The nature and consequences of clumping in hot, massive star winds
这篇评论描述了小尺度结构的证据，“集群”，在辐射线驱动的热，大质量恒星的风。特别是，我们专注于研究在何种程度上模拟的强不稳定性固有的线驱动可以解释大量的观测证据风聚集，以及如何正确地解释广泛的结构密度和速度时，解释各种风诊断用于获得质量损失率。
2011-10-03 astro-ph.SR
Simulations of the line-driven instability in magnetic hot star winds
由于线消影不稳定性（LDI），热亮恒星的线驱动风本质上是不稳定的。在非磁性热星中，LDI导致由小尺度、空间分离的团块组成的非均匀风的形成，这对观测诊断有很大影响。然而，对于磁热星的LDI产生的结构，风动力学，并对观测诊断的影响还没有直接调查到目前为止。我们研究了一个典型的O超巨星的磁力线驱动风中LDI产生的结构和动力学的非线性发展。我们采用二维轴对称磁流体动力学（MHD）模拟的LDI使用平滑源函数近似评估假设的一维线力。为了便于解释这些磁模型，他们进行了比较，相应的非磁性的LDI模拟，以及忽略LDI的磁模拟。一个中心的结果是，风的形态和风聚团性质的变化强烈的风-磁约束。最值得注意的是，在磁约束流，LDI导致大规模的，shellular片（“煎饼”），这是相当不同的空间分离，小规模的团块在非磁力线驱动的风。我们讨论了这些发现的影响，观测诊断研究和磁热星的恒星演化模型。
2021-10-11 astro-ph.SR
On the Weak-Wind Problem in Massive Stars: X-ray Spectra Reveal a Massive Hot Wind in μ Columbae
μ Columnoid是一颗典型的弱风O星，我们用Chandra LETG/ACIS-S获得了它的高分辨率X射线谱，用Suzaku获得了它的低分辨率谱。这使我们能够第一次研究X射线对真正的弱风系统中风结构的作用，并确定是否真的存在大规模的热风。的X射线发射测量表明，外流是一个数量级大于来自紫外线，是相称的名义风光度关系的O-星。因此，“弱风问题”--从冷风紫外线/光学光谱中识别--在很大程度上通过解释X射线中看到的热风来解决。从X射线谱线轮廓、多普勒频移和相对强度，我们发现这颗弱风星是其他晚O型矮星的典型代表。X射线光谱并不表明磁约束等离子体-光谱是软的，线加宽;朱雀光谱证实缺乏发射高于2千电子伏。相对谱线的位移和宽度也不表明离子对风的解耦作用。类氦三重态表明大部分的X射线发射是在离恒星相当近的地方形成的，在5个恒星半径之内。我们的研究结果挑战了这样一种观点，即一些OB星是偏离标准风光度关系的“弱风”星。风并不弱，但它很热，而且它的体积只有在X射线中才能检测到。
2012-08-03 astro-ph.SR
Mass-loss predictions for evolved very metal-poor massive stars
前几代恒星可能质量很大，数量级为100 Msun，并在星系形成和早期宇宙的化学富集中发挥了主导作用。这些天体中的一部分可能已经作为不稳定超新星或伽马射线暴而消亡。这些恒星的风可能在决定这些结果方面发挥了重要作用。由于风是由谱线上的辐射压力驱动的，预计其强度会随金属丰度而变化。到目前为止，大多数对贫金属O型恒星质量损失的预测都假设了一个缩小的太阳丰度模式。然而，人口III的进化轨迹显示出显着的表面富集通过旋转混合的曲棍球处理的材料，因为即使是贫金属的恒星切换到曲棍球燃烧earlyon.We解决的问题是否CNO表面增强自我富集在前几代的恒星可能会影响他们的质量损失属性。为此，我们采用蒙特卡罗模拟建立当地的线力和解决恒星外流的动量方程，测试是否实际上可以通过评估流的音速点的净加速度建立外流。旋转贫金属恒星的恒星演化模型被用来确定表面化学成分，重点是早期富集阶段。我们发现，CNO增强的贫金属星的质量损失率高于非富集星的质量损失率，但它们远低于CNO丰度包含在总丰度Z中的那些速率。我们提出了一个启发式的公式，提供了质量损失的估计HOC占主导地位的风的比例缩小太阳丰度。
2012-09-26 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Hot-star wind models with magnetically split line blanketing
部分热恒星具有强大的磁场，引导其辐射驱动的外流。我们研究了磁场中的谱线分裂（塞曼效应）对风的影响。我们使用我们自己的全球风的代码与辐射转移的共动框架，以了解塞曼分裂的线力的影响。结果表明，对于弱于100~kG的磁场，塞曼分裂对线力的影响可以忽略不计。这意味着风的质量损失率和终极速度不受磁场的磁力线分裂的影响，这是典型的非简并恒星表面上发现的。我们也没有发现任何强烈的通量变化，这将是由于磁分裂线覆盖。
2018-10-30 astro-ph.SR
3-D Radiative Transfer Modeling of Structured Winds in Massive Hot Stars with Wind3D
利用Wind3D辐射转移（RT）程序，我们建立了大质量热星结构风的三维模型。我们研究了在B型超巨星HD 64760的风中观测到的大尺度结构的物理性质，并对Si IV λ1395中的离散吸收分量（DAC）和转动调制进行了详细的线轮廓拟合。我们开发参数化输入模型Wind3D与大规模的赤道风密度和速度结构，或所谓的“同向旋转相互作用区”（CIR）和“旋转调制区”（RMR）。参数化模型提供了高性能RT计算从头算流体动力学输入模型的重要优势。输入模型计算的加速使我们能够模拟和研究大质量热恒星扩展风中的各种物理条件。新的建模方法是非常灵活的约束HD 64760中的RMR的动态和几何风特性。我们计算的调制产生的径向密度增强，几乎线性地突出到赤道风的规则模式。我们发现，调制所造成的狭窄的“辐条状”风区。我们提出的流体动力学模型表明，线性形状的径向风图案可以引起的机械波作用在底部的恒星风从蓝超巨星。
2010-12-23 astro-ph.SR
Analysis of absorption lines in the high resolution spectra of five hot post-AGB candidates
通过对高分辨率光谱中吸收线的分析，我们得到了IRAS 17460-3114、IRAS 18131-3008、IRAS 19336-0400、LSE 45和LSE 163的径向速度、恒星参数（Teff、重力、风强度参数logQ和投影自转速度）和丰度（C、N、O和Si）。除了IRAS 19336-0400中的低Si丰度和LSE 163中的温和CNO图案外，发现丰度是太阳的，其光谱分类以不寻常的大旋转速度旋转。结合恒星参数信息与盖亚DR 2数据，我们能够推导出绝对星等，半径和光度，并澄清可能的后AGB性质的对象。IRAS 17460-3114和IRAS 18131-3008被发现是大质量OB星，而IRAS 19336-0400被发现是一颗后AGB星，在光谱中已经显示出星云线。然而，我们无法确认LSE 45和LSE 163是后AGB恒星，尽管它们的参数与大质量恒星的参数更不一致。在这两种情况下，我们发现的光谱质量和来自后AGB进化轨迹的预测之间的差异。此外，LSE 45缺乏星云线，而IRAS 19336-0400在类似的温度下存在。在LSE 163的情况下，旋转速度（259+/-15 km/s）对于演化为CSPN的恒星来说是非常大的。这种旋转速度，高银河系纬度，略大的径向速度和温和的CNO增强相结合，表明一个历史的二进制相互作用。
2020-03-22 astro-ph.SR
Influence of XUV radiation on Pv ionization fraction in hot star winds
对热星风质量损失率的不同诊断提供了难以相互协调的结果。被广泛接受的存在，在热星风聚集意味着一个显着减少的观测质量损失率估计诊断依赖于密度的平方。此外，紫外线Pv共振线表明，热星的质量损失率可能需要更强的减少，前提是Pv至少在一些热星中是磷的主要电离阶段。后一种假设受到XUV辐射可能存在的挑战。在这里，我们研究的XUV辐射的Pv电离分数的热星风的影响。通过详细求解流体动力学、辐射转移和统计平衡方程，我们证实，足够强的XUV辐射源可能会降低Pv电离分数，可能使Pv线作为可靠的质量损失率指标贬值。另一方面，XUV辐射也影响驱动风的较重离子的电离分数，导致风的终极速度减小。因此，我们得出结论，XUV辐射单独不能使理论和观测一致。我们通过一个合适的公式拟合我们预测的风质量损失率，并将结果与观测的质量损失率诊断进行比较。我们发现，对于超巨星和巨星的理论预测并不矛盾的质量损失率估计的基础上的X射线线轮廓或密度平方诊断。另一方面，对于主序星，预测的质量损失率仍然明显高于从Pv或X射线线推断的。这表明，最近在低光度主序星中发现的“弱风问题”在某种程度上也可能发生在高光度恒星中。
2012-08-09 astro-ph.SR
Clumping in the inner winds of hot, massive stars from hydrodynamical line-driven instability simulations
我们研究了恒星边缘变暗和光球扰动对线驱动恒星风的强的、内在的线消影不稳定性（LDI）所产生的风结构的影响。线性扰动分析表明，包括临边暗化降低了散射辐射的稳定作用，导致净不稳定增长率，即使在风基地。数值辐射流体动力学模拟的非线性演化的这种不稳定性，然后表明，与以前的模型相比，假设一个均匀明亮的恒星没有基地扰动，风结构现在发展得更接近（$r \la 1.1 R_\star$）的光球。这与O型星的观测结果更吻合，O型星通常表明在风底附近存在强烈的聚集。
2012-10-05 astro-ph.SR
Formation of neutral disk-like zone around the active hot stars in symbiotic binaries
在这方面的贡献，我们提出了在增强风的热星在共生双星活动阶段的电离结构。热恒星的旋转导致向外流出的物质向其赤道面压缩。因此，在靠近轨道平面的活跃热恒星周围会产生一个中性的盘状区域。我们使用风压缩模型来模拟风的压缩。此外，我们还利用光电离平衡方程计算了热星增强风中的中性盘状区。在共生双星光谱能量分布建模的基础上，也提出了这种中性盘状区的存在。我们面对的计算电离结构的增强风从热星的观测。我们发现，计算出的中性盘状区的中性氢原子的柱密度和从热星的风的电离部分的排放措施是在一个很好的协议与来自活跃阶段的观测量。这种中性盘状区的存在是短暂的，与共生双星的活跃阶段有关。在静止阶段，由于热恒星的质量损失率不足，这种中性盘状区域无法形成。
2011-10-03 astro-ph.SR
Diagnosing small- and large-scale structure in the winds of hot, massive OB-star
无论是观测上还是理论上都已经确定，炽热的大质量OB-恒星的风在广泛的空间尺度上是高度结构化的。本文首先讨论了与这些风的线驱动固有的强不稳定性相关的小尺度结构的后果。我们证明了正确处理这种风聚集的重要性，以获得可靠的估计质量损失率，也表明，不稳定的模拟扰动在较低的边界确实显示显着的聚集相当接近风基地，在一般协议的意见。但是，越来越多的大质量恒星也被发现拥有强大的表面磁场，这可能会引导恒星的外流，并诱发大规模的风结构和光谱诊断的周期性行为。本文的结论表明，多维，磁流体动力学风模拟，再加上详细的辐射传输建模，可以重现非常好的周期性巴耳末线发射观察到的缓慢旋转的磁性O星，如HD 191612。
2012-05-14 astro-ph.SR
DXL: a sounding rocket mission for the study of solar wind charge exchange and local hot bubble X-ray emission
来自本星系的漫射X射线（DXL）任务是一个批准的探空火箭项目，计划于2012年12月左右首次发射。其目标是识别和分离由太阳风电荷交换产生的X射线发射与局部热泡的X射线发射，以提高我们对两者的理解。在1/4和3/4 keV波段，DXL拥有1，000平方厘米的正比计数器和约10平方厘米的锶，将在5分钟的飞行中实现目前和未来的X射线卫星无法实现的目标。
2011-08-01 astro-ph.SR
CNO behaviour in planet-harbouring stars. II. Carbon abundances in stars with and without planets using the CH band
上下文碳、氧和氮（CNO）是恒星形成和演化的关键元素，它们的丰度对行星的形成和演化也有重要影响。目的。我们对1110颗太阳型恒星进行了详细的光谱分析，其中143颗已知有行星伴星。我们已经确定了这些恒星的碳丰度，并研究了C和行星同伴存在之间可能的联系。方法.我们使用HARPS摄谱仪来获得目标的高分辨率光谱。用谱合成程序MOOG和FITING对4300 nm的CH波段进行了谱合成。结果我们已经在几个可靠的光谱窗口中研究了碳，并获得了丰度和分布，表明与单颗恒星相比，行星宿主恒星富含碳，这是由具有行星的恒星富含金属的性质引起的。我们发现，当按行星伴星的质量将恒星分开时，没有不同的行为。结论.我们的结论是，可靠的碳丰度可以从4300的CH带太阳型恒星。我们确认两个不同的斜率趋势[C/Fe]与[Fe/H]，因为行为是相反的恒星太阳值以上和以下。我们观察到所有行星质量的[C/Fe]比的平坦分布，这一发现显然排除了[C/Fe]丰度比和行星质量之间的任何明确联系。
2017-02-06 astro-ph.SR
CMF models of hot star winds I. Test of the Sobolev approximation in the case of pure line transitions
我们提供了热星风模型，辐射力的计算采用同动标架（CMF）辐射转移方程的解。计算了行星状星云的第一颗星、O星和中心星的风模型。我们表明，没有线重叠，只有热线加宽的纯Sobolev近似提供了一个可靠的估计，甚至接近风音速点的辐射力。因此，索伯列夫线力模型提供了很好的近似与非索伯列夫转移获得的解决方案。考虑到线路重叠，辐射力变得略低，导致风质量损失率下降约40%。在音速点以下，CMF线力明显低于Sobolev线力。在纯热加宽的情况下，这不会影响质量损失率，因为风的质量损失率是在风的超音速部分设定的。然而，当存在额外的谱线增宽时（例如，低CMF线力区域可向外延伸到设定质量损失率的区域。这导致风质量损失率的降低。这种效应至少可以部分解释从一些对发光O型星的观测分析中得出的低风质量损失率。
2010-06-24 astro-ph.SR
Self-consistent modelling of line-driven hot-star winds with Monte Carlo radiation hydrodynamics
线相互作用产生的辐射压力是天体物理系统中外流的主要驱动力，它在热恒星或激变变星、大质量年轻恒星和活动星系核的吸积盘中产生的外流中起作用。在这项工作中，一个新的辐射流体动力学方法来模拟线驱动的热星风。通过将Monte Carlo辐射转移方案与有限体积流体动力学方法相结合，可以自洽地模拟线驱动的质量流出，这得益于Monte Carlo技术在处理多线效应（例如多次散射）和处理任意多维配置方面的优势。在这项工作中，我们详细介绍了我们的方法，突出的关键数值技术和验证其操作在一些简化的应用程序，特别是在一系列自洽的，一维的，Sobolev型，热星风计算。我们的方法的实用性和准确性证明了通过比较所获得的结果与预测的各种配方的所谓的CAK理论和面对的计算与现代先进的技术预测的风结构。使用这些计算，我们还指出了我们的方法提供的一些有用的诊断功能。最后，我们讨论了我们的方法，一些可能的扩展和潜在的未来应用程序的一些目前的局限性。
2015-08-14 astro-ph.SR
On the origin of variable structures in the winds of hot luminous stars
在银河系沃尔夫-拉叶星（WR）的大样本中的几个强光学复合线的时间变化特性的检查揭示了可能的趋势，特别是在更均匀的WC比不同的WN亚型，增加风变冷子类型。这可能意味着，一个严重的竞争者的驱动程序的变化是随机的，磁地下对流与170千K的部分电离区的铁，这应该占据更深，更大的区域更大的质量在较冷的WR亚型。这一经验证据表明，迄今为止提出的普遍存在的驱动风的变化，辐射不稳定性，可能不是唯一的机制发挥作用的随机多个小尺度结构中看到的热发光恒星的风。除了小规模的随机行为，地下对流引导的全球磁场与本地新兴的环路也可能是在起源的大规模共转相互作用地区经常看到的O星，偶尔在风中的后代WR星。
2013-12-10 astro-ph.SR
Models for Weak Wind and Momentum Problems in the Winds of Hot Stars
我们提出了热星风超音速部分的速度结构模型，以估计密度和速度聚集的影响。使用XSTAR（Kallman，2018）计算Sobolev近似下谱线（力倍增器FM）中的辐射压力（Castor等人，1975 CAK; Stevens和Kallman，1990）。FM计算为两个参数的函数：Xi和t。线力包含在动量方程和质量守恒中。这些被集成在超音速部分的风的一个样本的OB-和WR-明星。用速度定律进行拟合，得到质量损失率和流出速度作为输出。亚音速部分的边界条件和速度定律用β定律公式（β = 0.6，Vin = 10 km/s）近似。据发现，WR-星，由于其大的吸收，已经在r/Rstar = 1.01辐射光谱缺乏软X射线低于230埃（氦II电离）。这一关键事实将力乘数提高了10倍，使其能够在CAK框架中加速风。因此，动量问题是一个不透明度问题（Gayley et al.，1995）。OB-stars的结果指向中等密度的聚集（Fvol=0.13）。此外，主序星OB需要速度聚集（Fvel=0.1，Sundqvist et al 2014）。这可以解释弱风的问题。
2019-06-13 astro-ph.SR
Are the Stellar Winds in IC1613 stronger than expected?
在这张海报中，我们展示了我们对IC 1613中三颗早期大质量恒星的分析结果，这些恒星的光谱是用VIMOS观测的，并用CMFGEN和FASTWIND分析的。其中一个目标导致了可能的LBV，另外两个是具有意外强风的恒星。恒星似乎被CNO产品严重污染。我们的初步结果可能代表了对恒星大气理论的挑战，但它们仍然需要通过分析更多的物体和更完整的参数空间来证实。
2010-09-20 astro-ph.SR
A proper description of clumping in hot star winds: the key to obtaining reliable mass-loss rates?
小尺度的不均匀性，或“聚集”，在热，大质量恒星的风，通常包括在光谱分析，通过假设光学薄块。为了协调使用这种微团簇技术的不同诊断的调查，必须对O型星调用非常低的质量损失率。最近有人提出，通过使用微团簇近似，人们实际上可能大大低估了质量损失率。在这里，我们证明了这一点，提出了一个新的，改进的描述cloudies风，并显示相应的模型，在一个组合的紫外线和光学分析，可以减轻以前得出的利率和预测的线驱动风理论之间的差异。此外，我们表明，在时间依赖性，辐射流体动力学模拟的内在线驱动的不稳定性，这样的风，这是我们目前的理解的基础，在他们目前的形式似乎无法提供一个完全自洽的，同时适合紫外线和光学线。对此原因进行了讨论。
2010-10-19 astro-ph.SR
An in-depth spectroscopic examination of molecular bands from 3D hydrodynamical model atmospheres. II. Carbon-enhanced metal-poor 3D model atmospheres
上下文为了更好地理解早期宇宙的化学过程，我们需要对我们观察到的贫金属恒星进行更严格的限制。在3D中计算恒星光谱可以模拟复杂的恒星行为，这在1D中无法复制。目的。我们研究的影响，固有的CNO丰度的3D模型结构和由此产生的3D光谱合成。方法.使用CO 5 BOLD模式大气程序对三种不同的CNO化学成分的模式大气进行了三维计算，并对它们的内部结构进行了检验。使用Linfor 3D从这些模型计算合成光谱，并对它们进行比较。新的3D丰度校正的G-波段和选择的UV OH线也进行了计算。结果不同的CNO丰度改变了3D模型的金属含量。这对模型结构和合成结果产生了影响。然而，发现C/O比具有比模型的总金属含量更大的影响。结论.我们的研究结果表明，不同的C/O比的内部结构的3D模型，即使在热关断的明星模型在这里探讨有重大影响。这表明应寻求针对特定CNO丰度的定制3D模型。在这些温度制度下，在1D中看不到这种效应。
2017-01-31 astro-ph.SR
Gone With the Wind: Where is the Missing Stellar Wind Energy from Massive Star Clusters?
大于$\sim 10^{3}$ $M_\odot$的星团包含多颗发射快速恒星风的热恒星。这些风所携带的综合动能与超新星爆炸所传递的能量相当，这表明在早期，风可能是对周围冷物质的重要反馈形式，而星团正是从这些冷物质形成的。然而，这些风与周围的cloudly，湍流，冷气体的相互作用是复杂的，知之甚少。在这里，我们调查这个问题，通过会计练习：我们使用经验确定的四个充分研究的大质量星团的属性，以确定在恒星风注入的能量最终结束。我们考虑了一系列的动能损失渠道，包括辐射冷却，机械工作的冷星际介质，热传导，加热尘埃通过碰撞的热气体，和批量平流的热气体的热能。我们表明，至少有一些集群，这些通道都不能占超过一小部分的注入能量。我们认为，热-冷界面的湍流混合或HII区热气体的物理泄漏可以有效地去除年轻星团中大质量恒星注入的动能。即使对于集群，我们能够占所有注入的动能，我们表明，我们的会计设置强有力的约束的重要性，恒星风作为一种机制，对冷星际介质的反馈。
2014-05-06 astro-ph.SR
Carbon line formation and spectroscopy in O-type stars
确定化学丰度是获得恒星完整图像的基本要求。特别是在大质量恒星中，CNO丰度是主要的兴趣，由于核hoc循环和各种混合过程，使这些元素的表面。我们的目标是为我们的统一NLTE大气代码FASTWIND提供可靠的碳光谱。本文提出了一种新的碳原子模型，包括CII/III/IV/V，并讨论了O型星中碳原子光谱的相关问题。我们描述了不同的测试，以检查我们的实施的可靠性，并调查哪些机制影响碳电离平衡。通过与六个O型恒星的高分辨率光谱进行比较，我们检查了我们新的碳线合成可以在多大程度上再现观测约束。碳线对温度、重力和质量损失率的变化甚至比氢/氦线更敏感。我们能够重现我们的恒星样品中观察到的大部分谱线，并估计出使不同离子谱线一致的特定碳丰度。对于早于O 7的热矮星和超巨星，来自风嵌入冲击的X射线会影响合成线的强度，特别是对于CIV，可能会影响丰度的测定。我们已经证明了我们的能力，获得现实的碳丰度通过快风，使用我们最近开发的模型原子。我们发现，复杂的效应可以对热恒星中的碳电离平衡产生强烈的影响。为了进一步了解，还需要探索紫外线范围。通过使用详细的氮和氧模型原子，我们将能够对大质量恒星的更大样本进行完整的CNO丰度分析，并提供相应的演化模型和方面的约束。
2017-08-30 astro-ph.SR
Hot colliding winds and the 2009 campaign on WR140
WR140（WC7pd + O5）通常被认为是炽热、明亮的碰撞风双星的原型，具有强烈的周期性高能和尘埃形成事件。挑战在于，这个系统非常极端，周期很长（接近整数7.94年），偏心率很高（e = 0.88）。因此，大部分的行动发生在相对较短的几个月的近距离近星点通过期间，在最近的2009年1月通过期间发生在北方冬季的几个月里，当时这个夏季天鹅座恒星在天空中的位置最不利于地面观测。为了迎接这一挑战，主要在2009年近星期通过后的几个月内，在不同地点和从空间组织了各种多波长活动。这次讲习班特别感兴趣的是MONS光学光谱工作，涉及2008年12月至2009年3月在特内里费岛MONS站点的业余和专业天文学家。我将从热碰撞风的一般现象的角度来描述WR140，并将新的活动细节留给本次研讨会的其他演讲者。
2011-01-07 astro-ph.SR
Tracing CNO exposed layers in the Algol-type binary system u Her
质量转移双星系统中恒星光球的化学成分是发生在恒星内部深处的核合成过程的宝贵诊断，并保留了组分历史的信息。双星系统uHer属于一组热的大陵五，两个组成部分都是B星。我们已经分离出的光谱解纠缠的一个新的系列的43个高分辨率阶梯光谱的技术的两个组件的个人光谱。用依巴谷测光分析得到修正的uHer各分量的恒星量，对于主要分量（质量增加星），我们得到M_A = 7.88 +/- 0.26 M_sun，R_A = 4.93 +/- 0.15 R_sun，T_eff_A = 21600 +/- 220 K。对于次级恒星（质量损失星），我们发现M_B = 2.79 +/- 0.12 M_sun，R_B = 4.26 +/- 0.06 R_sun，T_eff_B = 12600 +/- 550 K。对主星大气层的非LTE分析显示，氮和碳的丰度与标准宇宙丰度模式的偏差符合CNO核合成处理的理论预期。从计算的演化模型网格中，最佳匹配的恒星在u Her中的观测属性使追踪这个二元系统的初始属性和历史成为可能。我们确认，它已根据情况A的质量传递。对主星的详细丰度分析得出C/N = 0.9，这支持了演化计算，并表明在次级成分的早期演化中存在强烈的混合，而次级成分最初是两颗恒星中质量更大的。次级组分的组成将是对uHer系统的初始性质的进一步重要约束，但需要更高信噪比的光谱。
2014-08-12 astro-ph.SR
Stellar wind models of subluminous hot stars
质量损失率是恒星最重要的参数之一。我们的目标是提供作为亚矮星参数的函数的质量损失率，并将该公式应用于单个亚矮星，预测风的终极速度，估计磁场和X射线电离对星风的影响，并研究亚矮星风与Be和冷伴星质量损失的相互作用。我们利用我们的动力学平衡（NLTE）风模型，在共动坐标系（CMF）下，利用由辐射转移方程确定的辐射力来预测亚亮热星的风结构。我们的模型求解定常流体动力学方程，即连续性连续性方程、运动方程和能量方程，并预测基本的风参数。我们预测风的质量损失率作为恒星参数的函数，即恒星的光度，有效温度和金属丰度。导出的风参数（质量损失率和终极速度）与观测值一致。对于低有效温度和高表面重力的恒星，辐射力不能加速均匀风。我们讨论了个别次矮星的风的性质。X射线辐照可能抑制致密双星的流动。在含有Be成分的双星中，风与Be星的盘相互作用。星风存在于低重力或高有效温度的亚发光恒星中。尽管它们的质量损失率很低，但它们在紫外光谱中是可以检测到的，并会引起X射线发射。亚矮星在演化过程中可能会失去相当大一部分质量。有风的磁次矮星的角动量损失可以解释它们的低自转速度。星风在双星系统中尤其重要，因为它们可能会被一个紧密或冷的伴星吸积。（节略）
2016-07-15 astro-ph.SR
Hot subdwarf wind models with accurate abundances I. Hydrogen dominated stars HD 49798 and BD+18$^\circ\,$2647
炽热的次矮星是处于演化后期的氦燃烧天体。这些恒星可以通过吸收重元素的光线来产生风。风的强度取决于化学成分，而化学成分在不同的恒星之间会有很大的差异。我们的目标是了解金属丰度对热的富氢亚矮星HD 49798和BD+18 $^\circ\,$ 2647的风强度的影响。我们使用紫外和光学光谱来推导恒星参数和丰度。对于导出的恒星参数，我们预测风结构（包括质量损失率和终极速度）与我们的METUJE代码。我们推导了HD 49798的有效温度$T_\text{eff}=45\,900\,$ K和质量$M=1.46\,M_\odot$，以及BD+18 $^\circ\,$ 2647的$T_\text{eff}=73\,000\,$ K和$M=0.38\,M_\odot$。丰度可以解释为恒星演化和扩散之间相互作用的结果。HD 49798有强风，不允许化学分离，因此它显示了通过氢燃烧改变的太阳能化学成分。另一方面，我们在BD+18 $^\circ\,$ 2647中没有发现任何风，因此其丰度很可能受到辐射扩散的影响。准确的丰度不会导致HD 49798的风质量损失率的显着修改，因为Fe和Ni对辐射力的贡献的增加被其他元素引起的力的减少所补偿。由此产生的风质量损失率$\dot M=2.1\times10^{-9}\,M_\odot\,\text{yr}^{-1}$预测了日食期间的X射线光变曲线，这与观测结果…
2019-09-27 astro-ph.SR
Mass loss from inhomogeneous hot star winds II. Constraints from a combined optical/UV study
目前用于热的大质量恒星的质量损失率最近受到了严重的质疑，主要是因为风聚集的影响。我们研究了聚集效应对诊断紫外共振谱线和光学复合谱线的影响。光学厚团块，一个非空的interclump介质，和一个非单调的速度场都占在一个单一的模型。我们使用了二维和三维随机和辐射流体动力学（RH）风模型，通过组装径向独立切片的一维快照。为了计算合成光谱，我们开发并使用了复合线（求解“形式积分”）和共振线（使用蒙特卡罗方法）的详细辐射转移代码。此外，我们提出了一种分析方法来模拟这些线cloudspeeds风，它不依赖于光学薄结块。结果如下：合成光谱计算直接从目前的RH风模型的线驱动的不稳定性是无法在平行复制战略光学和紫外线的银河系O-超巨星LCep。使用我们的随机风模型，我们获得一致的拟合基本上是通过增加内风的聚集。的质量损失率推导出，这是约2倍低于预测的线驱动风理论，但远高于相应的速率时，假设光学薄团块从光谱。我们的线形成的解析公式被用来证明在弱风星的光学厚聚集的潜在影响，并确认最近的结果，共振双峰可用作风结构和光学厚聚集的示踪剂。（节录）
2011-02-08 astro-ph.SR
Theory of Winds from Hot, Luminous Massive Stars
大质量恒星的高光度通过恒星连续辐射的线散射驱动强烈的恒星风。本文回顾了这样的线驱动的动力学，第一次建立在标准CAK模型的稳定风，并推导出相关的分析标度的质量损失率和风速法。接下来总结了这种线驱动固有的强线消影不稳定性（LDI）的起源和性质，包括稳定风基的扩散线阻力效应的作用，然后描述了如何将不稳定性和阻力纳入平滑源函数（SSF）方法中，用于对所得风结构的非线性演变进行随时间变化的模拟。审查的结论与解释观测诊断的温度，密度和速度的广泛结构的影响进行了讨论。除了通常的聚集效应对密度平方诊断的影响外，光学厚团块的空间孔隙度可以减少单密度连续吸收，并且一种速度孔隙度或速度，可以减少谱线的吸收强度。总体目标是阐明辐射驱动的丰富物理学，以及在为热星风通常复杂的结构和可变性开发动力学模型方面面临的挑战。
2014-09-07 astro-ph.SR
Creation of neutral disks during outbursts of symbiotic binaries
共生双星光谱能量分布的多波长模型表明，在活跃阶段，在轨道平面附近的热恒星周围会产生一个中性盘状区域。据推测，这与活跃的热恒星的增强风有关。为了验证这一想法，我们应用风压缩模型的共生双星，其中的风粒子被压缩更多的赤道平面由于快速旋转的热星的活跃热星。因此，我们计算了这种压缩风和来自热恒星的电离光子的电离结构。我们发现，在活跃期，炽热的星风增强到\sim（10^-7 - 10^-6）M_sun yr^-1，在恒星赤道处的旋转速度为100 - 350 km s^-1，这导致了中性盘状带的形成。这种盘的存在是短暂的，与共生双星的活跃阶段有关。在静止阶段，由于质量损失率不足，不能产生这种中性盘。
2011-06-13 astro-ph.SR
Metal abundances in hot white dwarfs with signatures of a superionized wind
大约有十几颗有效温度Teff = 65，000 - 120，000 K的热白矮星在它们的光谱中表现出不寻常的吸收特征。这些物体被暂时确定为电离阶段V-X的超高激发金属的里德伯线，表明在温度接近一百万开尔文的稠密环境中形成的线。由于一些特征显示出向蓝的延伸，有人认为它们源于超离子化的风。不可能将这些谱线唯一地归属于特定的元素，尽管它们可能来自C、N、O和Ne。为了进一步研究这一现象，我们分析了这一群中仅有的三颗恒星的紫外光谱，即两颗富氦的白矮星，HE 0504-2408和HS 0713+3958，光谱类型为DO，以及一颗富氢的白矮星，HS 2115+1148，光谱类型为DAO。我们确定了轻金属（C，N，O，Si，P和S）与一般subsolar丰度和重元素从铁组（Cr，Mn，Fe，Co，Ni）与太阳能或oversolar丰度。丰度模式是不寻常的热WD，可以解释为重力沉降和辐射悬浮的元素的结果。至于超高离化金属谱线的起源，我们讨论了可能存在的多组分辐射驱动风，这是加热的。
2017-11-11 astro-ph.SR
Monte Carlo Simulations of Polarimetric and Light Variability from Corotating Interaction Regions in Hot Stellar Winds
利用三维蒙特卡罗辐射转移程序研究了大质量恒星风中定常共转相互作用区（CIR）的偏振和光度变化。我们的CIR近似阿基米德螺旋的密度较高（或较低）形成的球形风起源于恒星，我们也作出津贴的一个明亮的高斯点的基础上的CIR。比较结果从我们的代码到以前的分析计算中的光学薄的情况下，我们发现的差异，我们主要归因于一个更好的估计总的非偏振通量到达观察员。在光学厚度的情况下，与解析计算的差异要大得多，因为多重散射引入了额外的复杂性，包括掩星效应。增加一个高斯光点并不会显著改变偏振曲线的形状，但会产生一个小的偏振过量。另一方面，取决于风的点参数和密度，光变曲线上的效果可能更大，并且可能在所得CIR上占主导地位。
2019-08-26 astro-ph.SR
A peculiar Of star in the Local Group galaxy IC 1613
上下文辐射驱动风理论的结果被纳入恒星演化和人口合成模型，并用于我们对深宇宙观测的解释。然而，这个理论直到小麦哲伦星云的金属丰度才得到证实。需要对低金属丰度的O型星进行分析来证明这一理论。目标。我们观测到GHV-62024，一颗位于低金属量星系IC 1613中的O6.5 IIIf恒星。根据先前的初步分析，这颗恒星可能会在低金属丰度时挑战辐射驱动风理论。方法.我们的观测是用VIMOS在VLT，在R~2000获得的，并使用最新版本的模式大气代码FASTWIND进行了分析，其中包括N III结果。我们得到的恒星参数，并得出结论，该恒星遵循平均风动量-光度关系（WLR）预期其金属丰度，但具有较高的值的指数的风速定律，β。我们认为，这个高值可能达到，因为GHV-62024可能是一个快速旋转器看到在一个低倾角。虽然导出的β值不会因为采用较低的风终极速度而改变，但错误的$V_\infty$对WLR图中恒星的位置有明显的影响。N和He的丰度非常高，与可能由快速旋转引起的强烈CNO混合一致，尽管我们不能放弃不同的起源。我们再次发现了众所周知的质量差异。结论.我们的结论是，恒星遵循WLR预期的金属丰度。结果是一致的GHV-62024是一个快速旋转器看到接近极点，污染的表面与CNO产品和风结构改变的快速旋转，而不修改全球WLR。我们认为这可能是快旋子的一般性质。
2012-06-06 astro-ph.SR
CMF models of hot star winds II. Reduction of O star wind mass-loss rates in global models
我们计算全球（统一）风模型的主序星，巨型和超巨型O型恒星从我们的银河系。这些模型是通过求解流体动力学、动力学平衡（也称为NLTE）和共动坐标系（CMF）辐射转移方程从（近）流体静力光球到超音速风计算的。对于给定的恒星参数，我们的模型预测光球和风结构，特别是风的质量损失率没有任何自由参数。我们预测的质量损失率比通常使用的预测低2- 5倍。差异的一个可能原因是放弃了Sobolev近似的辐射力的计算，因为我们的模型同意CMF NLTE辐射转移代码的预测。我们预测的质量损失率同意很好的质量损失率来自观察到的近红外线和X-射线线的配置文件，并略低于来自组合的UV和H $α$诊断质量损失率。因此，校正成团的经验质量损失率估计值可以与理论预测值相一致，使得各个质量损失率估计值之间的平均比率不高于约$ 1.6 $。另一方面，我们的预测是由$ 4.7 $的因素低于纯H $α$质量损失率的估计，并可以与这些值相一致，只有假设一个至少为8的微团聚因素。
2017-06-19 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
Formation and X-ray Emission from Hot Bubbles in Planetary Nebulae. II. Hot bubble X-ray emission
本文对行星状星云（PNe）中热泡的X射线发射进行了数值模拟研究。高分辨率，二维，辐射流体动力学模拟的形成和演化的热气泡在PNe，有和没有热传导，被用来计算的X射线发射和研究其时间依赖性和关系的变化的恒星参数。在风-风相互作用区的不稳定性在被掠起的星云物质壳层中产生了团块和细丝。波纹状界面处的湍流混合和热传导可以在热的、受冲击的风泡和被扫起的光电离星云物质之间产生大量的中间温度和密度的气体，这些气体可以发出柔和的、漫射的X射线。我们使用CHIANTI软件计算了模型的合成光谱，并计算了它们的光度。我们发现，模型与传导和那些没有可以产生的X射线的温度和亮度的范围内的观测报告，虽然模型，包括热传导是一个数量级更明亮的比那些没有。我们的结果表明，在早期的弥漫X射线发射应占主导地位的贡献，从热，冲击恒星风，而在稍后的时间星云气体将占主导地位的频谱。我们分析了采样对所得光谱的影响，并得出结论，需要至少200个计数来可靠地再现光谱形状。同样地，从PNe的低计数检测获得的高度平滑的表面亮度轮廓不能提供X射线发射气体的空间分布的可靠描述。
2016-09-11 astro-ph.SR
Mass loss from inhomogeneous hot star winds I. Resonance line formation in 2D models
在光谱分析中，热的大质量恒星风中的小尺度聚集通常是通过假设光学上薄的聚集体、空的聚集体间介质和平滑的速度场来进行的。为了协调这些模型中不同诊断的调查，需要调用具有非常低的质量损失率的高度聚集的风。特别是，不饱和的紫外共振线似乎表明速率的数量级（甚至更多）低于以前接受的值。利用二维随机和伪二维辐射流体动力学风模型研究了非均匀热星风中共振线的形成。本文介绍了一个蒙特卡罗辐射转移程序，并用于产生合成线谱。结果：光学薄聚团极限只适用于非常弱的谱线。对于中等强度的谱线，团簇的速度跨度至关重要。目前的流体动力学模型预测跨度太大，无法重现观测到的配置文件，除非调用一个非常低的质量损失率。通过在二维随机模型中模拟较低的跨度，剖面强度急剧降低，并且与较高的质量损失率一致。为了同时满足来自强线的约束，束间介质必须是非空的。第一个比较观察到的PV双峰在O6超巨星林Cep证实，随机的2D模型再现的观测质量损失率约为10倍以上，来自相同的线，但假设光学薄结块。然而，这可能会解决理论预测，进化的限制，和最近推导的质量损失率之间的差异，并建议重新调查的结构预测目前的流体动力学模型。
2010-01-06 astro-ph.SR
Formation and X-ray emission from Hot Bubbles in Planetary Nebulae. I. Hot Bubble formation
利用高分辨率二维辐射流体动力学数值模拟研究了行星状星云（PNe）内部热泡的形成和演化。我们考虑到恒星参数的演化，风速和质量损失率从最终的热脉冲在渐近巨星分支（AGB）通过后AGB阶段的初始恒星质量的范围。在热气泡和后掠AGB风壳层之间的界面处形成的不稳定性导致流体动力学相互作用、光蒸发流动和不透明度变化。我们探讨流体动力学混合结合热传导在这个接口上的动态，光电离，和发射率的模型的影响。我们发现，即使没有热传导的模型混合到热泡的质量显着数额。当热传导不包括在内时，热气体可以通过破碎的后掠AGB壳中的团块和细丝之间的间隙泄漏，这使气泡减压。包含的热传导蒸发和加热的材料从clubershells，这扩大密封的差距，防止损失的气泡压力。没有传导的气泡的动力学是由厚的光电离壳的热压力，而与热传导的气泡，它是由热，冲击风为主。
2014-07-05 astro-ph.SR
Abundances in bulge stars from high-resolution, near-IR spectra I. The CNO elements observed during the science verification of CRIRES at VLT
银河系核球的形成和演化还没有被很好地理解，它的分类也很模糊。然而，限制可以通过研究核球星中关键元素的丰度来获得。本研究的目的是确定CNO的化学演化，和一些其他元素的恒星在银河系的隆起，并讨论的灵敏度推导出的丰度从分子线。使用VLT/CRIRES记录H带的高分辨率近红外光谱。由于在朝向凸起的视线中的高且可变的视觉消光，优选在近红外中进行分析。CNO丰度可以同时从观察到的波长范围内的许多分子线确定。Baade窗口中的三颗巨星是CRIRES观测到的第一批核球星。我们特别确定了CNO丰度，不确定度小于0.20德克斯，从CO，CN和OH线。由于恒星基本参数的不确定性，特别是Teff，推导出的CNO丰度的系统不确定性是显着的，推导出的丰度的敏感性的详细讨论。我们发现近红外和光学确定的O，Ti，Fe和Si丰度之间的良好协议。我们的两颗恒星显示出太阳[C+N/Fe]，这表明这些巨星经历了第一次挖掘，氧丰度应该反映了巨星的原始丰度。这两颗巨星符合这张照片，在这张照片中，凸起和厚盘恒星的O丰度之间没有显着差异。我们的S丰度的测定是第一次为球星。所有恒星的高[S/Fe]值表明在核球演化的早期阶段有很高的恒星形成率。
2009-02-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar Wind -- Magnetosphere Interactions in Hot Jupiters
一个潜在的恒星-行星相互作用机制涉及行星加热通过恒星风和行星磁层之间的相互作用建立的电流。早期的模拟结果表明，这种电流，这是类似于地球的全球电路（GEC），有可能提供足够的加热，以考虑到额外的半径膨胀看到一些热彗星。在这里，我们提出了一个更详细的模型，这种现象，探索的规模的影响，在何种情况下，它可能是显着的，行星磁层结构的影响，和观测签名。
2015-11-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
Hot Star Winds
本文综述了热星星风的物理机制、金属丰度依赖性及其对大质量恒星演化的影响，并重点介绍了利用流体动力学一致大气模型研究 Wolf-Rayet 星辐射驱动质量损失的最新进展。
2024-10-16 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The Driving of Hot Star Winds
在热星的统治下，直到紫外天文学时代，风才被视为常见的东西。由于我们可以接触到紫外线波长范围，很明显风并不是一种仅限于某些特殊物体的奇异现象，而是实际上在炽热和大质量恒星中无处不在。由于谱线而产生的不透明度是使炽热的大质量恒星能够发射强大恒星风的决定性因素。虽然这些所谓的线驱动风的基本原理在几十年前就已经实现，但对其进行适当的定量预测仍然是当今的一个重大挑战。建立的理论和经验描述使我们能够在所有天体物理尺度上取得重大进展。然而，我们现在正在达到他们的局限性，因为我们仍然缺乏对热星风性质的各种基本见解，从而阻碍了我们得出更深层次的结论，尤其是在处理恒星或亚恒星伴星时。这催生了新一代的研究人员，他们在观察和新的理论方法中以前所未有的细节水平寻找答案。在这些程序中，驱动热星风的基本原理将被简要回顾。从经典CAK理论及其扩展开始，通过蒙特卡罗和最近的基于共动标架的模拟，将介绍描述和模拟热星风加速的不同方法。审查继续简要讨论的不稳定性，以及定性和定量的见解OB和沃尔夫-拉叶星风。此外，同伴的挑战和它们对辐射驱动的风的影响进行了概述。
2022-11-21 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
CNO behaviour in planet-harbouring stars. I Nitrogen abundances in stars with planets
碳、氮和氧（CNO）是恒星形成和演化的关键元素，它们的丰度对行星的形成和演化也有重要影响。我们对74颗太阳型恒星进行了详细的光谱分析，其中42颗已知拥有行星。我们确定这些恒星的氮丰度，并调查N和行星同伴的存在之间可能存在的联系。我们使用VLT/UVES获得高分辨率的近紫外光谱我们的目标。用光谱合成代码MOOG和FITING对3360 A处的NH带进行光谱合成。我们确定了几个光谱窗口，从中可以获得准确的N丰度。有行星和没有行星的恒星的氮分布表明，与单颗恒星相比，行星宿主富含氮。然而，考虑到[N/Fe]与[Fe/H]之间的线性趋势，这一事实可以解释为由于行星宿主富含金属的性质。我们的结论是，可靠的N丰度可以从3360 A的近紫外分子带的富金属太阳型恒星。我们证实了[N/Fe]和金属丰度之间的线性趋势，预计从银河系化学演化的标准模型。
2016-05-10 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar Wind Effect on the Atmospheric Escape of Hot Jupiters and their Ly-$α$ and H$α$ transits
近距离系外行星的大气逃逸可以由来自主恒星的高能辐射驱动。行星外流与恒星风的相互作用可能会产生可观测到的凌日信号，这取决于恒星风的强度。我们进行详细的辐射流体动力学模拟的大气逃逸的热彗星，包括风从主恒星的自洽，动态耦合的方式。我们表明，行星外流是由它的热压力和恒星风的冲压压力之间的平衡。我们使用模拟输出来计算莱曼- $α$和H $α$过境签名。强风可限制外流并减小莱曼- $α$过境深度。相比之下，风对H $α$的影响很弱，因为来自行星最上层大气的贡献很小。观察这两条线对于了解来自宿主的紫外线辐射和风的影响很重要。大气质量损失率几乎与风的强度无关。我们还讨论了日冕物质抛射对信号的影响。我们认为，围绕M矮星的影响可以是显着的，在每一个过境。
2022-03-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the Evolution of, and Hot Gas in, Wind-Blown Bubbles around Massive Stars -- Wind Bubbles Are Not Energy-Conserving
本文通过电离气体动力学模拟重新审视大质量恒星周围风驱动气泡的演化，发现其冷却有效且膨胀更符合动量守恒，X射线主要来自高温团块。
2023-06-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
On one effect of coronal mass ejections influence on the envelopes of hot Jupiters
现在确定的是，热彗星有广泛的气体（电离层）信封，扩大远远超出了洛希瓣。这些包层与行星的结合力很弱，受到恒星风波动的强烈影响。此外，热彗星靠近母星，因此星风的磁场是一个重要因素，决定了它们的磁层结构。与此同时，对于一个典型的热木星，恒星风等离子体的速度，在大气层周围流动，接近阿尔文速度。这将导致恒星风参数的波动（密度、速度、磁场），这可能会影响热木星周围弓形激波的形成条件，即：e.以将流动从亚阿尔芬模式切换到超阿尔芬模式并返回。本文根据三维MHD数值模拟结果，证实了在热木星包层中，即在星风的Alfvén点附近，在日冕物质抛射的作用下，弓形激波的消失和出现都是可能的。该论文还表明，这种效应可以影响热木星的观测表现，包括光谱能量部分的光度。
2019-11-07 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
New empirical mass-loss recipe for UV radiation line-driven winds of hot stars across various metallicities
本文基于银河系和麦哲伦云热恒星样本，建立了以爱丁顿参数和金属丰度为变量的通用经验质量损失公式，可统一描述不同演化阶段热恒星的紫外辐射驱动星风，并显著改变低金属丰度下大质量恒星演化结局的预测。
2025-04-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The properties of small magnetic flux ropes inside the solar wind come from coronal holes, active regions, and quiet Sun
本研究分析了日冕洞、活动区和宁静太阳风中的1993个小磁通量绳（SFRs），按O7+/O6+变化将其分为热、冷和普通三类，揭示了它们在物理特性上的显著差异及不同的太阳与日球层起源机制。
2023-04-24 astro-ph.SR physics.space-ph
Hot Jupiter accretion: 3D MHD simulations of star-planet wind interaction
我们提出了一个太阳型恒星和短周期热木星系外行星之间的风-风相互作用的三维MHD模拟。这是第一个这样的模拟中，恒星表面演化的详细研究。在我们的模拟中，基于系外行星高层大气的FUV蒸发模型的行星外流导致星周和行星际物质的积累，这些物质以日冕雨的形式吸积到恒星表面上，其中雨是落在恒星表面上的HJ风物质。我们已经进行了一套混合几何高分辨率的模拟，其中包括一个代表性的HJ托管系统的相互作用的恒星和行星风材料的行为。我们的研究结果表明，磁拓扑结构在形成恒星和HJ之间的吸积流中起着核心作用，吸积的性质在位置和速率上都是可变的，最终的吸积点发生在$ϕ~=~227^{\circ}$前面的亚行星点和$θ~=~53^{\circ}$下面的轨道平原。已发现吸积斑本身的大小随周期$67 \ \mathrm{ks}$而变化。在吸积点内，与周围的表面条件相比，温度略有下降，同时密度有所增加。我们还表明，磁场不能被忽略的吸积是高度依赖于磁拓扑结构的HJ和主机。我们将这种行为称为星-行星-风相互作用（SPWI）。
2018-12-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
X-rays from Hot Subdwarfs
由于XMM-牛顿和钱德拉卫星上的仪器具有高灵敏度，因此有可能探索热亚矮星的X射线发射特性。通过X射线探测到的热次矮星样本虽小但仍在不断增加，其中包括双星系统，在双星系统中，X射线是由风吸积到致密伴星（白矮星或中子星）上产生的，以及孤立的sdO星，其中X射线可能是由于风中的激波不稳定性造成的。对这些低质量恒星的X射线观测提供的信息也有助于我们了解更明亮和更大质量的早期型恒星的风，并可能导致发现特别有趣的双星系统。
2015-10-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Testing the Reliability of X-rays as a Tool for Constraining Mass-loss Rates of Hot Stars
我们拟合了一个新的线形模型，以O超巨星$ζ$船尾座的\textit{Chandra} X射线谱来测试来自不同假设加热模型的X射线风线剖面的质量损失率的鲁棒性。我们的目标是跟踪热气体取代常见的假设，它是成比例的冷气体排放措施。而不是假设一个开启半径的热气体（如适用于线deshadowing不稳定性内部的风），我们参数化的热气体的平均自由路径加速低密度气体遇到较慢的高密度材料。这种替代模型在5 - 17 nm波长范围内拟合X射线谱线方面与以前的方法同样成功。我们发现，最热的气体出现的特征半径是成反比的线形成温度，这表明更强的冲击出现一般更接近表面。这幅图更符合低密度的口袋，在较低的边界快速加速比内部产生的风不稳定。我们还推断出一个整体的风的质量损失率与以前在文献中使用的技术的轮廓形状。在这样做时，我们发现的证据表明，来自X射线风线剖面的质量损失率是不稳健的变化，在特定的加热图片使用。
2022-06-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Driving Disk Winds and Heating up Hot Coronae by MRI Turbulence
我们研究了磁旋转湍流作用下吸积盘中热日冕和垂直外流的形成。我们执行本地三维（3D）MHD模拟与垂直分层显式求解能量方程与各种有效的比热比，γ。最初施加的弱垂直磁场被磁旋转不稳定性（MRI）和由于差动旋转引起的绕组有效地放大。在等温情况下（γ =1），盘风主要由与MHD湍流相关联的坡印亭通量驱动，并显示出准周期的不稳定性。另一方面，在γ>~ 1.1的非等温情况下，距中平面1-2个标度高度以上的区域被有效加热，形成温度约为初始值50倍的日冕，并通过压力平衡过渡区与较冷的中平面区域相连。结果表明，盘风主要由气体压力驱动，具有更强的时间稳定性，但无量纲时均质量损失率与等温情况相似.在这些情况下，类声波被限制在冷的中平面区域中，并且密度波动的幅度大于等温情况。
2013-10-30 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
The Solar Enigma Decoding the Mystery of the Hot Corona and Solar Wind Acceleration
本文提出磁重联通过对回旋带电粒子磁矩施矩传递磁能，解释日冕百万度加热及超音速太阳风加速。
2025-03-16 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
The electron distribution function downstream of the solar-wind termination shock: Where are the hot electrons?
在大多数关于等离子体冲击波的文献中，电子扮演着“幽灵粒子”的角色，因为它们对质量和动量流的贡献可以忽略不计，并且它们被视为只负责等离子体的电中性。然而，在最近的一些论文中，电子在激波动力学和热力学中，特别是在太阳风终止激波中，扮演了一个新的重要角色。它们以一种非常特殊的方式作用于冲击电场，导致下游电子的超热非平衡分布，这可以用kappa分布函数来表示。在本文中，我们讨论了为什么预期的热电子人口没有看到的旅行者飞船下游的太阳风终止冲击的等离子体探测器。我们表明，热的非平衡电子诱导一个强大的负电荷的任何航天器巡航通过这个下游等离子体环境。这种电荷将航天器探测器上的电子通量降低到无法探测的强度。此外，我们表明，德拜长度$λ_{\mathrm D}^κ$增长到约$λ_{\mathrm D}^κ/λ_{\mathrm D}\simeq 10^{6}$的值相比，在这个热电子环境中的经典值$λ_{\mathrm D}$。这种不寻常的条件允许某种类型的静电等离子体波的传播，在非常大的波长下，允许我们通过这些波的相速度直接确定超热电子的有效温度。在中等波长下，电声色散关系导致非传播振荡，离子等离子体频率$ω_{\mathrm p}$，而不是传统的电子等离子体频率。
2015-06-19 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
