Multidimensional models of hydrogen and helium emission line profiles for classical T Tauri Stars: method, tests and examples
本文提出了经典金牛T星（CTTS）吸积流和流出流中形成的氢和氦谱线轮廓的多维非LTE辐射转移模型。在Sobolev近似假设下，用辐射转移程序TORUS进行了统计平衡计算，改进后的计算包括了He I和He II的能级。这使我们能够探测CTTS的内部风的物理条件，同时模拟强大的风诊断线He I（10830）和吸积诊断线，如Pa-β，Br-γ和He I（5876）。该代码已在1和2-D的问题进行了测试，我们已经表明，结果与既定的代码。我们将该模型应用于CTTS的复杂流动几何形状。模型剖面的例子是使用（1）磁层吸积和盘风，以及（2）磁层吸积和恒星风的组合计算的。在这两种情况下，该模型产生的线轮廓是定性类似的观察中发现的。我们的模型是一致的情况下，窄蓝移的吸收分量的He I（10830）的观察是由盘风引起的，和更广泛的蓝移吸收分量（P-Cygni配置文件）是由双极恒星风。然而，我们对风和磁层对于“排放”部分的相对重要性没有很强的限制。我们的初步计算表明，根据氢线的强度，盘风、恒星风和磁层的温度不会比~ 10，000 K高得多。在这些低温下，我们发现高能光子（如X射线）的光电离是产生He I（10830）发射和产生蓝移吸收成分所必需的。
2011-06-09 astro-ph.SR
Line formation in the inner winds of classical T Tauri stars: testing the conical-shell wind solution
基于轴对称磁流体动力学（MHD）模拟金牛座T星（CTTS）盘-磁层边界附近风的结果，提出了氢和氦的发射线轮廓模型.我们扩展了Romanova等人以前的“锥壳风”外流模型，使之包括一个定义明确的磁层吸积漏斗流，这对于模拟CTTS的光学和近红外氢和氦线至关重要。中等质量吸积率的MHD模型显示出半开角约为35 °的锥壳状流出。的流动特性，如在锥壳风的最大流出速度，在吸积漏斗，质量吸积和质量损失率的最大流入速度是在一个典型的CTTS中发现的。将MHD模拟得到的密度、速度和修正温度用于一个单独的辐射转移模型中，以预测谱线轮廓，并检验MHD模型与观测的一致性。线轮廓计算与各种组合的X射线光度，X射线发射等离子体的温度，和倾斜角。线轮廓形态的丰富多样性被发现，许多模型配置文件是非常相似的观测中发现的。发现当风温较高时（如\sim 10^{4} K），锥壳风对某些氢谱线（如H-α、H-β、Pa-β和Pa-γ）的贡献较大，而当风温较低时，风的贡献迅速减小。该模型很好地再现了He I（10830）中一个相对狭窄和低速的蓝移吸收分量，这在观测中经常看到。
2012-08-03 astro-ph.SR
Non-Equilibrium Processes in the Solar Corona, Transition Region, Flares, and Solar Wind \textit{(Invited Review)}
我们回顾了在太阳过渡区、日冕、太阳风和耀斑中的非平衡过程，包括非麦克斯韦分布和非平衡电离的存在和特征。的非麦克斯韦分布的基本性质一起描述其对热通量的影响，以及对个别碰撞过程的速率和由此产生的光学薄合成光谱。从观测中的高能电子的存在的约束进行了审查，包括积极检测的非麦克斯韦分布在太阳日冕，过渡区，耀斑，和风。非平衡电离的发生进行审查，以及，特别是在流体动力学和广义碰撞辐射模型。根据假设的等离子体条件的非平衡电离的预测光谱签名进行了总结。最后，我们讨论了未来的遥感仪器，可用于检测这些非平衡现象，在不同的光谱范围。
2017-06-11 astro-ph.SR
Profiles of spectral lines from failed and decelerated winds from neutron stars and black holes
我们计算了从致密天体（黑洞或中子星）流出的谱线的轮廓。我们假设，在短的加速阶段的流量的体积速度增加，然后迅速减少，形成一个失败的风。我们还研究了只减速的风。我们表明，根据相对强度的引力红移线轮廓从这样的风可能有几种类型：扭曲的P-天鹅座（发射和蓝移吸收）; W形（吸收-发射-吸收）和倒置的P-天鹅座（发射-红移吸收）。后一种情况是预期从吸积流的速度是向内的，但是，我们表明，倒P-天鹅座配置文件可以产生失败的风，只要线是在几十个史瓦西半径从紧凑的对象。
2011-02-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the source of dense outflows from T Tauri Stars. and III. Winds driven from the star-disc shear layer
对经典金牛T星（cTTS）的紫外观测表明，大尺度喷流中存在一个热（Te ~ 80，000 K）和致密（ne ~ 1 e 10 cm-3）的成分。该热分量非常靠近射流的底部形成，提供了关于射流形成机制的基本信息。在这个系列中，我们已经研究了这个分量是否可以在盘风中形成，无论是冷的还是暖的。为了总结系列，从磁转子（星）和磁盘之间的接口喷射发射进行了研究。通过星盘相互作用的外流发射的数值模拟计算合成剖面。配置文件计算几种可能的配置的恒星场：偶极（与表面强度，B的1，2和5千克）或发电机美联储。也被认为是两种类型的光盘，被动或受到阿尔法/欧米茄发电机。这些轮廓已被用于定义观测图中各种模型的轨迹：对于SiIII]线的轮廓，色散与质心。批量运动产生的杠杆臂发射的射流变得更有效的轮廓越来越宽，然而，预测的轮廓是敏感的光盘倾斜。模型进行了比较与观测的SiIII]线与哈勃太空望远镜。此外，它示出的非平稳性质的星盘风产生的闪烁的轮廓在静止期间的线通量的变化约10%。在爆发时，吸积签名出现在配置文件连同增强的风，产生吸积和流出之间的相关性，从RU Lup，AA头和RW Aur观测报告。
2010-11-04 astro-ph.SR
Effects of the chromospheric Lyα line profile shape on the determination of the solar wind HI outflow velocity using the Doppler dimming technique
太阳风外流速度的测定是探讨日冕风加速机制的基础。利用多普勒调光技术研究色球Lyα谱线轮廓形状对日冕HI原子流出速度测定的影响。多普勒调光技术考虑了HI原子在太阳风中流出区域日冕Lyα辐射的减少。本文从日冕Lyα线的紫外观测（UNOPS/SOHO）和pB同步观测（LASCO/SOHO和Mk 3/MLSO）出发，通过SOHO/SUMER、UVSP/SMM和LPSP/OSO-8的观测，研究了色球层Lyα线的抽运效应，这些观测是在太阳活动周期中，在代表性的盘上区域进行的，是时间的函数。特别地，我们考虑了四个色球线参数的影响：线宽，中心反转的深度，不对称性和峰的距离。我们发现，这些参数的变化范围是约50%的宽度，69%的中心反转的深度，35%的不对称性，和50%的峰的距离。然后，我们发现Lyα剖面的变化对日冕HI速度的估计值的影响约为9- 12%。因此，这种不确定性比其他物理量的不确定性小，可以采用时间常数和太阳盘面上Lyα廓线的独特形状来估计太阳风外流速度。
2021-08-12 astro-ph.SR
Magnetic Configurations Related to the Coronal Heating and Solar Wind Generation I. Twist and Expansion Profiles of Magnetic Loops Produced by Flux Emergence
从太阳流出的气流称为太阳风，与日冕的加热相结合，这两个过程都在太阳上形成的磁性结构中进行。为了研究负责这些过程的磁配置，我们使用三维磁流体动力学模拟再现磁结构通过磁通出现，并调查他们的配置。我们专注于两个关键量表征的磁位形：无力参数α和磁通膨胀率fex，其中前者表示有多少磁场是扭曲的，而后者表示如何急剧的磁场扩展。我们得到这些量的分布在一个新兴的通量区域。结果表明，出射磁通区由两部分组成：外部分是磁通膨胀率大的磁回路，而光球足点处α值小;内部分是强电流流过的磁回路。我们还研究了组成新兴磁通区域的磁环的膨胀轮廓。在太阳表面附近的轮廓是由一个指数扩展型，而它是由一个二次扩展型在外层大气中。这些详细的磁位形的研究有助于发展一个现实的模型，日冕加热和太阳风的产生。
2013-12-31 astro-ph.SR
Conditions in the WR 140 wind-collision region revealed by the 1.083-micron He I line profile
我们介绍了在2008年观测到的WC 7 + O 5碰撞风双星WR 140（HD 193793）中1.083微米He I线的P~Cygni剖面的光谱学，在2009年的近星通过之前，以及在2016-17年，跨越随后的近星通过。吸收和发射分量都表现出强烈的变化。当O 5星被风碰撞区（WCR）遮蔽时，吸收分量的变化对它的几何形状产生了严格的约束。当O 5星的视线穿过WCR时，吸收分量的强度和宽度在天的时间尺度上变化很大。在我们的所有配置文件上观察到的发射子峰。它的径向速度随轨道相位的变化被证明与WCR在其轨道上围绕恒星旋转时的形成一致。对曲线进行建模给出了亚峰形成区域的范围的量度。在0.93-0.99的相位范围内，次峰处的通量稳定地增加，近似与恒星分离成反比，表明WCR中形成谱线的激波气体是绝热的。在近星点之后，次峰通量异常强烈且变化迅速，表明在WCR下游形成团块。在大部分时间里，它的通量超过了2-10 keV的X射线辐射，表明它是冲击风的重要冷却剂。
2021-02-18 astro-ph.SR
Eta Carinae: an evolving view of the central binary, its interacting winds and its foreground ejecta
Eta Car的FUV光谱，在二十年的时间里用HST/STIS记录，记录了我们视线中消散消光引起的共振线的多次变化。FUV通量增加了近十倍，这导致了侏儒体内多个壳层的电离增加和分子氢的光破坏。观测到的共振线剖面与CMFGEN模式剖面的比较，允许分离的风-风碰撞和壳approptions从主风，天鹅座P profiles.The消散的掩星优先掩盖中心双星和相互作用的风相对于非常广泛的主风。我们现在能够监测碰撞风与轨道相位的变化。在最近的近星点通道上发生了高速瞬态扰动，表明次级风加速了主风，导致了下游的高速弓形激波，这是每个轨道周期新产生的。没有证据表明双星风的性质发生了变化。
2022-05-30 astro-ph.SR
Modeling the Halpha line emission around classical T Tauri stars using magnetospheric accretion and disk wind models
经典金牛座T星的光谱观测显示了广泛的线轮廓，其中许多揭示了物质流入和流出的迹象。由于其强度，Halalpha是最常观测到的线轮廓，并且它高度依赖于这些恒星周围环境的特征。我们的目的是分析如何的Halalpha线轮廓是由我们的模型，其中包含磁层和磁盘风贡献的Halalpha通量的各种参数的影响。我们使用偶极轴对称恒星磁场来模拟恒星磁层，并在我们的磁盘风区使用修改后的Blandford & Payne模型。采用一个连续三能级原子来计算所需的氢能级布居数。我们使用Sobolev近似和逐射线方法来计算积分线轮廓。通过对模型参数空间的广泛研究，我们研究了许多模型参数对计算的线轮廓的贡献。我们的结果表明，H α线强烈依赖于磁层和盘风区的密度和温度。大部分的流量来自，大多数时候，从标准的经典金牛座T星参数的磁层组件，但盘风的贡献变得更加重要的质量吸积率，温度和密度内的盘风增加。我们还发现，盘风对H α线的贡献大部分是在盘风的最内部区域发射的。考虑到物质流入和流出的模型是完全理解和描述经典金牛T星的必要条件。
2010-08-03 astro-ph.SR
Radiation-driven stellar winds at the fast-slow transition: new hydrodynamic solutions
Universidad Nacional de La Plata（拉普拉塔国立大学）；CONICET-UNLP（阿根廷国家科学研究委员会-拉普拉塔国立大学）；Universidad Mayor（麦瑟尔大学）；Universidad de Valparaíso（瓦尔帕莱索大学）
本文研究辐射驱动风在快速与δ-慢速过渡区的水动力学解，通过ZEUSS-3D代码计算H I、He I和Si IV的谱线轮廓，发现新的稳定解并探讨其对风结构的影响。
2026-04-17 astro-ph.SR
Radial dependence of line profile variability in seven O9--B0.5 stars
大质量恒星表现出各种光谱的变化：在紫外线P-天鹅座轮廓，光学线轮廓的变化，X射线的变化，径向速度调制的离散吸收成分的存在。我们的目标是研究单个OB星的光谱变化，以更好地了解光球和风变之间的关系。为此，我们依赖于高光谱分辨率，高信噪比的光谱收集与光谱仪NARVAL望远镜伯纳德Lyot在Pic du Midi。我们利用时间变异谱（TVS）研究了12条谱线的变异性。选定的线探测大气的径向结构，从光球到外部风。我们还进行了光谱分析与大气模型推导出恒星和风的属性，并限制选定的线的形成区域。我们发现，在每天的时间尺度上，在所有明亮的巨星和超巨星的风线中观察到变化。在光球层中形成的线有时是可变的，有时是不变的。矮星没有显示出任何变化的迹象。如果在每日时间尺度上观察到变异性，也可以（但不总是）在每小时时间尺度上观察到变异性，尽管幅度较低。有一个非常明显的相关性之间的振幅的变化和分数的线形成的风。强反相关的时间方差谱的不同部分之间的观察。我们的研究结果表明，在风中形成的线的变化性更强。从我们的研究中，光球和风变率之间的联系并不明显，因为无论光球变率的水平如何，都可以观察到风变率。不同的光球线也表现出不同程度的变化。
2014-09-17 astro-ph.SR
Radiation-Driven Wind Hydrodynamics of Massive Stars: A Review
本文综述了大质量恒星线驱动星风理论（m-CAK），详细分析了运动方程的拓扑结构，数值求解了三种星风解，并利用LambertW函数导出速度剖面解析近似，探讨了慢解的适用性。
2023-05-19 astro-ph.SR
Constraints on porosity and mass loss in O-star winds from modeling of X-ray emission line profile shapes
我们适合X射线发射线配置文件的高分辨率XMM牛顿和钱德拉光栅光谱的早期O超巨星Zeta Pup的模型，包括在恒星风的孔隙度的影响。我们探讨了由于球形和扁平团块的孔隙率的影响。我们发现，孔隙度模型与平坦的团块平行光球取向提供不良的拟合所观察到的线形。然而，具有各向同性团块的孔隙度模型可以提供与观察到的线形状的可接受的拟合，但仅当孔隙度效应是中等的时。我们量化了各向同性团块的孔隙率效应和从X射线线形推断的质量损失率之间的简并性，并且我们表明，如果假设中等孔隙率效应（h_infinity <~ R_*）是重要的，则质量损失率仅允许适度增加（<~ 40%）。大的孔隙度长度，从而强大的孔隙度的影响，被排除，无论对团块形状的假设。因此，X射线质量损失率的估计是相对不敏感的光学薄和光学厚结块。这支持使用X射线光谱作为质量损失率校准明亮，附近的O型星。
2013-05-24 astro-ph.SR
Line profiles of forbidden emission lines and what they can tell us about protoplanetary disk winds
本文用 Cloudy 模拟磁热型原行星盘风的禁线发射，证明其可同时再现宽窄低速成分，并与谱线光度、蓝移及倾角趋势等观测相符。
2023-11-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Deriving X-ray Line Profiles for Massive-Star Winds from Momentum-Conserving Dynamical Working Surface Solutions
本文通过推广Herbig-Haro喷流解析解，建立了基于动量守恒动力学工作面的辐射驱动风X射线线轮廓模型，表明观测X射线可能源于风底部的时间变化。
2024-04-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Disc wind models for FU Ori objects
我们提出了盘风模型，旨在再现的主要特点强钠I共振线P-Cygni配置文件中的快速吸积前主序列FU Ori对象。我们进行了Monte Carlo辐射转移模拟的标准磁离心驱动风（MHD）模型和我们自己的“Genwind”模型，它允许更灵活的风参数化。我们发现，基准MHD风和类似的Genwind模型，其中有流动出现从内部盘边缘向外，因此有极性腔没有吸收气体，不能再现深，宽的Na I吸收线FU Ori对象在低倾角。我们发现，它是必要的，包括一个“内风”，以填补这个极地腔重现的意见。此外，我们的模型假设纯散射源函数在索伯列夫近似在中间视角（$30^{\circ} \lesssim i \lesssim 60^{\circ}$）不产生足够深的线轮廓。假设完全吸收产生更好的协议与观察，但简单的估计强烈建议，纯散射应该是一个更好的近似。这种差异可能表明索博列夫近似不适用，可能是由于湍流或非单调速度场;后者有一些观测证据。我们的研究结果提供了指导，为未来的尝试，以限制FU Ori风属性使用完整的MHD风模拟，通过指出必要的边界条件的重要性，以引起内风，并建议风必须是湍流的，以产生足够深的线剖面。
2018-11-29 astro-ph.SR
Pulsation-induced atmospheric dynamics in M-type AGB stars. Effects on wind properties, photometric variations and near-IR CO line profiles
渐近巨星分支（AGB）恒星的风驱动通常被认为是一个两步过程。首先，恒星大气中的物质被恒星脉动引起的冲击波悬浮，其次，这些物质被尘埃上的辐射压力加速，导致风。在动力学大气和风模型中，恒星脉动的影响通常是通过一个简单的内边界公式来模拟的。我们测试的M型AGB恒星的动力学模型的样本，我们保持恒星参数固定的值的一个典型的米拉变量的特征，但不同的内边界条件。目的是评估对由此产生的大气结构和风特性的影响。模型的结果进行了比较，观察到的质量损失率和风速，测光，径向速度曲线，并从一维径向脉动模型的结果。动力学大气模式的计算，使用DARWIN代码的光球速度和光度变化的不同组合。通过引入恒星表面的最大膨胀和光度之间的偏移和/或通过使用光度变化的非对称形状来改变内边界。与观测结果相比，得出真实风速和质量损失率的模型也产生了真实的光度变化。为了使模型也能再现Mira星的特征径向速度曲线（来自CO $Δv = 3$线），必须在光度和径向变化的最大值之间引入0.2的总相移。我们发现，一组模型与不同的边界条件（29个模型，包括模型与标准边界条件）的结果在现实的速度和质量损失率，并在光度变化。
2017-06-26 astro-ph.SR
New Insights into the Puzzling P-Cygni Profiles of Magnetic Massive Stars
磁性大质量恒星约占OB恒星总数的10%。现代的分光偏振仪显示，这些恒星拥有强大、稳定、大规模的表面磁场，通常接近偶极，达到1千克或更高。这些全球性的磁场捕获并偏转流出的恒星风物质，形成了一个各向异性的磁层，可以用风敏感的紫外共振线进行探测。NGC 1624-2是迄今为止观测到的最具磁性的O星，其最近的HST紫外光谱显示了Civ共振双重态中不饱和的P-Cygni轮廓，以及随旋转相位的明显变化。我们研究的影响，非径向，磁通道的风流出P-Cygni线形成，使用Sobolev精确积分（SEI）的方法与NGC 1624-2的HST紫外光谱的直接比较。我们证明，除了一个磁场去饱和的吸收槽的P-Cygni配置文件，但需要进一步的努力，以充分考虑到所观察到的线轮廓的变化。因此，我们的研究为更广泛地了解强磁场如何影响紫外线质量损失诊断迈出了第一步。
2017-02-27 astro-ph.SR
Quantitative Modeling of the UV Line Profiles of Magnetic Massive Stars
最近的分光偏振测量（MiMeS，BOB）显示，大约7%的大质量恒星拥有稳定的表面偶极磁场，其强度为kG量级。这些磁场引导密集的辐射驱动的恒星风进入星周磁层。对风敏感的紫外谱线可以探测大质量恒星磁层的密度和速度结构，从而深入了解风场的相互作用。迄今为止，这种现象的大规模磁流体动力学建模一直受到相关计算成本的限制。我们的分析，使用解析动力学磁层模型，解决了这个问题，通过应用一个简单的解析处方，有效地计算合成紫外谱线。因此，它可以应用在一个更大的参数研究的背景下，推导出已知的磁性O星人口的风属性。我们还提出了最新的紫外光谱的磁性O星NGC 1624-2获得的HST/COS，测试我们的模型的局限性，并提出了一个特别复杂的磁层结构，这个原型对象。
2019-12-18 astro-ph.SR
Measuring mass-loss rates and constraining shock physics using X-ray line profiles of O stars from the Chandra archive
我们定量研究风的吸收签名的程度在X射线光栅光谱的所有非磁性，有效的单O星在钱德拉档案通过线轮廓拟合。在通常的假设下，球对称风与嵌入式冲击，我们证实了以前的说法，有些对象显示很少或根本没有风的吸收。然而，许多其他物体确实显示出不对称和蓝移的线轮廓，这表明了风的吸收。对于这些恒星，我们能够从线廓线的集合中得到风的质量损失率，并且发现其值比目前理论模型预测的值平均低3倍，如果假设聚集因子为fcl ~ 20，则与H-α相一致。相同的剖面拟合表明，X射线的起始半径通常在r ~ 1.5 R_star，以及X射线发射风分量的终极速度与体风一致。我们探讨的可能性，在他们的线配置文件中没有显示显着的风吸收签名的样本中的恒星至少有一些X射线发射所产生的碰撞风冲击与密切的二进制伴侣。一个明显的例外是猎户座zeta星，这是一颗弱风星，似乎只有非常低的质量损失率。我们还重新分析了正则O超巨星zeta Pup的结果，使用太阳-金属丰度风不透明度模型，发现Mdot = 1.8 \times 10^{-6} M_sun/yr，与最近的多波长测定一致。
2014-01-30 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Analytical Solutions for Radiation-Driven Winds in Massive Stars II: The $δ$-slow Regime
精确的质量损失率和大质量恒星风的终极速度对于从辐射转移计算中获得合成光谱和确定大质量恒星的演化路径是必不可少的。从理论的角度来看，风参数和速度分布的解析表达式将比解决复杂的非线性流体动力学方程组的数值计算具有许多优点。在以前的工作中，我们得到了一个快速风制度的分析描述。现在，我们提出了一个近似表达式的线力的新参数，并获得速度剖面封闭形式的解决方案（在朗伯$W$功能）的$δ$ -慢政权。使用此分析速度分布，我们能够获得基于m-CAK理论的质量损失率。此外，我们还建立了这组新的线力参数与已知恒星和m-CAK线力参数之间的关系。为此，我们计算了网格的数值流体动力学模型，并进行了多元多元回归。数值和我们的描述导致它们的值之间的良好一致性。
2021-04-07 astro-ph.SR
Analysis of Far-UV Data of Central Stars of Planetary Nebulae: Occurrence and Variability of Stellar Winds
叠加在恒星连续谱上的天鹅座P型高激发线剖面的存在，揭示了中央恒星行星状星云（CSPNe）中星风的存在。我们已经检查了整个FUSE档案，并合并了CSPNe的所有有用观测，以产生可用于评估恒星风发生的最高质量光谱。此外，每个CSPN的个别光谱已被搜索的天鹅座P配置文件中的变异。在44 CSPNe中发现了天鹅座P型高激发线的轮廓，线电离势和恒星有效温度之间有明显的相关性。我们介绍了一个处方，以获得终端风速（v_inf）从饱和和不饱和的天鹅座P的配置文件，并提供这些恒星的v_inf的新值。另外23个CSPNe没有显示出天鹅座P的轮廓，或者它们的FUSE数据不能确定天鹅座P轮廓的出现。首次在6个CSPNe，即Hen 2-131，NGC 40，NGC 1535，NGC 2392，Sp 3和SwSt 1中发现了高激发远紫外线的P Cygni轮廓的可变性，使具有可变P Cygni轮廓的CSPNe的数量增加到13个，包括先前使用IUE或FUSE观测报告的那些。变异性优先出现在不饱和的PV和Si IV线中，也出现在饱和的C III和O VI线中。天鹅座变星剖面的CSPNe具有相似的恒星性质（相对较低的log（g）和T_eff），表明它们是演化程度较低的CSPNe。一些具有可变P Cygni轮廓的CSPNe显示O VI线，而它们的T_eff不足以产生该离子。我们认为，这样的离子产生的俄歇电离从X射线相关…
2013-03-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetically Confined Wind Shocks in X-rays - a Review
大质量恒星的一个子集（~ 10%）呈现出强的、全局有序的（主要是偶极的）磁场。恒星风在闭合的磁环中被捕获和引导，导致磁约束风激波（MCWS），激波前的气流速度是风终端速度的一小部分。这些冲击产生热等离子体，一种X射线源。在过去的十年中，发生了一些发展，特别是使用XMM-牛顿和钱德拉确定大样本物体的热等离子体特性，以及完全自洽的MHD建模和识别弱风中的激波撤退效应。尽管有一些例外，但磁约束、冲击波撤退和旋转效应的结合似乎能够解释大质量OB星的X射线发射。在这里，我们回顾这些新的观测和理论方面的X射线发射，并设想下一代的X射线天文台的一些观点。
2015-09-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Broadband Photon Spectrum and its Radial Profile of Pulsar Wind Nebulae
观测到的脉冲星风星云（PWNe）X射线辐射的径向轮廓与标准的一维定常模型相矛盾。然而，1-D模型还没有被测试，以再现体积积分光谱和径向轮廓的表面亮度，同时。我们重新讨论了一维定常模型，并将其应用于PWNe 3C 58和G21.5-0.9。我们发现脉冲星风的参数，终端激波半径$r_{\rm s}$和磁化强度$σ$，极大地影响光子谱和辐射的径向轮廓。我们已经表明，整个光谱的参数限制导致一个较小的X射线星云比观察到的。我们还测试了只再现X射线和伽马射线观测的情况，忽略了无线电和光学成分。在这种情况下，有一些参数集可以重现光谱和发射轮廓，但是到星云边缘的平流时间比年龄小得多。我们的详细讨论澄清，标准的1-D稳态模型有严重的困难，同时再现体积积分光谱和表面亮度。这意味着模型应该通过考虑额外的物理过程，如粒子的空间扩散来改进。此外，我们还计算了射电、光学和TeV γ射线的表面亮度分布。这些波段的观测对探测PWNe的相对论等离子体和磁场的空间分布也有重要意义。
2017-03-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Relative contribution of the magnetic field barrier and solar wind speed in ICME-associated Forbush decreases
我们研究了1997-2005年期间Oulu中子监测器数据中与地球定向行星际日冕物质抛射（ICME）相关的50个宇宙线福布什衰减（FD）。一般认为，这类事件的发生是由于宇宙射线受到传播扩散屏障的屏蔽。主要的作用过程是宇宙射线穿过ICME携带的大规模磁场的扩散和太阳风的平流。为了更好地理解这些效应的相对重要性，我们分析了FD轮廓与行星际磁场（B）和太阳风速度（Vsw）之间的关系。在一个给定的FD的整个持续时间，我们发现，FD配置文件一般是好（反）相关的B和VSW配置文件。这一趋势也分别适用于FD主要阶段和恢复阶段。然而，对于恢复阶段，FD曲线与Vsw曲线高度反相关，但与B曲线不相关。虽然FD曲线的总持续时间与Vsw曲线的总持续时间相似，但它明显长于B曲线。
2016-08-12 astro-ph.SR hep-ex physics.plasm-ph
Constraining Protoplanetary Disk Winds from Forbidden Line Profiles with Simulation-based Inference
本研究提出基于模拟的推断技术，用于从原行星盘禁线轮廓中无先验假设地恢复风模型参数，并在无噪声模拟光谱中验证其准确性。
2024-03-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
An episodically variable stellar wind in the planetary nebula IC\,4997
IC 1，4997是一个行星状星云，以其多变性而闻名。我们提出了在1993年，2019年和2020年获得的IC\，4997的高分辨率光谱，揭示了H $α$和[N\，{ \sc ii}]发射线轮廓的变化，这是该物体从未报道过的。1993年观测到的天鹅座H $α$ P\，在2019- 2020年的辐射轮廓变为单峰轮廓，表明星风已大大减弱。在1993年至2019- 2020年期间，非常宽的H $α$发射翼缩小了$\sim$ 2倍，表明瑞利-拉曼散射的效率明显降低。1993年发现的一个高速[N\，{ \sc ii}]星云成分在2019年和2020年消失了，可能是由于其电子密度下降。星风强度与[O\，{ \sc iii}] $λ$ 4363/H $γ$线强度比的幕式（$\sim$ 50- 60年）变化之间存在相关性，表明幕式平稳变化的星风是IC\，4997变率的主要原因.在未来几年中，对强度比和H $α$发射线剖面的监测以及新的多波长观测是揭示IC 1，4997中正在进行的过程和限制风变率起源的关键。
2021-12-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Shock-wave heating mechanism of the distant solar wind: explanation of Voyager-2 data
旅行者2号的重要发现之一是太阳风质子温度的非绝热径向分布。这种现象已经研究了几十年。湍流能量的耗散被认为是造成温度分布的主要物理过程。湍流既与太阳风对流，又通过流中的压缩和剪切以及拾取离子而起源于太阳风。外日球层中太阳风加热的压缩源是激波，激波来源于日冕或太阳风本身。这项工作的目的是证明冲击波加热本身足以解释旅行者2号获得的温度分布。冲击波加热的效果是在一个非常简单的球对称的高分辨率（在空间和时间）的气体动力学数据驱动的太阳风模型的框架内证明。这个数据驱动的模型采用1 AU的太阳风参数，分辨率很低。数据来自NASA OMNIWeb数据库。重要的是要强调：（1）模型捕捉到了传播和/或起源于太阳风的冲击，（2）模型中没有考虑其他热源。我们将这个简单的模型扩展到磁流体动力学（MHD）和双组分模型，并发现了非常相似的结果。数值模拟结果与旅行者2号卫星观测到的太阳风温度廓线吻合得很好。同样值得注意的是，使用每日平均OMNI数据的数值结果显示出非常相似的温度分布，而使用27天平均OMNI数据的数值运行证明了温度的绝热行为。
2022-10-26 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
X-ray emission from interacting massive binaries: a review of 15 years of progress
前几代的X射线天文台揭示了一组相对明亮的X射线发射体的大质量双星。这是由于位于恒星之间的风-风相互作用区中的激波加热等离子体的发射。随着新一代X射线观测站的出现，可以对这一现象进行更详细的研究。在这篇评论中，我们强调了在过去15年中，我们在理论和观测方面对这一现象的理解所取得的进展。所有这些研究为今后利用下一代X射线卫星进行调查铺平了道路，这些卫星将提供关于在风-风相互作用的最内部形成的X射线发射的关键信息。
2015-09-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
A review on solar wind modeling: kinetic and fluid aspects
我们回顾了太阳风（SW）的动力学外逸层和流体模型的主要优点和局限性。讨论了Chapman提出的流体静力学模型、Parker提出的第一代超音速流体动力学模型和Chamberlain提出的第一代亚音速动力学模型。结果表明，正确估计的电场在第二代动力学外逸层模型开发的Lemaire和Scherer，提供了一个超音速膨胀的电晕，调和的流体动力学和动力学的方法。第三代动力学外逸层模型考虑kappa速度分布函数（VDF）而不是外底处的Maxwell分布函数，此外，它们处理电势随径向距离的非单调变化;第四代外逸层模型包括基于Fokker-Planck碰撞项的库仑碰撞。太阳风的多流体模型提供了一个粗粒度的描述，并成功地再现了SW宏观属性（密度，体积速度）的时空变化。回顾了多流体SW模型的主要类别：最初由Parker提出的描述超音速SW膨胀的5-矩或Euler模型; 8-矩和16-矩流体模型;改进碰撞项的回旋方法以及基于观测VDF的回旋模型。碰撞，包括远程库仑遇到的突出问题，也进行了讨论，无论是在动力学和多流体的背景下。尽管几十年来这两种方法一直被视为对立的，但在本文中，我们强调它们的互补性。的太阳风的动力学和流体模型的审查也有助于更好地评估仍然存在于SW建模的开放性问题，并建议可能的未来发展。
2013-06-04 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Metastable Helium Absorptions with 3D Hydrodynamics and Self-Consistent Photochemistry II: WASP-107b, Stellar Wind, Radiation Pressure, and Shear Instability
本文介绍了WASP-107 b的亚稳态氦（He*）观测的模拟，迄今为止最高的信噪比检测，由三种不同的仪器确认。我们采用全三维流体动力学加上共同发展的非平衡热化学和射线跟踪辐射，预测质量损失率，温度分布，合成He* 线轮廓和光变曲线的第一原理。我们发现，一个恒星风强于太阳所需要的观测严重蓝移线轮廓和不对称的过境光变曲线。与以前的信念相反，我们认为，辐射压力可以是重要的Ly $α$的意见，但{ \it不}他 *。我们发现WASP-107 b正在以$\dot{M} \simeq 1.0\times 10^{-9}~M_\oplus~{\rm yr}^{-1}$的速度失去质量。虽然$\dot{M}$的变化由$<1~\%$给定恒定的风和辐射从主机，剪切不稳定性仍然出现风的影响，产生$\sim 10~\%$波动的He* 过境深度超过一小时的时间尺度。通常假设He* 渡越深度指示$\dot{M}$的波动是有问题的。拖尾比行星邻近更容易受到剪切不稳定性的影响，因此蓝移机翼中的线轮廓变化更大，而中星后的凌日光变曲线变化更大。我们强调Ly $α$（高海拔，低密度）和He*（低海拔，高密度）过境观测之间的协同作用，特别是同时的，产生更好的了解行星外流和恒星风的属性。
2020-12-31 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Zeeman Effect in the Sobolev Approximation II: Split Monopole Fields and the "Heartbeat" Stokes V Profile
我们计算的圆偏振斯托克斯V轮廓的发射线，形成在热星风线程与弱径向磁场。为了简单起见，我们假设风场被风沿径向梳理，旋转不起中心作用，将其视为分裂的风场。在弱场近似下，我们发现V轮廓具有特征性的“心跳”形状，表现出多个符号反转，在没有理论指导的情况下，这可能被误认为是噪声。我们还得出结论，有一个趋势的V型线的每一侧分别积分为零。
2009-06-17 astro-ph.IM astro-ph.SR
From thermal to magnetic driving: spectral diagnostics of simulation-based magnetothermal disc wind models
本研究通过辐射转移后处理生成合成发射图和谱线轮廓，对比了强磁化、弱磁化和纯光蒸发三种原行星盘风模型，发现整体蓝移和半高全宽可有效区分不同驱动机制，且大多数观测到的窄低速分量符合弱磁化或纯光蒸发模型。
2025-11-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
The evolution of the solar wind
太阳风是如何进化到今天的样子的？在这篇综述中，我将讨论太阳风的长期演化，包括观测到的与太阳风密切相关的性质的演化：旋转、磁性和活动。鉴于我们无法获得40亿年前太阳风的数据，这篇综述依赖于恒星数据，试图更好地将太阳和太阳风置于恒星背景下。我概述了一些聪明的检测方法的风的类太阳恒星，并从这些观测到的太阳风质量损失率的演变序列。然后，我将这些观测性质（包括旋转，磁性和活动）与恒星风模型联系起来。最后，我通过讨论太阳风的演化对地球和太阳系其他行星的影响来结束这篇评论。我认为，研究系外行星系统可以为我们理解太阳风的演变开辟新的途径。
2021-03-29 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.plasm-ph
Hydrodynamical interaction of stellar and planetary winds: effects of charge exchange and radiation pressure on the observed Ly$α$ absorption
Lyman $α$对凌日系外行星HD 209458 b的观测使得能够研究暴露于恒星EUV通量的系外行星系外球以及相互作用的恒星风特性。在这项研究中，我们提出了三维流体动力学模型的恒星-行星风的相互作用，包括辐射压力和电荷交换，以及光电离，复合和碰撞电离过程。我们的模型探讨了辐射压力和电荷交换对Ly $α$吸收剖面的流体动力学框架中的贡献，并为一组适合HD 209458的恒星风参数。我们发现大部分的吸收是由来自行星的物质产生的，其次是通过电荷交换中和的恒星离子。与此同时，水动力冲击加热了行星物质，导致了广泛的热分布。同时，辐射压力使吸波材料的速度产生了微小的移动。虽然电荷交换和辐射压力都没有提供足够的中性粒子的速度，需要单独解释在$-100~\mathrm{km~s^{-1}}$的意见，我们发现，这两个效果结合广泛的热分布能够解释的意见。
2019-07-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Diagnostic Kit for Optical Emission Lines Shaped by Accretion Disc Winds
本研究针对激变变星的光学风致发射线，构建了含3645条合成H-alpha谱线的模型网格，改进了风致发射线诊断方法，提出外流参数标度关系，并开源模型及配套网页工具。
2025-09-02 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Forbidden line diagnostics of photoevaporative disc winds
由中心恒星高能辐射驱动的光蒸发在原行星盘的演化中起着重要作用。光蒸发风已经通过蓝移的发射线被明确地探测到，但它们的详细性质仍然不确定。在这里，我们提出了一种新的经验方法，使这些热风的观测预测，试图填补理论和观测之间的差距。我们用等温风的自相似模型计算了几条特征谱线的谱线轮廓（在12.81 $μ$ m处的[Ne ${\rm{\scriptsize II}}$ ]线，以及诸如[O ${\rm{\scriptsize I}}$ ] 6300 $\mathring{A}$和[S ${\rm{\scriptsize II}}$ ] 4068/4076 $\mathring{A}$的光学禁戒线），研究这些线如何受诸如气体温度、盘倾角、和密度分布。我们的模型成功地再现了蓝移线与$v_{\rm peak} \lesssim 10$公里/秒，这与增加光盘倾角减少。谱线宽度随着圆盘倾角的增加而增加，范围从$Δv \sim 15-30$ km/s。预测的蓝移主要是敏感的气体声速。所观察到的[Ne ${\rm{\scriptsize II}}$ ]线轮廓与热风一致，并指向相对较高的声速，如EUV光蒸发所预期的那样。然而，观察到的[O ${\rm{\scriptsize I}}$ ]线配置文件需要较低的温度，预期在X射线光蒸发，并显示出更广泛的分散，是难以调和的一个单一的风模型，它似乎很可能，这些线跟踪多相…
2020-06-17 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
