值例子，我们得到一个60 M的$_\odot$在$Z=0.00001$，与初始旋转对应的临界速度的0.7，失去了一半的初始质量在其寿命。喷出的物质富含氦和CNO元素，对星系的早期化学演化有着有趣的影响。
2004-08-18 astro-ph
Observable Effects of B fields on the Winds and Envelopes of Hot Stars
热恒星上的磁场可以对恒星风的速度、密度和温度结构产生各种有趣的影响。磁场可以产生质量通量的纵向依赖性，这将导致周期性的变化，例如在许多早期类型恒星的光学和紫外光谱中看到的变化。磁场可以引导和加速外流，这似乎是解释Ap和Be恒星周围圆盘状密度增强所必需的。热气体的磁约束可以发生，并负责在B巨星中观察到的异常高的EUV通量，以及在最近的CHANNEL观测中观察到的异常高离子X射线线发射。特别注意的是，在这次会议上的报告，A星发展磁Ap现象后，只有约百分之三十的主序星寿命。类似的延迟发生在发射线Be星上。有人建议，这些延迟是有关的时间，它需要从对流核心和辐射包络之间的界面，它们产生的字段上升通过亚绝热信封的表面。
2001-06-06 astro-ph
X-ray Line Emission from the Hot Stellar Wind of theta 1 Ori C
我们提出了一个高分辨率的X射线光谱的星风θ 1猎户座C的钱德拉X射线天文台上的高能量透射光栅光谱仪获得的第一个发射线分析。光谱被分解成大量的发射线从H-和He类的O，Ne，Mg，Si，S，Ar和Fe离子。类氦Fe XXV和类锂Fe XXIV看起来相当强，表明发射区域非常热。根据H/He通量比以及Fe/He/Li发射测量比，我们推断出温度范围为0.5 ~ 6.1 × 10^7 K。氦三胞胎对密度也非常敏感。在这些温度下，相互结合线和禁戒线的相对强度表明电子密度远高于10^12 cm^-3。谱线明显变宽，由此我们推断出平均速度为770 km/s，分布在400 km/s和2000 km/s之间。结合推导出的发射测量结果，我们得出结论，X射线发射可能起源于特征尺寸小于4 x 10^10 cm的致密和热区域。
2000-10-16 astro-ph
Is the Plasma Within Bubbles and Superbubbles Hot or Cold?
我回顾什么是已知的恒星风气泡和超级气泡内的等离子体的温度。经典理论认为，它应该是热的，其特征温度为一百万度。这个温度应该由中心恒星风和超新星的内部终端冲击加热和壳壁冷气体传导蒸发冷却之间的平衡来确定，这些冲击以数千公里/秒的速度膨胀。然而，如果热的内部气体由于内部云的蒸发或烧蚀而变得足够密集，它将在不到动力学时间内冷却，导致寒冷的内部。观察到的证据似乎好坏参半。一方面，X射线辐射已经从恒星风气泡和超级气泡中观测到。另一方面，还没有观测到恒星风气泡或超级气泡以经典理论预测的速率发射：它们要么太暗，要么太亮，最多一个数量级。对于观测到的辐射，也有其他的解释，包括偏离中心的超新星遗迹撞击到超级气泡的壳壁，以及来自日冕平衡之外的高度电离气体的残余辐射。此外，主序星后恒星风气泡的结构，膨胀成可能是旧的恒星风气泡，至少在某些情况下显示气泡内部是冷的，而不是热的。(The典型的例子是NGC 6888。泡沫和超级泡沫内部的实际状态是什么？
1999-12-28 astro-ph
How Hot is the Wind from TW Hydrae?
最近有人提出，一般来说，来自经典金牛座T星的风，特别是来自TW Hya的风，温度至少达到300，000 K，同时保持$\sim 10^{-11}$ \Msol年$^{-1}$或更大的质量损失率。如果得到证实，这将对风力发射和加热模型提出新的要求。因此，我们重新研究了哈勃太空望远镜上的太空望远镜成像光谱仪和远紫外光谱探测器卫星的光谱，以更好地限制TW Hya风的最高温度。我们在1037度的\ion{C}{2}双峰和1335度的\ion{C}{2}多重峰中发现了风的明显证据。我们发现，在与\ion{C}{2} 1335射电谱线同时观测到的\ion{C}{4} 1550射电双重谱线中，或在与\ion{C}{2} 1037射电谱线同时观测到的\ion{O}{6}射电谱线中，没有风吸收。是否存在\ion{C}{3}风吸收是不明确的。在\ion{C}{4}线上明显缺乏风，这表明来自TW Hya的风没有达到该线的100，000 K特征形成温度。因此，我们认为，现有的证据表明，来自TW Hya的风，可能还有所有经典的T Tauri恒星，达到的最高温度在10，000 - 30，000 K范围内。
2006-09-22 astro-ph
Alpha-decay branching ratios of near-threshold states in 19Ne and the astrophysical rate of 15O(alpha,gamma)19Ne
15 O（alpha，gamma）19 Ne反应是吸积中子星从热CNO循环爆发到rp过程的两条途径之一。它的天体物理速率主要取决于19 Ne的激发态的衰变特性，而这些激发态恰好位于15 O + α阈值之上。我们用43 MeV/u的p（~（21）Ne，t）~（19）Ne反应测量了这些态的α衰变分支比。结合我们的测量与以前确定的这些状态的辐射宽度，我们得出结论，没有显着的突破热CNO循环到RP过程中的新星是可能通过15 O（α，γ）19 Ne，假设目前的模型准确地代表他们的温度和密度条件。
2002-10-22 astro-ph nucl-ex nucl-th
The Effect of Porosity on X-ray Emission Line Profiles from Hot-Star Winds
我们调查的程度，近对称形式的X射线发射线中看到的钱德拉光谱的早期型超巨星可以解释一个可能的多孔性的空间结构的恒星风。这种多孔性可以有效地减少嵌入式风冲击发射的X射线的束缚-自由吸收，从而允许来自后半球与前半球的红移与蓝移发射的更相似的传输。对于由尺寸为l和体积填充因子f的团块组成的介质，其中“孔隙长度”h=l/f随着局部半径h = h' r而增加，我们发现，风吸收的显著减少需要相当大的孔隙比例因子h' > 1，这意味着大的孔隙长度h > r。因此，相关的风结构必须具有相对大的尺度l~ r，或小的体积填充因子f ~ l/r << 1，或这些的某种组合。相对较小的规模，适度的压缩所产生的内在不稳定性的线驱动似乎不太可能给这样大的孔隙度长度，再次留下的前景，而不是不得不调用一个实质性的（约。系数5）假定质量损失率的向下修正。
2006-02-02 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
Structure of pair winds from compact objects with application to emission from hot bare strange stars
我们考虑一个静止的，球形外流风组成的电子-正电子对和光子。我们并不假设热平衡，而是包括了在这种风中发生的两体过程：对的莫勒和巴巴散射、康普顿散射、双光子对湮灭和双光子对产生，以及它们的辐射三体变体：韧致辐射、双康普顿散射和三光子对湮灭，以及它们的逆过程。在这里描述的具体例子中，风注入源是一颗炽热、裸露、奇怪的恒星。这样的恒星被认为是夸克表面的库仑势垒所产生的对的强大来源。我们提出了一种新的，有限差分格式求解相对论动力学玻尔兹曼方程对和光子。利用这种方法，我们研究了总光度L=10^{34}-10 ^{42}尔格/秒的风粒子动力学和出射辐射。我们发现的粒子数和能量流出，流出速度，数密度，能谱，和其他参数的光子和对作为距离的函数的速率。我们发现，当L> 2 × 10 ^{35}尔格/s时，光子在出射辐射中占主导地位。当L从~ 10^{34}尔格/秒增加到10^{42}尔格/秒时，出射光子的平均能量从~400-500 keV降低到40 keV，因为光谱的形状从宽湮灭线改变为具有高能量（> 100 keV）尾部的接近黑体的光谱。这些结果对于推断热裸奇异星的外观是有意义的，有助于将它们与中子星区分开来。
2004-03-15 astro-ph hep-ph nucl-th
