Nitrogen enrichment, boron depletion and magnetic fields in slowly-rotating B-type dwarfs
大质量恒星的演化模型，考虑到旋转混合效应，并没有预测任何核心处理的材料在表面的B矮星与低旋转速度。与理论预期相反，我们对20颗早期B型矮星和（次）巨星进行了详细的、完全均匀的NLTE丰度分析，揭示了一群富氮和贫硼但本质上旋转缓慢的天体的存在。这些恒星的低旋转速率是牢固建立的，无论是从发生锁相紫外线风线轮廓的变化，这可以归因于旋转调制，或从理论建模的脉动变量。现有的观测数据表明，在探测到（弱）磁场的恒星中，化学特性的发生率较高。这开启了一种可能性，即磁场现象在改变早期B型矮星的光球丰度方面很重要，即使是在100高斯水平的表面磁场强度下。然而，需要进一步的分光偏振观测来评估这一假设的有效性。
2008-01-29 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
Asphericity and clumpiness in the winds of Luminous Blue Variables
我们提出了第一个系统的光谱偏振研究亮蓝变星（LBVs）在银河系和麦哲伦云，以调查他们的风的几何形状。我们发现，至少有一半的样品显示在整个强H $α$发射线的偏振变化，表明来自恒星的光是固有的偏振，因此，非球面已经存在于风的基础。对四个目标的多历元分光偏振测量揭示了其内在偏振的变化。其中三个，AG Car，HR Car和P Cyg，显示出随时间随机出现的偏振位置角（PA）。这种现象可以解释为强风的不均匀性，或风中的"团块"。只有一颗恒星，R 127，在恒定的PA下显示出变化，因此证明了轴对称和块状。然而，如果在低倾角和有限的时间采样下观察，这样的风会产生看似随机的偏振，就像在其他三颗恒星上观察到的那样。因此，需要对LBV进行时间分辨的光谱偏振监测，以确定LBV风是否通常是轴对称的。表现出内禀极化的LBV的高比例（$>$ 50%）将与较低的$\sim$ 20 - 25%进行比较，以便对其进化邻居，O超巨星和沃尔夫-拉叶星进行类似的研究。我们预计，这种较高的发病率是由于较低的有效重力的LBV，再加上他们的可变温度内的双稳态跳跃制度。这也与我们在具有强H $α$发射和最近（最近$\sim$ 10年）强变率的LBV中发现的风非球面性的较高发生率一致。
2005-05-17 astro-ph
Magnetic field measurements of O stars with FORS1 at the VLT
O型恒星中存在磁场的问题一直受到怀疑。这些场的发现将解释大质量恒星中大量有据可查的神秘现象，特别是周期性风变化、H α发射变化、化学特性、窄X射线发射线和非热无线电/X射线发射。为了研究O型星的磁场入射，我们利用VLT的8米Kueyen望远镜FORS 1（FOcal Reducer low dispersion Spectrograph）获得了38个新的偏振光谱观测结果。对13颗O星样品进行了不同相位的分光偏振观测。在348- 589 nm的光谱范围内观测到10颗恒星，在325- 621 nm的光谱范围内观测到HD 36879和HD 148937，在这两个波段都观测到HD 155806。为了证明FORS 1分光偏振测量模式在热恒星磁场测量中的可行性，我们还提供了12个FORS 1观测的θ ^1 Ori C的平均纵向磁场，并将它们与MuSiCoS、ESPaDOns和Narval分光偏振仪的测量结果进行了比较。在我们的样本中，大多数恒星在不同的夜晚被观测到，显示出磁场极性的变化，但只有四颗恒星，HD 36879，HD 148937，HD 152408和HD 164794被检测到显著性水平为3sigma的磁场。最大纵向磁场<B_z>为-276+-88G。p star HD148937.我们的结论是，大规模有组织的磁场与极场强度大于1 KG的O型恒星之间并不普遍。
2008-08-14 astro-ph
sigma Ori E: The Archetypal Rigidly Rotating Magnetosphere
本文回顾了强氦星sigma Ori E星周等离子体分布的刚性旋转磁层模型的基本概念。我证明，该模型可以提供一个很好的适合这颗星所表现出的光度，光谱和magneticvariability，并认为其他氦强恒星的变化可能是服从类似的解释。
2005-11-15 astro-ph
On the influence of relativistic effects on X-ray variability of accreting black holes
与开普勒吸积盘同向旋转的致密耀斑产生的X射线在时间上受到多普勒效应的调制。通过考虑最近的固有X射线变化模型，我们改进了以前对这些效应的计算，并计算了塞弗特星系和黑洞双星当前数据中相对论信号的预期强度。例如，在最近来自MCG-6-30-15的XMM-牛顿数据中可以清楚地看到这样的信号，如果X射线确实是由集中在极端克尔黑洞周围的圆盘内边缘的同向旋转耀斑产生的话。迄今为止收集到的数据中缺乏信号，这支持了活动星系中的X射线源不遵循靠近黑洞的开普勒轨道的模型。
2005-02-07 astro-ph
A New Mechanism for Polarizing Light from Obscured Stars
最近对赫比格AeBe恒星系统的分光偏振观测表明，在它们被遮蔽的H-α发射附近，波长和历元具有线性偏振变化。令人惊讶的是，这种偏振与H-α发射峰不一致，但在谱线轮廓的吸收部分附近是可变的。通过一个新的和新颖的模型，我们在这里表明，这是光泵浦的证据-入射辐射的各向异性，导致线性偏振相关的光学深度内的干预氢风或磁盘云。在这些系统中，这种效应可以产生比散射偏振更大的偏振信号。
2007-08-04 astro-ph
The Rigidly Rotating Magnetosphere of Sigma Ori E
我们试图描述所观察到的变化的磁氦强星σ猎户座E在最近开发的刚性旋转磁层模型。该模型预测了在两个共同旋转的云，位于磁流体静力平衡的交叉点之间的磁赤道和旋转的等离子体的星周积累。我们发现，该模型可以重现以及观察到的恒星的光变曲线，H α发射线的轮廓，和纵向磁场强度的周期性调制，确认它是一个基本上正确的，定量描述的恒星的磁力控制的星周环境。
2005-07-17 astro-ph
Probing the circumstellar structure of Herbig Ae/Be stars
我们提出了一个样本的23 Herbig Ae/Be星的Halpha分光偏振观测。在大部分的天体中检测到了线偏振的变化，这表明赫比格恒星周围的区域在小尺度上是扁平的（圆盘状）。我们的研究的第二个结果是，光谱偏振签名的Ae星不同的Herbig Be的明星，从去极化的特性变化在Herbig Be的明星，线偏振的Ae组。在赫比格Be星（7/12）中检测到的去极化频率特别有趣，因为通过类比经典Be星，它可能是迄今为止最好的证据，表明更高质量的赫比格星被扁平结构所包围。对于Herbig Ae恒星，11颗中有9颗显示出线偏振效应，这可以理解为一种紧凑的Halpha发射，这种发射本身被旋转的盘状星周介质极化。赫比格Be星和Ae星之间的分光偏振差异可能是第一个表明赫兹-罗素图中存在从光谱类型A的磁吸积到光谱类型B的盘吸积的过渡的迹象。或者，在Ae星中明显的内部偏振线发射可能在Herbig Be星中被掩盖，因为它们有更高水平的H α发射。
2002-08-06 astro-ph
Hαspectropolarimetry of RY Tau and PX Vul
目的：使用分光偏振法探测谱线效应，以找到金牛T星旋转盘及其各自对称轴的证据。研究方法：我们使用IAGPOL成像偏振仪和Euclantus-IFU来获得金牛座T星RY Tau（两个纪元）和PX Vul（一个纪元）的光谱偏振测量。在Q-U图上显示一个环的线效应的证据有利于旋转圆盘中的线光子的紧凑而不是扩展源。此外，利用线效应得到的偏振位置角（PA）可以约束光盘的对称轴。结果：2004-2005年的数据显示RY Tau呈现可变的H α双峰。极化线效应在Q-U图上是明显的，这两个时期证实了顺时针旋转的磁盘。一个单一的循环是明显的2004年改变为一个线性偏移加循环2005年。有趣的是，使用线效应计算的固有PA在我们的两个时期（~ 167度）之间是一致的。另一种从星际偏振校正的连续谱中计算的本征PA，在2001-2005年之间平均得到了137度的PA。最后一个值更接近于垂直于观察到的盘方向（~ 25度），正如在光学薄盘中的单次散射所预期的那样。对于PX Vul，我们检测到的光谱变异性与非变量连续偏振与以前的数据相比，在Halpha。Q-U图显示了与逆时针旋转的圆盘相关的H α中定义明确的环路。由线效应推断出的对称轴具有PA~ 91度（模糊度为90度）。我们的研究结果证实了以前的证据，在金牛座T星的发射线有其起源于一个紧凑的源散射旋转吸积盘。
2008-11-19 astro-ph
The coronal topology of the rapidly rotating K0 dwarf, AB Doradus I. Using surface magnetic field maps to model the structure of the stellar corona
我们重新分析分光偏振数据的AB多尔在1996年12月使用表面成像代码，可以模拟的磁场的恒星作为一个非潜在的载流磁场。我们发现，需要引入一个非势场，以适应在这个时代的数据集。这种非势分量采取与径向场强度相似的强单向方位场的形式。这个方位场集中在使用多普勒成像在恒星表面恢复的暗极斑的边界周围。由于来自星斑中心的极化信号被抑制，因此不清楚这个非电势分量是否真正代表无斑表面的电流，或者它是否是由星斑半影中水平场的优选检测引起的。该模型比相应的表面势场模型多包含20%的能量。这个自由能的量下降到光球层上方约1R* 的1%以下。我们用这些表面图来模拟恒星的日冕结构。混合径向极性在极的表面地图支持在高纬度地区的闭合日冕环，表明X射线发射的一个组成部分可能起源于这一地区。假设该领域仍然关闭到5R*，我们找到稳定的表面，其中的连续性可能会形成所观察到的距离使用这个日冕模型。
2002-07-22 astro-ph
3-D Radiative Transfer Modelling of Massive-Star UV Wind Line Variability
我们提出了详细的半经验模型的旋转调制观察到的紫外线风线的B0.5超巨星HD 64760。我们模拟旋转调制区（RMR）与先进的3-D辐射转移计算在恒星风和定量拟合的Si IV 1395共振线的时间演化。我们发现，RMR是由于线性形状的窄扇形密度增强在赤道风。与同向旋转相互作用区（CIR）不同的是，RMR不会在恒星表面上方更大的距离上扩散。详细的最佳拟合显示，HD 64760的RMR的最大密度比周围的平滑风密度高出约17%，比围绕恒星弯曲的CIR的流体动力学模型小大约两倍。半经验的3-D传输模型表明，窄的轮辐状RMR必须共存于更广泛的和弯曲的大规模CIR风密度结构在这个快速旋转的Ib超巨星的赤道平面。
2008-09-29 astro-ph
Time variability of accretion flows: effects of the adiabatic index and gas temperature
我们报告我们的旋转吸积流到黑洞研究的下一阶段。我们认为流体动力学（HD）吸积流的外边界处的球对称密度分布，但与球对称性打破了一个小的，纬度依赖的角动量的引入。本文采用二维、轴对称、HD的数值模拟方法研究了不同绝热指数$γ$和气体温度$c_\infty$下的吸积流。我们的工作是由Proga和Begelman所做的工作的延伸，他们只考虑$γ=5/3$的模型。我们的主要结果是，流动的性质，如拓扑结构的声波表面和时间行为强烈依赖于$γ$，但很少对$c_\infty$。特别是，对于$1 < γ< 5/3$，质量吸积率显示出大幅度，慢的时间变化，这是缓慢和快速旋转的气体之间的混合的结果。这种时间行为显着不同的模型与$γ\simless 5/3$的吸积率是相对恒定的，从模型与$γ\simgreat 1$的吸积表现出小振幅准周期振荡。造成这种差异的关键参数是吸积流的声速，这又决定了吸积流是受气体压力、辐射压力还是旋转的支配。尽管有这些差异，时间平均的质量吸积率在相应的邦迪率单位是一个弱函数的$γ$和$c_\infty$。
2008-01-07 astro-ph
The clumpiness of Luminous Blue Variable winds
我们提出了第一个系统的光谱偏振研究的发光蓝变量（LBVs），并发现，至少有一半的研究对象显示证据的内在偏振-显着的不均匀性在风的基础签名。此外，多历元的观测表明，极化的强度和位置角是可变的。这一证据表明，B[e]超巨星不是一个简单的轴对称风结构，而是一种由局部密度增强或“团块”组成的风。我们的分析模型表明，为了产生所观察到的变化，团块必须是大的，在光球层或以下产生的，并在几天的时间尺度喷射。LBV风聚集的更多细节将通过对模型的进一步分析和偏振监测活动来确定。
2005-10-17 astro-ph
Surface trapping and leakage of low-frequency g-modes in rotating early-type stars -- I. Qualitative analysis
在Cowling近似、绝热近似和传统近似下，对旋转早型星低频非径向g模的表面捕获进行了定性研究。它表明，在低于截止频率，波不能完全被困在恒星内，并会通过表面泄漏。截止频率的表达式推导出在非旋转和旋转的情况下，它是从这些表达式中发现，截止频率的增加与旋转率的所有，但crossede部门模式。这些结果可能与53 Per和SPB类变星有关，它们的脉动频率与恒星模型的截止频率具有相同的量级。有人建议，观测的上限变化周期（对应于截止），或线轮廓变化，由于泄漏模式，可能允许这些系统的外层的星震学研究。
2000-03-17 astro-ph
The light variability of the helium strong star HD 37776 as a result of its inhomogeneous elemental surface distribution
我们模拟的光变曲线的氦强化学奇特的恒星HD 37776假设所观察到的周期性光的变化起源于一个旋转的恒星表面上的化学元素的不均匀的水平分布的结果。我们表明，化学特性的影响单色辐射通量，主要是由于束缚自由过程。使用模型的硅和氦的分布在HD 37776表面上，来自光谱学，我们计算的光度计地图的表面，因此，这颗星的紫外光变曲线。基本上，预测的光变曲线在形状和振幅上与观测到的一致。我们的结论是，这种氦强化学奇特的恒星的变化的基本属性可以理解的特殊的化学成分的斑点的模型。
2007-06-15 astro-ph
Line profile variability in the spectra of Oef stars: II. HD192281, HD14442 and HD14434
本文首次分析了三颗快速旋转的Oef星HD 192281（O5（ef））、HD 14442（O5.5ef）和HD 14434（O6.5（ef））的光谱变化。HeII λ 4541线的径向速度显示，对于任何目标，在几天或一年到下一年的时间尺度上，都没有二元性的证据。HeII λ 4686的双峰发射，在某种程度上，在所有三颗恒星的光谱中，Hbeta吸收线显示出显着的轮廓变化。在六年多的不同观测运行期间收集的数据揭示了HD192281和HD14442的相当稳定的时间尺度，而变异模式从一年到另一年发生了显着变化。HD14434的情况不太清楚，因为我们的分析没有出现明显的时间尺度。为了解释这种变化，恒星自转仍然是HD 192281和HD 14442的可能时钟。然而，目前可用的恒星自转模型无法解释观测到的变化行为的一些关键方面，这似乎是更复杂的情况下，HD 14434。
2004-08-13 astro-ph
