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
ALMA-IMF. V. Prestellar and protostellar core populations in the W43 cloud complex
本研究利用ALMA-IMF在W43建立统一核目录并分类原恒星与前恒星核，发现顶重型CMF主要由原恒星核造成，支持核在原恒星阶段通过环境内流持续增质。
2023-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Deconfinement Phase Transition in Proto-Neutron-Star Matter
在这项工作中，我们详细研究了在中子星和原中子星（其中轻子分数是固定的）的背景下，在热/密核物质中发生的退禁闭相变。在每种情况下，被认为是不同的混合物的相位与不同的本地和全球保守量的可能性。为此，手征平均场（CMF）模型，一个有效的相对论模型，包括自洽的手征对称性恢复和解除禁闭的夸克物质，被采用。最后，我们比较了我们的结果与PQCD提供的数据在不同的温度和条件。
2018-11-12 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
The Zeeman Effect in the Sobolev Approximation II: Split Monopole Fields and the "Heartbeat" Stokes V Profile
我们计算的圆偏振斯托克斯V轮廓的发射线，形成在热星风线程与弱径向磁场。为了简单起见，我们假设风场被风沿径向梳理，旋转不起中心作用，将其视为分裂的风场。在弱场近似下，我们发现V轮廓具有特征性的“心跳”形状，表现出多个符号反转，在没有理论指导的情况下，这可能被误认为是噪声。我们还得出结论，有一个趋势的V型线的每一侧分别积分为零。
2009-06-17 astro-ph.IM 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
Equation of State of Hot Dense Hyperonic Matter in the Quark-Meson-Coupling (QMC-A) model
在夸克-介子耦合（QMC-A）模型的框架下，构造了一个新的冷、热超子物质的状态方程。QMC-A EoS产生的结果与现有的核物理约束和天体物理观测相兼容。它涵盖的温度范围从T=0到100 MeV，每个粒子的熵S/A在0到6之间，轻子分数从Y $_L$ =0.0到0.6，重子数密度n $_B$ =0.05-1.2 fm $^{-3}$。QMC-A EoS在两种情况下分别应用于冷中子星和热原中子星：（i）富轻子物质和俘获中微子;（ii）去轻子化化学平衡物质。我们发现，QMC-A模型预测超子的数量随着温度和密度的增加而增加，从而表明它们不仅存在于PNS中，而且很可能存在于NS合并残留物中。利用绝热指数和声速c $_s$研究了核子-超子相变。结果表明，（c $_s$ /c）$^2$降低到1/3的共形极限以下是由于任何相变引起的不稳定性的一般结果，而不是强子-夸克物质跃迁的唯一指纹.刚性旋转的冷和热的恒星，他们的惯性矩和开普勒频率也进行了探讨。QMC-A模型的结果进行了比较两个相对论模型，手征平均场模型（CMF），广义相对论密度泛函与超子（GRDF-Y）。相似性和差异进行了讨论。
2021-04-29 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
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
An Updated Formalism For Line-Driven Radiative Acceleration and Implications for Stellar Mass Loss
由于谱线的强不透明性，辐射对各种天体物理环境中的大尺度流的加速都有贡献。关联力的量化对于理解这些线驱动流至关重要，并且必须考虑大量的线（由于全套元件和电离级）。在这里，我们提供了新的计算无量纲线强度和相关的不透明度依赖力乘数的更新列表约450万谱线从NIST，CHIANTI，CMFGEN，和TOPbase数据库编译。为了保持应用到不同环境的一般性，我们假设局部热力学平衡，照明普朗克函数，和Sobolev近似。我们在二维温度网格中计算线力（即，值在5，200和70，000 K之间）和密度（变化超过11个数量级）。从历史上看，力倍增器功能已被描述的光学深度的幂律函数。我们重新审视这一假设，拟合替代功能，包括饱和度为一个恒定的值（Gayley的$\bar{Q}$参数）在光学薄的限制。这种替代形式比幂律形式更适合，我们用它来计算大质量主序星的质量损失率。由于幂律力倍增器不会继续到任意小的光学深度，我们发现有效温度小于15，000 K的恒星的线驱动风急剧减少或淬灭。
2021-01-25 astro-ph.SR
Effect of scattering on the transonic solution topology and intrinsic variability of line-driven stellar winds
对于线驱动的风从热，发光OB星，我们研究的微妙，但重要的作用，扩散，散射辐射在确定的拓扑结构的稳态解决方案和内在的变化，在跨音速风基地。我们使用一个光滑的源函数形式主义，以获得非本地的，积分表达式的线力，占偏离通常的本地化，Sobolev形式的直接和扩散分量。由于散射源函数减少，我们发现在跨音速区域的解决方案拓扑结构从X型过渡，一个独特的风的解决方案，节点型，其特征在于由一个退化的家庭的解决方案。具体而言，在理想化的情况下，光学薄源函数和均匀明亮的恒星盘，唯一的X型解决方案被证明是一个稳定的吸引子，依赖于时间的数值辐射流体动力学模拟放松。但在散射强度仅适度降低的模型中，拓扑结构反而变成了节点，相关的解简并现在表现为内在结构和变化，这些结构和变化一直持续到光球风底。这突出了潜在的关键作用的扩散辐射的动力学和变化的线驱动的风，并严重挑战使用索伯列夫理论在跨音速风区。由于这种基于Sobolev的模型通常用于广泛的应用，如恒星演化和反馈，这促使新的风模型的发展，不仅进一步量化的内在变化，这里发现，但也计算新的理论预测的全球性质，如速度定律和质量损失率。
2015-08-12 astro-ph.SR
Mass loss from inhomogeneous hot star winds III. An effective-opacity formalism for line radiative transfer in accelerating, clumped two-component media, and first results on theory and diagnostics
[摘要]我们开发和基准的快速和易于使用的有效不透明度形式主义的线和连续辐射转移在加速的两个组件cluquet介质。形式主义桥梁的光学薄和厚的团块的限制，并在这里使用i）设计一个简单的vorosity-modified Sobolev与精确积分（vmSEI）的方法来分析紫外线风共振线在热，大质量的恒星，和ii）获得简单的校正因子的线力驱动这样的恒星的外流。我们表明，（对于一个给定的电离因子）紫外共振双峰可用于分析预测向上修正的经验推断的质量损失率与速度空间中的孔隙度（又名。速度-孔隙度或vorosity），但存在严重的溶液简并性。对于平均密度的1%，我们对O和B超巨星导出了向上的经验质量损失修正，通常是~5或~50的系数，这取决于选择了两个适用的解决方案中的哪一个。总的来说，我们的研究结果表明，这种解决方案的二分法严重限制了使用的紫外线共振线作为直接的质量损失指标聚集热恒星风。接下来，我们将有效不透明度形式主义的标准CAK理论的线驱动风。通过分析和数值流体动力学计算，我们表明，在涡度是重要的临界点设置的质量损失率的情况下，减少线力导致较低的理论质量损失，由因子缩放与归一化速度填充因子fvel。另一方面，如果涡量仅在该临界点以上才重要，则预测的质量损失不受影响，但风终端速度降低。这表明，速度空间中的孔隙度不仅对诊断有显著影响，而且对辐射驱动风的动力学和理论也有显著影响。
2014-05-30 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
Wind structure and luminosity variations in the WR/LBV HD 5980
在过去的40年里，位于小麦哲伦星云中的大质量LBV/WR系统HD 5980经历了一个长期的S Doradus型变率周期，并在1993年和1994年经历了两次短暂而猛烈的爆发。在本文中，我们分析了1979年至2009年之间获得的紫外光谱和光学光谱的集合，并对1994年，2000年，2002年和2009年的光谱进行了CMFGEN模型拟合。结果如下：1994年的爆发涉及到热光度和风结构的变化，发射线强度、风速和连续发光度经历了相关的变化，即V $_\infty$的减小与发射线和连续发光度的增加有关; d）系统中第三颗星（{ \it Star C}）的光谱与T $_{eff}$ =32 K的SMC化学丰度模型大气很好地拟合。对于所有的历元，爆发恒星的风在音速点是光学厚的，因此主要是由连续不透明度驱动的。我们推测，风在两个稳定的区域之间切换，由Lamers & Nugis（2002）和Gräfener and Hamann（2008）定义的“热”（爆发期间）和“冷”（爆发后）铁不透明度凸起驱动，因此风可能经历与OB星不同性质的双稳定性跳跃。
2011-09-27 astro-ph.SR
Using Shell Models to Investigate Clumping in the Wind of the O7Iaf+ Supergiant AzV83
炽热的大质量恒星表现出强烈的恒星风，丰富了周围的星际介质，影响了恒星的演化。然而，风是不均匀的（聚集），很难在辐射转移代码中建模。为了产生更真实的光谱，许多代码使用体积填充因子方法来合并聚集的效果。虽然这种方法很方便，但它过于简单。我们介绍了另一种方法，将结块假设风是由密集的球壳。使用这种方法中的辐射转移代码CMFGEN，我们产生的合成光谱AzV 83，O7 Iaf+超巨星位于小麦哲伦云。AzV83的光谱具有丰富的光球和风特征，使其成为研究恒星风物理特征的理想候选者。合成光谱进行比较，恒星的观测光谱，以更好地表征成团风的光谱特征的影响，并更好地了解体积填充因子的方法的局限性。使用球壳的方法产生的风参数与使用体积填充因子方法获得的风参数相似，尽管需要稍高的质量损失率来拟合H $α$。正如预期的那样，在模型中与壳层的interclump介质允许高电离共振转换的N V和O VI被安装使用$L_{\rm X-ray}/L_{\rm Bol} \approx 10^{-7}$，这是典型的O型星观察，这是一个因素的10倍，低于所需的体积填充因子的方法。
2021-03-12 astro-ph.SR
The study of AF And. I. Hydrogen abundance constraints and dynamically-consistent wind model of the hot state
Special Astrophysical Observatory（特别天文台）
本文通过 CMFGEN 非LTE建模和动力学一致速度场，约束了M31中亮蓝变星AF And热态的氢丰度（20%-30%）及当前质量（15.6-17.7 M⊙），并估计初始质量约50 M⊙。
2026-09-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
A massive nebula around the Luminous Blue Variable star RMC143 revealed by ALMA
亮蓝变星（LBV）RMC 143位于剑鱼座复合体30的外围，这是一个富含星际物质和热发光恒星的区域。本文报道了用ALMA对$3σ$进行的星周星云亚毫米探测。观察到的形态在亚毫米是不同于以前观察到的HST和ATCA在光学和厘米波长制度。RMC 143的光谱能量分布（SED）表明，两种发射机制有助于亚毫米级的发射：光学薄韧致辐射和灰尘。消光图和SED都与一个尘埃质量为$0.055\pm0.018~M_{\odot}$（假设是$κ_{850}=1.7\rm\,cm^{2}\,g^{-1}$）的大质量尘埃星云相一致。到目前为止，RMC 143拥有麦哲伦星云中观测到的最多尘埃的LBV星云。我们还根据2015/16年获得的VLT/X-shooter光谱重新检查了RMC 143的LBV分类，并回顾了出版记录。辐射传输程序CMFGEN被用来推导它的基本恒星参数。我们发现$\sim 8500$ ~K有一个有效温度，$(L/L_{\odot}) = 5.32$有一个对数光度，$1.0 \times 10^{-5}~M_{\odot}$ ~yr $^{-1}$有一个相对较高的质量损失率。它的光度远低于先前的估计，这意味着PDMATHAMT目前的恒星质量与$\sim 5.5~M_{\odot}$的星云质量相当（假设气尘比为100），这表明该恒星在过去的LBV爆发或双星相互作用中失去了很大一部分初始质量。虽…
2019-05-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multi-dimensional, time-dependent approximate NLTE unified model atmospheres with winds for hot, massive stars
KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Royal Observatory of Belgium（比利时皇家天文台）；Universität Heidelberg（海德堡大学）
本文提出一种近似非局部热力平衡方法，用于模拟高温大质量恒星的多维大气，考虑风力影响，改进了外流区域的加热和冷却处理，揭示了风中温度、密度和速度的多组分结构。
2026-04-08 astro-ph.SR
A New Grid of Synthetic Spectra for the Analysis of [WC]-type Central Stars of Planetary Nebulae
我们提出了一个全面的网格合成恒星大气光谱，适用于分析高分辨率光谱的氢缺乏后渐近巨分支（后AGB）对象热超过50000 K，迁移沿恒光度分支的赫兹-罗素图（HRD）。网格是用CMFGEN计算的，CMFGEN是一种最先进的恒星大气代码，它正确地处理了恒星风，考虑了非LTE中的膨胀大气，线覆盖，软X射线和风聚集。我们包括许多以前被忽视的离子物种。我们的统一模型集填补了一个重要参数制度的利基，即，更高的有效温度、更高的表面重力和一系列的质量损失值。网格构成了一个通用的工具，以方便确定恒星的参数和线识别，并解释恒星光谱的形态变化，恒星通过行星状星云（CSPN）阶段的中心星演变。我们显示的谱线在远紫外，紫外和光学制度的主要物理参数的效果。我们分析了NGC 6905中心恒星的紫外和远紫外光谱，使用网格来约束它的物理参数，并进一步探索网格中没有考虑的其他参数。这一应用表明，网格可用于约束主要光球和风参数，作为详细分析的第一步。包括远紫外、紫外、光学和红外光谱区域的合成光谱的完整网格可在线获得。
2012-10-25 astro-ph.SR
Dynamically inflated wind models of classical Wolf-Rayet stars
经典Wolf-Rayet相的剧烈质量损失对大质量恒星的后期演化和最终命运具有重要意义。我们开发了球对称的时间依赖性和稳态流体动力学模型的辐射驱动的风外流和相关的质量损失从经典WR星。模拟的基础上相结合的不透明度通常用于静态恒星结构和演化模型与一个简单的参数化形式的增强线不透明度预期在超音速外流。我们的模拟揭示了高质量损失率开始在深和热的光学厚层T \approx 200 kK左右。由此产生的速度结构是非单调的，可以分为三个阶段：i）初始加速到超音速，ii）停滞甚至减速，iii）快速再加速的外部区域。在收敛的稳态模拟中看到的特征结构与我们的时间相关模型的流出特性吻合得很好。通过直接比较我们的动态模拟相应的流体静力学模型，我们明确表明，需要调用额外的能量传输对流效率低下的地区的恒星结构和演化模型仅仅是一个人工制品的执行流体静力学的外边界。此外，“动态膨胀”的内部区域，我们的模拟提供了一个自然的解释，经常发现预测的流体静力学WR半径和那些从光谱推断之间的不匹配。最后，我们对比我们的模拟与替代最近WR风模型的基础上，共同移动的框架辐射转移计算辐射力。由于CMF传输目前不能处理非单调的速度场，在这里发现的特征减速区域在这样的模拟中通过调用一个特设的非常高的聚集度来避免。
2020-12-10 astro-ph.SR
Nitrogen line spectroscopy in O-stars -- III. The earliest O-stars
这是旨在分析O型恒星中氮丰度的系列论文中的第三篇，以进一步限制大质量恒星的早期演化。我们提供了第一个理论预测的NIV 4058/NIII 4640发射线的比例依赖于各种参数，并面对他们从早期LMC/SMC O-星样本的分析结果。恒星和风的参数确定的H/He/N线的线轮廓拟合，利用氦和氮电离平衡。使用NLTE大气代码FASTWIND计算相应的合成光谱。虽然有一个单调的关系之间的发射线比和Teff，所有其他参数是相等的，理论预测表明额外的依赖关系，最值得注意的是，对氮丰度。这些基本的预测证实了大气代码CMFGEN的结果。从氮电离平衡推断，最早的O型星的有效温度比以前的研究表明的要高得多。与早期的结果一致，有效温度从超巨星到矮星在LMC的所有光谱类型增加。对于给定的光度类，观测到的NIV 4058/NIII 4640发射线比与Teff之间的关系对于我们的样本恒星来说是相当单调的，并且与我们的模型预测相当一致。光谱子型内的散射主要由丰度效应产生。我们的研究结果表明，Walborn等人（2002）的分类方案能够提供光谱类型和Teff之间的有意义的关系，只要有可能区分光度类别。这在低Z环境（如SMC）中可能难以实现，因为风强度相当低。根据我们的预测，分类方案的主要偏差是由于氮含量。
2012-05-20 astro-ph.SR
The nature of the light variability of magnetic Of?p star HD 191612
一小部分热的OBA恒星拥有全球磁场，磁场强度为0.1-10 kG。这导致了恒星表面结构（斑点）的形成，由于辐射扩散的结果，恒星的风足够弱。这些斑点在光谱和光度变化中变得明显。在有强风的恒星中，这种类型的变化是不可能的，因为风会抑制辐射扩散。因此，弱光度变化的磁性？p星HD 191612归因于星周云的光吸收。我们研究的性质的光度变化的HD 191612。我们假设的可变性的结果，从可变的风覆盖引起的表面变化的磁场倾斜和调制的恒星旋转。我们利用我们的全球动力学平衡（NLTE）风模型和由同动坐标系（CMF）中的辐射转移方程确定的辐射力来预测恒星出射通量。我们的模型以统一的方式描述了恒星大气，并考虑了风对大气的影响。计算了不同风质量损失率下的模型，以模拟磁场倾斜对出射通量的影响。我们整合的出射通量在可见光恒星表面的各个旋转阶段，并计算旋转调制的光变曲线HD 191612。在表面变化的风覆盖能够解释在这颗恒星中观察到的光变化的一部分。该机构甚至能够在相对低的质量损失率下操作。其余的变化很可能是由拱星云的通量吸收引起的。变动不居的风覆盖是大质量恒星光变的另一个来源。旋转光可变性的存在可以用作磁场的代表。
2016-08-25 astro-ph.SR
Atmospheric NLTE models for the spectroscopic analysis of blue stars with winds. V. Complete comoving frame transfer, and updated modeling of X-ray emission
上下文获得精确的恒星和风的性质以及大质量恒星的丰度模式对于了解它们的性质及其与环境的相互作用以及限制它们的演化路径和最终产品至关重要。目标。为了实现更高的通用性和精度的完整的紫外光学范围，我们改进了我们的NLTE大气和光谱合成代码FASTWIND。我们的目标也是获得一个先进的描述X射线发射风嵌入冲击。方法.我们包括一个详细的共动框架辐射转移的基本频率范围内，但仍然适用的方法，使低周转时间。结果在大多数情况下，我们的新结果与替代代码CMFGEN的结果非常一致，无论是关于总辐射加速度，战略光学线，和紫外范围。关于NIII 4634 -4640-4642的一致性有所改善，尽管仍存在某些差异，主要与极紫外线的谱线重叠效应有关。在我们最酷模型的紫外线范围内，我们发现伪连续统的预测凹陷存在差异，在Ly_alpha周围最为明显。我们的新版本和以前的FASTWIND版本之间的比较显示了几乎完美的一致性，除了NV 4603-4619。使用改进的，深度相关的热，X射线发射材料的填充因子的描述，我们确认以前的解析标度关系与我们的数值模型。结论.我们警告不要不加批判地依赖过渡，这是强烈影响直接或间接的线重叠效应。最冷的网格模型预测的紫外连续谱的抑郁症需要检查，无论是观测，并关于基础的原子数据。从“超电离”离子，如OVI的风线，原则上可以用来限制风嵌入冲击的分布。
2020-11-04 astro-ph.SR
Global modelling of X-ray spectra produced in O-type star winds
O型恒星的高分辨率X射线光谱显示，风的吸收比预期的要少，因为风是平滑的，具有传统的质量损失率。已经提出了各种解决方案，包括多孔风，光学厚团块或整体减少质量损失率。后者对恒星的演化有很大的影响。我们的最终目标是用多温度等离子体模型分析O型星的高分辨率X射线谱，以确定重要的风参数，如质量损失率、CNO丰度和风中X射线温度等离子体分布。在这种情况下，我们正在开发一个建模工具来计算合成X射线光谱。我们目前，在这里，这样的工作所需的主要成分和物理。我们的代码使用AtomDB发射率计算热等离子体的固有发射率以及CMFGEN模型大气代码来评估冷风的不透明度。继恒星风碎裂的两种形式主义之间的比较，我们介绍，第一次在X射线，一个稀薄的团间介质的影响。然后，我们探讨了不同的模型参数对X射线光谱的定量影响，如X射线发射等离子体在风中的位置。这是第一次，我们表明，两种形式的恒星风碎片产生不同的结果，虽然个别线的差异很小，可能无法测试与当前一代的X射线望远镜。作为我们的方法的一个例子，我们比较了各种合成线的轮廓，观察到的O VIII λ 18.97线的光谱中的Puppis。我们说明了不同的参数组合实际上可以导致同一形态的一条线，强调需要分析整个频谱时，试图约束风的参数一致的方式。
2012-01-24 astro-ph.SR
L-band spectroscopy of Galactic OB-stars
上下文通过辐射驱动的超音速风发生的质量损失是大质量恒星演化过程中的一个关键问题。两个突出的问题是目前的挑战理论的辐射驱动的风：风丛生和弱风问题。目标。我们试图获得准确的质量损失率OB星在不同的进化阶段，以限制我们目前的理解大规模星风的影响，这两个问题。方法.我们进行多波长的定量分析的样本的10个银河系OB-星的大气代码CMFGEN的装置，特别强调的L-波段窗口。对Brα和Pfγ作为质量损失和凝聚诊断的潜力进行了详细的研究。结果对于风密集的物体，Brα对中间风进行采样，而Pfγ则映射内部风。结合其他指标（UV，Hα，Brγ），这些线使我们能够限制风聚集结构，并获得“真正的”质量损失率。对于具有弱风的物体，Brα成为约束质量损失率的可靠诊断工具。叠加在相当浅的斯塔克吸收翼上的线多普勒核心处的发射分量对已经在非常低的质量损失值下的质量损失反应非常敏感。另一方面，线翼显示出与经典光学质量损失诊断Hα相似的质量损失敏感性。结论.我们的研究揭示了巨大的诊断潜力的L-波段光谱得出的聚集性和热星风的质量损失率。我们相信Brα将成为以前所未有的准确度测量非常低的质量损失率的主要诊断工具
2011-08-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
X-Shooting ULLYSES: Massive stars at low metallicity. IV. Spectral analysis methods and exemplary results for O stars
本文系统比较了X-Shooting ULLYSES项目中多种热大质量恒星定量光谱分析方法，通过对三颗O型星的盲测表明不同方法在温度和光度上总体一致，并强调了紫外光谱对确定星风参数的关键作用。
2024-09-01 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Line-driven ablation of circumstellar disks: I. Optically thin decretion disks of classical Oe/Be stars
炽热大质量恒星的极端亮度通过紫外线散射驱动强烈的星风。对于OB星与轨道拱盘，我们探讨了这种线散射在烧蚀盘材料的效果，最初专注于边缘光学薄decretion盘的经典Oe和Be星。为此，我们应用一个多维辐射流体动力学代码，假设光学薄射线跟踪的恒星连续和多射线Sobolev治疗线转移。这解释了圆盘中开普勒剪切引起的线吸收的去饱和，以及非径向光子的相关驱动。结果表明，密集，中速表面烧蚀，与强，蓝移吸收看到的紫外线风线的Be壳星。渐近烧蚀率通常是一个命令统一的因素倍的恒星风质量损失率，导致磁盘的破坏时间为数月至数年的磁盘，与观测一致。O型星更强的辐射力将这段时间缩短到了几天，使得维持一个圆盘变得困难，从而为银河系O型星的稀有性提供了一个自然的解释。此外，较低金属丰度下的线驱动减弱意味着有助于恒星从近临界旋转中自旋下降的风的减少，以及衰变盘的烧蚀，从而为更高比例的经典Be星和Oe星的存在提供了自然的解释。在麦哲伦云中。最后，我们讨论了未来的扩展研究线驱动烧蚀密度，光学厚，吸积盘周围的前主序星大质量恒星。
2016-02-25 astro-ph.SR
SIROCCO: A Publicly Available Monte Carlo Ionization and Radiative Transfer Code for Astrophysical Outflows
外流是许多天体物理系统的重要组成部分，包括吸积致密双星和活动星系核（AGN）。这些外流可以显著影响系统的演化，并通过对中央引擎产生的辐射进行再处理来改变其观测外观。Sirocco（Simulating Ionization and Radiation in Outflows Created by Compact Objects -或“以前称为Python的代码”）是一个基于Sobolev的蒙特卡罗电离和辐射转移代码。它的目的是模拟任何系统产生的光谱与方位角对称流出，从球形恒星风旋转，双锥吸积盘风。风模型可以参数化或导入，例如从流体动力学模拟。辐射源包括光学厚吸积盘和各种具有灵活光谱和几何形状的中心源。该代码跟踪在任何给定模拟中由源产生的“光子包”，因为它们穿过风并与风相互作用。该代码假设辐射接近平衡，所以热和电离状态可以从这些相互作用迭代确定。一旦风中的物理特性收敛，Sirocco可以用于在一系列观察者视线处生成合成光谱。在这里，我们描述的物理假设，操作，性能和代码的限制。我们验证它对tardis，cmfgen和多云，找到良好的协议，并提出说明性的合成光谱盘风在灾难性的变量，潮汐破坏事件，活动星系核和X射线双星。Sirocco可在GitHub上公开获取，其相关数据，文档和样本输入文件涵盖了广泛的天体物理应用。
2025-03-10 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
On the influence of the companion star in Eta Carinae: 2D radiative transfer modeling of the ultraviolet and optical spectra
我们提出了2D辐射转移建模的海山二进制系统占存在的风-风碰撞（WWC）腔刻在光学厚风的主星。通过比较合成的谱线轮廓与在近傍星附近获得的HST/STIS谱，我们发现WWC腔对多波长诊断有很强的影响。这种影响是由在连续谱线和谱线中的光学深度的修改来调节的。我们发现，H-α，H-β和Fe II线是最受WWC腔，因为它们形成了大量的主风。这些谱线取决于纬度和方位角，因为根据腔的取向，谱线的不同速度区域受到影响。对于轨道倾角为110度< i <140度，近星点经度为210度< omega <330度的二维模型，线轮廓的蓝移和零速度区域受到的影响最大。这些轨道取向需要同时适合Eta Car的UV和光谱，用于50- 70度范围内的腔的半开角。我们发现，在球形模型中的H-α，H-β和光学Fe II线中看到的过量P-Cygni吸收在2D模型中变得更弱或不存在，与观测结果一致。观察到的紫外光谱的埃塔车，占主导地位的Fe II吸收线，是极好的再现我们的二维腔模型。小的差异仍然存在，因为我们的模型高估了H-γ和H-δ的反射率。我们认为，光电离的风的主要由热伴星是负责弱吸收看到这些线。我们的CMFGEN模型表明，主星的质量损失率为8.5x10 e-4 Msun/yr和风的终极速度为420 km/s周围的2000 apastron。
2012-04-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The STAR-MELT Python package for emission line analysis of YSOs
我们介绍了我们开发的STAR-MELT Python包，以方便年轻恒星物体的时间分辨发射线光谱分析。STAR-MELT自动提取、识别和拟合发射谱线。我们总结了我们的分析方法，利用高分辨率恒星光谱的时域调查的线轮廓和相应的发射区域的变化。这使我们能够探测YSO最里面的盘和吸积结构。局部温度和密度可以用玻尔兹曼统计、萨哈方程和索伯列夫大速度梯度近似来确定。STAR-MELT允许从档案数据中获得新的结果，并在获得新数据时促进对新数据的及时分析。我们提出了应用星熔化三个YSO的结果，使用光谱从UVES，XSHOOTER，FEROS，HARPS，和ESPaDONS。我们展示了可以实现的数据与不同的时间采样，为不同的倾角和变化类型的恒星。对于EX Lupi，我们确认存在与吸积柱足迹相关的局部和稳定的恒星表面热点。对于GQ Lupi A，我们发现吸积柱的最大下降速率与最低温度下产生的谱线相关。对于CVSO 109，我们调查的快速时间变化的红移发射翼，指示旋转和下落的材料在内部光盘。我们的研究结果表明，STAR-MELT是一个有用的工具，这样的分析，以及其他应用的发射线。
2021-08-05 astro-ph.IM astro-ph.SR
GRAVITY chromatic imaging of Eta Car's core
埃塔汽车是银河系中最有趣的发光蓝色变量之一。在不同波长的观测和模型表明，在其核心存在一个周期为5.54年的中央双星。二维和三维辐射转移和流体动力学模拟预测的主要与密集和缓慢的恒星风，与更快和更低密度的风的二次相互作用。风-风碰撞的场景表明，次级风穿透初级风，在其中产生低密度空腔，在两股风相互作用的地方有密集的墙壁。我们的目标是跟踪内部~5-50 au的埃塔车的风-风相互作用的结构，通过BrG和，第一次，通过他我2s-2 p线。我们在VLTI上用重力进行了光谱干涉观测。我们对连续体的建模使我们能够估计其FWHM角尺寸接近2质量，并且在PA = 130 +/- 20度上的伸长率为1.06 +/- 0.05。我们的CMFGEN模型帮助我们确认，次级的作用，应考虑到适当地再现所观察到的BrG和He I线。横跨BrG的彩色图像揭示了一个东南弧形特征，可能与沿着空腔壁流动的热冲击后风有关。He I 2s-2 p的图像用于限制线发射区的20质量结构。所观察到的形态，他我建议，第二是负责电离的材料，产生的线轮廓。BrG和他我2s-2 p的地图是一致的碰撞风的情况下与以前的流体动力学模型。未来的专用模拟加上广泛的干涉运动是必要的，以完善我们的约束风和恒星参数的二进制，这最终将有助于我们预测埃塔车的进化路径。
2018-08-06 astro-ph.SR
X-Shooting ULLYSES: Massive stars at low metallicity VII. Stellar and wind properties of B supergiants in the Small Magellanic Cloud
本研究分析18颗小麦哲伦云B型超巨星，发现其质量损失率随温度恒定而非跳变，与银河系结果不同，且星风速度在19 kK处骤降，并首次给出含X射线的模型。
2024-07-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
