Amended results for hard X-ray emission by non-thermal thick target recombination in solar flares
Brown & Mallik 2008和Brown et al. 2010勘误表给出了薄靶和厚靶碰撞区域的非热复合（NTR）表达式，声称该过程可以解释通常完全归因于热和非热韧致辐射（NTB）的太阳耀斑中硬X射线连续谱的很大一部分。然而，我们已经发现，厚靶的表达，成为非物理的低截止注入电子能谱。我们追溯到推导中的一个错误，推导出一个修正的版本，它是实值和连续的所有光子能量和截止，并表明，对于厚的目标，布朗等人。高估NTR发射在小光子能量。小的截止值和大的光谱指数的制度涉及大的（减少）校正因子，但在其他一些厚目标参数制度NTR/NTB仍然可以是统一的顺序。我们评论这些结果的重要性耀斑和微耀斑建模和光谱拟合。对我们的结果的经验拟合表明，如果delta > 6（E_0c/4 keV）^（0.4），则峰值NTR贡献包括硬X射线信号的一半以上。
2016-04-15 astro-ph.SR
Multiplicity of Nova Envelope Solutions and Occurrence of Optically Thick Winds
Kato（1985）和Kato and Hachisu（1989）在数学上研究了具有旧的不透明度的新星包层解，发现光学厚风只在大于~ 0.9 Mo的大质量白矮星（WD）中加速。用OPAL不透明度我们发现光学厚风发生在>~ 0.6Mo的WD，风的发生不仅取决于WD的质量，而且取决于点火质量。当点火质量大于临界值时，风被密度反演层抑制。这种静态解决方案可以在质量约0.6-0.7 Mo的WD中实现。我们建议，序列只包括静态的解决方案对应于缓慢的演变，在共生新星，如PU Vul，因为PU Vul显示没有迹象表明强风在一个长期持续的平坦的高峰，其次是一个非常缓慢的下降，其光变曲线。
2009-05-10 astro-ph.SR
Quiet Novae with Flat Maximum -- No Optically Thick Winds
我将解释为什么大多数新星在光变曲线中显示出尖锐的光学峰，而少数新星，如PU Vul，显示出持续时间长的平坦光学最大值。对光学厚风发生条件的重新考察表明，在低质量（小于0.7 Mo）白矮星（WD）的新星爆发过程中，光学厚风被抑制，实现了流体静力学演化。在这种情况下，新星爆发由于没有强烈的物质抛射，演化非常缓慢，并且长时间处于低温阶段，导致长时间的平坦光学峰。这解释了共生新星PU Vul的爆发性质，它显示了平坦的光学最大值持续了8年之久，没有风质量损失的光谱指示。另一方面，在普通的新星爆发中，强烈的光学厚风不可避免地会发生，它们会很快带走大部分的包层物质。因此，光变曲线在光学峰之后立即衰减，这导致光学光变曲线的尖峰。
2011-01-13 astro-ph.SR
X-ray Source Heights in a Solar Flare: Thick-target versus Thermal Conduction Front Heating
RHESSI对太阳耀斑的观测表明，X射线源沿着耀斑环从日冕向下传播到色球层，然后再向上传播。2002年11月28日的C1.1耀斑，由Sui等人在2006年首次用RHESSI观测到，并由O'Flannagain等人在2013年进行了定量分析，非常清楚地表明了这种行为。通过采用数值实验，我们使用这些观测的X射线源的高度运动作为一个约束，以区分加热由于非热电子束和原位能量沉积在电晕。我们发现，这两种加热方案可以重现所观察到的光变曲线，但我们的结果有利于非热加热。原位加热与观察到的X射线源形态不一致，并且总是给出与观察到的光子能量相反的高度分散。
2015-12-30 astro-ph.SR
An Optically Thin View of the Flaring Chromosphere: Nonthermal widths in a chromospheric condensation during an X-class solar flare
该研究通过分析X级耀斑中的光学薄谱线，测得约10 km/s的非热宽度，并将其作为约束进行模拟，发现加入微湍流后仍无法完全再现Mg II谱线的宽轮廓。
2023-10-11 astro-ph.SR physics.space-ph
Solar Flare Arcade Modelling: Bridging the gap from 1D to 3D Simulations of Optically Thin Radiation
太阳耀斑是三维现象，但在三维建模耀斑，包括色球层中的许多重要过程，是一个计算挑战。准确地模拟色球层是很重要的，即使过渡区和日冕是感兴趣的领域，由于能量，质量和辐射通过互连层的流动。我们提出了一个太阳耀斑拱廊模型，旨在弥合1D和3D建模之间的差距。我们的方法是有限的光学薄发射的合成。使用在3D域中观察到的活动区域环结构，我们将模拟的1D耀斑大气移植到每个环上，合成发射，然后将该发射投射到2D观测平面上。对SDO/AIA、GOES/XRS和IRIS/SG Fe XXI 1354.1A的排放进行了正演模拟。我们分析的温度，持续时间，质量流量，与耀斑的线宽，找到定性的协议，但一定的定量差异。与观测相比，多普勒频移的幅度相似，但衰减得太快。它们不是有序的，与观测相比包含更大量的散射。从GOES和AIA发射的渐进相位发射的持续时间也太短。Fe XXI线被加宽，但不够宽。这些发现表明，在我们的模型中需要额外的物理学。拱廊模型，我们在这里显示的概念验证，可以扩展到调查其他线路和全球方面的太阳耀斑，提供了一种手段，以更好地测试日冕响应模型的耀斑能量注入。
2020-07-27 astro-ph.SR physics.space-ph
Do novae have optically thick winds during outburst with large deviations from spherical symmetry?
经典新星在光学极大值后产生的光学厚风的证据在最近的论文中受到了挑战。此外，有时在新星爆发发展的早期就能看到轨道相位相关光度变化的迹象，在光学厚包层，特别是风的框架下很难解释。必须对在新星爆炸后的早期阶段存在喷射速度不断增加的光学厚风的信念进行一般性的讨论。这样做是为了澄清有关新星的想法，以及特别有助于理解新星V1500 Cyg和V1493 Aql的行为，这些新星在爆发后的早期下降过程中表现出与相位相关的变化。可能的方法克服明显的矛盾，相位相关的变化，通过生产的偏差，从球对称的风，期待和数量级估计的顺序，不同的理论方案，这可能会产生这样的偏差。结果发现，大爆炸后的早期阶段的光学厚风的球对称性的大偏差可以很容易地解释的变化的问题。特别是，磁场的存在可能对天鹅座V1500的风产生了不可忽视的影响，而目前还没有足够的关于V1493 Aql的信息。在新星的光学极大值之后的早期阶段，几乎可以肯定存在光学厚的风/包层，而很难使纯粹的哈勃流动模型适合这些阶段的观测。需要进行新的更详细的观测和理论工作，特别是包括磁场对风的影响。
2012-01-22 astro-ph.SR
On the sensitivity of the GOES flare classification to properties of the electron beam in the thick target model
碰撞厚靶模型，其中大量的电子被加速下来的耀斑环，可以用来解释许多观测到的太阳耀斑的性质。在这项研究中，我们专注于GOES耀斑分类厚目标模型的属性的敏感性。利用RHESSI导出的电子束参数的流体动力学模型，我们探讨了束流的能量通量（或总的非热能），截止能量，和光谱指数的电子分布上的软X射线（SXR）观测的GOES。结果表明：（1）对于低能通带（1-8 Ω）的$α\approx 1.7$和高能通带的$\approx 1.6$，GOES类与非热能$E^α$成正比（2）在两个通带内，GOES类仅弱依赖于谱指数;（3）截止值的增加将增加0.5-4 μ m通带内的通量，但减少1-8 μ m通带内的通量，而截止值的减小将导致0.5-4 μ m通带的减小和1-8 μ m通带的略微增大。
2013-10-11 astro-ph.SR
Modeling of CoRoT and Spitzer lightcurves in NGC 2264 caused by an optically thick warp
目的：我们提出了一个分析的同时观察到的CoRoT和斯皮策光变$4$系统在恒星形成区NGC 2264：Mon-660，Mon-811，Mon-1140和Mon-1308。这些物体在光学和红外光变曲线之间有着高度的相似性，因此产生它们的机制是相同的。本文的目的是用一种机制同时解释两种光变曲线。研究方法：我们已经模拟了红外辐射来自一个翘曲组成的光学厚壁和光学厚的非对称盘超过这个位置。我们主要用翘曲引起的部分恒星掩星来模拟光辐射。结果如下：所有天体的CoRoT和Spitzer观测的星等振幅可以用来自系统组件的发射来描述。它们之间的区别是盘通量与壁通量的比较值以及前者的方位变化。这一结果指出了恒星磁场与盘之间流体动力学相互作用的重要性。结论：Mon-660、Mon-811、Mon-1140和Mon-1308恒星系统的CoRoT和Spitzer光变曲线可以同时用来自非对称盘的辐射和光学厚壁掩星的辐射来解释。
2019-06-24 astro-ph.SR
Modelling solar low-lying cool loops with optically thick radiative losses
我们研究了由于小而冷的磁环（高度$\lesssim8$ ~Mm，$T\lesssim10^5$ ~K）导致的DEM（差分发射测量）向色球层的增加。在以前的论文中，我们分析了这些循环的存在和稳定性的条件，通过流体动力学模拟，侧重于它们的依赖于所使用的光学薄辐射损失函数的细节。在本文中，我们扩展这些流体动力学模拟，以验证这类环路是否存在，它是稳定的，当使用光学厚辐射损失函数。我们研究了两种情况：恒定的背景加热和加热取决于密度。还计算了这些回路对过渡区EUV输出的贡献。我们发现，稳定的，准静态的冷却回路可以通过使用光学厚的辐射损失函数和背景加热依赖于密度。然而，这些环路的DEM无法再现$4.6<\log T<4.8$之间温度的观测DEM。我们还显示了通过考虑恒定的加热速率得到的动态回路的瞬态阶段，并发现其平均DEM，解释为一组不断发展的动态回路，再现相当好的所观察到的DEM。
2015-08-24 astro-ph.SR
Optically Quiet, But FUV Loud: Results from comparing the far-ultraviolet predictions of flare models with TESS and HST
本研究利用TESS光学测光和HST存档FUV光谱测试现有耀斑模型的远紫外预测效果，给出能量校正因子，发现结合多波段黑体辐射与观测数据的模型最优，且光学宁静低质量恒星存在频繁FUV耀斑。
2024-06-21 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Flare SOL2012-07-06: on the origin of the circular polarization reversal between 17 GHz and 34 GHz
新一代高空间分辨率多波长射电日像仪将采用微波成像分光偏振法来恢复耀斑源和波传播路径上的耀斑拓扑结构和等离子体参数。记录的偏振取决于发射机制和发射机制（光学厚或薄），发射粒子的属性和传播效应。在这里，我们报告了一个不寻常的耀斑，SOL 2012 -07- 06 T01：37，其光学薄的回旋同步辐射的主源显示出明显的普通模式意义上的偏振与经典理论，有利于非凡的模式。这次耀斑产生了大量的硬X射线和高达80 GHz的高频微波的非热辐射。发现主耀斑源对应于两个大小相差很大的环的相互作用部位。我们研究了圆极化传感的三个可能的已知原因-反模耦合、正电子贡献和波束角分布的影响。我们排除了由于正电子的贡献而导致的极化反转，因为在X射线发射中没有相关的响应。我们发现，一个束状的电子分布可以产生所观察到的极化行为，但源的热密度必须远远高于估计从X射线数据。我们的结论是，在光学薄模式的视寻常波发射是由于无线电波传播通过准横向（QT）层。在磁场值高且横向于视线的日冕中，可以实现相当低的异常高的过渡频率（高于35 GHz）。这将微波源放置在该QT层下方，即在日冕中非常低。
2017-09-19 astro-ph.SR
Influence of fine structures on gyrosynchrotron emission of flare loops modulated by sausage modes
香肠模是解释太阳耀斑短周期准周期脉动的主要机制之一。正演模拟它们的无线电发射是至关重要的香肠模式观测识别和理解他们与QPP的连接。使用三维磁流体动力学（MHD）模拟的数值输出，我们正演模型的回旋同步（GS）发射的耀斑环调制香肠模式和检查环精细结构的影响。分析了斜视线穿过环中心时辐射强度随时间的变化规律。我们发现，低频和高频强度振荡的香肠模式的周期与或没有精细结构的模型。对于低频发射的光学厚制度的出现，强度的调制幅度显着降低的精细结构在某些视角。相反，对于高频发射，其中光学薄制度持有，精细结构或视角的影响是边际的。我们的研究结果表明，香肠模式的周期性强度变化并没有被消除的精细结构，香肠模式仍然是一个有前途的候选机制的QPP，即使耀斑环的精细结构。
2022-09-15 astro-ph.SR
Si IV Resonance Line Emission During Solar Flares: Non-LTE, Non-equilibrium, Radiation Transfer Simulations
界面区成像光谱仪（IRIS）常规地观察Si IV共振线。当分析这些线的观测时，通常假设它们是在光学薄的条件下形成的。这可能对静止的太阳是有效的，但这个假设也适用于更极端的耀斑场景。我们使用了36电子束驱动的辐射流体动力学太阳耀斑模拟，计算使用RADYN代码，探测这一假设的有效性。使用这些模拟的气氛，我们解决了辐射传输方程，以获得非LTE，非平衡人口，线的轮廓，和模型硅原子的不透明度，包括电荷交换过程。这是使用RADYN的“少数物种”版本实现的。包括电荷交换导致在较低的温度下比电离平衡预测的Si IV的相当大的部分。使用注入的能量通量$F>5\times10^{10}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$的所有模拟导致对Si IV发射的光学深度效应，与光学薄计算相比，强度和线形状两者都存在差异。较弱的耀斑（低至$F\approx5\times10^{9}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$）也会导致硅IV发射在光学厚度条件下形成，这取决于其他光束参数。当不透明度显著时，在$40$至$100$ kK的温度范围内，气氛通常具有超过$5\times10^{-6}$ g cm $^{-2}$的柱质量，并且Si IV形成温度在$30$和$60$ kK之间。在分析Si IV耀斑观测结果时，或在计算合成发射而不进行完整的辐射传输计算时，我们敦促谨慎。
2018-11-27 astro-ph.SR
Local re-acceleration and a modified thick target model of solar flare electrons
太阳硬X射线爆发的碰撞厚靶模型（CTTM）已成为耀斑脉冲相能量输运和辐射的几乎“标准模型”。然而，根据最近的数据，它面临着各种问题，特别是它涉及的高电子束密度和各向异性。{We考虑在注入之后，如何通过在整个HXR源本身中局部再加速快电子来增加每个电子的光子产率，并因此降低快电子束强度要求。{We参数化地示出，如果由于例如波或局部电流片电场（${\cal E}$）引起的净再加速率是碰撞损失率、电子寿命的显著部分，则每电子的净辐射HXR输出可以显著增加超过CTTM值。在这种局部再加速厚靶模型（LRTTM）的快速电子数的要求和各向异性，从而减少。一个具体的可能的情况下，涉及这样的再加速进行了讨论，即，在一个随机应力磁回路的电流片级联（CSC）。结合MHD和测试粒子模拟表明，CSC中的局部${\cal E}$场可以有效地加速日冕中的电子，并在注入色球层后重新加速它们。在这种HXR源情景中，脉冲足点发射的快速同步和可变性仍然可以发生，因为初级电子加速是在高阿尔文速度日冕中，在色球CSC中快速再加速。这也与HXR特征中的能量依赖飞行时间延迟一致。
2009-10-13 astro-ph.SR
New estimation of non-thermal electron energetics in the giant solar flare on 28 October 2003 based on Mars Odyssey observations
根据2003年10月28日火星探测器上高能中子探测器（HEND）的硬X射线（HXR）观测资料，对2003年10月28日发生的太阳耀斑（$>\text{X}17$）中产生的非热电子总数和能量进行了新的估算。先前基于拉马迪高能太阳光谱成像仪（RHESSI）数据对非热电子能量的估计是不完整的，因为RHESSI错过了耀斑脉冲阶段的峰值。相比之下，HEND观测到了整个耀斑。我们使用两种模型来估计非热电子的能量：冷厚靶模型和暖厚靶模型。我们发现，根据所使用的模型和低能量截止（$E_\mathrm{c}$）的非热电子，它们在整个耀斑的总能量的估计可以从$2.3 \times 10^{32}$到$6.2 \times 10^{33}$尔格变化。在冷厚靶模型和固定$E_\mathrm{c}=43$ keV内获得的最低估计值$2.3 \times 10^{32}$ ergs与先前的估计值一致。在这种情况下，在耀斑脉冲相位的峰值加速的非热电子被RHESSI错过了包含约$40\%$的整个耀斑的非热电子的总能量。最高值，$6.2 \times 10^{33}$ ergs，获得冷厚目标模型和固定的$E_\mathrm{c}=10$ keV，看起来异常高，因为它超过了总的非潜在的活动区的磁场能量和总的辐射热能量的耀斑。我们的估计还表明，在耀斑区域的HXR产生的电子的总数和能量是几个数量级高于注入行星际空间的高能…
2018-09-03 astro-ph.SR
Helium-Star Models with Optically Thick Winds: Implications for the Internal Structures and Mass-Loss Rates of Wolf-Rayet Stars
我们构建氦（He）星模型与光学厚风和比较它们与银河系沃尔夫-拉叶（WR）星的属性。流体静力氦芯的解决方案顺利地连接到跨音速风的解决方案，满足规律性条件，在音速点。超音速部分的速度结构由一个简单的β型定律假定。通过构造一个中心到表面的结构，可以得到一个质量损失率作为本征值的方程。音速点出现在铁基不透明度峰值以下约1.8e5 - 2.8e5 K的温度处，其中辐射力变得与局部重力相当。光球位于半径3-10倍大于声波点。得到的质量损失率与WR星的质量损失率相当。我们的质量损失率-光度关系与Graefener等人最近获得的关系非常一致。（2017）。WR恒星的光球温度往往比我们的预测要低。我们讨论了恒星演化、详细的辐射传输和风团的影响，这些在本文中被忽略了。
2017-12-02 astro-ph.SR
On the optically-thick winds of Wolf-Rayet stars
沃尔夫-拉叶（WR）恒星的强风对于大质量恒星的机械和化学反馈非常重要，并决定它们是以中子星还是黑洞的形式结束生命。在这项工作中，我们从理论上研究了氮序列的无氢WR星（WN星）的质量损失性质。我们连接恒星的结构模型，他星与风模型光学厚风，并评估如何这两种类型的模型可以同时满足各自的声波点条件。固定外层风定律和终端风速，我们得到了WR星在核心氦燃烧阶段的光学厚，辐射驱动风的质量损失率的唯一解。由此产生的质量损失关系作为恒星参数的函数，同意与以前的经验关系。此外，我们遇到恒星质量的限制，低于此没有连续的解决方案存在。虽然这些质量限制与银河系中WR恒星的观测结果一致，但它们与LMC的观测结果相冲突。虽然我们的研究结果证实，特别是经常使用的经验质量损失关系的斜率，他们意味着，只有部分的观察到WN人口可以理解的框架内的标准假设的顺利跨音速流和紧凑的恒星核心。这意味着可能必须采用其他方法，例如聚集和膨胀的风结构，或偏离音速点处的扩散极限。定性地说，WR型风形成的质量极限的存在可能与双星系统中未检测到低质量WR星有关，这被认为是Ib/c型超新星的祖先。在这项工作中得到的音速点条件可能提供一种可能性，包括光学厚风的恒星演化模型中的物理动机的形式比目前的模型。
2017-10-12 astro-ph.SR
Evidence of chromospheric molecular hydrogen emission in a solar flare observed by the IRIS satellite
我们首次对SOL 2014 -04- 18 T13：03中在耀斑带观测到的1333.79 nm处的分子氢H $_{2}$的增强线发射进行了全面研究。冷H $_{2}$发射已知是由Si IV 1402.77 nm UV辐射荧光激发的，并且提供了温度最小区域（TMR）的独特视图。当Si IV 1402.77 μ m发射在耀斑脉冲阶段和逐渐衰减阶段较亮时，观察到较强的H $_{2}$发射，而在GOES峰期间则较暗。H $_{2}$谱线增宽显示7-18 $\rm{km~s}^{-1}$范围内的非热速度，可能对应于湍流等离子体流。测量到小的红（蓝）位移，高达1.8（4.9）$\rm{km~s}^{-1}$。Si IV 1393.76和Si IV 1402.77的强度比证实，在耀斑的脉冲阶段，在观测到强H $_{2}$发射的位置，等离子体相对于Si IV是光学薄的（其中比率= 2）。相比之下，该比率在部分色带中不同于光学薄值2，表明不透明度效果的作用。H $_{2}$和Si IV发射之间的强空间和时间相关性是明显的，支持荧光激发是负责的这一观点。
2021-02-05 astro-ph.SR
The Spectral Temperature of Optically Thick Outflows with Application to Light Echo Spectra from $η$~Carinae's Giant Eruption
Rest等人（2012年）对$η$海脊光回波的探测为19世纪40年代巨大喷发的性质提供了重要的新观测约束。回波的光谱表明，相对较冷的光谱温度约为5500 K，低于Davidson（1987）光学厚风外流分析中提出的7000 K的下限。这导致了一场关于这种稳定的风模型相对于替代的爆炸性场景的可行性的辩论。在这里，我们提出了一个更新的分析风外流模型，使用较新的低温不透明度表和占更强的质量损失暗示的$>$ 10 Msun质量现在推断的侏儒。一个主要的结论是，由于$T<$ 6500 K的自由电子复合导致不透明度急剧下降，大约5000 K的低温与火山爆发推断的极端质量损失的风是相容的，并且确实是预期的。在辐射平衡的球形灰色模型内，我们推导出风的不透明度变化的各种假设下的光谱能量分布，为与观测到的光回波光谱进行比较提供了基础。这里的缩放结果也可能与其他高度光学厚的外流，包括那些从经典新星，巨大的爆发LBV和SN型IIn前体。因此，一个更广泛的问题仍然是，从这种爆发中观察到的复杂多变的特征是否可以从稳定或爆炸的范式中得到更好的理解，或者也许是这些理想化的平衡。
2016-06-12 astro-ph.SR
The white-light continuum in the impulsive phase of a solar flare
本文讨论了太阳耀斑脉冲相的红外/可见光/真空紫外连续辐射，利用TRACE紫外和极紫外图像来表征光谱能量分布。这种连续性很少被观察到，但在能量上占主导地位。最近对太阳耀斑的测热观测进一步指出，脉冲阶段是辐射能量的主要来源。这一部分似乎表现出巴耳末跳跃，因此必须起源于安静光球上方的光学薄区域，具有升高的温度和强电离。
2010-01-06 astro-ph.SR
On the effects of optically thick gas (disks) around massive stars
数值模拟表明，当辐射场在具有高光学深度的星周吸积盘存在下是高度各向异性时，可以绕过经常提到的大质量恒星吸积的辐射压力障碍。在这里，这些所谓的闪光效应的研究扩展，包括不透明的最里面的无尘，但潜在的光学厚气体区域周围形成的大质量恒星。除了频率依赖的尘埃颗粒的不透明度，我们使用温度和密度依赖的普朗克和Rosseland平均气体的不透明度。模拟结果表明，吸积盘的最里面的无尘部分是光学厚的恒星辐射的立体角以上和以下的磁盘的中平面的相当一部分。屏蔽盘区域的温度随半径的减小比在具有较低的恒定气体不透明度的比较模拟中更快，并且灰尘升华前沿被转移到更小的半径。在内盘中的无尘气体的屏蔽，从而有助于增强闪光效应，这最终导致在一个较小的辐射压力驱动流出的开口角和在一个更长的时间尺度的持续饲料的拱星盘的分子云核心。我们的结论是，它是必要的，以正确地评估闪光效应的有效性，辐射压力驱动的外流的开口角，以及吸积盘的寿命和形态的演变形成的大质量恒星周围的无尘盘区域的内部的不透明度。
2012-11-27 astro-ph.SR
IRIS Observations of the Mg II h & k Lines During a Solar Flare
太阳耀斑的大部分辐射输出是从色球层发出的，这会增强光学和紫外线的连续性，并在许多谱线中产生光学厚和光学薄。直到最近，我们还没有观测到其中两条最强的谱线：Mg II H & K共振谱线。我们提出了一个详细的研究这些线的响应太阳耀斑。研究了M级耀斑期间积分强度、k/h线比、视线速度、线宽和线不对称性的空间和时间行为（SOL 2014 -02- 13 T01：40）。在带的外缘观测到非常强烈的空间局部能量输入，导致红移相当于~15- 26 km/s的速度，线加宽，以及最强烈的源的蓝不对称。特征的中央反转功能，是无处不在的安静的太阳观测是不存在的耀斑的配置文件，表明源函数随高度在耀斑。尽管没有中心反转的特征，k/h线的比值表明，在耀斑期间，这些线在光学上仍然很厚。在镁II通带中的从属线被观察到在耀斑源的发射，增亮和冷却与类似的时间尺度的共振线。这项工作代表了第一次分析潜在的诊断信息的燃烧的大气，使用这些线，并提供观测，从先进的辐射转移代码的合成光谱可以进行比较。
2015-08-16 astro-ph.SR
Metal-poor single Wolf-Rayet stars: The interplay of optically thick winds and rotation
Universität Heidelberg（海德堡大学）；Università di Padova（帕多瓦大学）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；INFN - Padova（意大利国家核物理研究院帕多瓦分部）；Armagh Observatory and Planetarium（阿马天文台和天文馆）
研究通过考虑光学厚风和旋转，揭示金属贫乏单星可形成WR星，缓解巨星超过Humphreys-Davidson极限的问题。
2025-12-11 astro-ph.SR
The Evolution of Circumstellar Disks Surrounding Intermediate Mass Stars: IC 1805
我们报告的中间和高质量的恒星在年轻的，丰富的恒星形成复杂的IC 1805的研究结果，根据光学，近红外和中红外测光，和分类光谱的组合。这些数据提供了表征质量大于~2 Msun的恒星的质量和年龄的基础，并使研究与中等质量和高质量恒星相关的星周盘的频率和特征成为可能。在质量2 < M/Msun <4的恒星中，光学厚的吸积盘是罕见的（约2%的成员），并且在更大质量的恒星中不存在。大部分（约10%）质量2 < M/Msun < 4的恒星似乎被从初始光学厚吸积阶段演化而来的盘所包围。我们确定四类这样的磁盘。这些类别是基于光球层以上过量发射的光谱能量分布（SED）：（1）基于观测到的2至24 μ m过量发射的大小，圆盘是光学薄的;（2）在其内部区域光学薄（r< 20 AU），并且在它们的外部区域光学厚;（3）表现出空的内部区域（4）显示空的内部区域和光学厚的外部区域。我们讨论，并评估的优点和责任，磁盘展示这些SED类型的建议解释，并提出额外的意见，将测试这些建议。
2010-09-24 astro-ph.SR
Modeling Supernovae as an Optically Thick Fireball
我们使用开放超新星目录的数据计算了135颗恒星超新星的属性。我们产生的温度，半径，光度和膨胀速度使用球对称光学厚火球模型。这些模型参数揭示了不同类型超新星的共同趋势。我们已经确定了不同的阶段，出现在Ia型，II型，II P型和IIb型超新星。我们注意到，有一个合理的持续增长（第一阶段）的长时间，给我们的简单模型的光学厚火球的信任。建模半径达到最大值，超过该最大值，半径变平或减小（阶段2）。我们在最大模型半径4500 K处观察到的温度表明，由于电子复合而导致的不透明度损失设定了我们的光学厚模型不再适用的时间轴。我们观察到最快的模型火球速度，最大的模型火球半径，和最大的模型光度Ia型超新星。作为一个整体，Ia型超新星的最大亮度是II型超新星的8.5倍。我们提出了一个汇总表，其中包含超新星的建模参数和超新星分类类型的时间。
2022-12-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hard X-ray footpoint sizes and positions as diagnostics of flare accelerated energetic electrons in the low solar atmosphere
太阳耀斑中的硬X射线（HXR）辐射几乎完全来自耀斑区域的一小部分，即磁环的足点。利用RHESSI对太阳耀斑足点的观测，确定了6个近临边事件足点的径向位置和大小随能量的变化，以研究耀斑加速电子的输运和色球层的性质。HXR可见性前向拟合允许在HXR范围内的不同能量下找到沿着和垂直于扩口回路的磁场的HXR足迹点的位置/高度和尺寸。我们发现，在一半的分析事件，一个明确的趋势，降低的高度源的能量found. Supposed碰撞厚靶运输，HXR源位于600和1200公里以上的光球光子能量分别为120和25 keV之间。在其他事件中，作为能量函数的位置在不确定性范围内是恒定的。垂直尺寸（沿电子传播的路径）的范围从1.3到8弧秒，这是高达4倍大于厚目标模型的预测，即使在HXR源的位置/高度与碰撞厚目标模型一致的事件。磁镜，碰撞俯仰角散射和X射线散射的结果进行了讨论作为潜在的解释。
2011-04-15 astro-ph.SR
One Solution to the Mass Budget Problem for Planet Formation: Optically Thick Disks with Dust Scattering
ALMA的调查表明，II类盘中的尘埃可能不足以解释系外行星的平均固体质量，假设毫米盘连续发射是光学薄的。这种光学薄的假设似乎是支持最近的DSHARP观测空间分辨磁盘的测量光学深度大多小于一。然而，我们指出，尘埃散射可以大大减少从光学厚区域的发射。如果忽略这种散射，光学深度将被大大低估。具有散射的光学厚盘可能被误认为光学薄盘。尘埃散射在更倾斜的圆盘上会进一步降低强度，使圆盘看起来更暗。在几个DSHARP盘中测得的光学深度为$\sim$ 0.6，这可以自然地用光学厚尘埃来解释，在1.25 mm处的光学厚度为$\sim$ 0.9。使用DSHARP不透明度，该光学厚度对应于具有最大粒度的尘埃群（$s_{max}$）为0.1-1 mm。对于光学厚散射盘，测量的光谱指数$α$可以大于或小于2，这取决于尘埃的散射随波长增加还是减少。使用DSHARP不透明度，$α<2$对应于$s_{max}$的0.03-0.3毫米。我们描述了这种光学厚散射的情况下，可以解释所观察到的缩放submm连续的大小和亮度，并可能有助于缓解从偏振和尘埃连续测量的尘埃大小约束之间的紧张局势。我们认为，大量的磁盘质量可以隐藏在ALMA观测在短毫米波长。对于小于30天文单位的光盘，我们可以很容易地低估尘埃质量超过10倍。较长波长的观测（如VLA或SKA）是探测尘埃盘中尘埃质量所需要的。
2019-05-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Measuring the Dust Masses of Protoplanetary Disks in Lupus with ALMA: Evidence that Disks can be Optically Thick at 3 mm
精确的盘质量测量对于限制盘的演化和行星形成的时间尺度是必要的，但是这样的测量很难进行，并且非常依赖于假设。在这里，我们看看假设，磁盘是光学薄的无线电波长和影响，这一假设的测量磁盘尘埃质量。我们模拟了位于年轻（~1-3百万年）狼疮恒星形成区的41个原行星盘的光学到射电光谱能量分布（SED），包括0.89 mm，1.33 mm和3 mm的通量密度（可用时）。我们测量的磁盘尘埃质量比使用通常采用的磁盘尘埃质量方程时高约1.5-6倍，假设光学薄发射（亚）毫米。这种差异的原因是大多数圆盘在毫米波长下的光学厚度，甚至高达3毫米，这表明需要在更长波长下进行观测才能追踪圆盘的完全光学薄发射。
2022-12-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Burying a Binary: Dynamical Mass Loss and a Continuous Optically-Thick Outflow Explain the Candidate Stellar Merger V1309 Scorpii
V1309 Sco被认为是一颗恒星合并，并且是一个共同的包层瞬变，这是基于一颗轨道周期快速衰减的接触食双星的爆发前光变曲线。使用已发表的数据，我表明，周期衰减时标的V1309天蝎座P/Pdot从~1000年到~170年，在不到6年，这意味着一个非常高的值的二阶周期导数。我认为，V1309斯科经历了一个发病的动力学质量损失通过外拉格朗日点，这最终掩盖了二进制。所产生的连续光学厚度外流的光球随着质量损失率的增加而扩大，解释了光学最大值在200天左右的上升。该模型产生的质量损失率的双星作为时间的函数，并符合观测到的光变曲线非常好。它也是可能的观测约束的表面层进行动态质量损失的属性。因此，V1309 Sco是一类新的恒星瞬变的原型，其特征是由双星的动态质量损失驱动的光学最大值缓慢上升。我讨论了恒星瞬变和其他建议的共同信封事件这些发现的影响。
2014-04-16 astro-ph.SR
Origin of the 30 THz emission detected during the 2012 March 13 solar flare at 17:20 UT
在红外区域的太阳观测可以为太阳低层大气对耀斑期间释放的初级能量的反应提供重要线索。目前，在30 THz（10 $μ$ m）的红外连续谱仅在少数耀斑中被探测到。在这项工作中，我们提出了一个详细的多频分析SOL 2012 -03-13，包括在无线电毫米和亚毫米波长，在硬X射线（HXR），伽马射线（GR），H-α和白光的观测。HXR/GR光谱分析表明，该事件是一个GR线耀斑，并允许估计在耀斑期间产生的电子，质子和α粒子的数量和能量含量。产生HXR/GR连续谱的电子的能谱与能量断裂在~800 keV处的断裂幂律一致。结果表明，这种分布的高能量部分（~800 keV以上）负责在耀斑期间检测到的高频无线电发射（> 20 GHz）。通过比较安静和耀斑大气的半经验和时间无关模型所预期的30 THz辐射，我们发现所观察到的30 THz辐射中的大部分（~80%）可以归因于光学薄源的热自由发射。使用F2耀斑大气模型，这个薄源被发现在温度T~8000 K，并位于远高于最低温度区。我们认为，色球加热，这导致了80%的30太赫兹的过量辐射，可以是由于非热耀斑加速电子，质子和α粒子的能量沉积。剩余的20%的30太赫兹的过量发射被发现是辐射从一个光学厚的大气层在T~5000 K，低于温度最低的区域，其中直接加热的非热粒子是不足以占所观察到的红外辐射。
2015-09-21 astro-ph.SR
Electrons re-acceleration at the footpoints of Solar Flares
Hinode的观测揭示了一个非常动态和复杂的色球层。这就需要重新考虑这样一个假设，即太阳耀斑的色球足点是加速粒子仅因碰撞而损失能量的区域。传统上，电子被认为是在环的日冕部分加速，然后旅行到脚点，在那里它们失去能量并辐射出观察到的硬X射线。越来越多的观察证据挑战了这一假设。我们回顾了反对这一假设的证据，并提出了新的局部再加速厚靶模型（LRTTM），在该模型中，除了通常的碰撞损失外，电子在足点处还获得了再加速的增强。这样的模型可以提供一个替代的“标准”碰撞厚靶注入模型（TTM）（布朗1971）的太阳HXR爆发源，需要少得多的电子和解决一些最近的问题与TTM解释。我们看看不同的情况下，可能会导致这种重新加速，并从其中之一，目前的数值结果。
2010-11-02 astro-ph.SR
Spectral Features of the Solar Transition Region and Chromospheric Lines at Flare Ribbons Observed with IRIS
本研究利用IRIS观测不同级别的双带耀斑，分析过渡区到色球层的三条谱线特征，发现红移速度随耀斑级别降低而减小，且强耀斑中Si IV谱线可变为光学厚，为耀斑大气加热机制提供观测依据。
2023-08-22 astro-ph.SR
Near Infrared polarimetry of a sample of YSOs
我们的目标是研究年轻天体的星周环境的物理性质。特别地，散射机制的确定可以帮助约束近红外中的盘和/或包络的光学深度。我们使用的IAGPOL成像偏振仪与CamIV红外相机在LNA天文台获得近红外偏振测量在H波段的样品的光学可见YSO，即11 T金牛星和8赫比格Ae/Be星。一个独立的确定的磁盘（或射流）的方向获得了12个对象从文献中。然后，通过比较积分偏振位置角（PA）与投影在天空平面中的圆盘主轴方向，可以估计星周光学深度。通常，光学薄盘具有垂直于盘平面的偏振PA。相反，光学厚盘产生平行于盘的偏振PA。在金牛座T型恒星中，有三颗是薄光学盘（AS 353 A、RY Tau和UY Aur），五颗是厚光学盘（V536 Aql、DG Tau、DO Tau、HL Tau和LkHa 358）。在Herbig Ae/Be星中，有两颗星（Hen 3-1191和VV Ser）和两颗星（PDS 453和MWC 297）显示出光学薄盘的证据。我们的研究结果似乎与近红外波段的光学厚盘更有可能与年轻的YSO相关联的事实相一致。在RY Tau、RY Ori、WW Vul和UY Aur中发现了极化反转的边缘证据。在前三种情况下，这个特征可以与UXOR现象相关联。与红外光谱的颜色和光谱指数的相关性产生的证据与磁盘的进化隔离往往是光学薄时，他们是老年人。
2009-03-24 astro-ph.SR
An approximate recipe of chromospheric radiative losses for solar flares
色球层中的辐射损失在能量平衡中是非常重要的。人们一直在努力制作一个简单的查找表，用于计算宁静太阳中色球层的辐射损失。在太阳耀斑期间，大气条件有很大的不同，GAN & Fang（1990）的现有配方是根据半经验模型构造的。这些配方在耀斑条件下如何工作还有待评估。我们的目标是建立一个近似的太阳耀斑色球辐射损失的配方。我们遵循Carlsson & Leenaarts（2012）的方法来列出光学薄辐射损失，逃逸概率和电离分数，同时使用来自辐射流体动力学模拟的耀斑模型网格作为我们的数据集。我们提供了新的查找表来计算耀斑的色球辐射损失。与以前的配方相比，我们的配方提供了一个更好的近似耀斑的详细辐射损失。
2022-03-15 astro-ph.SR
On the Change of the Inner Boundary of an Optically Thick Accretion Disk around White Dwarfs Using the Dwarf Nova SS Cyg as an Example
本文介绍了我们对天鹅座SS星系（一个含有白矮星的吸积双星系统）光通量非周期变化的研究结果。这里介绍的主要观测数据集是用安装在RTT-150望远镜上的ANDOR/iXon DU-888光度计获得的，它可以实现高达8 ms的时间分辨率（对于CCD光度计）。源通量变化的功率谱揭示了非周期变化包含了双星系统中光学厚流内边界的信息。我们发现，在辐射热光变曲线的最大值处，光学厚的吸积盘的内边界接近于白矮星表面，即，在瞬时吸积率的峰值时，白矮星积盘被截断，而在低态时，吸积盘被截断的距离为8.5e9 cm ~10 R_{WD}。我们认为可以通过研究吸积白矮星的功率谱参数来追踪双星吸积盘内边界的位置。特别是，这允许估计吸积物体的质量。
2012-04-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
High-Density Off-Limb Flare Loops Observed by SDO
耀斑环的密度分布及其在连续谱中的发射机制仍是一个悬而未决的问题。2017年9月10日，在X8.2耀斑（SOL 2017 -09-10）的渐变阶段出现了一个突出的环路系统，在SDO/AIA的所有通带和SDO/HMI的白光连续体中可见。我们调查它的电子密度，考虑到所有的辐射过程中的耀斑环，即汤姆逊连续，氢Paschen和Brackett复合连续，以及自由-自由连续发射。对于给定的温度和有效环厚度，我们推导出电子密度的二次函数。通过绝对校准SDO/HMI强度，我们将测得的强度转换为环中每个像素的电子密度。对于冷（6000 K）和热（10^6 K）结构之间的合理温度网格，计算了200 km和20 000 km之间代表性有效厚度的电子密度。我们得到了相对较高的最大电子密度，约为10^13 cm^-3。在如此高的电子密度下，汤姆逊连续谱是可以忽略的，因此人们不会期望在密集环中有显著的偏振度。我们的结论是，Paschen和Brackett复合连续辐射在冷耀斑环中占主导地位，而自由-自由连续辐射在暖耀斑环和热耀斑环中占主导地位。
2018-10-04 astro-ph.SR
Scattering line polarization in rotating, optically thick disks
为了解释天体物理盘的观测，了解发射光的形成过程是至关重要的。如果圆盘是光学厚的，散射占主导地位，并通过开普勒速度场渗透，非局部热力学平衡辐射转移建模必须做从一个给定的圆盘模型计算出射光谱。我们研究了不同简单圆盘模型中非局域热力学平衡极化线的形成，旨在证明辐射转移效应和散射效应以及速度场效应的重要性。本文用雅可比迭代法自洽地求解了二能级原子模型的辐射转移和统计平衡耦合方程。我们计算了散射极化，即Q/I和U/I线轮廓。散射偏振的程度是显着影响的磁盘相对于观察者的倾斜度，但也由光盘的光学厚度和旋转的存在。斯托克斯U显示出双瓣的轮廓与振幅增加的磁盘旋转。我们的结果表明，线的轮廓，特别是极化的，从气体磁盘出现显着不同的简单近似预测的轮廓。剖面形状多样，但典型的是斯托克斯Q对称和斯托克斯U反对称。盘旋转的一个明确指标是斯托克斯U的存在，这可能被证明是一个有用的诊断工具。我们还表明，对于中等的旋转速度，可以使用的近似处理，其中非局部热力学平衡辐射转移是在速度场自由近似和多普勒频移的过程中应用的空间积分在整个发射表面。
2014-09-09 astro-ph.SR
YOHKOH remnants: partially occulted flares in hard X-rays
耀斑被太阳边缘部分掩盖，是我们对硬X射线环顶源的最好的知识库。最近，RHESSI观测到的部分遮蔽耀斑的调查已经发表（Krucker & Lin 2008）。YOHKOH庞大的数据库仍有待开展此类活动。这项工作就是试图填补这一空白。在YOHKOH硬X射线望远镜耀斑目录中的1286个耀斑中，我们确定了98个发生在太阳边缘之后的事件。我们研究了它们的硬X射线光谱和空间结构。我们发现，在大多数情况下，部分掩星耀斑的硬X射线谱由两个分量组成，非热和热，这是共空间的。部分掩星耀斑的光子能谱比非掩星耀斑的能谱系统地陡。这样的差异，我们解释作为一个结果，本质上不同的条件统治的日冕部分的耀斑，在比较的足迹，通常占主导地位的硬X射线发射的磁盘耀斑。造成这种差异的原因至少有两个：（1）热等离子体发射对硬X射线的污染较强，（2）非热电子辐射能量的机制不同。薄靶机制负责环顶源的硬X射线发射和厚靶机制负责足点源的发射的示意图，可以通过一些日冕厚靶源的存在来修改。其中至少有一部分表明是磁性陷阱。研究的耀斑对日冕的全球磁结构没有响应。对于它们的特征，决定性的是它们形成时的局部磁结构。
2009-01-27 astro-ph.SR
The dynamics of radiation driven, optically thick winds
最近对一些具有低色温的发光瞬态源的观测表明，发射主要是由超爱丁顿吸积驱动的光学厚风。我们提出了一个一般的辐射压力驱动的动力学分析理论，光学厚风。与经典绝热恒星风解不同，其动力学仅由音速半径决定，这里由于光子扩散导致的辐射压力损失也起着重要作用。我们确定了两个高质量损失率制度（$\dot{M} > L_{\rm Edd\,}/c^2$）。在大的总光度区域，解类似于绝热风解。辐射光度$L$和动力学光度$L_k$都是超爱丁顿的，有$L < L_k$和$L \propto L_k^{1/3}$。在较低的总光度范围内，大部分能量由具有$L_k < L \approx L_{\rm Edd\,}$的辐射携带。在第三种低质量损失状态（$\dot{M} < L_{\rm Edd\,}/c^2$）中，风在早期变得光学薄，除非在这个阶段气体压力很重要，否则解与绝热解非常不同。这些结果与风脚下的能量产生机制无关，因此它们适用于广泛的质量喷射系统，从黑洞吸积到行星状星云和经典新星。
2016-03-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Multi-Peak Solar Flare with a High Turnover Frequency of The Gyrosynchrotron Spectra from the Loop-Top Source
本文基于SOL2023-05-09T03:54M6.5耀斑的多波段观测，揭示多峰源于耀斑环沿磁中性线依次出现，并结合模拟证明粒子加速发生在环顶附近致密区域，为耀斑间歇性磁重联提供新约束。
2024-05-06 astro-ph.SR
First Detection of Solar Flare Emission in Middle-Ultraviolet Balmer Continuum
我们提出的第一个探测太阳耀斑发射的中紫外波长约2000 A的通道2的大收益率辐射计（LYRA）板载的PROBA 2任务。耀斑（SOL 20170906）也在LYRA通道1中观测到，中心位于1216 A的H I Lyman-α线，在两个通道中都显示出明显的非热轮廓。通道2中的耀斑辐射与加热到10000 K的光学薄色球板产生的氢巴耳末连续谱辐射一致。在通道1和通道2中同时观测，可以将线发射（主要来自莱曼-α线）与巴尔末连续谱发射分离。再加上IRIS最近探测到的近紫外区巴耳末连续谱发射，LYRA观测加强了对宽带耀斑发射的解释，即起源于色球层的氢复合连续谱。
2018-10-23 astro-ph.SR
Observations of a solar flare and filament eruption in Lyman alpha and X-rays
我们的目标是描述1999年9月8日发生的耀斑和暗条喷射的外观和行为，这是由L-α中的TRACE以及Yohkoh软X射线望远镜和硬X射线望远镜观测到的。我们探讨了耀斑的能量学及其时空演化。对TRACE数据进行校正，以获得对纯L-α特征的更好估计。从TRACE响应函数的知识获得的L-α功率，和耀斑电子能量预算估计通过解释Yohkoh/HXT发射的碰撞厚目标模型的上下文中。
2009-09-25 astro-ph.SR
A 7-Day Multi-Wavelength Flare Campaign on AU Mic. II: Electron Densities and Kinetic Energies from High-Frequency Radio Flares
本研究利用VLA和ATCA的高频射电观测数据，分析AU Mic的20次耀斑的辐射特征，估算其磁场、电子密度与动能，验证了能量可解释多波段辐射，结果与现有模拟更吻合。
2025-03-18 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Formation of an optically thick shocked shell in the very fast nova V1674 Herculis: the origin of superbrightness
The University of Tokyo（东京大学）；Keio University（庆应义塾大学）
V1674天琴座的超亮度源于激波壳层的形成，其伽马射线峰值早于光学峰值，模型解释了这一现象。
2025-12-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
A 7 Day Multiwavelength Flare Campaign on AU Mic. IV: Quiescent Gyrosynchrotron and Gyroresonance Radiation from 12 to 25 GHz
Rice Space Institute, Rice University（赖斯大学空间研究所）；Laboratory for Atmospheric and Space Physics（大气与空间物理实验室）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Center for Astrophysical Sciences, Johns Hopkins University（约翰霍普金斯大学天体物理学中心）；Department of Astrophysical and Planetary Sciences, University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校天体与行星科学系）
AU Mic在2018年10月的多波段活动IV中，通过12至25 GHz的宁静gyrosynchrotron和gyroresonance辐射分析，揭示了非热辐射与光学厚成分的复合光谱特征。
2025-12-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
N/O-enhanced chemical enrichment by massive stars: the interplay of optically-thick winds and rotation
Universität Heidelberg（海德堡大学）；INFN-Padova（意大利国家核物理研究所帕多瓦分部）；Università di Padova（帕多瓦大学）；University of Cambridge（剑桥大学）
本研究通过MESA模型计算，发现旋转大质量恒星的光学厚风可解释高红移星系的N/O增强，并再现三个星系的丰度模式，揭示了星暴后数Myr内的演化序列。
2026-10-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The giant radio flare of Cygnus X-3 in September 2016
在RATAN-600对微类星体的长期多频监测计划中，我们于2016年9月13日发现了来自X射线双星天鹅座X-3的巨大耀斑。这发生在2011年3月前一次巨大耀斑（~18 Jy）之后，源的“静止状态”经过了2000天之后。我们发现，在这个安静的时期，硬X射线通量（斯威夫特/BAT，15-50 keV）和无线电通量（RATAN-600，11 GHz）已强烈的反相关。这两次射电耀斑都发生在微类星体于2011年2月和2016年8月底转变为“超软”X射线状态之后。我们在第一个ATel #9416中预测了巨大的耀斑。在硬X射线Swift 15-50 keV通量和RATAN 4-11 GHz通量（“淬灭状态”）急剧减少之后，MJD 57632和MJD 57644.5上几乎同时出现了一个小耀斑（4-11 GHz处为0.7 Jy），X射线射电通量在几天内从0.01上升到15 Jy，4.6 GHz处为0.01。耀斑通量的上升符合指数律，这可能是射流中内部激波产生相对论电子的初始阶段。最初，光谱在低于2GHz的频率处光学厚，在高于8 GHz的频率处光学薄，典型的光谱指数约为-0.5。耀斑爆发后，各频率射电通量均按指数规律衰减（~ exp（-（t-t0）/2d）（21.7GHz））。
2016-12-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Unbiased Monte Carlo continuum radiative transfer in optically thick regions
辐射转移描述了电磁辐射通过相互作用介质的传播。这个过程通常是通过使用蒙特卡罗方法来模拟的，该方法涉及模拟光子包的概率确定和跟踪。在高光学深度的制度，这种方法遇到困难，因为只有通过考虑大量的模拟光子包才能实现各种物理过程的适当表示。因此，对计算时间的需求相应增加，从而实际上限制了可以模拟的模型的光学深度。在这里，我们提出了一种方法，其目的是解决问题的高光学厚度的尘埃介质，这完全依赖于使用无偏蒙特卡罗辐射转移。为此，我们识别并预先计算重复发生和模拟的过程，将其结果存储在多维累积分布函数中，并立即用该结果取代模拟过程中的基本Monte Carlo转移。在预计算过程中，我们生成了从球中心到球边缘的光子包的发射光谱和沉积能量分布。我们进行了性能测试的方法，以确认其有效性，并获得了高达三个数量级的计算速度的提升。然后，我们将该方法应用到一个简单的模型的粘性加热拱盘，我们讨论的必要性，找到一个解决方案的光学深度问题方面的适当的温度计算。我们发现，在高度光学厚的区域的光子包的不正确的治疗的影响，甚至延伸到光学薄的区域，从而改变了整体观察的磁盘外观。
2020-03-30 astro-ph.IM astro-ph.SR
Binary Interaction Dominates Mass Ejection in Classical Novae
最近的观测表明，我们对经典新星质量损失的理解是不完整的，这激发了对新星质量喷射物理过程的新理论研究。本文利用恒星演化程序MESA对经典新星外流进行了流体动力学模拟。我们发现，当双伴星被忽略，白矮星与质量>= 0.8 Msol成功地发射辐射压力驱动的光学厚风，带走了大部分的信封。然而，对于大部分的质量损失阶段，这些风的加速半径超过白矮星的罗氏半径假设一个典型的灾难性的变量捐助者。这意味着，在标准的光学厚风形成之前，质量损失将由二元相互作用引发和形成。只有当加速区域在白矮星的洛希半径内后退时，才能成功发射各向同性的光学厚风，这发生在大部分包层已经被喷射出来之后。这两种外流模式之间的相互作用-第一阶段的缓慢，二进制驱动，赤道上集中的质量损失，包括大部分的质量喷射和第二阶段组成的快速，各向同性，光学厚风-是一致的非球面喷出物和多个外流组件的签名的观察。我们还发现，孤立的低质量白矮星<= 0.8 Msol在任何阶段都不会发展出无束缚的光学厚风，这使得考虑双星伴星对由此产生的爆发的影响变得更加重要。
2022-09-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Analytic Expressions for the Inner-Rim Structure of Passively Heated Protoplanetary Disks
本文根据流体动力学模拟的结果，解析地导出了原行星盘内区结构的表达式。盘的内部可分为四个区域：气体温度在光学薄极限的无尘区、光学薄尘晕、光学厚凝聚锋和经典光学厚区。我们推导出尘埃晕中的尘埃-气体质量比轮廓使用的事实，部分尘埃冷凝调节温度的尘埃蒸发温度。在尘埃晕之外，有一个光学厚度的凝结锋，所有可用的硅酸盐气体都在那里凝结出来。冷凝表面的曲率由地面温度必须接近等于特征温度$\sim 1200{\,\rm K}$的条件决定。我们推导出中面温度在外部两个区域使用两层近似与附加加热的冷凝前的最外层区域。因此，整体温度分布是阶梯状的，在外部三个区域之间的边界处具有陡峭的梯度。边界可能充当行星陷阱，行星由于与气体盘的引力相互作用而停止向内迁移。两个最外层区域之间的边界温度与激活磁旋转不稳定性所需的温度相一致，这表明死区的内边缘必须位于该边界处。从我们的解决方案预测的死区内边缘的半径是$\sim$ 2-3倍，从经典的光学厚温度的预期。
2017-05-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Implications of X-ray Observations for Electron Acceleration and Propagation in Solar Flares
来自太阳耀斑的高能X射线和伽马射线是在五十多年前才被发现的。从那时起，在几十keV以上的能量的空间积分耀斑X射线光谱的解释标准一直是碰撞厚靶模型。在2002年初发射了拉马蒂高能太阳光谱成像仪（RHESSI）之后，X射线光谱和图像的质量已经达到了足够的水平，可以更好地关注产生X射线发射的高能电子，包括它们的起源及其与耀斑等离子体和磁场的相互作用。其结果是对耀斑过程的新见解，以及电子加速和传播以及电子相互作用的耀斑环境的更多定量模型。在这篇文章中，我们回顾了我们目前的理解电子加速，能量损失，和传播的耀斑。这些新的结果碰撞厚目标模型的影响，一般耀斑模型，并为未来的耀斑研究进行了讨论。
2011-09-29 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.plasm-ph
Probing the Temperature Structure of Optically Thick Disks Using Polarized Emission of Aligned Grains
年轻恒星周围的圆盘中排列的颗粒的偏振连续辐射可以用来探测磁场、辐射各向异性或尘埃和气体之间的漂移，这取决于非球形颗粒是否是磁性、辐射或机械排列的。我们表明，它也可以用来探测另一个关键的磁盘属性-温度梯度-沿视线是光学厚，独立的晶粒排列机制。我们首先说明了技术分析使用一个简单的1D板模型，它产生一个近似公式，涉及的偏振分数的温度梯度相对于光学深度τ在τ =1的表面。然后，使用模型的恒星照射磁盘吸积加热和不使用的公式进行验证。该技术的承诺和挑战说明了一些0级和I级磁盘与ALMA尘埃偏振数据，包括NGC 1333 IRAS 4A 1，IRAS 16293 B，BHB 07-11，L1527，HH 212和HH 111。我们发现，特别是，视线通过近侧的一个高度倾斜的磁盘跟踪不同的温度梯度方向比那些通过远侧，这可能会导致一个偏振取向的近侧是正交的远侧，和HH 111磁盘可能是这样的情况。我们的技术探测磁盘温度梯度通过尘埃极化可以补充其他方法，特别是那些使用分子线。
2020-04-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
