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
Do novae have optically thick winds during outburst with large deviations from spherical symmetry?
经典新星在光学极大值后产生的光学厚风的证据在最近的论文中受到了挑战。此外，有时在新星爆发发展的早期就能看到轨道相位相关光度变化的迹象，在光学厚包层，特别是风的框架下很难解释。必须对在新星爆炸后的早期阶段存在喷射速度不断增加的光学厚风的信念进行一般性的讨论。这样做是为了澄清有关新星的想法，以及特别有助于理解新星V1500 Cyg和V1493 Aql的行为，这些新星在爆发后的早期下降过程中表现出与相位相关的变化。可能的方法克服明显的矛盾，相位相关的变化，通过生产的偏差，从球对称的风，期待和数量级估计的顺序，不同的理论方案，这可能会产生这样的偏差。结果发现，大爆炸后的早期阶段的光学厚风的球对称性的大偏差可以很容易地解释的变化的问题。特别是，磁场的存在可能对天鹅座V1500的风产生了不可忽视的影响，而目前还没有足够的关于V1493 Aql的信息。在新星的光学极大值之后的早期阶段，几乎可以肯定存在光学厚的风/包层，而很难使纯粹的哈勃流动模型适合这些阶段的观测。需要进行新的更详细的观测和理论工作，特别是包括磁场对风的影响。
2012-01-22 astro-ph.SR
Dust Production Factories in the Early Universe: Formation of Carbon Grains in Red-supergiant Winds of Very Massive Population III Stars
研究了一颗零龄主序星质量为500 M太阳的超大质量第三星族恒星在红超巨星（RSG）阶段星风中尘埃的形成。我们发现，在一个富含碳的风与恒定的速度，碳颗粒可以形成一个对数正态分布，所有的碳可用于尘埃形成最终凝结成尘埃的质量损失率（（0.1-3）× 10 ^{-3} M_sun yr^{-1}）和风速（1-100 km s^{-1}）的范围。我们还发现，由新形成的尘埃驱动的风的加速抑制了晶粒的生长，但仍然允许超过一半的气相碳最终被锁定在尘埃颗粒中。这些结果表明，在500颗太阳质量的第III星族恒星的RSG阶段，最多可以形成1.7太阳质量的碳颗粒。如果星族III恒星的初始质量函数是头重脚轻的，那么如此高的尘埃产量可以使非常大质量的原始恒星成为宇宙早期的重要尘埃来源。我们还简要讨论了一个新的形成方案的富碳超贫金属恒星考虑非常大质量的第三星族恒星的反馈。
2014-04-22 astro-ph.SR
Modeling Forbidden Line Emission Profiles from Colliding Wind Binaries
本文计算了碰撞风双星的禁戒发射谱线轮廓形状。主要的应用是涉及沃尔夫-拉叶（WR）星和OB星伴星的系统。WR风被认为是占主导地位的禁线发射。碰撞风的相互作用被视为一个阿基米德螺线与内边界。根据该模型的假设，主要结果如下。(a)由于风的碰撞，WR风的重新分布不是通量保守的，但通常会产生过量的线发射;然而，这种过量在10%左右的水平是适度的。(b)与球形风的平顶剖面形状的偏差对于更接近于面对轨道平面的观察倾角是最大的。在中间观察倾角，剖面显示只有轻微偏离平顶形状。(c)翼型形状可以用来约束碰撞风弓激波张开角。(d)在较短周期的双星中，谱线轮廓中的结构往往被抑制。(e)获得多条禁止线的数据很重要，因为不同的线探测不同的特征径向尺度。我们的模型进行了讨论，与ISO数据的WR 147和伽马Vel（WR 11）。WR 147的线可能不够准确，无法得出确切的结论。对于伽马速度，个别线形态是广泛可再现的，但不能同时用于所要求的风和轨道参数。总的来说，这项工作证明了对大尺度风敏感的线如何有助于推断二元系统的性质，并提供新的数值模拟测试。
2009-03-06 astro-ph.SR
3D models of radiatively driven colliding winds in massive O+O star binaries - III. Thermal X-ray emission
研究了短周期大质量O+ O星双星中风-风碰撞产生的X射线辐射。排放量计算从三维流体动力学模型，其中包括重力，驱动的风，恒星的轨道运动，和辐射冷却的冲击等离子体。恒星掩星和星周衰减量的变化在圆轨道系统中引入了与相位相关的X射线变化，而在偏心轨道系统中也会发生本征发射的强烈变化。在偏心系统中的X射线发射可以显示出强烈的滞后现象，在近星点之后的发射比在近星点之前的相应轨道相位处的发射更柔和，反映了在这些时间处的冲击等离子体的物理状态。此外，亮度上升到最大值并不一定遵循1/D定律。我们的模型进一步表明，有效的拱柱可以高度依赖于能量。我们模拟钱德拉和朱雀观测，并适合这些使用标准XSPEC模型。我们发现，恢复温度从两个或三个温度mekal适合那些从适合到真正的系统具有类似的恒星和轨道参数/性质的排放。我们还发现，当全球丰度在光谱拟合中解冻时，尽管计算使用太阳值作为输入（删节），但只返回太阳下值。
2009-09-24 astro-ph.SR
The Wolf-Rayet Stellar Response To The Iron Opacity Bump: Envelope Inflation, Winds, and Microturbulence
早期型沃尔夫-拉叶（WR）恒星模型由于突出的铁不透明度凸起而在其外层包层中存在超爱丁顿层。在过去的几十年里，一维流体静力学和时间定常流体动力学模型提出了各种WR响应的超爱丁顿力，包括信封膨胀和光学厚风。在本文中，我研究这些反应，半分析估计和WR模型从MESA和Ro&Matzner;四个结论。首先，早期型WR星没有膨胀的外壳，因为它们要么有强风，要么光度不足。第二，不透明度凸块具有音速点的条件可表示为最小质量损失率$\dot{M}_{\rm sp}(L_*)$。与Grassitelli等人和Ro的观点一致，大多数银河系早期型WR星都可以在铁不透明度凸起处拥有声波点。然而，在大麦云云中，大约有一半的云不能给出典型的风参数。第三，由铁不透明凸起驱动的WR风必须具有超过全球最小值$10^{-5.8}-10^{-6}M_\odot\,{\rm yr}^{-1}$的质量损失率。最后，如果风中辐射与气体压力比约为$p_r/p_g \sim 145$，则观测到的早期型WR分布遵循这里导出的简单质量损失关系;该值与Grafener等人和Nakauchi & Saio的研究一致。
2019-04-02 astro-ph.SR
The effect of limited spatial resolution of stellar surface magnetic field maps on MHD wind and coronal X-ray emission models
本文研究了$5°$尺度和较小尺度太阳表面磁场图的空间分辨率对全球磁流体动力学太阳风模型和日冕加热和X射线发射模型的影响。我们比较驱动的解决方案，由低分辨率的威尔科克斯太阳天文台磁地图，相同的地图与空间分辨率人为增加的细化算法，和高分辨率的太阳和日光层天文台迈克尔逊多普勒成像仪地图。我们发现风结构和X射线形貌都受到精细尺度表面磁结构的影响。此外，X射线形态主要由较小尺度上混合极性之间的闭环结构控制，并且在高分辨率图和低分辨率图之间显示出显著变化。我们的结论是，冠状X射线发射的三维建模有更大的表面磁场空间分辨率的要求比风建模，可以是不可靠的，除非占主导地位的混合极性磁通量是正确的解决。
2012-12-10 astro-ph.SR
Explaining the Early Exit of Eta Carinae from its 2009 X-Ray Minimum with the Accretion Model
我们使用吸积模型来解释早期退出的海山二从2009年的X射线最低。在吸积模型中，次级恒星在近星点附近吸积来自主风的质量，这是一个抑制次级风的过程。由于激波次级风是造成大部分X射线发射的原因，吸积过程是造成X射线最小值的原因。2009年X射线最低值出现4周后就提前结束，而不是前两次最低值出现的10周，这是因为上一次最低值出现的主要风比前两次X射线最低值出现的速度更快，质量损失率也更低。这导致在X射线最小值期间的质量吸积率低得多。我们表明，使用这些量的波动范围内推导出的最小值以外的X射线通量的波动，可以占最后X射线最小的持续时间短。较短的X射线最小值可能对系统从光谱事件中的恢复有进一步的影响。
2009-06-23 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
Models of the non-thermal emission from early-type binaries
大质量双星中强大的风-风碰撞产生了一个高温等离子体区域，并将粒子加速到相对论能量。我简要地总结了风-风相互作用的流体动力学和观测证据，包括最近的$γ$ -射线探测，从这样的系统的非热发射。然后，我讨论了现有的非热发射模型及其迄今为止的应用，然后总结了一些未来的前景。
2009-05-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Colliding Stellar Winds Structure and X-ray Emission
我们研究了大质量双星中碰撞星风的结构和X射线辐射。我们发现，在很小的风动量比值的接触不连续（CD）的开度角被高估的几个公式在文献中。我们还发现，在初级（主导）和次级风的冲击耀斑约20度的CD相比，和整个次级风的冲击时，风的动量比< 0.02。的冲击，和每一个风的分数，是震惊的，提供了开放的角度的解析表达式。我们发现，X射线的光度标度与风的动量比，并在风的动量比减少的频谱略有软化。
2018-04-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Ups and downs in the X-ray emission of the colliding wind binaries HD 168112 and HD 167971
本文利用XMM-Newton观测研究HD 168112和HD 167971的碰撞星风X射线辐射，发现HD 168112的辐射随轨道间距倒数变化且碰撞区保持绝热，而HD 167971的显著辐射源自内部食双星但起源不明。
2024-06-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Line profiles of forbidden emission lines and what they can tell us about protoplanetary disk winds
本文用 Cloudy 模拟磁热型原行星盘风的禁线发射，证明其可同时再现宽窄低速成分，并与谱线光度、蓝移及倾角趋势等观测相符。
2023-11-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Colliding-wind binary systems: Diffusive shock acceleration and non-thermal emission
我们提出了一个碰撞风双星的非热辐射模型。相对论质子和电子被假定为通过扩散激波加速（DSA）的全球冲击边界的风-风碰撞区域。由于宇宙线压力的粒子加速过程和冷却的非热粒子，因为它们从冲击下游流动的反反应的非线性效应。我们探讨了非热粒子分布和keV-GeV辐射随恒星间距、系统视角以及风动量比的变化。我们证实了早期的研究结果，即DSA是非常有效的磁场放大时，不包括在内，导致显着修改的冲击。我们还发现，非热通量的规模与二进制分离在一个复杂的方式和各向异性逆康普顿发射显示只有一个温和的变化与视角由于风-风碰撞的空间范围。
2020-04-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Asteroid Magnetization from the Early Solar Wind
磁场提供了一个重要的探测热，材料和结构的历史，行星和亚行星机构。地核发电机是分化天体磁场的潜在来源，但未分化天体磁化的证据需要不同的机制。在这里，我们研究了放大场提供的恒星风最初未磁化的身体使用分析理论和数值模拟，采用电阻MHD AstroBEAR自适应网格细化（AMR）多物理场代码。我们获得了一个广泛适用的比例关系的峰值磁化达到一次风平流，堆积，并与磁场，达到一个准稳定状态的机构窗帘。我们发现，一个充分导电的身体的昼侧磁场饱和时，它平衡的总和传入的太阳风冲压，磁，热压力。更强的放大效应来自于更密集、更快的风的堆积。仔细量化的数值扩散是需要准确地解释峰值磁场强度从模拟，并证实与理论。作为具体应用到太阳系，我们发现，早期的太阳风诱导的磁场放大是一个可行的来源，从一些未分化的机构在陨石中观察到的paleointensities磁化。这一机制也可能适用于太阳系的其他天体，包括在未来的空间飞行任务中将要访问的富含金属的天体，如小行星（16）Psyche。
2021-10-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
The variable 6307A emission line in the spectrum of Eta Carinae: blueshifted [S III] 6313A from the interacting winds
Eta Car光谱中的6307 A发射线（Martin et al. 2006）是蓝移的[S III] 6313 A发射线，来自大质量双星系统的外部风结构。我们在分析大质量恒星光谱中通常看不到的多条禁发射线时实现了识别。HST/STIS的高空间和中等光谱分辨率将Fe+、N+、Fe++、S++、Ne++和Ar++的禁戒线解析成空间和速度分辨的绳状特征，这些特征源自通过UV光子或碰撞光电离的碰撞激发离子。而[Fe II]的发射范围从+/-500 km/s到0. 7，更高电离的禁戒辐射系统地蓝移（-500至+200 km/s），仅延伸至0。“4. [Fe II]定义了大规模主风的外部区域。[N II]、[Fe III]辐射定义了远紫外辐射直接电离的外层风相互作用区。[S III] 9533 A、9071 A和6313 A的发射变化表明，当电子温度在8，000 ~ 13，000 K之间时，其密度在10^6 ~ 10^10 cm^-3之间。映射的排放结构的时间变化的关键阶段的5.54年的周期将提供重要的诊断相互作用的风。
2009-10-09 astro-ph.IM astro-ph.SR
Near-infrared emission lines trace the state-independent accretion disc wind of the black hole transient MAXI J1820+070
黑洞瞬态MAXI J1820+070在其发现爆发的硬状态期间显示了光学P-Cyg轮廓和其他与风相关的发射线特征。我们目前的近红外（nIR）光谱覆盖不同的吸积状态的系统在这一事件。我们的8个时期的数据集（VLT/X-射手）揭示了强烈的变化，在近红外发射线的属性。这包括存在吸收槽和扩展的发射线翼，其动力学特性与从光学发射线中观察到的风特征推断的动力学特性非常相似，表明它们最有可能追踪相同的吸积盘风。与光学特征不同，这些近红外特征并不排除硬态，因为它们也可以在具有类似观测特性的软态中看到。这支持了在整个系统爆发期间存在相对稳定的外流，并代表了在X射线以外的能量下首次探测到黑洞软态中的吸积盘风。我们讨论了风的可见度作为一个函数的光谱带和潜在的近红外光谱风的研究，特别是在发光吸积阶段。
2020-07-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Solar wind ion charge state distributions and compound cross sections for solar wind charge exchange X-ray emission
该研究汇编ACE的太阳风丰度数据与文献原子数据，计算不同太阳风类型和太阳活动周条件下软X射线能段的SWCX复合截面，为SWCX辐射建模及观测信号解读与去除提供支撑。
2023-08-25 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Optically-thick Structure in Early B Type Supergiant Stellar Winds at Low Metallicities
本文利用哈勃望远镜ULLYSES计划的紫外光谱，证明可从单历元光谱识别低金属丰度下早期B型超巨星星风结构，发现结构 prevalence 与金属丰度正相关，但与有效温度和终端速度无关，为约束大质量恒星质量损失率提供了新手段。
2024-01-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
X-ray emission of massive stars and their winds
本文综述了大质量恒星及其星风的X射线发射特性，涵盖非磁性OB星、演化后代的WR和LBV星、磁性OB星、大质量双星及gamma Cas星，并总结了各子类发射机制与未解之谜。
2022-03-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Chandra grating spectroscopy of embedded wind shock X-ray emission from O stars shows low plasma temperatures and significant wind absorption
我们提出了一个统一的分析的六个例子嵌入风激波（EWS）O星X射线源在高分辨率的钱德拉光栅光谱仪观察。通过模拟热等离子体发射和连续吸收的软X射线的冷，部分电离的大部分风，我们推导出的冲击加热的等离子体的温度分布和风的质量损失率的每一个明星。我们发现每颗恒星的热风等离子体都有类似的温度分布，与幂律微分发射测量值$\frac{d\log EM}{d\log T}$一致，斜率略大于-2，直到温度只有$10^7$ K左右。风的质量损失率，这是来自宽带X射线吸收的频谱特征，是从其他诊断发现的一致。这项研究最值得注意的结论是，风吸收是一个非常重要的影响，特别是在较长的波长。例如，在$ζ$船尾座的风中产生的18到25埃单位的X射线中，有90%以上被吸收。O型星光谱亚型的X射线硬度的经验趋势主要是吸收效应。
2021-10-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Early-time spectra of supernovae and their precursor winds: the luminous blue variable/yellow hypergiant progenitor of SN 2013cu
我们提出了第一个定量光谱建模的早期超新星与其祖先风相互作用。使用辐射转移程序CMFGEN，我们研究了最近报道的IIb型SN 2013 cu爆炸后15.5 h的光谱。这是第一次，我们能够直接测量SN祖先的化学丰度，并发现相对富含H的风，H和He丰度（按质量计）分别为X=0.46 +- 0.2和Y=0.52 +- 0.2。相对于太阳值，风在N中增强，在C中耗尽（质量分数为8.2e-3和1 e-5）。我们得到，一个稠密的风/星周介质，质量损失率Mdot= 3e-3 Msun/yr和风速vwind=100 km/s，围绕在前SN阶段的恒星。这些值低于以前的分析估计，虽然我们发现Mdot/vinf与以前的工作一致。我们还计算了CMFGEN模型，以约束祖光谱类型，并发现高Mdot和低vwind意味着恒星有一个有效的温度约8000 K之前立即SN爆炸。我们的模型表明，它的前身要么是一颗不稳定的发光蓝变星，要么是一颗正在经历爆发阶段的黄色超巨星，并排除了WR星的可能性。我们将爆炸后15.5 h的光谱归类为XWN 5（h），并主张使用前缀“X”（eXplosion），以避免爆炸后非恒星光谱与大质量恒星光谱之间的混淆。我们发现，由于SN事件前后电离结构的巨大差异，祖先光谱类型与爆炸后早期光谱类型有显着不同。结果表明：LBV/YHG -> XWN 5（h）-> SN IIb.未来的早期紫外光谱将提供额外…
2014-08-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
MHD numerical simulations of colliding winds in massive binary systems - I. Thermal vs non-thermal radio emission
在过去的几十年里，对来自大质量双星系统的无线电和X射线发射的详细观测揭示了这种系统中存在的全新物理学。这种辐射的热和非热成分都表明，这些波段的大部分辐射都来自激波。OB和WR星呈现出超音速和巨大的风，当碰撞时，由于自由辐射，它们会发出很大的辐射。非热射电和X射线发射分别是由于同步加速器和逆康普顿过程。在这种情况下，预期磁场对发射分布起重要作用。在过去的几年中，从大规模的二元系统的自由和同步辐射的建模一直是基于纯粹的流体动力学模拟，和特设的假设，关于磁场的能量分布和场的几何形状。在这项工作中，我们提供了第一个完整的MHD数值模拟的风-风碰撞的大规模的双系统。我们研究了自由-自由辐射特征，它依赖于恒星和轨道参数。我们还自洽地研究了激波区磁场的演化，得到了沿不同视线积分的同步辐射能量分布。我们表明，在冲击的磁场是大于当$B$和等离子体密度之间的比例假定。此外，我们表明，同步辐射相对于总的无线电发射的作用被低估了。
2012-03-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Non-thermal emission from the interaction of magnetized exoplanets with the wind of their host star
我们研究的非热辐射的磁化类太阳系外行星和风从他们的主恒星之间的相互作用。行星通过风的超音速运动形成弓形激波，加速电子，产生宽波长范围的非热辐射。讨论了三种风质量损失率：$\dot{M}_{\rm w}\sim10^{-14}$、$10^{-9}$、$10^{-6}\,M_{\odot}\,\rm yr^{-1}$，分别对应于太阳型、金牛T型和大质量O/B型恒星。我们发现，预期的无线电同步辐射从一个类星体的行星可以检测到的Jansky甚大阵和平方公里阵列在~1-10 GHz的距离~ 100 pc，而红外辐射是检测到的詹姆斯韦伯太空望远镜了类似的距离。恒星辐射的逆康普顿散射导致钱德拉X射线天文台可探测到的X射线发射达到约150 pc。最后，我们将我们的模型的上限限制V380头，第一个恒星热木星系统观察到的无线电波长。我们的弓形激波模型提供了对V380 Tau的磁场、行星际介质和非热辐射效率的约束。
2019-03-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
The non-thermal, time-variable radio emission from Cyg OB2 # 5: A wind-collision region
来自被研究得很好的大质量恒星系统天鹅座OB 2 #5的无线电发射已知以6.7年的周期在低通量状态和高通量状态之间波动，当发射完全是自由-自由起源时，当额外的非热成分（迄今未知的性质）出现时。在本文中，我们证明了无线电流量的非热成分是稳定的时间尺度上的小时，它的形态是弧形。这表明非热辐射是由已知的接触双星驱动的强风与一个周期为6.7年、半长轴为5 ~ 10质量的偏心轨道上的看不见的伴星驱动的强风碰撞产生的。加上先前报告的位于接触双星东北约0.8角秒的风碰撞区域，天鹅座OB 2 #5似乎是迄今为止已知的唯一一个拥有两个无线电成像风碰撞区域的多系统。
2011-05-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Understanding the Unusual X-Ray Emission Properties of the Massive, Close Binary WR 20a: A High Energy Window into the Stellar Wind Initiation Region
本文讨论了大质量密近双星WR 20 a的X射线发射特性的解释问题。WR 20 a位于Westerlund 2的星团核心附近，由两颗几乎相同的沃尔夫-拉叶星组成，质量分别为82和83太阳质量，轨道周期仅为3.7天。虽然钱德拉的观测是在二次日食期间进行的，但X射线光变曲线没有显示出通量减少的迹象。事实上，WR 20 a在日食期间看起来比其他双星系统更明亮，更柔和，与其他双星系统相反。为了帮助我们解释的数据，我们比较流体动力学模拟的结果，使用自适应网格细化代码Mezcal，包括辐射冷却和辐射加速力项。结果表明，X射线发射可以成功地解释在模型中，在这个系统中的风-风碰撞界面发生，而流出的材料仍然被加速。因此，WR 20 a是辐射驱动恒星风如何启动和相互作用的关键测试案例。我们的模型不仅获得了对当前钱德拉数据的强大描述，这些数据涵盖了0.3到0.6之间的轨道相位，而且还提供了对整个轨道的详细预测。
2013-10-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-raying the wind-wind collisions in HD 168112 and HD 167971
本文利用XMM-Newton观测研究HD 168112和HD 167971中风-风碰撞产生的X射线辐射，以揭示其宽偏心轨道中绝热等离子体的性质及风相互作用特征。
2024-10-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Colliding-wind Binaries with strong magnetic fields
近年来，碰撞风双星系统的动力学和有效粒子加速的条件吸引了大量的数值研究。这些数值模型试图解释这些系统的热和非热排放的观测。在非热区域，观测到了几个碰撞风双星的射电和X射线辐射，而伽马射线辐射到目前为止只在$η$和可能在WR 11中发现。高能电子被认为是这些系统中观察到的大部分高能光子的原因。只有在伽马射线区，根据恒星的性质，中性π介子衰变的辐射才可能有显著的贡献。因此，研究碰撞风双星的辐射需要高能电子加速和传播的详细模型。这反过来又需要对磁场有详细的了解，磁场不仅会影响电子的能量损失，而且在同步辐射的情况下还会影响发射率的方向依赖性。在这项研究中，我们调查不同的碰撞风双星系统的磁流体动力学模拟与磁场是强大到足以对风有显着的影响。如此强大的磁场需要对近星风加速区进行详细的处理。我们展示了这种模拟的实施，并讨论了结果，证明了风碰撞区域的结构上的磁场的效果。
2016-09-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Stellar winds of O-type stars traced by high ionization fine-structure emission lines with JWST/MIRI
Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；University of Sheffield（谢菲尔德大学）；European Space Agency (ESA)（欧洲空间局）；SRON Netherlands Institute for Space Research（荷兰空间研究所）；Anton Pannekoek Institute for Astronomy, Universiteit van Amsterdam（阿姆斯特丹大学安东·潘内库克天文学研究所）
利用 JWST/MIRI 观测 22 颗 OB 型星，通过 [Ne V] 14.3μm 发射线测量 5 颗 O 型星的星风速度和质量损失率下限，发现中红外发射在弱风区也频繁出现，为研究大质量星星风提供新窗口。
2026-06-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Effect of stellar wind on the efficiency of plasma radio emission from exoplanet HD189733b
本研究以HD189733b为对象，通过三维模型分析不同强度恒星风对其射电辐射等离激元机制的影响，发现该机制在任意恒星风强度下均可实现，且辐射参数可作为恒星活动指示器。
2023-12-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Long-term soft and hard X-ray investigation of the colliding wind WN+O binary WR 25
我们研究了碰撞风双星WR 25的X射线长期行为，使用朱雀，雨燕，XMM-牛顿和NuSTAR获得的档案数据跨越~16年。我们的分析揭示了相位锁定的变化重复一致地在许多连续的轨道，在协议的X射线发射充分解释的热辐射从碰撞风在208-d轨道。我们报告的X射线通量相对于1/D的趋势（预期绝热冲击风）接近近星点通道的显着偏差。在接近近星点的地方，激波后等离子体温度没有下降，这表明这种趋势的中断不能用这部分轨道中激波前速度的降低来解释。最后，NuSTAR数据揭示了缺乏硬X射线发射（10.0 keV以上）以上的背景水平。上限的一个假定的非热发射强烈表明，目前的硬X射线天文台的灵敏度是不足以检测非热发射的大质量双星超过10千电子伏，除非风动能大到足以显着饲料粒子加速在风-风相互作用。
2019-05-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Early excess emission in Type Ia supernovae from the interaction between supernova ejecta and their circumstellar wind
研究了Ia型超新星抛射物与星周风相互作用对测光性质的影响，发现特定质量损失率下CSM相互作用会导致光学和紫外波段的早期超量发射及颜色演化。
2023-05-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Numerical simulations of wind-driven protoplanetary nebulae. II. signatures of atomic emission
我们对原行星状星云的轴对称流体动力学模拟进行了系统的研究。这项工作的目的是产生的$\mathrm H_2$近红外模型的论文我与修改ZEUS代码，包括分子和原子冷却例程的原子类似物。我们研究了与强$\mathrm {[Fe II]}$ 1.64 $\mathrm {μm}$和$\mathrm {[S II]}$ 6716禁带、$\mathrm {[O I]}$ 6300禁带气辉线和H $\mathrm α\, 6563$禁带发射有关的阶段。我们模拟（$\mathrm{80\sim200\,km\,s^{-1}}$）密集（$\mathrm{\sim10^{5}\,cm^{-3}}$）流出扩展到一个固定的环境介质。在原子风与原子介质相互作用的情况下，减速前进的湍流壳层随时间而变厚。这与所有其他情况形成对比，在这些情况下，壳层碎裂成大量彗星状突起，弱斜激波是气体激发的主要来源。我们发现，原子风环境模拟导致相当高的激发，更强的峰值和综合原子发射的星云扩大。当一个组分是分子时，较弱的发射是由于壳碎裂成指状物，使得激波表面积增加，并且斜激波是普遍的。位置-速度图表明，原子风模型可能是最容易区分的，在较高的径向速度更多的排放。由于AGB后的风和壳往往高度模糊，观察到的配置众多，这项研究建议和激励新的调查的选择标准。
2019-09-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Coupling hydrodynamics with comoving frame radiative transfer. III. The wind regime of early-type B hypergiants
本研究使用PoWRhd代码构建了早型B超巨星的首个流体动力学一致模型，揭示了其星风主要由Fe III不透明度驱动且偏离beta定律，表明其星风特征与B超巨星相似而非过渡型，光谱外观与声速点以下的大气不均匀性有关。
2025-04-04 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Radio Spectral Energy Distributions for Single Massive Star Winds with Free-Free and Synchrotron Emission
来自单个大质量恒星的质量损失率足够高，可以在距离恒星表面很远的地方形成射电光球，那里的风从光学厚度到（热）自由不透明。在这里，我们计算的远红外，毫米，和无线电波段的光谱能量分布（SED），可以导致从自由的过程和同步辐射的组合，探索非热SED的条件。在磁场强度和相对论电子空间分布的标度关系方面采用了简化的假设。假设风是球对称的，我们考虑了Razin抑制对同步辐射的影响。在这些条件下，与同步辐射的长波SED可以更陡峭或更浅的正则渐近幂律SED从非磁风。当存在非热发射时，所得的SED形状通常不是幂律;然而，斜率的变化可以随波长缓慢变化。因此，在有限的波长范围内，SED可以伪装成近似幂律。虽然大多数观测到的非热长波长光谱与双星相关，但同步子发射对单星SED只有轻微的影响，需要更精细的波长采样来检测这种影响。
2022-05-04 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
PISCES: Physics-Informed Solar-wind Convolutional autoEncoder for Space-weather Anomaly Detection and Early Warning
UCLA（加州大学洛杉矶分校）；University of Colorado（科罗拉多大学）；NASA Jet Propulsion Laboratory（美国国家航空航天局喷气推进实验室）
PISCES是一种物理信息卷积自编码器，在无标签的OMNI太阳风数据上训练，通过分解异常分数并利用物理约束，实现L1点太阳风瞬变的早期检测与预警，可提前于急始事件。
2026-09-24 astro-ph.SR cs.AI cs.LG
