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。
英文摘要：
High-resolution X-ray spectra of O-type stars revealed less wind absorption than expected from smooth winds with conventional mass-loss rates. Various solutions have been proposed, including porous winds, optically thick clumps or an overall reduction of the mass-loss rates. The latter has a strong impact on the evolution of the star. Our final goal is to analyse high resolution X-ray spectra of O-type stars with a multi temperature plasma model in order to determine crucial wind parameters such as the mass loss rate, the CNO abundances and the X-ray temperature plasma distribution in the wind. In this context we are developing a modelling tool to calculate synthetic X-ray spectra. We present, here, the main ingredients and physics necessary for a such work. Our code uses the AtomDB emissivities to compute the intrinsic emissivity of the hot plasma as well as the CMFGEN model atmosphere code to evaluate the opacity of the cool wind. Following the comparison between two formalisms of stellar wind fragmentation, we introduce, for the first time in X-rays, the effects of a tenuous inter-clump medium. We then explore the quantitative impact of different model parameters on the X-ray spectra such as the position in the wind of the X-ray emitting plasma. For the first time, we show that the two formalisms of stellar wind fragmentation yield different results, although the differences for individual lines are small and can probably not be tested with the current generation of X-ray telescopes. As an illustration of our method, we compare various synthetic line profiles to the observed O VIII λ 18.97Å line in the spectrum of ζ Puppis. We illustrate how different combinations of parameters can actually lead to the same morphology of a single line, underlining the need to analyse the whole spectrum in a consistent way when attempting to constrain the parameters of the wind.
High-Resolution Modelling of Coronae and Winds in Solar-type Stars with Varying Rotation Rates II. Stellar Winds
Nanjing University（南京大学）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（教育部现代天文与天体物理重点实验室（南京大学））；Leibniz Institute for Astrophysics Potsdam（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）；University of Birmingham（伯明翰大学）；Aalto University（阿尔托大学）；Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung（马克斯·普朗克太阳系研究所）；Nordita, KTH Royal Institute of Technology & Stockholm University（诺迪塔，皇家理工学院与斯德哥尔摩大学）
ISOSCELES Project: II. Modelling galactic B-type stars for fast and $δ-$slow wind regimes
Universidad de Valparaíso（瓦尔帕莱索大学）；Universidad Mayor（马约尔大学）；Universidad Nacional de La Plata（拉普拉塔国立大学）；CONICET-UNLP（阿根廷国家科学研究委员会-拉普拉塔国立大学联合中心）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Royal Observatory of Belgium（比利时皇家天文台）
Deformation of the CME and CME-driven shock due to interaction with the ambient solar wind: I. Modelling with Cone Model
University of Maryland, Baltimore County（马里兰大学巴尔的摩分校）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Royal Observatory of Belgium（比利时皇家天文台）
Line and continuum radiative transfer modelling of AA Tau
我们提出的光度和光谱模型的经典金牛座T星AA头。光度和光谱的变化目前在AA头的观测是由于磁致翘曲的吸积盘，周期性地掩盖光球的8.2天的时间尺度。发射线轮廓显示的签名，这两个下降，归因于磁层吸积材料，和外流。使用辐射转移程序TORUS，我们研究了AA Tau的拱星盘和外流的几何和运动学，这里模拟为盘风。光度模型已被用来约束的磁盘的纵横比，磁层偶极子相对于恒星旋转轴的偏移角，和拱盘的内半径。光谱模型已被用来约束风和磁层温度，风加速度参数，和质量损失率。我们发现观测结果与质量吸积率为$5\times10^{-9}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$的模型拟合得最好，偶极偏移在$10^\circ$和$20^\circ$之间，磁层将盘从5.2 R截断到8.8 R $_\star$，质量损失率与吸积率之比约为0.1，磁层温度为8500 - 9000 K，盘风温度为8000 K。
Magnetic Configurations Related to the Coronal Heating and Solar Wind Generation I. Twist and Expansion Profiles of Magnetic Loops Produced by Flux Emergence
Modelling the Central Constant Emission X-ray component of eta Carinae
$η$隆凸的X射线发射在不同的空间和时间尺度上表现出多种特征。中央恒定发射（CCE）成分集中在双星上，其空间尺度比双极侏儒星云小得多，但可能比恒星之间的中央风-风碰撞区域大，因为它在$\sim$ 2-3个月的X射线最小值内没有变化。使用大规模的3D平滑粒子流体动力学（SPH）模拟，我们模拟恒星之间的碰撞风区域，以及二次风与主风碰撞的区域，主风从以前的近星点通道喷出。模拟扩展到100个半长轴，并对一次辐射场对二次风的影响做了两个限制性假设（强耦合和无耦合）。我们对SPH输出进行3D辐射转移计算，以合成X射线发射，目的是再现CCE光谱。对于首选的主要质量损失率$\dot{M}_A\approx8.5\times10^{-4}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$，模型谱很好地再现了观测，因为强耦合和无耦合谱约束了近星点$ω\approx252^\circ$经度的CCE观测，并约束/收敛于$ω\approx90^\circ$的观测。这表明，$η$船底座之间的初级辐射和次级风之间有适度的耦合，恒星之间的区域和次级背面的同向碰撞都产生了CCE，并且CCE不能限制双星的视线。我们还讨论了与常见的X射线拟合参数的比较。
