Modelling solar low-lying cool loops with optically thick radiative losses
我们研究了由于小而冷的磁环（高度$\lesssim8$ ~Mm，$T\lesssim10^5$ ~K）导致的DEM（差分发射测量）向色球层的增加。在以前的论文中，我们分析了这些循环的存在和稳定性的条件，通过流体动力学模拟，侧重于它们的依赖于所使用的光学薄辐射损失函数的细节。在本文中，我们扩展这些流体动力学模拟，以验证这类环路是否存在，它是稳定的，当使用光学厚辐射损失函数。我们研究了两种情况：恒定的背景加热和加热取决于密度。还计算了这些回路对过渡区EUV输出的贡献。我们发现，稳定的，准静态的冷却回路可以通过使用光学厚的辐射损失函数和背景加热依赖于密度。然而，这些环路的DEM无法再现$4.6<\log T<4.8$之间温度的观测DEM。我们还显示了通过考虑恒定的加热速率得到的动态回路的瞬态阶段，并发现其平均DEM，解释为一组不断发展的动态回路，再现相当好的所观察到的DEM。
2015-08-24 astro-ph.SR
Helium-Star Models with Optically Thick Winds: Implications for the Internal Structures and Mass-Loss Rates of Wolf-Rayet Stars
我们构建氦（He）星模型与光学厚风和比较它们与银河系沃尔夫-拉叶（WR）星的属性。流体静力氦芯的解决方案顺利地连接到跨音速风的解决方案，满足规律性条件，在音速点。超音速部分的速度结构由一个简单的β型定律假定。通过构造一个中心到表面的结构，可以得到一个质量损失率作为本征值的方程。音速点出现在铁基不透明度峰值以下约1.8e5 - 2.8e5 K的温度处，其中辐射力变得与局部重力相当。光球位于半径3-10倍大于声波点。得到的质量损失率与WR星的质量损失率相当。我们的质量损失率-光度关系与Graefener等人最近获得的关系非常一致。（2017）。WR恒星的光球温度往往比我们的预测要低。我们讨论了恒星演化、详细的辐射传输和风团的影响，这些在本文中被忽略了。
2017-12-02 astro-ph.SR
On the optically-thick winds of Wolf-Rayet stars
沃尔夫-拉叶（WR）恒星的强风对于大质量恒星的机械和化学反馈非常重要，并决定它们是以中子星还是黑洞的形式结束生命。在这项工作中，我们从理论上研究了氮序列的无氢WR星（WN星）的质量损失性质。我们连接恒星的结构模型，他星与风模型光学厚风，并评估如何这两种类型的模型可以同时满足各自的声波点条件。固定外层风定律和终端风速，我们得到了WR星在核心氦燃烧阶段的光学厚，辐射驱动风的质量损失率的唯一解。由此产生的质量损失关系作为恒星参数的函数，同意与以前的经验关系。此外，我们遇到恒星质量的限制，低于此没有连续的解决方案存在。虽然这些质量限制与银河系中WR恒星的观测结果一致，但它们与LMC的观测结果相冲突。虽然我们的研究结果证实，特别是经常使用的经验质量损失关系的斜率，他们意味着，只有部分的观察到WN人口可以理解的框架内的标准假设的顺利跨音速流和紧凑的恒星核心。这意味着可能必须采用其他方法，例如聚集和膨胀的风结构，或偏离音速点处的扩散极限。定性地说，WR型风形成的质量极限的存在可能与双星系统中未检测到低质量WR星有关，这被认为是Ib/c型超新星的祖先。在这项工作中得到的音速点条件可能提供一种可能性，包括光学厚风的恒星演化模型中的物理动机的形式比目前的模型。
2017-10-12 astro-ph.SR
The Spectral Temperature of Optically Thick Outflows with Application to Light Echo Spectra from $η$~Carinae's Giant Eruption
Rest等人（2012年）对$η$海脊光回波的探测为19世纪40年代巨大喷发的性质提供了重要的新观测约束。回波的光谱表明，相对较冷的光谱温度约为5500 K，低于Davidson（1987）光学厚风外流分析中提出的7000 K的下限。这导致了一场关于这种稳定的风模型相对于替代的爆炸性场景的可行性的辩论。在这里，我们提出了一个更新的分析风外流模型，使用较新的低温不透明度表和占更强的质量损失暗示的$>$ 10 Msun质量现在推断的侏儒。一个主要的结论是，由于$T<$ 6500 K的自由电子复合导致不透明度急剧下降，大约5000 K的低温与火山爆发推断的极端质量损失的风是相容的，并且确实是预期的。在辐射平衡的球形灰色模型内，我们推导出风的不透明度变化的各种假设下的光谱能量分布，为与观测到的光回波光谱进行比较提供了基础。这里的缩放结果也可能与其他高度光学厚的外流，包括那些从经典新星，巨大的爆发LBV和SN型IIn前体。因此，一个更广泛的问题仍然是，从这种爆发中观察到的复杂多变的特征是否可以从稳定或爆炸的范式中得到更好的理解，或者也许是这些理想化的平衡。
2016-06-12 astro-ph.SR
On the effects of optically thick gas (disks) around massive stars
数值模拟表明，当辐射场在具有高光学深度的星周吸积盘存在下是高度各向异性时，可以绕过经常提到的大质量恒星吸积的辐射压力障碍。在这里，这些所谓的闪光效应的研究扩展，包括不透明的最里面的无尘，但潜在的光学厚气体区域周围形成的大质量恒星。除了频率依赖的尘埃颗粒的不透明度，我们使用温度和密度依赖的普朗克和Rosseland平均气体的不透明度。模拟结果表明，吸积盘的最里面的无尘部分是光学厚的恒星辐射的立体角以上和以下的磁盘的中平面的相当一部分。屏蔽盘区域的温度随半径的减小比在具有较低的恒定气体不透明度的比较模拟中更快，并且灰尘升华前沿被转移到更小的半径。在内盘中的无尘气体的屏蔽，从而有助于增强闪光效应，这最终导致在一个较小的辐射压力驱动流出的开口角和在一个更长的时间尺度的持续饲料的拱星盘的分子云核心。我们的结论是，它是必要的，以正确地评估闪光效应的有效性，辐射压力驱动的外流的开口角，以及吸积盘的寿命和形态的演变形成的大质量恒星周围的无尘盘区域的内部的不透明度。
2012-11-27 astro-ph.SR
Implications of Flat Optically Thick Microwave Spectra in Solar Flares for Source Size and Morphology
这项研究的目的是检查太阳耀斑中低频、光学厚度的回旋同步微波辐射的光谱动力学，以确定发射源的特征。我们提出了一组微波爆发的观测扩展欧文斯谷太阳能电池阵（EOVSA）在其调试阶段在$2.5-18$ GHz频率范围内与$1$第二时间分辨率的高分辨率光谱。在本研究分析的12个事件中，9个爆发表现出随时间的光学厚光谱指数$α_l$，源形态的指标直接减少。特别地，与均匀/均匀源（$α_l\approx2.9$）的预期频谱相比，五个突发显示“平坦”频谱（$α_l\leq1.0$）。低频（< $10$ GHz）处的这些平坦光谱可以被定义为来自具有大面积和/或具有多个发射分量的空间不均匀源的发射。在具有部分互相关数据的六个事件的子集中，具有平坦光谱的两个事件在$2.6-3$ GHz处显示出$\sim120$ arcsec的源大小。基于非均匀性的建模支持多个离散源只能再现平坦频谱的结论。我们报告说，这些平坦的光谱主要出现在衰变阶段，通常在大多数爆发的持续时间内增长平坦，这表明随着耀斑的发展，发射量的不均匀性和复杂性不断增加。这种充满被捕获的高能粒子的大量耀斑发射在其他波长下通常是不可见的，比如硬X射线，这可能是由于这些低环境密度和磁场强度的区域中的无碰撞条件。
2021-07-01 astro-ph.SR
Metal-poor single Wolf-Rayet stars: The interplay of optically thick winds and rotation
Universität Heidelberg（海德堡大学）；Università di Padova（帕多瓦大学）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；INFN - Padova（意大利国家核物理研究院帕多瓦分部）；Armagh Observatory and Planetarium（阿马天文台和天文馆）
研究通过考虑光学厚风和旋转，揭示金属贫乏单星可形成WR星，缓解巨星超过Humphreys-Davidson极限的问题。
2025-12-11 astro-ph.SR
The Evolution of Circumstellar Disks Surrounding Intermediate Mass Stars: IC 1805
我们报告的中间和高质量的恒星在年轻的，丰富的恒星形成复杂的IC 1805的研究结果，根据光学，近红外和中红外测光，和分类光谱的组合。这些数据提供了表征质量大于~2 Msun的恒星的质量和年龄的基础，并使研究与中等质量和高质量恒星相关的星周盘的频率和特征成为可能。在质量2 < M/Msun <4的恒星中，光学厚的吸积盘是罕见的（约2%的成员），并且在更大质量的恒星中不存在。大部分（约10%）质量2 < M/Msun < 4的恒星似乎被从初始光学厚吸积阶段演化而来的盘所包围。我们确定四类这样的磁盘。这些类别是基于光球层以上过量发射的光谱能量分布（SED）：（1）基于观测到的2至24 μ m过量发射的大小，圆盘是光学薄的;（2）在其内部区域光学薄（r< 20 AU），并且在它们的外部区域光学厚;（3）表现出空的内部区域（4）显示空的内部区域和光学厚的外部区域。我们讨论，并评估的优点和责任，磁盘展示这些SED类型的建议解释，并提出额外的意见，将测试这些建议。
2010-09-24 astro-ph.SR
Modeling Supernovae as an Optically Thick Fireball
我们使用开放超新星目录的数据计算了135颗恒星超新星的属性。我们产生的温度，半径，光度和膨胀速度使用球对称光学厚火球模型。这些模型参数揭示了不同类型超新星的共同趋势。我们已经确定了不同的阶段，出现在Ia型，II型，II P型和IIb型超新星。我们注意到，有一个合理的持续增长（第一阶段）的长时间，给我们的简单模型的光学厚火球的信任。建模半径达到最大值，超过该最大值，半径变平或减小（阶段2）。我们在最大模型半径4500 K处观察到的温度表明，由于电子复合而导致的不透明度损失设定了我们的光学厚模型不再适用的时间轴。我们观察到最快的模型火球速度，最大的模型火球半径，和最大的模型光度Ia型超新星。作为一个整体，Ia型超新星的最大亮度是II型超新星的8.5倍。我们提出了一个汇总表，其中包含超新星的建模参数和超新星分类类型的时间。
2022-12-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
One Solution to the Mass Budget Problem for Planet Formation: Optically Thick Disks with Dust Scattering
ALMA的调查表明，II类盘中的尘埃可能不足以解释系外行星的平均固体质量，假设毫米盘连续发射是光学薄的。这种光学薄的假设似乎是支持最近的DSHARP观测空间分辨磁盘的测量光学深度大多小于一。然而，我们指出，尘埃散射可以大大减少从光学厚区域的发射。如果忽略这种散射，光学深度将被大大低估。具有散射的光学厚盘可能被误认为光学薄盘。尘埃散射在更倾斜的圆盘上会进一步降低强度，使圆盘看起来更暗。在几个DSHARP盘中测得的光学深度为$\sim$ 0.6，这可以自然地用光学厚尘埃来解释，在1.25 mm处的光学厚度为$\sim$ 0.9。使用DSHARP不透明度，该光学厚度对应于具有最大粒度的尘埃群（$s_{max}$）为0.1-1 mm。对于光学厚散射盘，测量的光谱指数$α$可以大于或小于2，这取决于尘埃的散射随波长增加还是减少。使用DSHARP不透明度，$α<2$对应于$s_{max}$的0.03-0.3毫米。我们描述了这种光学厚散射的情况下，可以解释所观察到的缩放submm连续的大小和亮度，并可能有助于缓解从偏振和尘埃连续测量的尘埃大小约束之间的紧张局势。我们认为，大量的磁盘质量可以隐藏在ALMA观测在短毫米波长。对于小于30天文单位的光盘，我们可以很容易地低估尘埃质量超过10倍。较长波长的观测（如VLA或SKA）是探测尘埃盘中尘埃质量所需要的。
2019-05-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Measuring the Dust Masses of Protoplanetary Disks in Lupus with ALMA: Evidence that Disks can be Optically Thick at 3 mm
精确的盘质量测量对于限制盘的演化和行星形成的时间尺度是必要的，但是这样的测量很难进行，并且非常依赖于假设。在这里，我们看看假设，磁盘是光学薄的无线电波长和影响，这一假设的测量磁盘尘埃质量。我们模拟了位于年轻（~1-3百万年）狼疮恒星形成区的41个原行星盘的光学到射电光谱能量分布（SED），包括0.89 mm，1.33 mm和3 mm的通量密度（可用时）。我们测量的磁盘尘埃质量比使用通常采用的磁盘尘埃质量方程时高约1.5-6倍，假设光学薄发射（亚）毫米。这种差异的原因是大多数圆盘在毫米波长下的光学厚度，甚至高达3毫米，这表明需要在更长波长下进行观测才能追踪圆盘的完全光学薄发射。
2022-12-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Burying a Binary: Dynamical Mass Loss and a Continuous Optically-Thick Outflow Explain the Candidate Stellar Merger V1309 Scorpii
V1309 Sco被认为是一颗恒星合并，并且是一个共同的包层瞬变，这是基于一颗轨道周期快速衰减的接触食双星的爆发前光变曲线。使用已发表的数据，我表明，周期衰减时标的V1309天蝎座P/Pdot从~1000年到~170年，在不到6年，这意味着一个非常高的值的二阶周期导数。我认为，V1309斯科经历了一个发病的动力学质量损失通过外拉格朗日点，这最终掩盖了二进制。所产生的连续光学厚度外流的光球随着质量损失率的增加而扩大，解释了光学最大值在200天左右的上升。该模型产生的质量损失率的双星作为时间的函数，并符合观测到的光变曲线非常好。它也是可能的观测约束的表面层进行动态质量损失的属性。因此，V1309 Sco是一类新的恒星瞬变的原型，其特征是由双星的动态质量损失驱动的光学最大值缓慢上升。我讨论了恒星瞬变和其他建议的共同信封事件这些发现的影响。
2014-04-16 astro-ph.SR
Near Infrared polarimetry of a sample of YSOs
我们的目标是研究年轻天体的星周环境的物理性质。特别地，散射机制的确定可以帮助约束近红外中的盘和/或包络的光学深度。我们使用的IAGPOL成像偏振仪与CamIV红外相机在LNA天文台获得近红外偏振测量在H波段的样品的光学可见YSO，即11 T金牛星和8赫比格Ae/Be星。一个独立的确定的磁盘（或射流）的方向获得了12个对象从文献中。然后，通过比较积分偏振位置角（PA）与投影在天空平面中的圆盘主轴方向，可以估计星周光学深度。通常，光学薄盘具有垂直于盘平面的偏振PA。相反，光学厚盘产生平行于盘的偏振PA。在金牛座T型恒星中，有三颗是薄光学盘（AS 353 A、RY Tau和UY Aur），五颗是厚光学盘（V536 Aql、DG Tau、DO Tau、HL Tau和LkHa 358）。在Herbig Ae/Be星中，有两颗星（Hen 3-1191和VV Ser）和两颗星（PDS 453和MWC 297）显示出光学薄盘的证据。我们的研究结果似乎与近红外波段的光学厚盘更有可能与年轻的YSO相关联的事实相一致。在RY Tau、RY Ori、WW Vul和UY Aur中发现了极化反转的边缘证据。在前三种情况下，这个特征可以与UXOR现象相关联。与红外光谱的颜色和光谱指数的相关性产生的证据与磁盘的进化隔离往往是光学薄时，他们是老年人。
2009-03-24 astro-ph.SR
Monte-Carlo radiative transfer simulation of the circumstellar disk of the Herbig Ae star HD 144432
过渡前的盘，与内部红外发射区和外部盘之间的间隙区域的研究，是重要的，以提高我们的理解盘的演变和行星形成。先前的红外干涉观测已经显示出赫比格Ae恒星HD~144432周围的原行星盘中存在间隙区域的迹象。我们用二维辐射转移模型研究了这颗恒星周围的尘埃分布。我们比较了通过蒙特卡罗辐射转移程序RADMC-3D获得的模型预测与红外干涉观测和HD~144432的{ \SED }。我们发现的最佳拟合模型由位于$0.21\enDash0.32~\AU$的内部光学薄组件和位于$1.4\enDash10~\AU$的光学厚外盘组成。我们还发现了一种替代模型，其中内部子AU区域由光学薄和光学厚组件组成。我们的模型表明，一个光学薄的组件存在于内部的子AU区域，虽然光学厚的组件可能共存于同一区域。我们的模型还表明，在HD~144432的磁盘间隙样的不连续性。
2015-12-07 astro-ph.SR
On the Change of the Inner Boundary of an Optically Thick Accretion Disk around White Dwarfs Using the Dwarf Nova SS Cyg as an Example
本文介绍了我们对天鹅座SS星系（一个含有白矮星的吸积双星系统）光通量非周期变化的研究结果。这里介绍的主要观测数据集是用安装在RTT-150望远镜上的ANDOR/iXon DU-888光度计获得的，它可以实现高达8 ms的时间分辨率（对于CCD光度计）。源通量变化的功率谱揭示了非周期变化包含了双星系统中光学厚流内边界的信息。我们发现，在辐射热光变曲线的最大值处，光学厚的吸积盘的内边界接近于白矮星表面，即，在瞬时吸积率的峰值时，白矮星积盘被截断，而在低态时，吸积盘被截断的距离为8.5e9 cm ~10 R_{WD}。我们认为可以通过研究吸积白矮星的功率谱参数来追踪双星吸积盘内边界的位置。特别是，这允许估计吸积物体的质量。
2012-04-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The dynamics of radiation driven, optically thick winds
最近对一些具有低色温的发光瞬态源的观测表明，发射主要是由超爱丁顿吸积驱动的光学厚风。我们提出了一个一般的辐射压力驱动的动力学分析理论，光学厚风。与经典绝热恒星风解不同，其动力学仅由音速半径决定，这里由于光子扩散导致的辐射压力损失也起着重要作用。我们确定了两个高质量损失率制度（$\dot{M} > L_{\rm Edd\,}/c^2$）。在大的总光度区域，解类似于绝热风解。辐射光度$L$和动力学光度$L_k$都是超爱丁顿的，有$L < L_k$和$L \propto L_k^{1/3}$。在较低的总光度范围内，大部分能量由具有$L_k < L \approx L_{\rm Edd\,}$的辐射携带。在第三种低质量损失状态（$\dot{M} < L_{\rm Edd\,}/c^2$）中，风在早期变得光学薄，除非在这个阶段气体压力很重要，否则解与绝热解非常不同。这些结果与风脚下的能量产生机制无关，因此它们适用于广泛的质量喷射系统，从黑洞吸积到行星状星云和经典新星。
2016-03-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
L-band spectra of 13 outbursting Be stars
我们提出了新的L-波段光谱的13个爆发的Be星获得ISAAC在ESO帕拉纳尔天文台。这些恒星可以分为三组，这取决于发射线的存在/不存在，以及Br $α$和Pf $γ$发射线相对于汉弗莱斯线从跃迁6- 14到系列结束的强度。这些组是具有不同光学深度的星周包层的代表。对于Br $α$和Pf $γ$谱线强于Humphreys谱线的组，Humphreys谱线衰减大致遵循光学薄条件下的门泽尔情况B。对于Br $α$、Pf $γ$和Humphreys发射线强度相当的恒星群，Humphreys在跃迁波长处从光学薄区向光学厚区递减，跃迁波长是每颗恒星的特征，但通常位于3.65- 3.75 $μ$ m左右（跃迁6- 19和6- 17）。高阶汉弗莱斯线探测光学薄的内部区域，即使在光学厚的信封。我们发现的证据更大的拓宽红外线发射线相比，光学线，可能反映较大的垂直速度场附近的恒星。上述群的存在原则上与de Wit等人（2006）提出的Be星爆发的描述一致，即光学厚盘在消散到星际介质之前膨胀并变得光学薄。时间分辨L波段光谱采样的爆发周期有望成为一个独特的工具，用于测试Be星盘演化。
2009-02-25 astro-ph.SR
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
Subsonic structure and optically thick winds from Wolf--Rayet stars
沃尔夫-拉叶星的风可以如此密集，光学厚度如此之大，以至于光球出现在外流的高超音速部分，掩盖了恒星的亚音速部分，使风的初始加速度无法观测。我们调查的条件和结构的亚音速部分流出的银河WR星，特别是WNE子类;我们的重点是在音速点的条件。我们计算了大质量氦星在音速点采用外边界的一维流体动力学恒星结构模型。我们发现，我们的模型的流出加速到超音速的辐射力不透明凸块无论是在200 kK的顺序由Fe不透明凸块或50 kK的顺序由HeII不透明凸块的温度。对于一个给定的质量损失率，在亚音速部分的流出的条件是独立于在超音速部分的详细的物理条件。接近爱丁顿极限的音速点，使我们能够构建一个音速HR图，有关音速点温度的L/M比和恒星质量损失率，从而约束音速点条件，亚音速结构，和恒星风质量损失率的观测。导出了用铁不透明凸块将流动加速到超音速所需的最小质量损失率。银河系WNE恒星的观测参数与最小质量损失率的比较表明，它们的风是由Fe凸块产生的辐射压力发射到超音速的。相反，不显示来自Fe不透明度凸块的跨音速流动的模型形成膨胀的包层。我们推导出一个解析判据的外观信封通货膨胀的次光球层。
2018-03-08 astro-ph.SR
Effects of a Companion Star on Slow Nova Outbursts -- Transition from Static to Wind Evolutions
在~0.5-0.7 M_sun的低质量白矮星中，可以实现两种类型的新星演化，即，一种是像通常的经典新星那样，有光学厚风的演化，或者是另一种没有光学厚风的演化，比如共生新星PU Vul。后者的特点是光谱没有强风的迹象，以及在其光变曲线的一个长期平坦的光学峰。我们提出了一个过渡，从没有光学厚风的演变，通常的演变与光学厚风作为一个新的爆发模型的慢新星，表现出一个相对较长的持续时间的多峰阶段，然后风阶段一样，在慢新星V723 Cas，HR Del，和V5558 Sgr。我们用一维近似的伴星效应计算了新星包层，发现当伴星深深嵌入扩展的新星包层中时，静态包层的结构接近光学厚风解的结构。因此，从静态到风的解决方案的过渡是由同伴的影响。这种转变发生在像V723 Cas这样的近距离双星新星中，但不会在像PU Vul这样的长周期双星中触发。我们再次证实了我们以前的结果，摩擦能量沉积是可以忽略不计的小，几乎所有的氢/氦新星，因为在轨道上的低包络密度。
2011-09-30 astro-ph.SR
Diagnosing the Optically Thick/Thin Features Using the Intensity Ratio of Si IV Resonance Lines in Solar Flares
在光学薄区域中，两条Si IV共振线（1394和1403 Ω）的强度比理论上与它们的振子强度比相同，正好是2。本文研究了界面区成像光谱仪观测到的两次太阳耀斑中Si IV谱线积分强度之比（$R=\int I_{1394}(λ)\mathrm{d}λ/\int I_{1403}(λ)\mathrm{d}λ$）和各波长点强度之比（$r(Δλ)=I_{1394}(Δλ)/I_{1403}(Δλ)$）。我们发现，在耀斑带处，比率$R$的范围为1.8至2.3，并且当带扫过狭缝位置时通常会减小。此外，$r(Δλ)$的分布从蓝翼到红翼呈下降趋势。在环的情况下，硅IV线呈现出一个广泛的轮廓与中央反转。比值$R$与2的偏差很小，但比值$r(Δλ)$可以从靠近线中心的1.3变化到线翼中的大于2。因此，我们得出结论，在耀斑条件下，比率$r(Δλ)$在整个线上变化，由于线中心和线翼处的不透明度的变化。我们注意到，尽管比值$r(Δλ)$可能由于线中心附近的不透明效应而呈现偏离2的值，但是比值$R$仍然接近2。因此，当使用Si IV线的积分强度的比率来诊断不透明效应时应谨慎。
2022-01-14 astro-ph.SR
Formation of an optically thick shocked shell in the very fast nova V1674 Herculis: the origin of superbrightness
The University of Tokyo（东京大学）；Keio University（庆应义塾大学）
V1674天琴座的超亮度源于激波壳层的形成，其伽马射线峰值早于光学峰值，模型解释了这一现象。
2025-12-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
N/O-enhanced chemical enrichment by massive stars: the interplay of optically-thick winds and rotation
Universität Heidelberg（海德堡大学）；INFN-Padova（意大利国家核物理研究所帕多瓦分部）；Università di Padova（帕多瓦大学）；University of Cambridge（剑桥大学）
本研究通过MESA模型计算，发现旋转大质量恒星的光学厚风可解释高红移星系的N/O增强，并再现三个星系的丰度模式，揭示了星暴后数Myr内的演化序列。
2026-10-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unbiased Monte Carlo continuum radiative transfer in optically thick regions
辐射转移描述了电磁辐射通过相互作用介质的传播。这个过程通常是通过使用蒙特卡罗方法来模拟的，该方法涉及模拟光子包的概率确定和跟踪。在高光学深度的制度，这种方法遇到困难，因为只有通过考虑大量的模拟光子包才能实现各种物理过程的适当表示。因此，对计算时间的需求相应增加，从而实际上限制了可以模拟的模型的光学深度。在这里，我们提出了一种方法，其目的是解决问题的高光学厚度的尘埃介质，这完全依赖于使用无偏蒙特卡罗辐射转移。为此，我们识别并预先计算重复发生和模拟的过程，将其结果存储在多维累积分布函数中，并立即用该结果取代模拟过程中的基本Monte Carlo转移。在预计算过程中，我们生成了从球中心到球边缘的光子包的发射光谱和沉积能量分布。我们进行了性能测试的方法，以确认其有效性，并获得了高达三个数量级的计算速度的提升。然后，我们将该方法应用到一个简单的模型的粘性加热拱盘，我们讨论的必要性，找到一个解决方案的光学深度问题方面的适当的温度计算。我们发现，在高度光学厚的区域的光子包的不正确的治疗的影响，甚至延伸到光学薄的区域，从而改变了整体观察的磁盘外观。
2020-03-30 astro-ph.IM astro-ph.SR
Binary Interaction Dominates Mass Ejection in Classical Novae
最近的观测表明，我们对经典新星质量损失的理解是不完整的，这激发了对新星质量喷射物理过程的新理论研究。本文利用恒星演化程序MESA对经典新星外流进行了流体动力学模拟。我们发现，当双伴星被忽略，白矮星与质量>= 0.8 Msol成功地发射辐射压力驱动的光学厚风，带走了大部分的信封。然而，对于大部分的质量损失阶段，这些风的加速半径超过白矮星的罗氏半径假设一个典型的灾难性的变量捐助者。这意味着，在标准的光学厚风形成之前，质量损失将由二元相互作用引发和形成。只有当加速区域在白矮星的洛希半径内后退时，才能成功发射各向同性的光学厚风，这发生在大部分包层已经被喷射出来之后。这两种外流模式之间的相互作用-第一阶段的缓慢，二进制驱动，赤道上集中的质量损失，包括大部分的质量喷射和第二阶段组成的快速，各向同性，光学厚风-是一致的非球面喷出物和多个外流组件的签名的观察。我们还发现，孤立的低质量白矮星<= 0.8 Msol在任何阶段都不会发展出无束缚的光学厚风，这使得考虑双星伴星对由此产生的爆发的影响变得更加重要。
2022-09-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Analytic Expressions for the Inner-Rim Structure of Passively Heated Protoplanetary Disks
本文根据流体动力学模拟的结果，解析地导出了原行星盘内区结构的表达式。盘的内部可分为四个区域：气体温度在光学薄极限的无尘区、光学薄尘晕、光学厚凝聚锋和经典光学厚区。我们推导出尘埃晕中的尘埃-气体质量比轮廓使用的事实，部分尘埃冷凝调节温度的尘埃蒸发温度。在尘埃晕之外，有一个光学厚度的凝结锋，所有可用的硅酸盐气体都在那里凝结出来。冷凝表面的曲率由地面温度必须接近等于特征温度$\sim 1200{\,\rm K}$的条件决定。我们推导出中面温度在外部两个区域使用两层近似与附加加热的冷凝前的最外层区域。因此，整体温度分布是阶梯状的，在外部三个区域之间的边界处具有陡峭的梯度。边界可能充当行星陷阱，行星由于与气体盘的引力相互作用而停止向内迁移。两个最外层区域之间的边界温度与激活磁旋转不稳定性所需的温度相一致，这表明死区的内边缘必须位于该边界处。从我们的解决方案预测的死区内边缘的半径是$\sim$ 2-3倍，从经典的光学厚温度的预期。
2017-05-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Modeling the EUV spectra of optically thick boundary layers of dwarf novae in outburst
在这里，我们计算详细的模型光谱最近公布的光学厚一维径向层（BL）模型中的激变变量，并将它们与观测到的软X射线/极紫外（EUV）光谱的矮新星爆发。每个BL模型被划分成若干环，并为每个环，沿垂直方向的结构模型，使用恒星大气方法计算。然后将环光谱组合成考虑多普勒展宽和临边暗化的BL光谱。计算了两组模型BL谱，第一组由具有固定白矮星质量（1 M_sun）和各种相对白矮星角速度（0.2，0.4，0.6和0.8分裂速度）的BL模型组成，而另一组由具有固定相对白矮星角速度（0.8分裂速度）和各种白矮星质量（0.8，1和1.2 M_sun）的BL模型组成。由于大量吸收线的混合，模型光谱显示出宽的吸收特征，并且在只有少数强吸收线的光谱区域显示出类似发射的特征。模型谱与观测到的SS Cyg和U Gem爆发的软X射线/EUV谱非常相似。观测到的SS Cyg谱可用WD质量为0.8 - 1 M_sun、相对角速度为0.6 - 0.8破碎速度的BL模型谱拟合。这些BL模型也再现了观测到的BL光度和盘光度的比值。观察到的和BL模型的光谱之间的差异是类似的热光学薄等离子体光谱，并可能与流出的等离子体的光谱与BL质量吸积率兼容的质量损失率。建议的方法计算BL光谱似乎是非常有前途的，并可以应用到其他BL模型进行比较的EUV光谱的矮新星爆发。
2014-08-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
A new approach to determine optically thick H2 cooling and its effect on primordial star formation
我们提出了一种新的方法来估计的H2冷却速率在光学厚制度的模拟原始恒星的形成。我们的新方法是基于TreeCol算法，该算法将物质分布投影到球形网格上，为计算域中的每个流体元素创建列密度图。我们已经改进了这个算法，通过使用相对气体速度，加权与相对谱线重叠的单个物质的贡献，以适当地考虑到多普勒效应。我们比较了我们的新方法，广泛使用的Sobolev近似，产生的柱密度的估计的基础上，当地的速度梯度和热速度。这种方法通常低估了光子逃逸概率，因为它忽略了密度梯度和云的实际形状。我们提出了一个修正因子的Sobolev近似和一个新的方法的基础上的本地量，这符合准确的结果相当不错，在云的崩溃，在冷却速率的误差始终小于10%。解析拟合公式无法确定第一个原恒星形成后的光子逃逸概率（误差为40%），因为它们是基于球对称的假设，因此一旦原恒星吸积盘形成，它们就会崩溃。我们的方法产生较低的温度，因此促进了在距离第一颗原恒星200 AU处密度高于10^{10}/ccm的碎片化。由于整体吸积率几乎不受冷却实施的影响，我们预计Pop III星在我们的模拟中具有较低的质量，与之前使用Sobolev近似的模拟结果相比。
2014-11-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Line Profiles of Cores within Clusters: II Signatures of Dynamical Collapse during High Mass Star Formation
原子或分子谱线的观测可以提供有关恒星形成区域物理状态的重要信息。为了研究动态坍缩的大质量恒星形成区（MSFR）的谱线轮廓，我们模拟了在没有外流的情况下坍缩云的流体动力学模拟的发射。通过辐射转移计算，我们计算了不同时期两个坍缩区的光学厚HCO+和光学薄N2 H+谱线轮廓。由于大规模的坍缩，MSFR有很大的速度梯度，在中央核心达到20 km/s/pc。光学细线通常包含多个速度分量，这些速度分量是由沿着视线的许多密度峰值的叠加产生的。光学粗线仅略微偏移到光学细线轮廓的蓝色侧，并且由于自吸收，在其轮廓中通常不具有中心凹陷。随着区域的发展，线变得更亮，光学粗线变得更宽。低阶HCO+（1-0）跃迁比高阶（4-3）跃迁更好地指示崩溃。我们还研究了光束的大小如何影响剖面形状。较小的光束导致更亮和更窄的线，这些线相对于真实的核心速度在HCO+中更偏向蓝色，但在N2 H+中显示出多个分量。高分辨率观测（例如ALMA）可以测试这些预测，并提供对MSFR性质的见解。
2013-05-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Line Profiles of Cores within Clusters: I. The Anatomy of a Filament
观测结果揭示了分子云中普遍存在的结构。由于纤芯通常嵌入在灯丝中，因此了解此类系统的线轮廓与孤立纤芯的线轮廓有何不同非常重要。我们进行辐射转移计算的流体动力学模拟的分子云，以模拟线发射从崩溃的核心嵌入在细丝。我们从三个嵌入的芯中模拟了两条光学粗线CS（2-1）和HCN（1-0）以及一条光学细线N2 H+（1-0）。在流体动力学模拟中，气体自重力、湍流和整体流动产生了在其中形成核的附加区域。虽然细丝具有大的色散，但N2 H+（1-0）线指示芯内的亚音速。我们发现CS（2-1）和HCN（1-0）的光学粗线轮廓随视角的变化而变化。在超过50%的视角下，没有蓝色不对称的迹象，这是一个孤立的球形坍缩核心中的理想化的坠落运动特征。主要追踪核心的轮廓，周围细丝的贡献很小，其特征是系统性较高的HCN（1-0）峰强度。N2 H+（1-0）线不遵循此趋势。我们证明，红色的不对称配置文件也是可行的，在光学粗线，由于发射的灯丝或单侧吸积流到核心。我们的结论是，嵌入的核心可能会经常发生崩溃，而不显示一个蓝色的不对称的配置文件，和观测调查，包括非对称区域可能会低估崩溃的核心的数量，如果仅仅基于光学粗线的轮廓形状。
2012-01-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing the Temperature Structure of Optically Thick Disks Using Polarized Emission of Aligned Grains
年轻恒星周围的圆盘中排列的颗粒的偏振连续辐射可以用来探测磁场、辐射各向异性或尘埃和气体之间的漂移，这取决于非球形颗粒是否是磁性、辐射或机械排列的。我们表明，它也可以用来探测另一个关键的磁盘属性-温度梯度-沿视线是光学厚，独立的晶粒排列机制。我们首先说明了技术分析使用一个简单的1D板模型，它产生一个近似公式，涉及的偏振分数的温度梯度相对于光学深度τ在τ =1的表面。然后，使用模型的恒星照射磁盘吸积加热和不使用的公式进行验证。该技术的承诺和挑战说明了一些0级和I级磁盘与ALMA尘埃偏振数据，包括NGC 1333 IRAS 4A 1，IRAS 16293 B，BHB 07-11，L1527，HH 212和HH 111。我们发现，特别是，视线通过近侧的一个高度倾斜的磁盘跟踪不同的温度梯度方向比那些通过远侧，这可能会导致一个偏振取向的近侧是正交的远侧，和HH 111磁盘可能是这样的情况。我们的技术探测磁盘温度梯度通过尘埃极化可以补充其他方法，特别是那些使用分子线。
2020-04-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Turbulent radiative diffusion and turbulent Newtonian cooling
辐射输运在恒星大气中起着重要的作用，但湍流的影响正在被其他效应（如分层）所掩盖。使用辐射流体动力学模拟强迫湍流，我们确定的衰减率的正弦大尺度温度扰动的不同波数的光学厚和薄制度。增加波数会增加这两种情况下的衰减率，但这种效果比通常的被动标量湍流扩散要弱得多，在被动标量湍流扩散中，小波数的增加是二次的。湍流衰减是很好地描述了一个增强的牛顿冷却过程中的光学薄的限制，这是发现，表现出弱的增加成正比的波数的平方根。在光学厚度的限制，湍流衰减的增加是有点陡峭的波数低于携带能量的波数的湍流，但趋于更大的波数。在存在湍流的情况下，典型的冷却时间与湍流周转时间相当。我们观察到，在光学薄和厚的情况下，温度需要很长的时间才能达到平衡，但在前者，温度保持较小的尺度结构更长。
2021-09-28 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Synthetic Spectral Library of Optically Thick Atmospheres for Little Red Dots
Princeton University（普林斯顿大学）；Flatiron Institute（西蒙斯平顿研究所）；Tsinghua University（清华大学）
研究开发了针对小红点的合成光谱库，揭示其光球密度低，推断质量与Eddington比，建议通过高分辨率光谱验证光学厚大气模型。
2026-08-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
