Structure and Dynamics of the Accretion Process and Wind in TW Hya
经典的吸积金牛座T星TW Hya的时域光谱，涵盖了十年，跨越远紫外到近红外光谱区域，可以识别辐射源，吸积产生的大气结构和恒星风的性质。在从几天到几年的时间尺度上，发射谱线轮廓和谱线强度发生了重大变化。我们广泛的时域光谱表明，广泛的近红外线，光学和远紫外线发射线，集中在恒星，起源于动荡的后冲击区，可以通过覆盖恒星风散射，以及一些吸收下落的材料。稳定的吸收特征出现在H-α中，显然是由恒星风中的吸积柱轮廓造成的。近红外He I 10830 A线揭示了物质流入恒星，其自由落体速度与激波后发射的强度成反比，与偶极吸积模型一致。然而，基于吸积流模型的氢线轮廓的预测与这些观测结果并不匹配。近红外He I谱线和C II、C III、C IV、NV和O VI的辐射分布图显示了暖到热恒星风加速的证据。流出的物质的变化很大的速度和不透明度在每年采样的近红外He I线超过十年。He I的终端流出速度范围从200 km/s到近400 km/s，似乎与激波后发射的数量直接相关，为吸积驱动的恒星风提供了证据。需要计算实际激波后区域的辐射.
2014-05-12 astro-ph.SR
TW Hya: an old protoplanetary disc revived by its planet
带有明亮边缘的暗环是嵌入原行星盘中的行星的间接路标。在最近的第一次，一个方位角拉长的AU尺度的斑点，可能是一颗行星，在TW Hya用ALMA解决。这个斑点位于尘埃盘中悬崖般翻滚的边缘，而不是在黑暗的环内。在这里，我们建立了随时间变化的TW Hya盘模型。我们发现，经典的范式不能占的形态的光盘和斑点。我们认为ALMA发现的斑点隐藏着一颗正在失去气体和尘埃的海王星质量行星。我们发现，毫米大小的尘埃粒子的径向漂移自然解释了为什么斑点位于边缘的尘埃盘。离开行星的尘埃颗粒相对于它执行一个特征性的U形转弯，产生一个方位角拉长的斑点状发射特征。这种情况也解释了为什么一个1000万年前的圆盘在尘埃连续体中如此明亮。两种情况下的灰尘丢失的星球。在第一种情况下，大约40个地球质量的核心吸积行星的尘埃预失控气体包层被破坏，例如，因为一次灾难性的遭遇在第二种情况下，一颗由引力不稳定性形成的巨大尘埃预塌缩气体巨行星被其巨大核心释放的能量所破坏。未来的建模可能会区分这些场景，并使我们能够以一种全新的方式研究行星形成-通过分析最近属于行星的尘埃和气体的流动，为我们提供有关破裂前行星包络结构的信息。
2020-05-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
New Insights: the Accretion Process and Variable Wind from TW Hya
对于第一次在一个经典的金牛座T星，我们能够跟踪吸积事件发出信号的一个小时长的增强X射线从吸积冲击，并揭示通过大量的顺序变化的光学发射线轮廓。向下流动的湍流物质出现在H-α和H-β发射中。He D3（5876埃）变宽，伴随着通量的增加。在X射线吸积事件发生两小时后，由于热飞溅区的连续辐射，光学面纱增加。恒星日冕辐射对加热的光球层的反应在大约2.4小时后出现，这直接证明恒星日冕部分是由吸积作用加热的。然后，恒星风重新建立。一个模型，包括动态的这一系列事件的顺序包括：吸积冲击，冷却下降流在超音速湍流区域，其次是光球，后来，日冕加热。这个模型自然地解释了宽的光学和紫外线的存在，并影响目前确定的质量吸积率从发射线配置文件。这些结果，再加上从X射线诊断揭示的大加热日冕区域，表明目前的模型不足以解释年轻恒星的吸积过程。
2013-03-06 astro-ph.SR
High-resolution [O I] line spectral mapping of TW Hya supportive of a magnetothermal wind
通过 Very Large Telescope 对 TW Hya 的高分辨率 [O I] 光谱成像发现 80% 发射限制在 1 AU 内，磁热风模型比光蒸发模型更匹配观测，质疑了光蒸发在盘消散中的重要性。
2023-06-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Interferometric imaging diagnostics of X Hya's circumstellar environment
光学干涉测量是研究AGB星近区环境的有力工具。利用几毫角秒的空间分辨率，甚至可以直接对角度大的物体表面成像。这是特别感兴趣的米拉星和红超巨星的尘埃风是从或非常接近光球的脉动和对流之间的相互作用。基于两个历元的米拉星X Hya的干涉观测，我们提出了如何变化的角度大小与波长的挑战脉动模型，以及如何重建图像可以揭示对象的形状和它的不对称结构的演变。
2015-03-04 astro-ph.SR
High-resolution [OI] line spectral mapping of TW Hya consistent with X-ray driven photoevaporation
本文通过高分辨率[OI]谱线成图证明TW Hya的盘风主要由X射线驱动光致蒸发主导，模型可同时再现[OI]和[NeII]谱线观测，而MHD风模型在谱线轮廓和光度上存在明显偏差。
2023-09-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Candidate Wide-separation Companions to Nearby, Dusty Young Stars: Gaia Weighs In
我们利用盖亚数据发布2（DR 2）中包含的精确的视差和自行，以确定拟议中的五颗附近的年轻恒星的宽间隔伴星是否实际上与这些恒星等距并共动。对于其中三个宽对- TW Hya +2 M1102 -34; HR 4796 A +2 M1235 -39;和V4046 Sgr AB + GSC 07396 -，盖亚DR 2数据证实这两颗恒星位于相同的距离，并且正在共同运动（或几乎如此），在测量误差范围内。我们的结论是，这三对确实构成宽分离双星与预计的44.3 kau，13.3 kau，和12.3 kau，分别。相反，DR 2的数据反驳了T Cha +2 M1155 -79和HD 113766 AB + TYC 8246-2900-1构成宽双星的假设。在这项工作中确认的三个宽双星对的未来研究应该旨在确定它们是否在当前的时代仍然存在约束力，以及围绕主恒星运行的长寿盘的存在是否与这些宽双星的轨道或溶解时标有关。
2018-07-27 astro-ph.SR
Dusty Explosions from Dusty Progenitors: The Physics of SN2008S and the 2008 NGC300-OT
SN 2008 S和2008 NGC 300-OT是恒星被非常密集的尘埃恒星风自遮蔽的爆炸性瞬变。需要一个未被观测到的激波爆发光度为10^10 Lsun量级的爆炸瞬变，才能使瞬变在峰值处几乎不被遮蔽，并在光学上可见。如此大的爆发光度意味着其前身星是冷的红超巨星，很可能是~9 Msun的极端AGB（EAGB）星。当爆炸产生的冲击波通过密集的风向外传播时，它们在软X射线中产生冲击波亮度，为瞬变的长寿命亮度提供动力。与瞬变爆炸进入周围星周介质的典型情况不同，这些系统中的祖风在光学上厚到软X射线，很容易吸收无线电发射，并迅速重新形成被瞬变峰值亮度破坏的尘埃。因此，X射线被气体吸收，能量最终被重整的尘埃辐射。在达到峰值后的三年，两个系统仍然比它们的祖先恒星明亮得多，但它们再次被重新形成的尘埃完全笼罩，只有在中红外线下才能看到。然而，我们的模型表明，SN 2008 S，而不是NGC 300-OT，现在应该是一个可检测的X射线源。SN 2008 S的估计激波速度更高，风密度更低，因此X射线在更早的阶段就开始逃逸。
2011-06-23 astro-ph.SR
Wind Dynamics and Circumstellar Extinction Variations in the T Tauri Star RY Tau
研究了经典金牛座T星RY Tau的尘埃环境与风的相互作用。在2013年至2015年的两个季节中，我们对这颗恒星进行了光谱和光度（BVR）监测。首次发现了恒星亮度与由H-α和Na-D线剖面确定的恒星风径向速度之间的相关性。不规则的恒星亮度变化被证明是由距离恒星约0.2 AU的尘埃盘风中的灭绝引起的。我们认为，星周消光的变化是由于恒星磁层的周期性重排和日冕物质抛射对星周盘内边界附近尘埃盘风的影响。
2016-02-15 astro-ph.SR
Is Mira a magneto-dusty rotator?
我们调查的可能性，磁场可能存在于恒星$o-$ Ceti（以下简称为Mira），该领域发挥了作用，在恒星的质量损失。这里提出的模型是一个应用程序的早期衍生的理论，已成功地用于中等和高质量的演化恒星，现在扩展到低质量的一端。模拟表明，它是可能的，以获得一个混合磁流体动力尘埃驱动风的情况下，米拉，其中的作用，磁场在赤道平面的恒星是动态重要的生产恒星风。从模型中获得的风速和温度似乎与其他地方的结果一致。
2012-05-31 astro-ph.SR
The UK Infrared Telescope M33 monitoring project. III. Feedback from dusty stellar winds in the central square kiloparsec
我们已经在英国天文台红望远镜（UKIRT）对本星系群螺旋星系M33（三角座）进行了近红外监测活动。其主要目的是识别处于演化最后阶段的恒星，这些恒星的光度与其诞生质量的关系比数量更多但光度持续增加的低演化巨星更直接。在本系列的第三篇论文中，我们测量了脉动渐近巨星分支（AGB）恒星和红超巨星的尘埃产生和质量损失率。为此，我们结合了我们的时间平均近红外测光与多历元中红外测光获得斯皮策太空望远镜。质量损失率被认为是增加与脉动的强度增加，并与增加测热光度。低质量恒星通过星风失去大部分质量，但即使是超AGB星和红超巨星也会通过尘埃星风失去$\sim40$ %的质量。超过四分之三的粉尘返回是含氧的。我们构建了一个质量返回率的2-D地图，显示了径向下降，但也局部增强由于大质量恒星的聚集。我们估计总质量损失率为0.004- 0.005 M $_\odot$ yr $^{-1}$ kpc $^{-2}$，当考虑喷发质量损失时，增加到$\sim0.006$ M $_\odot$ yr $^{-1}$ kpc $^{-2}$（例如，超新星）;将此与当前的恒星形成速率$\sim0.03$ M $_\odot$ yr $^{-1}$ kpc $^{-2}$进行比较，我们得出结论，只有当气体从盘的更远处或从环银河系区域吸积时，M 1，33中心区域的恒星形成才能持续。
2013-04-13 astro-ph.SR
Dusty Wind-Blown Bubbles
受最近对风吹气泡内24微米排放的观察的启发，我们研究了灰尘在这种环境中可以发挥的作用，并建立了一个特定的风吹气泡N49的近似模型。“首先，我们用一个充满灰尘的风吹气泡来模拟观测结果，然后询问尘埃是否可以在N49内存活到现在的年龄（估计为5x10^5到10^6年）。我们发现，尘埃溅射，特别是尘埃-气体摩擦，意味着尘埃在气泡的风冲击区域的生存时间相对较短（t ~ 10^4年）。为了解释24微米的排放，我们假设颗粒在风吹的气泡中通过破坏嵌入的、密集的ISM气体云而得到补充，ISM气体云已经被不断膨胀的风吹的气泡所淹没。我们计算了N49内的小云团的消融时间尺度，并找到了可以补充尘埃的嵌入式小云团的近似参数;小云团的参数与在其他星云中观察到的参数大致相似。这样的尘埃将对气泡产生重要的影响：在N49的风吹气泡模型中，包括简单的尘埃冷却，我们发现在大约10^4年的气泡年龄时，亮度大约高出6倍。在年龄为10^7年时，如果将尘埃包括在内，气泡中所含的能量将降低约8倍;如果必须在气泡内补充尘埃，则相关的伴随气体质量对于风吹气泡的冷却和演化也非常重要。虽然当然需要更详细的模型，但这项工作说明了灰尘在风吹气泡中可能具有的重要性，并且是迈向灰尘，风吹气泡模型的第一步。
2010-03-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dynamics of wind and the dusty environments in the accreting T Tauri stars RY Tau and SU Aur
年龄小于1000万年的经典金牛座T星拥有吸积盘。磁流体动力学过程在盘和恒星磁层之间的边界控制吸积和喷射气体流动。我们进行了一系列的同时光谱和光度观测的经典金牛座T星RY头和SU Aur的目的是量化的吸积和流出动力学的时间尺度从天到年。结果表明，盘风中的尘埃是这些恒星光度变化的主要来源。在RY Tau中，我们观察到一个新的效应：在增强流出的事件中，星周消光变低。外流速度和恒星亮度变化的特征时间表明，遮蔽尘埃在恒星附近。两颗恒星的外流活动都在以年为单位的时间尺度上发生变化。在RY Tau的2015-2016赛季和SU Aur的2016-2017赛季期间观察到H $α$轮廓变异性的静止期。我们在磁层吸积模型的框架下解释了这些发现，并讨论了全球恒星磁场如何影响外流活动的长期变化。
2018-11-21 astro-ph.SR
Photometric Analysis of the eclipsing Polar MN Hya
作为一个轨道周期为3.39小时的食极，MN Hya在2009-2016年期间观察到它时正在经历状态变化。10个新的日食中期时间，以及其他从文献中获得的时间，使我们能够给出一个新的星历。线性拟合的残差表明，在状态变化阶段，周期减小。这意味着在这个阶段角动量丢失了。X射线观测表明质量吸积率约为$3.6\times10^{-9}M_{\odot}yr^{-1}$。周期的减少表明，至少有60%的质量从次级恒星转移出去，可能以球对称星风的形式消失。在高态下，数据显示当系统具有较高的吸积率时，闪烁的强度减小，并且闪烁突出，主要时间尺度约为2分钟，这意味着穿线点的位置大约在白矮星表面以上30度白矮星半径处。在相位间隔的很大一部分时间内，高态系统的光变曲线趋势跟随低态系统的光变曲线趋势。从相位0到相位0.4，可见回旋特征，而在相位0.7附近的光变曲线上没有出现高态时的主强度峰。这些事实与两极模型的预测相矛盾。
2018-03-29 astro-ph.SR
Dusty winds II. Observational Implications
我们比较了AGB星的观测和Elitzur & Ivezic（2001）稳态辐射驱动尘埃风模型的预测。模型结果由一组单自变量的相似函数描述，并隐含系统参数之间的一般标度关系。我们发现，该模型正确地再现了所观察到的量之间的各种相关性，并表明，尘埃漂移通过气体的结构上的大多数风有重大影响。从附近富氧和富碳质量损失星的数据中，我们发现：（1）各组内颗粒性质的离散性很小：（2）尽管两个样品的大气和颗粒性质非常不同，但每个气体颗粒的尘埃截面和尘埃与气体的质量比都是相似的;（3）两个流出物中的尘埃丰度都明显低于银河系的平均水平，这表明银河系的大多数尘埃不是星尘--与流行的观点相反，但支持Draine（2009）的观点。我们的模型结果可以很容易地应用到最近的海量数据集，如斯皮策SAGE调查的大麦云，并纳入星系演化模型。
2010-01-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Sub-arcsecond [FeII] spectro-imaging of the DG Tau jet: Periodic bubbles and a dusty disk wind?
本文介绍了在[Fe Ⅱ]谱线上用SINFONI/VLT观测金牛座DG喷流的结果，其角分辨率为0.15”，光谱分辨率为R=3000。我们观察到一个洋葱状的速度结构[铁]在蓝移射流，类似于光学线路中观察到的。~-200 km/s的高速气体在4度的半开角内准直，而~-100 km/s的中速气体在半开角为14度的圆锥内准直。在蓝色射流中检测到两个新的轴向射流结，以及一个更远的气泡和相应的反气泡。周期性的纽结抛射时间尺度被向下修正为2.5年。红移喷流仅在距离恒星0.7”以外被探测到，从而修正了对盘表面密度的限制。通过与[OI]数据的比较，我们推断铁的损耗在高速下为3倍，在低于-100 km/s的速度下为10倍。蓝移叶的中高速分量的质量通量约为1.6+-0.8x10 ^-8 Msun/yr，相当于盘吸积速率的0.02-0.2。DG Tau射流中的中速锥形[Fe II]流太快且太窄，无法追踪来自磁盘大气的光蒸发物质。它的运动学和准直都不能被X风重现，“锥形磁层风”也不能。DG Tau中速分量中的Fe气相耗尽水平也排除了从高速光束侧向喷射的恒星风和茧。一个准稳定的离心MHD磁盘风喷射超过0.25-1.5 AU和/或情节磁塔空腔从磁盘推出出现作为最合理的起源中的DG头喷流的中速分量。同样的盘风模型也可以解释高速流的性质，尽管不能排除磁层风和/或恒星风的替代起源。
2011-06-14 astro-ph.SR
First Detection and Modeling of Spatially Resolved Ly$α$ in TW Hya
本研究首次对T-Tauri星TW Hya的原行星盘进行空间分辨Ly$\alpha$发射探测，结合HST-STIS观测与3D蒙特卡洛辐射传输模拟，揭示了H I风的物理性质及盘内散射对光谱的影响，并强调了此类观测对理解风与盘相互作用的重要性。
2024-02-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Recent mass ejection from AGB star W Hya
我们分析了来自富氧AGB星W Hya的两条分子谱线发射$^{12}$ CO（3-2）和$^{29}$ SiO（8-7）的ALMA（阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列）观测档案。与早期的VLT观测结果在可见光和红外波长，我们的研究结果表明，两个组成部分的图片的形态运动学的拱星信封（CSE），一个稳定的随着时间的推移，在几个世纪的规模，和其他变量，在规模的年。稳定的组成部分包括一个近似球形壳的气体和尘埃径向膨胀的终极速度$\sim$ 5公里秒$^{-1}$在距离$\sim$ 30 au的恒星。它被发现显示出与R Dor的CSE类似的特征，R Dor是一颗类似于W Hya的恒星。可变分量投射在天空平面上，其范围仅限于恒星附近，并向北延伸。它非常高的密度和突然的加速表明了几年前开始的质量喷射的解释。我们讨论了它的性质与早期的观测尘埃形成在同一地区。我们的研究结果提供了W Hya风的图片，与早期分析所建议的图片有很大不同，为以前被忽视的质量喷射提供了证据，并强调了灰尘和气体排放之间的新关系。他们有一个影响的证据发表较早的CO脉泽的存在。他们倾向于解释对流细胞喷射在新生风的产生中起主要作用，CSE的稳定成分被视为许多连续的此类事件在短时间间隔内发生在不同方向的结果。
2022-11-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The disappearing act: A dusty wind eclipsing RW Aur
RW Aur是一颗年轻的双星，在2010-11年经历了A分量的深度变暗，并在2014年夏季至2016年夏季经历了第二次更深的变暗。我们在2014-16年日食期间提出了新的未解决的多波段测光，在调光之前和期间的新发射线光谱，2014-15年之间的存档红外测光，以及文献数据的概述。光谱观测是用利物浦望远镜上的光纤馈电机器人双光束光谱仪进行的。光度监测是由拉斯坎布雷斯天文台全球望远镜网络和詹姆斯格雷戈里望远镜完成的。我们的测光显示，RW Aur在2016年3月的亮度下降到R = 12.5。除了长期的变暗趋势，RW Aur在短至数小时的时间尺度上是可变的。短期的变化很可能是由于不稳定的吸积流。这一点，加上光谱中与吸积相关的发射线的存在，表明在日食期间，双星系统中的吸积流至少部分可见。[O I]的等效宽度在2014年增加了十倍，与调光事件相吻合，证实了先前的报告。$Hα$轮廓的蓝移部分在日食期间被抑制。结合文献中报道的日食期间中红外亮度的增加和WISE档案数据中看到的，以及RW Aur A周围磁盘几何形状的限制，我们得出结论，遮蔽屏幕是从内部磁盘发出的风的一部分。
2016-09-19 astro-ph.SR
Extended view on the dust shells around two carbon stars
渐近巨星分支（AGB）上的恒星通过尘埃驱动的恒星风失去了大量的物质。Herschel/PACS已经对一些这样的来源进行了成像，揭示了不同形态类型的不同样本。其中有几个例子显示几何薄，球对称壳，可用于探测其宿主恒星的质量损失历史。我们的目标是确定两个碳星U Hya和W Ori周围的尘埃信封的物理性质。随着新的远红外地图的空间限制得到了很大的改进，我们的主要目标是测量壳中包含的尘埃质量，看看它们如何符合壳形成的拟议场景。我们用一维程序More of DUSTY（MoD）计算了星周尘埃包层的辐射转移。采用参数化的密度分布，我们得到了一个最佳拟合模型的光度和光谱数据，以及径向强度分布的基础上Herschel/PACS数据。对于U Hya的情况下，我们还计算了一个网格的拱星信封通过一个固定的风代码和比较两种建模方法的结果。Herschel/PACS地图显示U Hya被半径为$114''\ (0.12\,\mathrm{pc})$的分离壳包围，证实了以前太空任务的观测结果。通过这两种方法计算的壳的灰尘质量是一致的，相对于所采用的灰尘颗粒的属性。此外，围绕W Ori，我们首次检测到一个弱的球对称结构，半径为$92''\ (0.17\,\mathrm{pc})$和$(3.5\pm0.3)\times10^{-6}\,\mathrm{M_\odot}$的尘埃质量。
2020-10-28 astro-ph.SR
A multi-wavelength view on the dusty Wolf-Rayet star WR 48a
我们目前的结果，从第一次尝试得出的各种物理特性的尘埃沃尔夫-拉叶星WR 48 a的基础上，其观测特性的多波长视图。这是根据新的光学和近红外光谱观测以及来自光学、无线电和X射线方面各种档案的数据进行的。WR 48 a的光谱可以用两个光谱的总和来表示：一个是WR型的WC 8，另一个是WR型的WN 8h。WR 48 a和附近恒星D2-3和D2-7（都是疏散星团Danks 2的成员）的光谱中星际吸收特征的强度表明WR 48 a距离我们约4 kpc。WR 48 a很可能是一个热射电源，在这种情况下，它的无线电发射表明这颗尘埃WR星的质量损失率相对较高（dM/dt =每年几个x 10^（-4）太阳质量）。WR 48 a的长时间尺度（年）变化在光学，无线电和X射线中建立。碰撞的恒星风可能在这个物体的物理学中起着非常重要的作用。然而，也不能排除一些LBV样（发光蓝变量）活性。
2014-09-09 astro-ph.SR
Dusty disk winds at the sublimation rim of the highly inclined, low mass YSO SU Aurigae
金牛座T星是低质量的年轻恒星，其盘为行星形成提供了环境。尽管如此，人们对它们的结构知之甚少。我们提出了新的红外干涉观测的SU御夫座拱星环境，提供3倍更高的分辨率和更好的基线位置角覆盖比以前的意见。我们研究了围绕SU Aur的星周物质的特征，限定了盘的几何形状、成分和内部尘埃边缘结构。CHARA阵列提供了长基线观测的机会，基线可达331米。在K波段使用CLIMB 3望远镜组合器使我们能够测量vibrations以及闭合相位。我们进行了图像重建，用于模型独立分析和几何建模。此外，辐射转移模型的拟合约束了圆盘的物理参数。首次在辐射转移程序TORUS中引入尘埃盘风来模拟原行星盘。我们的实现是出于理论尘埃盘风，其中磁场线驱动尘埃盘平面上方接近升华区。图像重建揭示了一个倾斜的磁盘与轻微的不对称沿其短轴，可能是由于倾斜效应模糊的内部磁盘边缘通过吸收入射的恒星光的近侧和热再发射/散射的远侧。倾斜环的几何建模发现内边缘在0.17+/-0.02 au处，倾角为50.9+/-1.0度，短轴位置角为60.8+/-1.2度。辐射转移模型显示了一个张开的圆盘，内径为0.18金，这意味着晶粒尺寸为0.4微米，刻度高度为15.0金，在100金。在测试的辐射转移模型中，只有尘埃盘风成功地解释了K波段的过量，通过引入尘埃以上的中平面。
2019-05-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Molecular Distributions and Abundances in the Binary-Shaped Outflow of V Hya
利用 ALMA 观测对双星富碳 AGB 恒星 V Hya 的动力学膨胀盘进行光谱研究，探测到 15+ 种分子，发现其子代物种分布比典型富碳 AGB 源更紧凑，碳链物种在 200 au 内仍保持高丰度。
2024-11-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA observations of the very young Class 0 protostellar system HH 211-mms: a 30-au dusty disk with a disk-wind traced by SO?
HH 211-HH是英仙座最年轻的0类原恒星系统之一，距离约235 pc。我们已经绘制了其中心区域，分辨率高达~ 7 AU（0.03”）。尘埃盘深深地嵌入在一个扁平的信封，在尘埃连续的强度跳跃在~ 350 GHz。它几乎是边缘上的，几乎完全垂直于射流轴线。它沿着长轴的尺寸约为30 AU。它在几何上是厚的，表明（亚）毫米发光颗粒尚未沉降到中平面。它的内部预计已经转变为开普勒旋转盘，半径约为10 au。在SO中探测到旋转盘大气和致密的旋转双极外流。外流从内盘表面向外扇出，并以与扁平包络相同的方向旋转，因此可以追踪从内盘带走角动量的盘风。根据盘状大气的旋转，原恒星的质量估计为<~ 50 M_Jup。与文献中的结果一起，我们的结果有利于一个模型，其中磁盘半径与原恒星质量线性增长，如预测的模型，星前致密的核心演变，渐近线的列密度和角速度的$r^{-1}$径向轮廓。
2018-07-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
High-angular-resolution ALMA imaging of the inhomogeneous dynamical atmosphere of the asymptotic giant branch star W Hya
利用ALMA高角分辨率成像揭示W Hya大气中不均匀的动力学和化学特性，发现分子分布与尘埃云重合，支持尘埃成核过程。
2025-12-02 astro-ph.SR
An impressionist view of V Hydrae. When MATISSE paints Asymmetric Giant Blobs
本研究利用 VLTI/MATISSE 仪器观测碳星 V Hydrae，通过图像重建发现其伴星位置存在尘埃增强，揭示了双星与 AGB 组分的相互作用。
2024-05-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Pulsation-triggered dust production by asymptotic giant branch stars
在CO J =（2-1）线上观测到11颗邻近的短周期（50-130天）渐近巨星分支（AGB）星。对有证据表明产生尘埃的物体进行了探测（Ks-[22] >~ 0.55等; AK Hya，V744 Cen，RU Crt，alpha Her）。没有发现低于这个极限的恒星（BQ Gem，eps Oct，NU Pav，II Hya，CL Hyi，ET Vir，SX Pav）。KS-[22]发现颜色跟踪质量损失率在一个数量级内。这证实了现有的结果，表明在脉动周期约60天的AGB恒星质量损失率增加了100倍，类似于已知的“超级风”触发在约300天。在~60 ~300天之间，发现质量损失率和风速近似恒定，约为每年3.7 x 10^-7太阳质量，约为8 km/s，虽然这还没有经过观测偏差的校正，但质量损失率的快速增加表明，有必要重新校准恒星演化模型中对AGB质量损失的处理。质量损失率和光度之间相对缺乏相关性（对于L <~ 6300太阳光度），这表明低光度AGB星风的质量损失率主要由脉动决定，而不是尘埃上的辐射压力，后者只决定外流速度。我们预测，质量损失率从低光度AGB星，表现出光学薄风，应该在很大程度上独立的金属丰度，但可能是强烈依赖于恒星质量。
2018-09-21 astro-ph.SR
Imaging the Cool Hypergiant NML Cygni's Dusty Circumstellar Envelope with Adaptive Optics
我们目前的亚弧秒角分辨率，高斯特列尔比中红外自适应光学图像的强大的OH/IR源和冷超巨星NML天鹅在8.8，9.8和11.7微米。这些图像再次揭示了这颗恒星周围尘埃封套的复杂性。我们在空间上解决了物理结构（半径~0.14”，~240 AU，采用1.74 kpc的距离）负责NML天鹅座的深10微米的硅酸盐尘埃吸收功能。我们还发现了一个不对称的过剩，在距离约0.3”至0.5”（约520至870 AU），从恒星西北。这种多余的颜色与热的、光学上薄的尘埃的热发射相一致。这种过剩是在天鹅座OB 2星协的方向，很可能是由于NML天鹅座的尘埃风与近紫外辐射通量从天鹅座OB 2内的大质量热恒星的中断。这种相互作用在我们之前的论文（Schuster et al. 2006）中进行了预测，以解释在光学波长下观察到的反向光解离区域的几何形状。
2009-04-29 astro-ph.SR
In-depth study of moderately young but extremely red, very dusty substellar companion HD206893B
亚恒星伴星HD 206893 b最近是通过SPHERE仪器对它的盘状宿主恒星进行直接成像而发现的。我们调查的非典型性质的同伴，它具有最红的近红外线的颜色在所有已知的亚恒星物体，无论是绕恒星或孤立的，我们提供了一个全面的表征的主机恒星光盘伴侣系统。我们用SPHERE的自适应光学成像和光谱成像对其伴星进行了跟踪，并对其主星进行了多仪器跟踪。我们获得了R=30的光谱从0.95到1.64微米的同伴和额外的测光在2.11和2.25微米。我们对伴星和主星进行了广泛的大气模型拟合，以获得它们的年龄、质量和金属丰度。我们在系统中没有发现额外的伴星，尽管精密的观测条件导致对3亿年（5千万年）年龄的6兆焦耳（2兆焦耳）在0.5英寸处的灵敏度。我们检测超过一年的轨道运动和可能的开普勒轨道。我们限制系统的年龄最小为50万年，最大为700万年，并确定主恒星的金属丰度接近太阳。伴星的光谱和测光与模型大气的比较表明，伴星是一颗尘埃极多的晚L型矮星，具有中等重力（log g 4.5-5.0），这与系统的独立年龄估计是一致的。虽然我们的最佳拟合对应于15-30 MJup的褐矮星年龄为100-300 Myr，但我们的分析也与从50 Myr 12 MJup行星质量物体到50 MJup Hyades-age褐矮星的质量和年龄范围兼容。
2017-09-01 astro-ph.SR
VLTI/AMBER unveils a possible dusty pinwheel nebula in WR118
大多数WC 9亚型的沃尔夫-拉叶星（WR）都有一个尘埃状的星周包层，但尘埃是如何在其恶劣的环境中形成的仍然是一个争论的问题。在少数情况下，已检测到灰尘信封的风车状结构。因此，有人认为，所有尘埃WR星的尘埃形成可能与双星系统中的碰撞风有关。我们探测了深深嵌入WR星WR 118的星周尘埃壳的最内部区域。我们进行了光谱干涉观测，使用欧洲南方天文台的甚大望远镜干涉仪的琥珀仪器在低光谱分辨率模式（R = 35）。K波段的观测是用三架1.8米望远镜获得的，投影基线在9.2米和40.1米之间。在高空间频率下，琥珀色的包络线呈现出突出的波瓣，表明包络线包含一个或多个具有大的局部强度梯度的区域。强的闭合相位信号清楚地表明WR 118的拱星包络只能用不对称的强度分布来描述。我们发现，在低倾角的风车星云是一致的AMBER数据。其大小为13.9 ± 1.1mas。WR 118可能拥有一个风车星云，这表明该系统具有双星性质。根据我们的最佳模型，该系统的周期约为60天（d=3 kpc），使WR 118成为迄今为止已知的周期最短的风车星云。
2009-09-23 astro-ph.SR
Disk Evolution Study Through Imaging of Nearby Young Stars (DESTINYS): Scattered light detection of a possible disk wind in RY Tau
盘风是年轻恒星吸积和盘演化的重要机制。吸积中的中等质量T-Tauri恒星RY Tau有一个活跃的喷流和以前已知的盘风。对RY Tau系统的档案光学和新的近红外观测显示，两个角状组件从RY Tau延伸出一个圆锥体。从RY Tau周围的圆盘散射的光在近红外可见，但在光学波长下看不到。在近红外线中，将角状物与圆盘分开的暗楔形，表明我们可能看到来自圆盘风的散射光。我们使用存档的ALMA和SPHERE/ZIMPOL I波段观测，结合新获得的SPEHRE/IRDIS H波段观测和现有文献，建立一个简单的几何模型的RY Tau磁盘和磁盘风。我们使用蒙特卡罗辐射转移模型\textit{MCMax3D}创建可比的合成观测，测试的尘埃风的光学效果的影响的意见。我们限制的颗粒大小和尘埃质量需要在磁盘风再现的效果，从观察。一个几何模型让人联想到一个尘埃盘风与小微米至亚微米尺寸的颗粒高于磁盘可以重现观测中看到的光学效应。风的遮蔽分量中的质量被限制为$1\times10^{-9} M_{\odot} \leq M \leq 5\times10^{-8} M_{\odot}$，其对应于风中质量损失率的下限约为$\sim 1\times10^{-8}M_{\odot}\mathrm{yr}^{-1}$。虽然照亮尘埃腔不能排除没有测量的气体速度，我们认为，磁发射盘风是最有可能的情况。
2022-10-05 astro-ph.SR
Dusty shells surrounding the carbon variables S Scuti and RT Capricorni
在演化恒星质量损失方案中，利用赫歇尔空间天文台机载PACS光度计前所未有的空间分辨率绘制了渐近巨星分支和红超巨星的尘埃环境图。在形态异质的样品中，一小部分的目标是封闭的球对称分离信封。基于70 μm和160 μm波段的观测，我们研究了两个碳半正则变量S Sct和RT Cap的周围环境，这两个变量都显示了高度可变的质量损失历史的证据。S Sct具有明亮的球对称分离壳，直径为138”，与已知的CO结构共空间。此外，微弱的发射被检测到的郊区，那里的形态似乎表明一个温和的塑造风与星际介质，这也是支持恒星空间运动的相互作用。在RT Cap周围发现了两个壳，这两个壳到目前为止在尘埃排放或分子线观测中都不为人知。直径为188”的内壳显示出几乎完美的球形对称性，而外壳的形状则更不规则。MoD是DUSTY辐射转移程序的一个修改版，用于模拟分离的壳体。尘埃温度，壳尘质量，和质量损失率推导出这两个目标。
2014-05-12 astro-ph.SR
Peering into the Giant Planet Forming Region of the TW Hydrae Disk with the Gemini Planet Imager
我们目前的双子座行星成像仪（GPI）的自适应光学近红外图像的巨大行星形成区域的原行星盘轨道附近（D = 54 pc），前主序星（经典金牛座T）TW长蛇座。GPI图像，这是在日冕/偏振模式下获得的，利用星光散射小尘埃颗粒，以阐明TW Hya盘的表面密度结构，从80 AU到10 AU的恒星在1.5 AU的分辨率。GPI偏振强度图像明确地证实了内部盘的径向表面亮度分布中存在间隙。这个缺口的中心在23 AU附近，宽度为5 AU，深度为50%。在最近对围绕前主序星运行的气态尘埃盘中巨型行星形成的模拟中，这些结果表明，在TW Hya盘中，至少可能存在一颗质量为0.2 MJ的年轻行星，其轨道半长轴与天王星相似。如果这颗（原）行星正在积极地从盘中吸积气体，它可能很容易被GPI或类似敏感的高分辨率红外成像系统检测到。
2015-12-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Imaging the warped dusty disk wind environment of SU Aurigae with MIRC-X
本文利用 CHARA/MIRC-X 六望远镜干涉观测重建 SU Aurigae 星周盘图像，并结合几何与辐射转移模型约束其高倾角、耀发盘及尘埃盘风结构。
2023-06-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust formation in AGN winds
对活动星系核（AGN）的红外观测揭示了由AGN统一引起的假定的尘埃环核“环面”的辐射，该环面被来自中心吸积黑洞（BH）的辐射加热。在活动星系核光谱中观测到的强9.7和18微米硅酸盐特征，无论是在发射还是吸收方面，都进一步表明了这种尘埃环境的存在。本文详细计算了活动星系核吸积盘风中硅酸盐尘埃形成的化学过程。这里考虑的风是磁流体动力学（MHD）风驱动的整个吸积盘域，从BH附近的BH影响的半径，1到100 pc的顺序取决于居民BH的质量。我们的研究结果表明，这些风提供了有利于形成大量尘埃的条件，特别是对于接近爱丁顿极限的物体，使AGN成为宇宙中尘埃的重要来源，特别是对于发光类星体。我们的模型证明了r对风中尘埃颗粒有效形成和存活的幂-1密度定律的重要性。尘埃产生率与中心BH的质量成线性关系，并随无量纲质量吸积率在2 ~ 2.5之间呈幂指数律变化。稠密的尘埃气体的分布类似于一个环形的形状，具有高的柱密度和光学深度沿赤道的视角，在协议的活动星系核统一图片。
2019-09-23 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Synthetic photometry for carbon-rich giants. IV. An extensive grid of dynamic atmosphere and wind models
AGB上恒星的演化和光谱特性受到尘埃星风造成的质量损失的显著影响。动态大气和风模型是研究这些演化恒星的重要工具，无论是单独还是作为恒星星族的成员，以了解它们对星系综合光和化学演化的贡献。本文是一系列测试最先进的碳星大气和风模型与观测的一部分，并使它们可用于各种理论和观测研究。我们已经计算了低分辨率光谱和测光（波长范围0.35-25亩）的540个动态模型的网格与典型的太阳金属丰度C-丰富的AGB星的恒星参数和脉动幅度的范围。该模型涵盖了动态大气和尘埃外流（如果存在），假设球对称，并考虑气相物种和尘埃颗粒的不透明度一致。为了以简洁的方式描述模型随时间变化的动力学和光度学行为，我们为有风和无风的模型定义了一些类别。与观测数据的比较通常显示出相当好的一致性，例如关于质量损失率与（J-K）颜色或K星等与（J-K）颜色。然而，从良好的整体协议的一些例外，被发现和归因于输入参数的范围（例如相对较高的碳过剩）或固有的模型假设（例如小颗粒限制晶粒不透明度）。虽然目前的结果表明，模型假设和参数范围的一些变化，应在未来使某些合成观测到更好的协议与观察，它似乎不太可能，这些悬而未决的改进将显着影响模型的质量损失率。
2014-04-29 astro-ph.SR
Resolving the dusty circumstellar environment of the A[e] supergiant HD 62623 with the VLTI/MIDI
B[e]星是被星周气体和尘埃包围的热恒星，这是它们光谱中存在发射线和红外过剩的原因。尘埃如何在这种高度照明和稀释的环境中形成仍然是一个悬而未决的问题。HD 62623是少数几颗具有B[e]现象的A型超巨星之一。我们获得了9个校准的能见度测量使用VLTI/VLBI仪器在SCI-PHOT模式和PRISM光谱色散模式与投影基线范围从13到71米，并与各种位置的角度。我们使用几何模型和物理模型与辐射转移代码来分析这些数据。HD 62623的尘埃拱星环境部分地被VLTI/VLBI解决了，即使是最短的基线。环境是平坦的，可以分为两个部分：一个紧凑的，其延伸范围从8微米的17质量增长到9.6微米的30质量，并保持几乎恒定到13微米，以及一个更广泛的，即使在最短的基线上也是过分辨的。利用辐射转移程序MC 3D，我们成功地将HD 62623的星周环境模拟为一个尘埃盘，其内径为3.85+-0.6 AU，倾角为60+-10度，质量为2 × 10 ^-7 Mo。这是第一次，一个超巨星的尘埃盘内缘表现出B[e]现象显着的限制。内部的气体信封可能会贡献高达20%的总N带通量，就像一个后处理盘。最后，由于双稳态机制对这颗恒星似乎并不有效，因此伴星引力效应导致恒星风减速的假设仍然是最有可能的情况。
2009-12-10 astro-ph.SR
Detection of a Molecular Disk Orbiting the Nearby, "Old," Classical T Tauri Star MP Mus
我们已经使用阿塔卡马探路者实验12米望远镜探测拱CO排放MP Mus（K1 IVe），附近（D ~ 100 pc），积极吸积，~7万年前的主序（前MS）的明星。MP Mus的CO发射线轮廓表明其轨道圆盘半径约为120 AU，假设中心恒星质量为1.2太阳质量，圆盘倾角约为30度，推断圆盘分子气体质量约为3地球质量。Mus MP因此加入TW Hya和V4046 Sgr，成为唯一一个晚型（低质量），前MS恒星系统，距离地球约100 pc，已知保留轨道，分子盘。我们还报告了另外10颗附近（D ~ 100 pc或更小）的光谱类型为A-G的年轻（年龄~10- 1亿年）的尘埃恒星的CO发射未被探测到（使用射电天文学研究所的毫米波望远镜）。我们讨论了这些结果的影响恒星和木星的行星吸积的时间尺度，和耗散，年轻恒星周围的分子盘。
2010-10-06 astro-ph.SR
Inner dusty regions of protoplanetary discs -- III. The role of non-radial radiation pressure in dust dynamics
本研究结合磁流体动力学模拟与辐射传输，改进原行星盘内尘埃动力学模型，发现非径向辐射压力导致尘埃外流、阻碍吸积并减少沉降，且盘风增强效应，尘埃可停留后抛射至外盘。
2024-07-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Herschel Planetary Nebula Survey (HerPlaNS) - a comprehensive dusty photoionization model of NGC6781
我们进行了全面的分析行星状星云（PN）NGC6781调查其电离，原子和分子气体和尘埃成分的物理条件和对象的演变，从紫外线到无线电的全色观测数据的基础上。经验星云元素丰度，通过渐近巨星分支（AGB）恒星的核合成模型的理论预测相比，表明祖先是一个太阳金属丰度，2.25 - 3.0 Msun初始质量的恒星。我们得出的最佳拟合距离为0.46千秒差距拟合恒星光度（作为距离和有效温度的中心恒星）与通过后AGB的演化轨迹。我们的激发能图分析表明，高激发温度的光解离区域（PDR）超出电离部分的星云，这表明额外的加热之间的冲击相互作用的慢AGB风和快PN风。通过迭代拟合使用的云代码与衍生的约束，我们找到了最适合的尘埃光电离模型的对象，将包括再现所有的全色观测数据。估计的总气体质量（0.41 Msun）对应的质量喷射在最后的AGB热脉冲事件预测为2.5 Msun的初始质量的恒星。总质量的一个显着的分数（约70%）被发现存在于PDR中，证明了PDR在PNe中的至关重要性，这通常被认为是电离/H+区域的标志。
2017-07-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The dusty circumstellar environment of Betelgeuse during the Great Dimming as seen by VLTI/MATISSE
本文利用VLTI/MATISSE中红外观测分析参宿四“大变暗”期间的尘埃星周环境，发现尘埃团块与冷斑模型均符合数据，且视线方向尘埃团块的消光与发射相互抵消使其难以被直接探测。
2023-03-15 astro-ph.SR
The UK Infrared Telescope M33 monitoring project. VI. Feedback from dusty stellar winds across the galactic disc
School of Astronomy, Institute for Research in Fundamental Sciences (IPM)（基础科学研究所）；Lennard-Jones Laboratories, Keele University（基尔大学）；Department of Physics, Sharif University of Technology（谢里夫理工大学）；School of Physics, Birjand University（比尔詹德大学）
该研究通过UKIRT对M33进行近红外监测，结合斯皮策太空望远镜的中红外测光，用光谱能量分布建模等方法，测量AGB恒星和RSG的质量损失率，发现其与光度等有关，指出恒星向ISM返质速率低，需外部气体维持M33恒星形成。
2026-07-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Origin of a Dusty Circumstellar Medium around Red Supergiants
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Pondicherry University（本地治里大学）
本研究耦合时变质量损失与非平衡化学，模拟红超巨星的分子及尘埃形成，揭示加速星风可产生更多尘埃，且团块状星周介质能更好匹配观测通量，明确了相关因素对红超巨星前身星可观测性质的重要作用。
2026-08-31 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Investigating dusty Red Supergiant outflows in Westerlund 1 with 3D Hydrodynamic simulations
本研究通过三维流体动力学模拟，发现红超巨星风的烧蚀流可解释Westerlund 1中的星云发射，且与JWST观测吻合。
2025-10-08 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
R Coronae Borealis fadings: a dusty gas cloud eclipse model
Manly Astrophysics（曼利天体物理）；Eberhard Karls University（埃尔朗根-纽伦堡大学）
提出轨道尘埃气体云掩食模型解释北冕座R型变星的变暗事件，发现固态氢尘埃能产生符合观测的深且不对称掩食，并关联到恒星缺氢特性与中红外超出现象。
2026-09-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
First detection of gas-phase methanol in a protoplanetary disk
首次在原行星盘（TW Hya）中探测到气相甲醇。除了是迄今为止在磁盘中检测到的最大分子之一之外，甲醇也是第一个具有明确冰化学起源的磁盘有机分子。叠层甲醇排放，如ALMA所观察到的，光谱解析和检测跨越六个速度通道（$>3 σ$），达到峰值信噪比$5.5σ$，与TW~Hya预期的运动模式。使用适当的磁盘模型，一个分数丰度的$3\times 10^{-12} - 4 \times 10^{-11}$（相对于H $_2$）再现堆叠线配置文件和通道地图，有利的丰度取决于假设的垂直位置（中面与分子层）。峰发射偏离源位置，表明甲醇发射具有环状形态：此处的分析表明其在$\approx 30$ ~AU处达到峰，达到柱密度$\approx 3-6\times10^{12}$ ~cm $^{-2}$。在TW Hya的情况下，位于内部50 AU中的较大（高达mm大小）颗粒可能因此容纳了盘形冰水库的大部分。在原行星盘中成功探测到冷气相甲醇意味着可以在盘中探索冰化学的产物，为研究行星系形成过程中的复杂有机化学打开了一扇窗户。
2016-06-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Revealing the accelerating wind in the inner region of the colliding-wind binary WR 112
WR 112通过揭示碰撞风双星中加速风的运动学特性，为测试多样化轨道架构下的碰撞风物理提供了基准系统。
2025-12-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Group velocity of obliquely propagating Alfvén waves in a magnetized dusty plasma
在这项工作中，我们研究了典型的恒星风尘埃等离子体中倾斜传播的阿尔文波的群速度特征。本文用麦克斯韦函数描述由电子和离子组成的磁化尘埃等离子体的动量分布，借助于动力学理论导出了色散关系。尘埃粒子被认为是固定的，并且都具有相同的尺寸;它们通过非弹性碰撞吸收等离子体粒子和通过光电离而带电。我们数值求解色散关系，并计算正常模式，即压缩和剪切阿尔文波（CAW和SAW）的群速度分量（沿和横向的磁场）。结果表明，碳原子线的群速度方向与波矢方向有很大的关系。另一方面，SAW将呈现实际上沿着磁场传播的群速度。尘埃参数（例如数密度和平衡电荷）的变化可能会显着改变波的特征。可以看出，对于足够高的尘埃离子数密度比，SAW可能会出现垂直的群速度传播方向相反的垂直相速度，在一个小的波数值的间隔，我们还注意到，这个间隔可能会改变，甚至消失，当辐射入射到尘埃上的通量被改变，改变颗粒的平衡电荷。
2022-09-08 astro-ph.SR physics.plasm-ph
The winds of young Solar-type stars in Coma Berenices and Hercules-Lyra
我们提出了10个年轻的太阳型恒星在武仙座天琴座协会和后发座星系团年龄分别约0.26 Gyr和0.58 Gyr的风模型。结合五个以前建模的恒星在毕宿星团，年龄0.63 Gyr，我们得到一个大图集的15个观测为基础的风模型。我们发现不同的几何形状，多臂结构在赤道平面，和一个更大的传播量，如角动量损失。在我们的模型中，我们推断风的角动量损失$\dot J$的一个因素~6的变化和风的质量损失$\dot M$的一个因素~2的磁场几何差异的基础上调整无符号的表面磁通量。我们观察到一个类似地球的行星的风压的大的变化系数~4;我们把这归因于相对于恒星旋转轴的磁偶极子轴的“磁倾角”的变化。在我们的模型中，我们观察到无符号的开放磁通量和角动量损失之间的紧密相关性。为了解释观测到的磁场强度可能被低估，我们研究了第二系列风模型，其中磁场被缩放了5倍。这给出了作为纯磁标度的结果的$\dot M \propto B^{0.4}$和$\dot J \propto B^{1.0}$。
2021-12-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust in the wind of outbursting young stars
本文通过磁流体动力学模拟研究年轻恒星天体在间歇性吸积爆发期间磁盘风中的尘埃抛射，发现爆发时风中尘埃含量比宁静期高一个数量级但仍低于星际介质标准值，揭示了爆发事件产生含尘风的机制。
2025-04-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Constraints on pre-SN outbursts from the progenitor of SN 2023ixf using the Large Binocular Telescope
本研究利用大双筒望远镜观测数据，约束了SN 2023ixf前身星的超新星前光学爆发，发现其尘埃星风下暂现事件对尘埃光学深度的影响会长期改变恒星观测亮度。
2023-06-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
AREPO-RSG: Aspherical Circumstellar Material and Winds from Pulsating Dusty Red Supergiants in Global 3D Radiation Hydrodynamic Simulations
本研究通过三维辐射流体动力学模拟发现，红超巨星的脉动可产生非球面且致密的星周物质，为富氢超新星前身星环境提供新解释，并提出一维解析模型供观测建模使用。
2025-10-16 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
On Radiation Pressure in Static, Dusty HII Regions
作用在气体和尘埃上的辐射压力导致HII区域的中心密度低于电离边界附近的密度。静力平衡下的HII区包含一系列相似解，由3个参数：β、γ和乘积（Q_0 n_rms）来表示; β表征恒星光谱，γ表征尘埃/气体比，Q_0是恒星的电离输出（光子/秒），n_rms是电离区内的均方根密度。采用β和γ的标准值，变化（Q_0 n_rms）生成一个单参数密度分布族，范围从几乎均匀的密度（小Q_0 n_rms）到空心球HII区域（大Q_0 n_rms）。当（Q_0 n_rms）超过10^{52} cm^{-3} s^{-1}时，尘埃HII区有明显的中心空洞，即使没有星风存在。对于给定的β、γ和（Q_0 n_rms），第四个量（可以是Q_0）确定HII区域的总体尺寸和密度。给出了密度和发射率分布的例子。我们展示了感兴趣的量-如峰-中心发射率比，均方根-平均密度比，边缘-均方根密度比，和气体吸收的电离光子的分数-取决于3个参数β，γ，和（Q_0 n_rms）。对于尘埃HII区域，气体和尘埃压缩到电离壳层中导致实际上是H的>13.6 eV光子的比例大幅增加（相对于具有相同尘埃/气体比和密度n=n_rms的均匀密度HII区域）。我们讨论了在何种程度上径向漂移的尘埃颗粒在HII地区可以改变的尘埃气体比。这些解决方案，真正的HII地区的适用性进行了讨论。
2011-04-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
On dust entrainment in photoevaporative winds
利用尘埃光滑粒子流体动力学（SPH）研究了原行星盘中光蒸发风对尘埃的卷吸作用。我们使用不等质量的颗粒来解决超过五个数量级的光盘/流出密度和一个流体配方，有效地模拟阻力停止时间的等效幅度范围。我们发现，只有微米大小的尘埃颗粒和更小的可以夹带在EUV驱动的风。最大粒度由沉降在圆盘中的灰尘而不是风中的空气动力学阻力设定。更一般地说，基流密度与风中最大可分散粒度之间存在线性关系。当尘埃颗粒与低密度风分离时，在圆盘的临界半径处的高层大气中可能发生微米级尘埃颗粒的堆积。卷吸是圆盘中位置的一个强功能，导致流出物中颗粒的大小分选-最大的颗粒在$10$- $20\,$ AU之间进行。每种粒度的粉尘密度峰值出现在其自身夹带区域的内边缘。
2016-05-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
