On the observability of bow shocks of Galactic runaway OB stars
从其母星团中被抛射出来并以超音速航行通过星际介质（ISM）的大质量恒星被归类为流放星。它们产生可以观测到的拱星弓形激波星云。我们提出了二维，轴对称流体动力学模拟的代表性样本的恒星风弓冲击银河OB星在周围介质的密度范围从n_ISM=0.01到10.0/cm 3。独立于它们在银河系中的位置，我们确认红外线是最合适的波段，以寻找弓冲击从大质量恒星。它们的谱能量分布是分析它们的方便工具，因为它们的发射不依赖于可能影响不稳定薄壳弓形激波的暂时效应。我们的数值模型产生的高质量（~40 Mo）失控恒星的银河系弓激波产生H $α$通量，可以观察到的设施，如超级宇宙H-阿尔法调查。最明亮的弓形激波星云产生于ISM的密度较高的区域。我们预测，在哈通过瑞利敏感设施观察到的领域中的弓激波周围形成的初始质量大于约20钼的恒星。我们的OB星弓形激波模型在3 <= lambda <= 50 μ m波长范围内具有最大发射，这可以比逃逸星本身亮几个数量级，特别是对于初始质量大于20 Mo的恒星。
2016-03-15 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Models of the circumstellar medium of evolving, massive runaway stars moving through the Galactic plane
至少有5%的大质量恒星在星际介质中以超音速运动，预计会产生恒星风弓形激波。我们探讨如何质量损失和空间速度的大规模失控的恒星影响其弓激波的形态。我们运行二维轴对称流体动力学模拟的这些恒星在银河系平面的拱星介质的演变从主序列的红超巨星阶段。我们发现热传导是控制热星周围弓激波形状、大小和结构的重要过程，它们具有主要由禁戒线产生的光学光度，例如[OIII]。热星周围弓形激波的Ha辐射来源于它们的接触间断附近。冷恒星周围弓形激波的H $α$发射来自它们的前向激波，并且对于我们模拟的弓形激波来说太微弱而无法观察到。光学薄辐射的发射主要来自于受冲击的ISM材料。所有弓形激波模型在红外波段都更亮，即红外波段是搜索弓形激波最合适的波段。我们的研究表明，红外辐射来自附近的接触不连续的热星的弓激波和来自内部区域的冲击风周围的冷星的弓激波。我们预测，在银河平面，最明亮的，即最容易检测到的弓形激波是由高质量的恒星以小的空间速度移动。
2014-08-12 astro-ph.SR
Double bow shocks around young, runaway red supergiants: application to Betelgeuse
大质量恒星中有相当一部分以超音速方式穿过星际介质（ISM），这要么是由于双星系统的破坏，要么是由于它们的母星团的抛射。它们的风与ISM的相互作用产生了弓形激波。在演化的后期，这些恒星可能会在赫兹-罗素图上经历从红色到蓝色的快速转变，反之亦然，伴随着恒星风和弓形激波的快速变化。最近对附近逃逸的红超巨星参宿四（RSG）产生的弓形激波的3D模拟，在恒定风的假设下，表明弓形激波非常年轻（<30000年），因此参宿四可能只是最近才成为RSG。为了检验这种可能性，我们计算了单颗恒星的恒星演化模型，这些模型与观测到的参宿四在RSG阶段的性质相匹配。由此产生的恒星风的演变被纳入2D流体动力学模拟，其中我们模拟一个失控的蓝超巨星（BSG），因为它经历了过渡到RSG接近其生命的结束。我们发现，崩溃的BSG风气泡诱导弓激波形状的内壳周围的RSG风，类似于参宿四的弓激波，并具有类似的质量。围绕着它的是由现在已经不存在的BSG风与ISM相互作用产生的更大规模的后退弓形激波。我们认为，这个外壳可以解释位于（至少在投影）就在参宿四的弓形激波前面的酒吧功能。
2012-04-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Faint supernovae and hyper-runaway white-dwarfs from single He-detonation in double HeCO-white-dwarf mergers
Technion - Israel Institute of Technology（以色列理工学院）；California Institute of Technology（加州理工学院）
通过三维流体动力学模拟，研究双HeCO白矮星并合的氦爆轰过程，发现其可产生暗弱快速演化的热核瞬变，或解释部分暗弱超新星，还可能形成高速PG-1159型恒星，拓展了对白矮星并合的认知。
2026-07-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
3D MHD astrospheres: applications to IRC-10414 and Betelgeuse
银河系中相当一部分大质量恒星以超音速运动通过其本地星际介质（ISM），通过风与ISM的相互作用产生弓形激波星云。这些观测到的冷质量恒星周围的天体层的稳定性挑战了先前的二维（磁）流体动力学模拟其周围环境。本文对逃逸M型红超巨星的星周介质进行了三维磁流体动力学（3D MHD）模拟。我们对待恒星风与帕克螺旋，并假设7 microG磁化的ISM。我们的自由参数是ISM流和磁化之间的角度theta_mag，取0、45和90度。结果表明，模拟尺度、坐标系和网格效应对模拟天体球的发展有很大影响。然而，只要ISM流和磁化方向相差超过几度（θ_mag>5度），弓形激波就稳定下来，大多数块状和不规则结构消失。弓形激波的复杂形状引起重要的投影效应，例如在光学Ha线处，产生复杂的天体球形态。我们推测，这些效应也在早期类型的大质量恒星周围起作用，这将解释它们在失控OB星周围观察到的弧形星云的多样性。我们的三维MHD模型很好地拟合了几颗失控红超巨星的天体层观测。结果解释了IRC-10414和参宿四的平滑天体层是由一个有组织的、非平行的环境磁场稳定的。我们的研究结果表明，IRC-10414目前处于稳定的进化状态，参宿四的酒吧是星际起源。
2021-07-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Asymmetric supernova remnants generated by Galactic, massive runaway stars
逃逸的大质量恒星死亡后，其超新星激波与其已死亡的祖先产生的弓形激波相互作用，并可能在膨胀到本地星际介质（ISM）之前失去能量、动量和球对称性。我们调查这些祖先的初始质量和空间速度是否可以与不对称超新星遗迹。我们运行流体动力学模型的超新星爆炸在移动的银河系核心坍缩祖先的预形介质。我们发现，弓冲击，积累超过约1.5钼产生不对称的残余物。激波在超新星爆发后160-750年与这些弓形激波发生碰撞，碰撞持续到830-4900年。然后，冲击波位于距离爆炸中心1.35-5 pc处，它自由地扩展到ISM中，而在相反的方向上，它被引导到未受干扰的风物质区域中。这适用于最初以20 km/s的速度移动的20 Mo祖先和我们最初的40 Mo祖先。这些残余物产生ISM气体、恒星风和超新星喷出物的混合，这在爆炸中心的上游特别重要。它们的光变曲线主要由光学薄冷却的发射和受冲击的ISM气体的X射线发射决定。我们发现，这些残余物很可能被观察到的[OIII] λ 5007谱线发射或在软能带的X射线。最后，我们讨论了我们的研究结果的背景下观察到的银河系超新星遗迹，如3C 391和天鹅座环。
2015-08-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hydrodynamic Studies of the Evolution of Recurrent, Symbiotic, and Dwarf Novae: The White Dwarf Components are Growing in Mass
共生双星是包含白矮星和红巨星的系统。共生新星是那些在WD成分上发生热核爆发的系统。这些都是区别于事件驱动的吸积盘不稳定性类似的矮新星爆发的灾难性的变量爆发。另一类共生系统是WD非常明亮的系统，看起来很可能是静止的核燃烧正在增生的WD上进行。一个基本问题是WD的长期演变。在这些吸积系统中的重复爆发或静止燃烧是否会导致WD增加或减少质量？如果它的质量不断增加，它最终会达到克拉塞卡极限并成为超新星（如果它能隐藏系统中的氢和氦，那么它就是超新星Ia）吗？为了更好地理解这些系统，我们已经开始了一个新的研究热核失控（TNR）的演化在吸积信封的WD使用各种初始WD的质量，光度和质量吸积率。我们使用我们的1-D水力代码NOVA，其中包括Arnett、Meakin和Young的新对流算法、Hix和Thielemann核反应求解器、Iliadis反应速率库、Timmes状态方程和OPAL不透明度。我们假设太阳的组成（Lodders丰度分布），不允许任何混合的吸积材料与核心材料。这个假设对我们的结果有很大的影响。我们在这里报告：（1）WD在所有模拟中的质量都在增长，因此不会发生典型的“稳定燃烧”;（2）在某些（但不是所有）模拟中，只有一小部分吸积物质被喷射出来。我们还发现，吸积系统，热核失控之前，是太冷，在X射线搜索超新星Ia的祖先。
2012-11-26 astro-ph.SR
Violent mergers can explain the inflated state of some of the fastest stars in the Galaxy
Universität Potsdam（波茨坦大学）；Max Planck Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；Lawrence Livermore National Laboratory（劳伦斯利弗莫尔国家实验室）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）
本文通过剧烈并合模拟解释了银河系中部分超高速恒星的膨胀状态，提出新的模型以解释观测到的超高速恒星现象。
2025-10-14 astro-ph.SR
Radial pulsation runaway in massive red supergiants in late evolutionary stage and implications to hydrogen-rich supernovae
本研究使用Mesa模拟大质量红超巨星演化，发现高质量模型晚期发生强烈径向脉动导致包层抛射，并确定了脉动驱动质量抛射的光度-质量比条件，解释了IIP型超新星前身星的观测限制。
2025-09-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hydrodynamic modelling of pulsation period decrease in the Mira-type variable T UMi
用恒星演化和辐射流体力学的数值方法研究了Mira型变星TUMi的氦燃烧壳层中热脉冲初始阶段的脉动周期减小。为此，计算了质量在主序星$1M_\odot\le M_\textrm{ZAMS}\le 2.2M_\odot$和金属丰度为$Z=0.01$的恒星的演化轨迹网格。选定的AGB演化序列的模型被用于确定初始条件和时间依赖的内边界条件的流体动力学方程描述径向脉动星的演化变化。在热脉冲的初始阶段期间的周期减少的发病被示出几乎与峰值氦燃烧光度相一致。最快的下降期出现在前三十年。由于恒星的收缩和从基模到第一泛音的模式切换，脉动周期减小。模式切换的时间尺度是几十个脉动周期的量级。米拉型变星T UMi的现今模型是具有小振幅半规则振荡的第一泛音振荡器。理论估计的脉动周期在发病的周期减少和30年后的周期变化率的同意与现有的观测数据T UMi的AGB星质量$ 1.04M_\odot\le M\le 1.48M_\odot$。
2022-06-16 astro-ph.SR
Numerical simulations of axisymmetric hydrodynamical Bondi-Hoyle accretion onto a compact object
一个引力体以超音速相对速度浸入周围介质中，就会出现邦迪-霍伊尔吸积构形。从风吸积的X射线双星到逃逸的中子星，这样的状态已经被见证了很多次，并被认为是激波形成的原因，其性质只能勉强通过分析得出。本文给出了从大尺度吸积半径到致密体附近的Bondi-Hoyle吸积定常流结构的数值表征的第一个结果。对于不同的马赫数，我们研究了相关的弓形激波。结果表明，这些模拟证实了Foglizzo和Ruffert（1996）关于绝热指数为5/3的内音速表面拓扑结构的分析预测。它们还使我们能够得到相关的质量吸积率，位置和温度的弓形激波，作为函数的流动参数，以及横向密度和温度分布在尾流。
2015-09-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Simulating the in situ condensation process of solar prominences
日冕中的日珥比其周围的温度低和密度高出百倍，总质量为1.e13至1.e15 g。在这里，我们报告的第一个全面的模拟三维，热和重力分层磁通量绳，在原地冷凝到一个突出的发生由于辐射损失。经过一个逐步的热力学调整，我们看到了一个阶段，失控的冷却发生，而逆流剪切流流失质量沿螺旋场线。在这次排水之后，在向上凹的场区中存在着一个类似于日珥的凝结，并且这个日珥的整体特征保持了两个多小时。当日珥凝聚时，日珥建立了一个磁冕过渡区，在失控冷却期间，磁场对准的热传导起作用。日珥结构代表了螺旋形磁绳中的力平衡状态。模拟的冷凝显示了一个右轴承倒钩，作为排水系统的残余。在极紫外波长下的合成图像跟随着凝结的开始，并证实了角的出现和稳定日珥状态的三部分结构，就像在爆发的日珥中经常看到的那样。这自然解释了最近太阳动力学天文台与大气成像组件对日冕洞中的连续性的看法，证明了角。
2014-08-19 astro-ph.SR
Type Ia supernovae from non-accreting progenitors
Ia型超新星（SNe Ia）是缺乏氢和氦的恒星在热核失控中破裂的表现。虽然碳氧白矮星的爆炸被认为是大多数事件的原因，但观察到的多样性的一部分可能是由于不同的祖先通道。我们表明，氦恒星的质量之间的$\sim$ 1.8和2.5 M $_{\odot}$可能会演变成高度退化，近的Ekrasekhar质量核心与氦免费信封，随后点燃碳和氧爆炸密度$\sim(1.8-5.9)\times 10^{9}$ g cm $^{-3}$。这是由于来自壳燃烧的核生长（当核具有混合CO/NeO组合物时），或在由$^{24}$ Mg上的放热电子捕获触发的残余碳的点燃之后（对于NeOMg为主的组合物）而发生的。我们认为，由此产生的热核失控可能会阻止核心崩溃，导致恒星的完全分裂。爆炸性氧燃烧开始时的可用核能足以产生动能为$\sim$ 10 $^{51}$ erg的喷出物，如典型的超新星Ia。相反，如果这些失控导致部分中断，则对应的瞬变将类似于SN 2002 cx的SN Iax事件。如果在这个质量范围内的氦星确实以Ia型超新星爆炸，那么事件的频率将与观测到的超新星Ib/c速率相当，从而足以解释恒星形成星系中的大多数Ia型超新星。
2020-01-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Wind nebulae and supernova remnants of very massive stars
一小部分（逃逸）大质量恒星的质量超过$60$ - $70\, \rm M_{\odot}$，并被预测在以核心坍缩超新星的形式结束生命之前，会演化为明亮蓝变星和沃尔夫-拉叶星。我们的2D轴对称流体动力学模拟探讨如何快速风（$2000\, \rm km\, \rm s^{-1}$）和高质量损失率（$10^{-5}\, \rm M_{\odot}\, \rm yr^{-1}$）可以影响的形态拱星介质。它的形状是100 pc尺度的风星云，当它以超音速速度$20$ - $40\, \rm km\, \rm s^{-1}$穿过银河平面的星际介质（ISM）时，可以被驱动星穿透。这种逃逸恒星的运动将超新星爆炸的位置移出了它们的弓形激波星云，对最终的激波膨胀造成了不对称性，并产生了天鹅座环状的超新星遗迹。我们的结论是，大小（超过$200\, \rm pc$）的对流风腔中的化学富集的超新星喷出物扩大，有效地混合风和ISM材料的数密度至少$10\%$，可以被用来作为一个非常大的祖先，这种$0.1\, \rm Myr$老遗迹的失控性质的示踪剂。我们的研究结果激发了进一步的观测活动，致力于非常大质量的恒星BD+43 3654的弓激波和同步辐射发射沃尔夫-拉叶壳G2.4+1.4的密切环境。
2020-02-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Accretion of AGN Stars under Influence of Disk Geometry II: The Adiabatic Regime and Runaway Collapse Induced by Self-gravity
Princeton University（普林斯顿大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）
该研究通过三维流体动力学模拟，探究AGN盘内恒星吸积的绝热 regime，发现高热质量比下会触发包层强激波，近自引力盘内满足条件时会发生自引力诱导的失控坍缩，可形成~10⁵M_⊙的超大质量恒星。
2026-08-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
Linking 1D Stellar Evolution to 3D Hydrodynamical Simulations
在这篇文章中，我们提出的对流边界混合（CBM）在大质量恒星模型使用日内瓦恒星演化代码的研究的初步结果。在进行昂贵的三维流体动力学模拟之前，必须研究对流边界的一般性质，例如：成分跳跃;压力梯度;和“刚度”。计算了15 Mo星的模型。我们发现，对流壳以上的核心，较低的（在半径或质量）的边界是“硬”根据批量理查森数比相对较高的（史瓦西）边界。因此，我们预计与上界相比，下界的煤层气将减少。这对火焰前锋的传播和新星的发生有影响。
2014-10-28 astro-ph.SR
Clumping in the inner winds of hot, massive stars from hydrodynamical line-driven instability simulations
我们研究了恒星边缘变暗和光球扰动对线驱动恒星风的强的、内在的线消影不稳定性（LDI）所产生的风结构的影响。线性扰动分析表明，包括临边暗化降低了散射辐射的稳定作用，导致净不稳定增长率，即使在风基地。数值辐射流体动力学模拟的非线性演化的这种不稳定性，然后表明，与以前的模型相比，假设一个均匀明亮的恒星没有基地扰动，风结构现在发展得更接近（$r \la 1.1 R_\star$）的光球。这与O型星的观测结果更吻合，O型星通常表明在风底附近存在强烈的聚集。
2012-10-05 astro-ph.SR
Three-dimensional Hydrodynamics Simulations of Precollapse Shell Burning in the Si- and O-rich Layers
我们提出了三维流体动力学模拟壳燃烧的两个祖先与零年龄的主序列质量为22和27 $M_{\odot}$为$\sim$ 65和200 s的引力坍缩的发病，分别。这22和27颗$M_{\odot}$恒星是从一组一维祖先中选出的。前者和后者分别具有宽度为$\sim$ 10 $^9$ cm和$\sim$ 5 $\times 10^9$ cm的扩展的富Si和富O层。我们的三维结果表明，湍流混合发生在两个祖先的角平均湍流马赫数超过$\sim$ 0.1的最大值。我们观察到，一个情节燃烧的O和Ne，这发生在对流基地的下面，分别增强了22和27 $M_\odot$模型中的湍流混合。核合成产率的分布是显着不同的，在1D模拟，即，在3D更均匀和不均匀的径向和角方向，分别。通过谱分析，我们研究了湍流的增长及其在对流层物质混合中的作用。我们还提出了一个标量球谐模态分析的湍流马赫数。这个解析公式将有助于超新星模型研究者在核坍缩超新星模拟中实现坍缩前的微扰。基于这些结果，我们讨论了微扰辅助中微子驱动的超新星爆炸可能发生的影响。
2021-01-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hydrodynamical shear mixing in subsonic boundary layers and its role in the thermonuclear explosion of classical novae
本研究将临界层不稳定性应用于白矮星边界层，通过PLUTO和SHIVA代码模拟亚声速剪切混合对经典新星热核失控的影响，发现该混合机制显著缩短了达峰时间、增加了抛射质量与速度，并使7Li产率降低约一个数量级。
2024-08-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
