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
Theoretical wind clumping predictions of OB supergiants from line-driven instability simulations across the bi-stability jump
双稳跃变过程中的质量损失行为是大质量恒星模型中的一个关键不确定性。虽然理论上预测质量损失会增加，但迄今为止尚未得到观测证实。然而，已知大质量恒星的辐射驱动风会表现出由线消影不稳定性（LDI）触发的clusified结构。风聚集影响从密度平方依赖谱诊断推断的经验质量损失率。如果O型和B型超巨星在双稳定性跃迁中的聚团性质有显著差异，这可能有助于减轻理论和观测之间的差异。我们调查的cluerous结构的发作如何在O超巨星（OSG）和B超巨星（BSG）的风的双稳定性跳跃的分析和数值工具。我们推导出一个缩放关系的线性增长率的LDI为一个单一的光学粗线，并将其应用在这两个政权。我们运行一维时间相关的线驱动的不稳定性模拟研究的非线性演变的LDI在cluaustralian OSG和BSG风。线性摄动分析表明，线性增长率与恒星有效温度和终端风速密切相关。这意味着BSG风（较冷，较慢）的增长率明显低于OSG风。非线性模拟证实了这一点，显示出OSG和BSG风结构形成的显着差异，后者的特点是明显较弱的聚集因子和较低的速度分散。这表明，较低的校正因子，由于成团时，应采用推导经验的质量损失率的BSG的冷侧的双稳定性跳跃。此外，非线性模拟提供了一个理论背景，解释一般缺乏观察到的内在X射线发射（单）B星风。
2019-10-23 astro-ph.SR
Clumping in the Winds of Wolf-Rayet Stars
我们试图通过将银河系沃尔夫-拉叶星的光谱变化水平的测量扩展到迄今为止已知的最热的WN 2恒星WR 2和WO 2恒星WR 102和WR 142来确定热星风中聚集的驱动因素。这三颗恒星的T* 分别为140 kK和200 kK，后两颗远高于T* 为40-120 kK的WR星。WR星的完整温度范围比它们的O星祖先（~30-50 kK）宽得多，因此更适合寻找风聚集的任何温度依赖性。我们已经获得了多个观测高信噪比，中等分辨率的光谱学在寻找小尺度的变化，强发射线从这三个极端的恒星的密集风，并发现一个非常低的水平的变化，在这两个恒星。温度和终极速度是相关的，所以更快的风显示出更低的变化，尽管这种趋势与任何只涉及线消影不稳定性（LDI）的预测相反，这意味着LDI固有的不稳定性不是风聚集的主要来源。相反，它可以被认为是支持的建议，团块是由一个次表面对流区（SSCZ）在T ~ 170 kK，因为这样的SSCZ将几乎没有机会在这些最热的WR星的流体静力表面下运行。然而，仍然有可能与SSCZ相关的驱动器可以与非线性线路不稳定性效应相互作用，以增强甚至可能产生团块。
2020-09-22 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
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
Using Shell Models to Investigate Clumping in the WN4 Star HD 50896
沃尔夫-拉叶星（WR）的光谱表现出强烈的，广泛的发射线，起源于风。这些风是辐射驱动的，容易受到流体动力学不稳定性的影响，从而形成团块。在WR星的光谱模拟中，通常采用体积填充因子（VFF）方法来处理云风。然而，它是基于这样的假设，即整个风团都存在于光学上薄的团块中，这在密集的风中不一定是合理的。为了测试的VFF方法的有效性，我们使用前面描述的方法治疗结块，“壳”的方法，研究线和连续形成的密集风的WN 4星，HD 50896。我们的模型表明，完全完整的球壳与观察到的光谱张力;一个持久的“浸”在发射线发生在线中心。去除这种倾斜需要我们的模型使用“破碎”的壳--横向高度退相干的壳。这暗示着HD 50896的风，以及其他WR恒星的风，都是由小的横向限制和径向压缩的团块组成的，这些团块小于索伯列夫长度。我们讨论的VFF方法是有效的一些必要条件。
2022-11-01 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
Theoretical wind clumping predictions from 2D LDI models of O-star winds at different metallicities
热的大质量恒星（OB）经历强烈的线驱动恒星风和质量损失。由于大部分有效驱动线都是金属的，因此风驱动和质量损失的量取决于恒星的金属丰度Z。此外，线驱动风本质上是不均匀和clusive的。然而，迄今为止，无论是理论还是经验研究的线驱动风调查如何风聚集也可能取决于Z。我们从理论上研究了由于线消影不稳定性（LDI）引起的风聚集程度随Z的变化。我们进行了二维流体动力学模拟的LDI与一个假设的一维辐射线力为网格的O-星风模型与固定的光度，但不同的金属含量通过改变累积线强度Qbar描述的总合奏的驱动线。我们发现，对于这个固定的光度，风聚集的量减少与金属丰度。在我们模拟的统计特性中可以清楚地看到这种下降，但仍然相当微弱;一个简单的幂律拟合成团因子f_cl = <rho^2>/ ^2对金属丰度的依赖关系<rho>得到f_cl ~ Z^（0.15 +/- 0.01）。这意味着经验得出的质量损失率Mdot对金属丰度的幂律依赖性-以前从光谱诊断中有效地推断出依赖于Mdot*sqrt（f_cl），但对f_cl（Z）没有任何约束-应该只通过聚集适度改变。我们希望这一预测可以直接使用哈勃太空望远镜紫外线年轻恒星遗产库作为基本标准（ULLYSES）项目的新数据进行测试。
2022-04-12 astro-ph.GA 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
Stellar mass-loss near the Eddington limit. Tracing the sub-photospheric layers of classical Wolf-Rayet stars
在演化末期，热的大质量恒星会发展出强烈的星风，并以发射线星的形式出现，例如WR星或LBV。在这些重要的前SN阶段的质量损失的定量描述受到阻碍的未知数，如结块和孔隙度，由于不均匀的风结构，并通过光学厚恒星风的不完整的理论理解。在这项工作中，我们调查的条件下，在深大气层的WR星，以找出这些是否符合光学厚风的理论，以及我们是否发现在这些层中的结块的迹象。我们使用一种新的半经验方法来确定大样本的WR星的碳（WC）和氧（WO）序列的声波点光学深度，密度和温度。基于一个人工模型序列，我们研究了我们的方法的可靠性和它对恒星参数不确定性的敏感性。我们发现在我们的样本中WR星在音速点服从一个近似的Prad/Pgas ~80的关系。这种“风的条件”是无处不在的辐射驱动，光学厚风，并设置可能的风/包络线的解决方案影响半径，质量损失率，和结块性能的限制。我们的研究结果表明，光学厚风的存在可能会迫使许多恒星附近的爱丁顿限制发展成团，径向延伸的次表面区域。在这些区域的聚集是最有可能持续的非线性奇异模不稳定性，并可能是所观察到的风聚集的起源。典型的晚型WC星的性质符合这个模型。没有次表面聚集和膨胀的解决方案也是可能的，但需要质量损失率相对较低的致密恒星。这些天体可能类似于WO恒星的小团体，具有异常热的恒星温度和高度电离的风。
2013-10-16 astro-ph.SR
Sub-mm free-free emission from the winds of massive stars in the age of ALMA
研究了大质量恒星风的热射电和亚毫米辐射，定量地分析了星风加速区和星风聚集对辐射的贡献。在已有理论的基础上，提出了一种利用Castor，Abbott & Klein（1975）的线驱动恒星外流的结果计算热射电和亚毫米辐射的方法。结果表明，在10 2 GHz < ν < 10 4 GHz范围内，谱指数变化很大.这对应于风的加速区域和风的聚集，导致对风速定律和聚集参数的强烈依赖。阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）是第一个具有光谱窗口和灵敏度的天文台，可以在探测大质量恒星加速区所需的高频下进行观测。在一个合理的质量损失率和距离的范围内，通过大质量恒星射电/亚毫米光谱的不同部分的光谱指数的偏差，预测的通量水平的偏差，作为包括风加速区域和聚集的结果，足以被ALMA检测到。因此，这两种机制都需要包括在内，以充分了解大质量恒星的质量损失率。
2016-08-31 astro-ph.SR
Wind inhibition by X-ray irradiation in HMXBs: the influence of clumping and the final X-ray luminosity
在风驱动的X射线双星中，来自主星的辐射驱动的星风可能被X射线辐射抑制。这会产生限制紧凑型次级线圈X射线亮度的反馈。小尺度风的不均匀性（聚集）可能会影响极限X射线光度，从而削弱风的抑制作用。研究了不同径向聚集分布的X射线辐照对星风的影响。我们计算热星风模型与外部照射和丛生使用我们的全球风代码。模型计算的二进制的不同参数。我们确定的参数，X射线风电离导致的辐射力的减少。在极端X射线照射的情况下，这导致风速的降低，甚至质量损失率的降低。聚束减弱了X射线照射的效果，因为它有利于复合，并导致风的质量损失率的增加。利用径向变量聚块方法，得到了高质量X射线双星（HMXB）模型与观测性质的最佳匹配。我们描述了X射线辐照对终极速度和质量损失率的影响。当考虑X射线辐射时，Bondi理论中预测的X射线亮度与观测结果吻合得很好。电离反馈调节致密伴星上的吸积，从而形成相对稳定的X射线源。风吸积模型只有在引入电离反馈时才能解释HMXB的大光度。根据X射线光度与风终极速度和质量损失率的关系，有两种可能的状态。一个状态具有低的X射线光度和几乎不受干扰的风，第二个状态具有高的X射线光度，并表现出X射线对流动的强烈影响。
2018-11-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Empirical mass-loss rates and clumping properties of Galactic early-type O supergiants
我们调查的影响，光学厚聚集在O超巨星恒星风诊断和约束风参数与速度空间中的孔隙度。这是第一次光学厚聚集的影响已经调查了大质量的热恒星的样本，使用模型，包括一个完整的光学厚聚集的描述。我们重新分析光谱观测的样本8 O超巨星。使用遗传算法包装周围的NLTE大气代码FASTWIND，我们获得同时适合光学和紫外光谱，并确定光球和风的属性和表面丰度。我们提供了一些风参数的经验约束，包括聚集因子，质量损失率和终端风速。此外，我们建立了第一个系统的经验约束速度填充因子和interclump密度。这些参数分别描述了团块在速度空间中的分布和团块间介质在物理空间中的密度。我们观察到，与Vink等人（2000）的理论预测相比，质量损失率降低了3.6倍，而Björklund等人（2021）的预测值为1.4倍。我们确认，包括光学厚结块允许同时拟合的重组线和共振线，包括不饱和的UV磷线（PV 1118-1128），而不减少磷的丰度。我们发现，平均而言，风速场的一半被密集的团块所覆盖。我们还发现，这些团块的密度是平均风的25倍，而团块间介质的密度是平均风的3-10倍。前者的结果与理论预测吻合得很好，后者表明，径向压缩气体的横向填充可能是确定稀薄的团间物质的规模的关键。
2021-08-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Clumping and X-Rays in cooler B supergiant stars
本研究通过光谱分析结合风团块与X射线，首次重现了较冷B型超巨星的关键紫外谱线，并发现其风结构较弱，演化状态多样，为双稳定性跳变附近质量损失率增加提供证据。
2023-07-21 astro-ph.GA astro-ph.HE 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
Radiation-driven winds of hot luminous stars. XVIII. The reliability of stellar and wind parameter determinations from spectral analysis of selected central stars of planetary nebulae and the possibility of single-star SN Ia progenitors
上下文热恒星的辐射驱动风在多大程度上可能受到密度中微小不均匀性的影响，这一不确定性导致了根据光复合谱线强度确定大气质量损失率时的相应不确定性。此外，光学复合线也敏感地反应，即使是很小的变化，密度结构所造成的（通常假设而不是计算）的速度定律的流出。这就提出了这样的线的参数确定的可靠性如何的问题。结果光学和紫外线分析之间的差异被证实是在光学分析中恒星和风参数之间缺少一致性的结果。密度（速度场）的影响与中等聚集因子的影响具有相同的量级。中等的聚集因子使UV光谱几乎不受影响，这表明对电离平衡的影响以及因此对辐射加速的影响很小。而不是不稳定的行为的聚集因子声称从光学分析，我们的分析的基础上计算的速度场辐射驱动产生类似的聚集因子为所有CSPN。激波温度和X射线与辐射热光度的比值，都与大质量O型星的一致，再次证实了O型CSPN和大质量O型星大气的相似性。结论. O型CSPN和大质量O型恒星的风的相似性证明了在他们的分析中使用相同的基于辐射驱动风动力学的方法是合理的，从而支持了早期的结果，即样本中的几个CSPN具有接近克拉塞卡极限的质量，因此可能是Ia型超新星的单星祖先。
2013-07-10 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
ALMA measurements of mass loss and wind clumping in the massive stars of the Arches cluster
University College London（伦敦大学学院）；SKAO, Jodrell Bank（平方公里阵列射电望远镜，乔德尔班克）；Centro de Astrobiología, CSIC-INTA（西班牙国家航空航天技术研究所与高等科学研究委员会天体生物学中心）
利用ALMA和VLA数据，测量Arches星团中23颗大质量恒星的电离风质量损失率和团块结构，发现Wolf-Rayet星以热自由-自由辐射为主，而O型星存在非热同步辐射，并揭示风团块随半径减小。
2026-06-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Clumped stellar winds in supergiant high-mass X-ray binaries: X-ray variability and photoionization
大质量星风的聚集是一个被多条证据证实的既定范例，并得到星风理论的支持。本文的目的是弥合单星非均匀星风的详细模型和超巨星高质量X射线双星（HMXB）施主星风的唯象描述之间的差距。我们使用的结果，从时间依赖的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时间依赖的吸积率到一个紧凑的对象中的邦迪-霍伊尔-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。该模型预测了一个大规模的X射线变异，高达八个数量级，在相对较短的时间尺度。在观测到的HMXB中明显缺乏这种强变率的证据表明，吸积过程的细节可以减少由于恒星风速和密度跳跃引起的变率。我们还利用二维随机风模型研究了X射线在团簇星风中的吸收，发现在不同的轨道相位上，X射线的吸收有很大的变化。此外，我们还讨论了风团簇中的光电离现象，并指出风团簇对电离度有一定的影响。导出了光电离参数的修正因子。结果表明，光电离参数减少了一个因素Xi相比，具有相同的质量损失率的平滑风模型，其中Xi是风的不均匀性参数。我们的结论是，风聚集也必须考虑到比较观测和模型光谱的光电离恒星风。
2012-01-09 astro-ph.SR
To clump or not to clump The impact of wind inhomogeneities on the optical and NIR spectroscopic analysis of massive OB stars
本文比较了成团效应对大质量O星光学与近红外光谱分析的影响，发现两波段所得恒星参数总体一致但红外误差更大，且现有成团规律无法同时优化所有谱线拟合或打破质量损失率与成团因子的简并。
2023-09-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The R136 star cluster dissected with Hubble Space Telescope/STIS. III. The most massive stars and their clumped winds
大麦哲伦星系内部的星团R136拥有丰富的大质量恒星，包括已知的最大质量恒星。这些非常明亮的恒星的强烈恒星风影响着它们的演化和周围的环境。我们目前缺乏量化这种影响所需的风结构的详细知识。目的：从观测上约束R136中大质量恒星的恒星和风性质，特别是与风聚集有关的参数。研究方法：我们同时分析光学和紫外光谱的53 O型和3 WNH-星使用FASTWIND模式大气代码和遗传算法。该模型占光学厚团块和影响有关的孔隙度和速度孔隙度，以及一个非空的interclump介质。结果如下：我们获得恒星参数，表面丰度，质量损失率，终极速度和集群特性，并比较这些理论预测和演化模型。团簇性质包括团簇间介质的密度和风的速度-孔隙度。这是第一次系统地测量这些特性的有效温度和光度范围很广。结论：我们确认了星团的年龄为1.0-2.5百万年，并推导出我们样本中质量最大的恒星R136 a1的初始恒星质量为$\geq 250 {\rm M}_\odot$。我们样本恒星的风是高度聚集的，平均聚集因子为$f_{\rm cl}=29\pm15$。我们发现试探性的趋势，风结构参数作为质量损失率的函数，这表明具有较高质量损失率的恒星的风较少聚集。我们比较了几个理论预测所观察到的质量损失率和终极速度，并发现没有令人满意地再现这两个量。Krtička & Kubát（2018）的处方与观察到的质量损失率最匹配。
2022-02-22 astro-ph.SR
Mass loss from OB-stars
我们回顾了辐射驱动的质量损失从OB星的最新进展。我们首先总结了基本的理论预测，然后将其与观测结果（包括VLT-FLAMES对大质量恒星的调查）进行比较。特别是，我们专注于质量损失的金属依赖性和所谓的双稳定性跳跃。随后，我们集中在两个紧迫的问题，弱风和风丛，已确定从各种诊断和挑战我们目前的理解辐射驱动的风。我们讨论的问题“测量”的质量损失率从弱风和潜在的近红外线，Br-α线作为一种工具，使一个更精确的量化，并评论物理解释的质量损失率远低于预测的标准模型。风聚集，传统上被解释为固有的辐射线驱动的强烈不稳定性的后果，有严重的影响，观测诊断的解释，因为推导出的质量损失率通常被高估时，聚集是存在的，但忽略了分析。简化的技术来解释成团表明高估了2到10倍，甚至更多。如果这是真的，这些结果将对大质量恒星的演化和反馈产生巨大的影响。我们讨论了正在进行的尝试（包括自己的工作），以更复杂的模型来解释相应的观察结果。通过考虑密度和速度空间中的孔隙度，以及无空隙的团块间介质，这种模型可能只需要适度降低质量损失率。
2009-06-22 astro-ph.SR
X-Shooting ULLYSES: massive stars at low metallicity: XII. The clumped winds of O-type (super)giants in the Large Magellanic Cloud
本研究分析大麦哲伦云25颗O型（超）巨星光谱，推导星风团簇化等参数，发现星风高度团簇化，除团簇间密度与质量损失正相关外，团簇参数与恒星属性无明显依赖，经验与理论质量损失率在0.5 dex离散度内一致。
2025-03-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ultraviolet Spectropolarimetry with Polstar: Clumping and Mass-loss Rate Corrections
最大质量的恒星被认为在主序星和蓝超巨星阶段的稳定风中损失了相当大一部分质量。这反过来又为它们的进一步演化和最终的超新星奠定了基础，并对ISM的膨胀和化学浓缩产生了影响。了解这些过程需要对最明亮恒星的质量损失率进行精确的观测约束，这也可以用来测试恒星风产生的理论。在过去，质量损失率的特征在于通过碰撞发射过程，如H $α$和自由的无线电发射，但这些所谓的“密度平方”的诊断需要校正的存在下，广泛的结块。最近的观测和理论证据表明，在热星风中，这种聚集的可能性普遍很高，但量化其影响需要更深入地了解辐射驱动风的复杂动力学。此外，由表面各向异性引起并在风中传播的大尺度结构会通过引入进一步的密度增强而使图像进一步复杂化，从而影响质量损失诊断。需要具有高分辨率和高信噪比的UV共振线的时间序列光谱学来更好地理解这种复杂的动力学，并帮助校正质量损失率的“密度平方”诊断。拟议中的Polstar任务通过实时跟踪风中平流结构的连续观测，在36个信噪比高于著名的IUE MEGA活动一个数量级的明亮目标上，轻松地提供了20 km/s $^{-1}$声速尺度下的必要分辨率。
2021-12-13 astro-ph.IM astro-ph.SR
Speckle Imaging of Gamma2 Velorum: The Inner Wind Possibly Resolved
本文利用Gemini-South的Zorro散斑成像仪观测Gamma2 Vel，在832 nm波段发现可能对应24 AU尺度的西向星风不对称结构。
2023-08-14 astro-ph.SR
Evolution of Line-Force Multiplier Parameters in Radiation Driven Winds of Massive Stars
我们提出了两个自洽的程序，耦合的水动力学与辐射风理论框架中的线力的计算。这些程序给出了线力参数、速度场和质量损失率。第一种是基于所谓的m-CAK理论。一套完整的线力参数$T_\text{eff}\ge 32,000$ K和表面重力高于3.4 dex的两种不同的金属丰度，以及相应的风参数。我们发现线力参数对有效温度的依赖性由于对$\log g$的依赖性而增强。对于均匀风的情况下（没有结块）的自洽的质量损失率的比较显示出良好的协议与经验值。我们还考虑了自洽的风的解决方案，作为输入FASTWIND计算合成谱。通过与三颗具有聚集风的恒星的观测光谱的比较，我们发现，改变聚集因子，合成光谱迅速收敛到解的邻域。因此，这种自洽的m-CAK过程显着减少了获得合成光谱所需的自由参数的数量。第二种方法（称为Lambert方法）提供了超越m-CAK理论的自洽解，线加速度由NLTE辐射转移程序CMFGEN计算。将质量损失率和团聚因子设为自由参数，在计算各自的自洽流体力学后，通过谱拟合得到它们的值。由于执行朗伯程序需要大量的计算能力，因此只对船尾座z星进行了分析。这一可喜的结果为本文提出的自洽解的未来应用提供了一个积极的平衡。
2020-02-18 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
Empirical mass-loss rates and clumping properties of O-type stars in the LMC
本研究通过含光厚团簇效应的模型及FASTWIND代码与遗传算法拟合，分析LMC中18颗O型星的紫外观测，约束了15个星风参数，得出质量损失率低于部分理论预测、团簇因子与有效温度正相关等结论。
2024-07-09 astro-ph.GA 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
Atmospheric NLTE-models for the spectroscopic analysis of blue stars with winds. IV. Porosity in physical and velocity space
聚集在热的大质量恒星的辐射驱动风中，影响了整个电磁波谱的合成观测值的推导。我们实现了一个形式主义治疗风结块-特别是与多孔介质的物理和速度空间的光泄漏效应-到全球（光球+风）NLTE模型大气代码FASTWIND。我们假设一个随机的，两个组件的风组成的混合物的光学厚和薄的团块嵌入在一个稀薄的团块间介质。我们完全解释了物理空间和速度空间中与孔隙度相关的不透明度的降低，以及众所周知的效应，即在质量损失率相等的情况下，不透明度取决于ρ ^[2]，在云团风中比在平滑风中更高。通过制定我们的方法，在适当的平均和有效的不透明度cloudspeak风，我们能够计算模型与相同的速度（~15分钟。在现代笔记本电脑上）在以前的代码代。新模型的一些初步的一般性结果包括：i）重申了早期的结果，即速度空间孔隙度对于分析O-星中的UV风线是至关重要的; ii）对于光学H α线，光学厚聚集效应对于O-星很小，但对于晚期B和A-超巨星可能非常重要; iii）空间孔隙度对于O星中高能X射线的吸收是一个边际效应，只要团块之间的平均自由程保持在现实值; iv）在典型的O星射电光球半径处，孔隙度可以忽略不计; v）关于风电离平衡，总的趋势是，在具有光学薄团块的模拟中增加的复合速率导致比相应的平滑模型中总体更低的电离度，但是这种效应现在被与物理和速度空间中的孔隙度相关联的增加的光泄漏水平抵消。
2018-05-28 astro-ph.SR
Wind suppression by X-rays in Cygnus X-3
在风馈X射线双星中，主星的辐射驱动风可以被致密次星的X射线辐射所抑制。这导致了风和致密恒星的X射线光度之间的反馈。我们估计了供体星正面的风速如何取决于高质量X射线联星天鹅座X-3的光谱状态。我们模拟了超音速部分的风计算线力（力乘数）与卡斯特，雅培和克莱因形式主义和XSTAR物理，并通过解决质量守恒和动量平衡方程。我们计算了在风中的局部线力，同时考虑了施主星和致密星在每个谱态下的辐射场。在不同的轨道角度下，考虑到风聚集的影响，对风方程进行了求解。风引起的吸积光度估计使用邦迪-霍伊尔-利特尔顿形式主义和计算的风速在紧凑的恒星。我们发现，在假设中度风聚集和致密恒星质量较低的情况下，根据天鹅座X-3每个光谱状态的观测结果估计的光度与计算出的吸积光度之间存在相关性。对于强风聚集，这种相关性消失。我们发现，软X射线（EUV）从紧凑的恒星穿透风从施主星，减少线力，从而风速的正面。这增加了计算的吸积光度定性在一个类似的方式观察到的天鹅座X-3的光谱演化为一个中等的聚集体积填充因子和一个紧凑的恒星质量的几个（2 - 3）太阳质量。
2021-04-06 astro-ph.HE 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
The Outer Wind of gamma Velorum
临界密度在10^4 ~ 10^6 cm^-3范围内的精细结构中红外发射线可以用来探测半径为\sim 10^15 cm的沃尔夫-拉叶星的外流。窄带中红外成像和光谱最近的WR星太阳，伽玛Velorum分析空间分辨的禁线发射沃尔夫-拉叶风。的[S IV] 10.52和[Ne II] 12.81微米的发射区域被发现是空间扩展，相比，未解决的连续和He和C复合线发射。[S IV]和[{Ne II]发射线分布具有高度的方位角对称性，指示球对称流出。具有中等程度聚集的模式风（聚集因子f \sim 10）比未聚集的模式提供了与观测更好的匹配。的整体线强度分布是一致的自由膨胀，球对称的1/ $r^2$流出恒定的电离分数和适度聚集的密度结构。
2012-08-29 astro-ph.SR
New mass-loss rates of B supergiants from global wind models
大质量恒星在其演化过程中会损失相当大一部分质量。然而，相应的质量损失率相当不确定。为了改善这一点，我们计算了银河系B超巨星的全球线驱动风模型。我们的模型预测径向风结构直接从基本的恒星参数。流的流体动力学结构是一致的确定从光球在近流体静力平衡超音速膨胀风。辐射力是从共动坐标系下的辐射转移方程的解导出的。我们提供了一个简单的公式，预测作为恒星光度和有效温度的函数的理论质量损失率。B超巨星的质量损失率随着温度的降低而略有下降，直到大约22.5 kK，Fe IV到Fe III的复合区域开始出现。在约5kK宽的该区域中，质量损失率逐渐增加约6倍。质量损失率的增加与终极速度逐渐减小约2倍有关。我们比较了预测的风参数与观测。虽然观测到的风的终极速度是合理地再现的模型，质量损失率的情况是不太清楚。从未校正成团的观测中得出的质量损失率分别比我们对所研究样品的冷侧和热侧的预测高3到9倍。这些观察结果可以与假设温度依赖性聚集因子的理论相一致。另一方面，质量损失率的估计，是不敏感的结块同意我们的预测好得多。我们的预测是由一个约10倍低于目前使用的值在演化模型呼吁重新考虑风的作用在恒星演化。
2021-02-01 astro-ph.SR
Modeling X-ray Emission Line Profiles from Massive Star Winds - A Review
钱德拉和XMM-牛顿X射线望远镜在天体物理学X射线源的研究和理解方面取得了许多进展。特别重要的是现代X射线仪器的光谱分辨率大大提高。许多大质量恒星的风增宽发射线已经被光谱解析。这篇文章回顾了单颗恒星X射线发射线轮廓形状的建模方法，包括平滑风，风与聚集，光学薄与厚线，以及依赖于半径的光吸收系数的影响。
2016-01-04 astro-ph.SR
A multi-wavelength search for intrinsic linear polarization in Wolf-Rayet winds
沃尔夫-拉叶星有强烈的热风，其质量损失率至少是O星的10倍，尽管它们的终端风速相似。在本文中，我们使用的技术多波段线性偏振提取信息的全球不对称的风在一个样本的47个明亮的银河系WR星。我们的观测还包括对样本中17颗恒星的随时间变化的观测。实现我们目标的途径包括去除波长相关星际偏振（ISP）的主要成分，它通常遵循众所周知的Serkowski定律。我们包括一个波长依赖的ISP位置角参数在我们的ISP法，并发现15颗星显示此参数的显着结果。我们检测到一个重要的组成部分，波长无关的偏振由于电子散射在风中的10种情况下，与大多数WR星显示没有在$\sim$ 0.05%的精度，我们的数据。内在极化的恒星可以用双星相互作用、大尺度风结构和聚集现象来解释。我们还发现，5星的19个观察Strömgren $b$过滤器（探测复杂的$λ$ 4600- 4700发射线区域）有显着的残差从ISP的法律，并提出这是由于二进制照明或风聚集。我们提供了一个有用的目录ISP的47个明亮的银河系WR星和上限的可能水平的内在偏振。
2020-03-24 astro-ph.SR
A generalised porosity formalism for isotropic and anisotropic effective opacity and its effects on X-ray line attenuation in clumped O star winds
我们提出了一个广义的形式主义治疗连续不透明度的孔隙度相关的减少时，发生在随机介质中的单个团块变得光学厚。我们考虑几何形状导致各向同性或各向异性的有效不透明度，并且，除了一个理想化的模型，其中所有的团块具有相同的局部密度和规模，我们还处理集的团块光学深度由马尔可夫统计。这种形式主义，然后应用到特定的情况下，在热星风的X射线的束缚自由吸收，一个过程中不直接受光学薄限制的聚集。我们发现，马尔可夫模型给出了令人惊讶的相似的结果，以前发现的单块模型，这表明多孔不透明度是不是很敏感的细节假设的块分布函数。此外，各向异性的有效不透明度有利于在切向方向上发射的X射线的逃逸（"百叶窗"效应），导致与从各向同性孔隙度模型计算的剖面相比，靠近线中心的较高通量的"凸起"。我们演示了如何可以使用这种特征线的形状来诊断团块的几何形状，我们确认以前的结果，光学厚结块显着影响X射线线的轮廓，非常大的孔隙度长度，定义为团块之间的平均自由程，是必需的。此外，我们提出的第一个X射线线轮廓计算直接从线驱动的不稳定性模拟使用3-D补丁的方法，并发现从这样的模型的孔隙度的影响也是非常小的。这进一步支持了这样一种观点，即孔隙度最多对O型星的X射线线诊断有一个边际效应，因此这些诊断确实提供了一个很好的"对聚集不敏感"的方法来推导O型星的质量损失率。
2011-11-07 astro-ph.SR
Properties of Galactic early-type O-supergiants: A combined FUV-UV and optical analysis
我们的目标是限制早期和中期光谱型超巨星（从O 4到O7.5）的性质和演化状态。这些恒星是O型星中质量损失率最高的，并且表现出明显的风廓线。使用非LTE风码CMFGEN，我们同时分析了FUV-UV和光学光谱范围，以确定光球特性和风参数。我们推导出有效温度，光度，表面重力，表面丰度，质量损失率，风终极速度，和聚集填充因子。超巨星在年龄和质量方面定义了一个非常清晰的演化序列，从更年轻，更大质量的恒星到初始质量较低的老恒星。O 4超巨星聚集在300万年等时线附近，质量超过60 Msun，而O 5到O7.5恒星的质量在50 - 40 Msun之间，年龄为4 +/- 0.3百万年。表面的化学成分是典型的演化O超巨星（富氮，碳和氧贫乏）。虽然观测到的碳和氮质量分数的范围与从测量的恒星质量的演化模型中预期的范围是一致的，但N/C比作为年龄的函数与样本中四颗最早的（O 4光谱型）恒星的理论预测不一致。我们质疑旋转混合的效率作为这些恒星年龄的函数，并建议可能需要另一种机制来解释所观察到的丰度模式。质量损失率与丛生模型的范围内的理论质量损失率的三个因素。与小规模聚集相关的相应体积填充因子为0.05 +/- 0.02。除了三颗恒星，其中两颗是快速旋转的恒星外，所有恒星的成团都是从光球层附近开始的。
2012-05-14 astro-ph.SR
X-Shooting ULLYSES: Massive stars at low metallicity VI. Atmosphere and mass-loss properties of O-type giants in the Small Magellanic Cloud
本研究通过分析小麦哲伦云中13颗O型恒星的光谱，量化了其风团块性质，发现质量损失随金属丰度的标度指数随光度降低而显著增大，为热大质量恒星质量损失率模型提供了新约束。
2024-11-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar wind models of central stars of planetary nebulae
快速线驱动的恒星风在行星状星云的演化过程中起着重要的作用。我们提供了行星状星云中心恒星的全球热星风模型。该模型预测风的结构，包括质量损失率，终极速度，和从基本恒星参数的出射通量。我们应用我们的风代码的参数对应的渐近巨星分支和白矮星阶段之间的演化阶段。我们研究了金属丰度和风的不均匀性（聚集）对风的性质的影响。线驱动风在恒星离开渐近巨星分支后很早就出现（最迟为$T_\rm{eff}\approx10\,$ kK），并在白矮星冷却轨道（低于$T_\rm{eff}=105\,$ kK）逐渐消失。它们的质量损失率主要与恒星的光度成正比，因此，在赫兹斯普朗-拉塞尔图从红色部分到蓝色部分的过渡期间，质量损失率仅略有变化。有以下两个例外的单调行为：在$20\,$ kK附近的双稳态跳跃，其中质量损失率减少了几个因素（在进化过程中）由于铁离子化的变化，和一个额外的最大值约为$T_\rm{eff}=40-50\,$ kK。另一方面，由于恒星半径减小，在过渡期间，终极速度从大约几百个$\rm{km}\,\rm{s}^{-1}$增加到几千个$\rm{km}\,\rm{s}^{-1}$。风的终极速度也显着增加在双稳态跳跃。导出的风参数与观测值吻合较好。团簇效应在双稳态跃迁的热端比冷端强。导出的风参数拟合可用于演化模型和行星状星云形成的研究。预测的质量损失率的双稳态跳跃可能会导致行星状星云的额外外壳的出现。
2020-03-04 astro-ph.SR
Magnetic spots on hot massive stars
热亮星在光球层和风中表现出各种各样的现象，但仍然缺乏明确的物理解释。这些现象包括光球湍流、谱线变化、非热辐射、非径向脉动、离散吸收分量和风聚集。Cantiello等人（2009年）认为，靠近恒星表面的对流区可能是造成其中一些现象的原因。这个对流区是由与铁族元素相关的不透明度峰值引起的，被称为“铁对流区”（FeCZ）。假设发电机行动产生磁场均分的FeCZ，我们调查的发生在OB星的地下磁性。然后，我们研究这些磁场的表面出现，并讨论可能的观测特征的磁点。简单的估计是使用大质量恒星的地下性质，如在一维恒星演化模型计算。我们发现，磁场的振幅足以影响风可以出现在表面通过磁浮力。虽然在这个阶段，很难预测这些功能的几何形状，我们表明，磁点的大小相当于当地的压力规模的高度可以表现出自己的热点，亮点。局部磁场可能广泛存在于那些具有次表面对流的早期型恒星中。这种类型的表面磁性可能是光度变化的原因，并在X射线发射和风聚集中发挥作用。
2011-08-09 astro-ph.SR
Spherically symmetric model atmospheres using approximate lambda operators V. Static inhomogeneous atmospheres of hot dwarf stars
上下文聚束现象是恒星风的一个共同特性，它正被纳入到与动力学平衡方程相耦合的辐射转移方程的解中。然而，在静态热模式大气中，结块及其对温度和密度结构的影响还没有被考虑和分析在所有日期。这是尽管事实上，成团可以影响解释所得的光谱，因为许多不均匀性可以出现在那里;例如，作为湍流运动的结果。目标。我们的目标是调查的特殊情况下，静态的，球对称的大气，假设微聚团和1-D的几何形状的聚集对大气结构的影响。方法.静态，球对称，非LTE（局部热力学平衡）模型大气计算使用我们的代码，其中包括光学薄结块的最新版本。物质被假定为由致密的团块和空洞的团块间介质组成。通过聚集和体积填充因子来考虑聚集，假设所有的聚集都是光学薄的。将团块中增强的不透明度和发射率乘以体积填充因子以获得其平均值。这些平均值用于辐射转移方程。动力学平衡方程和热平衡方程使用密度的丛值。流体静力学和辐射平衡方程使用密度的平均值。结果大气结构计算选定的恒星参数。温度结构存在中等差异。然而，结块导致莱曼线光谱区域的连续辐射增强，而光谱的其他部分的辐射较低，这取决于所采用的模型。原子能级偏离系数也受到聚集效应的影响。
2021-08-02 astro-ph.SR physics.comp-ph
X-Shooting ULLYSES: Massive Stars at low metallicity IX: Empirical constraints on mass-loss rates and clumping parameters for OB supergiants in the Large Magellanic Cloud
针对恒星演化模型中OB超巨星低温段质量损失跃变的理论假设，本研究结合多波段光谱数据与数值模型，推导大麦哲伦云样本的经验约束，发现无跃变迹象且团间介质非真空，修正了现有理论与假设缺陷。
2024-10-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Influence of X-ray radiation on the hot star wind ionization state and on the radiative force
炽热的恒星会发出大量的X射线，这些射线被认为是来自超音速的恒星风。部分发射的X射线随后被风吸收并影响其电离状态。因为热的星风是以辐射驱动的，修正的电离平衡会影响辐射力。本文综述了X射线对辐射平衡和辐射力影响的模型研究进展。我们特别关注在风冲击中产生X射线的单星和具有大质量组件的双星，它们属于X射线中最明亮的物体。
2016-02-09 astro-ph.SR
Detection of a magnetic field on HD108: clues to extreme magnetic braking and the Of?p phenomenon
我们报告检测的磁场上的？p星HD 108。分别在2007年、2008年和2009年用NARVAL@TBL和ESPaDOnS@CFHT进行的分光偏振观测揭示了平均斯托克斯V轮廓中的明显塞曼特征，在几天到几个月的时间尺度上稳定，在几年的时间尺度上振幅缓慢增加。我们推测，这个时间尺度是相同的，上的Ha排放是变化的，等于恒星的旋转周期。在三个季节中的每一个季节中测量的相应纵向磁场从100 G缓慢增加到150 G，这意味着HD 108的假定偶极大尺度磁场的极强度至少为0.5 kG，并且最有可能为1-2 kG的量级。恒星和风的性质是通过定量光谱分析与代码CMFGEN。由于HeI 4471和HeI 5876谱线异常强，有效温度难以限制。33000-37000 K范围内的值是优选的。质量损失率约为1 e-7 Msun/yr（聚集因子f=0.01），风终极速度为2000 km/s。风约束参数eta_star大于100，表明HD 108的风是磁约束的。随机短期变化观察风敏感线，但不是在光球线，不包括脉动的存在。在封闭风中的物质下落是在内风中形成的线的最可能的起源。风聚集也可能导致部分的哈变异。HD 108的预计旋转速度低于50 km/s，与几十年的光谱和光度变化时间尺度一致。总的来说，HD 108与O型星HD 191612非常相似，除了旋转速度更慢。
2010-05-11 astro-ph.SR
Non-thermal radio emission from O-type stars. IV. Cyg OB2 No. 8A
我们研究了天鹅座OB 2 8A的非热射电辐射，看看它是否是可变的，以及这种可变性是否锁定在轨道相位上。我们调查，如果在碰撞风区产生的同步辐射的这个二进制可以解释的意见，我们验证我们提出的模型是兼容的X射线数据。我们使用新的和存档的无线电数据从甚大阵列（VLA）构建一个光变曲线作为轨道相位的函数。我们还提出了新的X射线数据，使我们能够改善X射线光变曲线。我们开发了一个数值模型的碰撞风区和同步辐射它产生的。该模型还包括由于两颗恒星的恒星风的自由-自由吸收和发射。用这种方法，我们构造了人工射电光变曲线，并将它们与观测到的光变曲线进行了比较。观测到的射电通量表现出锁相变化。我们的模型可以解释这种变化性，因为同步加速器发射区域并没有完全被自由-自由吸收所隐藏。为了获得一个更好的协议的最小和最大流量的阶段，我们需要使用恒星风参数的二进制组件，这是有点不同的典型值为单星。我们验证了恒星参数的变化不会影响X射线光变曲线的解释。我们的模型很难解释观测到的射电光谱指数。这可能表明在恒星风中存在聚集或多孔性，通过其对拉津效应和自由-自由吸收的影响，可以显著影响光谱指数。因此，非热无线电发射器可以打开一个有价值的途径，调查在恒星风聚集的困难问题。
2010-06-17 astro-ph.SR
4D Grid-fitting of UV-optical spectra of massive stars. I. Numerical technique and its associated uncertainties
本研究构建低金属丰度大质量恒星的4D光谱网格，通过数值测试验证参数拟合精度优于0.05 dex，并分析影响精度的因素，提出加入紫外波段可提升弱风天体参数精度。
2025-05-23 astro-ph.SR
Magnetic fields, winds and X-rays of the massive stars in the Orion Nebula Cluster
在一些大质量恒星中，磁场被认为限制了向外流动的辐射驱动风。虽然理论模型和MHD模拟能够说明这种磁化风的动力学，但这种风场相互作用对磁星的可观测特性（X射线发射，光度和光谱变化）的影响仍然不清楚。本研究的目的是通过提供经验观测和对抗理论来检验OB星的磁性、星风和X射线发射之间的关系。结合COUP调查的猎户座星云星团，我们进行了spectropolarimatric ESPaDOns观测，以确定该集群的大质量OB星的磁特性。
2010-10-11 astro-ph.SR
3-D Monte Carlo radiative transfer calculation of resonance line formation in the inhomogeneous expanding stellar wind
我们研究了光学厚团块，非空的团块间介质，团块的发病变化，以及团块内的速度色散对共振线形成的影响。为此，我们开发了一个完整的3-D蒙特卡罗辐射转移（MCRT）代码，能够处理3-D形状的团块和任意的3-D速度场。我们开发的方法使我们能够考虑到密度和速度风的不均匀性的贡献，总的不透明度非常精确。第一次与观测结果的比较表明，3-D密度和速度风的不均匀性有很强的影响，共振线的形成，他们必须占，以获得可靠的质量损失率的测定。
2012-02-20 astro-ph.SR
NLTE models of line-driven stellar winds III. Influence of X-ray radiation on wind structure of O stars
我们研究了X射线对选定的O型星的风结构的影响。为了这个目的，我们使用我们的非本地热力学平衡（NLTE）风代码，包括额外的人工X射线源，假设起源于风冲击。结果表明，激波X射线辐射对风质量损失率的影响相对较小。强X射线源的存在对风终极速度的影响可能很小，特别是对于温度低于Teff < 35 000 K的恒星。我们讨论Lx/L \sim 10^-7关系的起源。对于有厚风的恒星，这种关系可以解释为假设冷却时间取决于风的密度。具有光学薄风的恒星表现出“弱风问题”，表现出增强的X射线发射，这可能与大的激波冷却长度有关。我们认为，这种效应可以解释“弱风问题”。包括X射线导致一个更好的协议的模型电离结构与观测。然而，我们没有发现任何显着的影响，X射线对Pv电离分数意味着X射线的存在不能解释的Pv问题。研究了激波辐射引起的电离平衡修正对X射线谱线转移的影响。我们的结论是类氦离子的X射线谱线轮廓可能会受到冷风中谱线吸收的影响。
2009-01-02 astro-ph.SR
Line-drag damping of Alfvén waves in radiatively driven winds of magnetic massive stars
来自大质量恒星的线驱动恒星风具有很强的线消影不稳定性。最近，分光偏振测量已经收集了大量的证据，表明银河系的一部分大质量恒星拥有强大的表面磁场。我们在这里调查的传播和稳定性的磁辐射波在这样一个磁化，线驱动风。我们的分析，线性稳定性分析包括线散射恒星辐射，并占径向和非径向扰动。我们建立了任意扰动波长的桥接定律，然后分别分析了长、短波长极限。虽然长波长的辐射波和磁波被发现是完全解耦的，但一个关键的结果是短波长的径向传播的阿尔文波耦合到散射辐射场，并且由于线拖曳效应而被强烈阻尼。在散射线驱动流中磁波的阻尼可能对调节非线性风动力学产生重要影响，因此也可能对风结构的观测诊断和磁力线驱动风的聚集产生强烈影响。
2020-10-12 astro-ph.SR
X-ray spectral diagnostics of activity in massive stars
X射线直接证明了O型星风的不稳定性、时变结构和激波加热。观测到的宽X射线发射线提供了有关激波加热风等离子体运动学的信息，使我们能够测试风激波模型。它们的形状提供了关于风吸收的信息，从而提供了关于风质量损失率的信息。从X射线谱线确定的质量损失率对密度平方聚集效应不敏感，并且表明质量损失率比遭受密度平方效应的传统诊断降低3至6倍。宽带X射线光谱能量分布还通过软X射线吸收特征提供质量损失率信息。在某些情况下，风的吸收程度如此之高，以至于X射线SED的硬化可能相当显著。我们讨论这些结果适用于早期的O星zeta Pup（O4 If），9 Sgr（O4 V（（f）和HD 93129 A（O2 If*）。
2010-09-28 astro-ph.SR
Rummaging inside the Eskimo's parka: Variable asymmetric PN fast wind and a binary nucleus?
本文报道了爱斯基摩行星状星云NGC~2392中心恒星的高分辨率光学时间序列光谱。2006年3月，欧洲南方天文台（ESO）2.3m和2010年3月CFHT 3.6m分别获得了数据集，以诊断中心恒星的快风和光球特性。HeI和HeII复合线揭示了快速风中的成簇和时间结构的证据，这些结构在时间尺度上不稳定地变化到~ 30分钟（即与特征风流时间相当）。我们强调的风线的整体形态的变化，不能合理地解释线合成模型预测与球形均匀风。此外，我们提出的证据表明，紫外线轮廓形态支持的概念，在NGC~2392的高速，高电离极风。对深层近光球层吸收线的分析揭示了低振幅径向速度变化的证据。傅立叶分析暂时指向一个~ 0.12-d调制的径向速度，独立明显的ESO和CFHT数据。我们的结论是，整体光谱特性支持的概念，在NGC~2392（高倾角）的二元核和非对称快风。
2014-03-06 astro-ph.SR
Wind-driven Exclusion of Cosmic Rays in the Protoplanetary Disk Environment
最近旅行者1号宇宙飞船进入星际空间的（明显的）通道为我们提供了前排座位，以了解太阳风和周围被称为日光层的保护性气泡之间的复杂相互作用。日光层从太阳向外放射状延伸到$\sim100$ AU，在这个影响范围内，太阳风调制了银河宇宙射线（CR）的入射通量，特别是那些低能量的。新形成的恒星，支持强磁场和风，预计将产生类似的区域的CR排斥，也许在升高的水平。这样的年轻恒星被富含分子气体的盘所包围，并且从星周环境中去除CR的净去除显著降低了盘气体中的CR电离率，很可能是许多数量级。电离的损失减少了盘的湍流，从而影响了行星的形成和盘中活跃的化学过程。我们提出了CR排斥模型，并探讨了湍流和预测的化学丰度的影响。我们还讨论了ALMA可以用来寻找太阳系外的日光层类似物周围的年轻恒星的手段。
2014-12-10 astro-ph.SR
