Interacting winds in massive binaries
大质量恒星的特征是当两颗这样的恒星被束缚在一个双星系统中时，它们之间会发生高能量的恒星风相互作用。这些相互作用的特征现在在很宽的波长范围内被发现，包括无线电域，光学波段，以及X射线甚至伽马射线。因此，正确理解这些效应对于从光谱和光度观测中获得大质量双星组成部分的基本参数是很重要的。
2014-01-15 astro-ph.SR
Radiation-driven winds of hot luminous stars. XVI. Expanding atmospheres of massive and very massive stars and the evolution of dense stellar clusters
背景：星暴，特别是它们的大质量恒星，在星系的演化中起着至关重要的作用。大质量恒星的恒星风不仅会显著影响其周围环境，而且质量损失也会深刻影响恒星本身的演化。除了每颗恒星的演化，大质量星暴星团的致密核心的演化也受到N体相互作用的影响，而通过合并形成的超大质量恒星可能对星团的演化具有决定性的影响。目的：介绍一种带风的O型恒星大气的先进诊断方法，包括评估丰度、恒星和风参数测定的准确性。研究方法：我们结合一致的模型，详细的恒星演化计算大质量和非常大质量的单星膨胀的大气层致密的星团的演变。要准确预测超大质量恒星的质量损失率，需要对膨胀大气中的统计平衡、流体动力学和辐射过程进行高度一致的处理。结果如下：我们提出了计算质量损失率，终端风速，和光谱能量分布的大质量和非常大质量的恒星不同的金属丰度，从大气模型计算的一致性提高了水平。结论：使用我们计算的质量损失率进行的恒星演化计算表明，低金属丰度的超大质量恒星只损失了非常少量的质量，这使得超大质量的第三星族恒星不太可能导致星际介质中显著的氦富集。太阳金属丰度的恒星有较高的质量损失率，但这些损失率并不高到足以排除在密集星团中合并形成的超大质量恒星，这些恒星的质量足以形成中等质量的黑洞。
2011-11-24 astro-ph.SR
3D Simulations of Magnetic Massive Star Winds
由于计算的要求和数值计算的困难与坐标奇异性在球面几何，完全动态的三维磁流体动力学（MHD）模拟的大质量星风是不容易的。在这里，我们报告的第一个这样的三维模拟使用$θ^1$ Ori C（O5.5 V）作为模型的初步结果。倾斜磁旋转体$θ^1$ Ori C是其环星环境中的硬X射线发射等离子体源。我们的数值模型可以解释这颗恒星的硬度和X射线发射的位置，证实磁约束风激波（MCWS）是一些大质量恒星中硬X射线的主要机制。
2012-03-07 astro-ph.SR
Winds of Massive Magnetic Stars: Interacting Fields and Flow
我们目前的结果的三维数值模拟的磁约束，辐射驱动的恒星风的大质量恒星，进行使用天体物理MHD代码冥王星，重点是了解无线电和亚毫米发射的旋转变化。辐射驱动根据Castor，Abbott和Klein的辐射驱动风理论来实现。许多磁性大质量恒星的磁轴相对于自转轴是倾斜的。这种错位导致了复杂的风结构，因为磁约束、离心加速和辐射驱动作用将星周等离子体引导到弯曲的盘中，其可观察的特性在多个波长中应该是明显的。这种结构被分析来计算自由-自由热射电辐射，并确定特征强度图和射电光变曲线。
2017-11-30 astro-ph.SR
Limb-Darkened Radiation-Driven Winds from Massive Stars
我们计算了大质量恒星辐射驱动风理论中边缘变暗的有限圆盘修正因子的影响。我们求解了旋转辐射驱动风的一维m-CAK流体动力学方程的所有三个已知解，即，fast、Ω-slow和δ-slow。我们发现，对于快速的解决方案，质量损失率增加了一个因素\sim 10%，而终极速度减少约10%，当与解决方案相比，使用一个有限的磁盘校正因子从一个均匀明亮的恒星。对于另外两种慢解，变化几乎可以忽略不计。虽然临边暗化对风动量-光度关系没有影响，但它会影响合成线廓线的计算和精确风参数的推导。
2012-07-25 astro-ph.SR
Diagnosing small- and large-scale structure in the winds of hot, massive OB-star
无论是观测上还是理论上都已经确定，炽热的大质量OB-恒星的风在广泛的空间尺度上是高度结构化的。本文首先讨论了与这些风的线驱动固有的强不稳定性相关的小尺度结构的后果。我们证明了正确处理这种风聚集的重要性，以获得可靠的估计质量损失率，也表明，不稳定的模拟扰动在较低的边界确实显示显着的聚集相当接近风基地，在一般协议的意见。但是，越来越多的大质量恒星也被发现拥有强大的表面磁场，这可能会引导恒星的外流，并诱发大规模的风结构和光谱诊断的周期性行为。本文的结论表明，多维，磁流体动力学风模拟，再加上详细的辐射传输建模，可以重现非常好的周期性巴耳末线发射观察到的缓慢旋转的磁性O星，如HD 191612。
2012-05-14 astro-ph.SR
3-D Radiative Transfer Modeling of Structured Winds in Massive Hot Stars with Wind3D
利用Wind3D辐射转移（RT）程序，我们建立了大质量热星结构风的三维模型。我们研究了在B型超巨星HD 64760的风中观测到的大尺度结构的物理性质，并对Si IV λ1395中的离散吸收分量（DAC）和转动调制进行了详细的线轮廓拟合。我们开发参数化输入模型Wind3D与大规模的赤道风密度和速度结构，或所谓的“同向旋转相互作用区”（CIR）和“旋转调制区”（RMR）。参数化模型提供了高性能RT计算从头算流体动力学输入模型的重要优势。输入模型计算的加速使我们能够模拟和研究大质量热恒星扩展风中的各种物理条件。新的建模方法是非常灵活的约束HD 64760中的RMR的动态和几何风特性。我们计算的调制产生的径向密度增强，几乎线性地突出到赤道风的规则模式。我们发现，调制所造成的狭窄的“辐条状”风区。我们提出的流体动力学模型表明，线性形状的径向风图案可以引起的机械波作用在底部的恒星风从蓝超巨星。
2010-12-23 astro-ph.SR
Winds of Massive Stars: High Resolution X-ray Spectra of Stars in NGC 3603
星系团NGC 3603拥有银河系中一些最大质量的恒星。用Chandra高能光栅光谱仪进行了50 ks的曝光，我们已经分辨出了几个最亮的星团成员的光谱中的发射线，它们是WNh和O光谱类型。这一观测结果为我们提供了这一附近星暴区此类恒星的第一个明确的高分辨率光谱。所研究的恒星具有加宽的X射线发射线，有些具有蓝移的质心，并且具有大质量恒星风的特征，其终极速度约为2000- 3000 km/s。X射线亮度和等离子体温度都非常高的WNh和O星的研究。我们得出结论，它们的X射线很可能是风碰撞的结果。
2018-11-25 astro-ph.SR
Massive star winds interacting with magnetic fields on various scales
大质量恒星演化的一个决定性过程是它们通过密集的超音速线驱动风持续的质量损失。在OB星的情况下，也主机的表面磁场，该领域和电离流出之间的相互作用导致复杂的星周结构称为磁层。在这篇文章中，我们回顾了大质量恒星磁层领域的最新进展，包括目前对O型恒星周围最大磁层的表征：NGC 1624-2。我们还讨论了潜在的“分析动力磁层”（ADM）模型来解释多波长观测。最后，我们研究了迄今未被发现的小尺度磁场对大质量星风的可能影响，并将其假设的后果与现有的无法解释的观测结果进行了比较。
2018-01-24 astro-ph.SR
3D Models of Radiatively Driven Colliding Winds In Massive O+O Star Binaries: I. Hydrodynamics
采用三维流体动力学模型研究了大质量恒星双星中的风-风碰撞动力学，该模型考虑了引力、风的驱动、恒星的轨道运动和激波等离子体的辐射冷却。在这第一篇论文中，我们将我们的研究限制在主序列O+O二进制。风-风碰撞区域的性质高度依赖于冲击等离子体的冷却程度，以及冲击等离子体的流动时间尺度与轨道时间尺度的比率。在封闭系统中，由于风在加速到终端速度之前发生碰撞，因此震前风速较低。辐射抑制也可以降低震前风速。总之，这些效应可以导致激波后气体的快速冷却。辐射抑制在更广泛的系统中不太重要，在那里风在碰撞之前被加速到更高的速度，并且由此产生的碰撞区域可以在很大程度上是绝热的。在具有偏心轨道的系统中，在近星通过期间形成的冷气体甚至可以在远星处持续存在，然后被烧蚀并混合到周围环境中和/或加速离开系统。
2009-04-01 astro-ph.SR
Asteroseismology and spectropolarimetry: opening new windows on the internal dynamics of massive stars
在这篇文章中，我们将展示如何星震学和光谱偏振允许探测大质量恒星内部的动力学过程。首先，我们总结了目前的研究现状，其次，我们回顾了大质量恒星中的MHD机制。接下来，我们将展示如何给强烈的约束，而旋光光谱的内部混合和角动量的运输允许解开磁场所扮演的角色。
2014-08-19 astro-ph.SR
Line-drag damping of Alfvén waves in radiatively driven winds of magnetic massive stars
来自大质量恒星的线驱动恒星风具有很强的线消影不稳定性。最近，分光偏振测量已经收集了大量的证据，表明银河系的一部分大质量恒星拥有强大的表面磁场。我们在这里调查的传播和稳定性的磁辐射波在这样一个磁化，线驱动风。我们的分析，线性稳定性分析包括线散射恒星辐射，并占径向和非径向扰动。我们建立了任意扰动波长的桥接定律，然后分别分析了长、短波长极限。虽然长波长的辐射波和磁波被发现是完全解耦的，但一个关键的结果是短波长的径向传播的阿尔文波耦合到散射辐射场，并且由于线拖曳效应而被强烈阻尼。在散射线驱动流中磁波的阻尼可能对调节非线性风动力学产生重要影响，因此也可能对风结构的观测诊断和磁力线驱动风的聚集产生强烈影响。
2020-10-12 astro-ph.SR
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
Clumping in the inner winds of hot, massive stars from hydrodynamical line-driven instability simulations
我们研究了恒星边缘变暗和光球扰动对线驱动恒星风的强的、内在的线消影不稳定性（LDI）所产生的风结构的影响。线性扰动分析表明，包括临边暗化降低了散射辐射的稳定作用，导致净不稳定增长率，即使在风基地。数值辐射流体动力学模拟的非线性演化的这种不稳定性，然后表明，与以前的模型相比，假设一个均匀明亮的恒星没有基地扰动，风结构现在发展得更接近（$r \la 1.1 R_\star$）的光球。这与O型星的观测结果更吻合，O型星通常表明在风底附近存在强烈的聚集。
2012-10-05 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
Variability in X-ray line ratios in helium-like ions of massive stars: the wind-driven case
高光谱分辨率和长曝光时间提供了大质量恒星X射线波长数据质量的前所未有的水平。发射X射线的等离子体的一个关键诊断是类氦三重态的fir线。特别是，由于辐射泵浦效应，禁止的相互组合线光度比，R=f/i，可以用来确定热等离子体的大质量恒星的UV明亮的光球的接近。此外，大型观测计划的时代还允许对谱线变异性进行调查。这个贡献是第二个探索如何在线比的变化可以提供新的诊断信息，在一个大规模的星风分布的X射线。虽然有许多方法可以驱动线比的可变性，但我们使用可变质量损失作为说明性示例。f/i比可以由于不断变化的风特性而被显著地调制。我们评估如何可变的质量损失可能偏差的f/i的措施。
2019-03-15 astro-ph.SR
Polarimetric modeling of corotating interaction regions (CIRs) threading massive-star winds
大质量星风是复杂的辐射流体动力（有时是磁流体动力）外流，由其极强的光度推动。风通常被发现是结构化的和可变的，但也可以在各种风诊断中显示周期性或准周期性行为。在puristic单星中观察到的规则变化，特别是在紫外风线中，通常被归因于同转相互作用区（CIR），就像在太阳风中看到的那样。我们提出的光变曲线的变偏振风CIR结构。我们开发了一个模型的时间无关的CIR运动学描述的基础上。假设光学薄的电子散射，我们探讨的范围内的偏振光变曲线，结果的曲率，纬度和数量的CIR是不同的。我们发现，一个多样化的阵列的可变极化的情况下，从探索的结果。来自未分辨源的净偏振更偏向风的内半径。鉴于大多数大质量恒星的风相对于它们的旋转速度来说都比较快，CIR在内部半径处往往是圆锥形的，在风中的几个到几个恒星半径处过渡到螺旋形。具有单一CIR结构的风导致容易识别的偏振特征。相比之下，允许多个CIR，都出现在恒星的方位角和纬度位置的范围内，可以产生复杂的偏振行为。虽然我们的模型是基于一些简化的假设，它产生的定性行为，我们希望是强大的，这使我们能够探索广泛的CIR配置，将证明是有用的解释极化数据。
2015-01-29 astro-ph.SR
X-ray Emission Line Profiles from Wind Clump Bow Shocks in Massive Stars
结构流的后果仍然是一个紧迫的话题，在有关光谱数据的物理过程中发生的大规模星风。在之前的一篇论文中，我们的小组报告了高超声速气流通过刚性球形团块的流体动力学模拟，以探索风团块周围可能形成的弓形激波的结构。在这里，我们报告的发射线，从这样的弓激波形态的配置文件。为了计算发射线轮廓，我们采用了风和团块的两个组件的流结构，使用两个“β”速度定律。虽然单个弓形激波往往会产生双角发射线轮廓，但一组弓形激波会导致具有蓝移峰值发射的一系列形状的线轮廓，这取决于团间风介质的X射线光吸收程度、流中团结构的数量以及团的径向分布。利用两个贝塔定律的公式，可以导出理论上的辐射量和整个风场的温度分布。排放量趋于幂律，温度分布随风速变化较宽。虽然仅限于绝热冷却的情况下，我们的模型突出的弓激波效应的热等离子体温度和恒星风中的发射测量分布和它们的影响X射线线轮廓形状的影响。以前的模型都集中在几何考虑的团块和它们在风中的分布。我们的研究结果代表了第一次风团结构的温度分布是明确的和自洽的占建模X射线线剖面形状的大质量恒星。
2012-02-24 astro-ph.SR
Physics of mass loss in massive stars
我们审查潜在的质量损失机制在大质量恒星的各个演化阶段，从众所周知的线驱动风的O型星和BA-超巨星的少被理解的风从红超巨星。我们讨论光学厚风沃尔夫-拉叶星和超大质量恒星，和孔隙度缓和，连续驱动的质量损失的恒星正式超过爱丁顿极限，这可能解释了巨大的爆发从发光蓝变星的假设。最后，我们对线驱动风中的快速旋转、磁场和小尺度不均匀性的影响进行了简要的回顾。
2014-09-11 astro-ph.SR
A VLBI study of the wind-wind collision region in the massive multiple HD 167971
上下文大质量双星中的碰撞风能够将粒子加速到相对论速度，这是不同恒星组件的风之间相互作用的结果。HD 167971表现出这种现象，使其成为一个强大的射电源。目标。我们的目标是表征的无线电发射的形态和它的依赖于轨道运动，跟踪独立的近红外干涉，光谱二进制和三级组件，符合HD 167971。方法.我们分析了2006年和2016年C和X波段的甚长基线干涉数据。我们补充我们的分析与风-风碰撞区域的几何模型，并与系统的天体测量描述。结果我们确认，所检测到的非热射电辐射与风-风碰撞区的光谱二进制和第三分量在HD 167971。风-风碰撞区域的方向变化与光谱双星周围第三纪的轨道运动一致。总强度也在两个观测时期之间以与SB和T之间的间隔成反比的方式变化，具有典型的光学薄同步辐射的负陡峭光谱指数，可能被逆康普顿冷却效应陡峭化。风-风碰撞弓形激波的形状及其相对于恒星的位置表明，来自光谱双星的风动量比第三纪的强。最后，恒星系统和风-风碰撞区域的天体测量解与独立的盖亚数据一致。
2019-01-29 astro-ph.SR
A Massive Star is Born: How Feedback from Stellar Winds, Radiation Pressure, and Collimated Outflows Limits Accretion onto Massive Stars
大质量的原恒星获得高光度，因为它们正在积极地吸积，并且施加在恒星大气层中的气体上的辐射压力可能会发射各向同性的高速风。这些风将与周围的气体碰撞，产生激波加热（$T\sim 10^7$ K）的稀薄气体，这些气体会膨胀并推动可能会被吸积的稠密气体。我们提出了一套三维辐射磁流体动力学模拟的大规模星前核心的崩溃，包括辐射反馈的恒星和尘埃再处理的辐射场，准直外流，并首次，各向同性恒星风模型如何影响这些过程的形成大质量恒星。我们发现，风最初推出时，大规模的原恒星仍在吸积和它的风的性质演变的原恒星合同的主序星。风反馈驱动非对称绝热风泡，具有双极形态，因为致密的星周物质挤压热冲击加热气体的膨胀。我们称之为“风洞效应。“如果核心被磁化，风反馈在最初驱动绝热风气泡时效率较低，因为磁张力会延迟它们的生长。我们发现，风反馈最终淬灭吸积到$\sim$ 30 $\rm{M_{\rm \odot}}$原恒星，形成从这里模拟的孤立的核心崩溃。因此，我们的研究结果表明，$\gtrsim$ 30 $\rm{M_{\rm \odot}}$恒星可能需要更大规模的动态流入，从他们的主机云，以克服风的反馈。此外，我们讨论了观察绝热风气泡与\textit{Chandra}的影响，而大质量的原恒星仍然高度嵌入。
2022-11-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
UV Spectropolarimetry with Polstar: Massive Star Binary Colliding Winds
Polstar利用紫外光谱偏振观测研究大质量双星碰撞风的动力学，通过高分辨率光谱和偏振技术约束风的物理特性及辐射驱动风的普遍规律。
2022-07-14 astro-ph.SR
Dust Production Factories in the Early Universe: Formation of Carbon Grains in Red-supergiant Winds of Very Massive Population III Stars
研究了一颗零龄主序星质量为500 M太阳的超大质量第三星族恒星在红超巨星（RSG）阶段星风中尘埃的形成。我们发现，在一个富含碳的风与恒定的速度，碳颗粒可以形成一个对数正态分布，所有的碳可用于尘埃形成最终凝结成尘埃的质量损失率（（0.1-3）× 10 ^{-3} M_sun yr^{-1}）和风速（1-100 km s^{-1}）的范围。我们还发现，由新形成的尘埃驱动的风的加速抑制了晶粒的生长，但仍然允许超过一半的气相碳最终被锁定在尘埃颗粒中。这些结果表明，在500颗太阳质量的第III星族恒星的RSG阶段，最多可以形成1.7太阳质量的碳颗粒。如果星族III恒星的初始质量函数是头重脚轻的，那么如此高的尘埃产量可以使非常大质量的原始恒星成为宇宙早期的重要尘埃来源。我们还简要讨论了一个新的形成方案的富碳超贫金属恒星考虑非常大质量的第三星族恒星的反馈。
2014-04-22 astro-ph.SR
Modeling broadband X-ray absorption of massive star winds
我们提出了一种方法来计算从大质量恒星的冲击加热等离子体分布在整个部分光学厚的恒星风发射的X射线的净传输。我们发现传输的正式解决方案的精确积分，假设发射等离子体和吸收等离子体混合在一个恒定的质量比以上的一些最小半径，低于该半径假设是没有排放。该模型比与风底部日冕相关的平板吸收或假设所有观测到的X射线从光学深度单位半径以上发射而没有衰减的外逸层近似更现实。我们的模型在XSPEC中实现为一个预先计算的表，可以耦合到用户定义的表的波长相关的风不透明度。我们提供了一个默认的风不透明度模型，比常用的中性星际介质（ISM）制表更能代表真实的风不透明度。\textit{Chandra}光栅数据的初步建模表明，光谱亚型OB星的X射线硬度趋势在很大程度上可以理解为风吸收效应。
2010-08-13 astro-ph.SR
Magnetospheres of massive stars across the EM spectrum
磁性大质量恒星-发现的频率越来越高-代表了O型和B型恒星风形成机制的一个新类别。这些恒星的辐射驱动风的磁通道，磁约束风冲击范例，导致形成冲击加热的磁层，它可以辐射X射线，修改紫外线共振线，并创建H α发射材料的磁盘。这些磁层的动力学特性从理论上被理解为磁风约束和旋转之间的相互作用。然而，磁层在整个光谱中的表现可能比最初预期的更加复杂和多样。另一方面，最近在模拟这些磁层方面的进展为更好地理解大质量星风提供了一把钥匙。我们将总结协调的观测，理论和建模工作从大质量恒星项目的磁性，解决关键的悬而未决的问题，磁层表现在整个频谱域。
2011-11-04 astro-ph.SR
3-D simulations of shells around massive stars
随着大质量恒星的演化，它们的风也会发生变化。这导致周围介质中的一系列流体动力学相互作用。当一个快风跟随着一个慢风相位时，快风会把慢风扫到一个壳层中，这个壳层可以被观察到是一个星周星云。这种相互作用最显著的例子之一是当一颗大质量恒星从红超巨星变成沃尔夫-拉叶星时。在许多沃尔夫-拉叶星周围观测到了这种转变所产生的星云，由于上掠壳层的局部不稳定性，这些星云呈现出详细而复杂的结构。壳层也在大质量双星的情况下形成，两颗恒星的风相互碰撞。沿着碰撞前沿，气体堆积起来，形成一个随着双星轨道运动而旋转的壳。在这种情况下，壳体沿着两股碰撞风的冲压压力平衡的表面运动。使用MPI-AMRVAC流体动力学代码，我们已经做了多维模拟这些相互作用，以模拟这些拱星星云的形成和演变，并探讨是否有必要获得准确的模型，这样的星云全三维模拟。
2011-02-01 astro-ph.SR
Interpretative Modeling of Structured Winds Using Linear Polarization
East Tennessee State University（东田纳西州立大学）
本文通过线性偏振技术研究大质量恒星的结构风，探讨了稠密沃尔夫-雷杰风中的云状风流、共转相互作用区和碰撞风相互作用等现象，提出利用极星任务概念进行紫外偏振光谱学研究的前景。
2026-03-30 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
Analytical Solutions for Radiation-Driven Winds in Massive Stars. I: The Fast Regime
准确的质量损失率估计是研究大质量恒星风特性和测试不同演化场景的关键。从理论的角度来看，这意味着要求解一组复杂的微分方程，其中辐射场和流体动力学是强耦合的。用解析表达式表示辐射力和求解运动方程比用数值积分有许多优点。因此，在这项工作中，我们提出了一个解析表达式作为解决方案的运动方程的辐射驱动风，在力的乘数参数。该解析表达式是通过使用Villata（1992）给出的线加速度表达式和Mueller和Vink（2008）提出的方法获得的。另一方面，我们发现有用的关系来确定Mueller和Vink（2008）给出的线加速度的力乘数参数。
2014-11-04 astro-ph.SR
Pulsar wind nebulae of runaway massive stars
大质量恒星中有相当一部分在星系的星际介质中高速运动。在它们作为核心坍缩超新星死亡后，一个可能的最终演化状态是一颗快速旋转的磁化中子星，将其星周介质塑造成脉冲星风星云。要了解脉冲星风星云的性质，就需要了解其大质量祖先的演化历史。使用2.5D磁流体动力学模拟，我们表明，在失控的高质量红超巨星超新星祖先的背景下，其随后的脉冲星风星云的形态受到强烈的影响，风的已不复存在的祖星preshaping恒星周围的整个过去的生活。特别是，被遮蔽的失控大质量恒星的脉冲星风星云海港的不对称功能的形态的祖先风吹腔，诱导投影不对称向上向下同步辐射。
2022-06-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
The R136 star cluster dissected with Hubble Space Telescope/STIS. III. The most massive stars and their clumped winds
大麦哲伦星系内部的星团R136拥有丰富的大质量恒星，包括已知的最大质量恒星。这些非常明亮的恒星的强烈恒星风影响着它们的演化和周围的环境。我们目前缺乏量化这种影响所需的风结构的详细知识。目的：从观测上约束R136中大质量恒星的恒星和风性质，特别是与风聚集有关的参数。研究方法：我们同时分析光学和紫外光谱的53 O型和3 WNH-星使用FASTWIND模式大气代码和遗传算法。该模型占光学厚团块和影响有关的孔隙度和速度孔隙度，以及一个非空的interclump介质。结果如下：我们获得恒星参数，表面丰度，质量损失率，终极速度和集群特性，并比较这些理论预测和演化模型。团簇性质包括团簇间介质的密度和风的速度-孔隙度。这是第一次系统地测量这些特性的有效温度和光度范围很广。结论：我们确认了星团的年龄为1.0-2.5百万年，并推导出我们样本中质量最大的恒星R136 a1的初始恒星质量为$\geq 250 {\rm M}_\odot$。我们样本恒星的风是高度聚集的，平均聚集因子为$f_{\rm cl}=29\pm15$。我们发现试探性的趋势，风结构参数作为质量损失率的函数，这表明具有较高质量损失率的恒星的风较少聚集。我们比较了几个理论预测所观察到的质量损失率和终极速度，并发现没有令人满意地再现这两个量。Krtička & Kubát（2018）的处方与观察到的质量损失率最匹配。
2022-02-22 astro-ph.SR
Simulations of massive star atmospheres and winds during giant eruptive and quiescent luminous blue variable phases
Institute of Astronomy, KU Leuven（鲁汶大学天体物理研究所）
本文通过时间依赖的辐射-水动力学模拟研究了大质量恒星的大气和风特性，揭示了蓝变量星和黄巨星在不同阶段的特征参数。
2026-03-23 astro-ph.SR
Evolution of massive stars with pulsation-driven superwinds during the RSG phase
由包层中氢的部分电离驱动的脉动通常被认为是红超巨星（RSG）的重要驱动风。特别是，一些作者提出，当光度与质量比变得足够大时，RSG中的脉动增长率可以足够高，从而引发异常强烈的风（或超级风）。利用初始质量为15 ~ 40 \Msun的流体静力学和流体动力学恒星演化模型，我们研究了1）脉动增长率如何依赖于超巨星的全局参数，以及2）如果脉动驱动的超风发生，对大质量恒星演化的后期阶段会产生什么样的后果.我们认为，这样一个超级风的历史将标志着一个失控的增加，然后突然减少，风的质量损失率。对大质量恒星后期演化的影响将是巨大的，即使初始质量比以前预测的要低得多，恒星也会失去很大一部分的H包层。这也许可以解释为什么没有观测到初始质量大于约17 \Msun的II-P型超新星祖先。我们还讨论了IIn型超新星的一个子集可能的影响。
2010-05-31 astro-ph.SR
Instabilities in the Envelopes and Winds of Very Massive Stars
超大质量恒星（VMS）的高光度意味着辐射力在其恒星包层的结构和稳定性以及驱动强烈的星风质量损失方面都起着重要的动力学作用。本章着重于辐射通量和不透明度的相互作用，强调连续谱与谱线不透明度之间的关键区别，回顾VMS包络和风的不稳定性。具体而言，我们将讨论如何：1）铁不透明度凸块可引起恒星包层的大范围膨胀，2）平均不透明度的密度依赖性导致外层包层的奇异模不稳定性，3）近地层加速引起的线不透明度的去饱和引发并维持线驱动的恒星风外流; 4）伴随的线消影不稳定性导致了这种线驱动风外围区域广泛的小尺度结构; 5）具有超爱丁顿光度的恒星可以从光子泡不稳定性或从超过“光子疲劳”极限的停滞流发展出广泛的大气结构; 6）相关的孔隙度导致不透明度的降低，这可以调节这种连续驱动风的极端质量损失。两个总的主题是这种不稳定性与亮蓝变星（LBV）的潜在联系，以及辐射力在建立VMS质量上限中的潜在作用。
2014-03-26 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
ISOSCELES project: A grid-based quantitative spectroscopic analysis of massive stars
本文提出并验证了ISOSCELES网格框架，利用m-CAK流体动力学风解替代传统β律近似，结合Hydwind和Fastwind代码构建OBA型恒星模型网格，通过半自动拟合程序高精度推导大质量恒星的恒星与风参数。
2025-11-05 astro-ph.SR
Interferometry of Massive Stars: Multiplicity, Magnetism, and Stellar Winds
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
Investigating the origin of cyclical wind variability in hot, massive stars - I. On the dipolar magnetic field hypothesis
OB星表现出与风结构相关的各种类型的光谱变化，包括明显无处不在的离散吸收分量（DAC）。这些被认为是由磁场或非径向脉动（NRP）引起的。在本文中，我们评估大规模的，偶极磁场和DAC现象之间的可能关系，通过调查的磁性样本的13个OB明星表现出良好的记录DAC行为。使用高精度的光谱偏振数据中获得的大质量恒星（MiMeS）项目的磁性的一部分，我们没有发现任何这些恒星的表面偶极磁场的证据。使用贝叶斯推断，我们计算上限的领域的强度，并使用这些限制，以评估两个潜在的机制，该领域可能会影响风外流：磁风约束和当地光球亮度增强。在我们得到的限制内，这两种机制都不能提供一个系统的过程，能够在我们样本的所有恒星中产生DAC。因此，这意味着偶极场不太可能是所有大质量恒星中这些结构的原因，这意味着必须有其他机制发挥作用。
2014-07-24 astro-ph.SR
Theory of Winds from Hot, Luminous Massive Stars
大质量恒星的高光度通过恒星连续辐射的线散射驱动强烈的恒星风。本文回顾了这样的线驱动的动力学，第一次建立在标准CAK模型的稳定风，并推导出相关的分析标度的质量损失率和风速法。接下来总结了这种线驱动固有的强线消影不稳定性（LDI）的起源和性质，包括稳定风基的扩散线阻力效应的作用，然后描述了如何将不稳定性和阻力纳入平滑源函数（SSF）方法中，用于对所得风结构的非线性演变进行随时间变化的模拟。审查的结论与解释观测诊断的温度，密度和速度的广泛结构的影响进行了讨论。除了通常的聚集效应对密度平方诊断的影响外，光学厚团块的空间孔隙度可以减少单密度连续吸收，并且一种速度孔隙度或速度，可以减少谱线的吸收强度。总体目标是阐明辐射驱动的丰富物理学，以及在为热星风通常复杂的结构和可变性开发动力学模型方面面临的挑战。
2014-09-07 astro-ph.SR
Modeling the early evolution of massive OB stars with an experimental wind routine
大质量恒星的恒星演化模型对所采用的质量损失方案非常敏感。质量损失率的大小和演化对主序演化和主序后天体的性质，包括它们的自转速度，有着重要的影响。由理论预测和观测得出的质量损失率在OB星范围之间的潜在差异驱动，我们特别旨在研究质量损失率低于目前采用的响应，在平行的质量损失行为在“第一”双稳态跳跃。我们进行一维流体动力学模型计算的单个$20 - 60 \, M_{\odot}$银河系（$Z = 0.014$）恒星的恒星风的影响已经显着的主序星阶段。我们开发了一个实验风例行检查的行为和不同的质量损失率的影响下的模型的响应。这种观测引导的、简单而灵活的风程序不是一种新的质量损失描述，而是一种基于风-动量光度关系和其他标度关系的有用工具，并为各种测试和比较提供了有意义的基础。这项研究的主要结果表明，二分法时占目前有争议的问题，热的大质量恒星的质量损失率。在完全扩散的方法中，对于通常采用的初始旋转速度，比理论上预测的更低的质量损失率需要调用额外的角动量损失源（由于双稳定制动，或尚未识别）来制动表面旋转速度。[...]
2016-11-14 astro-ph.SR
Mass loss and the Eddington parameter: a new mass-loss recipe for hot and massive stars
通过恒星风的质量损失在大质量恒星的演化中起着主导作用。特别是超大质量恒星（VMSs，$> 100\,M_{\odot}$）的质量损失率是高度不确定的。这类恒星在主序星上显示出沃尔夫-拉叶光谱形态（WNh）。贫金属VMS是伽马射线暴和对不稳定超新星的前身。在这项研究中，我们扩展了广泛使用的恒星风理论的Castor，Abbott和Klein从光学薄（O星）的光学厚主序星（WNH）风制度。特别是，我们修改的质量损失率公式的方式，我们能够解释的经验质量损失依赖于爱丁顿参数（$Γ_{\rm e}$）。新的质量损失配方适合纳入目前的大质量和超大质量恒星的恒星演化模型。它使可验证的预测，即如何与金属量的质量损失率的比例，并在爱丁顿参数的过渡，从光学薄O星光学厚WNH星风发生。在大麦云的星团R136的情况下，我们发现在光学薄风区$\dot{M} \propto Γ_{\rm e}^{3}$，而在光学厚风区$\dot{M} \propto 1/ (1 - Γ_{\rm e})^{3.5}$。从光学薄到光学厚风的转变发生在$Γ_{\rm e, trans} \approx 0.47$。转变质量损失率为$\log \dot{M}~(M_{\odot} \mathrm{yr}^{-1}) \approx -4.76 \pm 0.18$，这与Vink & Gräfener假设体积填充因子为$f_{\rm V…
2020-02-12 astro-ph.SR
X-ray diagnostics of massive star winds
几乎所有类型的具有辐射驱动的恒星风的大质量恒星都是X射线源，可以通过目前运行的强大X射线望远镜观察到。在这篇综述中，我简要地介绍了我们从X射线观测中获得的恒星风的最新进展。晚于O 9 V亚型的OB矮星的风可能主要处于热相，X射线观测为它们的研究提供了最好的窗口。OB超巨星的X射线特性很大程度上取决于其聚集星风中的辐射转移效应。最近提出的通过拟合X射线发射线的形状来直接测量O星质量损失率的方法被考虑，但其有效性不能被证实。为了从X射线光谱学中获得关于恒星风参数的可靠的定量信息，需要通过恒星大气模型进行多波长分析。独立团体目前正在进行这种分析，结果令人鼓舞。对OB超巨星的光学、紫外和X射线光谱的联合分析得出了一致的质量损失率。根据所采用的结块参数，经验得出的质量损失率与标准配方预测的质量损失率相当（在几个因素之内）（Vink等人，2001年）。所有经过充分研究的O型星都显示出可变的X射线发射，这可能与它们风中的共转相互作用区有关。在恒星演化的最后阶段，单个的红超巨星和明亮的蓝色变星不会发出可观测到的X射线。另一方面，几乎所有类型的沃尔夫-拉叶（WR）星都是X射线源。X射线光谱学允许WR风丰度和不透明度的灵敏探测。
2016-07-08 astro-ph.SR
Multi-dimensional models of circumstellar shells around evolved massive stars
大质量恒星通过其恒星风的力量塑造其周围的介质，恒星风与星周介质碰撞。由于这些恒星风的特征在恒星演化过程中会发生变化，星周物质成为恒星演化的反映，可以用来确定祖星的特征。特别是，当一个快风相位跟随着一个慢风相位时，快风会将它的前身扫到一个壳层中，这个壳层被观测为一个星周星云。我们做2-D和3-D的数值模拟快速恒星风扫了他们的缓慢的前辈，调查这些壳的数值模型是否必须是3-D的，或者2-D模型是否足以正确地再现壳。我们专注于这些情况下，快速沃尔夫-拉叶（WR）星风席卷了其前身，无论是一个红色的超巨星或发光的蓝色变量发出的较慢的风。当快速WR风膨胀时，它会产生一个由被冲击的WR风的高压驱动的向外膨胀的被扫起的物质的致密外壳。这些壳层受到各种各样的流体动力学辐射不稳定性的影响。如果WR风扩展成明亮的蓝色变相风，不稳定性将倾向于形成一个相当小的尺度，规则的连续晶格，细丝连接多节的特征。如果WR风扫过红超巨星风，不稳定性将形成更大的相互连接的结构，而规则性较低。我们的研究结果表明，3-D模型，当翻译到观察到的形态，给出了现实的结果，可以直接比较观察。星云的三维结构将有助于区分不同的祖先场景。
2012-10-03 astro-ph.SR
A radio-map of the colliding winds in the very massive binary system HD 93129A
射电观测是通过探测同步辐射发现碰撞风双星中粒子加速区域的有效工具;这些区域是研究相对论粒子的天然实验室。风碰撞区（WCR）模型可以再现包含热和非热无线电发射的大质量双星的无线电连续谱;然而，模型的关键约束来自高分辨率成像。迄今为止，在毫角秒（mas）角尺度的射频上，只有五个WCR得到了解决。源HD 93129 A是极少数已知的O2 I星的原型，是一个有希望的研究目标：最近发现了第二颗大约50质量的大质量早期型恒星，并在该区域检测到非热射电源。初步的长基线阵列数据表明，来自系统的无线电发射的一个重要部分来自一个假定的WCR。我们通过无线电发射区域的空间分辨图像，寻找证据证明HD 93129 A是一个大质量的双星系统，其碰撞的恒星风产生非热辐射。我们完成了与澳大利亚长基线阵列（LBA）的观测，以解决系统在mas角分辨率和减少档案澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）的数据，以得出总的无线电发射。我们还以均匀的方式编制了该系统的光学天体测量数据。我们减少了哈勃太空望远镜的历史数据，并获得了毫角秒精度的绝对和相对天体测量。天体测量分析使我们得出结论，HD 93129 A中的两颗恒星形成了一个引力束缚系统。LBA的数据显示，在两颗恒星之间有一个延伸的弧形非热源，表明WCR。估计了这两种恒星风的动量率比。ATCA的数据显示一个点源的通量水平的变化...
2015-04-03 astro-ph.SR
New predictions for radiation-driven, steady-state mass-loss and wind-momentum from hot, massive stars II. A grid of O-type stars in the Galaxy and the Magellanic Clouds
质量损失率的可靠预测对于双星演化计算是重要的。我们的目标是提供O型恒星的质量损失率和风动量率的预测，仔细研究这些风的行为作为恒星参数，如光度和金属丰度的函数。我们使用新开发的辐射驱动风的稳态模型来计算O型星网格的全局特性。自洽模型的计算是通过迭代求解的运动方程，使用全NLTE辐射转移在同向移动帧计算辐射加速度。为了研究不同星系环境中的风，网格覆盖了银河系中的主序星、巨星和超巨星以及麦哲伦云。我们发现一个强烈的依赖光度和金属丰度的质量损失。整个网格的平均值是$\dot{M}\sim L_{\ast}^{2.2}$和$\dot{M}\sim Z_{\ast}^{0.95}$，但是我们也发现，对于较低的光度，对金属丰度的依赖性更强。同样，SMC的质量损失-光度关系比银河系的要陡一些。此外，计算出的速率系统地低于（2倍或更多）通常用于恒星演化计算的速率。总的来说，我们的结果与银河系中正确解释风聚集的观测结果、经验的$\dot{M}$与$Z_\ast$标度关系以及SMC中O型矮星的观测结果吻合得很好。我们的结果提供了大质量O星的质量损失率和风动量作为光度和金属丰度的函数的简单拟合关系，在$T_{\rm eff} = 28000 - 45000$ \，K范围内有效。由于系统性较低的$\dot{M}$，我们的新模型表明，在大质量恒星的演化模拟中可能需要新的速率。
2020-08-13 astro-ph.SR
Magnetic fields in massive stars, their winds, and their nebulae
大质量恒星是星系和宇宙的重要组成部分，是重元素的生产场所，也是恒星风和超新星的搅拌剂和能量提供者。近年来，磁性大质量恒星领域取得了巨大的进展。不同的观点--从发电机理论和恒星演化的直接场测量到碰撞风和恒星环境--卓有成效地结合成一个最有趣和仍在发展的整体图景，我们试图在这里回顾。塞曼签名留下毫无疑问，至少有一些O-和早期的B-型恒星有一个表面磁场。间接证据，特别是碰撞风的非热无线电发射，表明更多。大质量恒星的新图像显示出与中等质量恒星的结果相似，后者有更多的数据可用。观测通常与大约1 kG（O星）或300 G至30 kG（Ap / Bp星）的偶极或低阶多极场兼容。在O型恒星zeta-Ori A和织女星中已经探测到了微弱和无序的磁场，织女星是第一颗具有磁场的正常A型恒星。对于观测到的表面场的起源，理论基本上提供了两种解释：一种是化石场，特别是对于强而有序的场;另一种是不同的发电机机制，优先用于不太有序的场。数值模拟产生的第一个具体的稳定（化石）场的配置，但给矛盾的结果，发电机行动是否在大规模主序星的辐射信封是可能的。内部磁场，甚至可能不会出现在恒星表面，影响恒星演化，因为它们导致更均匀的旋转，更慢的旋转核心和更快的表面旋转。表面金属性可能会增强，从而影响质量损失率。
2011-04-29 astro-ph.SR
2D wind clumping in hot, massive stars from hydrodynamical line-driven instability simulations using a pseudo-planar approach
内容：由于线驱动（LDI）的强烈内在不稳定性，热的大质量恒星的辐射驱动风中的聚集自然产生。但是LDI风模型到目前为止大多局限于一维，主要是因为多维辐射力的计算存在严重的计算挑战。目的：模拟和研究由LDI引起的风结构的动力学和多维性质。研究方法：我们引入了一个“伪平面”，“框在一个风”的方法，使我们能够有效地计算线力的径向和横向方向，然后使用这种方法进行二维辐射流体动力学模拟的时间依赖性风。结果如下：我们的2D模拟表明，LDI首先表现出模仿在1D模型中看到的典型的壳结构，但这些壳然后如何迅速分解成复杂的2D密度和速度结构，其特征是嵌入在快速和稀薄气体的较大区域中的小规模密度“团块”。模拟的关键结果是，在统计上，发展良好的风的密度变化是相当各向同性的，并且特征长度尺度很小;典型的团块大小在2 R处为~0.01R，因此也导致相当低的典型团块质量~10^17 g。总体而言，我们的结果与理论预期的LDI生成的风结构的特征尺度是Sobolev长度的顺序。我们进一步证实了一些早期的结果，横向'填充'的径向压缩气体导致在2D模拟比在可比的1D模型中的结块因子稍低。最后，我们讨论了我们的方法对旋转LDI风模型，表现出一个有趣的组合，大规模和小规模的结构延伸到风基地的扩展。
2017-10-21 astro-ph.SR
New predictions for radiation-driven, steady-state mass-loss and wind-momentum from hot, massive stars III. Updated mass-loss rates for stellar evolution
大质量恒星在其整个生命过程中会因辐射驱动的风而失去很大一部分质量。这些外流影响着这些恒星及其周围环境的生与死。热的大质量恒星的理论质量损失率被推导出来用于恒星演化等应用。分析了这些速率在OB-星域的行为，并研究了它们对双星演化预测的影响。动力学一致的模型是通过求解一个大网格的热，大质量恒星的球对称，稳态运动方程来计算的。辐射加速度是由同动坐标系中非定域热力学平衡辐射转移导出的。由此产生的质量损失率是用来推导出一个简单的缩放配方与恒星参数，并评估一些第一次影响后的演变轨迹。我们提供了一个新的处方稳态，辐射驱动的质量损失从热，大质量的恒星取决于他们的基本参数。O型星的速率比以前恒星演化计算中通常使用的速率低约3倍，其中差异通常随着光度和温度的增加而减小。对于较冷的B-巨星/超巨星，我们发现更大的差异。出现这种情况是因为我们没有发现任何系统的增加，在所谓的双稳态区域以下的质量损失率;事实上，我们的结果没有显示出任何迹象的一个显着的双稳态跳跃的参数范围内所涵盖的网格。由于较低的质量损失率，我们发现，信封不容易剥离通过标准的稳态风，使其难以创建经典的沃尔夫-拉叶星通过这个通道。然而，关于这些预测的一个剩余的关键不确定性涉及接近爱丁顿极限的非常高光度恒星的不稳定质量损失以及非线驱动风的影响。
2022-03-15 astro-ph.SR
X-ray irradiation of the winds in binaries with massive components
具有热质量成分的双星是强X射线源。除了个别双星的内在X射线辐射来源于它们的风之外，X射线辐射还来源于致密伴星的吸积或风的碰撞。由于热星风是由重元素谱线中的光吸收驱动的，因此风的加速对电离状态很敏感。因此，由外部X射线源引起的过电离强烈地影响单个部件的风。我们研究了外部X射线辐照对热星风的影响。我们使用我们的动力学平衡（NLTE）风模型来估计外部X射线电离的影响，不同的X射线亮度和源距离。该模型计算O型星的典型参数。X射线的影响由X射线亮度、给定点与X射线源之间的光学深度以及到X射线源的距离给出。因此，可以用X射线光度与~（10）的关系图来解释这一结果。光学深度参数。在低X射线光度或离X射线源很远的双星中，X射线是可以忽略的。对于较高的X射线亮度和更接近X射线源，X射线的影响更强。存在一个X射线亮度高、光学厚度参数低的禁区，在此区域内X射线电离导致风的抑制。在这些图中观测到的恒星的位置与我们的预测非常吻合。所有风力驱动的高质量X射线双星（HMXB）都位于禁区之外。它们中的许多靠近禁区的边界，表明它们的X射线亮度是自我调节的。我们讨论了我们的工作对其他二进制类型的影响。
2015-05-13 astro-ph.SR
Discrete absorption components in the massive LBV Binary MWC 314
我们研究了具有辐射驱动风的大质量热恒星周围大尺度风结构的物理性质。我们在LBV双星MWC 314（Porb= 60.8d）的He I P Cygni光学谱线中观测到离散吸收分量（DAC）。DAC是在主星位于副星前面的轨道阶段观测到的。它们出现在He I lam 5875、lam 6678和lam 4471的天鹅座P廓线中，风速在-100 km/s和-600 km/s之间，表明密度增强和流出速度变化的高温风区正在扩大。DAC可以由与低速风底附近的轨道运动相关联的波传播产生。He I线表明DAC形成于靠近主星表面的轨道前方的高温风区，或双星之间的动力风区。我们在2009年9月5日、2012年5月5日和2014年5月6日观测了水星-赫耳墨斯的DAC，当时主星在副星前面。2014年5月6日的XMM-牛顿观测在X射线中显著检测到MWC 314，平均速率约为0.015 cts/s。
2014-10-03 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
X-ray spectral diagnostics of activity in massive stars
X射线直接证明了O型星风的不稳定性、时变结构和激波加热。观测到的宽X射线发射线提供了有关激波加热风等离子体运动学的信息，使我们能够测试风激波模型。它们的形状提供了关于风吸收的信息，从而提供了关于风质量损失率的信息。从X射线谱线确定的质量损失率对密度平方聚集效应不敏感，并且表明质量损失率比遭受密度平方效应的传统诊断降低3至6倍。宽带X射线光谱能量分布还通过软X射线吸收特征提供质量损失率信息。在某些情况下，风的吸收程度如此之高，以至于X射线SED的硬化可能相当显著。我们讨论这些结果适用于早期的O星zeta Pup（O4 If），9 Sgr（O4 V（（f）和HD 93129 A（O2 If*）。
2010-09-28 astro-ph.SR
Feedback from Winds and Supernovae in Massive Stellar Clusters
我们模拟了大质量的恒星反馈的影响，通过风和SNE，不均匀的分子物质遗留下来的一个大规模的星团的形成。我们使用3D流体动力学模型与温度相关的平均粒子质量来模拟分离的分子，原子和电离相。我们发现风沿着低密度通道吹出分子团，并逐渐将密度较高的物质烧蚀到这些通道中。然而，稠密的分子气体令人惊讶地长寿，并且不会立即受到星团中第一颗恒星爆炸的影响。
2012-09-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
The origin of dispersion in the wind mass-loss rate--luminosity relation of massive O stars
Masaryk University（马萨里克大学）
该研究通过定制风模型发现，大质量O星风质量损失率-光度关系的色散部分源于对有效温度、质量等参数的依赖，但仍有残余色散可能来自风变异性。
2026-10-05 astro-ph.SR
