Rotating massive O stars with non-spherical 2D winds
我们提出的解决方案的速度场和质量损失率为二维轴对称流出，以及通过使用的Lambert W-函数的情况下，质量吸积。对于旋转辐射驱动风的情况下，速度场的解析获得使用的线加速度，仅取决于半径r在任何给定的纬度$θ$的参数化描述。线加速度g（r）由Monte-Carlo多线辐射转移计算得到。我们的运动方程的临界点/音速点随纬度$θ$而变化。此外，一个近似的解析解的超声速流动的旋转风推导出，这是非常相似的精确解。对于质量损失率和速度场的同时解决方案，我们使用我们的一维方法扩展到非球形的二维情况下的迭代方法。我们应用新的理论表达式与我们的迭代方法的恒星风从差分旋转40 $M_{sun}$ O 5-V主序星以及60 $M_{sun}$ O-巨星，我们比较我们的结果与以前的研究是Castor等人（1975，ApJ，195，157）CAK形式的扩展。接下来，我们考虑扁率和重力暗化的影响。我们的数值计算结果预测了质量损失率的赤道下降，这意味着（表面平均）总质量损失率低于球形1D的情况下，在矛盾的Maeder & Meynet（2000，A&A，361，159）的形式主义，经常采用的恒星演化计算旋转的大质量恒星。为了澄清自然界中的情况，我们讨论了观测测试，以约束大尺度二维恒星风的形状。
2014-03-19 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
An anisotropic-Alfvenic-turbulence-based solar wind model with proton temperature anisotropy
太阳风如何被加速到超音速与它如何被加热密切相关。基于离子回旋共振的机制已经成功地解释了大量的观测结果，特别是那些关于冕洞上方显著的离子温度各向异性的观测结果。然而，它们与湍流理论不一致，湍流理论认为像日冕这样的低β介质中的湍流级联应该在垂直而不是平行方向上进行，这意味着在离子回旋频率范围内离子通过离子回旋共振吸收的能量很少。最近提出了一种基于太阳风粒子和各向异性湍流之间相互作用的机制，其中垂直质子能量增加是通过随机加热实现的（Alberran等人，2011年）。我们通过适当考虑质子温度各向异性对阿尔芬波传播的影响，电子能量的辐射损失，以及自然伴随着太阳风在日冕中的场线曲率，扩展了这一有前途的机制。虽然这种机制在以前的研究中被证明适用于极地快速太阳风，我们在这里首次证明，它也适用于沿场线边界的流光头盔流动的慢风。
2012-11-30 astro-ph.SR
Slow Radiation-Driven Wind Solutions of A-Type Supergiants
辐射驱动风理论成功地描述了大质量恒星的终极速度和质量损失率。然而，对于A型超巨星，标准m-CAK解预测的质量损失和终极速度值比观测值高。基于快速旋转大质量恒星中慢风解的存在性，我们数值探索了辐射驱动流的参数空间，以寻找新的慢旋转恒星中的风解，从而解释这些差异的来源。我们解决了1-D流体动力学方程的旋转辐射驱动的风在不同的恒星纬度和探索的影响，电离的变化，整个风的速度剖面。我们已经发现，对于特定的恒星和线力参数，一个新的慢解存在于整个恒星的旋转速度很慢，甚至为零时。在慢转A型超巨星的情况下，这种新的慢解在所有纬度的存在导致质量损失和风的终极速度，这是与观测值一致。由这些慢解导出的风动量-亮度关系式与经验关系式吻合得很好。此外，终端和逃逸速度之间的比率，这提供了一个简单的方法来预测恒星风的能量和动量输入到星际介质，也适当跟踪。
2011-05-27 astro-ph.SR
A new class of anisotropic rotating fluids and some throat-like sources for Kerr metric as examples
本研究提出一类新的各向异性旋转流体解，可用于寻找Kerr度规源、构造正则黑洞及研究含中心黑洞的星系，并给出了双向可穿越虫洞与喉状Kerr源两类示例解。
2023-10-08 astro-ph.SR gr-qc hep-th
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
Slowly rotating covariant anisotropic objects
本研究利用扩展Hartle方程计算缓慢旋转各向异性$\mathcal{C}$-星的平衡性质，发现高致密度下出现长球形，且旋转扰动与超致密系统相似。
2025-10-17 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Magnetically Driven and Collimated Jets from the Disc-Magnetosphere Boundary of Rotating Stars
我们讨论了最近的进展，了解发射的外流/喷气机从磁盘磁层边界的缓慢和快速旋转的磁化恒星。在大多数讨论的模型中，假设盘的内部具有湍流粘性和磁扩散率（如由两个"α“参数所描述的），而盘外部的冠状区域使用理想磁流体动力学（MHD）来处理。广泛的MHD模拟已经建立了在缓慢和快速旋转的恒星的情况下发生的长期外流。在{ \it慢转恒星}的情况下，发现并研究了一种新的外流，{ \it a锥形风}。当恒星的磁通量因吸积盘向内运动而聚集时，就会出现锥形风。在其发源地附近，风的形状是一个半开角为$ \sim 30^\circ$的薄锥壳。在大的距离，这些流出成为磁准直的环形磁场和形式的物质占主导地位的射流。也就是说，射流是载流的。锥形风的主要驱动力是与环形磁场平方的负梯度成比例的磁力，而不是离心力。在{ \it快速旋转的恒星}处于“螺旋桨状态”的情况下，观察到两个分量的流出。第一个分量类似于物质主导的锥形风。在这种状态下，盘状物质的很大一部分可能被喷射到风中。第二个组成部分是一个高速，低密度的磁主导{ \it轴向喷流}，其中物质沿着恒星的开放极场线流动。
2013-06-05 astro-ph.SR
HST-Scale 3D simulations of MHD disc winds : A rotating two-component jet structure
我们提出了大规模的，三维磁流体动力学模拟的结果，不同的初始磁场配置的盘风。喷流从源到90 AU尺度，覆盖了附近原恒星喷流的HST图像的几个像素。我们的模拟表明，喷流沿其长度被许多冲击加热。我们计算产生的发射线，并发现与观测结果非常吻合。喷流宽度在20~30 AU之间，垂直于喷流的最大速度可达100 km/s以上。最初不太开放的磁场配置模拟结果在一个更广泛的，两个组件的射流;一个圆柱形的外部射流周围的狭窄和更快的，内部射流。这些模拟保留了底层的开普勒旋转配置文件的内部射流到大的距离从源。然而，对于最初最开放的磁场配置的扭结模式创建一个狭窄的螺旋状射流没有一个明确的开普勒旋转轮廓，甚至我们观察到的旋转相反的光盘（反向旋转）的区域。RW Aur喷流很窄，这表明在这种情况下的圆盘场非常开放，这意味着喷流可以包含一个反向旋转的分量，我们认为这解释了为什么在这种喷流中观察到的旋转会产生令人困惑的结果。因此，磁化盘风从下面的开普勒光盘可以发展旋转配置文件远低于喷流，不是开普勒。
2014-11-13 astro-ph.SR
Numerical aspects of 3D stellar winds
本文探讨和比较了用笛卡尔网格模拟球形恒星三维风的缺陷。几种数值方法进行了比较，使用均匀和拉伸网格或自适应网格细化（AMR）。当考虑轨道行星时，增加了额外的数值复杂性。在这种情况下，一个旋转的框架被添加到模型中，这样绕轨道运行的行星在工作框架中静止。系统地比较了三维模拟与等效的二维轴对称模拟。这里提出的比较研究表明，限制旋转框架的旋转速率低于恒星的旋转框架，并提供指导方针，进一步三维建模的恒星风的背景下，近距离恒星-行星相互作用。
2014-10-13 astro-ph.SR
Rotating Parker wind
我们重新考虑热驱动旋转帕克风的结构。旋转，没有\Bf，性质上改变了亚音速区域的结构：解决方案变得非单调，不延伸到原点。对于小角速度解有两个临界点-X点和O点，它们在中心恒星$Ω_{crit} = G M_\ast/(2 \sqrt{2} c_s R_{b}^2)$的临界角速度处合并（其中$M_\ast$和$R_{b}$是中心恒星的质量和半径，$c_s$是风中的声速）。对于较大的自旋，解中没有临界点。对于赤道发射的盘风（当风的底部以开普勒速度旋转时），日冕声速应小于$\approx 0.22 v_K$，以便连接到临界曲线（$v_K$是盘上给定位置的开普勒速度）。
2019-03-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Effects of anisotropic winds on massive stars evolution
当恒星旋转非常快时（Omega/Omega_crit > 0.7，Omega_crit是恒星变形的开普勒角速度），极区的辐射星风会增强。这一理论预测现在被快速旋转恒星的干涉观测所证实。极风比球面风去除的角动量更少，从而使恒星保持更多的角动量。我们定量地评估了这种影响的重要性。首先，我们使用半解析的方法来估计角动量损失的变化时，旋转参数的增加。然后，我们计算完整的9个MSun恒星模型在非常高的角速度（开始ZAMS与欧米茄/欧米茄_crit = 0.8，并达到临界速度期间的主要序列）与无辐射风各向异性。当考虑风的各向异性时，相对于球形风的情况，当Omega/Omega_crit < 0.9时，角动量损失率减小不到4%。当恒星在临界速度附近旋转时，减少量最多为30%。这些值是由两个相互抵消的效应造成的：一方面，极风减少了角动量的损失，另一方面，表面变形意味着在高同纬度处损失的质量在离旋转轴更大的距离处损失，从而消除了更多的角动量。与之前忽略表面变形的研究相反，我们表明辐射风各向异性对快速旋转恒星的角动量含量的演化具有相对温和的影响。
2010-12-01 astro-ph.SR
Slow ionized wind and rotating disklike system associated with the high-mass young stellar object G345.4938+01.4677
我们报告的检测，使用ALMA，92 GHz的连续谱和氢复合线（HRL）的H40 $α$，H42 $α$，和H50 $β$发射到电离风与高质量的年轻恒星对象G345.4938+01.4677。这是位于与IRAS 16562 $-$ 3959相关的大质量致密分子团中的发光中心主导源。HRL表现出Voigt轮廓，这是Stark加宽的强烈特征。我们成功地再现了所观察到的连续性和HRL同时使用一个简单的模型，在当地的热力学平衡的慢电离风，不需要一个高速组件。洛伦兹线翼意味着平均电子密度为$5\times10^7$ cm $^{-3}$。此外，我们检测到SO和SO $_2$发射所产生的一个紧凑的（$\sim3000$ AU）与中央年轻恒星的分子核心。分子核心表现出垂直于射流轴的速度梯度，我们将其解释为旋转的证据。对G345.4938+01.4677的观测结果表明，它是一颗年轻的高质量恒星，伴随着缓慢的光电离风。
2014-10-15 astro-ph.SR
Generation of large-scale winds in horizontally anisotropic convection
我们模拟三维的，水平周期性的瑞利-贝纳德对流之间的自由滑动的水平板，绕着一个遥远的水平轴旋转。当板块之间的温差和旋转速率都足够大时，就会产生与旋转矢量和重力矢量都垂直的强水平风。风是湍流的，大规模的，垂直剪切。水平各向异性，在这里产生的旋转，似乎是必要的，这样的风力发电。气流的大部分动能存在于风中，垂直湍流热通量平均比无风时低得多。
2015-07-31 astro-ph.SR physics.flu-dyn
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
Wind mass transfer in S-type symbiotic binaries I. Focusing by the wind compression model
内容：在共生双星中，热组分的光度需要比标准的邦迪-霍伊尔吸积更高的吸积速率。这意味着共生双星中的风质量传递必须更有效。目的：我们认为，S型共生双星中的白矮星（WD）的吸积率可以通过将来自它们缓慢旋转的正常巨星的风聚焦到双星轨道平面上来充分提高。方法：将星风压缩模型应用于S-型共生双星中慢转红巨星的星风。结果如下：我们的分析表明，对于典型的终极速度的巨风，20至50公里/秒，和测量的旋转速度之间的6和10公里/秒，压缩风的密度在一个典型的距离的吸积体从其捐助者对应的质量损失率，这可能是一个$\sim$ 10倍高于球对称风。这使得WD能够以每年$10^{-8} - 10^{-7}$ M（太阳）的速度吸积，从而为其光度提供动力。结论：我们表明，高的风质量传递效率在S型共生星可以造成的风从他们的缓慢旋转的正常的巨星压缩，而在D型共生星，高的质量传递率可以实现通过引力聚焦，这是最近提出的非常慢的风在米拉型双星。
2014-10-28 astro-ph.SR
Magnetized Rotating Isothermal Winds
本文利用 athena++ 磁流体模拟研究旋转磁化恒星的等温风，系统计算不同自转速率和声速下的质量、角动量与能量损失率，并讨论其在恒星自转减慢、系外行星及新生中子星中的应用。
2023-10-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multiple Components of the Outflow in the Protostellar System HH 212: Outer Outflow Shell, Rotating Wind, Shocked Wind, and Jet
该研究利用ALMA 7号波段观测HH 212原恒星系统的CO谱线，识别出外外流壳、旋转风、激波X风、喷流四个外流成分，明确了各成分的空间位置、起源关联与准周期喷流特征，完善了原恒星外流的结构认知。
2024-11-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
On continuum driven winds from rotating stars
我们研究了来自旋转恒星的连续驱动风的动力学，并建立了一个近似的分析模型。然后，我们讨论恒星角动量的演变，并表明，刚刚超过爱丁顿极限，风足够集中向两极旋转的恒星。喷射星云的双叶结构被认为是临界旋转的一般结果。我们发现，如果在这样的恒星的压力是充分主导的辐射，赤道喷射的质量将发生在爆发。然后将这些结果应用于η-Carinae。我们表明，如果它开始了它的生活与足够高的角动量，今天的风可能已经驱动的恒星向临界旋转，如果它是质量损失的主导模式。我们发现，我们的模型给出的侏儒星云的形状和大小与最近的观测结果一致。此外，由于大爆发开始时亮度突然增加而导致的收缩也解释了赤道的“裙子”。
2012-08-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
ALMA discovery of a rotating SO/SO$_2$ flow in HH212. A possible MHD disk wind?
我们希望限制磁流体动力磁盘风（DW）的可能贡献的HH 212分子喷流。我们以0.13”$\sim$ 60 au分辨率用ALMA循环4绘制了流动基底，并将这些观测结果与合成DW预测进行了比较。我们确定，在SO/SO $_2$，旋转流，这是更广泛和更慢的轴向SiO射流。在C $^{34}$ S中看到的广阔外流空腔不是由快速的广角风造成的，而是由这种较慢的介质造成的。旋转特征可以通过发射到$\sim$ 40 au的中等杠杆臂的DW来拟合，SiO示踪无尘流线从0.05-0.3 au。这样的DW可以将芯到星的效率限制为$\leq$ 50%。
2017-10-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Anisotropic winds in Wolf-Rayet binary identify potential gamma-ray burst progenitor
大质量演化的沃尔夫-拉叶星有时会出现在碰撞风双星系统中，其中的尘埃羽流是恒星风碰撞的结果。已知这些结构编码双星轨道和风的参数。在这里，我们报告了一个以前未被发现的沃尔夫-拉叶系统，2XMM J160050.7-514245，与光谱确定的风速为$\approx$ 3400公里秒$^{-1}$的意见。在热红外线中，该系统装饰着一个突出的$\approx$ 12 $''$螺旋尘埃羽流，自行研究显示，它的膨胀速度只有$\approx$ 570 km/s $^{-1}$。由于尘埃和气体似乎是同时代的，这些观测结果与现有的这种碰撞风系统的动力学模型不一致。我们建议，如果系统能够发射极端各向异性的风，这个矛盾可以得到解决。近临界的恒星旋转是已知的驱动这样的风，这表明沃尔夫-拉叶系统作为一个潜在的银河系长时间伽马射线暴的祖先系统。
2018-11-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Large-scale structures in the stellar wind of fast-rotating stars spawned by the presence of Earth-like planets
本研究通过三维数值模拟探究快速自转活跃类太阳恒星的星风与无磁化类地行星的相互作用，发现低阿尔芬马赫数星风会形成大尺度弓激波等结构，其密度、温度和磁场升高可能产生可探测光谱特征。
2023-07-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
An association between anisotropic plasma heating and instabilities in the solar wind
我们提出了一个分析的组成部分太阳风质子温度垂直和平行于本地磁场的函数接近等离子体不稳定性阈值。我们发现，$T_{\perp p}$增强附近的镜像不稳定性阈值和$T_{\parallel p}$增强附近的消防水管不稳定性阈值。$T_{\perp p}$的增加与回旋共振加热是一致的，但没有类似的解释，热等离子体附近的消防水管限制是已知的。一种可能的解释是，消防水龙带不稳定性的作用是将膨胀的太阳风中的大量能量转化为热能，这一结果对磁化的天体物理等离子体具有重要意义。
2009-11-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Direct evidence for magnetohydrodynamic disk winds driving rotating outflows in protostar HOPS 358
Seoul National University（首尔大学）；SNU Astronomy Research Center, Seoul National University（首尔大学天文研究中心）；NRC Herzberg Astronomy and Astrophysics（NRCA Herzberg天体物理学与天文学研究所）；University of Victoria（维多利亚大学）；Peking University（北京大学）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学柯尔夫天体物理与天文学研究所）；Academia Sinica（中央研究院）；Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica（中央研究院天文及天体物理研究所）；Leiden University（莱顿大学）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；National Radio Astronomy Observatory（美国国家射电天文台）
研究通过高分辨率观测揭示HOPS 358原恒星的旋转嵌套出流结构，证明磁流体动力学盘风在深嵌阶段有效提取角动量并塑造盘演化。
2026-03-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Three-Dimensional General-Relativistic Simulations of Neutrino-Driven Winds from Rotating Proto-Neutron Stars
利用三维广义相对论流体动力学模拟方法，研究了快速自转对核塌缩超新星或中子星合并过程中形成的原中子星（PNS）的中微子加热风性质的影响.我们专注于几秒钟的PNS冷却演化时的中微子光度服从$L_{ν_e} + L_{\barν_e} \approx 7\times 10^{51}$ erg s $^{-1}$的条件特性，并在其中大部分的风的质量损失将发生。经过初始的瞬态阶段，我们所有的模型达到近似稳态流出的解决方案，正能量和声波表面上捕获的计算网格。我们的非旋转和旋转速度较慢的模型（角速度相对于开普勒$Ω/Ω_{\rm K} \lesssim 0.4$ ;旋转周期$P \gtrsim 2$ ms）产生近似球对称的外流，与以前的PNS风研究的性能很好的协议。相比之下，我们最快速旋转的PNS解决方案（$Ω/Ω_{\rm K} \gtrsim 0.75$ ; $P \approx 1$ ms）产生的外流集中在旋转的赤道平面上，具有更高的质量损失率（超过一个数量级），更低的速度，更低的熵，更低的渐近电子分数，比其他类似的非旋转风的解决方案。虽然这种快速旋转的PNS在自然界中可能很罕见，但与更常见的缓慢旋转的PNS出生相比，它们的非典型核合成成分和超大质量产额可能使它们成为轻富中子核的重要贡献者。我们的计算铺平了道路，包括旋转和动态重要的大尺度磁场的风特性在一个三维GRMHD框架内的综合影响。
2022-03-30 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
The optically thick rotating magnetic wind from a massive white dwarf merger product
WD J 005311是一颗新发现的中红外星云中的白矮星。光谱观测表明，存在一个富含碳/氧风的终极速度$v_{\infty,\rm obs}\sim 16,000\,\rm km\,s^{-1}$和质量损失率$\dot M_{\rm obs}\sim 3.5\times 10^{-6}\,M_\odot$年$^{-1}$。在这里，我们一贯解释WD J 005311的属性使用一个新构建的风的解决方案，其中光学厚流出发射的碳燃烧壳上的氧氖核心和加速的旋转磁场，成为超音速和未绑定的光球。我们的模型表明WD J 005311的质量为$M_* \sim 1.1\mbox{-}1.3\,M_\odot$，磁场为$B_* \sim (2\mbox{-}5)\times 10^7\,\rm G$，自旋角频率为$Ω\sim 0.2\mbox{-}0.5 \,\rm s^{-1}$。大的磁场和快的自旋支持碳氧WD合并起源。WD J 005311既不会爆炸成Ia型超新星，也不会坍缩成中子星。如果风继续吹另一个几千年，WDJ 005311将自旋明显下降，并加入到已知的缓慢旋转的磁性WD序列。否则，它可能会出现一个快速旋转的磁性WD，并可能是一个新的高能源。
2019-10-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
The effects of stellar winds of fast-rotating massive stars in the earliest phases of the chemical enrichment of the Galaxy
我们使用不断增长的数据集非常贫金属的恒星，研究快速旋转的大质量恒星的恒星风对早期银河系的化学富集的影响。我们用一个星系晕的非均匀化学演化模型来预测C/O和N/O的平均趋势和离散度。在一组模型中，我们假设大质量恒星在恒星风和超新星阶段都富集了星际介质。在第二组中，我们认为在最早的阶段（Z <10^-8），质量大于40 Msun的恒星只会通过恒星风富集星际介质，直接坍缩成黑洞。我们预测一个更大的分散在C/O和N/O比在低金属丰度时，允许更大质量的快速旋转的恒星，以促进化学富集只有通过恒星风。后一种假设，结合在原始星系晕中恒星形成过程的随机性，可以解释在正常的非常贫金属恒星中观察到的N/O和C/O比值的广泛分布。对于化学元素的恒星产量，强烈依赖于初始质量（和旋转），如C，N，和中子捕获元素，在大质量恒星的范围内，一个大的散射，预计一旦考虑到早期星际介质的随机富集。我们还发现，恒星风的快速旋转混合星际介质气体是不足以解释大CNO增强发现在大多数的碳增强非常金属贫星。特别是，这是迄今为止已知的最贫金属恒星HE 1327-2326的情况下，我们的模型预测较低的N增强比观察时，假设恒星风和星际介质的混合物。我们认为这些碳增强的贫金属恒星是由几乎纯的恒星风物质形成的，没有被原始的星际介质稀释。
2010-04-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Steady Wind-Blown Cavities within Infalling Rotating Envelopes: Application to the Broad Velocity Component in Young Protostars
在整个宇宙中，从形成的低质量恒星到超大质量黑洞，在广泛的吸积物体周围都观察到了风驱动的外流。我们研究了中央各向同性风和下落，旋转，信封之间的相互作用，确定在弱混合的假设下，在他们的界面处形成的稳态空腔形状。所得到的风吹空腔的形状是细长的和自相似的，其物理尺寸由风冲压压力和包封热压力之间的比率确定。我们计算的增长之间的冲击风和偏转包络线的温暖的湍流混合层，并计算由此产生的宽线剖面，假设的线性（Couette型）的速度分布在整个层。然后，我们测试我们的模型对温暖的广泛的速度分量在CO $J$ =16- 15中观察到的赫歇尔/HIFI在原恒星蛇主SMM 1。考虑到SMM 1周围尘埃包层的温度和密度的独立观测约束，我们发现它的所有观测特性都非常匹配（线轮廓，动量，温度）和SMM 1流出腔宽度，以获得物理上合理的参数集：风与下落质量通量之比$\simeq 4\%$，风速$v_{\rm w} \simeq 30$ km/s，CO和H的星际丰度$_2$，以及与实验室实验一致的湍流夹带效率。由此推断出的喷射率与盘吸积率之比$\simeq 6-20\%$与当前的盘风理论相一致。因此，该模型提供了一个新的框架，以协调适度的外流腔的宽度在原恒星与大的观测流速。由于自相似，它也适用于更广泛的天体物理背景。
2020-07-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modeling hot, anisotropic ion beams in the solar wind motivated by the Parker Solar Probe observations near perihelia
The Catholic University of America（美国天主教大学）；Heliophysics Science Division, NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心日球物理科学部）；Tel Aviv University（特拉维夫大学）；Goddard Planetary Heliophysics Institute, University of Maryland（马里兰大学戈达德行星日球物理研究所）；Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory（约翰斯·霍普金斯大学应用物理实验室）；Physics & Astronomy Department, Georgia State University（佐治亚州立大学物理与天文系）；Lunar and Planetary Laboratory, University of Arizona（亚利桑那大学月球与行星实验室）
基于PSP观测，研究太阳风中各向异性热离子束的演化，通过非线性混合模型分析离子动能不稳定性，揭示波粒相互作用对太阳风加热的影响。
2025-04-01 astro-ph.SR physics.space-ph
Radio modelling of the brightest and most luminous non-thermal colliding-wind binary Apep
Apep是最明亮和最明亮的非热碰撞风双星，超过一个数量级。红外线观测表明，位于Apep的沃尔夫-拉叶星之一正在发射各向异性风。在这里，我们提出了无线电观测的Apep从0.2到20 GHz采取了超过33年。频谱揭示了在低频下通量密度的极其陡峭的翻转，其中通量密度在仅325 MHz的带宽上降低了两个数量级。这种指数下降最好用自由-自由吸收来描述，其转换频率为0.54 $\pm$ 0.01 GHz。在营业额以上，频谱很好地描述了幂律和高频截止可能引起的逆康普顿冷却。Apep的光变曲线在观测期间显示出显着的变化，在1.4 GHz的25年时间里，Apep增亮超过50 mJy。假设球形风的模型并不能复制射电光变曲线中所有明显的结构。我们推导出一个模型，允许系统中的风之一是各向异性的。该各向异性模型恢复了光变曲线的大部分结构，并且比球形风模型更好地统计拟合数据。我们认为这样的结果是独立的支持，沃尔夫-拉叶星之一，在Apep发射各向异性风。如果各向异性风模型是正确的，我们预测在未来五年内，Apep的1.4 GHz通量密度将下降约25%。
2021-10-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
An algorithm to generate anisotropic rotating fluids with vanishing viscosity
从依赖于两个类空各向同性正交坐标$x^{1}, x^{2}$的一般静止轴对称时空开始，我们建立了具有和不具有热流但具有衰减粘性的各向异性流体。本文的第一部分通过对广义度规系数$x^1\rightarrow J(x^1)$，$x^2\rightarrow F(x^2)$（带$G_{x^1 x^2}=0$正则函数）进行变换，得到了$G_{ab}$.因此，变换后的时空被赋予了一个能量-动量张量$T_{ab}$，其表达式为$g_{ab}Q_{i}+heat\;term$（其中$g_{ab}$是度规，$\{Q_{i}\}, {i=1..4}$是依赖于流体物理参数的函数），即没有粘性，通常具有非零热流。我们表明，引入合适的坐标后，我们可以得到内部解决方案，可以匹配到克尔一个球体或卡西尼椭圆，提供必要的数学机器。在本文的第二部分中，我们研究的方程涉及的热流，从而我们产生各向异性的解决方案与消失的热流。在此框架下，可以得到一类热流和粘性为零的渐近平坦解。最后，给出了具有各向异性源的弦和类暗能量状态方程的显式解及其可能的应用。
2018-12-27 astro-ph.SR gr-qc hep-th
A rotating fast bipolar wind and disk system around the B[e]-type star MWC 922
利用阿塔卡玛大毫米波阵列（ALMA）对B[e]型恒星MWC 922周围的红方星云进行了1和3 mm处的自由-自由连续谱和复合谱线的干涉观测。到源的未知距离通常取为d=1.7-3 kpc。这些数据前所未有的角分辨率（高达~ 0.02角秒）和灵敏度首次揭示了其中心新兴的致密电离区的结构和运动学。我们拍摄了H30 a和H39 a的线发射，以前用单碟观测检测到，以及H51 α，H55 γ和H63 δ，在这项工作中首次检测到。在脉泽谱线H30 a的直径小于0.14arcsec（小于几百au）的区域内，观测到了~180 km/s的全速度范围的谱线发射，这是本文报道的最强的跃迁。我们解决了空间运动学结构的近边缘上的磁盘旋转的中心质量为~ 10 Msun（d=1.7 kpc）或~ 18 Msun（d=3 kpc），假设开普勒旋转。我们的数据还揭示了一个快速（~100公里/秒）的双极喷射（喷气？）与圆盘正交。此外，缓慢（<15公里/秒）的风可能会从圆盘上升起。无论是慢风还是快风都被发现以类似于圆盘电离层的方式旋转。这是第一个在高速（~100 km/s）扩张的双极风中旋转的经验证据。（节略）
2019-07-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Instability windows and evolution of rapidly rotating neutron stars
我们考虑了低质量X射线双星中快速旋转的中子星在r模激发下的不稳定性（类似于地球上由科里奥利力控制的Rossby波）。我们认为，有限的温度效应在超流核心的中子星导致共振耦合和增强阻尼（因此稳定性）的振荡模式在一定的恒星温度。使用一个简单的唯象模型，我们表明，高自旋频率的中子星可能会花费大量的时间在这些“共振”温度。这一发现使我们能够解释LMXB中令人困惑的热快速旋转中子星观测，并预测一类新的热，非吸积，快速旋转中子星，其中一些可能已经被观察到，并暂时确定为静止LMXB（qLMXB）候选者。我们还对中子星的自旋频率施加了一个新的理论极限，解释了吸积毫秒X射线双星统计分析得出的截止自旋频率~730 Hz。除了解释观测结果外，我们的模型还提供了一种新的工具来限制超致密物质的性质，将测量的共振温度与理论预测的共振温度进行比较。
2014-03-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Simulations of radio-wave anisotropic scattering to interpret type III radio bursts measurements by Solar Orbiter, Parker Solar Probe, STEREO and Wind
我们使用多航天器观测的individual III型射电爆发，以计算的无线电发射的方向性，比较的射线跟踪模拟的结果的无线电波传播和探测等离子体的内部日光层的属性。利用射线追踪法模拟了无线电波在密度不均匀介质上的各向异性散射，研究了无线电波的方向性。利用四个相距甚远的航天器同时观测III型射电爆发，计算射电源的方向性和位置。推导出的个别事件的方向性图案的形状进行比较，从射线跟踪模拟产生的方向性图案。我们发现，同时观测类型的无线电III爆发由4个不同的探头提供了机会，以估计无线电源的位置和无线电发射的方向性。方向性的形状从一个事件到另一个事件而变化，并且与无线电波的各向异性散射一致。
2021-09-29 astro-ph.SR physics.space-ph
Polarization of light from fast rotating Wolf-Rayet stars: A Monte Carlo simulations compared to analytical formula
本研究利用三维蒙特卡罗辐射转移代码Hyperion模拟快速旋转WR星星风的多次散射偏振，对比单次散射解析模型，明确了不同旋转速率、倾角、质量损失率下的偏振规律，为大质量恒星环境研究提供参考。
2025-04-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
A disk-wind driving the rotating molecular outflow in CB 26
我们提出了12 CO（J=2-1）敏感的分子线和1.3毫米连续观测的亚毫米阵列（SMA）的双极外流与年轻的恒星位于博克球称为CB 26。SMA观测是在其扩展配置中进行的，使我们能够研究外流的运动学和结构，分辨率约为1弧秒或140 AU。我们发现，尘埃和边缘的拱盘与流出有一个预计的空间（去卷积）大小为196 AU × 42 AU的总（气体和尘埃）质量为0.031 Msun。我们估计中心物体的动力学质量为0.66 Msun，流出的分子质量为5x 10 -5 Msun。观测结果证实，外流旋转有一个类似的方向上的边缘盘。对于外流，我们发现，以下数量：旋转速度，特定的角动量，和发射半径，随着高度以上的中平面，观察到在其他分子旋转外流。半径和膨胀速度也随着盘中平面以上的高度而增加。外流线动量率，外流角动量率和吸积光度的估计似乎很好地解释了目前在CB 26盘风。
2023-01-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Anisotropic turbulent transport in stably stratified rotating stellar radiation zones
自转是影响恒星演化的重要物理机制之一。日震学和星震学揭示了在整个赫兹-罗素图上恒星辐射带的角动量的强提取。在不同旋转的稳定分层恒星辐射区的湍流输运应仔细模拟和评估其强度。层结和旋转意味着这种湍流输送是各向异性的。只有唯象的处方已提出的运输在水平方向上，但构成了基石，目前的理论形式主义恒星流体动力学的演化代码。我们推导出一个新的理论处方的各向异性的湍流运输辐射区使用的湍流，同时考虑稳定的分层，旋转和径向剪切的光谱形式主义。在此基础上，导出了由径向差动旋转不稳定性维持的三维湍流运动所引起的水平湍流输运。我们实现了这个框架中的恒星演化代码STAREVOL和量化的旋转和结构演化的低质量恒星从前主序星红巨星分支的影响。湍流输运的各向异性标度为$N^4τ^2/\left(2Ω^2\right)$、$N$和$Ω$，分别为浮力和旋转频率，$τ$为表征湍流源的时间。这导致了类似的强度的水平湍流输送的平均值，那些获得与先前提出的处方，即使它可以是局部较大的对流包络线以下。因此，仍然需要一种补充的输运机制，如内部重力波或磁场，来解释观测到的沿恒星演化的角动量强输运。
2018-08-06 astro-ph.SR physics.ao-ph physics.flu-dyn
Decay of isotropic flow and anisotropic flow with rotation or magnetic field or both in a weakly nonlinear regime
我们数值研究各向同性，旋转，磁流体动力学（MHD），和旋转MHD流在一个周期性的盒子里的衰减。用箱尺寸和初始速度定义的雷诺数$Re$是$100$，在该雷诺数下，流动处于弱非线性状态，即，不是层流，而是远离完全湍流状态。各向同性流的衰减分为两个阶段，第一阶段为小尺度的发展，第二阶段为粘性耗散。在快速旋转流动中，快速旋转诱发惯性波，形成大尺度结构，抑制第一阶段的发展，延缓流动衰减。在MHD流动中，外加磁场也会引起大尺度结构，但由于能量从流动转化为磁场，在第一阶段会促进流动的衰减。磁雷诺数$Rm$对MHD流的动力学很重要，即高的$Rm$诱导阿尔文波，而低的$Rm$不能。在旋转的MHD流中，较慢的旋转倾向于将更多的动能转化为磁能。旋转轴和磁轴之间的取向对于旋转MHD流的动力学是重要的，即当两个轴不平行时比当它们平行时能量转换更有效并且感应更强的波。
2016-05-08 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Rotating neutron stars: anisotropy model comparison
本研究利用Hartle-Thorne形式体系比较三种各向异性模型对缓慢旋转中子星性质的影响，发现各向异性可显著提升最大稳定质量，且转动惯量与束缚能遵循普适关系。
2025-04-22 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Magnetically driven winds from differentially rotating neutron stars and X-ray afterglows of short gamma-ray bursts
除了是最有希望的引力波来源之一，合并中子星双星也代表了解释短伽马射线暴（SGRB）现象的主要方案。最近的观测揭示了一个大的SGRB子类，它们的X射线余辉具有大致恒定的亮度，持续$10\!-\!10^4$ s。这些特征通常被认为是由均匀旋转的磁化物体的磁自旋驱动的长寿命中央引擎的证据。我们提出了一个不同的方案，其中的中央引擎供电的X射线发射是一个差动旋转的超大质量中子星（HMNS），发射准各向同性和重子加载的风驱动的磁场，这是建立通过差动旋转。我们的模型是支持长期的，三维的，广义相对论，和理想的磁流体动力学模拟，表明这种各向同性的发射是一个非常强大的功能。对于一个给定的HMNS，一个准直组件的存在敏感地依赖于初始磁场的几何形状，而静态电磁光度仅取决于最初存储在系统中的磁能。我们表明，我们的模型是兼容的观察到的时间尺度和光度，并表示后者在一个简单的标度关系。
2014-04-10 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Critical balance in magnetohydrodynamic, rotating and stratified turbulence: towards a universal scaling conjecture
提出临界平衡-线性传播和非线性相互作用时间尺度之间的尺度平衡-可以用作确定各向异性波系统中强湍流谱的通用标度猜想。磁流体动力学（MHD），旋转和分层湍流被认为是在这种假设下，特别是，一个新的和实验上可检验的能量级联方案和一组缩放的频谱提出了低Rossby数旋转湍流。有人认为，在中性流体中，临界平衡的各向异性级联提供了一个自然的路径，从强各向异性在大尺度上的各向同性Kolmogorov湍流在非常小的尺度。还有人认为，在最近的低Rossby数旋转湍流数值模拟中看到的kperp^{-2}谱可能类似于数值MHD湍流的kperp^{-3/2}谱，在这个意义上，它们可以通过假设波动近似地被极化（排列）为惯性波（MHD的Alfven波）来解释。
2011-06-04 astro-ph.GA astro-ph.SR nlin.CD
