Centrifugal Breakout of Magnetically Confined Line-Driven Stellar Winds
我们提出了二维磁流体模拟的辐射驱动流出从一个旋转的热恒星与偶极子磁场与恒星的旋转轴对齐。我们主要集中在一个模型，适度快速旋转（一半的临界值），也是一个大的磁约束参数，$η_{\ast} \equiv B_{\ast}^2 R_{\ast}^{2} / \dot{M} V_{\infty} = 600$。磁场引导和扭转气流进入赤道，从开普勒共转半径附近向外延伸的刚性旋转盘。即使在较低的磁约束下进行微调，也没有一个MHD模型产生稳定的开普勒盘。相反，开普勒半径以下的物质落回恒星表面，而超过共转逃逸半径的物质上的强大离心力将磁环向外拉伸，导致磁场重新连接时的偶发性质量爆发。相关的磁能耗散将材料加热到接近$10^{8}$ K的温度，高到足以发射硬（几keV）X射线。这样的\emph{centrifugal mass ejection}代表了一种驱动磁重联的新机制，并且似乎是一个非常有前途的基础，用于模拟最近在像$σ$ Ori E这样的旋转磁性Bp星中观察到的X射线耀斑。
2006-02-15 astro-ph
Mass loss from a magnetically driven wind emitted by a disk orbiting a stellar mass black hole
宇宙伽马射线暴（以下简称伽玛暴）的来源通常被认为是一个恒星质量的黑洞从一个厚盘吸积物质。这样一个系统产生相对论风的机制仍然未知。我们在这里研究的建议之一，其中磁盘的能量是由磁场放大到非常大的值B \sim 10 ^15 G提取。利用一些非常简单的假设，我们计算沿磁场线的质量损失率，然后估计无穷远处的洛伦兹因子Γ。我们发现，只有当严格的约束场的几何形状和能量注入的条件得到满足，Γ可以达到高的值。我们讨论的背景下，不同的情况下，伽玛暴的结果。
1999-12-21 astro-ph
Dynamical Simulations of Magnetically Channeled Line-Driven Stellar Winds: I. Isothermal, Nonrotating, Radially Driven Flow
我们提出了数值磁流体动力学（MHD）模拟恒星偶极磁场的影响线驱动的风流出热，发光的恒星。与以前的固定场分析不同，这里的模拟充分考虑了场和流之间的动态竞争，因此适用于全范围的磁场强度，并在封闭和开放的磁拓扑结构。一个关键的结果是，风受磁场影响的总体程度在很大程度上取决于一个单一的、无量纲的“风磁约束参数”$η_{\ast}$（$ = B_{eq}^2 R_\ast^2/{\dot M} v_\infty$），它表征风的磁场能量密度和动能能量密度之间的比率。对于弱约束$η_{\ast} \le 1$，该领域是完全开放的风外流，但尽管如此，对于约束小到$η_{\ast}=1/10$可以有一个显着的反作用，在磁赤道附近的密度增加和流速降低。对于较强的约束$η_{\ast} > 1$，磁场在赤道表面附近的纬度和高度的有限范围内保持闭合，但最终在大半径处打开成接近径向的配置。
2002-01-14 astro-ph
X-ray Modeling of Very Young Early Type Stars in the Orion Trapezium: Signatures of Magnetically Confined Plasmas and Evolutionary Implications
我们分析了高分辨率X射线光谱的波长范围为1.5 - 25埃的三个X射线最明亮的成员获得的高能透射光栅光谱仪（HETGS）上的钱德拉X射线天文台。从Theta Ori C光谱中超过80条发射线得到的DEM表明位于7.9 MK、25 MK和66 MK的三个峰。发射测量值在恒星15.4天的风周期内变化。对于观察到的两个阶段，低温发射保持稳定，而高温发射显示出显着差异。线宽似乎显示出类似的分叉，我们解决了一些软X射线线的速度高达850公里/秒，而大部分的线仍然没有解决。θ Ori A和E没有一条线被解析。在所有恒星中，高温辐射率占总X射线通量的大部分。大部分的X射线发射不可能是由辐射驱动风中的激波不稳定性产生的，很可能是所有三颗恒星中的磁约束的结果。所有的恒星似乎都是磁性的，并且在主序上的年龄接近零，这一事实也提出了一个问题，即猎户座恒星是否只是不同，或者年轻的大质量恒星是否携带着显著的磁场进入主序。
2003-05-30 astro-ph
Baryonic pollution in gamma-ray bursts: the case of a magnetically driven wind emitted from a disk orbiting a stellar mass black hole
大多数伽马射线暴的中心引擎模型都涉及一个恒星质量的黑洞，周围是一个厚盘，形成于一个致密物体系统合并或大质量恒星坍缩之后。由黑洞吸积盘物质释放的能量，或由Blandford-Znajek机制提取的黑洞自身旋转释放的能量，为沿着系统轴的相对论风提供动力。需要几百个洛伦兹因子来解决风中的致密性问题，这意味着将巨大的能量注入到非常少量的物质中。布兰福德-兹纳杰克机制（Blandford-Znajek mechanism）是防止重子污染的最好方法，它的外流沿着固定在黑洞上的磁场，甚至可以在最初产生纯粹的轻子风。在本文中，我们更倾向于研究从盘的内部发出的风，那里的重子污染的风险要大得多，因为外流来自高密度区域。我们表明，这种风的重子负载敏感地依赖于磁盘的温度和磁场的几何形状和外流可以成为超相对论性（洛伦兹因子伽玛>100），只有在相当严格的条件下。相反，如果伽玛仍然保持统一的量级，那么从内盘发出的密集风可能有助于限制中心喷流，但也可能是布兰德福德-兹纳杰克机制的重子污染源。
2002-03-19 astro-ph
Magnetically-Driven Winds from Protostellar Disks
原恒星盘中的角动量输运可以通过垂直穿过盘的大尺度磁场的作用来实现。磁场离心驱动物质从磁盘表面进入风，启动双极流出。这个模型的一个明显的困难是盘的导电性在盘的内部0.1- 10 AU中是极低的，其中颗粒是主要的载流子。在中平面附近，带电颗粒不能漂移通过中性气体，并且在磁场和盘材料之间存在可忽略的耦合。然而，磁场对风的角动量和加速度的去除仍然可以发生在气体电导率急剧增加的磁盘表面层中。本文给出了在特定半径处圆盘垂直结构的多流体MHD方程的解。绝大多数盘物质处于流体静力平衡状态，不会与垂直穿过它的磁场发生相互作用。在盘表面附近，磁场与盘物质之间的耦合足以引发从盘表面的外流。
1997-07-22 astro-ph
Magnetically-driven explosions of rapidly-rotating white dwarfs following Accretion-Induced Collapse
采用二维多群限流扩散磁流体力学（MHD）方法模拟了快速旋转白矮星的吸积诱导坍缩（AIC）。我们专注于一个毫秒周期的质子中子星形成后的MHD过程的动力学作用。我们发现，包括磁场和应力可以导致一个强大的爆炸与几个贝特的能量，而不是一个弱的最多0.1贝特，与相关的喷出物质量约0.1 Msun，而不是几个0.001 Msun。核心在反弹后的500毫秒内旋转下降约30%，从核心提取的旋转能量被引导到产生强磁驱动风的磁能，而不是弱中微子驱动风。当这种风盛行时，喷出物的重子负载使它不能成为相对论性的。这表明，在早期的原中子星阶段，伽马射线暴预计不会从这样的AIC中出现，除非在不太可能的情况下，大质量的白矮星有足够的质量导致黑洞形成。此外，我们预测可以忽略不计的56 Ni生产（这应该会导致光学黑暗，绝热冷却爆炸）和0.1 Msun的电子分数为0.1-0.2的材料喷射。富中子核的这种污染对这种AIC的可能速率施加了强有力的限制。此外，由于没有“后退”，这种高度磁化的毫秒周期质子中子星可能后来成为磁星，磁驱动风可能后来转变为坡印廷通量主导的相对论风，最终在宇宙学距离上可检测到GRB。然而，AIC的低预期事件发生率将限制它们充其量是GRB和/或磁星祖先的一个小子集。
2007-08-02 astro-ph
Magnetic Spin-Up of Line-Driven Winds
我们总结了最近的二维磁流体模拟线驱动的恒星风从旋转的热星与偶极子磁场对准恒星的旋转轴。对于中等到强的磁场，大部分的外流风最初是沿着闭合的磁环，这些磁环几乎与下面的恒星共转，从而提供了一个扭矩，导致外流物质的有效角动量自旋。但是，而不是形成“磁转矩盘”（MTD）假设在以前的现象学分析，动力学模拟表明，被困在这样的闭环顶部附近的材料往往会回落或爆发，这取决于它是低于或高于开普勒共转半径。总的来说，结果提出了严重的问题，是否磁扭矩的风流出可能会自然导致开普勒环星盘。然而，对于非常强的场，似乎仍然有可能形成一个%"磁约束，离心支撑，刚体盘“，离心支撑，"磁刚性盘”（MRD），其中场不仅迫使材料保持刚体旋转，但在一段时间内也保持它在环顶部的向外离心力。我们认为，这样的刚体磁盘似乎不适合解释磁盘发射从Be星，但可以提供一个相当有吸引力的范式，从磁强Bp和Ap星的拱星发射。
2003-10-07 astro-ph
Gravitational Radiation from an Accreting Millisecond Pulsar with a Magnetically Confined Mountain
计算了吸积中的中子星在极磁掩埋过程中的引力辐射振幅。在吸积过程中，中子星的磁场被从极冠向赤道扩展的物质压缩成磁赤道上的一条狭窄带。反过来，压缩场将吸积物质限制在与旋转轴一般不对准的极地山脉中，产生引力波。通过求解Grad-Shafranov边值问题，计算了极山平衡磁流体结构及其质量四极矩随吸积质量M_a的变化.对于1 kpc、Ma> 10^-5 M_Sun的0.6 kHz源，定向和极化平均的引力波应变h_c ~ 6 e-24，超过了先前未能自洽地处理向赤道扩展和通量冻结的估计。它的结论是，吸积毫秒脉冲星发出一个持久的，正弦引力波信号的水平检测，在原则上，由长基线干涉仪相位相干积分后，只要极地山是水磁稳定的。磁埋也单调地降低了磁偶极矩μ，这意味着一个新的，可观测检验的标度h_c（μ）。探讨了（吸积）X射线和（孤立）射电毫秒双星的旋转演化的影响。
2005-03-14 astro-ph gr-qc
Dynamical Simulations of Magnetically Channeled Line-Driven Stellar Winds: III. Angular Momentum Loss and Rotational Spindown
我们研究的角动量损失和相关的旋转自旋与线驱动的恒星风和旋转排列的偶极磁场的磁性热星。我们的分析是基于我们以前的2-D数值MHD模拟研究，研究风，场和旋转之间的相互作用作为两个无量纲参数的函数，一个表征风磁约束（$η_{\ast} \equiv B_{eq}^{2} R_{\ast}^{2}/{\dot M} v_{\infty}$），和其他的比率（$W \equiv V_{rot}/V_{orb}$）的恒星旋转临界（轨道）速度。我们比较和对比的2-D，随时间变化的角动量损失的偶极子模型的热星风与经典的1-D稳态分析的韦伯和戴维斯（WD），谁使用了理想化的电磁场模型的角动量损失的太阳风。尽管存在差异，我们发现，总的角动量损失${\dot J}$在两个立体角和时间的平均密切遵循一般WD标度${\dot J} = (2/3) {\dot M} ΩR_{A}^{2}$，其中${\dot M}$是质量损失率，$Ω$是恒星的角速度，和$R_{A}$是一个特征阿尔文半径。然而，这里的一个关键区别是，对于偶极场，这个阿尔文半径具有强场标度$R_{A}/R_{\ast} \approx η_{\ast}^{1/4}$，而不是弱场的标度$R_{A}/R_{\ast} \sim \sqrt{η_{\ast}}$。这导致了一个更慢的恒星自旋时间，在偶极情况下的尺度为$τ_{spin} = τ_{mass}…
2008-10-23 astro-ph
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。
2004-07-02 astro-ph
The pressure confined wind of the massive and compact superstar cluster M82-A1
这里所观察到的参数的年轻的超级巨星团M82-A1和它的相关的紧凑的HII区域显示，通过辐射冷却，一个低的加热效率或立即损失的大部分能量插入恒星风和超新星在早期的集群演化。这意味着一个双峰流体动力学的解决方案，这导致到ISM的质量沉积速率降低，流出速度大大降低。此外，为了与M82-A1相关的HII区的观测参数相匹配，这里所得到的星团风应该被高压星际介质所限制。通过解析方法推导出团风参数以及反向激波的位置、冷却长度和HII外区的半径。所有这些属性，然后确认与半解析积分的流动方程，这也为我们提供了运行的流体动力学变量作为半径的函数。的影响的结果进行了讨论，并扩展到其他大规模的和年轻的超巨星团所包围的一个紧凑的HII区域。
2007-07-18 astro-ph
Relativistic Acceleration of Magnetically Driven Jets
我们提出了一个分析模型，用于描述高度相对论性加速的磁驱动射流，在理想的MHD冷，静止和轴对称流出的框架内。我们的新方法是将风方程作为相对论阿尔文马赫数和极向电场与环向磁场振幅比$ξ$之间的代数关系来处理。这使我们能够容易地获得跨快磁声流的风的解决方案，连同所需的范围的$ξ$。然后，为了确定$ξ$的空间变化，我们近似地求解Grad-Shafranov方程，该方程适用于喷射具有非常大的总比能$E$并且被限制在非常小的开度角内的射流。我们的trans-fast-magnetosonic模型提供了一个封闭形式的表达的过渡从一个磁主导的流动能为主的，这发生在远超出轻圆柱半径$R_{\rm L}$的亚渐近区域。重要的是，我们发现，磁和动能之间的均分是实现在一个圆柱半径的顺序为$R_{\rm L}E/c^{2}$，并确认，进一步的转换的磁动能收益与距离的渐近区域。最后，我们简要地讨论了我们的模型的天体物理意义的喷流起源于活动星系核。
2003-03-22 astro-ph
Bipolar molecular outflows driven by hydromagnetic protostellar winds
我们证明，磁准直原恒星风将席卷周围的物质薄，辐射，动量守恒壳，其功能再现那些通常观察到的双极分子外流。我们发现，典型的位置-速度和质量-速度的关系发生在外流在各种各样的环境密度分布，无论其驱动风的时间历史。
1999-09-29 astro-ph
Jets and Disk-Winds from Pulsar Magnetospheres
我们讨论轴对称无力脉冲星磁层与磁准直喷流和盘风获得的脉冲星方程的数值解。这个解决方案代表了一种替代的准球形风的解决方案，其中的电流的主要部分是在一个电流片，这是不稳定的磁场湮灭。
2006-10-03 astro-ph
Fast magnetosonic waves in pulsar winds
研究了磁主导等离子体中的快磁声波。在脉冲星风中，这些波可以传输能量通量的很大一部分。结果表明，非线性陡化和随后形成的多重冲击波是一个可行的机制，在脉冲星风的波耗散。考虑了自由脉冲星风中的波耗散和风终端激波以外的波耗散。
2002-11-04 astro-ph
Dynamical Simulations of Magnetically Channeled Line-Driven Stellar Winds: II. The Effects of Field-Aligned Rotation
建立在我们以前的磁流体模拟研究磁沟道辐射驱动恒星风，我们在这里研究恒星{\em旋转}的额外动力学效应在（仍然）2-D轴对称的情况下，一个对齐的偶极子表面场。除了磁约束参数$η_{\ast}$介绍了在纸我，我们的特点的恒星旋转的参数$W \equiv V_{\rm{rot}}/V_{\rm{orb}}$（赤道表面的旋转速度轨道速度的比率），检查具体的模型与中等强旋转$W =$ 0.25和0.5，并比较这些类似的非旋转的情况。定义了相关的阿尔文半径$R_{\rm{A}} \approx η_{\ast}^{1/4} \Rstar$和开普勒共转半径$R_{\rm{K}} \approx W^{-2/3} \Rstar$，我们发现旋转效应对于具有$R_{\rm{A}} < R_{\rm{K}}$的模型是弱的，但是对于具有$R_{\rm{A}} \gtwig R_{\rm{K}}$的模型可以是显著的，甚至是主导的。特别是，通过扩展我们的模拟磁约束参数（最高可达$η_{\ast} = 1000$）远高于（$η_{\ast} = 10$）在论文I中考虑，我们能够使用$R_{\rm{A}} \gg R_{\rm{K}}$研究案例;我们发现，这些确实显示了在以前的分析模型中预测的{PDMATHAMM刚体}盘的清晰形成，然而，以限制盘体质量积累的向下下沉和向外爆发两个事件为特征的动力学行为。总的来说，…
2007-12-17 astro-ph
Magnetically Collimated Jets with High Mass Flux
最近的数值模拟和分析模型的磁准直等离子体流出的均匀旋转的中心引力物体和/或开普勒吸积盘显示，相对较低的质量和磁通量驻留在所产生的射流。然而，观测结果表明，在某些情况下，如在YSO的喷流中，准直外流携带的通量比这些模拟预测的要高。本文提出了一个解决这个问题的方法，即假设高质量流量的喷流起源于一个中心源，该中心源产生一个非准直的外流，条件是该中心源被一个快速旋转的吸积盘所包围。相对较快的旋转盘产生准直风，然后迫使来自中心源的所有封闭流出物也被准直。这一结论得到了MHD方程组自洽数值解的证实。
2001-02-14 astro-ph
Magnetic acceleration of ultra-relativistic jets in gamma-ray burst sources
我们提出了一个相对论MHD数值研究的轴对称，磁驱动射流的参数适用于伽马射线暴（GRB）流。我们还提出了解析表达式的渐近射流形状和其他流动参数，同意非常好的数值结果。所有携带电流的流出表现出自准直和随之而来的加速旋转轴附近，但无约束的流出失去因果连接整个射流，因此不准直或加速有效地在其外部区域。磁加速射流受外部压力的限制，该压力随距离变化，幂律指数为< 2 assume a paraboloidal shape and have an acceleration efficiency >50%。它们在10^9-3x10^10 cm尺度上的洛伦兹因子> 30，这与短/硬的伽玛暴喷流在可以被来自吸积盘的适度相对论性风限制的尺度上加速的可能性一致;在10^10-10^12 cm尺度上的洛伦兹因子> 100，这与长/软的伽玛暴喷流在坍缩的大质量恒星的包层内加速的可能性一致。我们还发现，磁加速射流的洛伦兹因子近似与极向流线的开口半角成反比。这意味着伽玛射线暴外流的伽玛射线发射分量非常窄，在洛伦兹因子超过100的区域中，半角< 1度，并且这些分量的余辉光变曲线要么显示出非常早的喷流中断，要么根本没有喷流中断。
2008-11-12 astro-ph
Magnetically driven superluminal motion from rotating black holes
我们研究了磁驱动的超光速喷流起源于旋转的黑洞。数值求解了沿准直磁通量表面的稳态、广义相对论磁流体风方程。特别是，我们将我们的结果应用到银河系超光速源GRS 1915+105和GRO 1655-40。我们的研究结果表明，超过0.9 c的观测速度一般可以实现磁流体动力学加速。沿磁场的速度分布具有饱和剖面。此外，我们发现，高度相对论的速度也可以达到射流不出现从一个区域靠近黑洞，如果流动磁化足够大。等离子体温度从喷流底部的约10**10 K迅速降低到距源5000重力半径处的约10**6 K。温度和质量密度随半径呈幂律分布。
2001-01-22 astro-ph
Proto-Neutron Star Winds with Magnetic Fields and Rotation
我们求解了一维中微子加热的非相对论性MHD风问题，其条件范围从具有射电星典型表面场强度（B < 10^13 G）的缓慢旋转（自旋周期P > 10 ms）质子中子星（PNS）到处于假设的快速旋转初始状态（P ~ 1 ms）的B ~ 10^14-10^15 G的“原磁星”。我们使用Bucciantini等人（2006年）的模拟，将我们的计算结果映射到一个更物理的偶极子几何形状，并估计当风是相对论性的时，PNS的自旋下降。然后，我们量化的旋转和磁场的质量损失，能量损失和r-过程核合成的PNS风的影响。我们描述了通过开尔文-亥姆霍兹冷却时期的PNS风的演变，强调之间的过渡（1）热中微子驱动，（2）非相对论性磁主导，（3）相对论性磁主导流出。我们发现，P ~ 1 ms和B > 10^15 G的原磁星驱动相对论风，其光度、能量和洛伦兹因子（磁化强度σ ~ 0.1-1000）与产生长持续时间伽马射线暴和高能超新星（SNe）所需的一致。旋转能量的一个重要部分可以在短短几秒钟内提取，足以迅速改变SN残余的渐近能量，其形态，并可能，其核合成产率。风从PNS更温和的旋转周期（2 - 10毫秒）和磁场强度场产生的条件明显更有利于r-过程比风从缓慢旋转的PNS。最后，我们表明，对流激发波的能量和动量沉积进一步增加成功的r-过程的可能性PNS风。
2007-01-04 astro-ph
