Ultraviolet Line Profiles of Slowly Rotating Massive Star Winds Using the "Analytic Dynamical Magnetosphere" Formalism
最近的大规模分光偏振测量已经确定，一个小的，但显着的大质量恒星主机的百分比稳定，表面偶极磁场的强度为千吉级。这些磁场将密集的、辐射驱动的恒星风引导到星周磁层，其密度和速度结构可以使用风敏感共振线的紫外光谱来探测。结合适当的磁层模型，紫外光谱提供了一个有价值的方式来研究风场的相互作用，并可以产生定量的估计的风参数的磁性大质量恒星。本文系统地研究了具有动态磁层的慢旋转大质量磁性恒星中紫外线共振线的形成。我们配对的解析动力学磁层（ADM）的形式主义与简化的辐射转移技术，以产生合成的紫外线轮廓。使用网格的模型，我们检查的磁层大小，线强度参数，和冷却参数的结构和调制的线轮廓的效果。我们发现，磁性大质量恒星独特地表现出红移吸收在大多数视角和磁层的大小，和显着的变化的形状和变化的线轮廓与不同的线强度可以解释通过检查中描述的ADM形式主义的个别风分量。最后，我们表明，冷却参数对线轮廓的影响可以忽略不计。
2021-06-25 astro-ph.SR
Oscillation Frequencies of Moderately Rotating Delta Scuti Stars: Asymmetric Mode Splittings Due to Non-spherical Distortion
本研究针对中等自转Delta Scuti型星的振荡模式分裂正不对称现象，结合MESA模型分析自转微扰与近简并模式耦合效应，预测相关关联并探讨影响不对称性的额外因素。
2024-06-21 astro-ph.SR
Slow Radiation-Driven Wind Solutions of A-Type Supergiants
辐射驱动风理论成功地描述了大质量恒星的终极速度和质量损失率。然而，对于A型超巨星，标准m-CAK解预测的质量损失和终极速度值比观测值高。基于快速旋转大质量恒星中慢风解的存在性，我们数值探索了辐射驱动流的参数空间，以寻找新的慢旋转恒星中的风解，从而解释这些差异的来源。我们解决了1-D流体动力学方程的旋转辐射驱动的风在不同的恒星纬度和探索的影响，电离的变化，整个风的速度剖面。我们已经发现，对于特定的恒星和线力参数，一个新的慢解存在于整个恒星的旋转速度很慢，甚至为零时。在慢转A型超巨星的情况下，这种新的慢解在所有纬度的存在导致质量损失和风的终极速度，这是与观测值一致。由这些慢解导出的风动量-亮度关系式与经验关系式吻合得很好。此外，终端和逃逸速度之间的比率，这提供了一个简单的方法来预测恒星风的能量和动量输入到星际介质，也适当跟踪。
2011-05-27 astro-ph.SR
Co-existence and switching between fast and $Ω$-slow wind solutions in rapidly rotating massive stars
大多数辐射驱动的大质量星风可以用m-CAK理论模拟，从而得到所谓的快速解。然而，其中旋转最快的恒星，特别是当恒星旋转速度高于临界旋转速度的$\sim 75\%$时，可以采用一种不同的解决方案，称为$Ω$ -慢解，其特征是密集而缓慢的风。在这里，在这项工作中，我们研究的过渡区的解决方案，快速的解决方案的变化的$Ω$ -慢。使用时间稳定和时间相关的数值代码，我们研究这个过渡区的不同赤道模型的B型星。在所有的情况下，在一定的转速范围内，我们发现了一个区域的快速和$Ω$ -缓慢的解决方案可以共存。我们发现，在此共存区域中获得的解决方案的类型在很大程度上取决于我们的模型的初始条件。我们还测试了共存区域内的解决方案的稳定性，通过在风中进行基密度扰动。我们发现，在一定的条件下，快速的解决方案可以切换到一个$Ω$ -慢的解决方案，反之亦然。这样的解决方案切换可能是一个可能的贡献者的材料注入到拱星环境的Be星，而不需要转速接近临界值。
2018-03-20 astro-ph.SR
Magnetically Driven and Collimated Jets from the Disc-Magnetosphere Boundary of Rotating Stars
我们讨论了最近的进展，了解发射的外流/喷气机从磁盘磁层边界的缓慢和快速旋转的磁化恒星。在大多数讨论的模型中，假设盘的内部具有湍流粘性和磁扩散率（如由两个"α“参数所描述的），而盘外部的冠状区域使用理想磁流体动力学（MHD）来处理。广泛的MHD模拟已经建立了在缓慢和快速旋转的恒星的情况下发生的长期外流。在{ \it慢转恒星}的情况下，发现并研究了一种新的外流，{ \it a锥形风}。当恒星的磁通量因吸积盘向内运动而聚集时，就会出现锥形风。在其发源地附近，风的形状是一个半开角为$ \sim 30^\circ$的薄锥壳。在大的距离，这些流出成为磁准直的环形磁场和形式的物质占主导地位的射流。也就是说，射流是载流的。锥形风的主要驱动力是与环形磁场平方的负梯度成比例的磁力，而不是离心力。在{ \it快速旋转的恒星}处于“螺旋桨状态”的情况下，观察到两个分量的流出。第一个分量类似于物质主导的锥形风。在这种状态下，盘状物质的很大一部分可能被喷射到风中。第二个组成部分是一个高速，低密度的磁主导{ \it轴向喷流}，其中物质沿着恒星的开放极场线流动。
2013-06-05 astro-ph.SR
Atmospheres and wind properties of non-spherical AGB stars
渐近巨星分支（AGB）恒星的风驱动机制通常被归因于两个步骤：首先，恒星大气中的气体被恒星脉动引起的冲击波悬浮，然后被新形成的尘埃上的辐射压力加速向外，引起风。这种风的动力学模型通常假设一个球对称的恒星。我们探讨了复杂的恒星表面结构的潜在后果，如预测的三维（3D）星在一个盒子建模的M型AGB星，对由此产生的风的性质，旨在改善目前的风模型。使用两种不同的建模方法; CO $^5$ BOLD 3D star-in-a-box代码模拟恒星的对流、脉动内部和低层大气，DARWIN一维（1D）代码描述风加速的动态大气。比较了两种模拟方法模拟的距离为$R\sim1-2R_\star$的内大气区的气体动力学。利用CO $^5$ BOLD模型的动力学性质和光度变化作为DARWIN风模型内边界的输入，模拟了巨对流单体和脉动的作用，并探讨了它们对动力学性质的影响。CO $^5$ BOLD模型具有固有的各向异性，激波阵面不均匀，光度振幅变化，与球对称的达尔文风模型相反。采用CO $^5$ BOLD导出的内边界条件的DARWIN风模型产生的风速和质量损失率与标准DARWIN模型相当，但风在10-20年的时间尺度上显示出较大的密度变化。
2018-08-15 astro-ph.SR
HST-Scale 3D simulations of MHD disc winds : A rotating two-component jet structure
我们提出了大规模的，三维磁流体动力学模拟的结果，不同的初始磁场配置的盘风。喷流从源到90 AU尺度，覆盖了附近原恒星喷流的HST图像的几个像素。我们的模拟表明，喷流沿其长度被许多冲击加热。我们计算产生的发射线，并发现与观测结果非常吻合。喷流宽度在20~30 AU之间，垂直于喷流的最大速度可达100 km/s以上。最初不太开放的磁场配置模拟结果在一个更广泛的，两个组件的射流;一个圆柱形的外部射流周围的狭窄和更快的，内部射流。这些模拟保留了底层的开普勒旋转配置文件的内部射流到大的距离从源。然而，对于最初最开放的磁场配置的扭结模式创建一个狭窄的螺旋状射流没有一个明确的开普勒旋转轮廓，甚至我们观察到的旋转相反的光盘（反向旋转）的区域。RW Aur喷流很窄，这表明在这种情况下的圆盘场非常开放，这意味着喷流可以包含一个反向旋转的分量，我们认为这解释了为什么在这种喷流中观察到的旋转会产生令人困惑的结果。因此，磁化盘风从下面的开普勒光盘可以发展旋转配置文件远低于喷流，不是开普勒。
2014-11-13 astro-ph.SR
Numerical aspects of 3D stellar winds
本文探讨和比较了用笛卡尔网格模拟球形恒星三维风的缺陷。几种数值方法进行了比较，使用均匀和拉伸网格或自适应网格细化（AMR）。当考虑轨道行星时，增加了额外的数值复杂性。在这种情况下，一个旋转的框架被添加到模型中，这样绕轨道运行的行星在工作框架中静止。系统地比较了三维模拟与等效的二维轴对称模拟。这里提出的比较研究表明，限制旋转框架的旋转速率低于恒星的旋转框架，并提供指导方针，进一步三维建模的恒星风的背景下，近距离恒星-行星相互作用。
2014-10-13 astro-ph.SR
Rotating Parker wind
我们重新考虑热驱动旋转帕克风的结构。旋转，没有\Bf，性质上改变了亚音速区域的结构：解决方案变得非单调，不延伸到原点。对于小角速度解有两个临界点-X点和O点，它们在中心恒星$Ω_{crit} = G M_\ast/(2 \sqrt{2} c_s R_{b}^2)$的临界角速度处合并（其中$M_\ast$和$R_{b}$是中心恒星的质量和半径，$c_s$是风中的声速）。对于较大的自旋，解中没有临界点。对于赤道发射的盘风（当风的底部以开普勒速度旋转时），日冕声速应小于$\approx 0.22 v_K$，以便连接到临界曲线（$v_K$是盘上给定位置的开普勒速度）。
2019-03-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Effects of anisotropic winds on massive stars evolution
当恒星旋转非常快时（Omega/Omega_crit > 0.7，Omega_crit是恒星变形的开普勒角速度），极区的辐射星风会增强。这一理论预测现在被快速旋转恒星的干涉观测所证实。极风比球面风去除的角动量更少，从而使恒星保持更多的角动量。我们定量地评估了这种影响的重要性。首先，我们使用半解析的方法来估计角动量损失的变化时，旋转参数的增加。然后，我们计算完整的9个MSun恒星模型在非常高的角速度（开始ZAMS与欧米茄/欧米茄_crit = 0.8，并达到临界速度期间的主要序列）与无辐射风各向异性。当考虑风的各向异性时，相对于球形风的情况，当Omega/Omega_crit < 0.9时，角动量损失率减小不到4%。当恒星在临界速度附近旋转时，减少量最多为30%。这些值是由两个相互抵消的效应造成的：一方面，极风减少了角动量的损失，另一方面，表面变形意味着在高同纬度处损失的质量在离旋转轴更大的距离处损失，从而消除了更多的角动量。与之前忽略表面变形的研究相反，我们表明辐射风各向异性对快速旋转恒星的角动量含量的演化具有相对温和的影响。
2010-12-01 astro-ph.SR
Critical angular velocity and anisotropic mass loss of rotating stars with radiation-driven winds
对早期型恒星演化的理解与快速自转效应的理解密切相关。对于大质量恒星来说，快速旋转与强烈的辐射驱动风相结合。本文的目的是探讨两个问题是研究大质量快速旋转恒星演化的先决条件：（i）什么是恒星的临界角速度时，其大气中的辐射加速是显着的？(ii)质量和角动量的损失如何依赖于旋转速率？研究快速旋转，使恒星扁圆，我们使用的2D ESTER模型和一个简化的方法，$ω$ -模型，它给出了纬度依赖的辐射通量在一个离心扁平的辐射信封。我们发现，辐射加速度只有温和的影响临界角速度，至少对于恒星质量低于40 Msun。我们解释这种温和的减少临界角速度相比，经典开普勒角速度的重力暗化和减少赤道不透明度，这是由于离心加速度的综合影响。为了回答第二个问题，我们首先设计了一个局部表面质量通量的模型，我们用以前开发的一维模型进行了校准。一维模型的$\dot{M}-T_{\rm eff}$关系中包含的不连续性（所谓的双稳定性跳跃）意味着快速旋转恒星的质量通量受单风或双风状态的控制。质量和角动量的损失是强大的赤道附近，如果恒星是在两个风制度。我们还表明，选择被视为极上的大质量恒星的困难使得检测质量损失和有效温度之间的关系的不连续性也相当具有挑战性。
2019-04-10 astro-ph.SR
Slow ionized wind and rotating disklike system associated with the high-mass young stellar object G345.4938+01.4677
我们报告的检测，使用ALMA，92 GHz的连续谱和氢复合线（HRL）的H40 $α$，H42 $α$，和H50 $β$发射到电离风与高质量的年轻恒星对象G345.4938+01.4677。这是位于与IRAS 16562 $-$ 3959相关的大质量致密分子团中的发光中心主导源。HRL表现出Voigt轮廓，这是Stark加宽的强烈特征。我们成功地再现了所观察到的连续性和HRL同时使用一个简单的模型，在当地的热力学平衡的慢电离风，不需要一个高速组件。洛伦兹线翼意味着平均电子密度为$5\times10^7$ cm $^{-3}$。此外，我们检测到SO和SO $_2$发射所产生的一个紧凑的（$\sim3000$ AU）与中央年轻恒星的分子核心。分子核心表现出垂直于射流轴的速度梯度，我们将其解释为旋转的证据。对G345.4938+01.4677的观测结果表明，它是一颗年轻的高质量恒星，伴随着缓慢的光电离风。
2014-10-15 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
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
Latitudinal regionalization of rotating spherical shell convection
对流现象普遍存在于旋转的地球物理和天体物理体上和内部。以前的球壳研究表明，极地地区的对流动力学与低纬度的赤道动力学有很大的不同。然而，大多数球壳对流标度律使用全球平均的量，消除了物理学中的纬度差异。在这里，我们通过分析球壳模拟的区域化对流传热特性来量化这些纬度差异。这是通过测量两个特定的，纬度上分开的，部分的壳，极地和赤道地区，$Nu_p$和$Nu_e$，分别本地努塞尔数。在旋转的球壳中，对流首先在切向圆柱体的外部发生，使得赤道热传递在小的和中等的超临界状态下占主导地位。我们发现，浮力强迫，参数化的瑞利数$Ra$，必须超过临界赤道强迫的一个因素的$\approx 20$触发极内的切圆柱对流。一旦触发，$Nu_p$随$Ra$增加的速度远快于$Nu_e$。在足够高的$Ra$时，赤道和极地的热通量趋于相当。极地对流数据和笛卡尔数值模拟之间的比较揭示了两种几何形状之间的定量协议的传热和平均体温度梯度。这一协议表明，球壳旋转对流动力学是通过球形模拟和通过减少蒸发途径，无论是理论，数值或实验。
2022-11-30 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Baroclinically-driven flows and dynamo action in rotating spherical fluid shells
由于对太阳和恒星内部越来越详细的观测，稳定分层的恒星辐射带的动力学引起了相当大的兴趣。本文报道了第一个非轴对称和时间依赖性的模拟流滞弹性流体驱动的斜压扭矩在稳定分层旋转球壳-一个系统作为恒星辐射区的基本模型。随着斜压性的增加，从简单到更复杂的流的分叉序列被发现，其中一些可用的对称性的问题随后被打破。随着斜压性的增加，气流的极向分量相对于主导的环向分量而增加。磁场产生的可能性，从而出现，本文继续提供一些迹象，自持发电机行动在斜压驱动流。我们推测，稳定分层的恒星内部的磁场，因此不一定是化石的起源，因为它是经常假设。
2017-07-27 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Magnetized Rotating Isothermal Winds
本文利用 athena++ 磁流体模拟研究旋转磁化恒星的等温风，系统计算不同自转速率和声速下的质量、角动量与能量损失率，并讨论其在恒星自转减慢、系外行星及新生中子星中的应用。
2023-10-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Gravito-inertial modes in a differentially rotating spherical shell
在各种恒星中都探测到了振荡，包括中等质量和高质量的主序星。虽然这些恒星中有许多是快速和差动旋转的，但旋转对振荡模式的影响却知之甚少。在这次通信中，我们提出了第一个研究轴对称重力惯性模式的辐射区的差分旋转的明星。这些模式探测恒星对流核心周围的深层。我们考虑一个简化的模型，其中恒星的辐射区是一个线性分层的旋转流体的球壳，由于斜压效应的差异旋转。我们用高分辨率的谱模拟来解决本征值问题，并通过特征理论来确定波的传播域。我们探讨了两种模式的传播特性：那些可以在整个壳和那些被限制在一个子域。我们发现的一些模式将动能集中在被称为吸引子的短周期剪切层周围。我们利用这些吸引子的李雅普诺夫指数与背景的\BV频率和模式的振荡频率的依赖关系来描述它们。最后，我们注意到，作为模式与短周期吸引形成耗散结构，它们可以发挥重要的作用，潮汐相互作用，但应被解雇所观察到的振荡频率的解释。
2014-10-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Multiple Components of the Outflow in the Protostellar System HH 212: Outer Outflow Shell, Rotating Wind, Shocked Wind, and Jet
该研究利用ALMA 7号波段观测HH 212原恒星系统的CO谱线，识别出外外流壳、旋转风、激波X风、喷流四个外流成分，明确了各成分的空间位置、起源关联与准周期喷流特征，完善了原恒星外流的结构认知。
2024-11-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Growth of Black Holes in the interior of Rotating Neutron Stars
由暗物质构成的迷你黑洞，可以潜在地在中子星内部形成，一直被认为是通过球形邦迪吸积来吸积恒星核心的物质而成长的。然而，中子星有时具有显著的角速度，原则上可以使球形吸积停止，并可能改变关于黑洞摧毁恒星所需时间的结论。我们研究了恒星自转对这类黑洞生长的影响以及黑洞自旋的演化。假设没有角动量疏散的机制，我们发现，即使是中等的旋转速率，事实上可以破坏球形吸积在早期阶段的黑洞增长。然而，我们证明了核物质的粘性可以减轻旋转的影响，使黑洞有可能保持球形吸积，同时阻止黑洞成为最大旋转。
2013-12-13 astro-ph.SR hep-ph
A Compressible High-Order Unstructured Spectral Difference Code for Stratified Convection in Rotating Spherical Shells
我们提出了一个新的和强大的可压缩高阶非结构谱差分（CHORUS）代码模拟热对流和相关的流体动力学在恒星和行星的内部。计算几何被视为旋转球壳充满分层气体。在非结构网格上，采用一种稳健高效的高阶谱差分方法（SDM）对流体动力学方程进行离散。谱差分法的计算模板是紧凑的，有利于并行处理。CHORUS在本文中报告的所有测试用例中都展示了出色的并行性能，在NCAR的黄石高性能计算集群上扩展到12，000个核心。通过定义木星和太阳中的全球对流的两个基准案例来验证代码。CHORUS的计算结果与ASH程序的计算结果进行了比较，两者吻合良好，CHORUS程序为模拟诸如多尺度太阳对流、核心对流以及快速旋转扁圆恒星中的对流等各种现象创造了新的机会。
2015-03-06 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.comp-ph
On continuum driven winds from rotating stars
我们研究了来自旋转恒星的连续驱动风的动力学，并建立了一个近似的分析模型。然后，我们讨论恒星角动量的演变，并表明，刚刚超过爱丁顿极限，风足够集中向两极旋转的恒星。喷射星云的双叶结构被认为是临界旋转的一般结果。我们发现，如果在这样的恒星的压力是充分主导的辐射，赤道喷射的质量将发生在爆发。然后将这些结果应用于η-Carinae。我们表明，如果它开始了它的生活与足够高的角动量，今天的风可能已经驱动的恒星向临界旋转，如果它是质量损失的主导模式。我们发现，我们的模型给出的侏儒星云的形状和大小与最近的观测结果一致。此外，由于大爆发开始时亮度突然增加而导致的收缩也解释了赤道的“裙子”。
2012-08-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
ALMA discovery of a rotating SO/SO$_2$ flow in HH212. A possible MHD disk wind?
我们希望限制磁流体动力磁盘风（DW）的可能贡献的HH 212分子喷流。我们以0.13”$\sim$ 60 au分辨率用ALMA循环4绘制了流动基底，并将这些观测结果与合成DW预测进行了比较。我们确定，在SO/SO $_2$，旋转流，这是更广泛和更慢的轴向SiO射流。在C $^{34}$ S中看到的广阔外流空腔不是由快速的广角风造成的，而是由这种较慢的介质造成的。旋转特征可以通过发射到$\sim$ 40 au的中等杠杆臂的DW来拟合，SiO示踪无尘流线从0.05-0.3 au。这样的DW可以将芯到星的效率限制为$\leq$ 50%。
2017-10-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Large-scale structures in the stellar wind of fast-rotating stars spawned by the presence of Earth-like planets
本研究通过三维数值模拟探究快速自转活跃类太阳恒星的星风与无磁化类地行星的相互作用，发现低阿尔芬马赫数星风会形成大尺度弓激波等结构，其密度、温度和磁场升高可能产生可探测光谱特征。
2023-07-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Polar waves and chaotic flows in thin rotating spherical shells
旋转球几何中的对流是行星和恒星系统中的一个重要物理过程。在低普朗特数的连续方法，我们发现强赤道非对称和对称极非线性旋转波在薄旋转球壳的无应力边界条件下的热对流模型。对于对称波，对流仅限于两个半球的高纬度地区，但在非对称波的情况下，对流仅限于靠近极点的一个半球。这与先前从该领域的研究中所知的情况形成对比。这些周期性的流动，其中的图案是稳定地旋转在方位角方向，发展一个强大的轴对称组件非常接近发病。利用周期轨道的稳定性分析，确定了稳定区域，并描述了从旋转波分支分叉出的稳定/不稳定振荡流的拓扑结构。通过对这些振荡混沌流的直接数值模拟，我们发现这些三维对流极流表现出类似于行星大气中流动的特征，如力平衡或平均物理性质。我们表明，这些结果可能会打开一条路线，以了解气体巨行星大气的无法解释的功能，特别是木星的情况下。其中包括观察到的赤道不对称性，在赤道处明显减少（所谓的凹坑），以及朱诺号任务最近观察到的围绕两极的相干涡旋。
2019-07-06 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Direct evidence for magnetohydrodynamic disk winds driving rotating outflows in protostar HOPS 358
Seoul National University（首尔大学）；SNU Astronomy Research Center, Seoul National University（首尔大学天文研究中心）；NRC Herzberg Astronomy and Astrophysics（NRCA Herzberg天体物理学与天文学研究所）；University of Victoria（维多利亚大学）；Peking University（北京大学）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学柯尔夫天体物理与天文学研究所）；Academia Sinica（中央研究院）；Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica（中央研究院天文及天体物理研究所）；Leiden University（莱顿大学）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；National Radio Astronomy Observatory（美国国家射电天文台）
研究通过高分辨率观测揭示HOPS 358原恒星的旋转嵌套出流结构，证明磁流体动力学盘风在深嵌阶段有效提取角动量并塑造盘演化。
2026-03-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
A $r$-mode in a magnetic rotating spherical layer: application to neutron stars
旋转和磁场的组合对恒星流体振荡的影响在理论上还不是很清楚。它混合了阿尔文波和惯性波。在中子星中，这两种效应都可能发挥作用。我们希望在中子星中$r$模不稳定性的背景下破译这个问题的解决方案，因为当这些模与引力辐射耦合时，它会出现。我们考虑一个旋转的球壳充满了粘性流体，但无限的电导率和分析传播的模式扰动时，偶极磁场沐浴的流体层。我们进行了广泛的数值分析，发现$m=2$ $r$模式振荡的影响时，由磁场的Lehnert数（阿尔文速度旋转速度的比率）超过一个值成比例的Ekman数（粘度的无量纲措施）的四分之一的权力。这种尺度可以解释为惯性模态的内部剪切层宽度与阿尔文波波长的重合。应用到旋转磁中子星的情况下，我们发现$10^{14}$ G以上的偶极磁场是扰动$r$模不稳定性所必需的。
2011-10-03 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Three-Dimensional General-Relativistic Simulations of Neutrino-Driven Winds from Rotating Proto-Neutron Stars
利用三维广义相对论流体动力学模拟方法，研究了快速自转对核塌缩超新星或中子星合并过程中形成的原中子星（PNS）的中微子加热风性质的影响.我们专注于几秒钟的PNS冷却演化时的中微子光度服从$L_{ν_e} + L_{\barν_e} \approx 7\times 10^{51}$ erg s $^{-1}$的条件特性，并在其中大部分的风的质量损失将发生。经过初始的瞬态阶段，我们所有的模型达到近似稳态流出的解决方案，正能量和声波表面上捕获的计算网格。我们的非旋转和旋转速度较慢的模型（角速度相对于开普勒$Ω/Ω_{\rm K} \lesssim 0.4$ ;旋转周期$P \gtrsim 2$ ms）产生近似球对称的外流，与以前的PNS风研究的性能很好的协议。相比之下，我们最快速旋转的PNS解决方案（$Ω/Ω_{\rm K} \gtrsim 0.75$ ; $P \approx 1$ ms）产生的外流集中在旋转的赤道平面上，具有更高的质量损失率（超过一个数量级），更低的速度，更低的熵，更低的渐近电子分数，比其他类似的非旋转风的解决方案。虽然这种快速旋转的PNS在自然界中可能很罕见，但与更常见的缓慢旋转的PNS出生相比，它们的非典型核合成成分和超大质量产额可能使它们成为轻富中子核的重要贡献者。我们的计算铺平了道路，包括旋转和动态重要的大尺度磁场的风特性在一个三维GRMHD框架内的综合影响。
2022-03-30 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Scaling regimes in spherical shell rotating convection
旋转球壳中的瑞利-贝纳德对流可以被认为是许多天体物理和地球物理流体流动的简化模拟。在这里，我们使用三维直接数值模拟来研究这个物理过程。我们构建了一个数据集的200多个数值模型，涵盖了广泛的参数范围与Ekman数跨越$3\times 10^{-7} \leq E \leq 10^{-1}$，瑞利数范围内$10^3 < Ra < 2\times 10^{10}$和普朗特数单位。我们调查的标度行为的本地（长度尺度，边界层）和全球（努塞尔和雷诺数）的属性在各种物理制度从开始的旋转对流弱旋转对流。接近临界时，对流由粘性、科里奥利力和浮力之间的三重力平衡主导。对于更大的超临界，我们的数值数据的一个子集的渐近无扩散性标度旋转对流$Nu\sim Ra^{3/2}E^{2}$在一个狭窄的分数的参数空间界定的$6\,Ra_c \leq Ra \leq 0.4\,E^{-8/5}$。使用分解成散装和边界层的贡献的粘性耗散率，我们建立了一个理论缩放的流速，准确地描述了数值数据。在快速旋转的湍流对流中，流体体积由科里奥利、惯性和浮力之间的三重力平衡控制，而耗散的其余部分可以归因于埃克曼层中的粘性摩擦。超过$Ra \simeq E^{-8/5}$，对流流动的旋转约束逐渐失去，流动特性发生变化，以匹配旋转主导和非旋转对流之间的状态变化。量$Ra E^{12/7}$为分离旋转和非旋转对流提供了精确的过渡参数。
2016-10-06 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
The optically thick rotating magnetic wind from a massive white dwarf merger product
WD J 005311是一颗新发现的中红外星云中的白矮星。光谱观测表明，存在一个富含碳/氧风的终极速度$v_{\infty,\rm obs}\sim 16,000\,\rm km\,s^{-1}$和质量损失率$\dot M_{\rm obs}\sim 3.5\times 10^{-6}\,M_\odot$年$^{-1}$。在这里，我们一贯解释WD J 005311的属性使用一个新构建的风的解决方案，其中光学厚流出发射的碳燃烧壳上的氧氖核心和加速的旋转磁场，成为超音速和未绑定的光球。我们的模型表明WD J 005311的质量为$M_* \sim 1.1\mbox{-}1.3\,M_\odot$，磁场为$B_* \sim (2\mbox{-}5)\times 10^7\,\rm G$，自旋角频率为$Ω\sim 0.2\mbox{-}0.5 \,\rm s^{-1}$。大的磁场和快的自旋支持碳氧WD合并起源。WD J 005311既不会爆炸成Ia型超新星，也不会坍缩成中子星。如果风继续吹另一个几千年，WDJ 005311将自旋明显下降，并加入到已知的缓慢旋转的磁性WD序列。否则，它可能会出现一个快速旋转的磁性WD，并可能是一个新的高能源。
2019-10-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Thermal convection in rotating spherical shells: temperature-dependent internal heat generation using the example of triple-$α$ burning in neutron stars
我们提出了一个广泛的研究Boussinesq热对流，包括温度依赖的内部热源，基于数值三维模拟。温度依赖性模拟三重$α$核反应和流体几何形状是一个旋转的球壳。这些都是对流吸积中子星海洋研究的关键成分。定义了衡量核加热相关性的无量纲参数${\rm Ra}_n$。我们探讨了流动特性如何随着${\rm Ra}_n$的增加而变化，并给出了天体物理学的动机。对流的发生进行了研究，相对于这个参数和周期性，准周期性，混沌流与相干结构，充分湍流表现为${\rm Ra}_n$是不同的。几个政权的转变，并与以前的结果进行比较，差异加热对流。最后，我们探索（试探性地）我们的结果的潜在适用性的热核爆发在吸积中子星海洋的演化。
2018-12-14 astro-ph.HE astro-ph.SR nlin.PS
Three-dimensional slow Rossby waves in rotating spherical density stratified convection
本文发展了旋转球形密度分层对流中的三维Rossby慢波理论。Rossby波的频率远小于旋转频率，由基于发展的对流的平衡的非轴对称不稳定性激发。这些波与惯性波和密度分层对流相互作用。对于极低马赫数的流动，采用滞弹性近似来考虑密度分层。我们研究长期行星Rossby波的周期大于两年。我们认为，这些波与南方涛动和厄尔尼诺有关。厄尔尼诺现象是热带太平洋上的风和海面温度的不规则周期性变化，而南方涛动是热带东太平洋和西太平洋之间的表面气压的振荡。南方涛动指数（Southern Oscillation Index，SOI）是南方涛动的一个指数。发展的理论适用于解释的观察周期的SOI。这项研究表明，理论预测和观察之间的良好协议。
2017-07-20 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.ao-ph
Bridging planets and stars using scaling laws in anelastic spherical shell dynamos
在快速旋转的行星和低质量恒星内部运行的发电机可能属于类似的类别，旋转起着至关重要的作用。我们使用缩放定律来量化这种相似性。我们分析直接数值模拟的Boussinesq和滞弹性球壳发电机。这些发电机代表了从类地行星到快速旋转的低质量恒星的简化模型。我们发现，磁场和速度在这些发电机相关的可用浮力功率通过一个简单的幂律，持有各种各样的控制参数。
2013-10-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
The effects of stellar winds of fast-rotating massive stars in the earliest phases of the chemical enrichment of the Galaxy
我们使用不断增长的数据集非常贫金属的恒星，研究快速旋转的大质量恒星的恒星风对早期银河系的化学富集的影响。我们用一个星系晕的非均匀化学演化模型来预测C/O和N/O的平均趋势和离散度。在一组模型中，我们假设大质量恒星在恒星风和超新星阶段都富集了星际介质。在第二组中，我们认为在最早的阶段（Z <10^-8），质量大于40 Msun的恒星只会通过恒星风富集星际介质，直接坍缩成黑洞。我们预测一个更大的分散在C/O和N/O比在低金属丰度时，允许更大质量的快速旋转的恒星，以促进化学富集只有通过恒星风。后一种假设，结合在原始星系晕中恒星形成过程的随机性，可以解释在正常的非常贫金属恒星中观察到的N/O和C/O比值的广泛分布。对于化学元素的恒星产量，强烈依赖于初始质量（和旋转），如C，N，和中子捕获元素，在大质量恒星的范围内，一个大的散射，预计一旦考虑到早期星际介质的随机富集。我们还发现，恒星风的快速旋转混合星际介质气体是不足以解释大CNO增强发现在大多数的碳增强非常金属贫星。特别是，这是迄今为止已知的最贫金属恒星HE 1327-2326的情况下，我们的模型预测较低的N增强比观察时，假设恒星风和星际介质的混合物。我们认为这些碳增强的贫金属恒星是由几乎纯的恒星风物质形成的，没有被原始的星际介质稀释。
2010-04-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Steady Wind-Blown Cavities within Infalling Rotating Envelopes: Application to the Broad Velocity Component in Young Protostars
在整个宇宙中，从形成的低质量恒星到超大质量黑洞，在广泛的吸积物体周围都观察到了风驱动的外流。我们研究了中央各向同性风和下落，旋转，信封之间的相互作用，确定在弱混合的假设下，在他们的界面处形成的稳态空腔形状。所得到的风吹空腔的形状是细长的和自相似的，其物理尺寸由风冲压压力和包封热压力之间的比率确定。我们计算的增长之间的冲击风和偏转包络线的温暖的湍流混合层，并计算由此产生的宽线剖面，假设的线性（Couette型）的速度分布在整个层。然后，我们测试我们的模型对温暖的广泛的速度分量在CO $J$ =16- 15中观察到的赫歇尔/HIFI在原恒星蛇主SMM 1。考虑到SMM 1周围尘埃包层的温度和密度的独立观测约束，我们发现它的所有观测特性都非常匹配（线轮廓，动量，温度）和SMM 1流出腔宽度，以获得物理上合理的参数集：风与下落质量通量之比$\simeq 4\%$，风速$v_{\rm w} \simeq 30$ km/s，CO和H的星际丰度$_2$，以及与实验室实验一致的湍流夹带效率。由此推断出的喷射率与盘吸积率之比$\simeq 6-20\%$与当前的盘风理论相一致。因此，该模型提供了一个新的框架，以协调适度的外流腔的宽度在原恒星与大的观测流速。由于自相似，它也适用于更广泛的天体物理背景。
2020-07-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The effects of rotation on a double-diffusive layer in a rotating spherical shell
迄今为止，湍流对流中双扩散分层的数值研究都忽略了旋转的影响。我们进行的第一步，通过研究科里奥利力如何影响旋转球壳内的双扩散层的方向。为此目的，我们已经运行的参数制度，这些层预计将形成和连续增加的旋转速度的结果，快速旋转被发现有一个类似的稳定效果的整体对流通量的增加的稳定性比$R_ρ$在非旋转设置。我们还研究了King、Stellmach和Buffett（2013）在瑞利-贝纳德对流情况下提出的旋转约束机制在多大程度上受到双扩散对流的影响：如果将其分类扩展为稳定性比$R_ρ$的函数，则其分类也适用于球壳中的双扩散对流情况。此外，我们检查了盐水和热努塞尔数的比率，并将我们的结果与Spruit（2013），Rosenblum等人（2011）和Wood，Garaud和Stellmach（2013）的模型进行了比较。我们发现我们的数据最适合Spruit的模型。我们的研究结果，快速旋转进一步减少对流传输，这是已经降低了双扩散对流，可以发挥重要作用，例如，一些快速旋转的巨行星的内部建模，因为气态巨行星最近被提出受到双扩散对流。
2014-04-24 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.ao-ph
GRMHD formulation of highly super-Chandrasekhar rotating magnetised white dwarfs: Stable configurations of non-spherical white dwarfs
在这里，我们扩展了探索显着的超超磁共振磁化白矮星的数值计算轴对称固定平衡的差分旋转磁化多方致密恒星在广义相对论（GR），在理想的磁流体动力学制度。我们使用一个广义相对论磁流体动力学（GRMHD）框架，描述旋转和磁化轴对称的白矮星，选择适当的旋转法律和磁场配置文件（环形和极向）。在这个框架中寻找解决方案的数值过程使用了3+1数值相对论的形式主义，在开源XNS代码中实现。我们通过依次改变不同的物理量来构建平衡序列，并强调了超白矮星白矮星的合理存在，其质量在2-3个太阳质量的范围内，中心（内部深处）磁场为$10^{14}$高斯量级，表面时间周期约为1-10秒。我们注意到，这样的白矮星是奇特的、过亮的Ia型超新星的祖先的候选者，观测证据认为Ia型超新星的质量在2.1-2.8太阳质量之间。我们还提出了一些有趣的结果，这种白矮星的结构，特别是在特殊情况下的极空洞的存在。
2015-10-01 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
A rotating fast bipolar wind and disk system around the B[e]-type star MWC 922
利用阿塔卡玛大毫米波阵列（ALMA）对B[e]型恒星MWC 922周围的红方星云进行了1和3 mm处的自由-自由连续谱和复合谱线的干涉观测。到源的未知距离通常取为d=1.7-3 kpc。这些数据前所未有的角分辨率（高达~ 0.02角秒）和灵敏度首次揭示了其中心新兴的致密电离区的结构和运动学。我们拍摄了H30 a和H39 a的线发射，以前用单碟观测检测到，以及H51 α，H55 γ和H63 δ，在这项工作中首次检测到。在脉泽谱线H30 a的直径小于0.14arcsec（小于几百au）的区域内，观测到了~180 km/s的全速度范围的谱线发射，这是本文报道的最强的跃迁。我们解决了空间运动学结构的近边缘上的磁盘旋转的中心质量为~ 10 Msun（d=1.7 kpc）或~ 18 Msun（d=3 kpc），假设开普勒旋转。我们的数据还揭示了一个快速（~100公里/秒）的双极喷射（喷气？）与圆盘正交。此外，缓慢（<15公里/秒）的风可能会从圆盘上升起。无论是慢风还是快风都被发现以类似于圆盘电离层的方式旋转。这是第一个在高速（~100 km/s）扩张的双极风中旋转的经验证据。（节略）
2019-07-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Instability windows and evolution of rapidly rotating neutron stars
我们考虑了低质量X射线双星中快速旋转的中子星在r模激发下的不稳定性（类似于地球上由科里奥利力控制的Rossby波）。我们认为，有限的温度效应在超流核心的中子星导致共振耦合和增强阻尼（因此稳定性）的振荡模式在一定的恒星温度。使用一个简单的唯象模型，我们表明，高自旋频率的中子星可能会花费大量的时间在这些“共振”温度。这一发现使我们能够解释LMXB中令人困惑的热快速旋转中子星观测，并预测一类新的热，非吸积，快速旋转中子星，其中一些可能已经被观察到，并暂时确定为静止LMXB（qLMXB）候选者。我们还对中子星的自旋频率施加了一个新的理论极限，解释了吸积毫秒X射线双星统计分析得出的截止自旋频率~730 Hz。除了解释观测结果外，我们的模型还提供了一种新的工具来限制超致密物质的性质，将测量的共振温度与理论预测的共振温度进行比较。
2014-03-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Diffusion-Free Dynamics in Rotating Spherical Shell Convection Driven By Internal Heating and Cooling
University of Exeter（埃克塞特大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）；Durham University（杜伦大学）
研究通过内部加热和冷却驱动旋转球壳对流，发现部分对流性质无扩散依赖，为恒星和巨行星对流模型发展提供新思路。
2025-12-17 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Polarization of light from fast rotating Wolf-Rayet stars: A Monte Carlo simulations compared to analytical formula
本研究利用三维蒙特卡罗辐射转移代码Hyperion模拟快速旋转WR星星风的多次散射偏振，对比单次散射解析模型，明确了不同旋转速率、倾角、质量损失率下的偏振规律，为大质量恒星环境研究提供参考。
2025-04-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Influence of Boundary Conditions and Heating Modes on the Onset of Columnar Convection in Rotating Spherical Shells
本研究通过谱方法分析旋转球壳热对流起始，发现边界条件与加热模式显著影响临界瑞利数等参数，内部加热提高阈值并改变临界柱位置，对行星恒星内部建模有重要指导意义。
2025-09-08 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Magnetically driven winds from differentially rotating neutron stars and X-ray afterglows of short gamma-ray bursts
除了是最有希望的引力波来源之一，合并中子星双星也代表了解释短伽马射线暴（SGRB）现象的主要方案。最近的观测揭示了一个大的SGRB子类，它们的X射线余辉具有大致恒定的亮度，持续$10\!-\!10^4$ s。这些特征通常被认为是由均匀旋转的磁化物体的磁自旋驱动的长寿命中央引擎的证据。我们提出了一个不同的方案，其中的中央引擎供电的X射线发射是一个差动旋转的超大质量中子星（HMNS），发射准各向同性和重子加载的风驱动的磁场，这是建立通过差动旋转。我们的模型是支持长期的，三维的，广义相对论，和理想的磁流体动力学模拟，表明这种各向同性的发射是一个非常强大的功能。对于一个给定的HMNS，一个准直组件的存在敏感地依赖于初始磁场的几何形状，而静态电磁光度仅取决于最初存储在系统中的磁能。我们表明，我们的模型是兼容的观察到的时间尺度和光度，并表示后者在一个简单的标度关系。
2014-04-10 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Viscous dissipation by tidally forced inertial modes in a rotating spherical shell
本文研究了球壳内旋转流体的受迫惯性模的性质。我们的强迫是类似潮汐的，但它的主要性质是在大尺度上。我们的解首先证实了Ogilvie（2005）在二维模型上得到的一些分析结果。我们还注意到，随着强迫频率的变化，如果Ekman数E较低（通常情况下），耗散会发生剧烈变化。然后，我们研究三维的情况下，并比较上述模型的结果。这些解决方案显示，像他们的二维对应，尖峰耗散曲线时，强迫的频率是变化的，他们也显示小频率间隔的粘性耗散是独立的粘度。然而，我们表明，在这些频率间隔的流体的响应是至关重要的主导剪切层，在临界纬度上的内球发射。当吸引子被剪切层激发时，就达到了渐近状态。二维模型不共享此属性。最后，共振的三维模型对应于一些选定的最小阻尼本征模式。与它们的二维对应部分不同，这些模式不与简单的吸引子相关联;相反，它们以具有弱收缩特征网的频率间隔出现。此外，我们还证明了当内核的相对半径小于临界值0.4E^{1/5}时，内核是可以忽略的。对于这些球壳，全球解给出了流动的一个很好的近似。
2009-09-22 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Inertial waves in a differentially rotating spherical shell
本文研究了球壳中不可压缩流体的小振幅惯性波传播特性。对于圆柱形和扁壳形旋转剖面，在无粘极限下，惯性波服从一个二阶混合型偏微分方程。因此，存在两种惯性模式，这取决于特征传播的双曲域是否覆盖整个壳体。这两种惯性模式的发生进行检查，我们表明，惯性波可能传播的频率范围比固体旋转更广泛。使用高分辨率计算的基础上的频谱方法，我们表明，与固体旋转，奇异模式与薄剪切层以下的短周期吸引子仍然存在与差分旋转。它们甚至存在于一个完整的球体中。在粘性为零的极限下，剪切层的宽度似乎对整体背景剪切的依赖性很弱，表现出E^{1/3}与埃克曼数E的比例关系，就像在固体旋转的情况下一样。也存在以E^{1/2}作为Ekman边界层的宽度缩放的薄分离层模式。本文还考虑了壳内惯性波的共转共振行为。对于圆柱旋转，波在共转时被显著地吸收。相比之下，对于扁壳旋转，波可以穿过没有可见吸收的临界层，并且这种模式对于足够小的埃克曼数是不稳定的。
2012-12-01 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
