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
Spectral characteristics of fast rotating metal-poor massive stars
Astronomical Institute of the Czech Academy of Science（捷克科学院天文研究所）；Nicolaus Copernicus University（尼古拉·哥白尼大学）
研究快速自转的金属贫乏大质量恒星的光谱特性，通过恒星演化和大气建模预测不同阶段的合成光谱，并利用ULLYSES计划进行观测对比。
2026-03-09 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
A Comparison of Rotating and Binary Stellar Evolution Models: Effects on Massive Star Populations
旋转和与双星伴星的相互作用都可以显着影响大质量恒星的演化，改变内部和表面的丰度，质量损失率和机制，观测到的温度和光度，以及它们最终的核心坍缩命运。Geneva和BPASS恒星演化代码分别包括旋转和双星演化效应的详细处理，并可以说明这些现象对大质量恒星和恒星星族的影响。然而，如果我们希望使用这两种广泛使用的代码来解释观测结果，那么直接比较它们是至关重要的。特别是，旋转和双星模型将预测不同的年轻恒星星族，影响恒星星族合成（SPS）的输出和基于常用工具（如恒星计数比）对大质量恒星样本的解释。在这里，我们比较了日内瓦和BPASS演化模型，使用我们以前的工作中引入的内插SPS方案和一种新的贝叶斯框架，提出了第一次深入的直接比较大规模的恒星星族产生的单，旋转和二进制非旋转演化模型。我们计算两个模型的预测值的恒星计数比，并比较结果的观测大质量恒星的Westerlund 1，$h + χ$英仙座，麦哲伦云。我们还考虑了观测和模型的局限性，以及如何在SPS模型中定量地包含观测完整性限制。我们证明，这里提出的方法，当与强大的恒星演化模型相结合，提供了一个潜在的手段，估计大质量恒星在大恒星星族的物理性质。
2020-04-27 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
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
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$是盘上给定位置的开普勒速度）。
2019-03-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Effects of anisotropic winds on massive stars evolution
当恒星旋转非常快时（Omega/Omega_crit > 0.7，Omega_crit是恒星变形的开普勒角速度），极区的辐射星风会增强。这一理论预测现在被快速旋转恒星的干涉观测所证实。极风比球面风去除的角动量更少，从而使恒星保持更多的角动量。我们定量地评估了这种影响的重要性。首先，我们使用半解析的方法来估计角动量损失的变化时，旋转参数的增加。然后，我们计算完整的9个MSun恒星模型在非常高的角速度（开始ZAMS与欧米茄/欧米茄_crit = 0.8，并达到临界速度期间的主要序列）与无辐射风各向异性。当考虑风的各向异性时，相对于球形风的情况，当Omega/Omega_crit < 0.9时，角动量损失率减小不到4%。当恒星在临界速度附近旋转时，减少量最多为30%。这些值是由两个相互抵消的效应造成的：一方面，极风减少了角动量的损失，另一方面，表面变形意味着在高同纬度处损失的质量在离旋转轴更大的距离处损失，从而消除了更多的角动量。与之前忽略表面变形的研究相反，我们表明辐射风各向异性对快速旋转恒星的角动量含量的演化具有相对温和的影响。
2010-12-01 astro-ph.SR
Critical angular velocity and anisotropic mass loss of rotating stars with radiation-driven winds
对早期型恒星演化的理解与快速自转效应的理解密切相关。对于大质量恒星来说，快速旋转与强烈的辐射驱动风相结合。本文的目的是探讨两个问题是研究大质量快速旋转恒星演化的先决条件：（i）什么是恒星的临界角速度时，其大气中的辐射加速是显着的？(ii)质量和角动量的损失如何依赖于旋转速率？研究快速旋转，使恒星扁圆，我们使用的2D ESTER模型和一个简化的方法，$ω$ -模型，它给出了纬度依赖的辐射通量在一个离心扁平的辐射信封。我们发现，辐射加速度只有温和的影响临界角速度，至少对于恒星质量低于40 Msun。我们解释这种温和的减少临界角速度相比，经典开普勒角速度的重力暗化和减少赤道不透明度，这是由于离心加速度的综合影响。为了回答第二个问题，我们首先设计了一个局部表面质量通量的模型，我们用以前开发的一维模型进行了校准。一维模型的$\dot{M}-T_{\rm eff}$关系中包含的不连续性（所谓的双稳定性跳跃）意味着快速旋转恒星的质量通量受单风或双风状态的控制。质量和角动量的损失是强大的赤道附近，如果恒星是在两个风制度。我们还表明，选择被视为极上的大质量恒星的困难使得检测质量损失和有效温度之间的关系的不连续性也相当具有挑战性。
2019-04-10 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
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
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
Discrete Absorption Components from 3-D spot models of hot star winds
热的大质量恒星的风是可变的，从过程中发生在大和小的空间尺度。这种风变率的一个特殊情况是“离散吸收分量”（DAC），表现为向外移动的紫外线共振线光谱的密度特征。这种DAC被认为是由恒星风中的大规模螺旋形密度结构引起的。我们认为新的3-D辐射流体动力学模型的旋转热星风和研究出现的共同旋转的螺旋结构，由于当地的（伪）在恒星表面上的磁点。随后，流体动力学模型被用来检索DAC的合成紫外光谱创建的3-D短特性辐射转移代码的光谱签名。
2022-11-17 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
Investigating the origin of cyclical wind variability in hot, massive stars - II. Hydrodynamical simulations of co-rotating interaction regions using realistic spot parameters for the O giant $ξ$ Persei
OB星表现出各种类型的光谱变化与风的结构，包括显然无处不在的离散吸收组件（DAC）的历史。这些特征被认为是由磁场或非径向脉动引起的。在本系列的第二篇论文中，我们重新审视了用于解释DAC形成的规范唯象流体动力学模型，并考虑了现代观测和更现实的理论预测。使用的约束假定的亮点位于O巨星$ξ$英仙座的表面上来自高精度的天基宽带光学光度与恒星的微变和振荡（MOST）空间望远镜获得的约束，我们产生的二维流体动力学模拟的同向旋转的相互作用区域的风。然后，我们计算合成的紫外线（UV）共振线轮廓使用Sobolev精确积分，并将其与历史时间序列的国际紫外线探测器（IUE），以评估所观察到的行为的$ξ$英仙座的DAC再现。测试三种不同的模型的斑点大小和强度，我们发现，经典的模式的变化，可以成功地复制其中两个：最小的斑点模型产生的吸收功能，是不兼容的观测。此外，我们测试的径向依赖性的电离水平线驱动的效果，但不能最终评估这个因素的重要性。总之，本研究自洽地将光学光度学和紫外光谱学联系起来，为更好地理解大质量恒星中亮斑范例背景下的周期性风变铺平了道路。
2017-06-12 astro-ph.SR
Modeling Variable Linear Polarization Produced by Co-Rotating Interaction Regions (CIRs) Across Optical Recombination Lines of Wolf-Rayet Stars
本文通过蒙特卡洛辐射转移结合锥形共转相互作用区模型和Sobolev近似，成功再现了沃尔夫-拉叶星光学复合线中蓝移速度处偏振幅度与位置角的变化，为获取恒星自转周期提供了新途径。
2023-09-19 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
Discovery of a magnetic field in the rapidly-rotating O-type secondary of the colliding-wind binary HD 47129 (Plaskett's star)
我们报告检测到一个强大的，有组织的磁场在大规模的O 8 III/I+ O7.5 V/III双线光谱双星系统HD 47129（Plaskett的明星）的第二个组成部分，在大质量恒星的磁性（MiMeS）的调查。八个独立的斯托克斯$V$观测是使用加拿大-法国-夏威夷望远镜的ESPaDOnS分光偏振仪和伯纳德·李奥特望远镜的纳瓦尔分光偏振仪获得的。利用最小二乘反褶积方法，我们在3个观测值中得到了Stokes $V$信号的确定检测。在诊断无效（$N$）光谱中未检测到显著信号。塞曼特征信号很宽，并且跟踪次级分量的径向速度;因此我们得出结论，快速旋转的次级分量是磁化的恒星。校正极化光谱的线和连续的（尖锐线）小学，我们测量的纵向磁场从每个观察。次级的纵向场是可变的，并且表现出$-810\pm 150$ G和$+680\pm 190$ G的极值，这意味着$2850\pm 500$ G的最小表面偶极强度。相比之下，我们推导出初级表面磁场的上限（$3σ$）为230 G。强磁场和快速旋转的组合使我们得出结论，次级宿主通过磁约束风馈送的离心磁层。在这种情况下，我们重新审视的光学线轮廓和X射线发射的属性-以前解释为碰撞恒星风的后果。我们的结论是，HD 47129代表了一个迄今为止独特的恒星系统-一个紧密的，大质量的双星与快速旋转，磁化组件-这将是一个丰富的目标，为进一步研究。
2012-09-27 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
Investigating the Magnetospheres of Rapidly Rotating B-type Stars
最近对明亮炽热恒星的分光偏振测量发现，约10%的OB型恒星表面有很强的（大部分是偶极的）磁场（~kG）。描述恒星风与地球表面磁场相互作用的经典模型是磁约束激波模型。在这个模型中，恒星风等离子体被迫沿着磁场的闭合场环运动，在磁赤道碰撞，并产生激波。当受冲击的物质辐射冷却时，它会发出X射线。因此，X射线光谱学是探测和表征这些恒星磁场所限制的热风物质的关键工具。有些B型恒星的自转周期很短。快速旋转对磁层内X射线产生的影响还有待详细探讨。由于快速旋转而增加的离心力预计会导致沿着磁力线的更快的风流出，导致更高的冲击温度和更硬的X射线。然而，这并不是在所有快速旋转的磁性B型恒星中观察到的。为了从理论的角度来解决这个问题，我们使用X射线分析动态磁层（XADM）模型，最初是为慢旋转器开发的，并实施了新的快速旋转物理。利用欧空局的XMM-牛顿太空望远镜的X射线光谱学，我们观察到5颗快速旋转的B型恒星，以增加先前的观测列表。将观测到的X射线光度和硬度比与XADM预测的进行比较，可以确定附加离心力在这些恒星磁层X射线发射中所起的作用。
2017-02-21 astro-ph.SR
Spectropolarimetric follow-up of 8 rapidly rotating, X-ray bright FK Comae candidates
我们对演化的、快速旋转的、磁性活跃的、显然是单一的FK Comae恒星的理解受到了它们的极端稀有性的阻碍：除了FK Comae本身之外，目前只有两颗恒星被认为是这类恒星的成员。最近，在\emph{Kepler-Swift}活动星系和恒星（KSwAGS）巡天的背景下，确定了20多颗候选FK后发座型恒星的样本。我们对其中8个候选项使用ESPaDOnS@CFHT获得的高分辨率斯托克斯$V$观测结果进行了分析。我们发现，这些目标都不能被认为是FK彗星类的成员，主要是基于他们推断的旋转速度和检测光谱二进制同伴。然而，2个目标显示出磁活动的证据，并具有异常高的投影旋转速度（$v\sin{i}$）相对于与类似演化状态的恒星相关的典型值。EPIC 210426551有一颗$v\sin{i}=209\,{\rm km\,s}^{-1}$，估计质量为$1.07\,M_\odot$，部分基于它的金属丰度${\rm [M/H]}=-0.4$，它是一颗演化的主序星或前主序星。KIC 7732964的质量为$0.84\,M_\odot$，位于红巨星分支的底部附近，并显示出$v\sin{i}=23\,{\rm km\,s}^{-1}$。我们发现，这两个对象有类似的特点FK COM（虽然不那么极端），他们的快速旋转可能是不一致的预测一个单一的恒星演化历史。为了更好地限制它们的进化状态以及它们是否有短周期的双星伴星…
2020-05-19 astro-ph.SR
Constraints on the origin of the massive, hot, and rapidly rotating magnetic white dwarf RE J 0317-853 from an HST parallax measurement
我们使用的视差测量RE J 0317-853，以确定其质量，半径和冷却年龄，从而限制其进化的起源。我们利用哈勃空间望远镜的精密制导系统对RE J 0317-853进行了观测，测量了RE J 0317-853和它的伴星无磁白矮星LB 9802的视差。此外，我们还利用SMARTS望远镜的Boller & Chivens摄谱仪获取了对比星的光谱，对视差零点进行了校正。对于校正视差，我们确定的半径，质量和冷却年龄的进化模型的帮助下，从文献。RE J 0317-853的属性使用视差信息来约束。我们讨论了不同情况下的核心组成和不确定的有效温度。我们确认RE J 0317-853在所有情况下都接近于克拉塞卡的质量极限，几乎和它的同伴LB 9802一样古老。RE J 0317-853的精确演化历史取决于我们对其有效温度的了解。如果我们假设有效温度在30000到50000之间的较冷端，它可能有一个单一的恒星祖先;如果T_eff在较热端，RE J 0317-853的双星合并情况变得更合理。
2010-08-09 astro-ph.SR
The Transformative Journey of HD 93521
HD 93521是一颗快速旋转的大质量恒星，位于银河系盘面上方约1千秒差距，其质量的演化年龄远小于它被抛出盘面的飞行时间。在这里，我们提出了一个重新评估的进化和运动的时间尺度HD 93521。我们根据盖亚EDR 3的距离和自行以及径向速度测量结果的总结计算出飞行时间为39 +/-300万年。然后，我们确定恒星的光度使用旋转模型结合所观察到的光谱能量分布和距离。与Brott等人的旋转恒星演化轨迹比较，得出的演化年龄约为5 +/-200万年。我们建议，解决时间尺度的差异是，HD 93521是一个恒星合并的产品。它可能是从银河系盘中弹射出来的，作为一个低质量恒星的近距离双星系统，最终合并形成了我们今天观察到的快速旋转的单一大质量恒星。
2021-12-15 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
Evolution of rotation in rapidly rotating early-type stars during the main sequence with 2D models
对早型星自转演化的理解与对各向异性质量和角动量损失的理解密切相关。在本文中，我们的目的是澄清的旋转演化的快速旋转早型星沿主序列（MS）。我们已经使用了2D ESTER代码计算和发展孤立的快速旋转的早期型恒星模型沿MS，有和没有各向异性的质量损失。我们发现，恒星与$Z=0.02$和质量之间的$5$和$7~M_\odot$达到临界的主序列提供其初始角速度大于开普勒的50%。更大质量的恒星会受到辐射驱动的风的影响，并损失质量和角动量。我们发现，这种角动量提取从外层可以防止大质量的恒星达到临界旋转，并大大降低了临界度在年底的MS。我们的模型包括所谓的双稳定性跳跃的$\dot{M}-T_{\rm eff}$关系的一维模型。这种不连续性现在出现在质量通量表面密度的纬度变化中，使旋转的大质量恒星具有单风状态（没有不连续性）或双风状态（不连续性）。在双风区，质量损失和角动量损失在低纬度强烈增加，导致自转更快地减慢。然而，预测大质量恒星的旋转命运是困难的，主要是因为所涉及的现象的非线性和它们对不确定处方的强烈依赖。此外，质量损失率的双稳态跳跃的存在还有待于观测证实。
2019-04-10 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
Probing the wind and evolutionary state of the quiescent luminous blue variable Var$\,$2 in the Galaxy M33: constraints from self-consistent non-LTE modeling
Special Astrophysical Observatory（特殊天文台）
本文通过非本地热力学平衡建模研究M33中的安静高光度蓝变量Var 2，确定其光度、质量及氢丰度，并探讨其演化状态和风特性。
2026-03-24 astro-ph.SR
Effect of gravity darkening and oblate factor in rapidly rotating massive stars
本研究在修正CAK理论框架下，利用数值代码Hydwind分析快速旋转大质量恒星中引力暗化和扁率对辐射驱动星风解的影响，发现两者可使快速解向Omega慢解转变，且共存区间依赖初始条件及两种效应的单独/联合作用。
2025-11-11 astro-ph.SR
Magnetic Inflation and Stellar Mass II: On the Radii of Single, Rapidly Rotating, Fully Convective M Dwarf Stars
主序星，食双星中的完全对流M矮星被观察到比恒星演化模型预测的大$10-15\%$。对这种差异的一种解释涉及到强磁场的影响，这是通过发电机过程由快速旋转引起的。尽管如此，少数单个的、缓慢旋转的M矮星的半径测量结果似乎也比模型预测的要大，这表明旋转或双星可能不是造成这种差异的唯一原因。我们测试是否单个，快速旋转，完全对流的恒星也比预期的大，通过测量它们的$R \sin i$分布。我们结合光度旋转周期的文献旋转加宽（$v \sin i$）的测量报告在这项工作中的样本88快速旋转M矮星。使用贝叶斯框架，我们发现，恒星演化模型低估半径的$10-15\% \substack{+3 \\ -2.5}$，但在更高的质量（$0.18<M<0.4 M_{Sun}$）的差异只有约$6\%$和可比的干涉和食双星的结果。在最低质量（$0.08<M<0.18 M_{Sun}$），我们发现观测和理论之间的差异是$13-18\%$，我们认为，差异是不太可能是由于年龄的影响。此外，我们发现我们的样本和少数具有干涉半径的M矮星之间没有统计上显著的半径差异。我们的结论是，无论是旋转或双星是负责膨胀半径的完全对流的M矮星，和所有的完全对流的M矮星大于模型预测。
2018-04-11 astro-ph.SR
Dynamics of the radiative envelope of rapidly rotating stars: Effects of spin-down driven by mass loss
本文的目的是破译的动力学信封的旋转恒星时，一些角动量损失，由于质量损失。我们特别希望知道，由质量损失所导致的自旋下降流何时会取代弥漫在旋转恒星辐射包层中的斜压流。我们考虑一个Boussinesq流体封闭在一个刚性的球体，其流动是被迫的斜压扭矩，自旋的外层，和向外的质量通量。下旋力可以通过两种方式理想化：一种是通过在某个界面上施加下旋速度的刚性层，另一种是通过在同一界面上向恒星内部施加应力的湍流层。在该层是刚性的，并施加其速度的情况下，我们发现，随着质量损失率的增加，恒星内部的流动显示出两个转变：与斜压流相关联的纬向环流首先被其自旋下降的对应物所取代，而在更强的质量损失率的斜压差分旋转被取代的自旋下降的差分旋转。事实上，我们发现三种风状态：弱（或无风），中等和强。在第一种情况下，辐射包层中的气流是斜压起源的。在中等的情况下，环流的结果，而旋转的差异可能是斜压或旋转的起源，这取决于质量和角动量损失之间的耦合。对于快速旋转的恒星，我们的模型说，当质量损失高于~ 1 e-11 Msun/yr时，中等风状态开始。在强风情况下，辐射包层中的流动主要由角动量平流驱动。后一种转变取决于恒星的质量和自转速率，根据我们的模型，对于一颗以200 km/s自转的3 Msun ZAMS恒星，其自转速率约为1 e-8 Msun/yr。
2014-07-03 astro-ph.SR
Rotating models of young solar-type stars : Exploring braking laws and angular momentum transport processes
利用包含物理成分的一维旋转演化模型，研究了太阳型恒星从主序前到太阳年龄的预测旋转演化。采用Maeder和Zahn的方法，利用STAREVOL程序计算了包含外部恒星风矩和内部角动量输运的太阳型恒星旋转演化模型。我们探讨了不同的形式主义和处方可从文献中。我们测试了预测的模型对最近的旋转周期数据，从广泛的测光调查，锂丰度的太阳质量的恒星在年轻的集群，和日震旋转配置文件的太阳。我们找到了一个最佳匹配的组合处方的内部运输和表面提取角动量。这种组合提供了一个非常好的适合所观察到的太阳型恒星从早期演化到太阳年龄的旋转周期的演变。此外，我们表明，快速旋转经历更强的耦合之间的辐射区域和对流信封。然而，不管这套方法如何，我们都无法同时重现太阳表面的角速度和内部轮廓，也无法重现锂丰度的演化。我们确认的想法，额外的运输机制必须发生在太阳型恒星，直到他们达到太阳的年龄。这些过程是否与在更高级的演化阶段解释最近的星震数据所需的过程相同，仍然是一个悬而未决的问题。
2016-01-08 astro-ph.SR
Wind Roche-lobe Overflow in Low-Mass Binaries: Exploring the Origin of Rapidly Rotating Blue Lurkers
本文在 MESA 中引入风洛希瓣溢出吸积并考虑角动量转移，研究低质量宽双星，发现吸积星仅增约 2% 质量即可维持近临界自转，并能定性解释 M67 蓝色潜伏者的快速旋转、赫罗图位置和轨道周期。
2024-05-03 astro-ph.SR
Mixed modes in red giants: a window on stellar evolution
在亚巨星和红巨星中探测到混合性质的振荡使我们能够探测它们核心的物理条件。利用这些混合模式，我们的目标是确定恒星演化的地震标志。开普勒星震数据被用来绘制不同演化阶段和恒星质量的地图。结合频率和周期间距，绘制了地震演化轨迹。我们测量了1170多颗恒星在不同演化阶段的渐近周期间距。这使我们能够监测从主序星到渐近巨星分支的恒星演化，并绘制地震演化轨迹。我们提出了明确的量化的定义，描述了演化阶段的变化，特别是从亚巨星阶段到早期红巨星分支的过渡，以及水平分支的结束。地震信息是如此精确，可以独立于演化模型得出明确的结论。定量的地震信息现在可以用于恒星建模，特别是用于研究氦燃烧核心的能量传输或指定进入红色或渐近巨星分支的恒星的内部性质。建模还将使我们能够研究被确定为处于氦次闪光阶段的恒星，到达或退出次级团的大质量恒星，或者可能处于蓝环阶段的恒星。
2014-11-04 astro-ph.SR
The pre- versus post-main sequence evolutionary phase of B[e] stars: Constraints from 13CO band emission
许多银河系B[e]星的距离测定不正确，这使得很难根据光度参数区分主序星演化的前后阶段。此外，这些恒星有不透明的星周物质，遮蔽了中央恒星，因此无法进行详细的表面丰度研究。我们提出了一个不同的指标的超巨星状态的B[e]星，根据其星周物质的富集13 C，并通过其13 CO带发射的K波段光谱检测。基于恒星演化模型，计算了不同初始质量的非自转恒星演化过程中12 C/13 C同位素表面丰度比的变化.对于不同的值的12 C/13 C的比例，然后我们计算合成的第一泛音振动旋转带光谱从12 CO和13 CO分子在不同的光谱分辨率。进一步讨论了恒星自转对表面12 C/13 C比值变化的影响。在非自转恒星的主序后演化过程中，其表面12 C/13 C同位素比值急剧下降，初始质量大于7M_sun的恒星从星际的70下降到15-20，初始质量大于25M_sun的恒星下降到小于5.我们发现，可检测的13 CO带头发射产生的同位素比12 C/13 C < 20，最容易检测到的光谱分辨率为R ~ 1500。3000.对于旋转恒星模型，在主序星演化过程中，所有M > 9 Msun的恒星的12 C/13 C都已经发生了下降。因此，在B[e]星的这种中等分辨率K波段光谱中检测到13 CO波段头发射有利于该物体的演化性质，而不是年轻性质。
2009-01-06 astro-ph.SR
Launching of Conical Winds and Axial Jets from the Disk-Magnetosphere Boundary: Axisymmetric and 3D Simulations
我们调查发射的磁盘磁层边界的缓慢和快速旋转的磁化星使用轴对称和探索性的三维磁流体动力学（MHD）模拟流出。我们在这两种情况下都发现了长期的外流。(1)在缓慢旋转的恒星的情况下，一种新型的外流，锥形风，被发现和研究的模拟。当恒星的磁通量被圆盘聚集成X型配置时，就会出现锥形风。风的形状是一个薄的锥形壳，半开角为30-40度。锥形风可能是造成不同类型恒星中短暂和持久外流的原因。(2)在快速旋转的恒星（“螺旋桨制度”）的情况下，观察到两个组件的流出。一个分量类似于锥形风。很大一部分盘状物质可能被喷射到风中。第二个组成部分是一个高速，低密度的磁主导的轴向喷流，物质沿着恒星的开放极场线流动。喷流的质量通量约为锥形风的10%，但其能量通量（主要是磁性的）可能大于锥形风的能量通量。喷流的角动量通量（也主要是磁性的）导致恒星快速向下旋转。螺旋桨驱动的外流可能是原恒星中的喷流及其快速自旋下降的原因。射流被磁力准直，而锥形风在模拟区域中仅被弱准直。
2009-07-20 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
A dynamical magnetosphere model for periodic Halpha emission from the slowly rotating magnetic O star HD191612
磁O星HD 191612具有强烈的可变，周期性的巴耳末线发射的538天的周期。我们在这里表明，它的可变Halpha发射可以很好地再现旋转相位变化的合成光谱直接计算从全辐射磁流体动力学模拟的磁约束风。在像HD 191612这样的慢转星系中，闭合磁场环上的风物质落回恒星，但环内物质的瞬时悬浮导致磁赤道周围统计上过密的低速区域，导致光谱变化。我们对比这种“动态磁层”（DM）与更稳定的状态“离心磁层”的快速旋转的恒星，并讨论了使用这种DM范式来解释周期线发射的前景也从其他非快速旋转的磁性大质量恒星。
2012-03-05 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
The stellar and wind parameters of six prototypical HMXBs and their evolutionary status
高质量X射线双星（HMXB）是特殊的天体物理实验室，提供了一个难得的一瞥，以物理过程，管理吸积紧凑的物体，恒星风，和恒星演化。在HMXB的一个子集中，致密天体仅从大质量施主恒星的风中吸积物质。根据它们的X射线特性，这些所谓的风馈HMXB被分为持久HMXB和超巨星快速X射线瞬变（SFXTs）。虽然有人认为这种二分法取决于恒星风的特性，但对它们的研究很少。通过这项调查，我们的目标是纠正这种情况，通过系统地分析施主恒星的风馈HMXB的紫外线可观察到的，集中在那些与中子星（NS）的同伴。我们获得了所有目标的Swift X射线数据，HST UV光谱和其他光谱。我们的多波长的方法使我们能够提供恒星和风参数的六个捐助者的恒星（四个风馈系统和两个OBe X射线双星）。风的性质是符合线驱动风理论的预测。其中三颗捐赠恒星处于高级演化阶段，而对于一些恒星，丰度模式表明加工过的物质可能已经被吸积。当它在狭窄的轨道上经过NS时，施主星风还没有达到它的终极速度，但它仍然明显较慢;它的速度与NS伴星的轨道速度相当。有两种类型的风馈HMXB（持久与瞬态）相对于捐助星之间没有系统的差异。对于我们样本中的SFXTs，轨道偏心率对其瞬态X射线性质具有决定性作用。根据这些天体的轨道参数和施主星的进一步演化，推测这些HMXB在未来可能形成Thorne-playytkow天体。
2020-01-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
A resolved rotating disk wind from a young T Tauri star in the Bok globule CB26
本研究通过高分辨率毫米波干涉观测，证实了 CB26 年轻恒星周围的旋转分子外流为磁流体动力学盘风，并揭示了其发射形态与运动学细节。
2023-09-04 astro-ph.SR
Stripped-Envelope Stars in Different Metallicity Environments I. Evolutionary Phases, Classification and Populations
通过双星相互作用或双星风剥离氢包层的大质量恒星，如果它们有光学厚的风，则可以被观测为沃尔夫-拉叶星，或者被观测为同向风剥离包层星。我们近似他们的演化通过演化模型的单氦星，并计算详细的模型网格在初始质量范围1.5至70 M $_{\odot}$的金属丰度在0.01和0.04之间，从核心氦点火，直到核心崩溃。在它们的一生中，一些恒星模型暴露了氦燃烧的灰烬。我们建议，具有富氮信封的模型是候选WN星，而具有富碳表面的模型是候选WC星在核心氦燃烧，WO星之后。我们测量我们的模型的总寿命和它们的进化阶段的持续时间的金属依赖性。我们提出了一个风光学厚度的解析估计来区分Wolf-Rayet型星和同向风带状包络星的模型，并发现WN、WC和WO型星存在的光度范围是金属丰度的强函数。我们发现，在我们的网格中产生的所有富碳模型都具有光学厚风，并且与观测到的人口的光度分布相匹配。我们建立了星族模型，预测了同向风带状包络星和沃尔夫-拉叶星的数量，并得到了它们在不同金属丰度下的数量比。我们发现，随着金属丰度的增加，平行风带状包络星的数量减少，沃尔夫-拉叶星的数量增加。在高金属丰度时，WC和WO型恒星变得更常见。我们将我们的人口模型应用到附近的星系，发现人口更敏感的过渡光度之间的沃尔夫-拉叶星和同向风氦星比金属丰度依赖的质量损失率。
2022-02-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Superfluid hyperon bulk viscosity and the r-mode instability of rotating neutron stars
为了确定旋转中子星中不稳定的r模是否提供了一个可探测的引力波源，我们需要了解许多倾向于抵消不稳定性的耗散过程的细节。已经确定的是，由于外来粒子，如超子的体积粘度，在这方面可能是特别重要的。然而，超子超流性的影响至今还没有被完全解释。虽然相关的抑制的反应速率，引起的体积粘度已被估计，超流体方面的流体动力学没有被考虑。在本文中，我们确定的r-模式不稳定窗口的中子星与$Σ^{-}$超子核心，使用适当的多流体形式主义，包括，第一次，“超流体”的整体粘度系数的影响。我们证明，即使额外的条款可能会增加体积粘度阻尼有点，他们的存在并不影响的r-模式不稳定窗口的定性特征。
2010-03-30 astro-ph.SR
Stars on the ascending helium giant branch I. From white dwarf merger to helium giant: the evolutionary state of the rapidly rotating hot subdwarf HE 1518-0948
Universität Potsdam（波茨坦大学）；Instituto de Astrofísica de La Plata, Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas（拉普拉塔天体物理研究所，国家科学研究委员会）；Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas, Universidad Nacional de La Plata（拉普拉塔国立大学天文与地球科学学院）；Hamburger Sternwarte, University of Hamburg（汉堡大学汉堡天文台）
通过光谱分析研究极端富氦热亚矮星 HE 1518-0948，发现其是双氦白矮星并合产物，目前处于氦壳燃烧并沿氦巨星分支上升阶段，为理解大质量热亚矮星在核心氦燃烧后的演化提供了重要实验室。
2026-04-13 astro-ph.SR
Towards a Global Evolutionary Model of Protoplanetary Disks
原行星盘（PPD）的全球演化图是理解行星形成的几乎所有方面的关键，标准的α盘模型一直被用来简化。同时，星盘质量损失通常归因于控制星盘扩散的光蒸发。然而，近年来，由于对PPD中非理想磁流体动力学效应的研究，已经实现了由磁化盘风驱动的吸积范式转变。我提出了一个全球PPD演变的框架，旨在将这些进展，突出风驱动的吸积和风质量损失的作用。磁盘的演变被发现在很大程度上是由风驱动的过程中，粘性传播被抑制。圆盘演化的时间尺度主要由穿过圆盘的外部磁通量的量以及圆盘损失磁通量的速度来控制。如果在演化过程中圆盘能够保持其大部分磁通量，那么圆盘的快速扩散就可以实现。此外，由于风发射需要足够的电离水平在磁盘表面（主要是通过外部远紫外线辐射），风的运动学也受到远紫外线的渗透深度和磁盘的几何形状。对于典型的几百万年的盘寿命，盘通过风损失的质量与通过吸积到原恒星上的质量大致相同，并且大部分风质量损失是通过慢风从外盘进行的。分数风的质量损失随着磁盘寿命的增加而增加。显著的风质量损失可能会大大提高尘埃与气体的质量比，并促进行星形成。
2016-03-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
Beryllium abundances along the evolutionary sequence of the open cluster IC 4651 - New test for hydrodynamical stellar models
先前对主序星和红巨星中锂丰度的分析揭示了恒星内部混合机制而不是对流的作用。锂丰度测定的恒星中的铍丰度可以为这些机制的性质提供有价值的补充信息。我们的目的是推导出一个疏散星团IC 4651的铍丰度沿整个演化序列。这些被使用的丰度与以前确定的锂丰度，在相同的样本恒星，在一个范围内的恒星质量和演化阶段的混合机制进行调查。新的铍的丰度确定从高分辨率，高信号噪声UVES光谱使用光谱合成和模型大气。Be线区域的仔细合成模型被用来计算快速旋转恒星的可靠丰度。所观察到的行为的Be和Li进行比较，从恒星模型，包括旋转引起的混合，内部重力波，原子扩散，和温盐混合的理论预测。在所有主序星和关闭样本星中都能检测到BERYO，包括慢速和快速旋转的恒星，包括Li-dip星，但在红巨星中没有检测到。重复以前的结果，我们发现，锂浸也是一个Be浸，虽然在相应的有效温度范围内的Be的消耗是比锂更温和。对于后主序星，Be稀释开始早于Hertzsprung间隙比预期的经典预测一样，Li稀释。一个明确的分散在Be丰度也观察到。包括上述流体动力学输运过程的理论恒星模型能够很好地再现所有观测到的特征。
2009-11-25 astro-ph.SR
How an overweight and rapidly rotating PG 1159 star in the Galactic halo challenges evolutionary models
本文通过非局部热力学平衡光谱分析发现银晕中的 PG 1159 星 RX J0122.9-7521 具有高质量、快速自转和异常低 O/C 比例，推测其由双白矮星合并形成，挑战了现有演化模型。
2025-07-14 astro-ph.SR
