Classical Be Stars: Rapidly Rotating B Stars with Viscous Keplerian Decretion Disks
在过去的十年里，关于经典Be星的性质已经达成了共识：它们是非常快速旋转的主序星B，通过一个仍然未知但越来越受限制的过程，形成了一个向外扩散的气体，无尘的开普勒盘。在这项工作中，首先Be星的定义进行了对比，类似的类，和常见的观测得到的Be星和解释各自的形成机制。然后，我们回顾了目前关于中心恒星作为非径向脉动天体和非磁性恒星的知识状况，只要它涉及大尺度，即，大部分是偶极的全局场局部的弱磁场仍然是可能的，但尚未得到证实。Be现象，与一个或多个质量喷射过程相关联，作用于约75%临界或以上的旋转速率之上。该过程的性质可以被很好地约束，只留下很少的选择，最重要的是，但不排他地，非径向脉动和小尺度磁场。其中，很可能所有这些都实现了：在不同的恒星中，不同的过程可能正在起作用。一旦物质被提升到开普勒轨道，对喷射过程细节的记忆就消失了，物质的粘度就决定了。在粘滞衰减圆盘模型的理论框架中，对圆盘有相当好的理解。这不仅适用于盘的结构，而且也适用于它的周期性和长期性的变化。Be双星的审查方面的各种类型的相互作用的一个同伴可以与拱盘。最后，河外Be星，在较低的金属丰度，似乎更常见，更迅速地旋转。
2013-10-15 astro-ph.SR
The life cycles of Be viscous decretion discs: fundamental disc parameters of 54 SMC Be stars
Be星是主序星中的大质量恒星，其光谱具有发射特征，起源于星周气体盘。尽管粘性衰减盘（VDD）模型可以令人满意地解释大多数观察，两个重要的物理成分，即粘度（$α$）和磁盘质量注入率的大小，仍然没有得到很好的约束。Be星的光变曲线经历了盘的形成和消散的事件，提供了一个机会来限制这些数量。开发了一个管道来模拟这些事件，该管道使用从耦合流体动力学和辐射转移计算得到的合成光变曲线网格。从OGLE调查的小麦哲伦云（SMC）的54 Be星的样本被选中进行这项研究。由于我们的样本是选择的方式（明亮的恒星与清晰的光盘事件），它可能代表SMC中的dendritic光盘。就像它们在银河系中的兄弟姐妹一样，SMC中圆盘的质量随着恒星质量的增加而增加。与盘事件相关的典型质量和角动量损失率分别为$\sim$ $10^{-10}\, M_\odot\,\mathrm{yr^{-1}}$和$\sim$ $5\times 10^{36}\, \mathrm{g\, cm^{2}\, s^{-2}}$的数量级。在这项工作中发现的$α$的值通常为十分之几，与最近的文献结果和矮新星中发现的结果一致，但大于当前理论预测的值。将样品作为一个整体考虑，粘度参数在积聚时（$\left\langleα_\mathrm{bu}\right\rangle = 0.63$）比在耗散时（$\left\langleα_\mathrm{d}\…
2018-02-21 astro-ph.SR
Multitechnique testing of the viscous decretion disk model I. The stable and tenuous disk of the late-type Be star $β$ CMi
粘性递减盘（VDD）模型能够解释Be星拱盘的大多数当前可观测的性质。然而，更严格的测试，侧重于通过物理建模再现个别目标的多技术观测，需要研究在特定情况下的VDD模型的预测。在附近明亮的Be星$β$ CMi的情况下，这些情况是一个非常稳定的低密度盘和一个晚型（B8 Ve）中心恒星。其目的是彻底测试VDD模型，充分利用各种类型观测的诊断潜力，特别是，如果可能的话，限制外盘的鲜为人知的结构，并使用射电观测测试可能的双星伴星所造成的截断效应。我们使用蒙特卡罗辐射转移代码HDUST产生模型观测值，我们比较了一个非常大的一组多技术和多波长观测，包括紫外和光谱，测光覆盖之间的间隔光学和无线电波长，光学偏振，光学和近红外（光谱）干涉。由于没有大规模的变化，来自不同时期的数据可以合并到一个数据集。径向密度指数为$n$ = 3.5的参数VDD模型，这是典型的等温耀斑盘的值，被发现来解释观测通常形成在内部磁盘，而观测起源于更广泛的部分有利于一个较浅的，$n$ = 3.0，密度下降。无线电观测模型允许第一次确定Be盘的物理范围（35 $^{+10}_{-5}$恒星半径），这可能是由一个双伴星引起的。最后，偏振数据允许间接测量恒星的旋转速率，这是$W \gtrsim 0.98$，即，非常接近临界。
2015-10-05 astro-ph.SR
Mass and angular momentum loss via decretion disks
我们研究的性质和作用的质量损失通过赤道递减盘在大质量恒星近临界旋转引起的恒星内部的演化。与通常由恒星光度外部驱动的恒星风质量损失不同，这种减速盘的质量损失源于保持恒星接近或低于临界旋转所需的角动量损失，因为内部演化和恒星转动惯量下降。由于开普勒圆盘中的特定角动量随半径的平方根而增加，因此与所需的角动量损失水平相关的递减质量损失关键地取决于圆盘的粘性耦合的外半径，并且可以显著小于球形质量损失，即通常在进化计算中假设的球形风状质量损失。我们讨论的物理过程，影响外盘半径，包括热盘流出，和消融的磁盘材料通过线驱动的风引起的恒星的辐射。我们提出了参数化的标度律，考虑到递减盘质量损失的恒星演化代码，包括这些是如何影响金属丰度，或存在于一个密切的二进制和/或密集的集群。类似于这里讨论的效应也应该存在于恒星形成期间的吸积盘中，并且可能在塑造ZAMS上的旋转速度分布方面发挥重要作用。
2011-01-10 astro-ph.SR
The viscous disk properties of 80 Be stars
研究了$80$ Be星盘的性质，用含时粘滞衰减盘（VDD）模型解释了其中红外连续通量。除了估计这种磁盘的典型参数范围外，这种方法还使我们能够将磁盘结构与其进化状态联系起来。在这篇文章中，我们提出了一个简短的总结最近发表的结果，并讨论了VDD模型的解决方案的一些性质和时间尺度。
2017-07-11 astro-ph.SR
3D MHD Simulation of a Pulsationally-Driven MRI Decretion Disc
我们探索的脉动驱动的轨道质量喷射机制的Be星盘形成等温，三维磁流体动力学（MHD）和流体动力学模拟。非径向脉动被添加到一颗以95%的临界转速旋转的恒星上，作为将气体送入该区域的内边界条件。在MHD中，恒星内部的初始磁场很弱。流体动力学模拟有限的角动量传输，导致在小半径的旋转支撑盘的质量积累，然后回落到恒星的重复循环。相反，MHD模拟具有由湍流和相干磁场两者提供的有效（Maxwell $α_{\rm M}$ $\sim$ 0.04）角动量传输;由磁旋转不稳定性驱动的缓慢衰减的中平面和由全局磁矩驱动的盘表面上的超音速风。中平面附近的角度和时间平均的属性同意合理的一维粘性递减盘模型与修改后的$\tildeα=0.5$，其中气体从亚音速薄盘过渡到超音速球形风的临界点。然而，1D模型无法捕获在我们的模拟中看到的多相位递减/角结构。我们的研究结果表明，至少在一定条件下，非径向脉动的表面上的快速旋转，弱磁化的恒星可以驱动开普勒光盘的基本属性的粘性decretion光盘范例，虽然耦合到层流风远离中平面。未来的Be星盘模型应该考虑这种表面风的可能存在。
2021-11-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Cyclic Variability of the Circumstellar Disc of the Be Star $ζ$ Tau. II. Testing the 2D Global Disc Oscillation Model
目标。在本文中，我们模型，在自洽的方式，偏振，光度，分光光度和干涉观测的经典Be星$ζ$金牛座。我们的主要目标是对全球振荡情景进行关键的定量测试。方法.我们已经进行了详细的三维，NLTE辐射转移计算使用的辐射转移代码HDUST。对于输入的代码，我们使用了最先进的最新的研究Be星，包括一个物理上逼真的描述，中央恒星和拱星盘。我们采用一个旋转变形，重力变暗的中央恒星，由一个光盘，其未扰动状态是由稳态粘性decretion光盘模型包围。我们进一步假设圆盘处于垂直流体静力平衡。结果采用$ζ$ Tauri的粘性衰减圆盘模型和严格的辐射转移解，得到了圆盘时间平均性质的很好拟合。这为粘滞衰减圆盘模型是圆盘形成的机理提供了强有力的理论依据。用全球振荡模型，我们成功地拟合了VLTI/AMBER空间分辨观测和H $α$和Br $γ$线的V/R时间变化。这个结果令人信服地表明，在光盘的振荡模式是一个单臂螺旋。可能的模型的缺点，以及未来的改进建议，也进行了讨论。
2009-01-08 astro-ph.SR
The Circumstellar Discs of Be Stars
Be星的星周盘被认为是由快速旋转的中央恒星喷出的物质形成的。这种物质拥有大量的角动量，并在围绕恒星的准开普勒轨道上定居。这个简单的描述概述了一个成功的圆盘理论必须解决的基本问题：1）负责质量喷射的机制是什么？2)材料的最终结构是什么？3)光盘是如何生长的？由于现代干涉仪在光学和红外波段的工作可以达到非常高的角分辨率，我们现在可以分辨出光球层和附近的Be星。这些观测能够为我们关于这些物体中物理过程的想法提供非常严格的测试。本文讨论了Be星周围粘性衰减盘的基本流体动力学。模型的预测进行了定量比较的观察，表明粘性decretion方案是目前最可行的理论来解释的磁盘周围的恒星。
2010-09-20 astro-ph.SR
Radiative transfer on decretion discs of Be binaries
在这项工作中，我们探讨了在Be星的递减盘的二元性的影响，以解释他们的变化。为了这个目的，我们进行了光滑粒子流体动力学（SPH）模拟Be二进制系统，以下的物质喷射各向同性从赤道的Be星对基地的等温decretion光盘。我们让系统演化足够长的时间被认为是在稳定状态，并专注于共面的粘性双星轨道的效果。发现盘结构被锁定到轨道相位，也表现出依赖于方位角。此外，我们提出了详细的非局部热力学平衡（非LTE）辐射转移计算的光盘结构与SPH代码的第一个结果。这是通过使用三维（3D）蒙特卡罗代码HDUST来实现的，该代码可以对一系列可观测量进行预测。
2016-10-28 astro-ph.SR
Tidal Warping of Be Star Decretion Discs
快速旋转的Be星被观察到是壳星，当从边缘观察递减盘时，两者之间的过渡意味着盘可能是弯曲和进动的。II型X射线爆发被认为发生在翘曲的盘与快速的恒星风相互作用时。我们认为，潮汐从一个错位的伴星中子星可以导致观察到的效果。我们建立了Be星衰变盘的数值模型，其中Be星的自旋与中子星伴星的轨道轴不一致。来自中子星的潮汐力矩在一个足够小的半径处截断圆盘，使得中子星的轨道不与圆盘相交，除非偏心率或未对准非常大。一个磁力矩从Be星是最大的赤道，旋转最快的地方，近似的内边界条件。当圆盘向稳定状态移动时，圆盘的质量和倾角会有很大的振荡。这些大的变化可以解释从Be星到Be壳星的变化，反之亦然，也可以解释II型X射线爆发。我们发现，潮汐的时间尺度上的磁盘扭曲，进动，并达到稳定的状态是大约一年到几百年。如果存在的话，质量和盘倾角的振荡发生在这个时间尺度的一小部分上，这取决于双星的轨道参数。与观测到的Be星双星的潮汐扭矩的时间尺度表明，这些影响是重要的，但最长的周期二进制文件。
2011-06-14 astro-ph.SR
Formation of Be star decretion discs through boundary layer effects
本文研究Be星减积盘的形成机制，提出在几何厚盘与旋转致扁恒星连接处的边界层效应使低于解体速率的自转恒星也能形成减积盘，盘的力矩使恒星自转减慢至观测范围并维持物质抛射。
2025-03-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
The first determination of the viscosity parameter in the circumstellar disk of a Be Star
Be星拥有气态的星周递减盘，这可以用标准的$α$ -盘理论很好地描述。Be星28 CMa最近经历了一次长时间的爆发，随后是一段长时间的平静，在此期间，盘消散。在这里，我们提出了第一个时间相关的模型的耗散粘性递减盘。通过对V带过量的下降速率进行建模，我们确定粘度参数$α=1.0\pm0.2$，其对应于质量注入速率$\dot{M}=(3.5\pm 1.3) \times 10^{-8}\ M_\sun\,\mathrm{yr}^{-1}$。如此大的$α$值表明，湍流粘性的起源是盘中的不稳定性，其增长受到激波耗散的限制。质量注入率比从紫外线观测推断的风质量损失率大一个数量级以上，这意味着质量注入机制很可能不是恒星风，而是其他机制。
2011-11-30 astro-ph.SR
The birth of Be star disks III. SPH models of localised mass ejections
Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas, Universidade de São Paulo（圣保罗大学地球物理与大气科学天文研究所）；European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere (ESO)（欧洲南方天文台）；DTU Space, Technical University of Denmark（丹麦技术大学空间中心）；LIRA, Paris Observatory, CNRS, PSL University, Sorbonne University, Université Paris Cité, CY Cergy Paris University（巴黎天文台LIRA实验室）；Department of Physics and Astronomy, Western University（韦仕敦大学物理与天文学系）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）
研究Be星局部质量抛射形成开普勒吸积盘所需条件及对应观测结果。用SPH结合HDUST处理，发现适度超开普勒旋转、高粘性和特定质量损失率等条件可形成小盘，模型能重现观测行为。
2026-07-07 astro-ph.SR
2D hydrodynamical simulations of Be star decretion disc formation through boundary layer effects
University of Nevada, Las Vegas（内华达大学拉斯维加斯分校）；Department of Physics and Astronomy, University of Nevada, Las Vegas（内华达大学拉斯维加斯分校物理与天文学系）；Nevada Center for Astrophysics, University of Nevada, Las Vegas（内华达大学天体物理学中心）；University of Illinois at Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校）；Department of Astronomy, University of Illinois at Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校天文学系）
研究Be星吸积盘形成机制，通过二维流体动力学模拟，考虑边界层效应，揭示盘径厚比等因素对吸积盘形成的影响，表明其可通过流体动力学方式形成，对调节恒星自转有重要作用，且一维和二维模型结果一致。
2026-07-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Multi-observing-technique Study of the Dynamical Evolution of the Viscous Disk around the Be Star $ω$ CMa
观测到的Be星的发射线起源于星周开普勒盘，这通常可以用粘性递减盘模型很好地解释。在早期的工作中，我们使用一维时间相关流体动力学代码SINGLEBE和蒙特卡洛辐射转移代码HDUST对明亮的Be星$ω$ CMa（Ghoreyshi et al. 2018）的全光变曲线进行了建模。我们使用V波段光变曲线通过四个盘形成和耗散周期来探测内部盘。这项新的研究比较了同一组模型参数的预测与时间分辨光度法，从近紫外到中红外，综合系列光谱和光学宽带偏振，总体上代表了更大体积的磁盘。定性地，模型再现了由于磁盘的增长和衰减而观察到的数据中的趋势。然而，存在数量上的差异，例如，过度预测的通量增加与波长，太慢的巴耳末发射线强度的下降太慢，在磁盘耗散，和偏振数据的范围和模型之间的差异。我们发现，一个较大的值的粘度参数单独，或截断磁盘的伴星，减少这些差异，增加耗散率在磁盘的外部区域。
2021-02-08 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
Dynamical Evolution of Viscous Disks around Be Stars. II : polarimetry
Be星对大量的可观测量表现出可变性。把磁盘动力学的碎片放在一起不是一件容易的事，在实现观测数据的良好拟合之前需要进行艰苦的建模。为了指导建模过程，提高建模效率，研究参考动力学情况是非常有意义的。本文侧重于连续极化量，是一系列的第二个，旨在证明推导的动力学历史和基本参数的经典Be星通过后续的各种观测的能力。在详细研究了偏振光谱形成过程中不同的不透明度后，我们研究了不同动力学场景下连续谱中偏振观测量的预测。我们的模型是基于一个耦合的流体动力学粘性衰减模拟在一个磁盘和一个3-D非LTE辐射转移代码。引入偏振色图（PCD），我们表明，某些组合的偏振观测表现出的功能，是一个质量损失的历史特征。该图还能够估计基本参数，例如倾角、盘密度标度和$α$粘性扩散参数。我们提出的PCD作为一个强大的诊断工具来跟踪的动力学阶段，如磁盘的建立，耗散，周期性和情节爆发的Be星。最后，我们用表现出长期极化活动的4 Be星的观察结果来面对我们的模型。
2014-02-27 astro-ph.SR
Efficiency of viscous angular momentum transport in dissipating Be binaries
本研究通过40组Be双星SPH模拟，引入基于方位速度的盘外边缘定义框架，分析粘性角动量输运效率，发现小截断半径系统角动量再吸积抑制恒星自转调节，并生成合成可观测量为观测验证提供建议。
2025-09-23 astro-ph.SR
Modelling decretion discs in Be/X-ray binaries
Be/X射线双星作为最大的高质量X射线双星，为研究中子星的极端物理提供了一个极好的实验室。一般认为Be星拥有一个拱星盘，为年轻热星周围的星风提供额外的吸积源。中子星和圆盘之间的相互作用通常是主要的吸积机制。大量的工作已经进入这些拱星盘的属性建模，允许一些可观察到的现象的解释。在本文中，光滑粒子流体动力学模拟进行，同时改变模型参数（轨道周期，偏心率，质量喷射率的Be星和粘度和方向的磁盘）。给出了模型参数与盘特征（基气密度、中子星吸积率和盘尺寸）之间的关系。观测证据的依赖性的大小的Be星的拱星盘上的轨道周期（和半长轴）的模拟支持。
2019-06-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
The pseudo-photosphere model for the continuum emission of gaseous discs
本文研究了Be星周围粘性衰减盘的连续辐射。从非LTE（局部热力学平衡）辐射转移模型得到的结果显示两个制度中的光盘表面亮度分布：内部光学厚的区域，其行为作为一个伪光球与波长相关的大小，和光学薄纤细的外部，这有助于约三分之一的总通量。表面亮度的等照度线形状由具有倾角轴比$b/a=\cos i$的椭圆轮廓线很好地描述，所述倾角轴比为$i<75^{\circ}$。基于这些性质，建立了一个半解析模型来描述气体圆盘的连续发射。它提供的通量和光谱斜率在红外线内的精度分别为$10\%$和$5\%$，与数值结果相比。模型表明，红外光谱斜率主要由密度径向斜率和星盘耀斑指数共同决定，与星盘倾角和基底密度无关。作为第一个应用程序，15 Be星的密度结构进行了调查，根据红外通量过剩，并在文献中以前的测定结果进行比较。我们的研究结果表明，递减率的范围内的$10^{-12}$的$10^{-9}\,{\rm M_{\odot}\,yr^{-1}}$，这是至少两个数量级小于以前的流出盘模型的预测。
2015-10-15 astro-ph.SR
Probing the properties of Be star discs with spectroastrometry and NLTE radiative transfer modelling: beta CMi
虽然经典Be星周围的圆盘已经被证实存在，但它们的起源仍然不确定。为了理解是什么过程导致了这些圆盘的产生，以及角动量是如何在其中传输的，它们的物理性质必须受到限制。这需要将高空间和光谱分辨率数据与详细的辐射转移模型进行比较。我们提出了一个高光谱分辨率，R~80,000，亚毫角秒精度，光谱天体测量研究的拱盘周围的Be星β CMi。数据面临的三维，NLTE辐射转移计算直接约束光盘的属性。此外，我们比较的数据，光盘模型具有两个速度定律;凯佩里安，预测的粘性盘模型，和角动量守恒旋转。它表明，β CMi的观测只能用开普勒旋转再现。该模型和观察到的SED，偏振和光谱签名的β CMi之间的协议确认，被恒星周围的光盘是很好的建模为粘性decretion光盘。
2012-02-21 astro-ph.SR
Radiative Ablation of Disks Around Massive Stars
炽热的大质量恒星（光谱类型O和B）具有极端的光度（$10^4 -10^6 L_\odot$），通过紫外线散射驱动强烈的恒星风。一些大质量恒星也有盘，由恒星的衰变（如快速旋转的“经典Be星”）或恒星形成过程中的吸积形成。本论文探讨恒星辐射在驱动（烧蚀）材料远离这些拱星盘的作用。一个关键的结果是，所观察到的月到一年的衰减经典的磁盘可以解释线驱动的烧蚀，而不像以前那样，呼吁强烈的粘性扩散。此外，O星的较高亮度导致光学薄盘在一天量级的动力学时间尺度上发生烧蚀，为缺乏观测到的Oe星提供了一个自然的解释。除了被磁盘的破坏，本文还介绍了一个模型，它们的形成，通过耦合观测推断的非径向脉动模式和快速恒星旋转发射到轨道开普勒磁盘的材料。与这种Be递减盘相反，恒星形成的吸积盘密度更大，因此通常光学厚度达到连续过程。为了规避与辐射流体力学通过光学厚介质的计算挑战，我们开发了一个近似的方法来处理连续吸收的几何薄磁盘的限制。有和没有连续吸收的烧蚀的比较表明，占盘光学厚度导致小于50 $\%$减少烧蚀率，这意味着烧蚀率主要取决于恒星的性质，如光度。
2015-12-13 astro-ph.SR
Magnetorotational instability in decretion disks of critically rotating stars and the outer structure of Be and Be/X-ray disks
快速旋转恒星的演化模型表明，恒星的自转速度可能接近临界速度。临界旋转的恒星不能更快地旋转，因此它们通过赤道外流盘失去多余的角动量。这种盘的径向延伸是未知的，部分原因是我们缺乏关于粘度径向变化的信息。我们研究了磁旋转不稳定性，这被认为是在外流盘异常粘度的起源。我们使用解析计算来研究浸没在磁场中的流出圆盘的稳定性。当等离子体参数足够大时，磁旋转不稳定性在靠近恒星的地方发展。在大半径处，在圆盘轨道速度大致等于声速的区域，不稳定性消失。磁旋转不稳定性是流出盘中反常粘性的一个合理来源。在圆盘径向速度接近声速的区域也是如此。因此，盘的音速半径可以粗略地认为是有效的外盘半径，尽管盘的物质可能会从恒星逃逸到星际介质中。角动量损失率的径向分布已经在那里得到，因此，可以用音速半径作为有效圆盘外半径来计算圆盘的质量损失率。本文讨论了用Be和Be/X射线双星观测确定外盘半径的可能性。
2014-10-28 astro-ph.SR
FQ Circini: An Ordinary Nova with a High-mass B1 V(n)(e) Companion Whose Decretion Disk Transfers Mass to the White Dwarf via Roche-Lobe Overflow
Louisiana State University（路易斯安那州立大学）；American Association of Variable Star Observers（变星观测者协会）；Variable Stars South, Royal Astronomical Society of New Zealand（南半球变星，新西兰皇家天文学会）；Centre for Astrophysics, University of Southern Queensland（南昆士兰大学天体物理中心）；Department of Astrophysics, American Museum of Natural History（美国自然历史博物馆天体物理学系）；South African Astronomical Observatory（南非天文台）；Southern African Large Telescope（南非大型望远镜）；University of Southern Queensland（南昆士兰大学）；Vatican Observatory Research Group, University of Arizona（亚利桑那大学梵蒂冈天文台研究组）
FQ Cir是一颗普通新星，其高质量B1 V(n)(e)伴星通过脱壳盘罗奇洛夫溢流向白矮星转移质量，发现了一种新的吸积模式，且其无法成为Ia型超新星。
2026-02-10 astro-ph.SR
Non-isothermal effects on Be disks
在过去的十年中，粘性递减盘模型已经成为Be星盘的新范式。在这方面的贡献，我们提出了一个简单的分析模型来估计连续红外过量所产生的这些拱星盘，在目前接受的情况下。我们证明，磁盘可以令人满意地描述由两个组件系统：一个内部的光学厚的区域，我们称之为伪光球，和一个扩散的外部。特别地，导出了盘亮度分布和热结构之间的直接联系，然后面对现实的数值模拟。这一结果量化了磁盘的非等温性最终如何影响红外测量通量和vibrations。
2016-04-13 astro-ph.SR
A Multi-technique Study of the Dynamical Evolution of the Viscous Disk around the Be Star ω CMa
有越来越多的证据表明，被磁盘很好地描述了粘性递减磁盘（VDD）模型，根据该磁盘的形成和结构取决于气体的运动粘度。然而，大多数观测测试的VDD到目前为止，没有显示出很强的时间变化的系统。从这个分析中，我们（1）获得一个现实的物理模型的星周环境;（2）测量的粘度参数的气体，在形成和耗散阶段的磁盘;（3）获得一个可靠的估计恒星质量和角动量损失率在爆发。我们的模拟表明，VDD模型充分描述了磁盘的结构演变。此外，我们的分析使我们能够确定粘度参数a以及净质量和角动量（AM）损失率。我们发现，a是可变的，范围从0.1到1.0，不仅从一个周期到另一个周期，而且在一个给定的周期。此外，建立阶段具有比耗散阶段更大的α值。我们还发现，与通常假设的相反，在耗散过程中，向外的AM通量不一定为零，这意味着ω CMa不会经历真正的静止，而是在高AM损失率状态和低AM损失率状态之间切换，在此期间，磁盘迅速呈现整体较低的密度，但永远不会为零。我们面对的平均AM损失率与快速旋转恒星的恒星演化模型的预测，并发现我们的测量值小于一个数量级以上。使用V波段测光作为约束条件开发的模型适用于其他几个观测。总的来说，这项多技术研究的结果是非常积极的，与多波段光度学，偏振和大多数光谱特性很好地匹配。
2018-11-06 astro-ph.SR
Discovery of the Earliest-Type Oe Stars in the Small Magellanic Cloud
迄今为止，在银河系中还没有发现光谱类型早于O7.5e的经典Oe/Be星。这与递减盘模型是一致的，因为强烈的恒星风会导致早期O型恒星失去角动量，从而阻止它们旋转得足够快以旋转出递减盘。然而，贫金属的O型星有较弱的星风，使恒星保持角动量。因此，低金属丰度环境应该会促进Oe星的形成，包括那些比在高金属丰度环境中观测到的光谱类型更早的恒星。利用麦哲伦巴德望远镜IMACS多狭缝光谱仪对小麦哲伦云（SMC）场OB星进行的RIOTS 4空间全光谱巡天，我们识别出25-31颗SMC场Oe星，占SMC场O星的20-28%。这一比例明显高于MW，在MW中，< 10-15%的O星显示Be现象。我们还提出了5-7 Oe星的光谱类型从O5.5e到O 7 e，所有早期的光谱类型比最早的MW Oe星。这些早期的Oe型恒星占我们的SMC Oe型恒星的20-23%，与MW相比，这是一个戏剧性的增加，在MW中没有Oe型恒星被识别出这些早期的光谱类型。因此，Oe星的较高频率和它们在贫金属SMC中的早期光谱范围与递减盘模型一致。
2014-11-12 astro-ph.SR
Decretion disc evolution and neutron star accretion in short-period eccentric Be/X-ray binaries
本文利用三维SPH模拟研究短周期偏心Be/X射线双星A0538-66中Be星星盘演化与中子星吸积，揭示轨道偏心率导致星盘参数随轨道相位变化，并发现吸积率与轨道倾斜角密切相关。
2025-02-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Disruption of circumstellar discs by large-scale stellar magnetic fields
分光偏振测量表明，有8- 10%的OBA星具有大尺度磁场，但迄今为止在任何经典Be星中都没有发现这种磁场。出于这一动机，我们在这里提出的MHD模拟如何预先存在的开普勒光盘-如推断形成的物质从快速旋转的Be星-可以被破坏的旋转对齐的恒星偶极场。对于近临界旋转B2 e星的特征恒星和盘参数，我们发现，极表面场强度仅为10 G可以显着破坏光盘，而100 G的场，接近大多数Be星的观测上限，在短短几天内完全破坏光盘。我们的参数研究表明，这种磁盘的磁中断的功效与磁盘中的特征等离子体β {（定义为热压力和磁压力之间的比率）}成比例，但令人惊讶的是，对其他变化不敏感，例如，在恒星旋转速度，或恒星的辐射驱动风的质量损失率。这里看到的圆盘破裂，即使是一个适度的场强表明，假设的形成这样的Be光盘的物质从恒星的递减可能会强烈抑制这样的领域;这提供了一个有吸引力的解释，为什么没有大规模的领域被检测到这样的Be星。
2018-05-08 astro-ph.SR
Be discs in binary systems I. Coplanar orbits
Be星被外流的星周物质所包围，这些物质的结构是以递减盘的形式存在的。它们通常是双星系统的成员，在双星系统中，预期递减盘会与伴星在辐射和引力上相互作用。在这项工作中，我们研究如何在共面系统中的各种轨道（周期，质量比和偏心率）和光盘（粘度）参数影响光盘结构。我们模拟这样的二进制与使用的平滑粒子流体动力学代码。次级对圆盘的主要影响是它的截断和截断内部物质的积累。我们发现两种情况下的偏心率的影响：（一）在圆形或近圆形的椭圆轨道，光盘保持旋转，恒定的形状，配置，这是锁定的轨道相位。圆盘的尺寸更小，更长，更重，粘度参数低，轨道分离小和/或质量比高。(ii)高偏心率的轨道更为复杂，圆盘结构和总质量强烈依赖于轨道相位和到次级的距离。我们还研究了二进制光盘连续发射的影响。由于红外和射电SED对星盘大小和密度斜率敏感，截断和物质积累导致出射光谱发生相当大的变化。我们的结论是，二进制可以作为一个解释的变异表现在观察Be星，我们的模型可以用来检测看不见的同伴。
2016-06-21 astro-ph.SR
Be star discs: powered by a non-zero central torque
Be星是快速旋转的B星，其巴尔末发射线表明存在开普勒旋转支撑的拱星气盘。目前的圆盘模型，被称为“递减圆盘”，利用零扭矩内边界条件通常适用于吸积盘，与“递减”通过增加质量的光盘在半径约百分之二大于内盘边界建模。我们指出，在这个模型中，质量和能量需要添加到光盘的速率是令人难以置信的大。所需要的是，圆盘不仅有质量源，而且有连续的角动量源。我们认为，圆盘演化可以通过应用Nixon & Pringle（2020）的非零扭矩内边界条件来更物理地模拟，该条件将边界处施加的扭矩确定为平流角动量通量的一部分，并在适当的范围内接近吸积和递减圆盘的情况。我们提供了支持的建议，即盘材料的起源是小规模的磁耀斑事件的恒星表面，其中，当结合快速旋转，可以提供足够的质量形成，并有足够的角动量来维持，开普勒的恒星盘。我们讨论了这种小尺度磁场在辐射星的差异旋转的起源。我们的结论是，小尺度的磁场在恒星表面上，可能能够提供必要的质量通量和必要的时间依赖性的扭矩盘内部区域，以驱动所观察到的光盘的演变。
2020-12-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Accretion discs with non-zero central torque
我们提出了一个非零的中心扭矩吸积盘的解析和数值解。我们用一个参数$f$来表示，它是从内边界向外的角动量粘性通量与那里向内的角动量平流通量之比。标准的“吸积”盘，其中心边界条件为零扭矩，用$f=0$表示。内边界处径向速度为零的“递减”圆盘用$f\rightarrow\infty$表示。对于$f > 0$，在内边界处向盘施加扭矩，该扭矩将角动量和能量两者馈送到盘中。例如，在环双星盘的情况下，共振将能量和角动量从双星转移到盘轨道，或者盘围绕着旋转的磁星，这可以允许盘轨道在磁层半径处向外加速。我们提出了稳态的解决方案，光盘结构作为一个功能的$f$，并为任意运动粘度$ν$。对于时间相关的光盘，我们解决了方程，使用格林函数的方法为$ν\propto R$的具体情况下，并提供了一个例子数值解的情况下，$ν\propto R^{3/2}$的方程。我们发现，对于值的$f\lesssim 0.1$光盘的解决方案非常类似于“吸积”光盘。对于值$f \gtrsim 10$的解决方案最初类似于“递减”盘，但在足够晚的时间表现出“吸积”盘的属性。我们讨论了这一理论的应用，以不同的天体物理系统，特别是值的$f$参数，预计在不同的情况下。
2020-08-17 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
On the origin of UV-dim stars: a population of rapidly rotating shell stars?
在过去的十年中，恒星自转在确定观测到的年轻星团性质方面的重要性变得更加清楚，自转被认为是观测到的扩展主序关闭（eMSTO）现象和分裂主序的主要原因。此外，年轻的星团被观察到拥有大部分快速旋转的Be星，其中许多是通过导致自熄的递减盘（所谓的“壳星”）接近赤道。最近，在$\sim1.5$ Gyr星团NGC 1783中发现了一种新的现象，其中一部分主序星在紫外波段出现异常暗淡。通过比较大麦云星云中大质量星团NGC 1850（$\sim100$ Myr）、NGC 1783（$\sim1.5$ Gyr）、NGC 1978（$\sim2$ Gyr）和NGC 2121（$\sim2.5$ Gyr）的紫外色星等图，我们研究了这些“紫外昏暗”恒星的起源。虽然年轻的星团显示出不可忽略的一部分紫外线暗淡的恒星，我们发现这样的恒星在两个老星团显着下降。这是值得注意的，因为年龄大于$\sim$ 2 Gyr的星团没有eMSTO，因此有大量快速旋转的恒星，因为它们的主序星的质量足够低，可以由于磁制动而减速。我们得出结论，紫外线暗淡的恒星可能是快速旋转的恒星，其递减盘几乎位于赤道上（即，是壳星），并讨论未来的观察，可以证实或反驳我们的假设。
2023-02-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modelling the secular evolution of proto-planetary disc dust sizes -- A comparison between the viscous and magnetic wind case
多年来，原行星盘一直被认为是粘性演化的：角动量重新分配导致吸积和向外的盘扩张。最近，吸积是由于磁风去除角动量的假设获得了新的流行：在这种情况下，预计没有盘扩展。在本文中，我们运行了几个一维的气体和尘埃模拟，使光盘大小\textit{in the dust}的时间演变的预测，并评估它们是否可以用来了解光盘的演变。我们表明，粘性和磁风模型有非常不同的尘埃盘半径。特别是，MHD风模型是紧凑的，它们的大小要么保持不变，要么随着时间的推移而减少。相反，在粘性情况下（当$α\gtrsim10^{-3}$时），圆盘随时间变大。虽然目前的观察缺乏足够的灵敏度来区分这两种情况，但在$1\,{\rm to}\,10\,{\rm Myr}$年龄范围内进行更高灵敏度的调查可能会对这一目标产生影响。当与ALMA Band~7资料比较时，粘滞风和磁风模型与观测推断的狼疮、Chamaeleon~I和上天蝎座尘埃半径是一致的。此外，在漂移占主导地位的制度，大小光度相关再现狼疮，无论是在带7和3，而在上斯科不同的斜率比数据预测。子结构（可能未检测到）可以解释几个观察到的大尺寸离群值。更高的角分辨率的观测将有助于测试我们的预测，在更多的光盘的情况下，预计在两个框架，特别是在上斯科的年龄。
2022-05-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
Testing viscous disc theory using the balance between stellar accretion and external photoevaporation of protoplanetary discs
原行星盘（PPD）中（粘性）角动量输运的性质和速率对行星系的形成过程有重要影响。虽然吸积率到中央恒星产量限制这种运输在内部地区的PPD，经验约束粘性扩散的外部区域仍然具有挑战性。在这里，我们展示了一种新的方法来探测角动量输运的外边缘的光盘。这种方法适用于PPD已经失去了相当大一部分的质量，由于热风驱动的紫外线辐射从邻近的OB星。我们证明，这种外部光蒸发可以解释所观察到的3-5万年前的$σ$ Orionis地区的光盘耗尽，并使用我们的模型进行预测，激励未来的经验调查盘风。对于人口的中年PPD，在粘性模型中，我们表明，由于角动量重新分配的质量通量向外平衡的光蒸发风中的质量损失。因此，风的质量损失和恒星吸积率之间的比较提供了一个独立的约束在PPD的外部区域的粘性模型。
2020-06-08 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
On the time evolution of the $M_{\rm d} - M_\star$ and $\dot M - M_\star$ correlations for protoplanetary discs: the viscous timescale increases with stellar mass
对恒星形成区的大规模调查揭示了恒星质量和盘参数之间的幂律关系，如盘质量$M_{\mathrm{d}} \propto {M_{\star}}^{λ_{\mathrm{m}}}$和吸积率$\dot M \propto {M_{\star}}^{λ_{\mathrm{acc}}}$。观测到的斜率似乎随着时间的推移而增加，但这些相关性的建立及其随后的演变背后的原因仍然不确定。我们进行了一个理论分析的影响，粘性演化的幂律初始条件人口的原行星盘。我们发现，对于进化种群，粘性进化强制两个相关性具有相同的斜率，$λ_{\mathrm{m}}$ = $λ_{\mathrm{acc}}$，并且这个限制是唯一确定的初始斜率$λ_{\mathrm{m}, 0}$和$λ_{\mathrm{acc}, 0}$。我们恢复的增加趋势时，在初始值的差异，$δ_0 = λ_{\mathrm{m}, 0} - λ_{\mathrm{acc}, 0}$，大于$1/2$的观测声称，此外，我们发现，这种增加的趋势是一个结果的粘性时标和恒星质量之间的正相关性。我们还提出了光盘人口合成数值模拟的结果，使我们能够引入一个蔓延和分析采样的效果，这与我们的分析预测显示出良好的一致性。最后，我们进行了初步的比较，我们的数值结果与观测数据，这使我们能够约束参数空间的初始条件$λ_{\mathrm{m}, 0} \in [1.2, 2.1…
2022-06-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Physical modeling of viscous disc evolution around magnetized neutron star. Aql X-1 2013 outburst decay
我们提出了一个围绕磁化中子星的粘性演化吸积盘模型。该模型的特点是不同的外半径的热电离部分的磁盘，由于冷却和不同的内半径的磁盘，由于与磁层的相互作用。它还包括离心屏障对中子星吸积的阻碍以及来自中子星和中子星盘的X射线对外盘和伴星的照射。当设置内部边界条件时，我们考虑到内部圆盘的过程发生的时间尺度远小于整个圆盘的粘性时间尺度。我们考虑三种类型的流出从光盘内边缘：零流出，一个基于MHD计算，和一个非常有效的螺旋桨机制。爆发峰之后的X射线瞬态的光变曲线可以通过相应的公开可用的代码来计算。我们将2013年Aql X-1爆发的X射线和光学波段的光变曲线与模型进行了比较。我们发现，快速下降的$0.3-10$ keV通量可以单独解释由径向收缩的热盘。同时，具有中子星磁场$>10^8$ G的模型具有更好的拟合，因为吸积效率行为强调了光变曲线上的“膝盖”。我们还发现，吸积停滞的盘库可以产生柏拉图发射。
2021-12-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Orbital evolution of close binary systems: comparing viscous and wind-driven circumbinary disc models
本文利用 Athena++ 二维模拟比较粘性与风驱动环双星盘，发现风驱动盘会使等质量圆轨道双星以快数倍的速度收缩，并在 Class I/II 阶段产生约百万至千万年的旋入时标。
2024-01-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
