Is Mira a magneto-dusty rotator?
我们调查的可能性，磁场可能存在于恒星$o-$ Ceti（以下简称为Mira），该领域发挥了作用，在恒星的质量损失。这里提出的模型是一个应用程序的早期衍生的理论，已成功地用于中等和高质量的演化恒星，现在扩展到低质量的一端。模拟表明，它是可能的，以获得一个混合磁流体动力尘埃驱动风的情况下，米拉，其中的作用，磁场在赤道平面的恒星是动态重要的生产恒星风。从模型中获得的风速和温度似乎与其他地方的结果一致。
2012-05-31 astro-ph.SR
Dusty disk winds at the sublimation rim of the highly inclined, low mass YSO SU Aurigae
金牛座T星是低质量的年轻恒星，其盘为行星形成提供了环境。尽管如此，人们对它们的结构知之甚少。我们提出了新的红外干涉观测的SU御夫座拱星环境，提供3倍更高的分辨率和更好的基线位置角覆盖比以前的意见。我们研究了围绕SU Aur的星周物质的特征，限定了盘的几何形状、成分和内部尘埃边缘结构。CHARA阵列提供了长基线观测的机会，基线可达331米。在K波段使用CLIMB 3望远镜组合器使我们能够测量vibrations以及闭合相位。我们进行了图像重建，用于模型独立分析和几何建模。此外，辐射转移模型的拟合约束了圆盘的物理参数。首次在辐射转移程序TORUS中引入尘埃盘风来模拟原行星盘。我们的实现是出于理论尘埃盘风，其中磁场线驱动尘埃盘平面上方接近升华区。图像重建揭示了一个倾斜的磁盘与轻微的不对称沿其短轴，可能是由于倾斜效应模糊的内部磁盘边缘通过吸收入射的恒星光的近侧和热再发射/散射的远侧。倾斜环的几何建模发现内边缘在0.17+/-0.02 au处，倾角为50.9+/-1.0度，短轴位置角为60.8+/-1.2度。辐射转移模型显示了一个张开的圆盘，内径为0.18金，这意味着晶粒尺寸为0.4微米，刻度高度为15.0金，在100金。在测试的辐射转移模型中，只有尘埃盘风成功地解释了K波段的过量，通过引入尘埃以上的中平面。
2019-05-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust formation in AGN winds
对活动星系核（AGN）的红外观测揭示了由AGN统一引起的假定的尘埃环核“环面”的辐射，该环面被来自中心吸积黑洞（BH）的辐射加热。在活动星系核光谱中观测到的强9.7和18微米硅酸盐特征，无论是在发射还是吸收方面，都进一步表明了这种尘埃环境的存在。本文详细计算了活动星系核吸积盘风中硅酸盐尘埃形成的化学过程。这里考虑的风是磁流体动力学（MHD）风驱动的整个吸积盘域，从BH附近的BH影响的半径，1到100 pc的顺序取决于居民BH的质量。我们的研究结果表明，这些风提供了有利于形成大量尘埃的条件，特别是对于接近爱丁顿极限的物体，使AGN成为宇宙中尘埃的重要来源，特别是对于发光类星体。我们的模型证明了r对风中尘埃颗粒有效形成和存活的幂-1密度定律的重要性。尘埃产生率与中心BH的质量成线性关系，并随无量纲质量吸积率在2 ~ 2.5之间呈幂指数律变化。稠密的尘埃气体的分布类似于一个环形的形状，具有高的柱密度和光学深度沿赤道的视角，在协议的活动星系核统一图片。
2019-09-23 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The UK Infrared Telescope M33 monitoring project. III. Feedback from dusty stellar winds in the central square kiloparsec
我们已经在英国天文台红望远镜（UKIRT）对本星系群螺旋星系M33（三角座）进行了近红外监测活动。其主要目的是识别处于演化最后阶段的恒星，这些恒星的光度与其诞生质量的关系比数量更多但光度持续增加的低演化巨星更直接。在本系列的第三篇论文中，我们测量了脉动渐近巨星分支（AGB）恒星和红超巨星的尘埃产生和质量损失率。为此，我们结合了我们的时间平均近红外测光与多历元中红外测光获得斯皮策太空望远镜。质量损失率被认为是增加与脉动的强度增加，并与增加测热光度。低质量恒星通过星风失去大部分质量，但即使是超AGB星和红超巨星也会通过尘埃星风失去$\sim40$ %的质量。超过四分之三的粉尘返回是含氧的。我们构建了一个质量返回率的2-D地图，显示了径向下降，但也局部增强由于大质量恒星的聚集。我们估计总质量损失率为0.004- 0.005 M $_\odot$ yr $^{-1}$ kpc $^{-2}$，当考虑喷发质量损失时，增加到$\sim0.006$ M $_\odot$ yr $^{-1}$ kpc $^{-2}$（例如，超新星）;将此与当前的恒星形成速率$\sim0.03$ M $_\odot$ yr $^{-1}$ kpc $^{-2}$进行比较，我们得出结论，只有当气体从盘的更远处或从环银河系区域吸积时，M 1，33中心区域的恒星形成才能持续。
2013-04-13 astro-ph.SR
The Herschel Planetary Nebula Survey (HerPlaNS) - a comprehensive dusty photoionization model of NGC6781
我们进行了全面的分析行星状星云（PN）NGC6781调查其电离，原子和分子气体和尘埃成分的物理条件和对象的演变，从紫外线到无线电的全色观测数据的基础上。经验星云元素丰度，通过渐近巨星分支（AGB）恒星的核合成模型的理论预测相比，表明祖先是一个太阳金属丰度，2.25 - 3.0 Msun初始质量的恒星。我们得出的最佳拟合距离为0.46千秒差距拟合恒星光度（作为距离和有效温度的中心恒星）与通过后AGB的演化轨迹。我们的激发能图分析表明，高激发温度的光解离区域（PDR）超出电离部分的星云，这表明额外的加热之间的冲击相互作用的慢AGB风和快PN风。通过迭代拟合使用的云代码与衍生的约束，我们找到了最适合的尘埃光电离模型的对象，将包括再现所有的全色观测数据。估计的总气体质量（0.41 Msun）对应的质量喷射在最后的AGB热脉冲事件预测为2.5 Msun的初始质量的恒星。总质量的一个显着的分数（约70%）被发现存在于PDR中，证明了PDR在PNe中的至关重要性，这通常被认为是电离/H+区域的标志。
2017-07-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dynamics of wind and the dusty environments in the accreting T Tauri stars RY Tau and SU Aur
年龄小于1000万年的经典金牛座T星拥有吸积盘。磁流体动力学过程在盘和恒星磁层之间的边界控制吸积和喷射气体流动。我们进行了一系列的同时光谱和光度观测的经典金牛座T星RY头和SU Aur的目的是量化的吸积和流出动力学的时间尺度从天到年。结果表明，盘风中的尘埃是这些恒星光度变化的主要来源。在RY Tau中，我们观察到一个新的效应：在增强流出的事件中，星周消光变低。外流速度和恒星亮度变化的特征时间表明，遮蔽尘埃在恒星附近。两颗恒星的外流活动都在以年为单位的时间尺度上发生变化。在RY Tau的2015-2016赛季和SU Aur的2016-2017赛季期间观察到H $α$轮廓变异性的静止期。我们在磁层吸积模型的框架下解释了这些发现，并讨论了全球恒星磁场如何影响外流活动的长期变化。
2018-11-21 astro-ph.SR
Sub-arcsecond [FeII] spectro-imaging of the DG Tau jet: Periodic bubbles and a dusty disk wind?
本文介绍了在[Fe Ⅱ]谱线上用SINFONI/VLT观测金牛座DG喷流的结果，其角分辨率为0.15”，光谱分辨率为R=3000。我们观察到一个洋葱状的速度结构[铁]在蓝移射流，类似于光学线路中观察到的。~-200 km/s的高速气体在4度的半开角内准直，而~-100 km/s的中速气体在半开角为14度的圆锥内准直。在蓝色射流中检测到两个新的轴向射流结，以及一个更远的气泡和相应的反气泡。周期性的纽结抛射时间尺度被向下修正为2.5年。红移喷流仅在距离恒星0.7”以外被探测到，从而修正了对盘表面密度的限制。通过与[OI]数据的比较，我们推断铁的损耗在高速下为3倍，在低于-100 km/s的速度下为10倍。蓝移叶的中高速分量的质量通量约为1.6+-0.8x10 ^-8 Msun/yr，相当于盘吸积速率的0.02-0.2。DG Tau射流中的中速锥形[Fe II]流太快且太窄，无法追踪来自磁盘大气的光蒸发物质。它的运动学和准直都不能被X风重现，“锥形磁层风”也不能。DG Tau中速分量中的Fe气相耗尽水平也排除了从高速光束侧向喷射的恒星风和茧。一个准稳定的离心MHD磁盘风喷射超过0.25-1.5 AU和/或情节磁塔空腔从磁盘推出出现作为最合理的起源中的DG头喷流的中速分量。同样的盘风模型也可以解释高速流的性质，尽管不能排除磁层风和/或恒星风的替代起源。
2011-06-14 astro-ph.SR
The disappearing act: A dusty wind eclipsing RW Aur
RW Aur是一颗年轻的双星，在2010-11年经历了A分量的深度变暗，并在2014年夏季至2016年夏季经历了第二次更深的变暗。我们在2014-16年日食期间提出了新的未解决的多波段测光，在调光之前和期间的新发射线光谱，2014-15年之间的存档红外测光，以及文献数据的概述。光谱观测是用利物浦望远镜上的光纤馈电机器人双光束光谱仪进行的。光度监测是由拉斯坎布雷斯天文台全球望远镜网络和詹姆斯格雷戈里望远镜完成的。我们的测光显示，RW Aur在2016年3月的亮度下降到R = 12.5。除了长期的变暗趋势，RW Aur在短至数小时的时间尺度上是可变的。短期的变化很可能是由于不稳定的吸积流。这一点，加上光谱中与吸积相关的发射线的存在，表明在日食期间，双星系统中的吸积流至少部分可见。[O I]的等效宽度在2014年增加了十倍，与调光事件相吻合，证实了先前的报告。$Hα$轮廓的蓝移部分在日食期间被抑制。结合文献中报道的日食期间中红外亮度的增加和WISE档案数据中看到的，以及RW Aur A周围磁盘几何形状的限制，我们得出结论，遮蔽屏幕是从内部磁盘发出的风的一部分。
2016-09-19 astro-ph.SR
The UK Infrared Telescope M33 monitoring project. VI. Feedback from dusty stellar winds across the galactic disc
School of Astronomy, Institute for Research in Fundamental Sciences (IPM)（基础科学研究所）；Lennard-Jones Laboratories, Keele University（基尔大学）；Department of Physics, Sharif University of Technology（谢里夫理工大学）；School of Physics, Birjand University（比尔詹德大学）
该研究通过UKIRT对M33进行近红外监测，结合斯皮策太空望远镜的中红外测光，用光谱能量分布建模等方法，测量AGB恒星和RSG的质量损失率，发现其与光度等有关，指出恒星向ISM返质速率低，需外部气体维持M33恒星形成。
2026-07-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dusty wind of W Hya. Multi-wavelength modelling of the present-day and recent mass-loss
低质量和中等质量的恒星在生命的尽头会经历一段强烈的质量损失，这个阶段被称为渐近巨星分支（AGB）。在AGB期间，它们的初始质量的很大一部分被驱逐出恒星风。这个过程控制着它们演化的最后阶段，并有助于星系的化学演化。然而，AGB星的风驱动机制尚未得到很好的理解，特别是对于富氧源。表征当今的质量损失和风结构以及这些恒星的质量损失率的演变对于推进我们对这一过程的理解至关重要。我们使用先进的辐射转移代码模拟了W Hya的尘埃包络。尘埃模型进行了分析，在以前计算的气相风模型的光，并在文献中，如红外光谱，红外图像，光学散射光分数的测量进行比较。我们发现，W Hya的尘埃光谱可以部分地解释由一个引力约束的尘埃壳，可能是负责大部分的无定形铝$_2$ O $_3$发射。解释散射光所需的大颗粒（$\sim$\，0.3\，$μ$ m）的组成无法受到限制，但可能以硅酸盐为主。硅酸盐发射的热红外线被发现起源于超过40天文单位的恒星，我们发现，他们需要有大量的近红外不透明度，在这样大的距离可见。在这些距离的尘埃的近红外不透明度的增加大致符合膨胀速度的突然增加，从气相CO线推断。最后，W Hya最近的质量损失被证实是高度可变的，我们确定了一个强大的峰值，发生在大约3500年前，持续了几百年的质量损失率。
2015-03-16 astro-ph.SR
Dusty, Self-obscured Transients from Stellar Coalescence
本文研究恒星并合中尘埃凝聚对暂现源观测外观的影响，利用亮红新星约束抛射物热力学，预测30-50%的太阳质量恒星并合暂现源为尘埃红外亮源，并区分光学与红外暂现源对应的不同并合结果。
2023-04-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
A multi-wavelength view on the dusty Wolf-Rayet star WR 48a
我们目前的结果，从第一次尝试得出的各种物理特性的尘埃沃尔夫-拉叶星WR 48 a的基础上，其观测特性的多波长视图。这是根据新的光学和近红外光谱观测以及来自光学、无线电和X射线方面各种档案的数据进行的。WR 48 a的光谱可以用两个光谱的总和来表示：一个是WR型的WC 8，另一个是WR型的WN 8h。WR 48 a和附近恒星D2-3和D2-7（都是疏散星团Danks 2的成员）的光谱中星际吸收特征的强度表明WR 48 a距离我们约4 kpc。WR 48 a很可能是一个热射电源，在这种情况下，它的无线电发射表明这颗尘埃WR星的质量损失率相对较高（dM/dt =每年几个x 10^（-4）太阳质量）。WR 48 a的长时间尺度（年）变化在光学，无线电和X射线中建立。碰撞的恒星风可能在这个物体的物理学中起着非常重要的作用。然而，也不能排除一些LBV样（发光蓝变量）活性。
2014-09-09 astro-ph.SR
R Coronae Borealis fadings: a dusty gas cloud eclipse model
Manly Astrophysics（曼利天体物理）；Eberhard Karls University（埃尔朗根-纽伦堡大学）
提出轨道尘埃气体云掩食模型解释北冕座R型变星的变暗事件，发现固态氢尘埃能产生符合观测的深且不对称掩食，并关联到恒星缺氢特性与中红外超出现象。
2026-09-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Origin of a Dusty Circumstellar Medium around Red Supergiants
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Pondicherry University（本地治里大学）
本研究耦合时变质量损失与非平衡化学，模拟红超巨星的分子及尘埃形成，揭示加速星风可产生更多尘埃，且团块状星周介质能更好匹配观测通量，明确了相关因素对红超巨星前身星可观测性质的重要作用。
2026-08-31 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Investigating dusty Red Supergiant outflows in Westerlund 1 with 3D Hydrodynamic simulations
本研究通过三维流体动力学模拟，发现红超巨星风的烧蚀流可解释Westerlund 1中的星云发射，且与JWST观测吻合。
2025-10-08 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Echoes of a decaying planetary system: the gaseous and dusty disks surrounding three white dwarfs
我们已经进行了一个全面的地面观测计划，目的是描述围绕三颗以前已知拥有气体盘的单颗白矮星运行的星周物质。近红外成像明确地检测到朝向Ton 345的过量红外辐射，并使我们能够改进所有三颗白矮星周围的星周尘埃模型。我们发现，每个白矮星主机的气体和尘埃盘，大致空间重合，结果是一致的情况下，尘埃和气体物质的起源于残留的母体的白矮星的行星系统。我们简要地描述了一个新的模型的气体盘加热机制中的气体材料的行为像一个“Z II”区域。在此Z II区域中，主要由金属组成的气体被紫外光光电离，并通过光学厚允许的Ca II线发射冷却。
2010-07-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Imaging the warped dusty disk wind environment of SU Aurigae with MIRC-X
本文利用 CHARA/MIRC-X 六望远镜干涉观测重建 SU Aurigae 星周盘图像，并结合几何与辐射转移模型约束其高倾角、耀发盘及尘埃盘风结构。
2023-06-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
AREPO-RSG: Aspherical Circumstellar Material and Winds from Pulsating Dusty Red Supergiants in Global 3D Radiation Hydrodynamic Simulations
本研究通过三维辐射流体动力学模拟发现，红超巨星的脉动可产生非球面且致密的星周物质，为富氢超新星前身星环境提供新解释，并提出一维解析模型供观测建模使用。
2025-10-16 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Radiation pressure clear-out of dusty photoevaporating discs
原行星盘分散的理论模型预测的阶段，光蒸发已截断光盘在几个AU，创建一个压力陷阱，这是灰尘丰富。先前的模型预测这一阶段可能是长期的（~百万年），与观测限制相反。我们表明，尘埃在压力阱中可以从光盘施加一个显着的加速辐射压力，因此径向速度，小尘埃粒子，居住在光盘的表面层。压力阱中的尘埃不会受到径向漂移的影响，因此它可以生长到足以破碎的尺寸。因此，从表面层去除的小颗粒被较大颗粒的碎片所取代。这种联系意味着辐射压力可以耗尽所有颗粒大小的灰尘。通过结合1D和2D模型，以及长期的模型，遵循光盘的长期演变，我们表明，辐射压力可以耗尽灰尘的压力陷阱创建的光蒸发在~ 1 e5年，而光蒸发创建的空腔仍然驻留在10秒的AU。在这一阶段的辐射压力去除尘埃，光盘是丰富的气体和尘埃耗尽和径向光学薄恒星光，具有类似于一个丰富的气体，年轻的碎片盘观测签名。事实上，许多被归类为拥有碎片盘的年轻恒星（年龄<1000万年）可能是经历了这一过程的盘。
2019-06-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Imaging the Cool Hypergiant NML Cygni's Dusty Circumstellar Envelope with Adaptive Optics
我们目前的亚弧秒角分辨率，高斯特列尔比中红外自适应光学图像的强大的OH/IR源和冷超巨星NML天鹅在8.8，9.8和11.7微米。这些图像再次揭示了这颗恒星周围尘埃封套的复杂性。我们在空间上解决了物理结构（半径~0.14”，~240 AU，采用1.74 kpc的距离）负责NML天鹅座的深10微米的硅酸盐尘埃吸收功能。我们还发现了一个不对称的过剩，在距离约0.3”至0.5”（约520至870 AU），从恒星西北。这种多余的颜色与热的、光学上薄的尘埃的热发射相一致。这种过剩是在天鹅座OB 2星协的方向，很可能是由于NML天鹅座的尘埃风与近紫外辐射通量从天鹅座OB 2内的大质量热恒星的中断。这种相互作用在我们之前的论文（Schuster et al. 2006）中进行了预测，以解释在光学波长下观察到的反向光解离区域的几何形状。
2009-04-29 astro-ph.SR
Observational evidence for self-generation of small-scale magnetic flux ropes from intermittent solar wind turbulence
我们提出了独特的{和额外的}观测证据的自我生成的小尺度相干磁通量绳结构的太阳风。这种结构的持续时间在9和361分钟之间，确定从风在现场航天器测量通过格拉德-Shafranov（GS）的重建方法。事件发生次数平均每年约为3，500次，并具有明显的太阳周期依赖性。我们建立了一个数据库的小规模磁通量绳从二十年的价值风航天器的数据。结果表明，壁面到壁面时间的幂律分布与惯性范围湍流有很好的对应关系，这与相关观测和数值模拟结果相一致。我们还提供了轴向电流密度分布从基于GS的观测分析，这产生了一个非高斯的概率密度函数与数值模拟结果一致。
2018-01-05 astro-ph.SR physics.space-ph
Inner dusty regions of protoplanetary discs -- III. The role of non-radial radiation pressure in dust dynamics
本研究结合磁流体动力学模拟与辐射传输，改进原行星盘内尘埃动力学模型，发现非径向辐射压力导致尘埃外流、阻碍吸积并减少沉降，且盘风增强效应，尘埃可停留后抛射至外盘。
2024-07-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
VLTI/AMBER unveils a possible dusty pinwheel nebula in WR118
大多数WC 9亚型的沃尔夫-拉叶星（WR）都有一个尘埃状的星周包层，但尘埃是如何在其恶劣的环境中形成的仍然是一个争论的问题。在少数情况下，已检测到灰尘信封的风车状结构。因此，有人认为，所有尘埃WR星的尘埃形成可能与双星系统中的碰撞风有关。我们探测了深深嵌入WR星WR 118的星周尘埃壳的最内部区域。我们进行了光谱干涉观测，使用欧洲南方天文台的甚大望远镜干涉仪的琥珀仪器在低光谱分辨率模式（R = 35）。K波段的观测是用三架1.8米望远镜获得的，投影基线在9.2米和40.1米之间。在高空间频率下，琥珀色的包络线呈现出突出的波瓣，表明包络线包含一个或多个具有大的局部强度梯度的区域。强的闭合相位信号清楚地表明WR 118的拱星包络只能用不对称的强度分布来描述。我们发现，在低倾角的风车星云是一致的AMBER数据。其大小为13.9 ± 1.1mas。WR 118可能拥有一个风车星云，这表明该系统具有双星性质。根据我们的最佳模型，该系统的周期约为60天（d=3 kpc），使WR 118成为迄今为止已知的周期最短的风车星云。
2009-09-23 astro-ph.SR
Disk Evolution Study Through Imaging of Nearby Young Stars (DESTINYS): Scattered light detection of a possible disk wind in RY Tau
盘风是年轻恒星吸积和盘演化的重要机制。吸积中的中等质量T-Tauri恒星RY Tau有一个活跃的喷流和以前已知的盘风。对RY Tau系统的档案光学和新的近红外观测显示，两个角状组件从RY Tau延伸出一个圆锥体。从RY Tau周围的圆盘散射的光在近红外可见，但在光学波长下看不到。在近红外线中，将角状物与圆盘分开的暗楔形，表明我们可能看到来自圆盘风的散射光。我们使用存档的ALMA和SPHERE/ZIMPOL I波段观测，结合新获得的SPEHRE/IRDIS H波段观测和现有文献，建立一个简单的几何模型的RY Tau磁盘和磁盘风。我们使用蒙特卡罗辐射转移模型\textit{MCMax3D}创建可比的合成观测，测试的尘埃风的光学效果的影响的意见。我们限制的颗粒大小和尘埃质量需要在磁盘风再现的效果，从观察。一个几何模型让人联想到一个尘埃盘风与小微米至亚微米尺寸的颗粒高于磁盘可以重现观测中看到的光学效应。风的遮蔽分量中的质量被限制为$1\times10^{-9} M_{\odot} \leq M \leq 5\times10^{-8} M_{\odot}$，其对应于风中质量损失率的下限约为$\sim 1\times10^{-8}M_{\odot}\mathrm{yr}^{-1}$。虽然照亮尘埃腔不能排除没有测量的气体速度，我们认为，磁发射盘风是最有可能的情况。
2022-10-05 astro-ph.SR
Dusty shells surrounding the carbon variables S Scuti and RT Capricorni
在演化恒星质量损失方案中，利用赫歇尔空间天文台机载PACS光度计前所未有的空间分辨率绘制了渐近巨星分支和红超巨星的尘埃环境图。在形态异质的样品中，一小部分的目标是封闭的球对称分离信封。基于70 μm和160 μm波段的观测，我们研究了两个碳半正则变量S Sct和RT Cap的周围环境，这两个变量都显示了高度可变的质量损失历史的证据。S Sct具有明亮的球对称分离壳，直径为138”，与已知的CO结构共空间。此外，微弱的发射被检测到的郊区，那里的形态似乎表明一个温和的塑造风与星际介质，这也是支持恒星空间运动的相互作用。在RT Cap周围发现了两个壳，这两个壳到目前为止在尘埃排放或分子线观测中都不为人知。直径为188”的内壳显示出几乎完美的球形对称性，而外壳的形状则更不规则。MoD是DUSTY辐射转移程序的一个修改版，用于模拟分离的壳体。尘埃温度，壳尘质量，和质量损失率推导出这两个目标。
2014-05-12 astro-ph.SR
A Possible Indication of Metallic Iron in White Dwarf Dusty Disks from their "Dirtiness"
研究通过分析白矮星G29-38和GD56的光谱，发现金属铁尘埃可能影响近红外不透明度，为受污染白矮星大气和尘埃中铁丰度的相关性提供新见解。
2025-12-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
An Observational Evaluation of Magnetic Confinement in the Winds of BA Supergiants
磁风禁闭被认为是光谱类型为B和A的超巨星的复杂风结构的一种解释。对这一假设进行了观察性研究，使用高分辨率（λ/Δλ { \sim } 65，000）圆偏振六颗晚B型和早A型超巨星的（Stokes V）光谱（4 Lac，B9Iab; η Leo，A0Ib; HR 1040，A0Ib; α Cyg，A2Iae; ν Cep，A2 Iab），由加拿大-法国-夏威夷望远镜和伯纳德·李奥望远镜的ESPaDONS和Narval仪器获得。所有恒星的斯托克斯V光谱的最小二乘反卷积（LSD）分析没有产生磁场的证据，对于大多数恒星，最佳纵向场1σ误差线范围为{ \sim }0.5到{ \sim }4.5 G。使用贝叶斯推断的LSD配置文件的频谱合成分析产生的上限与95.4%的可信度的极强度的（未检测到的）表面偶极场的个别恒星从3到30 G。这些结果强烈表明，磁风禁闭由于有组织的偶极磁场是不是起源的风变率的BA超巨星。磁斑的上限也可能与磁风约束在大的斑点尺寸和填充因子的限制不一致，这取决于所采用的风参数。因此，如果磁斑是造成BA超巨星风变化的原因，它们可能只占据光球的一小部分。
2013-11-20 astro-ph.SR
The time evolution of dusty protoplanetary disc radii: observed and physical radii differ
用ALMA进行的原行星盘调查正在测量多个恒星形成区域的盘半径。盘半径是诊断盘是否经历粘性扩散的基本量，区分作为盘演化驱动器的风对粘性或角动量的去除。然而，从观测上看，亚毫米级的连续辐射主要是由尘埃控制的，尘埃也会向内漂移，使图像变得复杂。在本文中，我们调查，使用尘埃颗粒生长和径向漂移的理论模型，尘埃粘性原行星盘半径随时间的演变。尽管存在一个尖锐的外边缘的尘埃分布，我们发现，包围大部分的尘埃$\textit{mass}$的半径随时间的推移而增加，紧随其后的气体半径的演变。这种行为的出现是因为，虽然尘埃最初会迅速生长并漂移到恒星上，但残留在密尔时间尺度上的尘埃与气体的耦合相对较好。观测尘埃盘的膨胀需要使用基于盘$\textit{flux}$的高分数（例如95%）和与ALMA的非常长的积分的定义，因为盘外部的尘埃颗粒很小，并且具有低的亚毫米不透明度。我们发现，现有的调查缺乏灵敏度来检测粘性蔓延。他们测量的圆盘半径并不跟踪尘埃分布中的质量半径或尖锐的外缘，而是颗粒具有显著的亚毫米不透明度的外部界限。我们预测，这些观察到的半径应缩小与时间。
2019-04-30 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Observational evidence for solar wind proton heating by ion-scale turbulence
基于2005年至2015年风航天器的现场测量，这封信首次报告了质子温度与太阳风湍流之间明显的尺度依赖关系。质子尺度湍流的统计分析表明，增加螺旋度的幅度对应于陡峭的磁能谱。特别地，在尺度$0.3 \lesssim kρ_p \lesssim 1$上，质子垂直温度和湍流磁能之间存在正的幂律相关性（斜率为$\sim 0.4$），其中$k$为波数，$ρ_p$为质子回旋半径。这些发现提供了质子尺度湍流加热太阳风的证据。它们还提供了对太阳风中湍流耗散物理的洞察力和观测约束。
2020-08-31 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
New Observational Constraints on the Winds of M Dwarf Stars
来自哈勃太空望远镜（HST）的恒星H I莱曼α线的高分辨率紫外光谱提供了对日冕主序星风的观测约束，这要归功于恒星风和星际介质之间的相互作用所产生的天体层吸收特征。我们报告的结果，一个新的HST调查的M矮星，产生六个新的探测天体层吸收。我们估计这些检测的质量损失率，和上限nondetections。这些新的限制使我们能够描述M矮星风的性质及其对日冕活动的依赖性。对于绝大多数的M矮星，我们发现风的强度比太阳的弱或相当，即Mdot<=1 Mdot_sun。然而，其中两颗M矮星有更强的风：YZ CMi（M4 Ve; Mdot=30 Mdot_sun）和GJ 15 AB（M2 V+M3.5 V; Mdot=10 Mdot_sun）。如果把耀斑能量和日冕物质抛射（CME）质量之间的关系扩展到M矮星，那么即使这些风也比预期的要弱得多。因此，太阳耀斑/CME的关系似乎并不适用于M矮星，这对M矮星周围系外行星的可居住性有重要的影响。有证据表明，随着X射线通量的量化，Mdot随着日冕活动而有所增加，但分散程度很大。除了光谱类型和日冕活动之外，还必须涉及一个或多个其他因素来确定风的强度，磁拓扑学是一个明显的可能性。
2021-04-30 astro-ph.SR
Synthetic photometry for carbon-rich giants. IV. An extensive grid of dynamic atmosphere and wind models
AGB上恒星的演化和光谱特性受到尘埃星风造成的质量损失的显著影响。动态大气和风模型是研究这些演化恒星的重要工具，无论是单独还是作为恒星星族的成员，以了解它们对星系综合光和化学演化的贡献。本文是一系列测试最先进的碳星大气和风模型与观测的一部分，并使它们可用于各种理论和观测研究。我们已经计算了低分辨率光谱和测光（波长范围0.35-25亩）的540个动态模型的网格与典型的太阳金属丰度C-丰富的AGB星的恒星参数和脉动幅度的范围。该模型涵盖了动态大气和尘埃外流（如果存在），假设球对称，并考虑气相物种和尘埃颗粒的不透明度一致。为了以简洁的方式描述模型随时间变化的动力学和光度学行为，我们为有风和无风的模型定义了一些类别。与观测数据的比较通常显示出相当好的一致性，例如关于质量损失率与（J-K）颜色或K星等与（J-K）颜色。然而，从良好的整体协议的一些例外，被发现和归因于输入参数的范围（例如相对较高的碳过剩）或固有的模型假设（例如小颗粒限制晶粒不透明度）。虽然目前的结果表明，模型假设和参数范围的一些变化，应在未来使某些合成观测到更好的协议与观察，它似乎不太可能，这些悬而未决的改进将显着影响模型的质量损失率。
2014-04-29 astro-ph.SR
New line-driven wind mass-loss rates for OB stars with metallicities down to $0.01\,Z_\odot$
本文利用 METUJE 全局风代码建立低至 $0.01\\,Z_\odot$ 的 OB 星线驱动风模型，预测质量损失率与终端速度，并解释极低金属丰度下理论和观测结果的离散来源。
2025-08-29 astro-ph.SR
Resolving the dusty circumstellar environment of the A[e] supergiant HD 62623 with the VLTI/MIDI
B[e]星是被星周气体和尘埃包围的热恒星，这是它们光谱中存在发射线和红外过剩的原因。尘埃如何在这种高度照明和稀释的环境中形成仍然是一个悬而未决的问题。HD 62623是少数几颗具有B[e]现象的A型超巨星之一。我们获得了9个校准的能见度测量使用VLTI/VLBI仪器在SCI-PHOT模式和PRISM光谱色散模式与投影基线范围从13到71米，并与各种位置的角度。我们使用几何模型和物理模型与辐射转移代码来分析这些数据。HD 62623的尘埃拱星环境部分地被VLTI/VLBI解决了，即使是最短的基线。环境是平坦的，可以分为两个部分：一个紧凑的，其延伸范围从8微米的17质量增长到9.6微米的30质量，并保持几乎恒定到13微米，以及一个更广泛的，即使在最短的基线上也是过分辨的。利用辐射转移程序MC 3D，我们成功地将HD 62623的星周环境模拟为一个尘埃盘，其内径为3.85+-0.6 AU，倾角为60+-10度，质量为2 × 10 ^-7 Mo。这是第一次，一个超巨星的尘埃盘内缘表现出B[e]现象显着的限制。内部的气体信封可能会贡献高达20%的总N带通量，就像一个后处理盘。最后，由于双稳态机制对这颗恒星似乎并不有效，因此伴星引力效应导致恒星风减速的假设仍然是最有可能的情况。
2009-12-10 astro-ph.SR
Wind line variability and intrinsic errors in observational mass loss rates
本文研究了OB星UV星风线变化，通过模型将轮廓变化转化为质量损失率变化，发现单次观测推导的速率存在相差3倍以上的内禀误差，并指出非同时观测的速率可能不一致。
2022-07-28 astro-ph.SR
Revealing the accelerating wind in the inner region of the colliding-wind binary WR 112
WR 112通过揭示碰撞风双星中加速风的运动学特性，为测试多样化轨道架构下的碰撞风物理提供了基准系统。
2025-12-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Group velocity of obliquely propagating Alfvén waves in a magnetized dusty plasma
在这项工作中，我们研究了典型的恒星风尘埃等离子体中倾斜传播的阿尔文波的群速度特征。本文用麦克斯韦函数描述由电子和离子组成的磁化尘埃等离子体的动量分布，借助于动力学理论导出了色散关系。尘埃粒子被认为是固定的，并且都具有相同的尺寸;它们通过非弹性碰撞吸收等离子体粒子和通过光电离而带电。我们数值求解色散关系，并计算正常模式，即压缩和剪切阿尔文波（CAW和SAW）的群速度分量（沿和横向的磁场）。结果表明，碳原子线的群速度方向与波矢方向有很大的关系。另一方面，SAW将呈现实际上沿着磁场传播的群速度。尘埃参数（例如数密度和平衡电荷）的变化可能会显着改变波的特征。可以看出，对于足够高的尘埃离子数密度比，SAW可能会出现垂直的群速度传播方向相反的垂直相速度，在一个小的波数值的间隔，我们还注意到，这个间隔可能会改变，甚至消失，当辐射入射到尘埃上的通量被改变，改变颗粒的平衡电荷。
2022-09-08 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Mass-loss, composition and observational signatures of stellar winds from X-ray bursts
本研究将非相对论辐射风模型与X射线暴流体动力学模拟耦合，应用于连续暴发模型，确定风抛射物的质量损失和化学成分，并模拟了可观测特征。
2024-11-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Observational limits on the spin-down torque of Accretion Powered Stellar Winds
经典金牛T星的自转周期（CTTS）是一个长期存在的谜团。虽然年轻的低质量恒星显示出大范围的自转周期，但许多CTTS是缓慢的旋转体，在分裂的一小部分旋转，尽管它们正在积极地吸积和收缩，但它们的自转周期似乎并没有缩短。Matt & Pudritz（2005）提出，由一小部分吸积能量驱动的恒星风的自旋向下扭矩将足够强大，以平衡由于吸积而产生的自旋向上扭矩。由于该模型建立了吸积和抛射之间的直接关系，可观测的恒星参数（质量，半径，旋转周期，磁场）和吸积诊断（吸积激波光度），可以用来约束风的特性。特别是，由于吸积能量的权力都恒星风和冲击发射，我们在这封信中显示吸积冲击光度L_UV可以提供上限的恒星风的自旋效率。结果表明，在LUV> 0.1LSun和典型偶极场分量<1kG的光源下，不存在自旋平衡解。低光度恒星（L_UV < 0.1 L_Sun）与零力矩条件相容，但相应的恒星风在质量和能量通量方面仍然非常苛刻。因此，我们得出结论，吸积动力恒星风不太可能是唯一的机制，以提供一个有效的自旋扭矩吸积经典金牛座T星。
2010-12-15 astro-ph.SR
Dust in the wind of outbursting young stars
本文通过磁流体动力学模拟研究年轻恒星天体在间歇性吸积爆发期间磁盘风中的尘埃抛射，发现爆发时风中尘埃含量比宁静期高一个数量级但仍低于星际介质标准值，揭示了爆发事件产生含尘风的机制。
2025-04-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Constraints on pre-SN outbursts from the progenitor of SN 2023ixf using the Large Binocular Telescope
本研究利用大双筒望远镜观测数据，约束了SN 2023ixf前身星的超新星前光学爆发，发现其尘埃星风下暂现事件对尘埃光学深度的影响会长期改变恒星观测亮度。
2023-06-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernovae in colliding-wind binaries: observational signatures in the first year
当一颗核心坍缩的超新星在一个双星系统中爆炸时，喷出物可能会遇到一个过密的壳层，在那里两颗恒星的恒星风之前发生了碰撞。在这项工作中，我们调查的超新星光变曲线上的时间尺度，从早期的闪光电离签名，爆炸后约一年的这种相互作用的影响。我们构建了一个模型的碰撞风壳在一个轨道双星系统，我们提供了一个解析表达式的壳的厚度和密度，我们校准与三维自适应网格细化流体动力学模拟探测不同比例的风动量和不同制度的辐射冷却效率。我们模拟了超新星喷出物与星周介质的角相关相互作用，并利用一个现实的冷却函数估算了激波辐射效率。我们发现，辐射冲击功率超过典型的IIP型超新星光度只有双红超巨星双星的质量比$q \gtrsim 0.9$，风质量损失率$\dot{M} \gtrsim 10^{-4} M_\odot\,\text{yr}^{-1}$，和分离之间约50和1500 AU。对于$q$较小的双星或风速较快的主星，所需的$\dot{M}$会增加。我们估计所有坍缩大质量恒星的$\ll 1\%$满足双星质量比和双星分离的条件。由于风壳碰撞而产生的散射光度最多比未受扰动的恒速风高出10倍，但与靠近恒星的风加速相关的更高密度提供了更强的信号。
2021-12-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Interferometry of Massive Stars: Multiplicity, Magnetism, and Stellar Winds
本文综述了恒星干涉测量在多普勒效应、磁性及恒星风研究方面的最新进展。
2025-11-29 astro-ph.IM astro-ph.SR
