膨胀的WR140尘壳中的辐射驱动加速gydF4y2Ba

在2001年至2017年期间，利用凯克天文台的近红外相机NIRC和NIRC2对WR140进行了6次观测。近红外图像，如图所示。gydF4y2Ba1gydF4y2Ba，跨越轨道相之间gydF4y2BaϕgydF4y2Ba= 0.043和0.592，清楚地显示了一个扩展的尘壳，其表观形态在演变。虽然这些图像跨越了两个轨道周期，但特征似乎是一致的，这意味着相同的潜在形态具有高度的周期到周期复制。早期轨道相(≤0.111)的突出结构包括一个东方和西方的尘埃弧。随着尘壳的膨胀，这些结构在后期的轨道阶段产生了一个“东臂”和一个突出的“南杆”，遵循之前成像中识别的结构命名法gydF4y2Ba^4gydF4y2Ba．gydF4y2Ba

羽流清晰的详细形态促使我们建立一个几何模型来解释其结构随时间的变化和扩展。我们基于“风车机制”将尘羽的几何形状建模为线性扩展的螺旋。gydF4y2Ba^{5gydF4y2Ba，gydF4y2Ba6gydF4y2Ba}．我们假设当双星接近并离开近星周区域时，尘埃产生断断续续地开始和停止。风碰撞区域可以近似地表示为距离恒星很远的一个锥的表面，在那里压缩的风的速度已经达到了它的渐近值gydF4y2Ba^7gydF4y2Ba．尘埃被认为是在WR星和o星主星之间的锥形界面上形成的，随后随着双星继续在轨道上运行，向外放射状扩展。最初以WR104为模型(参考。gydF4y2Ba^5gydF4y2Ba)，这样的风车模型已经被证明可以准确地再现包括Apep在内的几个Wolf-Rayet (WR)双星中的尘埃结构gydF4y2Ba^8gydF4y2Ba和WR112 (ref。gydF4y2Ba^9gydF4y2Ba)．gydF4y2Ba

WR140的轨道参数受到很好的约束gydF4y2Ba^{1gydF4y2Ba，gydF4y2Ba10gydF4y2Ba}并为尘羽几何模型的生成奠定了基础。通过拟合多个观测时期的尘埃结构的位置和几何形状，我们的模型表明圆锥激波锋面的半开放角为gydF4y2BaθgydF4y2Ba_wgydF4y2Ba= 40±5°。这个值与Fahed等人的估计非常一致。gydF4y2Ba^11gydF4y2Ba(42±3°)，通过拟合锥模型得到gydF4y2Ba^12gydF4y2Ba到5696A CgydF4y2Ba3gydF4y2Ba排放线，Williams等。gydF4y2Ba^13gydF4y2Ba(34±1°)通过模拟10830 HegydF4y2Ba我gydF4y2Basubpeak。的gydF4y2BaθgydF4y2Ba_wgydF4y2Ba的O星和WR星之间的动量比gydF4y2Ba\ \(η= 0.04 {3}_ {-0.015}^ {+ 0.021}\)gydF4y2Ba假设辐射后冲击条件gydF4y2Ba^{7gydF4y2Ba，gydF4y2Ba14gydF4y2Ba}，该数值大于从恒星质量损失率和风速得出的预期值(扩展数据表gydF4y2Ba2gydF4y2Ba)．在拟合开和关的值独立，我们发现粉尘产生发生在一个时期gydF4y2Ba\ ({0.7} _ {-0.1} ^ {+ 0.3} \)gydF4y2Bayr以星周通道为中心，粉尘产生阈值的关键参数显示在扩展数据表中gydF4y2Ba3.gydF4y2Ba．gydF4y2Ba

在此几何模型下模拟的图像gydF4y2BaϕgydF4y2Ba= 0.592如图。gydF4y2Ba2gydF4y2Ba．当与相应的观测结果进行比较时(图。gydF4y2Ba1gydF4y2Ba)，该模型成功地再现了许多突出的特征，模型中的结构边缘与数据之间的配准非常准确。东侧臂代表椭圆的一段，对应于在尘埃产生阶段(当尘埃产生开始时)中最早产生的尘埃，而南侧条对应于在尘埃产生阶段中最近产生的尘埃(就在尘埃产生停止之前)。gydF4y2Ba

然而，并不是所有预测的特征在数据中都是明显的。虽然几何模型的设计主要是为了再现结构特征，但它的物理解释意味着一个风车系统以恒定的速率产生等温、光学薄的灰尘。几何模型预测的结构的明显缺失，最明显的是北部和西部(一个外西弧线)和南部棒子以下的尘埃特征，不能用轨道速度引起的简单密度变化来解释，需要对羽流生成模型进行更深入的天体物理学洞察。gydF4y2Ba

我们发现，对几何模型的两个修正使其能够解释西北外尘弧的缺失，这两者在系统力学中都具有物理动机。首先，由于尘埃的成核和凝结敏感地依赖于恒星风所介导的物理条件gydF4y2Ba^3.gydF4y2Ba，激波结构将在轨道上发生变化，导致在轨道产生尘埃的部分内粉尘产生速率连续变化。我们发现，当尘埃产生率在模型中的星周平滑地降低到局部最小值时，我们获得了一个显著改善的拟合，从图像中删除了西部的尘埃弧，与观测一致。gydF4y2Ba

其次，在风力基地引入的不对称可以被放大为不对称的大尺度结构。威廉姆斯et al。gydF4y2Ba^4gydF4y2Ba发现在激波锥尾缘相对于轨道方向增加的尘埃密度比均匀模型产生了更好的拟合。这种不对称可能是由近天圈的快速轨道运动引起的，这导致了对轨道瞬时方向的内在“逆风”。通过允许尘埃优先形成在锥形激波锋面的后缘，并向前缘平滑地减少密度，我们再次获得了一个改进的拟合，而北部尘埃结构的相对亮度降低。说明这两种效果的示意图如图所示。gydF4y2Ba3gydF4y2Ba．gydF4y2Ba

数字gydF4y2Ba2 b, cgydF4y2Ba显示在原始模型的两个修改下的模型图像(参见扩展数据图)。gydF4y2Ba1gydF4y2Ba)．我们发现，当粉尘产生的轨道和方位调制相结合时，与数据的拟合非常接近(图1)。gydF4y2Ba2 d-fgydF4y2Ba)．将模型的轮廓叠加在相应的gydF4y2BaϕgydF4y2Ba= 0.592 lp波段观测结果表明，该模型预测的几何形状很好地再现了尘埃结构及其位置(图1)。gydF4y2Ba2 egydF4y2Ba)．gydF4y2Ba

以前对尘埃WR双星的解释主要集中在确定双星分离的上限，该上限使碰撞风中足够高的密度能够形成尘埃。由于气体压缩是由风-风碰撞产生的，因此很自然地期望有一个较高的距离阈值，超过这个阈值就不能达到足够高的密度来促进尘埃成核。然而，我们的模型似乎表明可能也存在一个下限，这意味着灰尘只在满足适当的密度和温度条件的适居带内形成。gydF4y2Ba

在观测上，其他几个具有红外成像尘埃羽流的WR双星，如WR112(参考文献)。gydF4y2Ba^9gydF4y2Ba), WR98agydF4y2Ba^{15gydF4y2Ba，gydF4y2Ba16gydF4y2Ba}和WR104(参考文献。gydF4y2Ba^{5gydF4y2Ba，gydF4y2Ba6gydF4y2Ba})，似乎是持续产生尘埃的地方，并没有表现出这种阈值效应的明显迹象。Apep系统似乎振荡在一个单一的阈值内外，粉尘产生发生在近天文学家gydF4y2Ba^8gydF4y2Ba．如果WR140中的尘埃产量确实像我们的模型所建议的那样在一个轨道上达到两个极大值，那么它将是已知的第一个显示出这个金发姑娘效应全范围的WR双星。gydF4y2Ba

乌索夫以前的工作gydF4y2Ba^3.gydF4y2Ba研究表明，WR风的压缩和冷却程度敏感地依赖于风速，因此，在很短的距离内，WR风的二元伙伴通过辐射制动显著减慢，从而降低了粉尘产生的速率是合理的。刘等人。gydF4y2Ba^17gydF4y2Ba提出这一机制可能是阻止尘埃在Velorum系统中形成的原因。另一种可能是，在接近星周的地方，O星的风在到达激波锋面之前可能没有加速到它的最终速度。gydF4y2Ba

在所有其他参数固定的情况下，模型中最后一个感兴趣的参数是粉尘膨胀速度。尘埃颗粒预计会在双星的两颗恒星风碰撞的激波后气体群中形成。然后，这些尘埃可能在恒星辐射压力的作用下加速，直到达到最终尘埃漂移速度。与恒星风速相似的恒定膨胀速度的假设已被证明可以在类似的系统中准确地再现膨胀的尘壳，如WR112(参考文献)。gydF4y2Ba^9gydF4y2Ba)．gydF4y2Ba

然而，WR140的多期观测结果表明，均匀膨胀的尘壳不能同时再现各期观测到的尘壳随时间变化的空间范围。拟合的gydF4y2BaϕgydF4y2Ba= 0.592 epoch，显示出最佳分辨率的粉尘结构，模型显示粉尘的膨胀速度为2400±100 km sgydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}，与气流速度(2170±100 km s)大致一致gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}沿着法赫德等人确定的激波锥。gydF4y2Ba^11gydF4y2Ba．然而，将这个模型扩展到更早的时代，显示出与尘壳位置的明显不匹配。数字gydF4y2Ba2 hgydF4y2Ba显示了这样一个统一的扩展模型的轮廓覆盖在最早的图像时代gydF4y2BaϕgydF4y2Ba= 0.043。用均匀膨胀法预测的尘壳与观测结果不符，其体积明显大于观测结果，这意味着平均膨胀速度可达gydF4y2BaϕgydF4y2Ba= 0.043必须低于随后的时期。gydF4y2Ba

放弃了均匀膨胀的假设，尘埃结构的位置独立地拟合到每个时代。由此产生的膨胀速度产生了一个明显的加速趋势，大部分的脉冲由前两个周期传递到尘埃上。由于与拟合尘埃特征位置有关的不确定性，直接推导加速度大小作为与恒星距离的函数是不可能的。为了约束基本物理，我们基于辐射加速尘埃的预期建立了一个简单的模型，如图所示。gydF4y2Ba3 bgydF4y2Ba．由于高温和强烈的紫外线辐射，尘埃预计不会在离恒星很近的地方形成，因此假定激波后气体以恒定的漂移速度产生，gydF4y2BavgydF4y2Ba_0gydF4y2Ba．在…的远处gydF4y2BargydF4y2Ba_nucgydF4y2Ba，尘埃成核并凝结形成光学上的厚片，在恒定加速度下经历最大的辐射压力，gydF4y2Ba\({} _{\马克斯}\)gydF4y2Ba．尘埃继续膨胀，最终在gydF4y2BargydF4y2Ba_tgydF4y2Ba，此时加速度减小为1/gydF4y2BargydF4y2Ba^2gydF4y2Ba．gydF4y2Ba

在这些工作假设下，我们发现尘埃颗粒的形成速度是gydF4y2Ba\ ({v} _ {0} = 1, \, 81 {0} _ {-170} ^ {+ 140} \)gydF4y2Ba公里的年代gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}，然后在光学厚区加速gydF4y2Ba\({} _{\马克斯}= 90 {0}_ {-400}^ {+ 700}\)gydF4y2Ba公里的年代gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}年gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}到gydF4y2Bar \ ({} _ {{\ rm {t}}} = 22 {0} _ {-80} ^ {+ 150} \)gydF4y2Ba在变成光学薄之前的AU。粉尘成核半径拟合为gydF4y2BargydF4y2Ba_nucgydF4y2Ba= 50±30 AU，尽管这个值没有很好地约束。gydF4y2Ba

数字gydF4y2Ba3 cgydF4y2Ba显示加速度和速度作为距离的函数，由最佳拟合模型得出。长期以来，人们一直认为辐射压力在加速WR恒星附近的物质中起着重要作用gydF4y2Ba^18gydF4y2Ba．我们发现，光学薄层中的最佳拟合加速度可以由辐射驱动的加速度再现(从系统的晶粒和恒星特性中预期的)。gydF4y2Ba方法gydF4y2Ba)．因此，如果不是预期的话，辐射压力驱动尘埃以观测得到的加速度膨胀是合理的。gydF4y2Ba

辐射压力对物质的加速在天体物理学中是普遍存在的，也是从年轻恒星周围原行星盘中原始物质的清除等一系列天体物理学过程的中心gydF4y2Ba^19gydF4y2Ba到行星状星云的形成接近恒星演化的末期gydF4y2Ba^20.gydF4y2Ba．WR140的这些多期观测是首次直接探测到在恒星周围辐射场中加速的尘埃结构:通常记录到的适当运动是受重力影响的。然而，由于引力以外的相互作用引起的加速度很少被观测到，因为典型的辐射加速度区非常短，最终速度很快就能达到。然而，正如我们所发现的，WR双星产生的后激波物质在尘埃凝结之前达到了与光球的显著距离，这提供了一个罕见的可以探测加速区的实验室。这就激发了对这些接近成核点的尘埃结构进行进一步的高角度分辨率观测，以测试环恒星环境中辐射驱动加速物理学的理论。gydF4y2Ba

图像还原gydF4y2Ba

图片来自凯克的NIRCgydF4y2Ba^21gydF4y2Ba都是使用Tuthill等人描述的稀疏孔径干涉测量技术拍摄的。gydF4y2Ba^22gydF4y2Ba，并附有一个观察日志，描述扩展数据表中给出的特定配置gydF4y2Ba1gydF4y2Ba．经过短曝光数据立方体序列的数据还原，穿插点源参考星的观测，我们的代码提供校准的标准干涉观测数据(能见度和闭合相位)。图像恢复采用BSMEM算法gydF4y2Ba^23gydF4y2Ba在10毫安像素的像素尺度下gydF4y2Ba^{−1gydF4y2Ba}．BSMEM算法在考虑模型和数据之间的差异(gydF4y2BaχgydF4y2Ba^2gydF4y2Ba)来评估拟合优度，熵函数(gydF4y2BaHgydF4y2Ba)最小化信息，避免过拟合作为归一化gydF4y2BaχgydF4y2Ba^2gydF4y2Ba收敛走向统一。迭代最小化过程中两项之间的平衡由正则化权值(gydF4y2BaαgydF4y2Ba)，由算法自适应确定。正则化权值的选择使其在Jeffreys先验条件下使贝叶斯证据(即给定正则化权值时获得数据的概率)最大化gydF4y2Ba^24gydF4y2Ba．gydF4y2Ba

同样在凯克天文台工作的NIRC2仪器的数据分析，是通过对同一时期的数据帧居中和叠加，观测波段和孔径配置(全瞳或日冕仪)，并在叠加图像中插入外围像素进行的。为gydF4y2BaϕgydF4y2Ba= 0.592图像显示最微弱的尘埃结构，我们减去使用抖动数据帧确定的天空背景。gydF4y2Ba

几何模型gydF4y2Ba

最初的模型gydF4y2Ba

我们的模型假设尘埃是在一个薄的锥形激波前缘产生的，之后它向远离双星的方向放射状膨胀，由于激波前端随着双星轨道的方向旋转而产生螺旋形状。注意到WR140的良好约束轨道参数，我们采用了Monnier等人的值。gydF4y2Ba^1gydF4y2Ba见扩展数据表gydF4y2Ba2gydF4y2Ba，它们是结合了径向速度的知识推导出来的gydF4y2Ba^11gydF4y2Ba和光学干涉法。该模型可在gydF4y2Bagithub.com/yinuohan/WR140gydF4y2Ba(ref。gydF4y2Ba^8gydF4y2Ba)．gydF4y2Ba

除轨道外，定义羽流模型所需的参数是锥形风震界面的半开口角(gydF4y2BaθgydF4y2Ba_wgydF4y2Ba)、末尘速度和产生尘埃的轨道相范围。我们通过将模型生成的几何图形拟合到跨多时代图像的观测到的尘埃结构来约束这些参数。几何模型生成的图像假设是等温尘埃。这是一个合理的假设，因为轨道方向上的温度梯度应该很小;然而，一个更精确的发射特性模型将需要进一步的辐射传输模拟。由于主要目的是重现尘羽的几何结构，因此感兴趣的特征是尘羽结构的形状和位置。正如Han等人所发现的那样，这些属性很难通过编程方式从观测结果中提取出来，从而阻碍了度量的构建以及随后使用自动采样算法探索参数空间。gydF4y2Ba^8gydF4y2Ba在Apep系统中。因此，我们通过对参数的物理效应的理解和对覆盖在观测上的模型的视觉检查，手动拟合结构。gydF4y2Ba

轨道灯gydF4y2Ba

尽管突然的启动和关闭能够紧密地再现相应的特征，如南杆和东臂的南段，但一旦尘埃产生开始，尘埃产生速率的轨道调制似乎需要一个渐进的变化，这可以从东臂向北逐渐变暗中看出。我们将轨道上尘埃产生速率的变化建模为两个不同峰值的叠加，每个峰值都建模为在真实异常上变化的半高斯函数。扬尘量的开启和关闭对应于两个半高斯峰，扬尘量在星周附近逐渐被抑制，如图扩展数据图所示。gydF4y2Ba2gydF4y2Ba．我们发现，当半高斯峰出现在先前拟合的相同的开启和关闭轨道相位时，得到了一个合理的拟合gydF4y2Ba\ ({40} _ {-10} ^ {+ \ mathrm 30 ^ \保监会}{}\)gydF4y2Ba在真正的异常。的半次幂之间的间隔gydF4y2Ba\ (0.1 {5} _ {-0.09} ^ {+ 0.05} \)gydF4y2BaYr沿着轨道。gydF4y2Ba

方位不对称gydF4y2Ba

我们假设在锥形激波锋面产生的粉尘密度随WR-OB轴的方位角变化为高斯函数(具有周期边界条件)。将峰值粉尘密度固定在激波锥尾侧(激波锥与轨道平面相交处)，当从尾缘测量的方位角的粉尘密度分布标准差为80±20°时，模型拟合最佳。这就导致了密度的反差gydF4y2Ba\ (1 {3} _ {8} ^ {+ 77} \)gydF4y2Ba在尘羽的尾部和前部之间。gydF4y2Ba

扩张速度拟合gydF4y2Ba

螺旋尘羽的图像是其真实三维结构的投影，因此在三维空间中测量真实位移依赖于几何模型。gydF4y2Ba

同一观测的不同尘埃特征产生于不同的时间点。这种时间偏移的影响对较早的轨道相位尤为重要。尽管几何模型的构建假设整个尘羽的均匀膨胀，但通过仅拟合该特征的位置，仍有可能测量观测中特定特征的位移。因此，我们对东臂和南杆的位移进行了独立测量，方法是在每个观测时期分别拟合它们的位置，从而放弃了均匀膨胀速度的假设。扩展的数据图。gydF4y2Ba3.gydF4y2Ba显示在考虑和不考虑加速的模型的相应数据上过度绘制的一系列模型轮廓。在没有加速的情况下，模型预测的特征位置与观测到的特征位置之间存在不匹配，这在早期时期尤为突出，这意味着需要包含加速来解释它们的运动。gydF4y2Ba

几何模型预测了产生尘埃的轨道相的范围，因此有可能预测每个时代产生两个尘埃特征的时间。在这里，我们假设东部的气流臂和南部的气流柱分别产生于一个尘埃产生期的开始和结束。从观测时间中减去这个时间点，就得到了自给定特征产生以来的总时间，给出了两组位移作为时间的函数，一组为东臂，一组为南柱。然后，我们将两组测量值组合在一起，使它们共享相同的时间轴，并使用组合后的数据和原点进行后续拟合。gydF4y2Ba

本文采用马尔可夫链蒙特卡罗方法拟合了本文描述的辐射压力驱动加速度模型，求解了其微分方程gydF4y2Ba

在每次迭代中得到gydF4y2BargydF4y2Ba（gydF4y2BatgydF4y2Ba)，然后与数据进行比较。报告的拟合结果来自边缘后验分布的中位数，使用第16和84百分位估计不确定性。扩展的数据图。gydF4y2Ba4gydF4y2Ba将用最佳拟合模型测得的尘埃位置与这些测量结果进行比较，在考虑和不考虑加速度的情况下。模型残差的系统偏移，假设粉尘的径向距离与生产时间成正比，表明均匀膨胀不是一个合适的模型。gydF4y2Ba

我们注意到，加速拟合依赖于对拟合的尘埃特征产生时间的了解，而这些特征又来源于最早和最近产生的尘埃的轨道相位，这带有不确定性。即使大多数轨道相位的位移-时间测量结果看起来近似线性，即使我们放弃在没有加速度的模型中位移与时间严格成正比的假设，通过这些点拟合的最佳直线并不会拦截原点，这意味着至少在膨胀的非常早期阶段存在加速度。这种偏移来自于东臂和南杆的联合测量，任何系统误差导致这种偏移跨越两组测量不太可能。gydF4y2Ba

来自辐射压力的加速度gydF4y2Ba

为了估计辐射压力的预期效应，我们假设了Lau等人的尘埃颗粒模型所采用的恒星和颗粒特性(手稿准备中)，其中包括合并的恒星光度gydF4y2BalgydF4y2Ba_{箱子gydF4y2Ba}= 1.43 × 10gydF4y2Ba^6gydF4y2BalgydF4y2Ba_⊙gydF4y2Ba的粒度gydF4y2Ba一个gydF4y2Ba_ggydF4y2Ba= 0.04 μm，晶粒密度为gydF4y2BaρgydF4y2Ba_ggydF4y2Ba= 1.6 g cmgydF4y2Ba^{−3gydF4y2Ba}(ref。gydF4y2Ba^25gydF4y2Ba)，辐射压力效率为gydF4y2Ba问gydF4y2Ba_{公关gydF4y2Ba}= 1作为考虑到较大晶粒尺寸的热恒星源的合适参数gydF4y2Ba^26gydF4y2Ba．我们计算了单个尘埃颗粒所经历的辐射力为gydF4y2Ba

在哪里gydF4y2BaσgydF4y2Ba_ggydF4y2Ba为尘埃颗粒的截面积，gydF4y2BargydF4y2Ba尘埃颗粒到恒星的距离和gydF4y2BacgydF4y2Ba就是光速。假设任何气体在加速时都与尘埃一起运动，我们发现，尘埃与气体的比率为0.019，可以重现从观测得到的最佳拟合加速模型。gydF4y2Ba

刘等人。gydF4y2Ba^17gydF4y2Ba估计粉尘与气体的平均比率约为4 × 10gydF4y2Ba^{−5gydF4y2Ba}在系统中通过比较从观测得到的总尘埃质量与恒星质量损失率;然而，在这项研究中发现的较大的粉尘与气体比并不令人惊讶，因为粉尘产生显示出显著的空间和时间变化。正如几何模型所表明的，尘埃只在轨道的一小部分产生，进一步的轨道调制意味着尘埃的特征(东臂;在这项研究中探测到的南柱只对应于轨道的很小一部分。此外，粉尘只发生在有限的气流中。这两种效应共同表明，系统中的粉尘预计将高度集中在本研究所探测的两个结构中，这可能解释了这些结构中粉尘密度相对于平均密度增加两个数量级以上的原因，假设粉尘在整个系统中分布均匀。gydF4y2Ba

理论上，对加速的额外贡献可能包括进一步的下游风碰撞，这在这里没有建模。然而，两颗恒星风在远离激波锋面顶点的地方迅速平行，因此，考虑到几何结构，这种效应预计不会是主要贡献。gydF4y2Ba

恒加速度区间(gydF4y2Ba\({} _{\马克斯}\)gydF4y2Ba)模拟了一个场景，在这个场景中，尘埃最初在光学上很厚，在它所跨越的区域内收集所有可用的光子动量。这一假设可能成立的程度激发了观测后续的一个重要点，例如通过监测新形成的尘埃的光谱能量分布随时间的变化。gydF4y2Ba

仪器和光学深度效果gydF4y2Ba

用孔径掩蔽干涉术观测到的早期轨道相位数据提供了对尘羽加速运动的临界约束。因此，重要的是要确保用该技术恢复的图像的板尺度不受系统偏差的不利影响，例如由于不同的观测带通。已知结构的参考双星在每个历世的孔径掩蔽观测跨越不同的滤波器和带宽范围(Alp UMi with CHgydF4y2Ba_4gydF4y2Ba2001年6月与KCont签订Beta Del协议;HD 2150123与H, K 2001年7月;Zeta Aqr与H, K, Beta Del与KCont和HD 2150123与H, K在2002年7月)所有恢复的分离都在预期位置的误差内，这表明带宽效应不会对本研究中执行的正确运动跟踪产生不利影响。gydF4y2Ba

此外，同样的仪器和管道也被应用于一个相对良好的测试和成熟的实验，该实验已成为基准，在其他情况下对类似的解析结构进行了大量的多时代天体物理学研究。值得注意的科学目标，其结构在这些观测时期被登记和跟踪包括IRC+10216(参考文献。gydF4y2Ba^27gydF4y2Ba)和LkHa 101(参考文献)。gydF4y2Ba^{28gydF4y2Ba，gydF4y2Ba29gydF4y2Ba})．特别是，IRC+10216通过在多个时代用宽和窄滤波器标记恢复图像中的结构来跟踪流出运动，得到的运动与物理上合理的、单调扩展的流一致，没有带宽或其他设置引入的偏差gydF4y2Ba^27gydF4y2Ba．在本研究提供的WR140数据集中，同一时期用不同过滤器拍摄的特征之间的密切一致也反驳了板块尺度偏差是一个显著的影响。gydF4y2Ba

也有可能，光学深度效应可以改变结构的表观空间范围，因为内部灰尘可能在早期轨道阶段阴影外部灰尘，如果灰尘光学厚，使结构看起来更小。然而，这不大可能改变观测到的空间范围，从而解释明显的加速现象。如果阴影是一个显著的影响，所需的尘羽厚度将在早期轨道阶段产生一个明显不同的结构，类似于一个小得多的半开放角(大约比最佳拟合值小10°)，而在后期轨道阶段，这将产生与观测到的精细结构不同的厚和模糊结构。因此，这些观测结果表明，通量梯度和/或厚尘羽内的阴影不足以影响我们对WR140的运动学分析。gydF4y2Ba