Fast Winds and Mass Loss from Metal-Poor Field Giants
在凯克2望远镜上用NIRSPEC获得了He I 10830埃谱线的光谱。这条谱线普遍存在于T_eff大于4500 K，M_V小于-1.5的恒星中。从大多数恒星中检测到快速流出，大约40%的流出有足够的速度允许物质从恒星和球状星团中逃逸。外流速度和线强度不依赖于金属丰度，这表明这些风的驱动机制来自磁和/或流体动力学过程。气体外流存在于每一颗发光的巨星中，但并非在所有光度较低的恒星中都能检测到，这表明可能存在变异。根据Sobolev近似估计的质量损失率范围为3 × 10（-10）到6 × 10（-8）太阳质量/年，代表了红巨星分支（RGB）和红巨星水平分支（RHB）恒星具有演化意义的值。我们估计，0.2 M太阳将失去的RGB，和扭矩的风可以解释缓慢旋转的RHB星在现场的意见。RHB本身将损失约0.1-0.2 M_sun。RHB质量损失的首次经验测定可能有助于球状星团中扩展水平分支的出现。这些光谱似乎解决了球状星团中缺少团内物质的问题。演化出的星群风有可能会“窒息”矮星，这可能会导致高恒星密度区域的表面污染。
2009-09-08 astro-ph.SR
Gas physical conditions and kinematics of the giant outflow Ou4
Ou 4是最近发现的双极外流，在天空平面上的投影大小超过一度。它显然是以年轻的星团为中心的--其最大质量的代表是三重系统HR 8119--位于HII区域Sh 2-129内。Ou 4的驱动源、性质和距离尚不清楚。获得了整个星云的深窄带图像，以研究其形态。双极叶尖端的长缝光谱被固定以确定气体电离机制、物理条件和视线速度。估计的自行在南瓣的尖端使用档案图像的尝试。对已有的Sh 2-129和HR 8119的多波长数据也作了综合评述。Ou 4的形态，其发射线的空间分布，线通量比，并采用弓形激波抛物线几何的运动学建模，说明了冲击激发的快速准直流出的扩展。径向速度和红化与Sh 2-129和HR 8119一致。对HR 8119（由两颗B 0 V和一颗B0.5V星组成）和Sh 2-129的距离的改进测定为712 pc。我们在WISE图像中识别出一个5弧分半径（在上述距离处为1 pc）的气泡，该气泡由热（107 K）尘埃发射，位于Ou 4的中心部分，对应于Ou 4的几个[O III]特征。在这项工作中研究的表观位置和性质与Ou 4位于Sh 2-129 HII区域内的假设一致，这表明它是在大约90 000年前由HR 8119发射的。外流总动能估计为~ 4 e47尔格。然而，另一种可能性是，Ou 4是一个双极行星状星云，或者是一个尚未确定的大质量AGB或后AGB恒星爆发事件的结果，不能排除。
2014-07-17 astro-ph.SR
The expansion proper motions of the extraordinary giant lobes of the planetary nebula KjPn 8 revisited
其主要目的是确定一个与非凡行星状星云KjPn 8的距离的确切值。第二个目标是测量这个天体的三个巨大裂片的年龄，以及估计导致最具能量外流的爆发中的能量，以与中等光度光学瞬变（OPT）进行比较。为此目的，2011年使用新的Aristarchos望远镜获得了Halpha+[N II]光学发射线的图像马赛克，以与POSSI-R 1954和POSSII-R 1991板上的KjPn 8巨型瓣的图像进行比较。膨胀自行的功能在这57年的基线流出。利用这些数据，我们得到了KjPn 8的确切距离为1.8 +- 0.3千秒差距。从哈勃望远镜拍摄的星云核心图像中，我们已经确定了最近一次外流到天空的角度。以前，弓激波模型的不确定性预测用于此目的。形成KjPn 8巨型叶瓣的三个独立外流的动力学年龄也分别直接测量为3200、7200和>= 5x10^4年，这证实了它们的顺序喷射。此外，其中最年轻和最有活力的天体的动能测量值为~10^47尔格，这与地球物理学的起源是一致的。
2013-01-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Giant eruptions of very massive stars
巨大的爆发或超新星冒名顶替事件比真正的超新星要神秘得多。一个极端的例子可以释放出与SN一样多的辐射能量，喷射出几个M太阳的物质。这些事件涉及持续的辐射驱动的外流，而不是冲击波。它们构成了恒星天体物理学中未解决的主要问题之一，但令人惊讶的是，理论上的努力很少。在这里，我注意到大多数天文学家还不熟悉的一些方面。
2016-02-11 astro-ph.SR
A Proper Motion Study of the Haro 6-10 Outflow: Evidence for a Subarcsecond Binary
我们提出了单碟和VLBI观测的水脉泽从年轻的双星系统Haro 6-10的爆发。Haro 6-10位于金牛座分子云中，包含一颗可见的金牛座T星，以及一颗位于北1.3”的红外伴星。使用甚长基线阵列，我们获得了5个观测跨越3个月，并得出了20个不同的脉泽斑点的绝对位置。其中三个脉泽可以在3个或更多的时期内被追踪，使我们能够提取绝对自行和切向速度。我们推断，脉泽代表双极外流的一侧，它几乎位于天空平面上，张开角约为45°。它们位于双星南部的50质量以内，即可见的金牛座T星Haro 6- 10 S。脉泽自行在天空中的平均位置角（~220°）表明它们与先前观测到的巨大Herbig-Haro（HH）流（包括HH 410、HH 411、HH 412和HH 184 A-E）有关。先前观测到的HH喷流和扩展的射电连续辐射（平均位置角约为190°）也必须起源于Haro 6 - 10 S附近，并代表该区域的第二个明显外流。我们认为，一个尚未观察到的同伴在150质量的Haro 6 - 10 S是负责巨大的HH/脉泽流出，而可见的恒星是与HH喷流。尽管在双星Haro 6 - 10 N的北向分量的光谱中存在H_2发射，但没有任何外流/喷流可以直接与这个年轻的恒星物体联系在一起。
2012-05-25 astro-ph.SR
High spectral resolution spectroscopy of the SiO fundamental lines in red giants and red supergiants with VLT/VISIR
我们提出了高光谱分辨率（R = 30000）光谱观测的SiO基线近8.1微米的16个明亮的红巨星和红超巨星使用VLT/VISIR。我们的样本包括七个正常的K-M巨星，三个米拉星，三个光学明亮的红色超巨星，两个尘埃红色超巨星，以及银河系中心附近的神秘物体GCIRS 3。除了GCIRS 3外，我们在所有的程序星中都检测到了SiO基本线。正常K巨星和M巨星以及光学明亮的红超巨星中的SiO线不显示P-Cyg轮廓或蓝移，这意味着在SiO线形成区域没有系统的流出。另一方面，我们在尘埃红超巨星VY CMa和VX Sgr（后者是一个新的检测）的SiO线中检测到P-Cyg轮廓，这表明流出速度分别为27和17 km/s。我们推导出基本的恒星参数（有效温度，表面重力，光度和质量）的正常K-M巨星和光学明亮的红超巨星在我们的样本和比较观测到的VISIR光谱与合成光谱预测从MARCS光球模型。在温度高于~3400 K的程序星中观测到的大部分SiO谱线都被MARCS模型合理地再现了，这使我们能够估算硅的丰度以及28 Si/29 Si和28 Si/30 Si的比值。然而，我们检测到可能的吸收过剩，在一些SiO线。此外，即使考虑尘埃的排放，较冷的红巨星和红超巨星中的SiO线也不能用MARCS模型来解释。这种不一致可能是致密的、扩展的分子外层大气的一个特征。
2013-10-29 astro-ph.SR
HH 175: A Giant HH Flow Emanating From A Multiple Protostar
HH 175是一个孤立的赫比格-哈罗天体，朝向猎户座λ区域的B35云。我们使用深斯巴鲁8米干涉滤光片图像和斯皮策图像显示，HH 175是一个终端冲击在一个大的准直流出附近的嵌入源IRAS 05417+0907。东部外流叶的主体被密集的气体脊所掩盖。西边的外流从彗星状的B35云的前部爆发出来，携带着云的碎片，这些碎片由于大质量的猎户座λ星的光电离而在光学上可见。双极流出的总范围为13.7弧分，在所采用的距离415 pc处对应于1.65 pc的投影尺寸。嵌入源IRAS 05417+0907位于两个叶瓣之间的流动轴上，近红外图像显示它是一个由6个源组成的多源系统，总光度为31 Lsun。CO、13 CO和C18 O的毫米波图显示，B35云具有高度结构化的多个核心，其中产生IRAS 05417+0907的核心位于B35的顶点。嵌入源很可能是由猎户座OB λ星驱动的电离激波前沿压缩的结果。
2021-05-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modelling chromospheric line profiles as diagnostics of velocity fields in ω Centauri red giant stars
上下文星族II红巨星（RGB）的质量损失约为0.1-0.3 M $_{\odot}$是恒星演化理论的一个要求，以解释球状星团中的一些观测证据。目标。本研究的目的是探测星团ω Cen中六颗明亮红巨星的向外速度场，这是质量外流的指示。方法.我们比较合成线配置文件计算使用相关的模型色球观察到的Hα和Ca II K线的配置文件。光谱是用UVES（R= 45，000）拍摄的，恒星被选择为其中三颗属于富金属星群，三颗属于贫金属星群，并且采样比各自的RGB尖端暗1到2.5等。结果我们确实揭示了六个目标中的四个存在低速向外运动，与天体物理参数没有任何明显的相关性。结论.这提供了直接的证据，向外的速度场和质量运动存在于RGB恒星中，比尖端暗2.5等。假设质量外流最终可能导致恒星的质量损失，我们估计质量损失率约为10^{-9}-10 ^{-10} M $_{\odot}$ yr^{-1}，这与恒星演化的要求是一致的。这些速率似乎与光度有关，而不是与金属丰度有关。
2010-11-04 astro-ph.SR
Getting started: How a supersonic stellar wind is initiated from a hydrostatic surface
一颗恒星的大部分质量都被束缚在流体静力学平衡中，其中压力平衡重力。但是，如果在某些近地表层，额外的外向力克服了重力，这可以转变为超音速的外流风，在音速点，外向力抵消了重力，标志着流体静力学大气和外流风之间的划分。这次演讲将回顾这种跨音速恒星风外流的一般问题，以及这如何有助于确定风的质量损失率。主要的讨论对比了四种主要的稳态风的流动起始：（1）太阳和其他冷恒星的压力驱动的日冕风;（2）OB星的线驱动风;（3）沃尔夫-拉叶（WR）星的密度更大的风的两阶段起始模型;（4）高度演化的巨星的缓慢“溢出”质量损失。接下来的讨论简要回顾了喷发的质量损失，特别关注于船底座η星的巨大喷发。
2022-02-11 astro-ph.SR
The extended molecular envelope of the asymptotic giant branch star $π^{1}$ Gruis as seen by ALMA II. The spiral-outflow observed at high-angular resolution
AGB星$π^{1}$ Gruis有一颗已知的伴星（距离约400天文单位），这无法解释CSE强烈偏离球对称的现象。最近，流体动力学模拟的质量传递在较近的二元系统已经成功地再现了螺旋形的CSE周围发现的少数来源。越来越多的证据表明，一个更近的，未被发现的同伴使$π^{1}$ Gruis的情况进一步复杂化。改进的空间分辨率允许调查复杂的拱星形态和搜索的第三个组成部分的CSE上的印记。我们用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米波阵（ALMA）的小型和扩展阵观测了$π^{1}$ Gruis的~（12）CO J=3-2谱线发射。此外，干涉测量数据已与ALMA总功率（TP）阵列的数据相结合。成像的亮度分布已被用来约束CSE的非局部、非LTE 3D辐射转移模型。高角分辨率ALMA数据揭示了AGB上源的第一个例子，在气体包层中可以看到更快的双极流出和沿轨道平面的螺旋图案。螺旋线可以在低到中等速度下追踪，从13到25 km s $^{-1}$，赤道环面。最大的旋臂间距为$\approx$ 5”.5，与轨道周期为$\approx$ 330年、间距小于70天文单位的伴星相一致。双极流出的运动学是一致的，它是在质量损失喷发过程中创建的，其中从系统的质量损失率在10-15年期间至少增加了5倍。螺旋图案是一个未被发现的同伴的结果。双极外流是相当近期的质量损失喷发事件的结果。
2019-11-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Inclined jets inside a common envelope of a triple stellar system
我们进行了一个三维流体动力学模拟研究的两个相对的倾斜喷流在一个巨大的恒星的信封内的相互作用，并发现，喷流诱导信封内的许多旋涡，他们有效地删除包层的质量，并形成一个非常cluberous流出。我们假设这种非常罕见的相互作用发生在紧密双星系统进入巨星的包层时，并且紧密双星系统的轨道平面和三星系统的轨道平面相互倾斜。我们进一步假设紧双星系统中的一颗恒星吸积质量并发射两个相反的喷流，并且喷流的轴倾斜于三星系统的角动量轴。喷流在巨包层内沿紧双星轨道诱导的大量涡旋可能通过分配包层内的能量在共同包层演化（CEE）中发挥重要作用。伴随着涡旋的密度波动导致了许多团块的外流，这可能有助于尘埃的形成。这种外流缺乏任何明显的对称性，它可能解释了非常罕见的“凌乱”行星状星云和大质量恒星周围的“凌乱”星云。在更广泛的范围内，我们的研究增加了这样一个概念，即喷流可以在CEE中发挥重要作用，并且它们可以在演化的恒星周围形成各种形状的星云。
2019-10-14 astro-ph.SR
Recovery from Giant Eruptions in Very Massive Stars
我们使用一个流体和辐射转移代码来探索一个巨大的恒星（VMS）在巨大爆发后的行为-即，发生了一次超新星冒名顶替事件从合理的演化VMSs与质量的$80~M_\odot$和$120~M_\odot$的模型开始，我们模拟了由一个巨大的喷发所造成的状态变化，通过两种方法，显式地保存总能量：1。综合去除外层质量的几个$M_\odot$，同时降低内层的能量。2.从核心到外层的综合能量转移，一个自动导致物质喷射的操作。我们的重点是善后工作，而不是对火山爆发本身知之甚少。然后，使用辐射流体动力学代码在1D与现实的不透明和对流，内部不平衡状态是继约200年。典型的恒星发展出$\sim 400 ~\rm{km}~\rm{s}^{-1}$风，其质量损失率从$0.1 ~M_\odot~\rm{yr^{-1}}$开始逐渐降低。这种外流是由$κ$机制径向脉动驱动的。1D模型有规则的脉动，但3D模型可能会更加混乱。在某些情况下，质量损失率的平台期可能持续约200年，而其他情况更像是$η$ Car，它失去了$>10~M_\odot$，然后在爆发后的一个多世纪内具有异常的质量损失率。在我们的模型中，喷发后的外流比初始喷发携带更多的质量。这些模拟构成了一个有用的初步侦察的三维模型，这将是困难得多。
2015-12-09 astro-ph.SR
Learning about AGB stars by studying the stars polluted by their outflows
当渐近巨星分支（AGB）恒星在双星系统中发生相互作用时，形成了丰富的奇特物体。例如，钡（Ba）星是主序星和红巨星，从以前的AGB伴星的流出物中吸积了质量，现在是一颗昏暗的白矮星（WD）。它们的轨道性质可以帮助我们约束AGB双星相互作用机制，它们的化学丰度是前AGB恒星内部发生的核合成过程的示踪剂。在过去的几年里，关于Ba星的轨道和恒星性质的观测限制有所增加，但关于它们的WD同伴仍然存在重要的不确定性。在这篇文章中，我们使用HD 76225来证明，通过将径向速度数据与依巴谷和盖亚天体测量相结合，可以精确地约束这些系统的轨道倾角，并获得这些WD的绝对质量，通过初始-最终质量关系获得有关其AGB祖先的直接信息。
2022-06-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radiative transfer simulations of magnetar flare beaming
磁星巨星耀斑在其光变曲线的尾部显示出振荡调制，这只能通过某种形式的光束来解释。磁星爆发的火球模型已成功地用于拟合巨耀斑尾部的相位平均光变曲线，但迄今为止还没有尝试去拟合脉动。我们提出了一个相对简单的数值模型来模拟磁星耀斑的成束辐射。在我们的模拟中，辐射从被困在偶极磁场中的火球底部逃逸，并通过磁星的光学厚磁层散射，直到逃逸。光束是由相对论外流的存在，以及系统的几何形状提供的。我们发现，一个简单的图片相对论外流是足以创建脉冲分数和观察到的脉冲轮廓的磁星耀斑的尖峰，而没有相对论外流的光束是不足以解释巨大的耀斑旋转调制。
2016-05-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Science with an ngVLA: Stellar Activity on Red Giant and Supergiant Stars: Mass Loss and the Evolution of the Stellar Dynamo
在这一章中，我们将研究ngVLA的作用，以进一步了解红巨星和超巨星上对流或对流驱动的恒星活动的不同表现。高空间分辨率和高灵敏度的结合将使ngVLA能够显着提高我们对冷演化恒星扩展大气中耗散能量的过程的理解，并驱动无处不在的恒星外流。高空间分辨率将使我们能够对附近红超巨星的表面进行成像，并测量红巨星的大气范围。多频率观测将允许对最大角直径恒星进行热连续断层扫描，为测试理论模型提供关键的经验数据。ngVLA和ALMA的互补频率和相似的空间分辨率将是一个强大的协同作用。
2018-10-22 astro-ph.SR
Simulations of massive star atmospheres and winds during giant eruptive and quiescent luminous blue variable phases
Institute of Astronomy, KU Leuven（鲁汶大学天体物理研究所）
本文通过时间依赖的辐射-水动力学模拟研究了大质量恒星的大气和风特性，揭示了蓝变量星和黄巨星在不同阶段的特征参数。
2026-03-23 astro-ph.SR
Outflow dynamics of dust-driven wind models and implications for cool envelopes of PNe
年轻的行星状星云（PNe）的冷包层的密度分布让人想起了中央恒星最后的AGB流出历史，因为这些还没有被中央恒星的热风和辐射所改变。很明显，这颗前巨星在其最后的AGB阶段由尘埃驱动的冷风的质量损失率的演变一定在某种程度上塑造了这些包层。不太清楚的是流出速度变化的影响。当然，更大和更快的变化将导致从冷包层的密度分布重建质量损失历史的显着复杂性。在这里，我们分析的外流速度v_{\rm exp}在一组一致的50多个富碳，灰尘驱动和良好的“饱和”风模型，以及它如何依赖于基本的恒星参数。我们发现了一种关系式v_{\rm exp} \propto（L/M）^{0.6}。与最后流出阶段的质量损失率的巨大变化相反，这种关系表明即使在热脉冲期间，风速也只有非常适度的变化。因此，我们的结论是，年轻PNe周围的冷包层的密度分布确实应该比较相对较好地与他们最近的质量损失的历史，当稀释的连续性方程明显。
2011-06-25 astro-ph.SR
The CARMA-NRO Orion Survey: Protostellar Outflows, Energetics, and Filamentary Alignment
我们确定了45个原恒星流出CO地图的猎户座A巨大的分子云从CARMA-NRO猎户座调查。我们的样本包括11个新检测到的流出。我们测量流出的质量和能量，包括通过校正云的贡献在低速下的材料。外流的总动量和动能注入率与云的湍流耗散率相当。我们还比较了流出位置角与C $^{18}$ O纤维的取向。我们发现，流出的全部样品是一致的随机取向相对于细丝。一个最可靠的测量子样本显示出适度垂直的流出灯丝排列，这可能反映了跨灯丝和原恒星核心的质量吸积。
2020-04-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Inflows, Outflows, and a Giant Donor in the Remarkable Recurrent Nova M31N 2008-12a? - Hubble Space Telescope Photometry of the 2015 Eruption
周期性新星M31 N 2008- 12 a每年都有喷发，包含一颗质量接近克拉塞卡的白矮星，并且在所有新星系统中具有最大的质量吸积率。在本文中，我们介绍了哈勃太空望远镜（HST）WFC 3/UVIS测光的2015年喷发后期衰退。我们将这些新数据与静止系统的HST观测档案和2014年喷发的凯克光谱相结合。后期测光显示，在下一次爆发之前可能恢复/重新变亮之前，亮度迅速下降到最低亮度状态。与吸积盘模型的比较支持的生存的吸积盘在爆发，并揭示了一个静态盘质量吸积率的顺序为$10^{-6}\,M_\odot\,\mathrm{yr}^{-1}$，这可能会超过$10^{-5}\,M_\odot\,\mathrm{yr}^{-1}$在超软源阶段-这两个可能是有问题的一些完善的新星爆发模型。如此大的吸积率，接近爱丁顿极限，可能会伴随着额外的质量损失，从磁盘通过风，甚至准直流出。HST的观测档案，结合盘模型，提供了对质量供体的第一个限制; $L_\mathrm{donor}=103^{+12}_{-11}\,L_\odot$，$R_\mathrm{donor}=14.14^{+0.46}_{-0.47}\,R_\odot$和$T_\mathrm{eff, donor}=4890\pm110$ K，这可能与辐射的M31红团星一致。这样的供体将需要一个系统轨道周期$\gtrsim5$天。我们最新的分析预测，…
2017-09-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
An outburst powered by the merging of two stars inside the envelope of a giant
我们进行三维流体动力学模拟的能量沉积到一个红巨星的信封作为两个密切的主序星或褐矮星合并的结果，并表明，结果是一个高度非球形外流。三重恒星系统的这种剧烈相互作用可以解释“混乱”的形成，即，缺乏任何对称性，行星状星云（PNE）和类似的星云周围的演化恒星。我们没有模拟合并的过程，而是简单地假设紧联星系统进入巨星的包层后，与包层的相互作用导致两个组成部分，恒星或褐矮星合并并释放引力能。我们在大约9小时的时间内储存能量，这大约是合并产物围绕巨星中心的轨道周期的1%。快速热气体的喷射及其与先前喷射的质量的碰撞很可能导致瞬态事件，即，中间光度光学瞬变（Intermediate Luminosity Optical Transient，简称OPT）。
2017-09-01 astro-ph.SR
Wide Binary Effects on Asymmetries in Asymptotic Giant Branch Circumstellar Envelopes
越来越高的空间分辨率的观测揭示了一小部分渐近巨星分支（AGB）恒星的拱星包络存在不对称性。虽然对于它们的起源没有普遍的共识，但一颗双星伴星可能是原因。在这个框架内，我们调查的引力效应与一个足够宽的二元系统，罗氏瓣溢出是不重要的，AGB星的外流信封使用三维流体动力学模拟。由于个别的二进制组件的影响进行了单独的研究，使调查的恒星和拱星特性的细节。AGB星的反射运动改变了风速分布，从而决定了外流包络的整体形状。另一方面，伴星与包层的相互作用产生了一个重力尾流，它在垂直方向上呈现出较薄的形状。这两种模式相互重叠，形成团块状构造。为了说明形状的多样性，我们提出了作为倾斜角的函数的数值结果。不仅是螺旋结构产生的二元相互作用，但弧形图案也被发现，代表前结构时，在不同的倾角。当AGB星的轨道速度与其风速相当时，这些弧揭示了它们的曲率中心的系统移动。在AGB星相对于风速的慢轨道运动的极限下，弧形图案变得接近球对称。我们发现，的图案的整体扁圆形状的纵横比是一个重要的诊断探针的二进制，因为它可以用来约束的AGB星的轨道速度，而且二进制的质量比。
2012-09-10 astro-ph.SR
Exploring wind-driving dust species in cool luminous giants III. Wind models for M-type AGB stars: dynamic and photometric properties
在渐近巨星支（AGB）恒星中观测到的星风通常归因于恒星脉动和尘埃上的辐射压力的组合。由脉动引发的冲击波在大气中传播，压缩气体并将其提升到较冷的区域，这为晶粒生长创造了有利条件。如果通过恒星光子的吸收或散射对新形成的颗粒施加足够的辐射加速，就可以触发外流。M型AGB星中强有力的风驱动尘埃物质是镁硅酸盐（Mg $_2$ SiO $_4$和MgSiO $_3$）。这些颗粒可以在靠近恒星表面的地方形成，它们由丰富的物质组成，如果它们的大小与恒星通量最大值的波长相当，它们就会通过光子散射而经历强烈的加速。我们使用频率相关的辐射流体动力学代码与Mg $_2$ SiO $_4$颗粒的生长的详细描述计算的第一个广泛的M型AGB星的时间相关的风模型。结果表明，该模型可以在很宽的恒星参数范围内产生外流。我们还表明，他们重现观察到的质量损失率和风速，以及视觉和近红外测光。然而，目前的模式不显示在10和18 $μ$米的镁$_2$ SiO $_4$颗粒在风中的冷温度的结果的特征硅酸盐功能。在拱星包层的颗粒中加入少量的铁会增加颗粒温度，并导致明显的硅酸盐特征，而不会显著影响可见光和近红外波长区域的光度测定。
2015-01-30 astro-ph.SR
Exploring the origin of clumpy dust clouds around cool giants. A global 3D RHD model of a dust-forming M-type AGB star
在AGB恒星的扩展大气中形成的尘埃颗粒对于这些冷发光巨星的严重质量损失至关重要，因为它们为恒星风提供了辐射加速。中红外光谱特征表明，这些颗粒主要由硅酸盐和硅酸盐组成。后一种物质似乎形成于约2个恒星半径内的狭窄区域，在硅酸盐尘埃凝结之前，这引发了外流。最近的高角分辨率观测显示，在这些距离上存在着云雾状的、多变的尘埃云。我们探索形成不均匀的尘埃层的可能原因，使用三维动力学模拟。用CO5BOLD辐射流体动力学程序模拟了M型AGB星的外对流层和尘埃形成层。该模拟占频率依赖性气体不透明度，并包括随时间变化的描述的晶粒生长和蒸发的钙钛矿和橄榄石型硅酸盐。由于大尺度对流和脉动产生的大气冲击波，在星周包层的内部、引力约束层和刚玉主导层中，自然会出现星尘的片状分布。硅酸盐尘埃在稍远的距离上形成，可能表明重力束缚层的外部界限。目前的模型没有描述风的加速，但云的形成机制也应该适用于有外流的恒星。大气动力学和晶粒生长的时间尺度与观测值相似。在尘埃密度的球形平均值中，可变的3D形态表现为周期到周期的变化。颗粒生长的大规模非球形冲击波，产生的对流和脉动，是一个可能的机制，产生所观察到的cloudic尘埃云，并解释其物理和动力学特性。
2019-02-11 astro-ph.SR
The extended molecular envelope of the asymptotic giant branch star $π^{1}$ Gruis as seen by ALMA I. Large-scale kinematic structure and CO excitation properties
S-型渐近巨星分支（AGB）恒星$π^{1}$ Gruis有一颗距离$\approx$ 400 AU的伴星。包层结构，包括赤道环面和快速双极外流，是很少看到的AGB阶段，特别是在这样一个广泛的双星系统意想不到的。因此，有人提出了第二个更接近的伴星，但证据并不确凿。新的ALMA $^{12}$ CO和$^{13}$ CO $J$ =3-2的数据，连同以前公布的$^{12}$ CO $J$ =2-1的数据从亚毫米阵列（SMA），和$^{12}$ CO $J$ =5-4和$J$ =9-8线观察到的赫歇尔/外差仪器的远红外（HIFI），是模拟与三维非LTE辐射传输代码SHAPEMOL。数据分析清楚地证实了环面双极结构。CSE的三维模型可以满意地再现数据，它由三个运动学分量组成：沿赤道平面径向膨胀的环面，其速度从8 km s $^{-1}$缓慢增加到13 km s，中心的径向膨胀分量，其速度为14 km s $^{-1}$ ;以及一个快速的双极外流，其速度从底部的14 km s $^{-1}$成比例地增加到顶部的100 km s $^{-1}$，遵循线性径向依赖性。结果用于估计在7.7 $\times$ 10 $^{-7}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$的环面创建期间的平均质量损失率。快速外流的总质量和线性动量估计分别为7.3 $\times$ 10 $^{-4}$ M $…
2017-09-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Episodic Gaseous Outflows and Mass Loss from Red Supergiants
红超巨星VY CMa和更典型的红超巨星参宿四在它们的光学和红外成像、光谱和光变曲线中提供了清晰的观测证据，证明了离散的、定向的气体外流。在非常明亮的VY CMa中，红外亮结和团块的质量损失估计不仅主导了其测量的总质量损失，而且解释了它。在较低光度的参宿四中，其星周凝聚的类似质量估计表明，它们对测量的质量损失率有显着贡献。我们提出了新的测量这两颗恒星，并讨论了其他红超巨星的气体喷射的额外证据。气体外流是最明亮的RSG的主要质量损失机制，也是更典型的红超巨星如参宿四的重要贡献者。我们的结论是，气体外流，磁场和表面活动，相当于日冕物质抛射，是一个主要的贡献者，从红超巨星的质量损失和丢失的组件在讨论其质量损失机制。
2022-01-19 astro-ph.SR
Nobeyama 45-m Mapping Observations toward Orion A.I. Molecular Outflows
利用Nobeyama 45-m望远镜获得的12 CO（J = 1-0）和13 CO（J = 1-0）数据，对猎户座A巨分子云中的12 CO分子外流进行了探测，以研究外流反馈。在OMC 1中心以外的区域，我们识别出44个12 CO（包括17个新检测到的）流出的基础上，自动确定的速度范围和分离的云和流出成分的无偏和系统的程序。在检测到的流出的12 CO排放的光学深度估计为约5。流出的总动量和能量，校正光学深度，估计分别为1.6 × 102 M km s-1和1.5 × 1046 erg。外流的动量和能量喷射率估计分别为云湍流动量和能量耗散率的36%和235%。此外，流出的喷射速率与Feddersen等人估计的膨胀分子壳的喷射速率相当（2018，ApJ，862，121）。除非能量转换效率高达20%，否则外流和壳层不能维持云湍流。
2019-10-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
AGB winds in interacting binary stars
我们进行数值模拟，以调查恒星风从相互作用的双星。我们的目标是找到描述流出结构的解析公式。在每个双星系统中，质量较大的恒星位于渐近巨星分支，其恒星风是由恒星表面层的脉动和尘埃上的辐射压力共同驱动的，而质量较小的恒星则位于主序星。计算了星风的密度和外流速度的时间平均值，并绘制成与质心距离和余纬度角的关系曲线。我们发现质量主要通过外拉格朗日点L2损失。由此产生的外流在离双星较近的地方发展成螺旋形。流出的螺旋很快被激波弄平，在更远的距离上变成排泄盘。这导致形成一个流出结构与赤道密度过剩，这是更大的双星与较小的轨道分离。在Roche-Lobe溢出状态下，极赤道密度比达到最大值$\sim10^5$。我们还发现，离开L2的气体流不会形成一个环双星的恒星质量比大于0.78时，尘埃辐射压力被考虑在内。通过曲线拟合得到了二维、方位平均密度和出流速度分布的解析公式。这些公式可用于今后行星状星云共包层演化和形成的流体动力学模拟中初始出流结构的建立。
2020-02-07 astro-ph.SR
An Exoplanet's Response to Anisotropic Stellar Mass-Loss During Birth and Death
在金牛座T星或恒星演化的后主序星阶段，行星的诞生和死亡可能受到来自母星的物质外流的影响。这些外流通常被建模为各向同性的，但这种假设对于快速旋转，双极喷流和超新星是不现实的。在这里，我们推导出一个单一的行星，褐矮星，彗星或小行星的各向异性质量损失扰动的时间演化的一般运动方程的行星轨道要素，喷出物的速度，和母星的共同纬度和经度。我们限制我们的应用这些方程1）快速旋转的巨星，和2）任意方向的喷流流出。我们的结论是，各向同性的质量损失假设可以安全地用于模拟行星运动期间的巨大分支阶段的恒星演化在数百au的距离。事实上，只有当质量损失在恒星赤道附近不对称时，纬向质量损失变化才会各向异性地影响行星运动。此外，我们演示了如何在年轻的系统恒速，不对称的双极外流煽动轨道倾角的变化。因此，这一现象很容易倾斜外行星轨道以外的一个新生的磁盘的程度。
2013-08-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
Comparing the Ca II H and K Emission Lines in Red Giant Stars
本文报道了105颗巨星Ca Ⅱ H谱线核心发射峰不对称性的测量结果。用参数V/R量化不对称性，V/R定义为发射曲线的蓝峰和红峰中的最大计数数之间的比率。Ca II H和K发射线探测恒星大气中某些色球层的差分运动。Ca II K线的V/R数据来自以前的论文，并与类似的H线比率进行比较，H和K光谱来自相同的观测结果。发现H线V/R值平均比等效K线比值大+0.04，但其差值随B-V颜色而变化。温度低于B-V = 1.2的红巨星，H线V/R更可能大于K线V/R，而温度高于B-V = 1.2的红巨星则相反。Ca II H和K线不对称性之间的差异可能是由色球层材料层引起的，这些发射特征产生以不同的速度在扩大流出。
2009-07-22 astro-ph.SR
Alfvén wave-driven wind from RGB and AGB stars
建立了穿透红巨星支（RGB）和渐近巨星支（AGB）恒星表面的开放式磁通量管中Alfvén波驱动风的磁流体动力学模型，并研究了风的物理性质.模型模拟沿着恒星的演化轨道进行，初始质量在1.5至3.0 $M_{\odot}$和初始金属丰度$Z_{\rm ini}$ =0.02的范围内。当表面磁场强度为1G时，我们发现恒星演化过程中的风可分为四种类型：第一种是RGB相和早期AGB相（E-AGB）中速度大于80 km/s $^{-1}$的风，第二种是RGB相或E-AGB相中流出速度小于10 km/s $^{-1}$的风;第三类是E-AGB和热脉冲AGB（TP-AGB）相的不稳定风，第四类是TP-AGB相的稳定的大规模慢风，其质量损失率大于10 $^{-7} M_{\odot}$ yr $^{-1}$，出流速度小于20 km s $^{-1}$。在第一和第二类风的质量损失率是两个或三个数量级低于经验公式评估的值。第四类大规模缓慢风的存在表明，TP-AGB恒星中观察到的大规模外流可能归因于阿尔文波驱动风。
2019-05-22 astro-ph.SR
HI emission from the red giant Y CVn with the VLA and FAST
VLA的成像研究揭示了HI辐射与红巨星扩展的星周壳层有关。分析了AGB上J型碳星Y CVn的光谱图。HI线剖面可以用恒星外流与本地星际介质相互作用产生的分离壳层模型来解释。我们通过引入沿着对应于恒星在空间中的运动方向的失真来重现光谱图。然后，我们使用这种拟合来模拟FAST射电望远镜预期的观测结果，并讨论其改善我们对星周壳外部区域描述的潜力。
2017-03-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Streams and Bubbles: Tidal Shaping of Planetary Outflows
本文通过三维气体动力学模拟研究行星大气外流形态，提出用希尔球尺度上的罗斯贝数预测外流形状和凌星运动学梯度，为约束外流物理和指导观测提供依据。
2024-11-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Classical T Tauri-like Outflow Activity in the Brown Dwarf Mass Regime
在过去的几年里，光谱学的研究有力地支持了原恒星吸积和外流活动持续到最低质量的断言。在本文中，我们提出了我们的最新调查结果的棕矮星（BD）流出活动和报告的发现两个新的流出。图中ISO-Oph 32以10-20 km/s的径向速度驱动蓝移外流，光谱天文学分析将外流的位置角限制在240 +/- 7度。发现BD候选者ISO-Cha 1 217在几个关键的禁止线（径向速度= -20 km/s，+40 km/s）中有双极流出明亮，PA为190-210度。ISO-Cha 1 217外流的一个显著特征是红移和蓝移叶之间的强烈不对称性。这种不对称性表现在两个波瓣的相对亮度（红移波瓣更亮），径向速度的两个差异因子（红移波瓣更快）和电子密度的差异（在红色波瓣中再次更高）。这样的不对称性是常见的喷气机从低质量的原恒星和一个显着的不对称性在这样一个低质量的观察支持的想法，BD流出活动按比例缩小低质量的原恒星活动。除了提出这些新的结果，一个全面的比较BD外流活动和喷气机发射的CTTS。特别是，目前的方法调查的激发条件和质量损失率在CTT射流BD光谱的应用进行了探索。
2009-10-14 astro-ph.SR
X Marks the Spot: Nexus of Filaments, Cores, and Outflows in a Young Star-Forming Region
我们提出了一个多波长的调查附近的一个巨大的分子云，是由一个最小的恒星形成活动水平的区别。我们的新的12 CO（J=2-1）和13 CO（J=2-1）的加州分子云中间的一个偏远地区的观测，我们的目标是调查之间的关系，在一个相对原始的环境中的细丝，核心和分子外流。赫歇尔空间天文台观测到的该地区的灭绝地图显示，存在两个2 pc长的细丝，从一个高灭绝的团块中辐射出来。利用13 CO观测，我们表明，细丝相干速度梯度和它们的质量每单位长度可能超过临界值以上的细丝是引力不稳定的。该区域具有八个核心的结构，其中至少有一个是无星的星前核心。我们确定了一个低速，低质量的分子外流，可能是由一个平坦的光谱原恒星。外流似乎并不是驱动与之相关的核心湍流的原因，也没有提供对抗引力坍缩的重要支持。
2017-04-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Eruptive Outflow Phases of Massive Stars
我回顾了最近的进展，了解爆发的不稳定的大质量恒星，特别注意观察到的行为的多样性，一般与巨大的爆发发光蓝变星（LBV）的星系外光学瞬态源。这些爆发被认为是大质量恒星生命中关键的质量损失事件。我讨论了休眠LBV的可能性和更大的LBV阶段的持续时间及其在恒星演化中的作用的影响。这些爆发变星显示出很大范围的峰值光度、衰变时间、膨胀速度和祖先光度，在某些情况下，它们被观察到遭受多次爆发。这拓宽了我们对大规模恒星爆发的看法，与像Eta Carinae这样的原型来源相比，并为爆发的性质提供了重要线索。我还审查和讨论有关可能的物理机制的一些影响，虽然爆发的原因还不清楚。
2010-10-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Non-conservative mass transfer in stellar evolution and the case of V404 Cyg/GS 2023+338
我们考虑了微类星体V404 Cyg/GS 2023+338中的施主演化和质量转移。基于对它两次爆发的X射线观测，它的平均质量吸积率大大低于我们模型中的低质量巨施主的质量损失率。一个可能的解决方案是，从施主流出的大部分质量以从吸积盘流出的形式离开双星。外流可以通过离开系统的质量和角动量的分数来参数化。我们计算后者作为一个函数的吸积盘的流出发生的半径。然后，我们对V404 Cyg进行了详细的进化计算。考虑到我们估计的平均吸积率，从供体丢失的质量中，$>$有70%必须离开双星。实际供体质量损失率的允许的解决方案由我们的两个流出参数化。我们的结果是一致的，从外盘观察到的流出，以及与变量近爱丁顿吸积观察期间的爆发，兼容的流出附近的黑洞。然后我们计算出轨道周期变化的预期速率。它的未来测量可以限制V404 Cyg外流的存在及其参数。
2018-07-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Regulation of accretion by its outflow in a symbiotic star: the 2016 outflow fast state of MWC 560
吸积盘是如何受到其外流的影响？为了解决从冷巨星吸积的白矮星的这个问题，我们在其2016年光学高态期间对流出驱动共生星MWC 560（=V694 Mon）进行了光学，无线电，X射线和紫外线观测。我们跟踪了多波长的变化，这些变化表明，在长达数月的外流快态开始时，外流功率突然增加，就像光通量达到峰值一样：（1）巴耳末吸收速度突然加倍;（2）射电通量出现$20$ $μ$ Jy/月的增加;（3）软X射线通量出现数量级的增加。并置到以前的X射线观测和他们的同时代的光谱，我们推断，高速和低速的光学外流组件必须同时存在，以产生一个大的软X射线通量，这可能源于这些快速和缓慢的吸收碰撞的冲击。我们的光学和紫外光谱表明，宽吸收线气体在整个2016年流出快速状态中是快速，稳定和致密的（$\gtrsim10^{6.5}$ cm $^{-3}$），稳定地供给低密度（$\lesssim10^{5.5}$ cm $^{-3}$）区域的放射性气体。持续的光学和紫外线闪烁表明吸积盘保持完整。这些性质在2016年的稳定性与MWC 560在1990年爆发时的不稳定性形成对比，尽管圆盘达到了类似的吸积率。我们认为，2016年稳定的快速外流的自我调节效应阻止了内盘的灾难性弹射。这种行为在一个共生的二类似盘/流出的关系，在X射线双星吸积状态的变化。
2019-12-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Scaled up low-mass star formation in massive star-forming cores in the G333 giant molecular cloud
G333中的三个亮分子线源最近被证明具有坍缩的特征。我们描述了一个分子线辐射转移建模过程，这是需要从Mopra和Nanten2数据中提取的下落签名。所观察到的线轮廓在各个源之间差异很大，但是通过在一个共同的统一模型上的变化被很好地再现，其中流出视角是源之间最显著的差异。这些模型和数据共同表明，观测到的高质量恒星形成区域的性质，如入流、湍流和质量，与低质量情况的放大版本是一致的，湍流速度是超音速的，比低质量恒星形成区域大一个数量级。使用详细的辐射转移模型，我们表明，G333核心基本上正在经历一个放大版本的低质量恒星形成。这是早期工作的一个延伸，因为下沉的程度和化学丰度受到RT建模的限制，这种方式对观测数据的标准分析是不实际的。我们还发现高速度的下落和高下落质量率，可能表明加速崩溃由于外部压力。几个物种的低分子丰度表明，由于在核心的中心区域的尘埃颗粒冻结到分子耗尽。强有力的证据，对外流云核的13 C轴承种的局部增强进行了讨论，一致的存在下，由超音速运动引起的冲击内。
2016-04-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evaporation of Close-in Sub-Neptunes by Cooling White Dwarfs
本研究首次数值模拟白矮星高能辐射驱动的近距行星大气逃逸，发现亚海王星的氢氦包层可能在白矮星形成早期被完全蒸发，该方法可推广用于研究白矮星行星的演化与宜居性。
2024-04-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the optical properties of Resonant Drag Instabilities: Variability of Asymptotic Giant Branch and R Coronae Borealis stars
在AGB或RCB类恒星周围的尘埃冷星流出或喷射事件中，尘埃被来自恒星的辐射加速，并通过碰撞拖曳力与气体耦合。但最近的研究表明，这种尘埃-气体混合物是不稳定的超级不稳定性称为共振阻力不稳定性（RDIs），这促进了尘埃聚集。因此，我们认为理想化的模拟的RDIs操作的尘埃颗粒尺寸的光谱辐射加速（允许不同的粮食光学性质），耦合到气体与现实的阻力定律，包括或排除磁场和带电颗粒的影响，并计算第一次如何RDIs可以有助于观察到的变化。我们表明，RDI自然产生显着的变化（$\sim 10-20\%$ $1σ$ -级别）的灭绝，对应于$\sim 0.1-1\,$等级别的恒星类型以上，时间尺度为数月至一年。波动是令人惊讶的强大有限源尺寸的影响，因为它们是由大尺度模式，这也意味着他们的空间结构可以解决在一些附近的系统。我们还量化了这是如何产生的视线粒度分布的变化。所有这些变化都与观察到的相似，这表明RDI可能在驱动冷恒星周围尘埃流出/喷出事件中观测到的尘埃消光变化中发挥关键作用。我们进一步建议，测量的晶粒尺寸的变化可以直接用于识别的RDI的存在，在密切的系统与观测。
2021-11-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple components in the molecular outflow of the red supergiant NML Cyg
尽管它们对恒星和星系演化有很大的影响，但红超巨星流出物的性质还没有得到很好的表征。我们使用Onsala 20米望远镜对红色超巨星NML Cyg和黄色超巨星IRC +10420进行了3毫米和4毫米（68 - 116 GHz）的光谱调查。我们的NML天鹅座的观测结果与互补的档案数据相结合，使搜索的签名形态复杂的环星环境中，使用发射线从15个分子物种。恢复的参数意味着存在三个不同的，连贯的和持久的组件，包括蓝移和红移的组件，除了一个基本的外流中心在恒星系统速度。此外，为了用三维辐射转移模型再现CO排放，需要一个球形外流，其中有三个叠加的锥形外流，一个朝向观察者，一个远离观察者，一个在天空平面内。这些组分的密度比球形流出物的密度高一个数量级。因此，我们建议，NML天鹅座的拱星环境包括少量的高密度大规模相干外流嵌入在一个球形风。这将使质量损失的历史类似于VY CMa，而不同于mu Cep，其中流出物包含许多随机分布的较小团块。恒星性质，外流结构和内容之间可能存在的相关性对于理解大质量恒星的演化及其环境影响至关重要。
2021-11-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The variable mass-loss in low-mass red giant stars: Chromospheric motion across stellar evolution in 47 Tuc
Universidad Andrés Bello（安德烈斯贝略大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Osservatorio Astronomico di Padova-INAF（帕多瓦天文台-意大利国家天体物理研究所）；Università degli Studi di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF – Osservatorio di astrofisica e scienza dello spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所-博洛尼亚天文与空间科学观测站）
本研究通过47 Tuc星团红巨星Hα光谱监测，发现色球层变化随光度增强并出现外流迹象，特征时间尺度约一天，为理解低质量巨星质量损失提供了观测约束。
2026-11-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
A companion star launching jets in the wind acceleration zone of a giant star
通过进行三维（3D）流体动力学模拟，我们发现，喷气机的主序星同伴发射，因为它的轨道内的风加速区的渐近巨星分支（AGB）的明星可以有效地删除该区域的质量。我们假设在强风阶段，加速区的大部分气体没有达到逃逸速度。因此，在数值模拟中，我们以刚好低于逃逸速度的速度吹风。我们假设主序星伴星通过吸积盘吸积慢风中的质量，并垂直于赤道面发射两个相反的喷流。这种新颖的流动相互作用表明，通过发射喷流，在巨星外部的伴星，但足够接近，处于缓慢密集风的加速区，可以通过喷射一些气体来提高巨星的质量损失率，否则这些气体会落回巨星。喷流在风加速区内弯曲，在赤道面两侧形成一条带状喷射物质。喷流与风的相互作用包含了不稳定性，它将冲击喷流的气体与风混合，导致能量从喷流转移到风中。同样，我们的新模拟增加了进化恒星中喷射诱导外流形态的丰富多样性。
2020-01-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical complexity and dust formation around evolved stars
本研究聚焦AGB恒星外流中的尘埃形成未解难题，指出观测与化学模型的差异将推动模型发展，助力理解动力学与化学的关联并为3D水化学模型奠基。
2024-08-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
JCMT POL-2 observations of magnetic fields potentially shaped by outflows in the pre-planetary nebulae CRL 618 and OH231.8+4.2
本研究利用JCMT的POL-2偏振计首次观测两个行星状星云前体的850μm偏振磁场，发现磁场由中心星外流扫过的星周尘埃形成，且偏振分数由磁场几何复杂度而非颗粒成分决定。
2025-07-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Rapidly-evolving episodic outflow in IRAS 18113-2503: clues to the ejection mechanism of the fastest water fountain
喷泉是演化的恒星，在从渐近巨星分支过渡的早期阶段显示出准直的质量损失，为非对称行星状星云的形成提供了有价值的见解。我们报告的多历元VLBI观测结果，确定的空间和三维运动学结构的H2O脉泽与喷泉IRAS 18113-2503。脉泽跟踪三对高速（~150-300 km/s）双极弓形激波，尺度为0.18“（~2000 au）。膨胀速度的弓冲击表现出指数下降的函数，从中央恒星的距离，这可以解释为一个情节，喷气驱动的外流减速由于在拱星信封的阻力。利用我们的模型，我们估计初始喷射速度约为840 km/s，喷射周期约为10年，最年轻的喷射周期约为12年，H2O脉泽区域内的平均包络密度n（H2）约为10^6 cm^（-3）。我们假设IRAS 18113-2503拥有一颗中心双星，间距约为10 au，揭示了喷泉中高速准直外流发射机制的新线索。
2018-10-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Intermediate Luminosity Optical Transients (ILOTs) from merging giants
提出并研究了两颗冷巨星合并产生的中间光度光学瞬变现象。对于两颗在巨星阶段合并的恒星来说，它们在零年龄主序星的质量必须接近，并且轨道间隔必须在正确的范围内。在两个巨人合并后，两个核心在一个共同的外壳内相互螺旋。我们研究了在这个过程中的辐射的能量来源，其中包括通过重组和与先前喷射的质量碰撞来为辐射提供动力的质量喷射。这个过程不包括喷流，不像许多其他类型的日冕物质抛射，因此事件不会形成双极星云。利用恒星演化数值程序mesa对两个质量分别为（15 Mo，15.75Mo）和（31 Mo，31.5Mo）的双星系统进行了计算，发现两个核的合并释放出的引力能使整个共同包层略微膨胀.这意味着在许多情况下两个核心合并，即，一个致命的共同信封演变，导致一个更明亮的AKT。两颗冷巨星并合产生的一个典型的日冕物质抛射会持续数月到数年，其典型的平均光度为L（日冕物质抛射）~=10^6（M_{CE} /10 Mo）Lo，其中M_{CE}是抛射出的共同包层质量。合并驱动的大量外流形成尘埃，因此导致非常红色的BMT，甚至可能是红外发光，在可见光中无法检测到。
2019-08-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Broad absorption line symbiotic stars: highly ionized species in the fast outflow from MWC 560
在共生双星中，喷流和盘风可能是冷巨星吸积到白矮星的物理过程中不可或缺的一部分。共生星MWC 560（=V694 Mon）的持续外流被认为表现为宽吸收线（BALs），最突出的是在巴尔末转变。我们报告的检测高电离BALs从C IV，Si IV，NV，和He II在国际紫外线探测器光谱获得1990年4月29日至30日，当光学爆发暂时擦除模糊的“铁幕”的吸收槽从Fe II和类似的离子。C IV和Si IV BALs达到最大径向速度至少1000公里/秒，高于同期Mg II和He II BALs;同样的行为发生在类星体和激变变星的风中。铁幕升降机揭开高电离BALs在天鹅座P阶段观察到在一些新星，通过类比，建议临时开关MWC 560从持续流出离散质量喷射。至少有三颗共生星表现出宽吸收，蓝边速度超过1500 km/s; AS 304（=V4018 Sgr）中有高电离BALs的报道，而Z And和CH Cyg中有短暂的Balmer BALs的报道。这些BAL-producing快速流出可以有更广泛的开放角度比以前假设的。BAL共生体是它们的千兆级类似物宽吸收线类星体（BALQSO）的短时间尺度实验室，它们在风中显示出类似的广泛电离状态。
2018-04-11 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
