An Efficient Radiative Cooling Approximation for Use in Hydrodynamic Simulations
为了对可观测到的辐射进行相关预测，流体动力学模拟代码必须采用考虑辐射损失的方案，但是精确的辐射转移方案的大维度通常是禁止的。Stamatellos及其合作者介绍了一种基于多变伪云概念的平滑粒子流体动力学（SPH）模拟方案，该方案仅使用局部量来估计冷却速率。计算方法是非常有效的，并在接近球对称的情况下工作良好，如在恒星形成问题。不幸的是，该方法以局部引力势作为输入，在应用于非球形配置时可能不准确，限制了其在研究盘或恒星碰撞等情况时的有用性。在这里，我们介绍了“压力标度高度法”，它将流体压力标度高度纳入到柱密度和冷却速率的确定中，并表明它在广泛的物理场景中产生更准确的结果，同时保留了原始方法的计算效率。测试的模型包括球形多面体以及指定的密度和温度分布的磁盘。我们专注于应用我们的技术在SPH代码，虽然我们的方法可以在任何基于粒子的拉格朗日或基于网格的欧拉流体动力学方案。我们的新方法可以应用于广泛的情况，包括恒星相互作用，碰撞和合并的领域。
2014-11-13 astro-ph.IM astro-ph.SR
The FluxCompensator: Making Radiative Transfer Models of hydrodynamical Simulations Directly Comparable to Real Observations
在对整个宇宙中的天体进行建模时，正确处理数据的局限性非常重要，例如有限的分辨率和灵敏度。为了模拟这些效应，并使辐射转移模型直接与实际观测结果相比较，我们开发了一个开源Python包，称为FluxCompensator，可以对3-d Monte-Carlo辐射转移代码（如HYPERION）的输出进行后处理。使用FluxCompensator，可以通过对任意点扩散函数（PSF）、透射曲线、有限像元分辨率、噪声和红化的卷积效果进行建模，生成逼真的合成观测。流水线可以用来计算模拟天文台的合成观测，例如斯皮策太空望远镜或赫歇尔太空天文台。此外，此工具可以读入现有观测（例如FITS格式），并对合成观测使用相同的设置。在本文中，我们描述的包，以及目前的例子，这样的综合意见。
2017-10-11 astro-ph.CO astro-ph.EP astro-ph.GA
Radiative hydrodynamics simulations of red supergiant stars: II. simulations of convection on Betelgeuse match interferometric observations
上下文红超巨星参宿四是一颗不规则变星。对流可能在理解这种变化方面发挥重要作用。干涉观测可以用复杂的恒星对流模拟来解释。目标。我们比较的可见度曲线和闭合相位从我们的三维模拟的RSG对流CO5BOLD的参宿四的各种干涉观测从光学H波段，以表征和测量对流模式在这颗星。方法.我们使用3D辐射流体动力学（RHD）模拟计算强度图在不同的过滤器，因此，我们推导出干涉观测使用后处理辐射转移代码OPTIM3D。合成的能见度曲线和关闭阶段进行了比较，观察。结果我们提供了一个强大的检测在光学和H波段上的参宿四表面上的颗粒图案的基础上观察到的可见性点和关闭阶段的优秀拟合。此外，我们确定，参宿四表面在H波段覆盖的小到中等规模（5 - 15质量）对流相关的表面结构和一个大的（30质量）对流细胞。在这个光谱区域，H2O分子是主要的吸收体，并对小结构和可见度曲线的第一个零点（即视恒星半径）的位置有贡献。
2010-03-06 astro-ph.IM astro-ph.SR
Progress towards a 3D Monte Carlo radiative transfer code for outflow wind modelling: II. 3-D applications
Astronomical Institute of the Czech Academy of Sciences（捷克科学院天文研究所）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）
本文提出了一种改进的3D蒙特卡洛辐射传输代码，用于处理任意几何结构的出流风建模，并验证了其在3D应用中的有效性。
2026-01-29 astro-ph.IM astro-ph.SR
Radiative magneto-hydrodynamics in massive star formation and accretion disks
我们简要介绍了我们新开发的辐射输运模块MHD模拟和两个实际应用。该方法结合了通量限制扩散近似的速度和射线追踪方法的高精度的优点。
2010-03-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Atmospheric NLTE models for the spectroscopic analysis of blue stars with winds. V. Complete comoving frame transfer, and updated modeling of X-ray emission
上下文获得精确的恒星和风的性质以及大质量恒星的丰度模式对于了解它们的性质及其与环境的相互作用以及限制它们的演化路径和最终产品至关重要。目标。为了实现更高的通用性和精度的完整的紫外光学范围，我们改进了我们的NLTE大气和光谱合成代码FASTWIND。我们的目标也是获得一个先进的描述X射线发射风嵌入冲击。方法.我们包括一个详细的共动框架辐射转移的基本频率范围内，但仍然适用的方法，使低周转时间。结果在大多数情况下，我们的新结果与替代代码CMFGEN的结果非常一致，无论是关于总辐射加速度，战略光学线，和紫外范围。关于NIII 4634 -4640-4642的一致性有所改善，尽管仍存在某些差异，主要与极紫外线的谱线重叠效应有关。在我们最酷模型的紫外线范围内，我们发现伪连续统的预测凹陷存在差异，在Ly_alpha周围最为明显。我们的新版本和以前的FASTWIND版本之间的比较显示了几乎完美的一致性，除了NV 4603-4619。使用改进的，深度相关的热，X射线发射材料的填充因子的描述，我们确认以前的解析标度关系与我们的数值模型。结论.我们警告不要不加批判地依赖过渡，这是强烈影响直接或间接的线重叠效应。最冷的网格模型预测的紫外连续谱的抑郁症需要检查，无论是观测，并关于基础的原子数据。从“超电离”离子，如OVI的风线，原则上可以用来限制风嵌入冲击的分布。
2020-11-04 astro-ph.SR
A high-performance and portable asymptotic preserving radiation hydrodynamics code with the M1 model
目标。我们提出了一个新的辐射流体动力学程序，称为“ARK-RT”，它使用一个两个时刻的模型与M1封闭关系的辐射转移。此代码旨在为exascale架构上的高性能计算做好准备。方法.采用有限体积法求解双矩模型。该方案是渐近保持准确地捕捉光学厚和薄制度。我们还提出了一个平衡的离散化的辐射通量源项能够捕获恒定通量的不透明的不连续稳态。我们使用Trilinos库进行线性代数，而Kokkos包使我们能够在不同的架构（例如多核、众核和GP-GPU）上实现高性能计算和可移植性。结果ARK-RT能够在自由流动和扩散极限下再现标准测试，包括纯辐射测试和辐射流体力学测试。使用时间隐式求解器是有利的，只要由流体动力学给出的时间步长比辐射转移的显式时间步长大50-100倍，这取决于预处理器和架构。尽管还需要做更多的工作来确保所有情况下的稳定。利用ARK-RT研究了对流致密核中电离锋的传播。我们表明，电离前是强稳定的扰动，即使不稳定的对流运动。因此，不稳定性的存在应谨慎解释。总的来说，ARK-RT非常适合研究许多涉及对流和辐射转移的天体物理问题，例如大质量星前致密核中H ii区域的动力学，未来的应用可能包括行星大气。
2020-11-26 astro-ph.IM astro-ph.SR
Radiative hydrodynamics simulations of red supergiant stars. IV gray versus non-gray opacities
红超巨星是巨大的演化恒星，对我们银河系的化学富集做出了巨大贡献。已经表明，这些恒星中的对流产生了大颗粒，导致表面不均匀性和光球中的冲击波。了解它们的动力学对于揭示未知的质量损失机制、化学成分和恒星参数至关重要。我们提出了一个新一代的红超巨星模拟与更复杂的不透明度处理与三维辐射流体动力学CO 5 BOLD。在程序中，可压缩流体动力学和非局部辐射输运的耦合方程在球势的存在下求解。恒星的核心被一个特殊的球形内边界条件所取代，其中引力势被平滑，聚变产生的能量被简单地产生与恒星光度相对应的热量所模拟。后处理辐射转移代码OPTIM 3D用于提取光谱和干涉观测值。我们发现，频率无关的不透明度的假设的放松显示了一个陡峭的平均热梯度的光学薄区域，强烈影响的原子强度和光谱能量分布。此外，较弱的温度波动减少了用干涉法确定半径的不确定性。我们发现，红超巨星的一维模型必须包括一个湍流速度校准的三维模拟，以获得有效的表面重力，模仿恒星大气湍流压力的影响。我们提供了一个经验校准的ad-hoc微观和宏观湍流参数的1D模型使用的3D模拟：我们发现，有没有一个明确的区别在1D模型中所需的不同的宏观湍流配置文件，以适应3D合成线。
2011-09-16 astro-ph.IM astro-ph.SR
3D hydrodynamical and radiative transfer modeling of Eta Carinae's colliding winds
我们提出了完整的三维流体动力学和辐射转移模拟的结果碰撞恒星风的大质量双星系统船底座Eta。我们完成这一点，通过应用SimpleX算法的三维辐射转移的非结构化Voronoi-Delaunay网格最近的三维光滑粒子流体动力学（SPH）模拟的二元碰撞风。我们使用SimpleX获得氢和氦的详细电离分数，在3D中，在原始SPH模拟的分辨率。我们研究了几个计算域的大小和发光蓝可变的主要恒星质量损失率。此外，我们还提出了复杂3D数值模拟的可视化和交互输出的新方法，包括3D交互式图形和3D打印。虽然我们最初专注于埃塔车，所采用的方法可以应用于许多其他碰撞风（WR 140，WR 137，WR 19）和尘土飞扬的“风车”（WR 104，WR 98a）的二元系统。再加上3D流体动力学模拟，SimpleX模拟有可能帮助确定在这些独特的物体中形成各种观测到的时变发射和吸收线的区域。
2015-08-16 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
3D radiative hydrodynamic simulations of protostellar collapse with H-C-O dynamical chemistry
将协同演化化学、流体动力学和辐射转移结合起来是恒星形成研究的重要一步。它既可以更好地与观测联系起来，又可以对坍缩核心中的磁耗散进行自洽监测。我们的目标是遵循一个减少气体颗粒化学网络的坍塌致密核心的化学动力学演化。本文给出了1 M $_\odot$孤立致密核坍缩的辐射流体动力学（RHD）模拟结果.物理设置包括RHD和化学网络的动力学演化。为了进行这些模拟，我们合并了多维自适应网格细化代码RAMSES和热化学巴黎达勒姆冲击代码。我们模拟了第一个流体静力核心（FHSC）的形成和56个物种的共同进化，主要描述H-C-O化学。进行准确的基准测试，测试减少化学网络对一个完善的复杂网络。我们表明，通过使用一组紧凑的反应，可以密切配合CO丰度与一个更复杂的网络的结果。我们的主要结果是：（a）我们发现，气体-颗粒化学后处理可以导致一个数量级的CO气相丰度比动力学化学低，最强的效果在等温阶段的崩溃。(b)对于我们选择的参数，自由落体时间对化学丰度的影响很小。(c)动态化学演化需要描述的CO气相丰度，以及CO冰的形成大于1 $μ$ m的平均晶粒尺寸。(d)此外，尘埃的平均粒径和粒径分布有很强的影响化学丰度，从而对电离度和磁耗散。我们的结论是，尘埃颗粒的增长崩溃模拟耦合崩溃与化学一样重要。
2016-05-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hydrodynamical and radiative modeling of temporal Hα emission V/R variations caused by a discontinuous mass transfer in binaries
本文首次定性地模拟了与快速旋转吸积星相互作用的双星中由于不连续质量转移引起的Hα发射V/R变化。ZEUS-MP程序被用于一个非线性的三维流体动力学模拟的气体物质注入到一个恒星周围的轨道的一个斑点的发展。它导致了一个缓慢旋转的细长圆盘的形成。利用LTE辐射转移程序SHELLSPEC计算了圆盘旋转过程中的Hα分布。的配置文件有一个双发射的形式，并表现出V/R和径向速度的变化。然而，这些变化应该是一种时间现象，因为在给定的模型中施加粘度将导致圆盘的圆化和给定变化的淡出。
2011-04-14 astro-ph.SR
Native Synthetic Imaging of Smoothed Particle Hydrodynamics density fields using gridless Monte Carlo Radiative Transfer
本文提出了一种利用光滑粒子流体动力学（SPH）密度场自适应特性生成合成望远镜图像的算法。成像过程使用蒙特卡罗辐射转移（MCRT）方法来模拟密度场中光子包的散射和吸收，然后光子包离开系统并在像素化图像平面上被捕获，从而创建2D图像（或3D数据立方体，如果光子也按其波长分组）。该算法直接在密度场上实现：不需要对场进行网格化，使得密度场的描述与产生密度场的模拟具有相同的精度水平。本文介绍了该方法在恒星和行星形成模拟中的一些应用，以说明这种新技术的优点，并对该框架如何支持辐射平衡算法提出了建议，作为未来发展的指示。
2010-04-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Radiation-hydrodynamical simulations of massive star formation using Monte Carlo radiative transfer II. The formation of a 25 solar-mass star
本文采用基于蒙特卡罗的辐射流体力学（RHD）方法对大质量恒星的形成过程进行了数值模拟。恒星通过随机的盘吸积形成，并产生快速的辐射驱动的双极腔。我们发现，演化的下落率（被认为是质量通量跨越1500 AU的球形边界），吸积率到原恒星上，与观测约束大致一致。在35kyr之后，恒星的质量为25个太阳质量，被一个质量为7个太阳质量，半径为1500 au的圆盘包围，我们发现圆盘的速度场接近开普勒。这些结果再一次与最近对正在形成的大质量恒星周围的圆盘进行的高分辨率研究相一致。RHD模型的合成成像显示出与近红外和远红外观测的良好一致性，但可能与观测结果相冲突，这些观测结果表明MYSO在天空中通常是24.5微米处圆形对称的。分子线模拟的CH3CN过渡比较以及与观测的表面亮度和线宽，并表明它应该是可能的，可靠地提取原恒星质量从这样的观测。
2017-06-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radiative hydrodynamics simulations of red supergiant stars. III. Spectro-photocentric variability, photometric variability, and consequences on Gaia measurements
上下文研究表明，红超巨星中的对流会产生大颗粒，导致表面不均匀性以及光球层中的冲击波。由此产生的光心运动（从数月到数年不等的时间尺度）可能会对盖亚的视差测定产生不利影响。目标。我们探讨的影响颗粒的光心和光度的变化。我们量化这些影响，以便更好地描述可能改变视差的错误。方法.我们使用三维辐射流体动力学模拟对流与CO 5 BOLD和后处理辐射转移代码OPTIM 3D计算强度图和光谱在盖亚G波段[325-1030 nm]。结果我们提供天体测量和测光预测从3D模拟的RSG，用于评估退化的演化恒星的天体测量参数的盖亚。我们从RHD模拟表明，像参宿四的超巨星表现出光心噪声的标准偏差的顺序为0.1 AU。明亮的巨星和超巨星的盖亚弛豫将被光心噪声改变的数量从几十分之一到几千分之一不等。对于最亮的超巨星来说，由于这种光心噪声的存在，天体测量拟合的退化将在大约5 kpc的范围内是明显的。此外，超巨星的视差也会受到几个视差的误差的影响。我们表明，光心噪声，如预测的3D模拟，占相当大的一部分，影响依巴谷测量参宿四和北斗星的补充“宇宙噪声”。
2010-12-23 astro-ph.IM astro-ph.SR
Fast and accurate frequency-dependent radiation transport for hydrodynamics simulations in massive star formation
辐射反馈在大质量恒星的形成中起着至关重要的作用。因此，在当前的流体动力学模拟中，实现对星前核和不断演化的吸积盘中进行的热力学过程的快速准确描述是一个主要的努力。目的：我们介绍了我们新实现的三维频率相关的辐射输运算法的流体力学模拟的空间配置与一个占主导地位的中心源。研究方法：该模块结合了近似通量限制扩散（FLD）求解器的速度优势和频率相关一阶射线跟踪例程的高精度。结果如下：我们证明了该计划的可行性，在一个标准的辐射基准测试相比，一个完整的频率依赖的蒙特卡罗的辐射转移代码。该装置包括一个中央恒星，一个拱星张开的磁盘，以及一个信封。针对不同的光学深度进行测试。考虑到恒星辐射的频率依赖性，温度分布可以精确地描述在光学薄，厚，辐照过渡区。由此产生的尘埃粒子上的辐射力以高精度再现。可实现的并行加速的方法不施加进一步的辐射（磁）流体动力学模拟的限制。结论：建议的近似辐射输运方法，使频率依赖的辐射流体动力学研究的演化的星前核心和周围的大质量恒星周围的吸积盘的演变，在一个高效和准确的方式。
2010-03-25 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Radiation Hydrodynamics using Characteristics on Adaptive Decomposed Domains for Massively Parallel Star Formation Simulations
提出了一种在大规模并行计算机上利用自适应网格加密和区域分解求解辐射转移问题的算法。求解器基于特征线法，该方法需要自适应光线跟踪器，该光线跟踪器集成了辐射转移方程。辐射场被分为局部和全局分量，分别处理，以克服非局部性问题。该求解器是在磁流体动力学代码FLASH的框架内实现的，并通过算子分裂步骤耦合。目标是在恒星形成模拟的背景下研究辐射，重点是早期盘的形成和演化。这就需要对辐射物理进行适当的处理，包括光学薄和光学厚的区域，特别是过渡区。我们成功地证明了我们的方法的准确性和可行性，在一系列标准的辐射转移问题和两个三维塌陷模拟类似的早期阶段的原恒星和光盘形成。
2015-04-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Revisiting the Spectral Features of Ellerman Bombs and UV Bursts. I. Radiative Hydrodynamic Simulations
埃勒曼炸弹（EB）和紫外线爆发都是发生在活跃区域的小规模太阳活动。它们现在被认为是在低层大气的不同高度形成的。在本文中，我们使用一维辐射流体动力学模拟来计算响应于不同大气层加热的各种线轮廓。我们确认，加热上层光球的低色球层可以产生典型的EB的光谱特征，而加热中上部色球层可以产生典型的紫外线爆发的光谱特征。EB中H $α$线翼的强度演化呈现上升-平台模式，而UV爆发中Si IV 1403线心的强度演化呈现上升-下降模式。然而，1400 ° C附近的EB的FUV连续增强的预测很少报道，需要进一步的观测来检验它。在大气中有两个加热源或一个扩展的加热源，EB和UV爆发的功能可以同时再现。
2021-08-05 astro-ph.SR
Radiation-hydrodynamical simulations of massive star formation using Monte Carlo radiative transfer: I. Algorithms and numerical methods
我们提出了一套新的数值方法，计算流体力学计算中的辐射压力项，特别关注大质量恒星的形成。的辐射力是确定从蒙特卡洛估计，并使详细的微观物理，包括多色辐射和各向异性散射，在自由流动和光学厚度的限制，一个完整的治疗。由于新的方法是计算要求，我们已经开发了两种新的方法，加快算法。第一个是光子包分裂算法，使非常光学厚的区域中的蒙特卡罗过程的有效治疗。第二个是一个并行化的方法，分布在许多情况下的流体动力学域的蒙特卡罗工作量，从而在良好的缩放的辐射步骤。我们还描述了一个下沉粒子的方法，使我们能够遵循吸积到，和增长，原恒星的实施。我们详细介绍了新算法的广泛测试和基准测试的结果。
2015-01-23 astro-ph.SR
SPAMCART: a code for smoothed particle Monte Carlo radiative transfer
我们提出了一个代码，用于生成合成的SED和强度图的平滑粒子流体动力学模拟快照。该代码基于Lucy（1999）的Monte Carlo辐射转移方法，即它跟踪从外部和/或嵌入源发射的离散亮度包，当它们通过密度场传播时，然后使用它们的轨迹来计算环境尘埃的辐射平衡温度。密度没有映射到网格上，因此计算是以与流体力学完全相同的分辨率进行的。我们提出了两个例子计算使用这种方法。首先，我们证明，该代码严格遵守基尔霍夫辐射定律。其次，我们提出了一个嵌入式原恒星多重系统的合成强度图和光谱。该算法使用的数据结构已经在现代粒子代码中用于其他目的。因此，它的实现相对简单。
2016-06-28 astro-ph.IM astro-ph.SR
Collapse of massive magnetized dense cores using radiation-magneto-hydrodynamics: early fragmentation inhibition
我们报告的结果辐射磁流体动力学计算的背景下，高质量的恒星形成，第一次使用自洽模型的光子发射（即通过热发射和辐射冲击）和高分辨率必要的解决适当的磁制动效应和辐射冲击的尺度<100 AU。我们研究了磁场、湍流和辐射转移对大质量致密核坍缩和碎裂早期阶段的综合影响。我们确定了一个新的机制，抑制初始破碎的大规模致密的核心，磁场和辐射转移相互作用。我们表明，这种相互作用变得更强的磁场强度增加。磁力制动向外输送角动量，降低旋转支撑，从而增加下落速度。这增强了由于第一个核心上的吸积激波的辐射反馈。我们推测，高度磁化的大质量致密核心是孤立的大质量恒星形成的良好候选者，而中等磁化的大质量致密核心更适合形成OB协会或小星团。
2011-10-13 astro-ph.SR
Solar Ellerman Bombs in 1-D Radiative Hydrodynamics
最近的观测从接口区域成像光谱仪（IRIS）似乎显示脉冲增亮高温线，这与同时在H $α$地面观测相结合时，出现同空间的埃勒曼炸弹（EBs）。我们使用的RADYN一维辐射转移代码，试图重现所观察到的线轮廓和模拟这些事件的大气条件。结合MULTI/RH谱线合成程序，我们计算了这些模拟事例的H $α$、Ca Ⅱ 8542~ K和Mg Ⅱ h \& k谱线，并与以前的观测结果进行了比较。我们的研究结果暗示，光球层（$>$ 10，000 K）中过热区域的存在并不是EB信号产生的合理解释。虽然我们能够在H $α$、Ca II 8542~+和Mg II h \& k中重建EB样线轮廓，但我们不能同时与所有这些一致。
2017-01-16 astro-ph.SR
Revisiting turbulent properties of solar convection with 3D radiative hydrodynamic modeling
本文利用45度纬度的三维辐射流体动力学模型研究太阳对流区湍流特性，发现子午流、薄层和较差自转的自发形成，并揭示了湍流特征尺度随深度的复杂变化及对流模式的定性转变。
2025-02-03 astro-ph.SR physics.space-ph
Data-driven radiative hydrodynamics simulations of the solar photosphere using physics-informed neural networks: proof of concept
本文首次提出用物理信息神经网络求解太阳光球层含时辐射流体力学方程，以观测为边界条件，实现数据驱动、物理自洽且时空连续的模拟，并展望其应用前景。
2025-05-08 astro-ph.SR
Crash: A Block-Adaptive-Mesh Code for Radiative Shock Hydrodynamics - Implementation and Verification
我们描述的CRASH（中心辐射冲击流体力学）代码，块自适应网格代码多材料辐射流体力学。该实现解决了辐射扩散模型与灰色或多组方法，并使用一个通量限制扩散近似恢复自由流动的限制。允许电子和离子具有不同的温度，并且我们包括通量限制的电子热传导。辐射流体动力学方程在欧拉框架中通过保守的有限体积离散在一个，两个，或三维平板几何形状或在二维圆柱对称。采用算子分裂法分三步求解：（1）用激波捕捉格式求解流体动力学方程，（2）在频率对数空间中进行辐射的线性平流，（3）隐式求解刚性辐射扩散、热传导和能量交换。我们提出了一套验证测试问题，以证明算法的准确性和性能。CRASH代码是块自适应树太阳风罗伊逆风计划（BATS-R-US）代码的扩展，具有新的辐射传递和热传导库以及状态方程和多群不透明度求解器。CRASH和BATS-R-US都是公开可用的空间天气建模框架（SWMF）的一部分。
2011-01-19 astro-ph.SR physics.comp-ph
The TORUS radiation transfer code
我们提出了一个审查的TORUS辐射传输和流体动力学代码。TORUS使用1-D、2-D或3-D自适应网格细化方案来存储和操作状态变量，并使用蒙特卡罗技术求解辐射转移方程。微观物理模块的框架进行了描述，包括原子和分子线传输在移动介质中，尘埃辐射平衡，光电离平衡，和时间相关的辐射转移。这些模块提供了一个灵活的方案，用于从分析模型或作为水动力学模拟（基于网格和拉格朗日）的后处理生成合成观测。还介绍了一个流体动力学模块，它可以与辐射传输模块结合使用，以执行辐射流体动力学模拟。每个主要的操作模式的基准和验证测试进行了详细说明，以及各种并行化方案的描述和性能/扩展测试。我们给出的例子中使用的代码在文献中，包括应用程序的低质量和高质量的恒星形成，集群反馈，恒星风，以及附录列出的参考文件，使用TORUS。
2019-03-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Leptocline as a Shallow Substructure of Near-Surface Shear Layer in 3D Radiative Hydrodynamic Simulations
了解太阳对流区中自转驱动的效应对于许多与太阳活动相关的问题是必不可少的，例如差异自转的形成，纬向环流等。我们分析现实的3D辐射流体动力学模拟太阳地下动态旋转的存在下，在一个局部域80毫米宽，25毫米深，位于30度纬度。模拟结果揭示了一个浅10毫米深的近地表剪切层（NSSL）的子结构，其特征在于由一个强大的径向旋转梯度和自组织的湍流的发展。这一浅层（“leptocline”）位于氢电离区与增强各向异性过冲型流入一个不太不稳定的层之间的H和HeII电离区。我们讨论了目前的观测证据的存在下的薄跃层，并表明，径向变化的差分旋转和对流剖面在这一层的模拟定性同意与日震观测。
2022-08-27 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Radiative feedback and cosmic molecular gas: the role of different radiative sources
我们目前的结果从多频辐射流体动力学化学模拟解决原始恒星的形成和相关的恒星反馈从不同的人口的恒星，恒星能量分布（SED）和初始质量函数。光谱的大质量恒星，中等质量的恒星和定期太阳类恒星采用了超过150个频率箱的网格，并始终与流体力学，重元素污染和非平衡物种的计算。强大的大质量第III星族恒星被发现能够大量地释放氢，随后释放氦和氦$^+$，导致早期星系际介质中状态方程的反转和金斯质量的增加。辐射对恒星形成率的影响在几倍到1倍之间，取决于SED。辐射过程负责气体加热和光蒸发，虽然软SED的排放影响较小。这些发现对宇宙气体预热、原始直接坍缩黑洞、低质量矮星系等“宇宙化石”的形成、AGNi在再电离过程中的作用、扩展盘的早期形成和角动量灾难都有意义。
2016-05-31 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
3D Hydrodynamic & Radiative Transfer Models of X-ray Emission from Colliding Wind Binaries
碰撞风双星（CWB）是X射线天体物理学的独特实验室。这些系统中的大质量恒星拥有强大的恒星风，速度高达3000 km/s $^{-1}$，它们的碰撞导致热等离子体（高达$\sim10^8$ K）发射热X射线（高达$\sim$ 10 keV）。许多X射线望远镜都观测到了CWB，包括朱雀，我们的工作旨在模拟这些X射线观测。我们使用三维光滑粒子流体动力学（SPH）来模拟风-风相互作用，然后执行三维辐射转移来计算出射X射线通量，通过X射线望远镜的响应函数折叠直接与观测比较。在这些程序中，我们提出了我们的模型，朱雀观测的多年周期，高偏心系统$η$船底座和WR 140。模型再现了远离近星点的观测结果，但只有$η$船底座的X射线光谱在近星点再现; WR 140模型在这个更复杂的阶段产生了太多的通量。
2014-05-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Combined Modeling of Acceleration, Transport, and Hydrodynamic Response in Solar Flares. II. Inclusion of Radiative Transfer with RADYN
太阳耀斑涉及耦合的复杂过程，跨越广泛的时间、空间和能量尺度。在过去，自洽地建模这样的过程一直是一个挑战。在这里，我们提出了从模拟耦合粒子动力学与大气等离子体的流体动力学的结果。我们结合了斯坦福大学统一的福克-普朗克代码，粒子加速和运输模型与RADYN流体动力学代码，通过详细的辐射转移计算模型的大气响应加速电子碰撞加热。我们使用两种不同的电子光谱进行模拟，一个{ \it特设}幂律和其他预测模型的随机加速湍流或等离子体波。令人惊讶的是，后一个模型，即使有能量通量$\ll 10^{10}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$，也能引起“爆炸性”的色球蒸发，并驱动更强的上升流和下降流（以及水动力冲击）。这部分是因为我们的加速度模型，像许多其他模型一样，产生了一个由准热分量加上幂律尾部组成的光谱。我们合成了低层大气中不同高度的发射线轮廓，包括H $α$ 6563，HeII 304，CaII K 3934和SiIV 1393。一个有趣的结果是不寻常的高温（高达几个$10^5$ K）的HeII 304的形成地点，这是由于耀斑条件下的光电离复合预期相比，在安静的太阳碰撞激发为主。与观测结果相比，我们的结果可以限制非热电子的性质，从而限制人们对粒子加速机制的了解。
2015-08-26 astro-ph.SR
Radiative hydrodynamics simulations of red supergiant stars: I. interpretation of interferometric observations
上下文有人认为红超巨星（RSG）中的对流会产生大尺度的颗粒，导致可观察到的表面不均匀性。这种对流也非常强烈，被怀疑是RSG质量损失的原因之一。因此，必须详细地理解它。虽然有证据表明RSG光球中存在不对称性，但对颗粒化的详细研究还很缺乏。干涉观测为解决这个问题提供了一个令人兴奋的可能性，但它们仍然经常使用平滑对称的边缘变暗强度分布或非常简单的斑点特设模型来解释。目标。我们探索的颗粒化的影响，能见度曲线和关闭阶段使用辐射转移代码OPTIM3D。我们同时评估如何在RSG与CO5BOLD对流的三维模拟可以测试对这些观测。方法.我们使用三维辐射流体动力学（RHD）模拟对流计算强度图在不同的波长和时间，从中我们得到干涉可见度振幅和相位。我们研究了它们随时间、位置角和波长的行为，并将它们与RSG alpha Ori结果的观测结果进行了比较。我们提供了平均边缘暗化系数的RSG。我们详细介绍了RSG颗粒（对比度，大小）的检测和表征的前景。我们证明，我们的RHD模拟提供了一个很好的适合现有的干涉观测的阿尔法奥利，相反，肢体变暗的磁盘。这证实了参宿四表面存在大型对流单体。
2009-07-10 astro-ph.SR
Modelling circumstellar discs with 3D radiation hydrodynamics
我们提出的结果相结合的网格为基础的辐射转移代码与光滑粒子流体动力学代码产生一个灵活的系统，辐射流体动力学建模。我们使用一个基准模型的拱盘，以确定一个强大的方法来构建一个网格密度分布的SPH粒子。然后使用基准盘来确定辐射转移结果的准确性。我们发现，SED和盘内的温度分布是敏感的盘内边缘的代表性，这取决于严格的网格和SPH分辨率。然后，代码被用来模拟围绕T-Tauri恒星的拱星盘。当星盘向平衡方向调整时，星盘中的垂直运动被诱导，导致刻度高度的增加，从而拦截来自中央恒星的辐射。辐射的垂直传输使得这些扰动能够影响圆盘的中面温度。垂直运动随时间衰减，圆盘最终达到流体静力学和辐射同时平衡的状态。
2009-12-10 astro-ph.SR
Hydrodynamic Modeling of Accretion Impacts in Classical T Tauri Stars: Radiative Heating of the Pre-shock Plasma
上下文人们普遍认为，在经典金牛T型星中，来自星周盘的等离子体以自由降落的速度吸积到恒星表面，碰撞产生激波。撞击区域预计将有助于不同光谱带的发射;许多研究已经证实，X射线来自激波后等离子体，但除此之外，文献中没有研究调查所观察到的紫外线发射的起源，这显然与吸积有关。目标。我们研究了撞击后等离子体在吸积流底部对下落材料的辐射加热效果，目的是确定在哪个区域产生了相当大的紫外线辐射。方法.我们开发了一个一维流体动力学模型，描述了吸积流对恒星表面的影响;该模型考虑了重力，光学薄等离子体的辐射冷却，热传导，以及由于X射线辐射的吸收而产生的加热。后一项表示由于吸收从激波后区域发射的X射线而对下落的等离子体的加热。结果我们发现，激波前等离子体的辐射加热在吸积现象中起着不可忽视的作用。特别地，由于在冲击区域处的冲击等离子体产生的X射线的照射，冲击前吸积柱的致密且冷的等离子体逐渐被加热到几个$10^5$ K。这种加热机制不会显著影响冲击后等离子体的动力学。另一方面，辐射加热的气体（我们认为是前体）区域形成在未受冲击的吸积柱中，并对紫外线发射有显着贡献。我们的模型自然地再现了与吸积相关的紫外线发射线的亮度，并表明大部分紫外线发射来自前体。
2016-09-05 astro-ph.SR
Radiative Hydrodynamic Simulations of the Spectral Characteristics of Solar White-light Flares
作为太阳大气中最剧烈的活动之一，白光耀斑（WLF）通常以其增强的白光（或连续光）发射而闻名，其主要起源于太阳低层大气。然而，我们对白光发射是如何产生的知之甚少。在这项研究中，我们的目标是调查的连续在3600 ℃和4250 ℃的响应，以及H $α$和Ly $α$线在WLF模拟与辐射流体力学模拟。我们采用非热电子束作为两种不同初始大气中的WLF的能量源，并改变它们的参数。我们的结果表明，非热电子束加热的模型可以清楚地显示在3600 ℃和4250 ℃以及在H $α$和Ly $α$线的连续增强。较大的电子束通量、较小的谱指数或半影初始大气导致3600 nm、4250 nm和H $α$谱线上较强的发射增加。然而，对于Ly $α$线，它更优选地在具有较大的电子束光谱指数的安静太阳初始大气中增强。还值得注意的是，在3600 ° C和4250 ° C的连续谱和H $α$线在加热开始时表现出变暗，并且在加热函数的峰值时间之后达到其峰值发射，而Ly $α$线没有表现出这样的行为。这些结果可作为分析未来WLF观测的参考。
2020-07-20 astro-ph.SR
3D hydrodynamical simulations of evolved stars and observations of stellar surfaces
演化星是最大和最亮的恒星之一，它们是新一代灵敏、高分辨率仪器的理想目标，这些仪器提供分光光度、干涉测量、天体测量和成像观测。复杂的恒星表面图像的解释，需要考虑到与现实的输入物理多维时间相关的辐射流体动力学的恒星对流的数值模拟。我们展示了如何使用辐射流体动力学代码CO5BOLD获得演化的恒星模拟，以及如何使用后处理辐射转移代码Optim3D计算精确的观测值。观测和理论工作之间的协同作用得到了使用这些模拟的适当和定量分析的支持，并受到观测方面的强约束。
2014-10-14 astro-ph.SR
Data-driven Radiative Hydrodynamic Modeling of the 2014 March 29 X1.0 Solar Flare
对太阳耀斑的光谱观测提供了对耀斑大气中物理条件的关键诊断。观测光谱中的一些关键特征在现有的耀斑模型中还没有得到解释。在这里，我们报告了2014年3月29日观测良好的X1.0耀斑的数据驱动模拟，可以调和一些众所周知的光谱差异。我们分析了来自MgII h&k中的界面区成像光谱仪（IRIS）、H $α$ 6563和CaII 8542中的Dunn太阳望远镜（DST/IBIS）的干涉二维分光偏振仪以及硬X射线中的Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）的耀斑区光谱。我们建立了一个多线程的耀斑环模型，并使用RHESSI数据推断的电子通量作为输入的辐射流体动力学程序RADYN模拟大气响应。然后，我们合成了各种色球发射线，并将它们与IRIS和IBIS观测进行了比较。一般来说，合成强度与观测强度一致，特别是在耀斑的北足点附近。模拟的MgII线轮廓具有比观察到的更窄的翼。这种差异可以通过在狭窄的色球层中使用较高的微湍流速度（27 km/s）来减小。此外，我们发现，在一个狭窄的高度范围内的$\approx$ 800公里以下的过渡区的上部色球层中的电子密度的增加可以把模拟的MgII线核心发射，从而重现单峰的轮廓，这是一个共同的特点，在所有的IRIS耀斑。
2016-06-08 astro-ph.SR
Solar Flare Chromospheric Line Emission: Comparison Between IBIS High-resolution Observations and Radiative Hydrodynamic Simulations
太阳耀斑涉及脉冲能量释放，这导致在宽光谱范围和宽高度范围内的辐射增强。特别是，从色球层的线发射可以提供等离子体加热过程的关键诊断。因此，高分辨率光谱观测和先进的数值模拟结果之间的直接比较可能是非常有价值的，但尚未尝试。在本文中，我们提出了在本文中这样一个自洽调查的M3.0耀斑观测的邓恩太阳望远镜的干涉二维光谱仪（IBIS）在2011年9月24日，我们与辐射流体动力学代码RADYN建模。我们用IBIS在H $α$ 6563和Ca II 8542中获得了耀斑区的图像和光谱，并用X射线的Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）获得了耀斑区的图像和光谱。后者的观测被用来推断非热电子的人口，这是通过RADYN模拟大气响应电子碰撞加热。然后，我们合成了谱线，并将它们的形状和强度与IBIS观察到的进行了比较，发现两者基本一致。特别是，合成的Ca II 8542钙离子谱与观察到的谱拟合良好，而合成的H $α$谱在岩心中比观察到的更暗。这表明H $α$发射比Ca II 8542发射对非热电子通量更敏感。我们认为，有必要改进能量输入和其他过程是必要的，以解决这种差异。
2015-04-27 astro-ph.SR
The time step constraint in radiation hydrodynamics
大质量恒星大气层和白矮星周围吸积盘对流的显式辐射流体动力学模拟，由于辐射的影响，时间步长过短。这个限制与冷却时间有关，而不是与辐射压力有关，辐射压力在热恒星和盘中也很重要。我们表明，辐射时间步长约束是由光学厚和薄的贡献，而不是两者中较小的一个的总和的最小值。在使用ESTO代码的模拟中，根据经验找到它们的加权分数。在三维对流吸积盘模拟中，Deardorff项被认为是焓通量的主要贡献者，而不是超绝热梯度。最后，我们讨论了如何在某些类型的调查可以减轻辐射的时间步长问题。
2019-10-02 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
Radiative transfer with scattering for domain-decomposed 3D MHD simulations of cool stellar atmospheres
我们提出了一个辐射转移求解器的相干散射的辐射磁流体动力学（MHD）模拟恒星表面对流的新BIFROST代码的实现。该代码是完全并行使用MPI域分解，这允许大的网格尺寸和提高分辨率的流体动力结构。在忽略磁场的情况下，我们应用该程序模拟了太阳型恒星的表面颗粒化，并研究了相干散射对大气结构的重要性。在辐射转移方程中加入了散射项，需要对辐射场进行迭代计算。我们使用一个短的特征为基础的高斯-赛德尔加速计划来计算能量方程的辐射通量发散。相干散射的影响进行了测试，通过比较的温度分层的三个三维的时间依赖的流体动力学大气模型的太阳型恒星：没有散射，连续散射，连续和线散射。我们表明，连续散射没有显着的影响光球温度结构的恒星像太阳。然而，包括线覆盖中的散射，导致温度降低约350 K，低于log τ <-4。这种效应与辐射平衡中的一维流体静力学模型相反，在辐射平衡中，散射减少了光球高层强LTE线的冷却效应。相干线散射也改变了在高层大气中的温度分布，在那里我们观察到更强的波动相比，真正的吸收线的治疗。
2010-07-16 astro-ph.SR
Pathways for Observing Stellar Surfaces Using 3D Hydrodynamical Simulations of Evolved Stars
演化星是最大和最亮的恒星之一，它们是新一代灵敏的高分辨率仪器的理想目标，这些仪器提供分光光度计，干涉仪，天体测量和成像观测。复杂的恒星表面图像的解释，需要考虑到与现实的输入物理多维时间相关的辐射流体动力学的恒星对流的数值模拟。我们展示了如何使用辐射流体动力学代码CO5BOLD获得演化的恒星模拟，以及如何使用后处理辐射转移代码Optim3D计算精确的观测值。观测和理论工作之间的协同作用得到了使用这些模拟进行的适当和定量分析的支持，并受到观测方面的强约束。
2015-12-11 astro-ph.SR
Radiation Hydrodynamics of Line-Driven Winds
Dimtri Mihalas在70年代和80年代编写的关于“恒星大气”和“辐射流体力学基础”的教科书为理解大质量发光恒星的移动大气和风奠定了早期基础。事实上，恒星辐射动量在推动物质外流中的核心作用使得这种恒星风成为辐射流体动力学过程的关键原型。本文回顾了这种辐射驱动的动力学，首先建立在标准的CAK模型，然后讨论与发展和饱和的不稳定性，以及附近的音速点基地的风启动的微妙之处。总体目标是阐明辐射驱动的丰富物理学和未来发展动力学模型的挑战，这些模型可以解释质量损失率和流速与恒星性质的广泛缩放，以及在恒星外流中观察到的通常复杂的结构和可变性。
2009-08-11 astro-ph.SR
New Insights into White-Light Flare Emission from Radiative-Hydrodynamic Modeling of a Chromospheric Condensation
M矮星耀斑期间高密度下的加热机制知之甚少。在光学和近紫外波长范围内的M型矮耀斑的光谱揭示了在脉冲阶段期间的三个连续分量：1）在蓝光中具有T $\sim$ 10，000 K的色温的能量主导黑体分量，2）在λ $<$ 3646埃处的近紫外中的较少量的巴耳末连续谱发射和3）明显的伪混合高阶巴耳末线的连续体。这些属性是不能复制的模型，采用一个典型的“太阳型”耀斑加热水平的非热电子，因此，我们对这些光谱的理解是有限的现象学解释。本文提出了一个新的M型矮耀斑的一维辐射流体动力学模型，它是由具有$10^{13}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$的大能流的非热电子沉淀而成的。模拟产生明亮的连续辐射从一个密集的，热的色球凝聚。第一次，观测到的色温和巴耳末跳跃比产生自洽的辐射流体动力学耀斑模型。我们发现一个T $\sim$ 10，000 K的类黑体连续分量和一个小的Balmer跳跃比的结果，从光学厚的Balmer和Paschen复合辐射，因此，通量谱的性质是由蓝光逃逸在一个更大的物理深度范围内相比，红色和近紫外光。为了模拟近紫外伪连续先前归因于重叠的巴耳末线，我们包括额外的巴耳末连续不透明度从朗道-齐纳转换，导致合并，高阶能级的氢在一个密集的，部分电离的大气。这揭示了一个新的诊断环境电荷密度在dMe和太阳耀斑期间被加热的大气中的dennial区域。
2015-06-22 astro-ph.SR
Properties of Turbulent Convection and Large-Scale Flows in a Rotating F-type Star Revealed by 3D Realistic Radiative Hydrodynamic Simulations
该研究通过3D辐射流体动力学模拟，探究旋转和科里奥利力对具浅对流区F型主序星的影响，揭示其对流与大尺度流动特性，为理解恒星演化与活动提供支撑。
2025-02-10 astro-ph.SR physics.space-ph
Radiative hydrodynamic simulations of FIP fractionation in solar flares
University of Hawai’i（夏威夷大学）；European Space Agency（欧洲空间局）；Computational Physics, Inc.（计算物理公司）；University College London（伦敦大学学院）；Naval Research Laboratory（海军研究实验室）；Northumbria University（诺森比亚大学）；Dublin City University（都柏林城市大学）；Dublin Institute for Advanced Studies（都柏林高等研究院）
研究通过模拟日闪中FIP分数化过程，揭示了日冕降雨形成与加热强度及分数化机制之间的潜在关联。
2025-12-02 astro-ph.SR
Radiative hydrodynamic modelling and observations of the X-class solar flare on 2011 March 9
利用辐射转移和流体动力学模拟程序RADYN研究了太阳大气对非热电子束加热的响应。描述非热电子能量分布的参数的时间演化来自硬X射线观测的一个特定的耀斑，我们比较了建模和观测参数。通过对RHESSI X射线能谱的分析，获得了2011年3月9日发生的X1. 5级太阳耀斑期间非热电子束参数的演化。RADYN耀斑模型允许演化110秒，之后电子束加热结束，然后允许继续演化300秒。模拟耀斑参数进行了比较，从极紫外光谱测定的观测参数。该模型产生了一个比观测到的更热、更密集的耀斑环，也更快地冷却，这表明在耀斑的衰变阶段需要额外的能量输入。在爆炸蒸发阶段，一个高密度的冷物质区域通过日冕向上传播。这种材料经历了温度的快速上升，因为它无法辐射掉所有通过非热电子束和热传导沉积在它上面的能量。耀斑过渡区底部的一个狭窄的高密度（$n_{e} \le 10^{15}$ cm $^{-3}$）区域是模式大气中的光学线发射源。在耀斑的整个演化过程中计算了电子的碰撞停止深度，发现低层大气的压缩可能允许电子更远地穿透到耀斑大气中，而不是安静的太阳大气。
2015-04-28 astro-ph.SR
New hydrodynamic solutions for line-driven winds of hot massive stars using Lambert $W$-function
热的大质量恒星会产生强烈的恒星风，这种恒星风是由大气中的离子（\textit{line-driven winds}）对光子的吸收、散射和再发射所驱动的。更好地理解这种现象，更准确地计算流体力学和辐射加速度，需要减少频谱拟合中的自由参数的数量，以确定准确的风参数，如质量损失率和速度分布。我们使用非LTE模式大气程序CMFGEN数值求解恒星大气中的辐射转移方程，计算辐射加速度$g_\text{rad}(r)$。在辐射加速度只依赖于径向坐标的假设下，利用Lambert $W$函数解析求解了运动方程。为了得到不再基于任何$β$定律的最终自洽速度场，执行辐射转移的解和运动方程之间的迭代过程。我们将Lambert方法应用于三颗O型超巨星（$ζ$ -船尾座、HD~165763和$α$ -Cam），讨论了速度剖面的Lambert解.据发现，即使没有重新计算的质量损失率，朗伯程序允许计算一致的速度分布，减少自由参数的数量时，使用CMFGEN进行光谱拟合。从我们的朗伯解决方案计算的合成光谱显示出显着的差异相比，最初的$β$ -法律CMFGEN模型。结果表明，一致的速度剖面计算的CMFGEN代码和它的使用中的拟合过程和观测光谱的解释的重要性。
2022-03-04 astro-ph.SR
Investigating the Center-to-Limb Effects in Helioseismic Data Using 3D Radiative Hydrodynamic Simulations
NASA Ames Research Center（美国国家航空航天局艾姆斯研究中心）
本文通过三维辐射水动力模拟研究太阳日震数据中的中心到边缘效应，揭示了旋转诱导流对振荡功率和模式不对称性的影响，为校正日震观测提供了框架。
2026-04-02 astro-ph.SR physics.space-ph
Mass and Angular Momentum Transport in a Gravitationally Unstable Protoplanetary Disk with Improved 3D Radiative Hydrodynamics
本文用多分辨率三维辐射流体力学模拟0.07 M⊙原行星盘，分析引力不稳定导致的加热冷却平衡、密度波、力矩及质量输运，揭示内外盘差异和混沌螺旋模式主导的引力湍流。
2023-10-31 astro-ph.EP astro-ph.SR
Line Driven Acceleration using Multi-Frequency Radiation Hydrodynamics
我们使用多频辐射流体力学（rad-HD）来模拟球对称恒星风的辐射加速。我们展示了Athena++的rad-HD能力，用于一系列多组辐射传输的测试问题。然后，我们通过球对称、等温、“CAK”型线驱动风对单个谱线的辐射转移进行建模。我们发现，正确地占被吸收的辐射的多普勒频移，该力是很好地描述了由解析Sobolev线转移在超音速部分的解决方案，其中的流动是静止的，雅培波的影响是可以忽略不计的。与解析解不同的是，稳态解的再辐射是重要的，并导致风外部的非平凡辐射能量密度和通量。我们讨论了各种应用程序，这些多组的方法，目前计算上容易处理。
2019-11-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
