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
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
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
A New Mechanism for Chondrule Formation: Radiative Heating by Hot Planetesimals
我们认为，陨石球粒是由辐射加热预先存在的尘埃团在近距离飞越的星子与白炽熔岩在他们的表面。我们表明，所需的温度和冷却速率很容易实现在这种情况下，并讨论它是如何与大部分方面的南极陨石，包括互补性和混合的FeO贫和FeO富球粒。
2015-12-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
Super-Eddington stellar winds: unifying radiative-enthalpy vs. flux-driven models
我们推导出光学厚，超爱丁顿恒星风的半解析解，诱导的假设稳定的能量添加$Δ{\dot E}$集中在近表面加热半径$R$在一个大质量恒星的中心光度$L_\ast$。我们表明，获得稳定的风的解决方案，既需要得到的总光度$L_o = L_\ast + Δ{\dot E}$超过爱丁顿光度，$Γ_o \equiv L_o/L_{Edd} > 1$，和诱导的质量损失率是这样的“光子疲劳”参数$m \equiv {\dot M} GM/R L_o \le 1-1/Γ_o$，确保光度是足以克服引力势$GM/R$。我们的分析统一了以前的超爱丁顿风模型，要么：（1）假设一个直接的辐射通量驱动，而不考虑在这样一个光学厚流中可能变得重要的辐射焓的平流;或（2）假设这种超爱丁顿外流是绝热的，忽略了扩散辐射通量的影响。我们表明，这些不同的模型变得适用于小与大值的$m Γ_o $，分别在渐近极限。通过求解辐射扩散和风动量的耦合微分方程，我们得到了有效地桥接这些限制模型的行为的一般解。两个关键的缩放结果是终端风速逃逸速度，这是发现变化为$v_\infty^2/v_{esc}^2 = Γ_o/(1+m Γ_o) -1$，并为最终观察到的光度$L_{ obs}$，这对于所有允许的稳定的解决方案与$m < 1 - 1/Γ_o$，超过爱丁顿光度，$L_{obs} > L_{Edd}$。我们的超级爱丁顿风的解决方案具有潜在的…
2017-08-25 astro-ph.SR
Winds of Massive Magnetic Stars: Interacting Fields and Flow
我们目前的结果的三维数值模拟的磁约束，辐射驱动的恒星风的大质量恒星，进行使用天体物理MHD代码冥王星，重点是了解无线电和亚毫米发射的旋转变化。辐射驱动根据Castor，Abbott和Klein的辐射驱动风理论来实现。许多磁性大质量恒星的磁轴相对于自转轴是倾斜的。这种错位导致了复杂的风结构，因为磁约束、离心加速和辐射驱动作用将星周等离子体引导到弯曲的盘中，其可观察的特性在多个波长中应该是明显的。这种结构被分析来计算自由-自由热射电辐射，并确定特征强度图和射电光变曲线。
2017-11-30 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
V444 Cyg X-ray and polarimetric variability: Radiative and Coriolis forces shape the wind collision region
我们目前的结果，从研究的食，碰撞风的二进制V444天鹅座，使用组合的X射线和光学spectropolarimetric的方法来描述的3-D的性质的冲击和风的结构内的系统。我们已经创建了V444 Cyg迄今为止最完整的X射线光变曲线，使用来自Swift的40 ksec新数据和200 ksec新的和存档的XMM-牛顿观测数据。此外，我们的特点是固有的，偏振相位依赖行为的最强的光发射线使用威斯康星大学的半波分光偏振仪获得的数据。我们已经探测到了在X射线范围内风-风碰撞的科里奥利畸变的证据，它通过系统的X射线光变曲线中日食周围的不对称行为表现出来。X射线发射区的大张角，以及它的位置（即WN风不与O星碰撞，而是它的风）是系统内发生辐射制动/抑制的证据。此外，偏振结果显示了风-风碰撞区域从沃尔夫-拉叶星的风中切割出来的空腔的证据。
2014-10-22 astro-ph.SR
3-D radiative transfer in clumped hot star winds I. Influence of clumping on the resonance line formation
大质量恒星的真实质量损失率对天体物理学的许多分支都很重要。对于共振线的正确建模，这是恒星质量损失的关键诊断之一，恒星风聚集是非常重要的。为了将成团纳入辐射转移计算，需要三维模型。团块的各种性质可能会对共振线的形成产生强烈的影响，因此，对经验质量损失率的确定。我们将3-D性质的恒星风聚集到辐射转移计算和研究如何不同的模型参数的影响共振线的形成。我们发展了一个完整的三维非均匀膨胀恒星风的蒙特卡罗辐射转移程序。团块的数密度遵循质量守恒。第一次，现实的3-D模型，描述了密集以及稀薄的风组件被用来模拟形成的共振线在一个成团的恒星风。同时，非单调的速度场占。三维风场密度和速度的不均匀性对共振线的形成有很大的影响。不同的参数描述的结块和速度场的结果在不同的线强度和轮廓。我们提出了一组代表性的模型，为各种模型参数，并调查如何影响的共振线。我们的3-D模型表明，线不透明度降低较大的团块分离和更浅的速度梯度内的团块。我们的新模型表明，要获得经验正确的质量损失率从紫外线共振线，风聚集和它的3-D性质必须考虑在内。
2012-02-21 astro-ph.SR
3D models of radiatively driven colliding winds in massive O+O star binaries - II. Thermal radio to sub-mm emission
在这项工作中，从短周期O+ O-星双星的风在厘米到亚毫米波长的热辐射进行了研究（潜在的非热辐射目前被忽略）。计算是基于三维流体动力学模型，其中包括重力，风的驱动，恒星的轨道运动，和辐射冷却的冲击等离子体。热辐射来自恒星风和它们碰撞的区域。我们调查的流量和频谱从各种模型作为一个功能的轨道相位和方向的观察者，并比较单星的情况下。来自风-风碰撞区（WCR）的辐射强烈依赖于其密度和温度，在辐射系统中光学厚，而在绝热系统中光学薄。在这项工作中第一次研究的WCR是高辐射的系统的通量，可以超过一个数量级以上的组合流量从相同类型的单星。这种过剩发生在从厘米到亚毫米的宽波长范围内。相反，当WCR在很大程度上是绝热的，在热通量的显着过剩只发生在100 GHz以下。偏心系统可能会表现出数量级或更大的通量变化，特别是如果WCR中的等离子体从绝热状态转变为辐射状态，反之亦然-在这种情况下，通量可以显示出显著的滞后与恒星分离。我们进一步证明，成团可以影响无线电光变曲线的变化。我们研究了发射的光谱指数，经常发现指数比+0.6陡。我们的预测对下一代射电和亚毫米望远镜的未来观测很有意义。
2009-08-10 astro-ph.SR
3D hydrodynamical and radiative transfer modeling of Eta Carinae's colliding winds
我们提出了完整的三维流体动力学和辐射转移模拟的结果碰撞恒星风的大质量双星系统船底座Eta。我们完成这一点，通过应用SimpleX算法的三维辐射转移的非结构化Voronoi-Delaunay网格最近的三维光滑粒子流体动力学（SPH）模拟的二元碰撞风。我们使用SimpleX获得氢和氦的详细电离分数，在3D中，在原始SPH模拟的分辨率。我们研究了几个计算域的大小和发光蓝可变的主要恒星质量损失率。此外，我们还提出了复杂3D数值模拟的可视化和交互输出的新方法，包括3D交互式图形和3D打印。虽然我们最初专注于埃塔车，所采用的方法可以应用于许多其他碰撞风（WR 140，WR 137，WR 19）和尘土飞扬的“风车”（WR 104，WR 98a）的二元系统。再加上3D流体动力学模拟，SimpleX模拟有可能帮助确定在这些独特的物体中形成各种观测到的时变发射和吸收线的区域。
2015-08-16 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
Three-component modelling of C-rich AGB star winds V. Effects of frequency-dependent radiative transfer including drift
冷碳恒星的恒星风使星际介质富含大量的碳和尘埃。我们提出了一个研究的影响，两种流体流动的风，我们增加了频率依赖的辐射转移的描述。此外，我们的辐射流体动力学模型包括恒星脉动，晶粒生长和消融，气体尘埃漂移使用一个平均粒径，尘埃消光的基础上的小颗粒限制和米氏散射，和一个准确的数值方案。我们使用1024个网格点和319个频率的太阳金属丰度以高空间分辨率计算模型，并通过比较漂移模型和非漂移模型来识别漂移的影响。我们的研究结果显示，与现存的结果相比，差异高达1000%。漂移模型的质量损失率和风速通常但不总是低于非漂移模型。当使用Mie散射而不是小颗粒限制时，差异更大。在其他属性中，气体和粉尘的质量损失率，粉尘与气体的密度比，风速显示指数依赖于粉尘与气体的速度比。当使用漂移时，在最小质量的风中产生的灰尘增加了四倍。我们发现漂移速度在10-67公里/秒的范围内，这是远远高于我们早期的作品，使用灰色辐射转移。有必要包括对漂移速度的估计，以再现高产量的灰尘和低风速。
2020-09-04 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
Weak wind effects in CNO driven winds of hot first stars
在最初只有氢和氦的旋转恒星演化过程中，CNO元素可能会出现在它们的表面。因此，这些恒星可能只有由CNO元素驱动的风。我们研究弱风效应（盖利Owocki加热和多组分效应）的第一代恒星的恒星风纯粹由CNO元素驱动。我们应用我们的NLTE多组分模型和流体动力学模拟。多分量效应（摩擦加热和去耦）是重要的，特别是低金属含量的风，但它们的影响质量损失率，只有当它们导致去耦的速度低于逃逸速度。多分量效应也改变了来自第一颗恒星的反馈。由于辐射加速的金属与氢和氦的解耦，第一批低能宇宙射线粒子产生了。我们研究了这些粒子与星际介质的相互作用，得出这些粒子很容易穿透给定微晕的星际介质的结论。我们通过恒星风来讨论第一批恒星的充电。Gayley-Owocki加热，摩擦加热，风分量的去耦发生在演化的低金属丰度恒星和太阳金属丰度主序星的风。
2010-04-22 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
3D radiative transfer: Continuum and line scattering in non-spherical winds from OB stars
内容：最先进的定量光谱的OB星比较合成光谱（计算的一维，球对称的计算机代码）与观察。然而，某些恒星的大气层显示出强烈的球面对称性偏差，需要在3D中处理。目标：我们提出了一个新开发的三维辐射转移代码，适合快速膨胀的恒星大气中的辐射场的解决方案。我们将我们的代码风烧蚀模型中的连续传输，并在磁风的紫外线共振线的形成。研究方法：我们用三维有限体积法求解辐射转移方程，研究了连续和线散射问题。收敛已被加速的非局部近似λ迭代计划。特别强调了仔细（球对称）的测试用例。结果如下：源函数的典型误差，当与1D解决方案相比时，为10- 20%的量级，并且对于光学厚连续体增加。在拱星盘中，从风到盘的（光学薄）过渡区的辐射温度与风中的相应值非常相似。对于动态磁层的MHD模拟，线轮廓，计算与我们的3D代码，同意与以前的解决方案，使用3D-SEI方法。与“分析动力磁层"模型得出的剖面相比，明显存在重大差异。结论：由于风和过渡区的辐射温度相似的光盘，相同的线强度分布可以适用于辐射流体动力学计算的拱星盘在“吸积大质量的恒星”。为了正确地描述动态磁层中紫外线的形成，ADM模型需要进一步发展，至少在很大一部分的外风。
2018-06-21 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
3D radiative transfer simulations of Eta Carinae's inner colliding winds - II: Ionization structure of helium at periastron
光谱观测的大规模碰撞风双星船底座伊塔显示相位依赖的变化，在整个5.54年的轨道上，在强度和速度，许多氦的排放和吸收线。在接近近星点时，由于双星轨道的偏心（$e \sim 0.9$），使得风-风相互作用区（WWIR）的三维结构发生了严重的畸变。次级恒星（$η_{\mathrm{B}}$）在这些阶段位于主星的密集风光球层深处。这些效应的结合被认为是在近星点的氦线中观察到的特别有趣的特征的原因。我们进行三维辐射转移模拟$η$车的相互作用风在近星点。使用SimpleX辐射转移算法，我们后处理的输出从三维光滑粒子流体动力学模拟的内部150 AU的$η$车系统的两个不同的主星质量损失率（$\dot{M}_{η_{\mathrm{A}}}$）。使用以前的模拟结果在apastron作为指导的初始条件，我们计算三维氦电离地图。我们发现，对于较高的$\dot{M}_{η_{\mathrm{A}}}$，$η_{\mathrm{B}}$ He $^{0+}$电离光子不能穿透到冲击前的主风。由于$η_{\mathrm{B}}$而产生的$^{+}$只存在于沿WWIR的前缘臂的薄层中和靠近恒星的小区域中。降低$\dot{M}_{η_{\mathrm{A}}}$，使$η_{\mathrm{B}}$的电离光子能够到达系统的远望星一侧膨胀的未受冲击的二次风，并在冲击前的一次风中产生低比例的He $^{+}$。与apa…
2015-03-27 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
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
Radiative Nonideal MHD Simulations of Inner Protoplanetary Disks: Temperature Structures, Asymmetric Winds, and Episodic Surface Accretion
本文通过包含完整非理想MHD效应和近似辐射传输的二维全球模拟，揭示了内原行星盘中磁场方向决定单侧快速表面吸积与不对称盘风，并证明吸积加热不影响盘温而风增强辐射加热，为观测提供磁活动特征。
2025-08-05 astro-ph.EP 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
Progress towards a 3D Monte Carlo radiative transfer code for outflow wind modelling: II. 3-D applications
Astronomical Institute of the Czech Academy of Sciences（捷克科学院天文研究所）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）
本文提出了一种改进的3D蒙特卡洛辐射传输代码，用于处理任意几何结构的出流风建模，并验证了其在3D应用中的有效性。
2026-01-29 astro-ph.IM 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
3D Hydrodynamic & Radiative Transfer Models of X-ray Emission from Colliding Wind Binaries
碰撞风双星（CWB）是X射线天体物理学的独特实验室。这些系统中的大质量恒星拥有强大的恒星风，速度高达3000 km/s $^{-1}$，它们的碰撞导致热等离子体（高达$\sim10^8$ K）发射热X射线（高达$\sim$ 10 keV）。许多X射线望远镜都观测到了CWB，包括朱雀，我们的工作旨在模拟这些X射线观测。我们使用三维光滑粒子流体动力学（SPH）来模拟风-风相互作用，然后执行三维辐射转移来计算出射X射线通量，通过X射线望远镜的响应函数折叠直接与观测比较。在这些程序中，我们提出了我们的模型，朱雀观测的多年周期，高偏心系统$η$船底座和WR 140。模型再现了远离近星点的观测结果，但只有$η$船底座的X射线光谱在近星点再现; WR 140模型在这个更复杂的阶段产生了太多的通量。
2014-05-19 astro-ph.HE 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
Thin-shell mixing in radiative wind-shocks and the Lx-Lbol scaling of O-star X-rays
自爱因斯坦以来的X射线卫星已经根据经验确定了来自单个O星的X射线光度与热光度成线性比例，Lx ~ 10^{-7} Lbol。但是，最受欢迎的模型的直接形式，即X射线来自于嵌入恒星风中的不稳定性产生的激波，预测了一个更陡峭的标度，如果激波是辐射的，则质量损失率为Lx ~ Mdot ~ Lbol^{1.7}，如果激波是绝热的，则质量损失率为Lx ~ Mdot^{2} ~ Lbol^{3.4}。本文提出了一种广义的形式主义，桥梁这些辐射与绝热限制的冲击冷却长度的比值的局部半径。注意到薄壳不稳定的辐射冲击应导致广泛的混合热和冷的材料，我们建议，相关的软化和减弱的X射线发射可以参数化的缩放与冷却长度比提高到一个权力M$，“混合指数”。对于物理上合理的值m ~= 0.4，这导致X射线光度Lx ~ Mdot^{0.6} ~ Lbol与经验标度匹配。为了拟合观测到的X射线谱线，我们发现这样的辐射激波混合模型需要激波的数量急剧下降到初始激波起始半径以上。这反过来意味着X射线的光度应该饱和，甚至减少光学厚风具有非常高的质量损失率。在低密度风中绝热冲击的相反极限中（例如，B星），X射线光度应该随着Mdot ^[2]急剧下降。未来的数值模拟研究将需要测试的一般薄壳混合的X射线发射的附件。
2012-12-18 astro-ph.HE 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
The complex dependencies of Wolf-Rayet winds -- Insights from detailed radiative transfer models
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）
本文通过详细辐射转移模型研究沃尔夫-雷jet风的复杂依赖关系，揭示了其与恒星参数及丰度的关联，探讨了二维和三维RHD模拟对一维大气模型的影响。
2026-04-01 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
