在2001年至2017年之间，在凯克天文台的近红外摄像头NIRC和NIRC2观察到WR140。图1中显示的近红外图像跨越ϕ = 0.043和0.592，清楚地显示出具有不断发展的明显形态的灰尘壳。尽管图像跨越了两个轨道周期，但特征似乎是一致的，这意味着相同基础形态的高度循环到周期复制。较早的轨道相（≤0.111）的突出结构包括东部和西部灰尘弧。随着灰尘壳的扩展，这些结构在后来的轨道阶段产生了“东部臂”和突出的“南部棒”，按照先前成像中确定的结构的命名。

　　羽流的详细详细形式激发了几何模型的构建，以解释随着时间的流逝的结构变化和扩展。我们将灰尘羽流的几何形状建模为基于“风车机构” 5,6的线性扩展的螺旋。我们认为，随着二进制的临近，尘埃生产在偶发下开关，并离开了Periastron附近的该地区。可以将风碰撞区域近似为圆锥体的表面，距离恒星大距离，在恒星中，压缩风的速度已达到其渐近值7。假定在WR恒星和O-Star初级之间的圆锥体界面上形成的灰尘随后在二进制轨道上继续向外扩展。此类风轮模型最初以WR104（参考文献5）为模型（参考文献5），可以准确地在包括APEP8和WR112在内的几种Wolf -Rayet（WR）二进制文件中重现灰尘结构（参考文献9）。

　　WR140的轨道参数受到良好的约束1,10，构成了几何尘羽模型的基础。通过拟合在观测的多个时期的灰尘结构的位置和几何形状，我们的模型表明，锥形冲击前面的半开角度为θW= 40±5°。该值与Fahed等人的估计11（42±3°）估计，该值是通过将锥体模型112拟合到5696a C发射线而得出的，Williams等人通过对10830 he pak进行建模，而Williams等人13（34±1°）。这项研究中估计的θW值意味着假设辐射后震后条件的O和WR星之间的动量比率为7,14，这比恒星的质量降低速率和风速所预期的值大（扩展数据表2）。在独立拟合转交和关闭值时，我们发现灰尘的产生发生在以Periastron通道为中心的YR期间发生，而扩展数据表3中显示了灰尘生产阈值的关键参数。

　　图2A显示了在ϕ = 0.592下在此几何模型下模拟的图像。与相应的观测值进行比较（图1）时，该模型成功地重现了许多突出特征，模型中的结构边缘和数据之间具有非常准确的注册。东部手臂代表椭圆的一部分，与尘埃生产插曲中最早产生的灰尘相对应（当尘埃生产打开时），而南部的酒吧对应于该情节中最近产生的灰尘（就在灰尘生产之前）。

　　但是，并非所有预测的功能在数据中都显而易见。尽管几何模型主要旨在重现结构特征，但其物理解释意味着以恒定速率产生等温灰尘的风车系统。几何模型预测的结构明显没有，最明显的灰尘特征（外部西部弧）和南部杆下方的灰尘特征，无法通过轨道速度引起的简单密度变化以及由于需要对羽流生成模型的简单密度变化来解释。

　　我们发现，对几何模型进行了两种修改，使其能够解释西北外尘弧的缺乏，这两者在系统的机制中都具有物理动机。首先，由于粉尘成核和凝结敏感地取决于恒星风介导的物理条件3，因此轨道上将发生冲击结构的变化，从而导致灰尘生产率在轨道产生的粉尘段内连续变化。我们发现，当灰尘生产速率平稳地降低到模型中的Periastron处的局部最小值时，根据观察，我们获得了明显改善的拟合，从图像中消除了西部灰尘弧。

　　其次，在风库中引入的不对称性可以扩增到不对称的大规模结构中。Williams等人4发现，相对于轨道方向，冲击锥的后缘的尘埃密度增加比均匀模型产生更好的拟合度。这种不对称性可以通过Periastron附近的快速轨道运动引入，这会导致固有的“逆风”朝向轨道的瞬时方向。通过使尘埃在圆锥冲击前线的后边缘优先形成，并平稳地降低了前缘的密度，我们再次获得了改善的拟合度，其北部灰尘结构的相对亮度减少了。示意图说明了这两种效果在图3A中显示。

　　图2B，C在对原始模型的两个修改下显示模型图像（另请参见扩展数据图1）。我们发现，当组合了粉尘产生的轨道和方位角调节时，与数据非常接近（图2D – F）。将模型的轮廓覆盖在相应的ϕ = 0.592 LP波段观察上表明，该模型预测的几何形状很好地再现了灰尘结构及其位置（图2E）。

　　对尘土飞扬的WR二进制文件的先前解释致力于识别二元分离的上限，该二进制分离可以使碰撞风中足够高的密度形成灰尘。由于气体压缩是从风风碰撞中得出的，因此自然要期望在高度上无法达到足够高的密度以促进灰尘成核。但是，我们的模型似乎表明可能也存在下限，这意味着灰尘仅在满足密度和温度的正确条件的Goldilocks区域内形成。

　　从观察方面，其他几种具有红外成像灰尘的WR二进制文件，例如WR112（参考文献9），WR98A15,16和WR104（参考文献5,6），似乎是连续的尘埃生产商，这些粉尘生产商似乎并未显示出这种阈值效应的明显迹象。APEP系统似乎在单个阈值中振荡，灰尘产生在Periastron8附近。如果WR140中的尘埃生产确实在我们的模型建议的单个轨道上达到了两个最大值，那么它将是第一个已知的WR二进制文件，展示了这种Goldilocks效应的全部范围。

　　USOV3的先前工作表明，WR风压缩和冷却的程度敏感地取决于风速，因此，在很短的距离上，通过辐射制动器的二进制伴侣，WR风质大大减慢了，从而降低了粉尘产生的速度。Lau等人17提出，这种机制可能导致阻碍伽马甲壳虫系统中的灰尘形成。另外，在Periastron附近，O星的风在到达冲击战线之前可能不会加速其末端速度。

　　使用所有其他参数固定，模型中感兴趣的最终参数是尘埃膨胀速度。预计粉尘颗粒将在震动后气体种群中形成，二元碰撞的两种恒星风。然后，恒星辐射压力可能会加速这种灰尘，直到达到末端灰尘漂移速度。已经证明，与恒星风速相似的恒定膨胀速度的假设可以准确地在类似系统（例如WR112）（参考文献9）中准确再现膨胀的尘埃壳。

　　然而，WR140的多物观测表明，均匀膨胀的灰尘壳不能同时再现在所有时期观察到的尘埃壳的时代变化空间范围。该模型与ϕ = 0.592时期的拟合= 0.592时期，该模型表明，灰尘膨胀速度为2,400±100 km s-1，这与沿冲击孔沿fahed et e ex ex n.11确定的2,170±100 km s-1的流速度广泛一致。但是，将此模型扩展到早期的时期，显示出与灰尘壳的位置的明显失误。图2H显示了这种均匀膨胀模型在最早的图像时代的概述的轮廓，该模型在ϕ = 0.043时的最早时代。均匀膨胀预测的尘埃壳不适合，明显大于观察到的尘埃，这意味着高达ϕ = 0.043的平均膨胀速度必须低于随后的时期。

　　放下均匀膨胀的假设，将灰尘结构的位置独立拟合到每个时期。产生的膨胀速度产生了明显的加速趋势，大多数冲动将前两个时期赋予了灰尘。鉴于与拟合灰尘特征位置相关的不确定性，无法直接推导加速度的大小作为与恒星距离的函数。为了限制基本物理学，我们基于对辐射加速粉尘的期望提出了一个简单的模型，如图3b所示。由于高温和苛刻的紫外线辐射，预计灰尘不会非常接近恒星，因此假定后震动气体源于恒定的漂移速度V0。在RNUC的距离，灰尘成核和凝结形成光学厚的板，该板经历了最大辐射压力，并具有恒定的加速度。灰尘继续膨胀，最终在RT处变细，在该阶段，加速度降低为1/R2。

　　在这些工作假设下，我们发现以km s -1的速度形成尘土，然后在光学厚的态度中以km s -1 yr -1的速度加速到au，然后在光学上变薄之前。尘埃核半径拟合为RNUC = 50±30 au，尽管该值不太约束。

　　图3C显示了加速度和速度与最佳拟合模型产生的距离的函数。长期以来，一直有人建议辐射压力在加速WR恒星附近的材料中发挥重要作用18。我们发现，在光学薄机制中，最佳拟合加速度可以通过系统的晶粒和恒星特性（方法）来重现。因此，如果没有预期的话，在辐射压力的加速度以从观测值获得的加速度驱动尘埃膨胀是合理的。

　　在整个天体物理学中，通过辐射压力加速物质是普遍存在的，这对于一系列天体物理剧院至关重要，从幼星周围的原势磁盘清除原始磁盘的一系列剧院范围为19年幼星的原始材料19到​​恒星进化的终止。这些WR140的多物种观察结果构成了在界面辐射场中正在加速的尘埃结构的第一个直接检测：记录的更常见的适当运动是在重力的影响下。然而，由于重力以外的相互作用而引起的加速度很少见到，因为通常辐射加速度区域非常短，末端速度迅速达到。但是，正如我们发现的那样，WR二进制物产生的后冲泡材料在灰尘冷凝之前与光球有很大距离，提供了一个罕见的实验室，可以在其中探测加速度区域。这激发了进一步的高角度分辨率观察到接近其成核点的这种尘埃结构，以测试辐射驱动的加速物理学理论。