Nonlinear Alfvén Wave Model of Stellar Coronae and Winds from the Sun to M dwarfs
M矮星的大气层和风预计是高度磁化的。Alfvén波的非线性传播在加热恒星大气和驱动恒星风方面都起着关键作用。沿着这一Alfvén波方案，我们对M矮星的光球层、色球层到日冕和行星际空间的Alfvén波非线性传播进行了一维压缩磁流体动力学（MHD）模拟。基于模拟结果，我们发展了描述太阳和M矮星日冕温度、恒星风速度和恒星风质量损失率的半经验方法。我们发现M矮星的日冕比太阳日冕更冷，M矮星的星风比太阳风具有更快的速度和更小的质量损失率。
2020-12-20 astro-ph.SR
Clumped stellar winds in supergiant high-mass X-ray binaries
大质量星风的聚集是一个既定的范例，这是由多条证据证实的，并得到星风理论的支持。我们使用的结果，从含时流体动力学模型的不稳定性的线驱动的风的大质量超巨星导出的含时吸积率在一个紧凑的对象在Bondi-Hoyle-Lyttleton近似。风中强烈的密度和速度波动导致合成X射线光变曲线的强烈变化。非均匀风的光电离不同于光滑风的光电离。电离度受风团的影响。在比较光电离恒星风的观测光谱和模型光谱时，风的聚集也必须考虑在内。
2012-10-18 astro-ph.SR
Stellar Wind of Components of Detached Binary Systems
Institute of Astronomy of the Russian Academy of sciences（俄罗斯科学院天体物理研究所）
研究分立双星系统中供体星风在物质交换中的作用，提出交互双星分类，列举潜在供体和吸积体，分析星风交互条件与效率，构建三维气体动力学模型并验证观测结果。
2026-03-17 astro-ph.SR
On the Effect of Magnetic Spots on Stellar Winds and Angular Momentum Loss
我们模拟了星斑位置的纬度变化以及它们的磁场强度对恒星风中恒星角动量损失的影响。我们使用密歇根州的太阳日冕全球磁流体动力学模型，它包含了现实的磁场拓扑结构和风分布之间的关系。发现星斑的位置对星风结构有显著的影响，从而影响到星风的总质量损失率和角动量损失率。特别是，我们发现，角动量损失率控制的质量通量时，斑点位于低纬度，但控制的恒星表面和阿尔芬表面之间的等离子体密度增加时，斑点位于高纬度。我们的研究结果表明，可能有一个反馈机制之间的磁场分布，风分布，通过风的角动量损失，并在对流区的运动，产生磁场。这种反馈也许可以解释日冕磁场在恒星发电机中的作用。
2009-05-12 astro-ph.SR
Theory and Models of Colliding Stellar Winds
我讨论了一些重要的方面的现象，碰撞风在大规模的双星系统，特别侧重于WR140。
2011-01-07 astro-ph.SR
Stellar wind models of subluminous hot stars
质量损失率是恒星最重要的参数之一。我们的目标是提供作为亚矮星参数的函数的质量损失率，并将该公式应用于单个亚矮星，预测风的终极速度，估计磁场和X射线电离对星风的影响，并研究亚矮星风与Be和冷伴星质量损失的相互作用。我们利用我们的动力学平衡（NLTE）风模型，在共动坐标系（CMF）下，利用由辐射转移方程确定的辐射力来预测亚亮热星的风结构。我们的模型求解定常流体动力学方程，即连续性连续性方程、运动方程和能量方程，并预测基本的风参数。我们预测风的质量损失率作为恒星参数的函数，即恒星的光度，有效温度和金属丰度。导出的风参数（质量损失率和终极速度）与观测值一致。对于低有效温度和高表面重力的恒星，辐射力不能加速均匀风。我们讨论了个别次矮星的风的性质。X射线辐照可能抑制致密双星的流动。在含有Be成分的双星中，风与Be星的盘相互作用。星风存在于低重力或高有效温度的亚发光恒星中。尽管它们的质量损失率很低，但它们在紫外光谱中是可以检测到的，并会引起X射线发射。亚矮星在演化过程中可能会失去相当大一部分质量。有风的磁次矮星的角动量损失可以解释它们的低自转速度。星风在双星系统中尤其重要，因为它们可能会被一个紧密或冷的伴星吸积。（节略）
2016-07-15 astro-ph.SR
Clumped stellar winds in supergiant high-mass X-ray binaries: X-ray variability and photoionization
大质量星风的聚集是一个被多条证据证实的既定范例，并得到星风理论的支持。本文的目的是弥合单星非均匀星风的详细模型和超巨星高质量X射线双星（HMXB）施主星风的唯象描述之间的差距。我们使用的结果，从时间依赖的流体动力学模型的不稳定性的线驱动的风的大质量超巨星导出的时间依赖的吸积率到一个紧凑的对象中的邦迪-霍伊尔-Lyttleton近似。风中强烈的密度和速度波动导致合成X射线光变曲线的强烈变化。该模型预测了一个大规模的X射线变异，高达八个数量级，在相对较短的时间尺度。在观测到的HMXB中明显缺乏这种强变率的证据表明，吸积过程的细节可以减少由于恒星风速和密度跳跃引起的变率。我们还利用二维随机风模型研究了X射线在团簇星风中的吸收，发现在不同的轨道相位上，X射线的吸收有很大的变化。此外，我们还讨论了风团簇中的光电离现象，并指出风团簇对电离度有一定的影响。导出了光电离参数的修正因子。结果表明，光电离参数减少了一个因素Xi相比，具有相同的质量损失率的平滑风模型，其中Xi是风的不均匀性参数。我们的结论是，风聚集也必须考虑到比较观测和模型光谱的光电离恒星风。
2012-01-09 astro-ph.SR
Asymmetric Shapes of Radio Recombination Lines from Ionized Stellar Winds
本文导出了在无线电波段电离球形恒星风的电离线轮廓形状。假设风由于自由-自由不透明度而具有光学厚度。假设自由光球层形成于风的外部恒定膨胀部分，则可以得到任意光学深度的发射线。以往的工作已经推导出等温风的解析结果时，线和连续源函数是相等的。在这里，半解析结果时，源函数不相等，揭示了线的形状可以是不对称的线中心。参数研究和应用进行了讨论。
2018-11-05 astro-ph.SR
M-dwarf's Chromosphere, Corona and Wind Connection via the Nonlinear Alfvén Wave
M矮星的大气层预计是高度磁化的。磁场能量可以加热恒星的色球层和日冕，并驱动恒星风。Alfvén波的非线性传播是加热恒星大气和驱动星风的重要机制。基于这种Alfvén波方案，我们进行了一维压缩磁流体动力学（MHD）模拟，以再现TRAPPIST-1，Proxima Centauri，YZ CMi，AD Leo，AX Mic以及太阳的恒星大气和风。我们的研究直接解决了阿尔文波从恒星光球到色球层、日冕和行星际空间的非线性传播问题。模拟结果表明，通过Alfvén波的非线性模耦合产生的慢激波对恒星色球层（星刺）动力学和星风加速都有重要影响.我们的参数测量进一步揭示了恒星大气和风的物理量的下列一般趋势。(1)M矮星的日冕往往比太阳日冕更冷，密度更大。(2)与太阳风相比，M矮星的星风具有相对较快的速度和较小的质量损失率。本文阐明了这些趋势背后的物理机制，其中M矮星大气层结较强和来自M矮星光球层的阿尔文波能量输入相对较小是显著的。
2021-06-25 astro-ph.SR
A FUSE View of the Stellar Winds of Planetary Nebula Central Stars
由于IUE卫星收集了大量行星状星云中心恒星（CSPNe）的高分辨率紫外光谱，因此没有对这些恒星的恒星风进行任何进一步的系统研究。高光谱分辨率，灵敏度和大量的档案观测的FUSE档案允许在远紫外域的CSPNe的恒星风的研究，在那里可以观察到跨越广泛的激发范围的物种线。我们在这里提出了一个初步分析的P-Cygni配置文件的60 CSPNe样品观察FUSE。在40 CSPNe中发现了天鹅座P型剖面，证明速度在200和4，300 km/s之间的快速恒星风。在许多情况下，这是第一次报道这些PNe的快速恒星风。目前正在对这些远紫外光谱进行详细研究。
2009-12-01 astro-ph.SR
Intrinsic polarization of Wolf-Rayet stars due to the rotational modulation of the stellar wind
快速旋转的沃尔夫-拉叶星被认为是长时间伽马射线暴的祖先。然而，该模型的观察测试存在问题。沃尔夫-拉叶星的谱线起源于膨胀的星风，因此很难用光谱法确定它们的自转速度。由于恒星风的旋转调制，沃尔夫-拉叶星的内禀偏振可以提供一种间接的方法来确定这些恒星的旋转速度。然而，为此目的需要详细的风模型。我们确定的内在偏振的沃尔夫-拉叶星流体动力学风模型作为旋转速度的函数。利用2.5维流体动力学模拟计算了沃尔夫-拉叶星的旋转风结构。模拟帐户的恒星表面的变形，由于旋转，重力变暗，和非径向力。从导出的模型中，我们计算了恒星的内禀偏振。质量损失率的比例考虑到沃尔夫-拉叶星的实际风密度。流体动力学风模型预测的长轴风结构，这导致一个相对较低的偏振水平。即使是相对较大的自转速度也是观测限制所允许的。所得的风结构与以前得到的旋转光学薄风的风结构相似。导出的沃尔夫-拉叶星自转速度上限与长持续时间伽马射线暴模型并不矛盾
2021-11-12 astro-ph.SR
X-rays, clumping and stellar wind structures
X射线辐射在大质量恒星中无处不在。在过去的十年里，X射线观测彻底改变了我们对恒星风的看法，但也打开了一个潘多拉的盒子，带来了紧迫的问题。穿透恒星风的X射线主要遭受连续吸收，这大大简化了辐射转移处理。为了理解大质量恒星的X射线辐射，必须考虑恒星风中的小尺度和大尺度结构。通过对X射线谱线的分析，可以推断风凝聚的参数，这是获得经验上正确的恒星质量损失率的前提。预测了大尺度结构（如CIR和赤道盘）对X射线发射的影响，新的观测正在测试理论预期。磁星的X射线辐射被证明比直接应用磁约束风模型所预期的更加多样化。当模型和观测取得进展时，许多关于大质量恒星X射线的悬而未决的问题将得到解答。
2010-12-08 astro-ph.SR
Detection of the compressed primary stellar wind in eta Carinae
一系列的三个HST/STIS光谱映射，间隔约一年，揭示了三个部分弧[Fe II]和[Ni II]的排放量向外移动的船底座η。我们确定这些弧壳状结构，看到在三维流体动力学模拟，形成的压缩的主风的二次风在近星点通道。
2013-07-15 astro-ph.SR
Simulating the circum-stellar environment of supernova and GRB progenitors by combining stellar evolution models and hydrodynamical code
大质量恒星周围的介质受到恒星风的强烈影响。这些恒星风取决于各种恒星参数（有效温度、光度、化学成分、自转等），它们作为时间的函数而变化。利用经典的恒星演化程序获得的风场特性，可以对星周介质进行考虑风场时变的多维流体动力学模拟。在这里，我们提出了一个快速旋转的恒星周围的介质模拟的初步结果。将这些模拟结果与观测到的星周介质的性质进行比较，将有助于更好地理解恒星风与星际介质的相互作用，并可能对大质量恒星周围质量损失的过去历史提供线索，为恒星模型提供约束。
2011-09-12 astro-ph.SR
The stellar thermal wind as a consequence of oblateness
本文用压力坐标处理含热风的完整恒星扁率，推导广义恒星热风方程，并重新计算太阳非球形温度异常，指出斜压异常远小于正压异常且可能难以日震学测量。
2023-07-25 astro-ph.SR
The coupled effect of tides and stellar winds on the evolution of compact binaries
我们遵循的潮汐和恒星风的耦合作用下的紧凑型双星的演变，直到罗奇瓣溢出的发病。这些双星包含一个紧凑的物体（黑洞，中子星或行星）和一个恒星组件。我们整合了完整的潮汐方程组，这是基于小屋的潮汐演化模型，我们把它们与恒星风的角动量损失。我们的目标是双重的。首先，我们希望强调一些有趣的耦合的进化结果。当潮汐与非大质量恒星风耦合时，一个有趣的结果是，在某些类型的双星中，恒星自旋趋于达到准平衡态，潮汐和风的影响相互抵消。当潮汐与大规模的风相结合时，我们将演化参数化为解耦半径，在解耦半径处，风从恒星中传播。即使对于小的去耦半径，该\emph{wind braking}也可以将主序上的系统驱动到罗氏瓣溢出，否则将无法这样做。我们的第二个目标是检查是否简单的时间尺度的考虑是一个很好的描述系统的演变。我们发现，简单的时间尺度的考虑，这依赖于忽略潮汐和恒星风之间的耦合，不准确地代表紧凑的双星的真实演变。旋转和轨道要素的耦合演化的结果可能与简单的时间尺度考虑有很大的不同，正如Barker & Ogilvie 2009在短周期行星系统中已经指出的那样。
2014-07-19 astro-ph.SR
Stellar Wind Erosion of Protoplanetary Discs
本文建立了一个高速磁化星风对原行星气盘侵蚀的解析模型。这些风是从快速旋转的、强磁化的年轻恒星表面离心驱动的。风中磁场的存在导致雷诺数足够大，以引起强烈的湍流风/盘边界层，其夹带并带走盘气体。该模型在湍流边界层中采用质量和动量守恒。显著侵蚀的时间尺度取决于盘的吸积速度和吸积率以及风的质量损失率和风速。时间尺度估计为2 E6年。对圆盘侵蚀的一个重要贡献可能来自频繁的强大日冕物质抛射（CME），CME的平均质量损失率和速度与稳定风的值相当。
2015-01-09 astro-ph.SR
The solar wind from a stellar perspective: how do low-resolution data impact the determination of wind properties?
阿尔文波驱动的3D磁流体动力学（MHD）模型越来越多地用于预测恒星风的性质，它包含无约束的参数，并依赖于低分辨率的恒星磁图。我们探讨了输入阿尔文波能量通量和表面磁图对阿尔文波太阳模型（AWSoM）预测的风特性的影响。利用球谐分解方法降低了太阳周极大期和极小期两个太阳磁图的分辨率。阿尔芬波的能量是根据太阳双星18 Sco的远紫外光谱确定的非热速度而改变的。此外，低分辨率磁图的三个太阳类似物获得使用塞曼多普勒成像（ZDI）。最后，模拟的风特性进行了比较，高级成分探测器（ACE）的观测。AWSoM模拟使用从太阳观测中得到的良好约束的输入参数，可以再现观测到的太阳风质量和角动量损失率。磁图的分辨率对风场的影响很小，且仅在周期极大值期间。然而，阿尔文波能量的变化会影响风的特性，而与太阳活动周期水平无关。此外，使用三颗恒星的低分辨率磁迹图而不是太阳磁迹图进行太阳风模拟，可能导致模拟的风特性有一个数量级的差异。与磁图分辨率相比，Alfvén能量的选择对风力输出的影响更大。对于那些输入边界条件不像太阳那样受约束的恒星，这种影响可能会更大。毫不奇怪，用恒星磁场图代替太阳磁场图可能会导致完全不准确的太阳风特性，在太阳风和恒星风模拟中应该避免。
2020-02-24 astro-ph.SR
Estimating stellar wind parameters from low-resolution magnetograms
恒星风支配着类太阳恒星在主序星期的角动量演化。这个过程的效率取决于恒星磁场的几何形状。最近，可以通过分光偏振法确定这种几何形状的恒星数量迅速增加。我们提出了一种计算效率高的方法来确定三维几何形状的恒星风，并估计质量损失率和角动量损失率的基础上，这些意见。以太阳磁图为例，我们量化了恒星观测有限的空间分辨率对所获得的值的影响程度。我们发现，对于一个典型的恒星表面分辨率为20 $^{\rm o}$ -30 $^{\rm o}$，预测的风速是在5 $\%$的值在全分辨率。质量损失率和角动量损失率在5-20 $\%$范围内。相比之下，预测的X射线发射测量可以被低估1-2个数量级，并且它们的旋转调制被低估10-20 $\%$。
2016-11-10 astro-ph.SR
Observational limits on the spin-down torque of Accretion Powered Stellar Winds
经典金牛T星的自转周期（CTTS）是一个长期存在的谜团。虽然年轻的低质量恒星显示出大范围的自转周期，但许多CTTS是缓慢的旋转体，在分裂的一小部分旋转，尽管它们正在积极地吸积和收缩，但它们的自转周期似乎并没有缩短。Matt & Pudritz（2005）提出，由一小部分吸积能量驱动的恒星风的自旋向下扭矩将足够强大，以平衡由于吸积而产生的自旋向上扭矩。由于该模型建立了吸积和抛射之间的直接关系，可观测的恒星参数（质量，半径，旋转周期，磁场）和吸积诊断（吸积激波光度），可以用来约束风的特性。特别是，由于吸积能量的权力都恒星风和冲击发射，我们在这封信中显示吸积冲击光度L_UV可以提供上限的恒星风的自旋效率。结果表明，在LUV> 0.1LSun和典型偶极场分量<1kG的光源下，不存在自旋平衡解。低光度恒星（L_UV < 0.1 L_Sun）与零力矩条件相容，但相应的恒星风在质量和能量通量方面仍然非常苛刻。因此，我们得出结论，吸积动力恒星风不太可能是唯一的机制，以提供一个有效的自旋扭矩吸积经典金牛座T星。
2010-12-15 astro-ph.SR
Dust driven mass loss from carbon stars as a function of stellar parameters - I. A grid of Solar-metallicity wind models (Corrigendum)
本勘误表的目的是指出，原始论文中的少数模型是用错误的初始结构计算的。使用完全相同的建模方法，我们重新计算了具有新初始结构的故障模型。新的结果略微改变了恒星参数风特性的一些趋势，但总体影响很小。结论不受影响。
2012-09-20 astro-ph.SR
Super-Eddington Stellar Winds Driven by Near-Surface Energy Deposition
我们开发了超级爱丁顿恒星风特性的分析和数值模型，这些模型是由恒星演化中的阶段激发的，当超级爱丁顿能量沉积（例如，不稳定的聚变、波加热或双星伴星）加热恒星表面附近的区域。这种情况似乎发生在亮蓝变星（LBV）、IIn型超新星祖先、经典新星和X射线爆发中。我们表明，当风动能超过爱丁顿，光子被捕获，表现得像一种流体。对流在风能传输中不起重要作用。风的性质取决于问题vc ~（Edot G）^{1/5}（Edot为加热率）中的特征速度与加热区附近恒星逃逸速度vesc（r_h）的比值。对于vc > vesc（r_h），大半径处的风动能功率Edot_w ~ Edot。对于vc < vesc（r_h），大部分能量用于使风材料解绑，因此Edot_w < Edot。利用FLASH进行的无辐射扩散的多维流体动力学模拟和利用MESA进行的有辐射扩散的一维流体动力学模拟与解析预测吻合较好。来自风的光子光度本身是超爱丁顿的，但在许多情况下，光子光度很可能是由风中的“内部冲击”主导的。我们讨论了我们的模型的应用程序，从大质量恒星的喷发质量损失，并认为这里描述的风模型可以解释广泛的性质LBV外流和增强的质量损失在几年前的IIn型核心坍缩超新星。
2015-09-21 astro-ph.SR
A hybrid steady-state magnetohydrodynamic dust-driven stellar wind model for AGB stars
我们提出了一个磁化混合风模型的渐近巨星分支（AGB）星的计算。该模型采用了典型的韦伯-戴维斯（WD）恒星风与尘埃颗粒的信封中的AGB星。由此产生的混合图像保留了两种类型风的特征。可以看出，这种组合要求粉尘参数（$Γ_{d}$）小于1，以实现流出。风中临界点的出现改变了尘埃驱动外流的性质，同时，尘埃凝结半径的存在改变了风的磁流体动力学（MHD）解的形态。在这种情况下，我们还研究了AGB星赤道上的磁冷点的影响及其对尘埃形成的影响;这与以前的研究结果是一致的。
2012-02-07 astro-ph.SR
Implications of Recent Stellar Wind Measurements
最近对恒星风的测量被用来更新恒星风和日冕活动之间的关系。新的风力限制包括鲸鱼座τ星（G8 V）的Mdot<0.1 Mdot_sun的上限，这是由于没有探测到天体层H I莱曼α吸收而得出的。这个上限在这里是第一次报告，代表最弱的风约束使用天体层吸收技术。高质量损失率测量Mdot=10 Mdot_sun的Delta Pav（G8 IV）从天体层莱曼α吸收表明更强的风比主序星同等活动。最近根据蒸发的系外行星大气层的莱曼α吸收估计GJ 436（M3 V）的质量损失率非常低，为Mdot~0.06 Mdot_sun，这意味着与类似活动的GK矮星相比，不活动的M矮星可能有微弱的风。
2018-09-04 astro-ph.SR
Getting started: How a supersonic stellar wind is initiated from a hydrostatic surface
一颗恒星的大部分质量都被束缚在流体静力学平衡中，其中压力平衡重力。但是，如果在某些近地表层，额外的外向力克服了重力，这可以转变为超音速的外流风，在音速点，外向力抵消了重力，标志着流体静力学大气和外流风之间的划分。这次演讲将回顾这种跨音速恒星风外流的一般问题，以及这如何有助于确定风的质量损失率。主要的讨论对比了四种主要的稳态风的流动起始：（1）太阳和其他冷恒星的压力驱动的日冕风;（2）OB星的线驱动风;（3）沃尔夫-拉叶（WR）星的密度更大的风的两阶段起始模型;（4）高度演化的巨星的缓慢“溢出”质量损失。接下来的讨论简要回顾了喷发的质量损失，特别关注于船底座η星的巨大喷发。
2022-02-11 astro-ph.SR
Gone With the Wind: Where is the Missing Stellar Wind Energy from Massive Star Clusters?
大于$\sim 10^{3}$ $M_\odot$的星团包含多颗发射快速恒星风的热恒星。这些风所携带的综合动能与超新星爆炸所传递的能量相当，这表明在早期，风可能是对周围冷物质的重要反馈形式，而星团正是从这些冷物质形成的。然而，这些风与周围的cloudly，湍流，冷气体的相互作用是复杂的，知之甚少。在这里，我们调查这个问题，通过会计练习：我们使用经验确定的四个充分研究的大质量星团的属性，以确定在恒星风注入的能量最终结束。我们考虑了一系列的动能损失渠道，包括辐射冷却，机械工作的冷星际介质，热传导，加热尘埃通过碰撞的热气体，和批量平流的热气体的热能。我们表明，至少有一些集群，这些通道都不能占超过一小部分的注入能量。我们认为，热-冷界面的湍流混合或HII区热气体的物理泄漏可以有效地去除年轻星团中大质量恒星注入的动能。即使对于集群，我们能够占所有注入的动能，我们表明，我们的会计设置强有力的约束的重要性，恒星风作为一种机制，对冷星际介质的反馈。
2014-05-06 astro-ph.SR
The Independency of Stellar Mass Loss Rates on stellar X-ray Luminosity and Activity Level based on Solar X-ray flux and Solar Wind Observations
恒星的质量损失率是恒星演化模型的重要输入成分，因为它们决定了恒星演化的参数，如恒星的自旋下降和恒星在整个生命周期中的光度增加。由于缺乏对类太阳恒星恒星风的直接观测，恒星X射线光度和恒星活动水平通常被用作估算恒星质量损失率的替代指标。然而，这种直观的活度-质量损失率关系并没有很好的定义。在本文中，我研究了太阳的质量损失率作为其活动水平的函数。我比较现场太阳风测量与太阳X射线通量所代表的太阳活动水平。我没有发现太阳质量通量对太阳X射线通量的明显依赖性。相反，太阳质量损失率分散在平均值$2\cdot10^{-14}\;M_\odot\;yr^{-1}$附近。质量损失率对活动水平的这种独立性可以用以下事实来解释：活动水平受太阳闭合磁通量的大调制的支配，而质量损失率受相当恒定的开放磁通量的支配。我推导出一个简单的恒星质量损失率的函数的恒星周围的弱磁场，恒星半径，恒星的逃逸速度，和阿尔文表面的平均高度。这个表达式预测了类太阳恒星的质量损失率为$10^{-15}-10^{-12}\;M_\odot\;yr^{-1}$。
2011-07-12 astro-ph.SR
On the Fast Magnetic Rotator Regime of Stellar Winds
目标：我们研究了快速旋转的低质量恒星的星风加速以及慢磁转子和快磁转子区域之间的转变。我们的目标是了解恒星风的性质在快速磁转子制度和影响的磁离心力风速和质量损失率。方法：我们将Johnstone等人（2015 b）的太阳风模型扩展到旋转恒星风的一维磁流体动力学（MHD）模拟。我们检验了两个假设，即如何将风温换算成其他恒星的风温，并假设在不饱和状态下，质量损失率的尺度为Mdot ~ Rstar ^2 OmegaStar ^1.33 Mstar^-3.36，正如Johnstone等人（2015 a）所估计的那样。结果如下：对于1.0 Msun的恒星，风可以加速到几千km/s，而对于较低质量的恒星，磁离心力的影响要弱得多。我们发现，不同的假设如何缩放风的温度，以其他恒星导致显着不同的质量损失率的快速旋转。如果我们假设一个恒定的温度，太阳质量的恒星的质量损失率不饱和在快速旋转，这与我们观察到的旋转演化不一致。如果我们假设风的温度与旋转成正比，则质量损失率仅在旋转率高于75 OmegaSun时受到显着影响。我们建议，更快速的转子与风速增加的模型是最好的那些假设一个恒定的风速。如果这一结论得到更复杂的风模型的证实。它可能会提供一个有趣的观测约束的性质恒星风。
2016-10-07 astro-ph.SR
Steady-state Stellar Winds Driven by Recombination
Princeton University（普林斯顿大学）
研究氢和氦复合能量能否驱动稳态跨声速恒星风，通过表格化状态方程探索宽参数范围的绝热风解，发现仅少数解满足条件，复合能量单独难以产生稳态恒星风，但可加速和解除预先存在的出流。
2026-06-19 astro-ph.SR
Magnetic torques on T Tauri stars: accreting vs. non-accreting systems
经典的金牛座T星（CTTs）与周围的圆盘发生磁相互作用，这一过程被认为是调节其旋转演化的过程。在这项工作中，我们计算扭矩作用到恒星表面的CTTs所产生的不同吸积（吸积漏斗）和喷射（恒星风和磁层喷射）流组件。此外，我们比较了两个不同的系统中由于恒星风的磁制动：孤立和吸积恒星。2.5D磁流体动力学，时间相关，轴对称模拟。对于这两个系统，恒星风都是热驱动的。在星-盘相互作用（SDI）模拟中，吸积盘是开普勒的、粘性的和电阻性的。两个系列的模拟，一个为每个系统。我们发现，在经典的金牛座T系统的磁层喷射的存在限制了星风膨胀，导致沙漏形的几何流出。此外，吸积柱的形成改变了恒星风利用的开放磁通量的数量。这些效应对恒星风的性质有很大的影响，我们表明，恒星风制动是更有效的恒星盘相互作用系统比孤立的。我们还推导出扭矩缩放，在很宽的范围内的磁场强度，直接适用于恒星表面上的扭矩的SDI系统中的每个流组件。在所有进行SDI模拟的恒星风提取不到2%的质量吸积率和磁盘被截断到66%的共转半径。所有的模拟都显示了净起转扭矩。为了达到恒星自旋平衡，我们需要更大质量的恒星风或更接近共转半径的圆盘，这会增加磁层喷射的扭矩效率。
2020-09-02 astro-ph.SR
Non-Radial Pulsations and Large-Scale Structure in Stellar Winds
几乎所有的早型星在其紫外谱线上都有离散吸收成分。这可以归因于同向旋转相互作用区（CIRs）：大规模的螺旋形结构，扫过恒星风。我们使用宙斯流体动力学代码来模拟CIR。在这个模型中，CIR是由恒星表面的“斑点”引起的。通过辐射加速，这些斑点在恒星风物质中产生快速流。在快流和慢流碰撞的地方，形成CIR。通过改变斑点的参数，我们定量地拟合在HD 64760中观察到的DAC。我们工作的一个重要结果是，这些斑点的旋转速度与恒星表面的旋转速度不同。CIR的原因并不固定在表面上，这一事实消除了许多潜在的解释。唯一剩下的解释是，CIR是由于一些非径向脉动的干涉图案。
2009-02-10 astro-ph.SR
Stellar magnetic activity and their influence on the habitability of exoplanets
恒星磁性，可通过旋光测量进行探索，是恒星环境中活动，电离，光解，化学和风的关键驱动力。因此，它对周围行星的大气层和磁层有重要影响。恒星磁场及其风的建模无论从观测还是理论的角度都是极具挑战性的，只有最近在观测仪器方面取得了突破性的进展--正如本次研讨会期间所讨论的那样--对恒星中磁流体动力学过程的更深入的理论理解使我们能够模拟恒星磁场和风及其对周围行星的影响，详细我们发起了一个国家和国际研究网络（NFN）：“可居住性之路-从恒星到活跃恒星，行星到生命”，以解决年轻，活跃恒星/行星系统中环境的形成和可居住性问题。在这篇文章中，我们讨论了我们正在进行的工作，在这个项目中，并专注于如何恒星磁场，他们的风和恒星旋转的关系可以评估观测与相关技术，如塞曼多普勒成像（ZDI），场外推和风模拟。
2015-06-19 astro-ph.SR
Stellar wind models of central stars of planetary nebulae
快速线驱动的恒星风在行星状星云的演化过程中起着重要的作用。我们提供了行星状星云中心恒星的全球热星风模型。该模型预测风的结构，包括质量损失率，终极速度，和从基本恒星参数的出射通量。我们应用我们的风代码的参数对应的渐近巨星分支和白矮星阶段之间的演化阶段。我们研究了金属丰度和风的不均匀性（聚集）对风的性质的影响。线驱动风在恒星离开渐近巨星分支后很早就出现（最迟为$T_\rm{eff}\approx10\,$ kK），并在白矮星冷却轨道（低于$T_\rm{eff}=105\,$ kK）逐渐消失。它们的质量损失率主要与恒星的光度成正比，因此，在赫兹斯普朗-拉塞尔图从红色部分到蓝色部分的过渡期间，质量损失率仅略有变化。有以下两个例外的单调行为：在$20\,$ kK附近的双稳态跳跃，其中质量损失率减少了几个因素（在进化过程中）由于铁离子化的变化，和一个额外的最大值约为$T_\rm{eff}=40-50\,$ kK。另一方面，由于恒星半径减小，在过渡期间，终极速度从大约几百个$\rm{km}\,\rm{s}^{-1}$增加到几千个$\rm{km}\,\rm{s}^{-1}$。风的终极速度也显着增加在双稳态跳跃。导出的风参数与观测值吻合较好。团簇效应在双稳态跃迁的热端比冷端强。导出的风参数拟合可用于演化模型和行星状星云形成的研究。预测的质量损失率的双稳态跳跃可能会导致行星状星云的额外外壳的出现。
2020-03-04 astro-ph.SR
Effects of Stellar Rotation in Parker's Hydrodynamic Stellar Wind Model: How Protostars and Strong Rotators Lose their Angular Momentum Fast
本文讨论了在Parker [9]的流体动力学星风模型中，恒星自转和由此产生的方位星风流的影响。特别令人感兴趣的是一个全新的流体动力学物理学的出现，通过一个新的临界点在恒星风流动，这取代了临界点在帕克的[9]流体动力学模型。恒星自转的影响导致新的临界点出现在日冕的较低位置，因此恒星风在日冕中经历了更强的加力燃烧室（如飞机喷气发动机）作用。对于强转子，新的临界点出现在一个固定的位置，对于一个给定的恒星，只确定的基本恒星参数，如质量M和角速度，尽管在恒星风环境的变化。恒星的自转导致了更强的密度下降，并在距离恒星很远的地方增强了星风的加速-这种效应甚至在靠近恒星的地方实现，对于强旋转体。恒星旋转导致与恒星风流动相关的有效拉伐尔喷嘴的物理喉部截面变得更窄，表明流动加速增强。因此，恒星的自转导致了稀薄和更快的恒星风流动，而质量通量没有变化，因此提供了一个有效的物理机制，为原恒星和强转子快速失去角动量。
2018-09-12 astro-ph.SR physics.plasm-ph
A Comparison Between Physics-based and Polytropic MHD Models for Stellar Coronae and Stellar Winds of Solar Analogs
塞曼-多普勒成像（ZDI）技术的发展提供了低质量恒星表面磁场的天气观测。这使得恒星天体物理学社区采用了太阳物理学中使用太阳磁图的建模技术。然而，这些技术中的许多技术由于未能再现太阳观测而被太阳界忽视。尽管如此，其中一些技术仍然被用来模拟太阳类似物的日冕和风。本文对日冕和太阳风的两种MHD模型进行了比较研究。第一种模式是多向风模式，第二种是基于物理的AWSOM模式。我们表明，虽然AWSOM模型始终再现许多太阳观测，多方模型未能再现许多这些观测，在这种情况下，它的解决方案是非物理的。我们的建议是，多变模型，这是用来估计质量损失率和其他参数的太阳类似物，必须首先与太阳观测校准。或者，这些模型可以用捕获更详细的日冕物理学的模型（如AWSOM模型）进行校准，并且可以以一致的方式再现太阳观测。如果没有这样的校准，多变模型的结果就不能得到验证，但它们可能被其他人错误地使用。
2017-01-04 astro-ph.SR
New unexpected flow patterns in the problem of the stellar wind interaction with the interstellar medium: stationary ideal-MHD solutions
天体层顶（太阳层顶）是将恒星风与星际等离子体分离的切向不连续性。太阳风顶的整体形状是一个有争议的问题。两种类型的形状正在讨论中：彗星状和管状。第二类是在恒星磁场方位角分量的作用下形成的两个喷注，喷注方向朝向恒星自转轴。本文讨论了一个简化的全球天体层，其中：（1）围绕恒星运动的星周介质是完全电离的，（2）星际磁场被忽略，（3）恒星磁场的径向分量与方位分量相比被忽略，（4）恒星风外流是球对称的和超音速的。我们提出的数值三维MHD建模的结果，并探讨如何全球结构依赖于气体动力学马赫数的星际流，$M_\infty$，和Alfvenic马赫数在恒星风。结果表明，当$M_\infty$值较小时，天体顶呈管状。马赫数越大，管翼向尾翼的变形越大。新的结果（据我们所知）是在尾部的天体顶附近的反向星际流。星际马赫数越大，反向流动越窄。在某些马赫数值下，恒星风克服反向星际流，顺风向外移动。在这种状态下，天体顶的拓扑结构从管状变为片状。
2021-03-22 astro-ph.SR
"Stellar Prominences" on OB stars to explain wind-line variability
许多O型和B型恒星在其风中表现出无法解释的周期性变化，即在旋转时间尺度上对吸收特征的调制，但在更长的时间尺度上并不是严格的周期性。对于这些恒星，没有检测到偶极磁场，上限低于300 G。在许多形成于风底部的光学线中也发现了类似的周期性变化。我们提出，这些周期性变化是由存在多个，瞬态，短暂的，共转的磁回路，我们称之为“恒星磁场”。我们提出了一个简化的模型，代表这些双折射解释的周期性光学风线的变化在O超巨星λ造父变星。其他支持这种双折射的证据来自于最近在一颗类似的O型恒星中发现的光度变化，这可以用多个瞬变亮点的存在来解释，推测也是磁源。
2013-10-19 astro-ph.SR
Really focused stellar winds in X-ray binaries
为了改进高质量X射线双星吸积模型，我们研究了双星星风的各向异性。我们的模型从一个超巨星组成部分的一个二进制的径向和三维辐射流体动力学近似考虑到罗氏势，科里奥利力，辐射压力的连续谱线和谱线的数值恒星风。科里奥利力对质量损失影响很大，因此也影响吸积速率。致密伴星的引力场对恒星风的聚焦导致伴星后面形成一条气态的尾巴。
2012-05-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Stellar Coronal and Wind Models: Impact on Exoplanets
表面磁性被认为是日冕加热和恒星风加速的主要驱动力。日冕被认为是由等离子体形成的，这些等离子体被限制在恒星的闭合磁日冕环中，风主要起源于开放的磁场线区域。在这一章中，我们回顾了一些基本性质的恒星日冕和风，并提出了一些现有的模型。在本章的最后一部分，我们将讨论日冕风对系外行星的影响。
2017-09-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
Chromospheric turbulence as a regulator of stellar wind mass flux
The University of Tokyo（东京大学）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学、巴黎西岱大学、法国原子能和替代能源委员会、法国国家科学研究中心、天体物理学和分子相互作用实验室）；Nagoya University（名古屋大学）
研究通过一维波驱动风模拟，探讨色球湍流对恒星风质量通量的调节作用，发现抑制色球湍流可使日冕粒子通量增加一个数量级，从而再现日冕磁场强度与质量通量的观测比例关系。
2026-04-22 astro-ph.SR physics.space-ph
The Contribution of Stellar Winds to Cosmic Ray Production
大质量恒星在从主序星到沃尔夫-拉叶星的整个演化阶段都吹着强大的恒星风。大质量恒星的恒星风在星际介质中沉积的机械能相当于一颗在其生命结束时爆炸的核心坍缩超新星的爆炸能量。在这项研究中，我们估计的动能沉积的大质量恒星在我们的银河系考虑的综合初始质量函数和模拟的恒星风光度。采用理论计算和已有的观测资料，估算了主序星、红超巨星和Wolf-Rayet阶段星风的质量损失率和终极速度。我们发现银河系中所有大质量恒星产生的总恒星风光度约为$L_w\approx 1.1\times 10^{41}$ erg/s，约为超新星爆发功率$L_{SN} \approx 4.8\times 10^{41}$ erg/s的1/4。如果我们假设风光度的$\sim 1-10$ %可以通过无碰撞的激波（如恒星泡和超级泡中的终止激波、双星中的碰撞风激波和大质量逃逸恒星的弓形激波）转化为银河系宇宙射线（GCR），那么恒星风可能会对GCR的产生做出重大贡献，尽管低于超新星遗迹的贡献。
2018-04-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Colliding Stellar Winds Structure and X-ray Emission
我们研究了大质量双星中碰撞星风的结构和X射线辐射。我们发现，在很小的风动量比值的接触不连续（CD）的开度角被高估的几个公式在文献中。我们还发现，在初级（主导）和次级风的冲击耀斑约20度的CD相比，和整个次级风的冲击时，风的动量比< 0.02。的冲击，和每一个风的分数，是震惊的，提供了开放的角度的解析表达式。我们发现，X射线的光度标度与风的动量比，并在风的动量比减少的频谱略有软化。
2018-04-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
New possible way to determine stellar wind terminal velocity from analysis of Lyman-$α$ absorption spectra
Space Research Institute of the Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院太空研究所）；Lomonosov Moscow State University（莫斯科国立罗蒙诺索夫大学）；HSE University（高等经济大学）
通过分析Lyman-α吸收光谱，提出利用中性恒星风特征确定恒星风终端速度的新方法。
2026-02-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The effects of stellar winds and magnetic fields on exoplanets
迄今为止发现的绝大多数系外行星都围绕着冷的低质量恒星运行，其性质与太阳相对相似。然而，这些恒星的恒星磁性在拓扑结构和强度上都可能与太阳系恒星磁性显著不同。此外，由于目前用于系外行星搜索的技术，大多数目前已知的系外行星都被发现在离它们的主恒星（$< 0.1$ au）非常近的距离运行。恒星磁性和轨道半径的巨大差异可以使系外行星系统的行星际介质与太阳系显着不同。为了限制系外行星和它们的主星的磁化风之间的相互作用，并考虑系外行星周围的行星际介质，必须采用更现实的恒星风模型，该模型考虑了恒星旋转和冷恒星复杂的恒星磁场配置等因素。在这里，我简要回顾了数据驱动的磁化恒星风建模的最新进展。我还表明，恒星风与系外行星的相互作用可以导致几个可观察到的签名，其中一些是在我们自己的太阳系中不存在的。
2013-10-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
Impacts of stellar wind and supernovae on the star cluster formation: origins of extremely high N/O ratios and multiple stellar populations
本文通过三维辐射流体动力学模拟研究了低金属丰度云中的金属增丰，发现恒星风聚集的金属引发富氮气体中的恒星形成，导致早期N/O比极高，而超新星爆发后该比值显著降低，并指出星团质量需超过约百万太阳质量才能因恒星风形成多种族恒星。
2024-07-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar wind accretion and accretion disk formation: applications to neutron star high mass X-ray binaries
最近的X射线观测揭示了高质量X射线双星的复杂性和多样性。这种多样性挑战了对致密物体吸积过程的经典理解。在这项研究中，我们加强了传统的概念，风馈吸积到中子星的性质考虑的几何效应的辐射加速风，并重新评估输送角动量通过使用一个简单的风模型。我们的结果表明，即使在由星风供给的OB型HMXB中，如果双星分离足够紧密和/或星风缓慢，由于星风的不均匀性，大量的角动量也可以被输送形成吸积盘.我们将我们的模型应用到实际的系统，如LMC X-4和OAO 1657-415，并讨论在这些系统中形成盘的可能性。
2019-03-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Effects of the stellar wind on the Ly-alpha transit of close-in planets
我们使用3D流体动力学模拟，然后合成线轮廓计算，以检查增加的恒星风的强度的影响，观察到的Ly- $α$过境的热木星（HJ）和温暖的海王星（WN）。我们发现，增加恒星风的质量损失率从0（无风）到100倍的太阳质量损失率值导致减少大气逃逸在两个行星（减少65%和40%的HJ和WN，分别与“无风”的情况下相比）。对于较弱的恒星风（较低的冲压压力），行星逃逸率的降低非常小。然而，随着恒星风变得更强，相互作用发生在行星大气的更深处，一旦这种相互作用发生在行星外流的音速表面以下，蒸发率就会进一步降低。我们分类这些制度的行星音速表面的几何形状。“封闭”是指声波表面未受干扰的情况，而“开放”是指表面被破坏的情况。我们发现恒星风强度的变化对Ly- $α$凌日的影响是非线性的。虽然在闭合到部分开放的状态下，行星逃逸率（$\simeq 5.5\times 10^{11}$ g/s）几乎没有变化，但随着HJ模拟组中恒星风质量损失率的增加，Ly- $α$吸收（蓝色[-300，-40 km/s]和红色[40，300 km/s]翼的总和）从21%变化到6%。对于WN模拟，$\simeq 6.5\times 10^{10}$ g/s的逃逸率可以引起8.8 ~ 3.7%的凌日反射，这取决于恒星风的强度。我们的结论是，相同的大气逃逸率可以产生一个范围内的反射取决于恒星风，忽略这一点的解释Ly- $α$凌日可能会导致低…
2020-10-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Interferometry of Massive Stars: Multiplicity, Magnetism, and Stellar Winds
KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Georgia State University（佐治亚州立大学）；Tel Aviv University（特拉维夫大学）
本文综述了恒星干涉测量在多普勒效应、磁性及恒星风研究方面的最新进展。
2025-11-29 astro-ph.IM astro-ph.SR
Optically-thick Structure in Early B Type Supergiant Stellar Winds at Low Metallicities
本文利用哈勃望远镜ULLYSES计划的紫外光谱，证明可从单历元光谱识别低金属丰度下早期B型超巨星星风结构，发现结构 prevalence 与金属丰度正相关，但与有效温度和终端速度无关，为约束大质量恒星质量损失率提供了新手段。
2024-01-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar Wind Confinement of Evaporating Exoplanet Atmospheres and its Signatures in 1083 nm Observations
从近距离系外行星的大气逃逸被认为是形成观测到的行星种群的关键。最近，在观察这一过程中的行动，通过过渡光谱和窄带光变曲线中的过量吸收已经取得了重大进展。我们模拟逃逸的初始均匀的行星风与恒星风相互作用。两股风的冲压压力平衡控制着这种相互作用。当恒星风对行星外流的冲击是温和的或中等的，行星外流在形成激波边界层之前通过其音速表面近似球形地膨胀。当约束很强时，行星流出物在膨胀到音速半径之前被重新引导到彗星尾部。由此产生的透射谱在He 1083 nm线准确地表示为一个1D球风的解决方案，在温和到中等的恒星风相互作用的情况下。在强烈的恒星风相互作用的情况下，吸收的程度增强，彗星尾巴导致从过境延长出口。因此，风-风相互作用的关键特征被封装在He 1083 nm等效宽度的光变曲线中作为时间的函数。扩展的He 1083 nm吸收远远超出光学过境的可能性进行规划的重要影响“过境外”的观测，作为在途数据的基线。
2022-02-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
Interaction between Winds from Weak-lined T Tauri Stars with Exoplanetary Magnetospheres
Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas da Universidade de São Paulo (IAG/USP)（圣保罗大学天文学、地球物理学和大气科学研究所）
研究弱线T Tauri星风与类地行星磁层的相互作用，分析风压与磁层压力平衡，发现磁层压缩效应及磁层大小随恒星年龄变化的规律。
2026-04-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Stellar Wind Effect on the Atmospheric Escape of Hot Jupiters and their Ly-$α$ and H$α$ transits
近距离系外行星的大气逃逸可以由来自主恒星的高能辐射驱动。行星外流与恒星风的相互作用可能会产生可观测到的凌日信号，这取决于恒星风的强度。我们进行详细的辐射流体动力学模拟的大气逃逸的热彗星，包括风从主恒星的自洽，动态耦合的方式。我们表明，行星外流是由它的热压力和恒星风的冲压压力之间的平衡。我们使用模拟输出来计算莱曼- $α$和H $α$过境签名。强风可限制外流并减小莱曼- $α$过境深度。相比之下，风对H $α$的影响很弱，因为来自行星最上层大气的贡献很小。观察这两条线对于了解来自宿主的紫外线辐射和风的影响很重要。大气质量损失率几乎与风的强度无关。我们还讨论了日冕物质抛射对信号的影响。我们认为，围绕M矮星的影响可以是显着的，在每一个过境。
2022-03-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Two regimes of interaction of a Hot Jupiter's escaping atmosphere with the stellar wind and generation of energized atomic hydrogen corona
利用二维轴对称多流体动力学模型，模拟了HD 209458b的逃逸大气层与其宿主G型星的星风在不同轨道距离上的相互作用.一个现实的太阳一样的光谱的XUV辐射电离和加热的行星大气，氢光化学，以及恒星行星潮汐相互作用被考虑到产生自洽的大气流体动力外流。两个不同的制度的行星和恒星风的相互作用已经建模。这些是：1）“被恒星捕获”状态，当潮汐力和压力梯度驱使行星物质越过洛希瓣朝向恒星时，和2）“被风吹”状态，当足够强的恒星风限制逃逸的行星大气并将其引导到尾部时。该模型详细模拟了行星原子、质子和恒星风之间的流体动力学相互作用，以及行星原子和恒星质子之间的电荷交换导致的行星周围高能中性原子（ENA）的产生。ENA云的位置和形状无论是作为电离层顶和弓形激波之间的抛物面壳（对于“风吹”状态），还是作为行星流和恒星风之间接触边界处的湍流层（对于“恒星捕获”状态），对于解释系外行星凌日谱中Lyα吸收特征和表征等离子体环境都是重要的。
2017-01-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Incorporating magnetic field observations in wind models of low-mass stars
冷的主序星的星风非常稀薄，难以观测。尽管它们只带走了少量的恒星质量，但它们对调节恒星的旋转以及其活动和磁性非常重要。当恒星风穿过行星际空间时，它会与途中遇到的任何系外行星相互作用，直到到达星际介质（ISM）。这些相互作用可能导致复杂的物理过程，这取决于风的特性。为了更好地约束风的特性，更现实的风模型，占因素，如恒星旋转和复杂/多样的观测得出的恒星磁场配置的冷恒星是必需的。在本文中，我提出了一个三维模型的冷星风，它采用的边界条件观测导出的磁地图。我还讨论了这些研究是如何相关的，例如，星风和行星之间相互作用的表征/ISM，以及宇宙射线的传播。
2014-05-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
