Three-dimensional hydrodynamical simulations of mass transfer in binary systems by a free wind
预计双星系统中的大部分恒星在其演化过程中的某个时刻会发生质量和角动量交换，这可能会极大地改变系统的化学和动力学性质和命运。星风相互作用是宽双星的一个重要过程。然而，风的质量传递的细节仍然没有很好地理解。我们进行三维流体动力学模拟的风在二元系统中的质量转移，探索质量吸积效率和质量外流的几何形状，从0.05到1.0的质量比范围。特别是，我们专注于一个自由风的情况下，其中一些物理机制加速驱逐风的物质平衡的质量损失的恒星与风速相当于系统的轨道速度的重力。我们发现质量吸积效率和吸积比角动量随系统质量比的增大而增大。对于绝热风，我们得出，对于质量比在0.05和1.0之间的情况，次级星的吸积效率在0.1%到8%之间变化。
2017-09-19 astro-ph.SR
Spectroscopy and hydrodynamics of dense stellar winds
分析沃尔夫-拉叶星的光谱需要对其膨胀的大气进行充分的非LTE建模。30年前，Mihalas等人发展了求解同动参考系中辐射转移的数值格式。如今，最复杂的代码可以处理数百个显式的非LTE电平或超电平，并考虑金属线覆盖。与观测光谱的有限的协议表明，模型简化仍然是严重的。一个必须受到指责的近似是同质性。星风在小尺度上的聚集很容易实现，而“宏观聚集”仍然是一个很大的挑战。首先研究表明，宏观聚团作用会降低O星光谱中天鹅座P线轮廓的强度，并对星风X射线谱产生较大影响。Castor、Abbot和Klein提出的辐射驱动风的经典模型无法解释沃尔夫-拉叶星的高密度风。只有当我们解决了详细的非LTE辐射转移一致的流体动力学方程，质量损失率以上的单散射限制已经获得。
2009-09-03 astro-ph.SR
Hydrodynamical and radiative modeling of temporal Hα emission V/R variations caused by a discontinuous mass transfer in binaries
本文首次定性地模拟了与快速旋转吸积星相互作用的双星中由于不连续质量转移引起的Hα发射V/R变化。ZEUS-MP程序被用于一个非线性的三维流体动力学模拟的气体物质注入到一个恒星周围的轨道的一个斑点的发展。它导致了一个缓慢旋转的细长圆盘的形成。利用LTE辐射转移程序SHELLSPEC计算了圆盘旋转过程中的Hα分布。的配置文件有一个双发射的形式，并表现出V/R和径向速度的变化。然而，这些变化应该是一种时间现象，因为在给定的模型中施加粘度将导致圆盘的圆化和给定变化的淡出。
2011-04-14 astro-ph.SR
Simulating the circum-stellar environment of supernova and GRB progenitors by combining stellar evolution models and hydrodynamical code
大质量恒星周围的介质受到恒星风的强烈影响。这些恒星风取决于各种恒星参数（有效温度、光度、化学成分、自转等），它们作为时间的函数而变化。利用经典的恒星演化程序获得的风场特性，可以对星周介质进行考虑风场时变的多维流体动力学模拟。在这里，我们提出了一个快速旋转的恒星周围的介质模拟的初步结果。将这些模拟结果与观测到的星周介质的性质进行比较，将有助于更好地理解恒星风与星际介质的相互作用，并可能对大质量恒星周围质量损失的过去历史提供线索，为恒星模型提供约束。
2011-09-12 astro-ph.SR
Three-dimensional hydrodynamical models of wind and outburst-related accretion in symbiotic systems
引力聚焦风吸积在双星系统组成的演化恒星与气体信封和一个紧凑的吸积同伴是一个可能的机制来解释共生双星的质量转移。利用全球三维流体动力学数值模拟方法研究了在静止和爆发阶段，由主晚型分量产生的强风引起的次级恒星周围的质量吸积。特别地，考虑了质量增长率对质量损失率、风参数和风爆发发展阶段的依赖性。对于一个典型的风从一个渐进的巨大的分支星的质量损失率为1 e-6 Msun/年和风速为20-50公里/秒，质量转移通过一个集中的风导致有效的下降到二次。在静止期和爆发期，风速和质量损失率各不相同，比标准的邦迪-霍伊尔-利特尔顿近似值大20- 50%，从初级质量损失的5%-20%的次级吸积率得到。这种机制可能是一个重要的方法来解释所观察到的吸积光度和吸积率的周期性调制的广泛的相互作用的二元系统。
2017-04-11 astro-ph.SR
Improved velocity law parameterization for hot star winds
热星风的速度定律通常通过所谓的贝塔速度定律来参数化。虽然这种参数化源于理论上的考虑，但它并不是对流体动力学计算得出的风速定律的最准确描述。我们表明，我们的流体动力风模型的速度剖面可以通过多项式逼近更好地描述。对于相同数量的自由参数，这种近似比β速度定律提供了更好的拟合。
2011-09-26 astro-ph.SR
Probing the wind and evolutionary state of the quiescent luminous blue variable Var$\,$2 in the Galaxy M33: constraints from self-consistent non-LTE modeling
Special Astrophysical Observatory（特殊天文台）
本文通过非本地热力学平衡建模研究M33中的安静高光度蓝变量Var 2，确定其光度、质量及氢丰度，并探讨其演化状态和风特性。
2026-03-24 astro-ph.SR
2D wind clumping in hot, massive stars from hydrodynamical line-driven instability simulations using a pseudo-planar approach
内容：由于线驱动（LDI）的强烈内在不稳定性，热的大质量恒星的辐射驱动风中的聚集自然产生。但是LDI风模型到目前为止大多局限于一维，主要是因为多维辐射力的计算存在严重的计算挑战。目的：模拟和研究由LDI引起的风结构的动力学和多维性质。研究方法：我们引入了一个“伪平面”，“框在一个风”的方法，使我们能够有效地计算线力的径向和横向方向，然后使用这种方法进行二维辐射流体动力学模拟的时间依赖性风。结果如下：我们的2D模拟表明，LDI首先表现出模仿在1D模型中看到的典型的壳结构，但这些壳然后如何迅速分解成复杂的2D密度和速度结构，其特征是嵌入在快速和稀薄气体的较大区域中的小规模密度“团块”。模拟的关键结果是，在统计上，发展良好的风的密度变化是相当各向同性的，并且特征长度尺度很小;典型的团块大小在2 R处为~0.01R，因此也导致相当低的典型团块质量~10^17 g。总体而言，我们的结果与理论预期的LDI生成的风结构的特征尺度是Sobolev长度的顺序。我们进一步证实了一些早期的结果，横向'填充'的径向压缩气体导致在2D模拟比在可比的1D模型中的结块因子稍低。最后，我们讨论了我们的方法对旋转LDI风模型，表现出一个有趣的组合，大规模和小规模的结构延伸到风基地的扩展。
2017-10-21 astro-ph.SR
Investigating the origin of cyclical wind variability in hot, massive stars - II. Hydrodynamical simulations of co-rotating interaction regions using realistic spot parameters for the O giant $ξ$ Persei
OB星表现出各种类型的光谱变化与风的结构，包括显然无处不在的离散吸收组件（DAC）的历史。这些特征被认为是由磁场或非径向脉动引起的。在本系列的第二篇论文中，我们重新审视了用于解释DAC形成的规范唯象流体动力学模型，并考虑了现代观测和更现实的理论预测。使用的约束假定的亮点位于O巨星$ξ$英仙座的表面上来自高精度的天基宽带光学光度与恒星的微变和振荡（MOST）空间望远镜获得的约束，我们产生的二维流体动力学模拟的同向旋转的相互作用区域的风。然后，我们计算合成的紫外线（UV）共振线轮廓使用Sobolev精确积分，并将其与历史时间序列的国际紫外线探测器（IUE），以评估所观察到的行为的$ξ$英仙座的DAC再现。测试三种不同的模型的斑点大小和强度，我们发现，经典的模式的变化，可以成功地复制其中两个：最小的斑点模型产生的吸收功能，是不兼容的观测。此外，我们测试的径向依赖性的电离水平线驱动的效果，但不能最终评估这个因素的重要性。总之，本研究自洽地将光学光度学和紫外光谱学联系起来，为更好地理解大质量恒星中亮斑范例背景下的周期性风变铺平了道路。
2017-06-12 astro-ph.SR
Nucleosynthesis in neutrino-driven winds: influence of the nuclear physics input
我们进行了流体动力学模拟的长期演变的原中子星研究核合成使用由此产生的风轨迹。虽然在目前的风模式中发现的条件是不利于生产的重元素，在生产的r-过程元素与A $\approx$ 195的结果的熵的一个小的增强。这使我们能够探索其生产的流体动力学演变（风终止冲击）和核物理输入的敏感性。
2009-09-05 astro-ph.SR
The photospheric solar oxygen project: IV. 3D-NLTE investigation of the 777 nm triplet lines
太阳光球层的氧丰度仍有广泛的争论。采用基于“低”氧丰度的太阳化学成分，如使用三维（3D）流体动力学模型大气所确定的，导致理论太阳模型和日震测量之间众所周知的不匹配，迄今尚未解决。我们进行了一个独立的重新测定的太阳氧丰度的调查中心到肢体的变化OI IR三线在777 nm的光谱在不同的集合的帮助下详细的合成线配置文件的基础上三维流体动力学CO 5 BOLD模型大气和三维非LTE线形成计算与NLTETD。我们的想法是同时获得氧丰度，A（O），和比例因子SH描述的非弹性碰撞与中性氢相对于经典Drawin公式的横截面。CO 5 BOLD 3D太阳模型实现的三重线中心到边缘变化的最佳拟合与标准1D模型大气获得的线轮廓拟合相比，显然具有更高的质量。我们对3D非LTE太阳氧丰度的最佳估计是A（O）= 8.76 +/- 0.02，比例因子SH在1.2和1.8之间。所有1D非LTE模型的氧丰度都要低得多，最高可达-0.15 dex。这主要是一个$μ$独立的微湍流的假设的结果。
2015-08-14 astro-ph.SR
Barium abundance in red giants of NGC 6752. Non-local thermodynamic equilibrium and three-dimensional effects
（节略）目的：我们研究了银河系球状星团NGC 6752中红巨星大气的非定域热力学平衡（NLTE）偏离和均匀性对Ba Ⅱ谱线形成的影响。研究方法：一维（1D）的本地热力学平衡（LTE）和一维NLTE钡丰度推导使用经典的一维ATLAS恒星模型大气。通过使用3D-1D丰度校正调整它们的1D LTE丰度，获得了较低RGB上的8颗红巨星的三维（3D）LTE丰度，即，利用三维流体动力学（CO 5 BOLD）和经典一维（LHD）恒星模型大气从同一条谱线获得的丰度之间的差异。结果：20颗巨星的平均1D钡铁丰度比为<[Ba/Fe]>{1DNLTE} = 0.05 \pm 0.06（stat.）\pm 0.08（系统）。8颗巨星的3D-1D丰度修正值很小（~+0.05 dex），因此对20颗巨星的平均1DNLTE钡铁丰度比只作了很小的修正，<[Ba/Fe]>_{3D+NLTE} = 0.10 \pm 0.06（stat.）\pm 0.10（系统）。单个星团恒星之间的固有丰度分布很小，可以用丰度测定的不确定性来解释。结论：偏离LTE在这里研究的红巨星大气中钡线的形成中起着重要的作用。三维流体动力学效应的作用也不应该被忽视，即使获得的3D-1D丰度校正很小。这一结果是对3D和1D模型大气中水平温度波动和平均温度分布之间差异的个体贡献进行细微微调的结果：由于大小相似且符号相反，它们的贡献几乎相互抵消。
2012-03-27 astro-ph.SR
Supernova radiative-transfer modeling: A new approach using non-LTE and full time dependence
讨论了一种新的一维非线性时变辐射转移方法，用于模拟超新星光谱和光变曲线。从流体动力学输入的同源膨胀喷出物在选定的爆炸后的时间，我们模拟整个喷出物的演变，包括气体和辐射。非LTE，这在光球层以上的所有区域，占。线覆盖的辐射场的影响被明确包括在内，使用复杂的模型原子和解决所有的离子级人口出现在平衡方程。在这里，我们提出了SN 1987 A的结果，从0.27到20.8d的Woosley模型“lm 18 a7 Ad”的演变。最快的演变发生在第1天之前，光谱能量分布在300- 2000 A范围内达到峰值，受到高度电离的金属和CNO物质的线覆盖。在第一天之后，我们的合成多波段光变曲线和光谱再现了观测结果，光学通量在10-20%之内，对于微弱的紫外通量有更大的失配。我们没有遇到任何与光学中的HeI和HI线相关的前差异，这可以很好地与标准的蓝超巨星表面成分相吻合，并且没有放射性衰变的贡献。在Dessart & Hillier中讨论的时间依赖性对电离结构的影响被恢复，因此很好地集成在这个新方案中。尽管我们的方法具有一维性质，但其高度的物理一致性和准确性将允许对爆炸特性和前SN恒星演化进行可靠的推断。
2010-03-12 astro-ph.SR
Non-LTE models for the gaseous metal component of circumstellar discs around white dwarfs
最近发现了单个白矮星周围的气态金属盘。它们被认为是从被破坏的行星体发展而来的。光谱分析将使我们能够研究太阳系外行星物质的组成。我们详细研究了第一个被发现的气体盘（SDSS J122859.93+104032.9）。因此，我们进行非LTE模拟粘性气体盘通过计算详细的垂直结构和线光谱。这些模型由碳、氧、镁、硅、钙和氢组成，具有太阳系小行星的典型化学丰度。线的不对称性建模假设螺旋臂和偏心盘结构所建议的流体动力学模拟。观测到的红外Ca II发射三重态可以用一个位于潮汐破裂半径内的缺氢金属气体盘来模拟，其有效温度约为6000 K，表面质量密度为0.3 g/cm^2。内半径被很好地限制在大约0.64太阳半径。线轮廓的不对称性可以通过螺旋臂结构或偏心盘来再现，后者由于其时间变化性而受到青睐。这种结构的半径从0.64到1.5太阳半径，质量约为3到6*10^21 g，后者相当于太阳系直径135 km的小行星的质量。
2011-03-30 astro-ph.SR
Recent advances in non-LTE stellar atmosphere models
在过去的几十年里，恒星大气模型已经成为理解大质量恒星的关键工具。应用光谱分析，这些模型提供了定量的信息，恒星风的性质以及基本的恒星参数。复杂的非LTE条件下的恒星风决定了足够的复杂的模式大气代码的发展。计算能力和我们对恒星大气中物理过程的理解的增加，导致模型越来越复杂。因此，出现了可以处理广泛的恒星和风参数的代码。在简要介绍了恒星大气模拟的基本原理之后，将讨论目前阶段的块状和线状覆盖模型大气。最后，将概述下一代恒星大气模型的发展方向。除了讨论多维的方法，我将强调耦合流体力学与一个复杂的处理辐射转移。下一代模型将能够从第一性原理预测风参数，这可能为我们理解大质量恒星物理学、演化和死亡的各个方面打开新的大门。
2017-02-15 astro-ph.IM astro-ph.SR
A coordinated X-ray and Optical Campaign of the Nearest Massive Eclipsing Binary, $δ$ Orionis Aa: IV. A multiwavelength, non-LTE spectroscopic analysis
由大质量恒星组成的恒星系统使人们能够非常详细地探索其组成部分的性质。我们进行了多波长，非LTE分析的三个组成部分的大规模多重系统$δ$ Ori A，专注于基本的恒星属性，恒星风，和系统的X射线特性。主星的与距离无关的参数被证明是其光谱类型（O9.5 II）的特征，但使用${\rm \it Hipparcos}$视差产生了令人惊讶的低质量值，半径和光度。只有当$δ$猎户座位于$σ$ -猎户座星系团附近，距离大约是${\rm \it Hipparcos}$距离的两倍时，才能得到一致的数值。主要的和第三的频谱占主导地位，留下次要的只有边缘检测。我们估计V波段的震级差异之间的主要和次要的是$ΔV \approx 2.\!\!^{\rm m}8$。推断的参数表明，第二颗是早期B型矮星（$\approx$ B1 V），而第三颗是早期B型次巨星（$\approx$ B 0 IV）。我们发现快速湍流速度（$\sim 200$公里${\rm s}^{-1}$）和风的不均匀性，部分光学厚，在主要的风的证据。大部分的X射线发射可能来自主星的恒星风（$\log L_{\text{X}} / L_{\text{Bol}} \approx -6.85$），在靠近恒星表面的$R_0 \sim 1.1\,R_*$开始。占成团，质量损失率的主要被发现是$\log \dot{M} \approx -6.4\,[M_\…
2015-03-11 astro-ph.SR
Slowly, slowly in the wind: 3D hydrodynamical simulations of wind mass transfer and angular-momentum loss in AGB binary systems
AGB施主星双星系统中的风质量传递在钡星和CEMP星等多种天体的形成中起着重要作用。我们进行了一套全面的SPH模拟风失去AGB星的双星，为各种二进制质量比，轨道分离，初始风速和旋转速率的捐助者明星。模拟系统的初始参数被选择为与CEMP星的预期祖星相匹配。我们发现，风和恒星之间的相互作用的强度取决于风速轨道速度比（$v_\infty/v_\mathrm{orb}$）和二进制的质量比。强相互作用发生在接近的系统和可比的质量比，并引起了一个复杂的形态的外流和大量的角动量损失，这导致了轨道的收缩。随着轨道分离的增加和伴星质量的减少，外流的形态以及角动量损失变得更类似于球对称风的情况。我们还探讨了潮汐相互作用的影响，并发现，对于轨道分离高达7-10 AU，取决于质量比，自旋轨道耦合的施主星发生在某些点在AGB阶段。如果初始风速是相对较低的，我们发现，共转的捐助星的结果在一个修改后的外流形态，类似风罗什瓣溢出。在这种情况下，质量吸积效率和角动量损失与非旋转施主不同。最后，我们提供了一个关系的质量吸积效率和角动量损失的函数$v_\infty/v_\mathrm{orb}$和二进制的质量比，可以很容易地实现在人口合成代码研究人口的钡星，CEMP星和其他产品的相互作用在AGB双星。
2019-03-11 astro-ph.SR
Quantitative spectroscopy of late O-type main-sequence stars with a hybrid non-LTE method
上下文光度为$\log L/L_\odot \lesssim 5.2$的晚O型星显示出弱风，质量损失率低于10 $^{-8} M_\odot$ yr $^{-1}$。这意味着它们的光球层不会受到恒星风的强烈影响。目的。一个混合的非局部热力学平衡（非LTE）的方法进行测试，分析晚O型星。本文研究了20颗光谱类型为O 8至O9.7、光度等级为V和IV的银河系O型星的样本，这些O型星以前曾在文献中使用完整的非LTE模型大气进行过研究。方法.流体静力学平面平行的大气结构和合成光谱计算与Kurucz的EQUIPAS 12代码连同非LTE线形成代码的细节和表面，占湍流压力对大气的影响，被采用。对高分辨率光谱进行了分析，以得出大气参数和元素丰度。通过考虑恒星演化轨迹和Gaia EDR 3的弛豫时间，得到了基本的恒星参数。星际红化的特点是拟合光谱能量分布从紫外到中红外。对16颗样本星的所有参数都取得了很高的精度和准确度。结果表明，湍流压力效应具有显著的影响。有效温度的不确定度为1-3%，表面重力为0.05 - 0.10 dex，质量优于8%，半径优于10%，光度优于20%。C、N、O、Ne、Mg、Al、Si的丰度一般以0.05至0.10 dex的不确定度导出，氦的不确定度一般在0.03至0.05 dex（1 $σ$标准偏差）内。到Lac OB 1b星协和疏散星团NGC 2244、IC 1805、N…
2023-01-23 astro-ph.SR
Formation of SiC Grains in Pulsation-Enhanced Dust-Driven Wind Around Carbon Rich Asymptotic Giant Branch Stars
我们调查的碳化硅（SiC）颗粒的形成的框架中的尘埃驱动的风周围脉动的富碳渐近巨支（富C AGB）的恒星，以揭示不仅数量，而且尺寸分布。两种情况下被认为是成核过程中，一个是LTE的情况下，其中的振动温度的SiC簇$T_{\rm v}$是等于气体温度像往常一样，另一个是非LTE的情况下，其中$T_{\rm v}$被假定为是相同的温度的小SiC晶粒。对质量$M_{\ast}$ =1.0 $M_{\odot}$，光度$L_{\ast}$ =10 $^{4}$ $L_{\odot}$，有效温度$T_{\rm eff}$ =2600 K，C/O比=1.4，脉动周期$P$ =650天的模型进行了流体动力学计算，结果表明：在LTE情况下，在碳颗粒形成之后，SiC颗粒在加速流出的气体中凝结，并且所得的$\sim$ 10 $^{-8}$的SiC与碳颗粒的平均质量比为太小而不能再现从辐射传输模型推断的0.01-0.3的值。另一方面，在非LTE情况下，由于所谓的逆温室效应，SiC颗粒的形成区域比碳颗粒的形成区域更内侧和/或几乎与碳颗粒的形成区域相同。当粘结概率$α_{\rm s}$ =0.1 ~ 1.0时，SiC颗粒与碳颗粒的外边界平均质量比为0.098 ~ 0.23。在$\sim$ 0.2-0.3 $\rmμ$ m半径处具有峰的尺寸分布覆盖了从前太阳级SiC颗粒分析得到的尺寸范围。因此，小团簇与气体的温…
2011-09-29 astro-ph.SR
Hydrodynamical interaction of stellar and planetary winds: effects of charge exchange and radiation pressure on the observed Ly$α$ absorption
Lyman $α$对凌日系外行星HD 209458 b的观测使得能够研究暴露于恒星EUV通量的系外行星系外球以及相互作用的恒星风特性。在这项研究中，我们提出了三维流体动力学模型的恒星-行星风的相互作用，包括辐射压力和电荷交换，以及光电离，复合和碰撞电离过程。我们的模型探讨了辐射压力和电荷交换对Ly $α$吸收剖面的流体动力学框架中的贡献，并为一组适合HD 209458的恒星风参数。我们发现大部分的吸收是由来自行星的物质产生的，其次是通过电荷交换中和的恒星离子。与此同时，水动力冲击加热了行星物质，导致了广泛的热分布。同时，辐射压力使吸波材料的速度产生了微小的移动。虽然电荷交换和辐射压力都没有提供足够的中性粒子的速度，需要单独解释在$-100~\mathrm{km~s^{-1}}$的意见，我们发现，这两个效果结合广泛的热分布能够解释的意见。
2019-07-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Improving 1D stellar atmosphere models with insights from multi-dimensional simulations II. 1D versus 3D hydrodynamically consistent model comparison for WR stars
本研究对比了 cWR 星的多维平均模型与一维流体动力学一致模型 PoWR$^{HD}$，发现一维模型能较好重现三维密度和速度结构，在调整参数后两者可得出一致的恒星参数。
2025-05-22 astro-ph.SR
ISOSCELES Project: II. Modelling galactic B-type stars for fast and $δ-$slow wind regimes
Universidad de Valparaíso（瓦尔帕莱索大学）；Universidad Mayor（马约尔大学）；Universidad Nacional de La Plata（拉普拉塔国立大学）；CONICET-UNLP（阿根廷国家科学研究委员会-拉普拉塔国立大学联合中心）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Royal Observatory of Belgium（比利时皇家天文台）
通过光学光谱分析，发现B型超巨星和巨星主要适用δ-慢速风模型，而矮星和亚巨星更符合经典快速风模型，揭示了光度级间的二分性。
2026-06-18 astro-ph.SR
Circumstellar molecular composition of the oxygen-rich AGB star IK~Tau: II. In-depth non-LTE chemical abundance analysis
K.U.Leuven（荷语鲁汶大学）；University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学）；Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森天体物理中心）；Universität zu Köln（科隆大学）；Max-Planck Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；MPI für Gravitationsphysik（引力物理学马普研究所）；Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院喷气推进实验室）
本研究通过non-LTE辐射转移分析探究富氧AGB星IK~Tau的11种星周分子丰度，发现风加速度慢于经典预测、部分分子耗竭或参与尘埃形成等结果，为恒星演化与星周化学研究提供新约束。
2010-04-12 astro-ph.SR
The chemical abundance analysis of normal early A- and late B-type stars
早期恒星的现代光谱学通常旨在研究复杂的物理现象。相对较少注意的是识别和研究“正常”的A型和B型恒星，并测试基本的原子参数和标准光谱分析如何允许一个适合的观测。我们希望确定太阳光球层的化学成分是否可以作为早期A型和晚期B型恒星的参考。我们获得了三颗慢转早型星的光学高分辨率、高信噪比光谱（HD 145788，21 Peg和pi Cet）没有显示出明显的化学特性，并使用我们的光谱覆盖的光谱区域中可见的大量谱线对26种元素的多达38种离子（对于21 Peg）进行了非常准确的LTE丰度分析。我们提供了一个详尽的描述的三个分析的恒星的丰度特性与用于获得丰度的线参数的严格审查。我们为1100多条测量线编制了一个原子数据表，可供将来参考。我们得到的丰度为He，C，Al，S，V，Cr，Mn，Fe，Ni，Sr，Y和Zr与最近的太阳光球的三维辐射流体动力学模拟得出的太阳的兼容。其余研究元素的丰度与太阳光球相比显示出一定程度的差异。N、Na、Mg、Si、Ca、Ti和Nd的那些可以很好地归因于非LTE效应;对于P、Cl、Sc和Co，非LTE效应是完全未知的; O、Ne、Ar和Ba显示不能归因于非LTE效应的差异。获得的差异O（在两颗星）和Ne同意最近的非LTE丰度分析早期B型恒星在太阳附近。
2009-06-29 astro-ph.SR
Interaction between a pulsating jet and a surrounding disk wind. A hydrodynamical perspective
快速原恒星喷流的分子丰富度在20-100 AU的来源，尽管强烈的紫外线照射，仍然是一个挑战的模型研究到目前为止。我们的目标是调查的效果之间的相互作用的时变射流和周围的稳定盘风，以评估的可能性射流化学富集风，和这样的配置的特征签名。本文在薄壳近似下建立了一个喷流弓形激波进入周围较慢盘状风的解析模型。本文还研究了圆盘风从下面对后弓形激波空腔的再填充。将该模型推广到两个或多个连续内工作面的情况。然后，我们比较了这个分析模型与数值模拟和周围的磁盘风。我们发现，在早期（顺序的变化期），喷气弓冲击旅行在重新填充的原始盘风材料，与茧的老弓冲击相互作用之前。这开启了弓形激波化学富集的可能性（如果盘风是分子和尘埃）和探测喷流底部附近未扰动的盘风结构的可能性。在弓形激波形态学和运动学中，确定了周围盘风存在的几个独特的签名。数值模拟验证了我们的分析方法，并进一步表明，在大尺度上，许多射流IWS内的磁盘风的通道产生一个固定的V形腔，关闭到轴上在一个有限的距离从源。
2018-01-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
On Differential Rotation and Convection in the Sun
我们表明，如果等旋廓线符合热成风方程的特征，那么，除了内外边界层外，太阳对流区的微分旋廓线可以很精确地再现。这就要求有一个涉及熵和角速度的正式的定量关系。早期的工作表明，这可能会产生磁流体动力学稳定性约束，在这里，我们认为，纯粹的流体动力学过程也可能导致这样的结果。热成风方程对径向熵梯度不敏感，这一事实对流体动力学解特别重要。这使得一个更一般的解决方案，以适应太阳等自转轮廓，超越那些熵本身必须是一个函数的角速度。特别是，对于这个扩展的类，热成风的太阳旋转配置文件的解决方案仍然有效，即使大的径向熵梯度存在。这类解决方案的一个明确和明确的例子似乎是目前在出版的太阳对流区的数值模拟。虽然该理论是流体力学性质的，但它对弱磁场的存在并不敏感。因此，识别太阳等自转线与热成风方程的特点似乎是强大的，适应，但决不要求，磁场动态。
2009-07-29 astro-ph.SR
3D hydrodynamical survey of the impact of a companion on the morphology and dynamics of AGB outflow
利用高分辨率ALMA观测，在低质量演化恒星的星周包层中检测到类似于在后AGB恒星和行星状星云中观察到的复杂结构。这些偏离球面对称的现象被认为主要是由与伴星或行星的相互作用引起的。利用三维流体动力学模拟，我们研究了双星伴星对AGB外流的风场形态和动力学的影响。我们分类的风结构和形态，形成在这些模拟中使用的分类参数，构造与二进制配置的特征参数。最后得出结论，如果伴星质量足够大，它通过弹弓机制改变风的膨胀速度。
2022-07-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Global 3D radiation-hydrodynamical models of AGB stars with dust-driven winds
恒星风的对流和质量损失是形成渐近巨星分支恒星及其演化的两个动力学过程。观测和早期的3D模型表明，巨大的对流单体导致了高对比度的表面强度模式，并有助于尘埃云的起源。我们研究的形成和由此产生的属性的尘埃驱动的风从AGB星，使用新的全球3D模拟。用CO 5 BOLD程序模拟了两颗M型AGB星的动力学内部结构、大气层和风加速区。这些第一个全球3D模拟是基于频率相关的气体不透明度，它们具有硅酸盐颗粒随时间变化的冷凝和蒸发。对流和脉动自洽地出现，使我们能够推导出风的特性（例如，质量损失率和流出速度），而不依赖于这些过程的参数化描述。与纯径向脉动的一维模型相比，三维模型中由对流和脉动引起的激波覆盖了大部分，但不是整个球体，导致大气层的斑块状非球形结构。由于尘埃的凝结主要取决于气体的密度，新的尘埃云主要形成在大气冲击的密集尾迹中，在那里尘埃可以有效地生长。由此产生的新形成的尘埃的cluerous分布导致了复杂的三维形态的扩展大气和风加速区，同时流入和流出区域接近恒星。高度非球形的等温线和恒星附近的短寿命冷气袋是突出的特征。有效的尘埃形成比温度的球形平均值更接近恒星，在密集的区域，晶粒生长速度高于平均水平。
2023-01-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hydrodynamical simulations for the common-envelope wind model for Type Ia supernovae
单简并（SD）模型是Ia型超新星（SNe Ia）的主要模型之一。最近，一个新版本的SD模型，共同包络风（CEW）模型，已被提出，这在原则上，有可能解决以前的SD模型遇到的大部分困难。这个模型仍在开发中，还有一些悬而未决的问题，例如共同包层表面质量损失机制的细节，主要的观测性质，以及包层内双星的螺旋时间尺度。在这篇文章中，我们的目标是解决这些问题，考虑流体动力学效应的CE。利用恒星演化程序MESA，对一颗渐近巨星分支（AGB）恒星在不同包层质量（0.0007-0.06太阳质量）下的共包层阶段进行了一系列一维流体动力学模拟。我们发现，包层总是动态不稳定的，导致定期的质量喷射事件，如果包层的质量超过临界值~ 0.003太阳质量。kappa机制可以很自然地解释这种现象。我们还发现，由于CE的质量较低，由浸没双星的旋入引起的摩擦光度估计值远小于核光度，因此不会对CE的结构产生显著影响。我们的结果意味着CEW模型中的CE不可能是非常大的。我们还基于简化模型对螺旋式推进时间尺度进行了粗略估计。我们发现，在合理的假设下，时间尺度可能超过几十万年;因此，白矮星可能有足够的时间将其质量增加到阿布拉塞卡质量，避免与伴星合并。
2022-10-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Dust distribution in circumstellar shells
我们提出的流体动力学相互作用，产生拱壳的数值模拟。这些模拟包括几个场景，如风-风相互作用和风-ISM碰撞。在我们的计算中，我们已经考虑到了恒星风中尘埃的存在。我们的研究结果表明，虽然小的尘埃颗粒往往是强耦合的气体，大的尘埃颗粒只有弱耦合。因此，大尘埃颗粒的分布不能代表气体分布。将这些结果与观测结果相结合，可能会给我们提供一种新的方法来验证星周介质的流体动力学模型。
2011-10-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radiative transfer with scattering for domain-decomposed 3D MHD simulations of cool stellar atmospheres
我们提出了一个辐射转移求解器的相干散射的辐射磁流体动力学（MHD）模拟恒星表面对流的新BIFROST代码的实现。该代码是完全并行使用MPI域分解，这允许大的网格尺寸和提高分辨率的流体动力结构。在忽略磁场的情况下，我们应用该程序模拟了太阳型恒星的表面颗粒化，并研究了相干散射对大气结构的重要性。在辐射转移方程中加入了散射项，需要对辐射场进行迭代计算。我们使用一个短的特征为基础的高斯-赛德尔加速计划来计算能量方程的辐射通量发散。相干散射的影响进行了测试，通过比较的温度分层的三个三维的时间依赖的流体动力学大气模型的太阳型恒星：没有散射，连续散射，连续和线散射。我们表明，连续散射没有显着的影响光球温度结构的恒星像太阳。然而，包括线覆盖中的散射，导致温度降低约350 K，低于log τ <-4。这种效应与辐射平衡中的一维流体静力学模型相反，在辐射平衡中，散射减少了光球高层强LTE线的冷却效应。相干线散射也改变了在高层大气中的温度分布，在那里我们观察到更强的波动相比，真正的吸收线的治疗。
2010-07-16 astro-ph.SR
Clumped stellar winds in supergiant high-mass X-ray binaries
大质量星风的聚集是一个既定的范例，这是由多条证据证实的，并得到星风理论的支持。我们使用的结果，从含时流体动力学模型的不稳定性的线驱动的风的大质量超巨星导出的含时吸积率在一个紧凑的对象在Bondi-Hoyle-Lyttleton近似。风中强烈的密度和速度波动导致合成X射线光变曲线的强烈变化。非均匀风的光电离不同于光滑风的光电离。电离度受风团的影响。在比较光电离恒星风的观测光谱和模型光谱时，风的聚集也必须考虑在内。
2012-10-18 astro-ph.SR
A new mass estimate method with hydrodynamical atmospheres for very massive WNh stars
本研究针对极亮WNh型恒星，构建流体力学自洽的非局部热动平衡大气模型，结合Potsdam Wolf-Rayet代码与多波段观测，估算出本星系群已知最大质量恒星R136a1的当前质量为233倍太阳质量，为其初始质量提供下限。
2025-03-19 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A hydrodynamical model of the circumstellar bubble created by two massive stars
大质量恒星风吹气泡的数值模型通常只考虑单个恒星的风。然而，由于大质量恒星通常是在星团中形成的，因此跟踪由几颗恒星形成的气泡的演化会更现实。我们开发了一个二维（2D）模型的两个大质量的恒星，一个40太阳质量的恒星和一个25太阳质量的恒星，并遵循它的演化。恒星之间的距离约为16 pc，被密度为每立方厘米20个粒子的冷介质包围。我们使用MPI-AMRVAC流体动力学代码来解决一个二维圆柱形网格上的流体动力学守恒方程，使用随时间变化的模型的风参数的两颗星。在恒星演化结束时（40和25太阳质量恒星分别为450万年和700万年），我们模拟了每颗恒星的超新星爆炸。每颗恒星最初都会产生自己的气泡。然而，当气泡膨胀时，它们合并，形成一个组合的非球面气泡。合并后的气泡随着时间的推移而演变，受到恒星风和超新星爆炸的影响。由两颗恒星产生的风吹气泡的演化与单颗恒星周围的气泡的演化不同。特别是，一旦其中一颗恒星爆炸，气泡太大，其余恒星的风无法维持，外壳开始解体。气泡内部缺乏热压力也改变了靠近剩余恒星的星周特征的行为。超新星包含在气泡内，气泡将部分能量反射回星周介质。
2012-04-18 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Hydrodynamical mass-loss rates for Very Massive Stars. I. Investigating the wind kink
Armagh Observatory and Planetarium（阿马赫天文台和行星馆）；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, Astronomisches Rechen-Institut（海德堡大学天文学中心，天文计算研究所）
本文首次通过流体动力学模型确认非常大质量恒星的质量损失弯曲，并揭示了质量损失率与质量、温度的复杂关系，对恒星演化、化学产率及黑洞质量谱有重要影响。
2026-02-02 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Critical ingredients of supernova Ia radiative-transfer modeling
我们探讨了物理的超新星Ia光变曲线和光谱使用1-D非LTE的时间依赖的辐射转移代码CMFGEN。而不是调整喷出物的属性，以匹配观测，我们选择一个“标准”的1-D的质量延迟爆轰流体动力学模型作为输入，然后探索辐射和气体属性的灵敏度辐射转移建模假设。超新星Ia辐射的正确计算并不完全是一个“不透明问题”的解决方案，其特征是处理大量的线。同样关键的是要始终如一地对待重要的原子过程。除了处理线覆盖在非LTE，我们表明，包括禁线过渡的金属是越来越重要的温度和电离的气体超过最大光。非热电离和激发也很关键，因为它们会影响我们模型的颜色演化和Delta-M15。虽然对测辐射热光度的影响很小，但对衰减路径的更完整处理导致增强的线覆盖，例如，与U和B带中的48 Ti相关。总的来说，我们发现，超新星Ia辐射特性的影响，在一个复杂的方式，我们采用的原子数据，使获得收敛的结果是一个挑战。尽管如此，我们获得了良好的匹配，在光学和近红外的黄金标准Ia型SN 2005 cf，从5至60天后爆炸，这表明，假设球对称是无害的SN Ia辐射转移建模在这些时候。多维效应无疑很重要，但它们可能没有准确处理非LTE过程那么重要。
2014-04-24 astro-ph.CO astro-ph.SR
Stellar hydrodynamical modeling of dwarf galaxies: simulation methodology, tests, and first results
宇宙学模拟仍然缺乏足够详细的数值分辨率或物理过程来模拟矮星系。因此，对单个矮星系的精确数值模拟仍然是需要的。我们的目标是（i）详细研究恒星和气体之间的耦合在星系中，利用所谓的恒星流体动力学的方法，和（ii）研究化学动力学演化的个别星系开始自洽计算的初始气体分布。我们提出了一种新的化学动力学代码，其中气体的动力学计算使用通常的流体动力学方程，而恒星的动力学描述的恒星流体动力学方法，解决了碰撞玻尔兹曼方程的前三个时刻。来自恒星风和垂死恒星的反馈被详细跟踪。特别是，一个新的和详细的方法已经发展到跟踪的各种恒星星族，这使得一个精确的计算取决于恒星年龄的恒星反馈的老化。我们建立了矮星系的初始平衡模型，考虑到气体的自引力，并提出不同程度的旋转支持。高旋转支持的模型发展突出的双极外流，在这些模型中，一个新出生的恒星星族优先集中在银河系中平面。几乎没有旋转支持的模型吹走了大部分气体，由此产生的恒星分布被扩展和扩散。恒星动力学是星系演化的一个重要方面。如果我们人为地抑制恒星动力学，超新星爆炸就会发生在被先前的恒星风活动加热和稀释的介质中，从而人为地增强恒星反馈（删节）。
2015-04-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Global Simulations of the Vertical Shear Instability with Non-ideal Magnetohydrodynamical Effects
原行星盘（PPD）中的角动量输运机制和湍流水平对于理解行星形成的许多方面至关重要。近年来，人们认识到，由于非理想MHD效应，PPDs中的磁旋转不稳定性（MRI）趋于被抑制，盘在很大程度上是层流的，在磁化盘风的驱动下吸积。与此同时，已经确定了几种流体动力学机制，这些机制也可能产生剧烈的湍流并驱动盘吸积。我们研究的MHD风在PPD与垂直剪切不稳定性（VSI），最有前途的流体动力学机制之一，通过二维全球非理想MHD模拟与双极扩散和欧姆电阻率之间的相互作用。我们发现，对于典型的磁盘参数，MHD风可以共存的VSI吸积主要是风驱动伴随着剧烈的VSI湍流。VSI的属性仍然类似于未磁化的情况下，风和整体场的配置并没有强烈的影响VSI湍流，显示中等水平的可变性和中平面电流片的振荡。气体与磁场之间的耦合增强，削弱了VSI。随着磁化强度的增加，VSI也会减弱，我们发现VSI的周期性运动特征会转变为低振幅的呼吸模式振荡。
2020-01-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
Hydrodynamical mass-loss rates for Very Massive Stars II. New theoretical mass-loss predictions at solar metallicity (Z = 0.02)
Armagh Observatory and Planetarium（阿马天文台和天文馆）；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, Astronomisches Rechen-Institut（海德堡大学天文中心，天文计算研究所）；Interdisziplinäres Zentrum für Wissenschaftliches Rechnen, Universität Heidelberg（海德堡大学跨学科科学计算中心）
该研究针对太阳金属丰度下16-500倍太阳质量的极高质量恒星，利用PoWR-HD代码构建流体动力学星风模型，推导含拐点与双稳态行为的质量损失公式，其结果与观测吻合，可用于恒星演化计算。
2026-09-09 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
