Detection of Fluorine in the Halo Planetary Nebula BoBn 1: Evidence For a Binary Progenitor Star
我们在8.2-mVLT/UVES资料库的高色散光谱中发现了贫金属（[Ar/H] = -2.10+/-0.21）晕行星状星云（PN）BoBn 1中的氟线[F IV] 3996.92A，4059.90A。化学丰度分析表明，氟丰度为[F/H] = +1.06+/-0.08，这使得BoBn 1成为所有探测到氟的PNe中氟含量最高、最贫金属的PNe，为低质量贫金属星中氟的核合成提供了新的证据。与碳增强贫金属（CEMP）恒星的丰度比较表明，BoBn 1与CEMP-s恒星（如HE 1305 +0132）有着共同的起源和演化。BoBn 1可能是从一个由~2 Msun主星和~0.8 Msun副星组成的双星演化而来。
2008-07-01 astro-ph
Galactic Twins of the Nebula Around SN 1987A: Hints that LBVs may be supernova progenitors
我讨论了围绕SN 1987 A的环状星云的形成和银河系B超巨星周围类似环状星云的一些影响的悬而未决的问题。SN 1987 A的双极星云在从红超巨星到蓝超巨星的转变中通过相互作用的风形成，有明显的障碍。相反，一些线索暗示，星云可能是在类似LBV的事件中被喷射出来的。除了先前已知的Sher 25外，还有两个新发现的银河系类似物SN 1987 A的环状星云。在蓝超巨星周围的这三个银河系类似物中，两个（Sher 25和SBW 1）的化学丰度表明它们没有经历过红超巨星阶段，剩下的环状双极星云围绕着一个明亮的蓝色变星（HD 168625）。虽然SK-69 202的初始质量为20 Msun，低于大多数LBV的质量，但也不远了，而且LBV现象的低光度端并没有很好的定义。此外，HD 168625的光度显示其初始质量只有25 Msun，SBW 1的初始质量与20 Msun一致，而在SMC中有一颗初始质量为20 Msun的B[e]星在20世纪90年代经历了一次LBV爆发。这些相似之处可能为我们研究Sk-69 202的前SN演化及其星云的形成机制提供了重要线索。
2007-05-21 astro-ph
Helium accreting CO white dwarfs with rotation: helium novae instead of double detonation
提出了氦吸积碳氧白矮星的演化模型，其中考虑了角动量吸积引起的吸积星自旋上升、旋转引起的化学混合和旋转能量耗散的影响.初始质量为0.6 Msun和0.8 Msun，并且富氦物质的吸积速率为10^{-8} Msun/年的几倍，这是Ia型超新星亚克拉塞卡质量祖先的典型情况。研究发现，吸积白矮星中的氦包层在差速旋转的旋起层中受到摩擦的有效加热。因此，氦点燃更早，在更少的简并条件下相比，相应的非旋转的情况下。因此，氦爆炸可能会被避免，这对Ia型超新星的亚克拉塞卡质量祖星方案提出了质疑。我们讨论了我们的研究结果的演变氦星加上白矮星双星系统作为可能的祖先经常性氦新星。
2004-02-12 astro-ph
The Progenitor of Supernova 1993J Revisited
从哈勃空间望远镜0.05”分辨率的图像中，我们识别出了四颗亮度超过V=25等的恒星，它们位于M81中SN 1993 J的2.5”范围内，这污染了之前对超新星祖先的地面亮度估计。修正了污染后，发现其能量分布与一颗M_V-7.0 +/- 0.4等，初始质量13- 22 Msun的早期K型超巨星的能量分布一致.附近恒星的亮度足以解释爆炸前观测中从地面看到的过量蓝光。因此，SN 1993 J的前身并不一定有一颗蓝色伴星，尽管到2001年，在超新星附近发现了更暗的蓝色恒星。这些观测结果并没有强烈地限制一个假设的伴星的质量。一颗质量高达30 Msun的蓝矮星可能在地面图像中没有被探测到的情况下绕着祖星运行。爆炸模型和观测表明SN 1993 J的前身有一个富氦的包层。为了测试氦丰度是否会影响祖先的能量分布，我们计算了一系列可能的氦丰度的模型超巨星大气。模型表明，超新星爆发前的颜色并没有强烈的影响，氦丰度在太阳和90%的氦之间（按数量）都与观测结果一致。
2002-08-20 astro-ph
How much 56Ni can be produced in Core-Collapse Supernovae? : Evolution and Explosions of 30 - 100 Msun Stars
受超新星SNe 1999 as和2006 gy发现的启发，我们研究了在核塌缩大质量超新星（SNe）中能合成多少56 Ni质量。我们计算了几颗初始质量M <~ 100 Msun的超大质量恒星从主序星到铁核坍缩开始的演化过程，并模拟了它们的爆炸和核合成过程。为了避免与强烈质量损失相关的复杂性，我们只考虑初始金属丰度Z = Zsun/200的贫金属星。然而，我们的研究结果是适用于更高的金属丰度模型与类似的C+O核心群众。100 Msun模型的C+O核质量为MCO = 42.6Msun，这是文献中探索Fe核坍缩SN的最重模型。合成的56 Ni质量随爆炸能量和母体质量的增加而增加。例如，对于E_（51）= E/10^{51} erg =30的爆炸能量，初始质量为30、50、80和100 Msun的母核可以产生M（56 Ni）= 2.2、2.3、5.0和6.6 Msun的56 Ni质量（或C+O核质量MCO = 11.4，19.3，34.0和42.6 Msun）。我们发现，当M_CO >~ 34 Msun和E_{51} >~ 20时，产生SN 1999中所见的M（56 Ni）~ 4 Msun是可能的。用SN 2006 gy生产M（56 Ni）~ 13 Msun，对M_（CO）<~ 43 Msun，需要较大的爆炸能量，但对M_（CO）>~ 60 Msun，用合理的爆炸能量是可能的。
2007-10-22 astro-ph
Thermal Timescale Mass Transfer and the Evolution of White Dwarf Binaries
通过热质量传递相研究了由演化主序星（1 < M_d/Msun < 3.5）和白矮星伴星（0.7 < M_d/Msun < 1.2）组成的双星系统的演化。考虑到一个强大的，光学厚风的吸积白矮星表面的稳定效果，我们已经探讨了几个进化组的系统的形成与初始轨道周期为1和2天的祖先。数值计算结果表明，CO白矮星可以吸积足够的质量演化为Ia型超新星，ONeMg白矮星可以建立，当施主质量大于2 Msun时发生吸积诱导的坍缩.对于质量小于2 Msun的施主，系统可以演化形成He和CO或ONeMg白矮星对。此外，在1.6 < M_d/Msun < 1.9和0.8 < M_wd/Msun < 1的系统中，可以积累足够的氦（~0.1 Msun），这样Ia型超新星的亚克拉塞卡质量模型，包括偏离中心的氦点火，对于通过案例A质量转移阶段演化的祖先系统是可能的。对于质量比> 3的系统，由于延迟的动态传质不稳定性的发生，系统可能合并。一个半分析模型的开发，以描绘这些阶段，可以很容易地纳入这些系统的人口合成研究。
2003-10-05 astro-ph
A Neutron Star with a Massive Progenitor in Westerlund 1
我们报告在年轻的大质量银河星团Westerlund 1中发现了一颗X射线脉冲星。在2005年5月22日和6月18日的两次钱德拉观测中，我们从星团中最亮的X射线源CXO J164710.2-455216探测到了相干信号。脉冲星的周期为10.6107（1）s。我们对Pdot<2 e-10 s/s的周期导数设置了上限，这意味着自旋下降的光度是Edot<3e 33 erg/s。该脉冲星的X射线光度为LX = 3（+10，-2）e33（D/5 kpc）^2 erg/s，光谱可用一个kT = 0.61+/-0.02 keV、半径R_bb = 0.27+/-0.03（D/5 kpc}）km的黑体来描述。深红外线观测没有发现K<18.5的对应物，这排除了M>1 Msun的双星伴星。综合起来，脉冲星的性质表明它是一颗磁星。慢X射线双星的稀有性和CXO J164710.2-455216距离Westerlund 1核心仅1.6'的位置表明它是该星团的成员，置信度>99.97%。Westerlund 1包含初始质量M_i=35 Msun的07 V恒星和>50颗后主序星，表明该星团的年龄为4+/-100万年。因此，这颗脉冲星的前身星的初始质量M_i>40 Msun。这是对中子星前身质量的少数观测极限中最可靠的结果。
2006-01-26 astro-ph
The first binary star evolution model producing a Chandrasekhar mass white dwarf
今天，Ia型超新星是宇宙学的重要工具，被认为是星系化学演化的主要贡献者。然而，到目前为止，在模拟具有吸积白矮星成分的双星系统时，由于各种物理和数值困难，不稳定的氦壳燃烧，可能导致显著的膨胀和质量损失。在这里，我们提出了第一个二进制的演化计算模型的恒星组件和二进制的相互作用，同时，和白矮星质量增长的质量吸积到Sirrasekhar极限。我们的模型从一个1.6 Msun的氦星和一个1.0 Msun的CO白矮星在0.124天的轨道开始。当氦星的CO核心达到0.53 Msun时，热不稳定的质量转移开始，质量转移速率为1。8乘以10^{-6} Msun/年白矮星稳定地燃烧吸积的氦，直到白矮星的质量达到1.3兆太阳，微弱的热脉冲随之而来，直到白矮星达到1.37兆太阳时，中心的碳点燃。虽然通过这条通道的超新星产生率并不为人所知，而且这条通道不可能是唯一的一条通道，因为它的祖先寿命相当短（~ 10^7 - 10^8年），但我们的研究结果表明，氦星加白矮星系统形成了产生Ia型超新星的可靠途径。
2004-02-12 astro-ph
Fossil remnants of reionization in the halo of the Milky Way
我们最近完成的10亿粒子通过Lactea II模拟银河系大小的暗物质晕解析了今天在主宿主的维里化区域内轨道运行的50，000多个引力束缚团块。其中约有2，300个暗晕有一个或多个红移11的1 e6 Msun以上的“祖先”，也就是说，它们的质量足以使它们的气体在宇宙再电离之前通过H2的激发而冷却并碎裂。我们计算了4，500个这样的祖先：如果它们能够将一小部分气体含量转化为具有Salpeter初始质量函数（IMF）的非常贫金属的恒星，那么它们今天的亮度将达到M_V=6.7/太阳质量的恒星。假设一个普遍的重子分数，我们表明，平均恒星形成效率低至0.1%，低于1 e8 Msun的祖先将过度生产的斯隆数字巡天观测到的微弱银河系矮椭球体的丰度。恒星形成在第一个光必须发生在IMF缺乏恒星低于0.9 Msun，或本质上是非常低效的小暗物质晕。如果是后者，我们的结果可能被视为星系形成中最小尺度的另一个暗示。
2008-10-21 astro-ph
The importance of neutrino opacities for the accretion luminosity in spherically symmetric supernova models
基于广义相对论三味玻尔兹曼中微子输运，我们比较了五个不同的恒星祖先与13和20太阳质量（野本和桥本'88），15，25，和40太阳质量（伍斯利和韦弗'95）的反弹后演化的模拟。
2002-03-15 astro-ph
Primordial massive supernovae as the first molecular factories in the early universe
我们研究的喷出物化学的零金属量的祖先，大规模的，超新星使用一种新的方法，化学动力学的基础上。考虑的物种跨越范围的简单，双原子分子，如CO或SiO的尘埃成核过程中涉及的更复杂的物种。我们描述了它们的形成从气相包括所有可能的相关化学过程，并将其应用到原始170 Msun超新星的喷出物。两个喷出物的情况下进行了探讨：充分混合的重元素，分层喷出物反映祖核合成。渗透的氢从祖信封被认为是。我们表明，分子形式非常有效地在原始超新星的喷出物的混合水平和占总祖质量的13至34%，相当于21至57 Msun的喷出物物质的分子形式。分子的化学性质取决于喷出物中重元素和氢的混合。产生的物质包括O2、CO、CO2、SiS、SO、SiO和H2。因此，分子可以作为超新星爆炸后混合的观测示踪剂。我们的结论是，原始大质量超新星是早期宇宙的第一个分子供应者。
2008-07-16 astro-ph
The Lyman Break Galaxies: their Progenitors and Descendants
在基于Lambda冷暗物质模型的大尺度流体动力学模拟中，通过追踪星系并合树，研究了Lyman Break星系（LBG）从z=5到z=0的演化.特别是，我们强调根据最近的近红外观测结果，由静止帧V带光度选择的样品的性质的范围。当考虑尘埃消光时，预测的静止框架V带光度函数与观测值吻合得很好。研究了LBG的恒星含量和恒星形成历史。我们发现，在z=3时，本征亮度大于Mv=-21.0的LBG的恒星质量至少为10^{10}h^{-1} \Msun，\Msun。最亮的LBG（Mv<-23）在z=3时合并成z=0的星系团/星系群，这是LBG的聚类研究所提出的。在z=3时，大约有一半的-23<Mv<-22的星系属于星系群/星系团，而另一半则在z=0时成为典型的L* 星系，恒星质量约为10^{11} \Msun。目前的LBG的后代在z=3时已经形成了大约30%的恒星质量，并且它们目前的恒星星族的一半年龄为10 Gyr，这有利于LBG是今天球状体的前身的假设。我们发现，最明亮的LBG经历了5亿年内的恒星爆发之前，z=3，但也形成了恒星连续超过一个时期的1 Gyr之前，z=3时，所有的恒星形成的祖先是共同的。我们还研究了星系平均金属丰度分布的演化，发现在红移较高时，整个分布向低金属丰度方向移动。在我们的模拟中，自然预测了在z=3处观察到的LBG的亚太阳金属丰度。
2001-09-12 astro-ph
Supernova progenitors and iron density evolution from SN rate evolution measurements
使用广泛的汇编的文献超新星速率数据，我们研究在何种程度上限制其演化的恒星形成的历史，Ia型超新星（SNIa）的祖先的寿命分布，核心坍缩超新星（CCSN）的祖先的质量范围，和铁密度的演变在该领域。我们发现，宇宙SNIa率对它们的祖先模型的诊断能力相对较弱。更有希望的是利用SNIa速率在星系团中的演化。我们发现CCSN速率与Salpeter IMF兼容，其祖先的最小质量> 10 Msun。我们估计了SNe释放的铁密度场的演化，发现在局部宇宙中铁的丰度应该是~ 0.1太阳。我们讨论了这个值和团簇中铁丰度之间的差异。
2008-03-28 astro-ph
Spherically symmetric model atmospheres for low mass pre-Main Sequence stars with effective temperatures between 2000 and 6800 K
我们提出了一个网格的球对称模型大气年轻的前MS恒星。这个网格涵盖了$M=0.1\Msun$的参数范围$2000\K \leq \Teff \leq 6800\K$和$2.0 \leq \logg \leq 3.5$，适用于低质量恒星和褐矮星。一个主要的改进是用NASA-AMES小组计算的TiO（5种同位素约1.75亿条线）和\water（2种同位素约3.5亿条线）的新线列表取代TiO和\water线列表。我们提供了电子形式的标准滤光片的模型结构、光谱和宽带颜色。
2000-08-29 astro-ph
An evolutionary study of the pulsating subdwarf B eclipsing binary PG1336-018 (NY Vir)
亚矮星B（sdB）的形成在目前的恒星单星和双星演化框架内还没有得到很好的理解。在这项研究中，我们专注于在极短周期食双星PG 1336 -018的脉动sdB星的形成和演化。我们的目标是完善这个独特系统的形成场景，以便它可以面对观测。利用详细的恒星演化计算，我们探测了短周期双星中sdB星的祖先星的结构。将其应用于PG 1336 -018，我们重建了sdB星形成期间的公共包络相位。结果解释的标准共同包络形式主义（α-形式主义）的基础上的能量方程，和另一种描述（γ-形式主义）使用角动量方程。我们发现，如果共同的信封演变所描述的α-形式主义，sdB祖最有可能经历了氦闪光。然后，我们预计sdB质量在0.39和0.48 Msun之间，并且sdB祖细胞初始质量低于~2 Msun。然而，γ形式的结果限制较少，在这种情况下可能有更宽的sdB质量范围（0.3 - 0.8 Msun）。未来的地震质量测定将对PG 1336 -018的形成，特别是对CE阶段产生强烈的约束。
2007-08-01 astro-ph
On the Progenitor of Supernova 2001du in NGC 1365
哈勃太空望远镜（HST）WFPC 2档案图像在NGC 1365中II型高原超新星（SN）2001 du爆炸前几年获得，以前已被分析以分离出祖星。SN的位置是使用精确的天体测量应用于HST图像，具有显着的不确定性，留下三个可能的祖先候选人。衰落的SN的图像最近在HST档案中公开，使我们能够在爆炸前的图像上确定SN的确切位置。我们表明，SN发生在非常接近的蓝色候选恒星之一，但我们认为，这颗恒星是不是实际的祖先。相反，在SN前图像上没有检测到祖细胞，并且我们将祖细胞的质量限制为小于13（+7，-4）Msun。这与先前对其他II型高原超新星（SNe）的祖先质量的限制是一致的，这表明这种SNe是由大质量恒星在可能质量范围的下限处的铁核坍缩产生的。
2003-01-24 astro-ph
Carbon-poor stellar cores as supernova progenitors
探索偏离中心点燃碳的恒星模型（质量范围约为1.05 - 1.25 Msun，取决于碳的质量分数），我们发现它们可能呈现出一种有趣的SN I祖先情景，因为在标准情景中，失控总是发生在约2 × 10^9 gr/cm^3的相同密度下，在我们的情况下，由于少量的碳被点燃，我们得到了从1 × 10^9到6 × 10^9 gr/cm^3的整个密度范围。这些结果可能有助于解决新出现的认识，至少有一些多样性之间的SNe我存在，因为在不同的中心密度失控预计会产生各种结果的速度和组成的喷出物，这应该是建模和比较的意见。
2007-04-16 astro-ph
Dust-enshrouded giants in clusters in the Magellanic Clouds
我们提出的主要序列后的质量损失的调查结果，从恒星在麦哲伦星云的集群，在L '波段（3.8微米）的成像调查的基础上进行的VLT在ESO。这些数据与JHK和中红外光度法补充。目的是确定初始金属丰度和初始质量对恒星演化最后阶段质量损失和演化的影响。被尘埃笼罩的巨星可以通过它们变红的近红外颜色和热红外尘埃过量发射来识别。这些天体中的大多数都是在中龄星团中的渐近巨星分支（AGB）碳星，其前身质量在1.3到5 Msun之间。红超巨星在年轻的星团中被发现有星周尘埃包层，其前身质量在13到20 Msun之间。后AGB对象（例如，行星状星云）和大质量恒星与分离的信封和/或热中心恒星被发现在几个集群。我们的光谱能量分布的集群红外对象的模型来估计他们的热光度和质量损失率。红外线天体是最明亮的星团天体，其光度与其初始质量和金属丰度相同。它们经历的质量损失率范围从几个1 e-6到1 e-4 Msun/年（或更多），大部分的传播是由于进化的影响，只有一个弱依赖于祖质量和/或初始金属丰度。1.3- 3 Msun星的质量损失约有一半是在持续1 e5年量级的超级风阶段脱落的。有分离外壳的物体被发现经历了最高的质量损失率，因此被解释为后超风物体。我们还提出了一个简单的方法来测量集群质量从L '波段图像。
2005-07-25 astro-ph
Fallback and Black Hole Production in Massive Stars
核心坍缩超新星的致密残余物--中子星和黑洞--具有反映其恒星祖先结构和爆炸物理学的特性。特别是，这些残骸的质量对超新星爆发前恒星的密度结构和爆炸能量很敏感。在相当大的程度上，最终的质量是由爆炸过程中最初向外运动但最终未能逃逸的物质的“后退”决定的。在这里，我们认为大量的大质量恒星（10至100 \Msun）的人口I（太阳金属）和III（零金属）的模拟爆炸，并找到系统的差异，残余质量分布。正如Chevalier（1989）指出的，在更致密的祖星中，超新星有更强的反向冲击，经历更多的回落。对于第三星族的恒星，当其质量大于25 \Msun，爆炸能量小于$1.5 \times 10^{51}$ erg时，黑洞是一个常见的结果，其质量随着主序星质量的增加而单调增加，最大黑洞质量约为35 \Msun。然而，如果这些恒星产生原始氮，它们的黑洞就系统地变小了。对于金属量接近太阳的现代超新星，黑洞的产生频率要低得多，典型质量也较小，对爆炸能量的依赖性很强。我们探讨了中子星的初始质量函数的人口和合理的假设爆炸的初始质量削减，发现良好的协议与平均观测质量的中子星的双星。我们还发现了中子星质量双峰分布的证据，峰值约为1.2 \Msun（引力质量），峰值约为1.4 \Msun。
2007-11-12 astro-ph
Single and binary evolution of Population III stars and their supernovae light curves
我们目前的恒星演化计算人口III恒星的单星和双星演化。我们的模型包括10 Msun和16.5 Msun的单星和10 Msun模型星，经历了一段吸积，最终质量为16.1 Msun。为了比较，我们提出了一个太阳重元素丰度模型的演变。我们利用晚期演化模型的结构计算了模拟超新星的光变曲线。吸积和非吸积祖模型之间的光变曲线比较，以及可比质量的单星演化模型。在可能的情况下，我们会与以前的作品进行比较。类似的研究已经进行，但主要是针对太阳或近太阳重金属丰度的恒星，而不是在一项工作中同时包括演化和超新星爆炸。
2007-10-18 astro-ph
The late stages of evolution of helium star-neutron star binaries and the formation of double neutron star systems
为了了解双中子星的形成，我们研究了质量为2.8 - 6.4 Msun的氦星与1.4 Msun中子星伴星的双星系统演化的晚期阶段。我们发现2.8 - 3.3Msun氦星和3.3 - 3.8Msun在很近的轨道（P_orb > 0.25d）的质量转移将由于对流氦包层的发展而以共包层（CE）和螺旋进入相结束。如果中子星有足够的时间在核心坍缩之前完成螺旋过程，系统将产生非常紧凑的DNSs（P_orb ~ 0.01d），合并时间尺度为100万年或更短，这些系统将对GWR的探测率和对GRB祖先的理解产生重要影响。另一方面，如果爆炸前的剩余时间短于轨道衰变时间尺度，系统将在CE阶段经历SN爆炸。质量为3.3 - 3.8 Msun的氦星在较宽的轨道上（P_orb > 0.25d）和质量大于3.8 Msun的氦星不经历CE演化。这些大质量氦星的残余物是周期在0.1 - 1 d范围内的DNS。这表明这个质量范围包括了轨道接近的星系DNS的祖先（B1913+16和B1534+12）。脉冲星的伴星诞生时，最小反冲速度为70 km/s和0 km/s（分别为B1913+16和B1534+12）。具有较宽轨道的DNS（J1518+4904，可能还有J1811-1736）是由避免RLOF的氦星-中子星双星产生的，其中氦星的质量大于2.5 Msun。对于这些系统，最小反冲速度为50 km/s和10 km/s（分别为…
2003-06-03 astro-ph
Fragmentation of star-forming clouds enriched with the first dust
恒星形成云的热和碎裂特性对相应的特征恒星质量有重要影响。这些星云中气体的初始成分是前几代恒星核合成产物的记录。在本文中，我们提出了一个恒星形成云的演化模型，这些云富含来自第一颗超新星的金属和尘埃，这些超新星是由质量在12 - 30 Msun和140 - 260 Msun范围内的无金属祖先爆炸产生的。利用自洽的方法，我们表明：（1）金属贫化到尘埃颗粒中起着重要的作用，使碎片的太阳或亚太阳质量尺度已经在金属丰度Zcr = 10^{-6} Zsun;（2）即使在金属丰度高达10^{-2} Zsun，金属扩散在气相中导致碎片质量尺度为~ 100 Msun;（iii）C原子强烈耗尽到无定形碳颗粒和CO分子上，使得CII在气体冷却中起次要作用，留下OI作为低金属含量云中的主要气相冷却剂。这些结论独立于假设的超新星祖先，并表明低质量恒星形成的开始是以母云中尘埃的存在为条件的。
2006-03-28 astro-ph
Probing the Site for r-Process Nucleosyntheis with Abundances of Barium and Magnesium in Extremely Metal-Poor Stars
我们认为，如果在早期银河系r-过程核合成的天体物理位置被限制在一个狭窄的质量范围内的II型超新星（SN II）的祖先，与一个较低的质量限制Mms = 20 Msun，一个独特的功能，在观察到的分布[Ba/Mg] vs. [Mg/H]的极贫金属恒星的情况下，可以充分再现。我们将这一特征与两个不同的过程相关联，即在Mg丰度区间-2.7 < [Mg/H] <-2.3中观察到的元素比分叉成两个分支。第一个分支，我们称之为“y”分支，与单个大质量超新星产生Ba和Mg有关。我们的结论是SNe II与Mms = 20 Msun是在早期银河系的r-过程核合成的主导来源。SN诱导的化学演化模型与此Mms依赖的Ba产量创建的y-分支，反映不同的核合成[Ba/Mg]的每个SN II与Mms > 20 Msun的产量。第二个分支，我们称之为“i”分支，与在Mms < 20 Msun的SNe II扫过的星际介质的致密壳层中形成的恒星的元素丰度比有关，并且适用于观测到的Mg丰度在[Mg/H] <-2.7范围内的恒星。这些恒星中的Ba丰度反映了它们形成（后期）时星际气体的丰度。[Ba/Mg] i-分支的存在强烈地表明，与母星质量Mms < 20 Msun的恒星有关的SNe II是产生r-过程元素的贫瘠来源。我们预测存在的其他r-过程的元素，如铕（Eu），在某种程度上，他们的生产地点是在共同的Ba的i-分支。
2000-01-13 astro-ph
IC10~X-1/NGC300~X-1: the very immediate progenitors of BH-BH binaries
我们研究了两个河外X射线双星：IC 10 X-1和NGC 300 X-1的未来演化。它们都由一个高质量BH（$\sim 20-30 \msun$）和一个大质量WR伴星（$\gtrsim 20 \msun$）吸积而成，并且都位于低金属丰度星系中。我们分析了系统的当前状态，并证明了这两个系统将非常迅速地（$\lesssim 0.3$ Myr）形成紧密的BH-BH二进制短的合并时间（$\sim 3$ Gyr）和大啁啾质量（$\sim 15 \msun$）。BH-BH系统的形成似乎是不可避免的，因为{ \em（i）} WR伴星正好在它们的洛希瓣内，并且它们不膨胀，所以预计没有洛希瓣溢出，{ \em（ii）}即使强烈的WR风质量损失也不会去除足够的质量来阻止第二个BH的形成，{ \em（ii）}即使BH接收到大的出生反冲，这些系统紧密相连，几乎不可能被破坏。由于在2 Mpc内存在两个这样的直接BH-BH祖先系统，并且由于当前的引力波仪器LIGO/VIRGO（初始阶段）可以检测到$\sim 200$ Mpc的这种大规模BH-BH合并，因此经验估计的这种吸气的检测率为$R=3.36^{+8.29}_{-2.92}$，置信水平为99%。如果在目前的LIGO/VIRGO数据中没有检测到（$s6$运行的未发布年份），那么这两个巨大的BH系统的存在构成了一个有趣的挑战。要么是引力辐射搜索对大质量的吸气不…
2010-12-13 astro-ph gr-qc
The r-process in supernova explosions from the collapse of O-Ne-Mg cores
我们研究r-过程核合成的“提示超新星爆炸”从一个8-10 Msun祖星，作为一种替代方案的“中微子风”机制。在目前的模型中，祖星在其中心形成了一个氧-氖-镁核心。用一维牛顿流体动力学程序进行堆芯坍塌模拟。我们得到一个非常弱的提示爆炸，其中没有r-处理发生。我们进一步模拟高能瞬发爆炸的冲击加热能量的增强，以调查在这样的事件中的r-过程核的生产所需的条件。高度中子化的喷出物（叶= 0.14-0.20）导致强大的生产r-过程核，其相对丰度是在非常好的协议与太阳r-过程模式。我们的研究结果表明，8-10 Msun的氧-氖-镁核恒星的瞬发爆炸可能是一个有前途的r-过程核的网站。
2003-05-02 astro-ph
On the Formation of Helium Double Degenerate Stars and Pre-Cataclysmic Variables
研究了低质量（M < 2.5 Msun）双星通过共同包层相的演化，其中一个成员是红巨星分支的第一次上升。对质量范围为1 - 2 Msun的红巨星进行了三维流体动力学模拟，其初始轨道周期约为15 - 1000天，具有简并氦核（0.28 - 0.45 Msun）和伴星（0.1 - 0.45 Msun）。结果表明，这些低质量的双星系统可以生存的共同信封相提供的氦简并核心是更大的质量超过约0.2 - 0.25 Msun和红巨星的质量小于约2 Msun。对于所观察到的短周期双简并系统，它被发现，涉及两个阶段的共同信封演变的进化方案是不太可能的，并涉及一个Algol的质量转移阶段，随后由一个共同的信封阶段的方案是可行的，这表明，第一次形成的白矮星往往是再加热的核燃烧在其表面上。本文还描述了在食短周期双星中观测到的两颗B型亚矮星的形成机制。
1999-12-12 astro-ph
A runaway collision in a young star cluster as the origin of the brightest supernova
NGC 1260中的超新星2006 gy是\cite{2006CBET..644....1Q, 2006CBET..647....1H, 2006CBET..648....1P, 2006CBET..695....1F}记录到的最明亮的一颗。它的前身可能是一颗质量非常大的恒星（$>100$ \msun）\cite{2006astro.ph.12617S}，但这与超新星光谱中的氢不相容，因为人们认为$>40$ \msun在爆炸前几十万年就已经脱落了氢包层\cite{2005A&A...429..581M}。或者，它的前身可能是由两颗大质量恒星\cite{2007ApJ...659L..13O}合并而成。在这里，我们表明，在一个密集和年轻的星团（在星系中心附近的那种预期）的大质量恒星的碰撞频率足以提供一个合理的机会，SN 2006gy来自这样的轰击。如果这是正确的解释，那么我们预测，当超新星消失时（大约一年左右），在爆炸现场可以看到一个密集的大质量恒星群。
2007-11-14 astro-ph
A Finite Difference Representation of Neutrino Radiation Hydrodynamics in Spherically Symmetric General Relativistic Space-Time
提出了球对称广义相对论辐射流体力学的隐式有限差分表示。我们的代码，敏捷Boltztran，解决了玻尔兹曼输运方程的角和光谱中微子分布函数的自洽模拟恒星核心崩溃和postbounce演化。它实现了一个动态自适应网格在共动坐标系。大多数宏观上有趣的物理量都是由分布函数的期望值定义的。我们优化的有限差分的微观输运方程的重要期望值的一致演变。我们测试我们的代码在模拟发射的祖星与13个太阳质量和40个太阳质量。在核心坍缩和反弹后约0. 5秒，后一种情况下的质子中子星达到其最大质量，并进一步坍缩形成黑洞。当流体静力学引力收缩发生时，我们发现由于吸积率的变化，电子味中微子光度会瞬时增加。然而，μ子和τ子中微子的光度和均方根能量继续上升，因为先前具有非简并电子气的冲击加热材料开始取代其生产场所的冷简并材料。我们证明了这一点，通过补充中微子球的概念与逃逸中微子的起源更详细的统计描述。我们比较了13个太阳质量祖星的演化模拟与MGFLD近似，最近开发的通量限制器的基础上。我们发现类似的结果在postbounce阶段，并验证这种MGFLD方法的球对称的情况下，与标准的输入物理。
2003-10-24 astro-ph
SN 2006aj Associated with XRF 060218 At Late Phases: Nucleosynthesis-Signature of A Neutron Star-Driven Explosion
SN 2006 aj的光谱学和光度学是在GRB 060218（与之相关的X射线闪光）之后的t > 200天用斯巴鲁望远镜进行的。观测到膨胀速度为v ~ 7，300 km/s的强星云发射线。峰值但相对较宽的[OI] 6300，6363表明存在约2 Msun的材料，其中约1.3 Msun是氧。核心可能是由轻微的不对称爆炸产生的。在SNe Ic中，该光谱是独特的：（1）不存在[CaII] 7291，7324发射，以及（2）在~ 7400 A处的强发射特征，这需要~ 0.05 Msun的新合成的58 Ni。如此大量的稳定的富中子Ni强烈地表明了中子星的形成。母源能量和爆炸能量分别限制在18 Msun < Mms < 22 Msun和E ~（1 - 3）10^{51} erg。
2007-03-08 astro-ph
Cataclysmic Variables with Evolved Secondaries and the Progenitors of AM CVn Stars
我们提出的激变变量（CV）和相关系统的系统研究的结果，结合详细的二进制人口合成（BPS）模型与网格的120个二进制演化序列计算的Henyey型恒星演化代码。在这些序列中，我们使用3个质量的白矮星（0.6，0.8，1.0 Msun）和7个质量的供体恒星在0.6-1.4 Msun的范围内。最短的轨道周期被选择为具有最初未演化的次级质量，而每个次级质量的最长轨道周期被认为刚好长于分叉周期（16 - 22小时），超过该分叉周期，系统将向长轨道周期演化。这些计算表明，系统开始与演化secondaries接近尾声或刚刚结束后，他们的主序列阶段成为超紧凑的系统，周期短至7分钟。这些系统是很好的候选人AM CVn星。使用一个标准的BPS代码，我们展示了如何在质量传递开始时的CV的属性取决于共同包络（CE）喷射的效率和磁制动的效率。在我们的标准模型中，CE抛射是有效的，所有CV中约有10%最初是经过二次演化的（中心氢丰度X_c < 0.4），并最终成为超紧凑系统（这意味着银河系中类似AM CVn的恒星的诞生率为10^{-3} yr^{-1}）。几乎所有的CV的轨道周期长于5小时被发现最初演变或相对大规模的secondaries。我们表明，它们的有效温度分布与Beuermann等人（1998）得到的谱型分布非常一致。
2001-09-11 astro-ph
The Metallicity of Pre-Galactic Globular Clusters: Observational consequences of the first stars
我们探讨的情况下，贫金属球状星团（GC）的丰富的第一个超新星在宇宙中。如果10^7 Msun暗晕中的第一批恒星质量非常大（>180 Msun），那么来自单个大质量恒星的一对不稳定超新星可以产生足够的铁，将10^6 Msun的原始气体浓缩为[Fe/H] ~-2。在这种情况下，一颗大质量恒星作为晕GC的种子，GC星的精确丰度分析将允许直接测量星族III的初始质量。利用质量范围为140-260 Msun的零金属量恒星的最新理论产额，我们发现从~230 Msun恒星中排出的金属与GC星中观测到的[Si/Fe]和[Ca/Fe]一致。然而，在这个质量范围内，没有一颗恒星可以同时解释所有的晕GC重元素丰度比，如[V/Fe]，[Ti/Fe]和[Ni/Fe]。这就要求第三星族恒星的祖先有一个组合质量。这种情况下的各种观测结果进行了讨论。
2003-09-06 astro-ph
Nucleosynthesis-relevant conditions in neutrino-driven supernova outflows. I. Spherically symmetric hydrodynamic simulations
我们调查的行为和后果的反向冲击，终止超音速膨胀的重子风，这是由中微子加热关闭表面（非磁化）新生的中子星在超新星核心。为此，我们进行长时间的流体动力学模拟在球对称。与以前的相对论风研究一致，我们发现中微子驱动的外流加速到超音速，并且在半径约10 km、质量约为1.4太阳质量（引力质量）的紧凑中子星的情况下，风的熵达到约100 k_B/核子。然而，风受到超新星核心环境的强烈影响。当超音速外流与前面较慢的超新星喷出物碰撞时，它会被终止激波突然减速和激波加热。这种反向激波的径向位置随时间变化，并取决于中微子风的强度和不同质量和结构的祖星的不同条件。它的基本性质和行为可以通过简单的分析来理解。我们证明，通过反向冲击的物质的熵可以增加到渐近风值的倍数。因此，在爆炸开始后的几秒钟内，它可以超过每个核子400 kB。冲击风的温度通常会降到10^9 K左右或更低，而被冲击减速的物质的密度和温度只会非常缓慢地继续下降。这样的条件可能会强烈影响超新星核合成的重要阶段，在时间和祖依赖的方式。（节略）
2007-03-21 astro-ph
Axisymmetric MHD simulations of the collapsar model for gamma-ray bursts
我们目前的结果，从轴对称，时间相关的磁流体动力学（MHD）模拟的伽马射线暴的Bronsar模型。我们开始模拟后，1.7 MSUN的25 MSUN前超新星恒星的铁核心已经崩溃，并研究随后的吸积7 MSUN氦信封上的中央黑洞形成的崩溃的铁核心。我们考虑一个球对称的祖先模型，但球对称性打破了一个小的，纬度依赖的角动量和弱径向磁场的介绍。我们的MHD模拟包括一个现实的状态方程，中微子冷却，氦的光致蜕变，和电阻加热。我们的主要结论是，在MHSAR模型中，MHD效应本身就能够发射、加速和维持强极性外流。我们还发现，外流是坡印廷通量为主，并指出，这为随后的生产重子贫火球提供了有利的初始条件。
2003-09-30 astro-ph
Simulation of the Spherically Symmetric Stellar Core Collapse, Bounce, and Postbounce Evolution of a 13 Solar Mass Star with Boltzmann Neutrino Transport, and Its Implications for the Supernova Mechanism
精确的三味玻尔兹曼中微子运输，我们模拟的恒星核心崩溃，反弹，和postbounce演化的13太阳质量的恒星在球对称，牛顿极限，没有调用对流。在没有对流的情况下，以前的球对称模型，实现近似玻尔兹曼传输，未能产生爆炸。我们的动机是考虑确切的运输，以确定这些失败是由于运输近似，并回答剩余的超新星理论中的基本问题。这里提出的模型是从不同祖先开始的一系列模型中的第一个。在这个模型中，没有得到超新星爆炸。我们讨论了我们的结果的超新星机制的后果。
2000-12-19 astro-ph nucl-th
