Helium Stars: Towards an Understanding of Wolf-Rayet Evolution
沃尔夫-拉叶星（WR）是大质量恒星，通过强大的恒星风失去了大部分或全部的氢。最近的观测表明，无氢WR星的温度比目前进化模型预测的要低。为了研究不同的质量损失率如何影响WR演化，我们创建了一个纯氦星模型网格。我们将我们的结果与银河系和LMC WR观测结果进行了比较，结果表明，观察到的WR星的温度范围可以通过改变质量损失率来重现，这有效地决定了核心周围氦包层的大小。我们还发现，WN和WO星来自更大质量的恒星，而WC星来自较低的质量。这与WN和WC恒星在年龄序列中演化的标准孔蒂方案相矛盾。我们还预测了我们的模型在核心坍缩的幅度，并与附近的Ib/c型超新星的祖先的观察比较。我们证实了以前的研究结果，表明WR星是核心坍缩超新星的祖先：祖先将保持未观察到的情况下，除了在祖先是一个低质量的氦巨星，如iPTF 13 bvn的情况。
2016-04-03 astro-ph.SR
A progenitor binary and an ejected mass donor remnant of faint type Ia supernovae
Ia型超新星是测量宇宙膨胀历史的最重要的标准烛光。一颗白矮星的热核爆炸可以解释它们所观察到的性质，但是无论是祖先系统还是任何恒星残骸都没有被最终确定。暗超新星Ia被认为起源于一颗白矮星的所谓双爆。当一颗近距离的伴星吸积了大量的氦后，这些氦被点燃，产生爆炸波，引发了白矮星本身的爆炸。我们在由一颗碳/氧白矮星和一颗热氦星组成的致密双星系统CD-30 11223中发现了浅凌日和食，使我们能够确定其组成部分的质量和基本参数。在未来，这个系统将把质量从氦星转移到白矮星。模拟这个过程，我们发现，在吸积氦层的爆炸是足够强大的触发核心爆炸。然后氦星将以如此大的速度喷出，以至于它将逃离银河系。这个残骸的预测属性与所谓的超高速恒星US 708非常匹配，US 708是一颗热的富氦恒星，以超过750公里/秒的速度移动，足以离开银河系。祖先和残骸的鉴定提供了一个一致的图片的形成和演化的暗Ia型超新星。
2013-04-16 astro-ph.SR
AM Canum Venaticorum Progenitors with Helium Star Donors and the resultant Explosions
本文研究了含有白矮星的密近双星中$M_{\rm He}\lesssim0.51 M_\odot$纯氦燃烧星通过洛希瓣溢出（RLOF）的质量转移结果。演化是由角动量的损失通过引力波辐射（GWR）驱动的，两颗恒星都使用恒星天体物理学实验模块（MESA）建模。供体具有质量为$M_{\rm He}=0.35, 0.4, \&\ 0.51M_\odot$的$M_{\rm He}=0.35, 0.4, \&\ 0.51M_\odot$，并从$0.6M_\odot$到$1.26M_\odot$附着到质量为$M_{\rm WD}$的WD上。初始轨道周期（$P_{\rm{orb}}$）为20至80分钟。对于所有的情况下，吸积率到WD是低于稳定的氦燃烧范围，导致积累的氦，然后不稳定的点火。供体中的对流核的质量足够小，使得WD吸积足够的富氦物质以在任何富碳-氧物质被转移之前在氦壳中经历热核失控。积累的氦壳层的质量取决于$M_{\rm WD}$和吸积速率。我们表明，对于$M_{\rm He}\gtrsim0.4 M_\odot$和$M_{\rm WD}\gtrsim0.8 M_\odot$，第一个闪光可能是有力的足以触发爆轰的氦层。这些热核逃逸可以被观测到为微弱而快速的Ia SNe，或者，如果核心中的碳也被引爆，则为Ia SNe型。那些在第一次闪光中幸存下来并喷射物质的人将暂时增加轨道分离，但GWR将驱动…
2015-05-21 astro-ph.SR
The progenitor and remnant of the helium nova V445 Puppis
V445 Pup是一颗在爆发期间没有氢谱线的奇特新星。该光谱包含碳、氧、钙、钠和铁的强发射线。我们使用天文底片档案对V445幼仔祖先的摄影图像进行了数字处理。这颗恒星在B波段的亮度为14.3等，是一颗周期性的变星，其最可能的周期为0.650654+/-0.000011天。光变曲线的形状表明，这颗恒星的前身是一颗共包络双星，表面有一个光点，表面亮度可变。在0.44和2.2微米之间的光谱能量分布与A0 V型恒星相似。2001年爆发后，喷出物中形成了尘埃，这颗恒星成为了一个强红外源。这导致恒星在V波段的亮度下降到20等以下。2003年至2009年期间获得的CCD BVR观测结果表明，尘埃吸收最小完成于2004年，残留物重新出现在18.5 mag V的水平。尘埃分散，但在K波段与VLT自适应光学拍摄的帧中没有星状物体。直到2007年3月，在这些画面中只能看到爆炸的喷出物。光谱能量分布中没有出现变红的A0 V型恒星。2000年V445 Pup的爆炸是CO型白矮星表面的氦闪光。结合现代动力学计算的结果，讨论了氦闪触发白矮星核爆轰的可能性及其观测证据，并讨论了系统的公共包层在爆轰中丢失的问题。系统的破坏及其组件的质量损失排除了V445 Pup未来的SN Ia情景。
2010-11-28 astro-ph.SR
The disappearance of the helium-giant progenitor of the type Ib supernova iPTF13bvn and constraints on its companion
我们报告和讨论超新星iPTF 13 bvn爆炸后的观测。我们发现SN在+740天的亮度低于爆炸前的亮度，从而证实了祖星已经消失。我们估计，后期的亮度仍然是由超新星主导的，这限制了可能的伴星的大小和质量低于约10 Msun。反过来，这意味着祖先的初始质量被限制在10到12 Msun之间的狭窄范围内。iPTF 13 bvn的前身可能是一颗氦巨星，而不是沃尔夫-拉叶星。此外，我们认为，2016年获得的足够深的观测现在有机会直接观测伴星。
2016-04-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
A possible formation channel for blue hook stars in globular cluster - II. Effects of metallicity, mass ratio, tidal enhancement efficiency and helium abundance
利用潮汐增强的星风，在双星系统中研究了金属丰度、主次星质量比、潮汐增强效率和氦丰度对球状星团中蓝钩星形成的影响.研究了28组不同输入参数的二元模型。对于每一组双星模型，我们提出了一个范围内的初始轨道周期，需要产生BHk星的双星。所有的双星模型都能产生不同轨道周期范围内的BHk星。我们还将所得结果与GC NGC 2808和ω Cen的Teff-logg图中的观测结果进行了比较。这两个GC中的BHk星大多数位于我们的理论模型预测的区域内，特别是当考虑C/N增强的模型大气时。研究发现，主次星质量比和潮汐增强效率对BHk星的形成影响不大，而金属丰度和氦丰度对BHk星的形成有重要影响，特别是氦丰度。具体地说，在双星模型中，随着氦丰度的增加，产生BHk星所需的初始轨道周期的空间范围明显变宽，无论采用其他输入参数。我们的结果与最近的观测和其他理论模型进行了讨论。
2016-09-29 astro-ph.SR
Helium-Abundance and Other Composition Effects on the Properties of Stellar Surface Convection in Solar-like Main-sequence Stars
利用三维辐射流体动力学模拟网格，研究了氦丰度和$α$元素增强对类太阳主序星包层对流性质的影响。氦的丰度增加了气体的平均分子量，并通过取代氢来改变不透明度。由于氦的影响规模可能取决于金属丰度，网格由三个氦丰度（$Y=0.1, 0.2, 0.3$）的模拟组成，每个氦丰度有两个金属丰度（$Z=0.001, 0.020)$）。我们发现，改变氦的质量分数一般会影响结构和对流动力学的方式相反的金属丰度。此外，这种影响比金属丰度的影响小得多。氦的特征与金属丰度的特征不同之处在于它影响光球速度分布的方式。\rev{We also find that helium abundance and surface gravity behave largely in similar ways, but differ in the way they affect the mean molecular weight}。谱线形成的一个简单模型表明，谱线的平分线和绝对多普勒频移取决于氦的丰度。我们看看$α$元素增强的效果，发现它有一个相当小的影响，在SAL的对流动力学相比，氦丰度。
2013-10-01 astro-ph.SR
Detection of Circumstellar Helium in Type Iax Progenitor Systems
利用光谱合成程序SYNAPPS对44颗Iax型超新星（SNeIax）进行了直接光谱模拟.我们确认在早期的两个SNe Iax：SNe 2004cs和2007J的光谱中的氦发射的检测。这些He I特征更适合由纯发射高斯比由P-Cygni配置文件，表明氦发射起源于拱星环境，而不是SN喷出物。通过对其余42个超新星Iax的模拟，我们发现在其他超新星Iax谱中没有明显的氦特征。然而，我们的样本的$\approx 76\%$缺乏足够深的光度极限来检测在SNe 2004 cs和2007 J中看到的光度的氦发射。使用约束光度限制的对象，我们计算出33%的SNe Iax在其光谱中有可检测的氦。我们检查11 SNe Iax与后期的光谱，并没有发现氢或氦的排放扫起的材料。对于后期的光谱，我们计算的剥离氢和氦的典型上限分别为$2 \times 10^{-3}$ M $_{\odot}$和$10^{-2}$ M $_{\odot}$。虽然SNe Iax中氦的探测支持白矮星-He星双星祖先系统（即，单简并[SD]通道），未检测到的可能是爆炸和喷出物材料的变化。在我们的大多数样品中缺乏氦证明了SN Iax祖系统的复杂性和进一步建模的必要性。有强有力的独立证据表明，SNe Iax产生的SD通道，我们警告的共同解释，缺乏氦或氢的排放在晚些时候在SN Ia光谱排除了SD祖先的情况下，这一类。
2019-05-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Optical color of Type Ib and Ic supernovae and implications for their progenitors
本研究通过文献数据与STELLA辐射流体力学模型发现Ib型超新星在V波段峰值时比Ic型更蓝，并论证了前身星氦含量的二分性是造成这一光学颜色差异的主要原因。
2023-04-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Helium star donor channel for the progenitors of type Ia supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）在天体物理学，特别是宇宙演化研究中起着重要的作用。在过去的几年里，人们提出了几种Ia型超新星的祖先模型。本文对He星供体通道进行了详细的研究，其中碳氧白矮星（CO WD）吸积了He主序星或He亚巨星的物质，使其质量增加到钱德拉塞卡质量。采用Eggleton的恒星演化程序和光学厚风假设，并采用Kato & Hachisu（2004）关于He壳层闪到WD上的质量积累效率的公式，计算了近2600个近距离WD双星系统的双星演化。根据这些计算，我们绘制了不同WD质量的Ia超新星在轨道周期-次级质量（$\log P^{\rm i}-M^{\rm i}_2$）平面上的初始参数。研究表明，He星施主通道是产生Ia超新星（即银河系中的$\sim 1.2\times10^{-3} {\rm yr}^{-1}$）的重要通道，并且来自该通道的祖星可能表现为超软X射线源。重要的是，这个通道可以解释Ia型超新星的短延迟时间（$\la 10^{8}$ yr），这与最近观察到的Ia型超新星祖先的年轻群体的影响是一致的。
2009-01-22 astro-ph.SR
The Predicted Properties of Helium-Enriched Globular Cluster Progenitors at High Redshift
球状星团的前身可能已经被\textit{HST}探测到，并被预测可以用\textit{JWST}和带有自适应光学的地面超大型望远镜观测到。这有可能阐明球状星团的形成和显着的氦丰富的子种群的起源，在银河系天文学的问题，没有令人满意的理论解决方案的问题。在这种背景下，我们使用模型恒星轨迹和等时线来研究球状星团祖先中富氦恒星种群的预测观测性质。我们发现，相对于氦正常的人口，氦丰富（$ΔY=+0.12$）恒星人口的推断，在最大的球状星团类似，预计，模一些快速波动的第一个$\sim$ 30万年，在休息帧更明亮，更红。在固定的年龄、恒星质量和金属丰度下，氦富集的星族在$λ\approx 2.0\, μm$上会收敛到比$\sim$亮0.40等，在\textit{JWST} -NIRCam颜色$(F070W-F200W)$上会收敛到比$\sim$红0.30等，而在$λ\lesssim 0.50 \, μm$上则会收敛到比$λ\lesssim 0.50 \, μm$暗。另外，我们发现，电离辐射的时间积分位移是一个可以忽略不计的$\sim 5\%$，虽然我们表明，莱曼- $α$逃逸分数可能最终更高的氦丰富的恒星。
2020-08-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Circumstellar properties of Type Ia supernovae from the helium star donor channel
我们研究了具有非简并氦恒星供体的Ia型超新星祖先系统的预测拱星性质。有人认为，由碳+氧白矮星和氦星组成的系统可能导致Ia型超新星爆炸。氦星施主通道的双星演化计算预测，在Ia型超新星爆炸时，这样的祖先系统要么处于稳定的氦壳燃烧阶段，要么处于弱的氦壳闪光阶段。通过从我们以前的研究中采取的二进制演化模型，我们表明，大部分的祖先系统与氦星供体有足够低的密度来解释目前未检测到的射电发射Ia型超新星。在Ia型超新星爆发时，大多数处于弱氦壳闪光阶段的祖星系统，可能主导了瞬时（短延迟时间）的Ia型超新星种群，它们的星周密度都很低，并且有一颗微弱的氦星施主，这是SN 2011 fe和SN 2014 J没有探测到射电辐射和爆炸前伴星的原因。我们还发现了一些祖先系统，这些系统与在Iax SN 2012 Z型爆炸位置确定的伴星候选者的性质一致。
2019-07-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Mass loss of massive helium star supernova progenitors shortly before explosion constrained by supernova radio properties
本研究基于大质量氦星质量损失模型估算Ibc型超新星射电上升时间与峰值光度分布，发现普通Ibc型超新星前身星光度范围内的大质量氦星需具备较大质量损失率，否则与观测不符，暗示其爆炸前夕可能经历非标准辐射驱动风机制的质量损失增强。
2022-05-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Signatures of a surviving helium-star companion in Type Ia supernovae and constraints on the progenitor companion of SN 2011fe
由一颗白矮星和一颗非简并氦星伴星组成的单简并双星系统被认为是Ia型超新星的潜在祖先。在这个SD祖先模型中，氦星的伴星有望在超新星Ia爆炸中幸存下来。在本工作中，我们将从我们以前的三维流体动力学模拟的喷射物-伴星相互作用计算出的幸存的He星伴星模型映射到一维恒星演化程序MESA中，跟踪它们的长期演化，预测它们在撞击后的观测性质，这将有助于在未来的观测中寻找这些幸存的He星伴星。通过与观测最好的SN Ia，SN 2011 fe的非常晚时期的光变曲线进行比较，我们发现我们幸存的He星同伴在最大光之后约1000 d变得比SN 2011 fe更明亮。这表明氦星不太可能是SN 2011 fe的伴星。
2022-02-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
The helium star donor channel for the progenitors of type Ia supernovae and their surviving companion stars
Ia型超新星（SNe Ia）的性质仍然不清楚。利用Eggleton的恒星演化程序，在光学厚风假设下，系统地研究了超新星Ia的He星施主通道，其中一颗碳氧白矮星吸积来自He主序星或He亚巨星的物质，使其质量增加到亚克拉塞卡质量.我们绘制出的初始参数生产超新星Ia在轨道周期-二次质量平面的各种WD质量从这个通道。根据一个详细的二进制人口合成方法，我们发现，该通道可以产生超新星Ia与最近的观测暗示的短延迟时间（~ 100 Myr）。我们得到了该通道在超新星爆发后幸存的伴星的许多性质，这些性质可以通过未来的观测来验证。我们还发现超新星爆炸场景中幸存的伴星具有很高的空间速度（> 400 km/s），这可能是超高速星（HVS）的另一种起源，特别是对于US 708这样的HVS。
2010-09-08 astro-ph.SR
The End of Amnesia: Measuring the Metallicities of Type Ia SN Progenitors with Manganese Lines in Supernova Remnants
最近提出了超新星喷出物中Mn与Cr的质量比作为Ia型SN祖先金属丰度的示踪剂。我们回顾了这个可观测量的优点和问题，并在第谷超新星遗迹的框架内讨论它们。朱雀卫星观测到的第谷X射线光谱中Mn和Cr K α线的通量表明它是超太阳金属丰度的祖先。
2009-02-02 astro-ph.SR
On Measuring the Metallicity of a Type Ia Supernova's Progenitor
在Ia型超新星（\sneia）中，化学元素的相对丰度受到其前身白矮星组成中中子过剩的影响。由于这些产物在最大光附近的光谱中留下特征，因此光谱特征可用于约束祖细胞的组成。我们计算三个\snia模拟的核合成产率，假设单一的简并的，Erasekhar质量祖细胞，为广泛的祖细胞金属丰度，并计算合成光变曲线和光谱，探索祖细胞金属丰度和光谱特征的强度之间的相关性。我们使用两个二维模拟的爆燃-爆震-过渡的情况下，不同的$^{56}$镍产量和W7模拟控制之间的差异爆炸模型和总产量。虽然中间质量元素（16 $<$ A $\leq$ 40）的总收率在三种情况下不同，但收率趋势相似。随着金属丰度的增加，$^{28}$ Si产率几乎保持不变，$^{40}$ Ca产率下降，Ti和$^{54}$ Fe产率增加。在合成光谱中，我们确定了爆炸后30天的两个特征，这些特征似乎随着祖金属丰度的加深而加深：Ti特征在4200 μ m左右，Fe特征在5200 μ m左右。在所有三个模拟中，它们的伪等效宽度显示出与祖金属丰度的系统趋势。这表明，这两个功能可能允许分化之间的祖金属丰度观察到的\sneia，并可能有助于减少固有的哈勃散射。
2016-05-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Shaping the horizontal branch: The role of envelope mass in the evolution of stripped core-helium-burning stars
Instituto de Física y Astronomía, Universidad de Valparaíso（瓦尔帕莱索大学物理与天文学研究所）；School of Physics and Astronomy, Monash University（蒙纳士大学物理与天文学院）；Australian Research Council Centre of Excellence for Gravitational Wave Discovery（澳大利亚研究委员会引力波发现卓越中心）
研究通过MESA模型分析剥离氢包层的核心氦燃烧恒星，发现残余包层质量决定水平分支位置，并确定了避免热脉冲渐近巨星分支的最大包层质量，解释了蓝钩星和膨胀剥离星的形成。
2026-06-11 astro-ph.SR
Gravitational settling in pulsating subdwarf B stars and their progenitors
在恒星演化的静止阶段，原子的扩散是很重要的。特别是在亚矮星B星的非常薄的惰性包层中，扩散运动将在短时间尺度上显著改变包层结构和表面丰度。此外，次矮星将继承其直接祖先的扩散效应，即红巨星分支尖端附近的巨星。这将影响亚矮星B的整体演化和脉动性质。研究了引力沉降、热扩散和浓度扩散对亚矮星B演化和脉动的影响。我们的扩散恒星模型进行了比较，没有扩散的模型。我们从1和3兆太阳ZAMS祖先构建了质量为0.465兆太阳的亚矮星B模型。低质量恒星在高能闪光中点燃了氦，而中等质量恒星则温和地开始了氦聚变。对于每一种祖细胞类型，我们计算了一系列的原子扩散和不扩散。红巨星中的原子扩散导致氦点火开始时的氦核心质量更大。我们发现，增加0.0015 Msun为1 Msun模型和0.0036 Msun为3 Msun模型。第一次疏浚后，对红巨星表面丰度的影响很小。由于氢的向外扩散，扩散型亚矮星B模型的演化轨迹向低表面重力和低有效温度方向移动。这既影响激发模式的频率又影响整个频谱。特别是后非简并sdB星的结构和脉动发生了巨大的变化，证明了在这些恒星中原子扩散是不可忽略的。
2009-12-23 astro-ph.SR
Helium giant stars as progenitors of rapidly fading Type Ibc supernovae
I型快速衰落超新星（RFSNe）似乎起源于无氢恒星，具有大半径，产生主要是冲击冷却的光变曲线，与更典型的富镍SNe Ibc形成对比。然而，仍然需要确定哪些类型的恒星会产生明亮的冲击冷却光变曲线，而没有放射性镍的显着贡献。质量在2-4个太阳质量范围内的裸氦星，由于核心外的氦和碳壳层燃烧强烈，密度梯度很大，因此已知流体静力学发展的半径可达100个太阳半径或更大。我们制作了几个这样的恒星模型，并证明，当爆炸时，这些氦巨星可以自然地产生RFSN光变曲线。由于许多原型SNe Ibc也应该来自这个质量范围内的大半径恒星，我们预测这些RFSNe可能与SNe Ibc不同，这仅仅是因为没有大量的镍。
2018-09-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Metallicity Differences in Type Ia Supernova Progenitors Inferred from Ultraviolet Spectra
两颗Ia型超新星（SNe Ia），SNe 2011 by和2011 fe，具有非常相似的光学光变曲线形状、颜色和光谱，但在哈勃太空望远镜光谱中有不同的紫外线（UV）连续谱和可测量的不同峰值光度。我们属性的差异，在紫外线连续显着不同的祖金属丰度。这是第一次对Ia超新星祖先的不同金属丰度进行稳健检测。理论推理表明，金属丰度的差异也会导致光度的差异。对于相同的光变曲线形状，具有更高的祖先金属丰度的超新星Ia具有更低的56 Ni产额和更低的光度。SNe 2011 by和2011 fe具有不同的峰值亮度（Δ M_V = 0.6 mag），其对应于不同的56 Ni产率：M_11fe（56 Ni）/M_11by（56 Ni）= 1.7^+0.7_-0.5。根据解释不同中子质子比的理论模型，SNe 2011 by和2011 fe的56 Ni产额的差异意味着它们的祖星分别高于和低于太阳金属丰度。虽然我们可以区分祖金属丰度在定性的方式从紫外线数据，定量解释丰度是有限的，目前的理论模型。
2013-04-08 astro-ph.CO astro-ph.SR
A mixed helium-oxygen shell in some core-collapse supernova progenitors
我们发展的模型旋转的大质量恒星的铁芯崩溃的阶段，使用MESA代码，并发现在某些情况下，主要是氦和氧的混合成分的壳。在我们研究的初始质量为13-40 Mo和初始旋转速度为0-450 km/s的参数空间中，我们发现只有一小部分模型具有显著质量的氦氧混合壳层。虽然壳层是由于旋转混合而形成的，但坍缩前的旋转速率并不是很高，这是高能中子引发热核爆炸所需要的。我们的研究结果表明，最近重新审视的超新星坍缩引起的热核爆炸机制最多只能解释一小部分核心坍缩超新星。这种氦氧混合壳层的存在仍然可能对核心坍缩超新星有一些影响，例如当喷流存在时的一些核合成过程，或者可能导致特殊的亚发光核心坍缩超新星。
2018-04-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
The helium star donor channel for the progenitors of type Ia supernovae with different metallicities
Ia型超新星（SNe Ia）的性质仍然不清楚。金属丰度对它们的性质有重要影响。目的：本文全面系统地研究了不同金属丰度下He星向Ia超新星的施主通道。研究方法：利用Eggleton的恒星演化程序，在光学厚风假设下，计算了约10000个WD + He星系统，得到了金属丰度Z=0.03，0.02，0.004和0.0001的He星施主通道的超新星Ia产生区。根据一个详细的二进制人口合成的方法，我们还获得了超新星Ia出生率在不同的金属丰度。结果如下：我们的研究表明，氦施主星的初始质量和超新星Ia的初始轨道周期都随金属丰度的增加而增加，而产生超新星Ia的碳氧白矮星的最小初始质量随金属丰度的增加而减小.对于一个恒定的恒星形成星系，超新星Ia的诞生率随着金属丰度的增加而增加。如果假设是单次星暴，则Ia型超新星系统性地出现得较早，高Z值时诞生率峰值较大，不同金属丰度的He星施主通道可以产生延迟时间为$\sim$ 45- 220 Myr的年轻Ia型超新星。
2010-03-22 astro-ph.SR
The formation of the stripped envelope type II b Supernova progenitors: Rotation, Metallicity and Overshooting
IIb型超新星被认为起源于核心坍缩的祖先，只保留了非常薄的氢包层。我们的目标是探索一些物理因素，如旋转，金属丰度，过冲，和双星的初始轨道周期，显着影响罗氏瓣溢出和IIb型超新星的形成。发现双星是产生质量小于20 $M_{\odot}$的IIb型超新星前身星的主要通道。IIb型超新星前身的形成对初始轨道周期非常敏感。质量较小的氢表示半径较小，有效温度较高，反之亦然。初始周期在300到720天之间的双星系统产生的IIb型祖先是一颗红超巨星。那些初始周期在50到300天之间的产生黄色的超巨星祖先，而那些初始周期短于50天的产生蓝色的超巨星祖先。快速旋转和较大的超调都能增大碳氧核质量，导致坍缩前核温度升高和密度降低。它们也有利于表层氮的富集，但限制了第一次疏浚的效率。具有低金属丰度的SN IIb祖细胞具有比高金属丰度对应物更小的氢包封质量和半径。超剥离双星模型系统地具有较高的核心质量分数$\rm ^{12}C$，这对IIb型祖先的紧凑性有重要影响。
2022-08-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
The lowest metallicity type II supernova from the highest mass red-supergiant progenitor
红超巨星已经被证实是大多数富氢II型超新星的祖先。然而，虽然这些恒星的质量大于25 M $_\odot$，但探测到大于18 M $_\odot$的祖先仍然难以捉摸。红超巨星也有望在所有金属丰度下形成，但从低金属丰度祖先爆发的发现很少。在这里，我们报告的II型超新星，SN 2015 bs的观测，我们推断的祖先金属丰度$\leq$ 0.1 Z $_\odot$通过比较光球相光谱模型，和零年龄主序列质量17- 25 M $_\odot$通过比较星云相光谱模型。SN 2015 bs显示出正常的“平台”光变曲线形态和典型的光谱特性，暗示着它是一颗红超巨星的前身。这是第一个这样的高质量祖先的“正常”II型超新星的例子，表明高质量红超巨星爆炸和低金属量祖先之间的联系。
2018-05-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Helium enrichment and Carbon-star Production in Metal-rich Populations
我们提出了新的理论恒星演化模型的富金属渐近巨星分支（AGB）的明星。恒星模型的初始质量在Z=0.007时介于1 Msun和7 Msun之间，在Z=0.014（太阳）和Z =0.03时介于1 Msun和8 Msun之间。我们发展模型与规范氦丰度和氦富集的成分（Y=0.30，0.35，0.40）在Z=0.014和Z=0.03。随着金属丰度的增加，碳星的第三次打捞效率和质量范围减小。我们预测碳星的初始质量在Z=0.007时为1.75- 7 Msun，在太阳金属丰度时为2-4.5Msun。在Z=0.03时，C星的质量范围缩小到3.25- 4 Msun。由于AGB上的热脉冲数量减少，当模型的氦含量增加时，第三次挖掘减少。在Z=0.03时，增量Y = 0.05就足以阻止C星的形成，这取决于质量损失率，而在Z=0.014时，增量Y = 0.1才能阻止C星的形成。我们推测在一个恒星星族中发现C星的概率取决于氦丰度和金属丰度。为了解释M31内区C星的缺乏，我们认为观测到的恒星Y > 0.35或恒星金属丰度高于[Fe/H] ~ 0.1。
2014-08-25 astro-ph.SR
The effects of diffusion in hot subdwarf progenitors from the common envelope channel
元素在恒星大气层和外壳中的扩散可以极大地改变其表面成分，导致极端的化学特性。我们考虑的情况下，热的次矮星，表面氦丰度范围从几乎为零到几乎100%。由于热的次矮星可以通过许多不同的演化通道形成，一个关键问题是形成机制如何与目前的表面化学相联系。一系列极端水平分支星模型是通过从红巨星中产生后共包络星而产生的。用MESA计算了从包层弹射到核心氦点火的演化过程。在零年龄水平分支的模型与扩散和不扩散的表面丰度计算。一些模拟还包括辐射悬浮。目标是研究从冷巨星到热亚矮星演化过程中的表面化学，并确定特征亚矮星表面何时形成。只有在接近核心氦点燃时离开巨分支的恒星，才会在零年龄水平分支变成富氢的次矮星。扩散，包括辐射悬浮，在所有情况下耗尽初始表面氦。所有的次矮星模型都比观测所允许的更迅速地变得更加耗尽。其他元素的地表丰度总体上遵循观测到的趋势，但不详细。需要更多的物理学。
2018-02-01 astro-ph.SR
Type Ia Supernovae keep memory of their progenitor metallicity
对Ia型超新星多样性的最终理解是利用吸积白矮星的热核爆炸作为宇宙学尺度的最紧迫的问题之一。特别是，我们调查的祖系统金属丰度的物理和化学性质的WD在爆炸时期的影响。我们分析了通过吸积和沸腾阶段的CO WD的演变，通过使用演化模型的基础上随时间变化的对流混合和扩展的核网络，包括最重要的电子捕获，β衰变和URCA过程。我们发现，由于URCA过程和电子捕获，热失控发生的中子过剩和密度比以前声称的要大得多。此外，我们发现，祖金属丰度越高，吸积和沸腾阶段的中子过剩变化就越大，爆炸时的中心密度和对流速度就越高。因此，酝酿阶段作为一个放大器的差异存在于SNe Ia祖细胞。当我们的结果应用到中子过剩估计的第谷和开普勒年轻超新星遗迹，我们得出的祖先的金属丰度应该在Z=0.030-0.032的范围内，接近银河系薄盘的平均金属丰度值。由于在爆炸中产生的${^{56}}$ Ni的量取决于热失控时的中子过剩和中心密度，我们的结果表明，光变曲线特性取决于祖金属丰度。
2017-01-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the nature and detectability of Type Ib/c supernova progenitors
许多II型超新星的祖先已经被观测确认，但对Ibc型超新星（SN Ibc）祖先的搜寻迄今为止还没有成功，尽管人们期望它们是明亮的沃尔夫-拉叶星（WR）。我们研究了大质量氦星的演化如何影响它们的视觉外观，并讨论了SN Ibc祖先的可探测性的影响。大质量WR星通过星风质量损失迅速失去氦包层，当其有效温度（与流体静力表面相关）超过150 kK时，它们的生命结束。在超新星爆发前阶段，它们的表面性质类似于WO亚型的热银河系WR星。与银河系WR星（Mv < -4）相比，尽管它们的热光度（log L/Lsun = 5.6 ~ 5.7）很高，但它们的窄波段视星等Mv = -1.5 ~-2.5，在视觉上是暗淡的。相比之下，相对低质量的氦星保留了厚厚的氦包层，在光学波段看起来相当明亮，这取决于最终的质量和在演化后期的包层膨胀历史。我们的结论是，SNE IBC观测到目前为止还没有提供强有力的约束祖先测辐射热光度和质量，即使最深的搜索。我们还认为，在任何光学图像中，识别Ic祖细胞比识别Ib祖细胞更具挑战性。
2012-07-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraints on the Progenitor System of SN 2016gkg from a Comprehensive Statistical Analysis
IIb型超新星（SNe）提供了一个独特的机会，了解剥离信封（SE）SNe的祖先作为恒星祖先的几个IIb型SNe已被确定在爆炸前的图像。在本文中，我们使用贝叶斯推断和一个大网格的非旋转太阳金属丰度单和二进制恒星模型推导出相关的概率分布的IIb型SN 2016 gkg的单和二进制的祖先，使用现有的观测约束。我们发现，潜在的双星祖先有较小的前SN氢信封和氦核心的质量比潜在的单星祖先通常由0.1 Msun和2 Msun，分别。我们发现，一个双星伴星，如果存在的话，是一个主序星或红巨星。除此之外，我们没有发现对伴星性质的强约束。我们证明，从观测推断的祖氦核心质量的范围可以帮助改善对祖的约束。我们发现，SN 2016gkg的祖先是一个二进制的概率是22%，当我们只使用的祖先光度和有效温度的约束。根据SN光变曲线推断出的SN前身氢包层质量和半径的范围，其前身是双星的可能性增加到44%。然而，对于二元祖细胞没有明确的偏好。这与目前最受欢迎的IIb型SNe形成通道的双星形成形成对比。我们的分析表明，统计推断方法的重要性，以约束祖通道。
2018-08-22 astro-ph.SR
Double-detonation explosions as progenitors of type Iax supernovae
最近有人提出，Ia型超新星的一个子类（SNe Ia）既有足够的区别，又有足够的共同性，可以从SNe Ia的主体中单独分类，并建议在SN 2002 cx之后命名为“Iax型超新星”（SNe Iax）。我们表明，这一类的人口属性可以理解，如果事件起源于氦双爆子Brachasekhar质量爆炸，其中碳-氧白矮星（CO WD）积累的氦层从非简并氦星。我们已经纳入了详细的二进制进化计算的祖先系统到一个二进制人口合成模型，以获得出生率和延迟时间等事件。预测的银河系事件发生率为$\sim$ $0.6-1.8\times 10^{-3}\,{\rm yr}^{-1}$，与SNe Iax的测量率非常一致。此外，预测的延迟时间为$\sim$ 70\，Myr $-$ 710\，Myr，这与SNe Iax迄今为止只在晚型星系中发现的事实相一致。基于爆炸时的CO WD质量和以前的爆轰模型，我们还估计了由此产生的SN亮度（$-13 \gtrsim M_{\rm bol} \gtrsim -19$ mag）的分布，这可以再现SNe Iax的经验多样性。我们推测，为什么非简并捐助者的恒星双星可能会导致SNE Iax，如果类似的系统与简并捐助者不，并建议，较高的质量的氦层点火所需的吸积率较低，通常提供从非简并捐助者可能提供的解释。
2013-07-12 astro-ph.SR
Massive Be and Oe stars at low metallicity and long gamma ray bursts
根据最近的理论研究，长伽马射线暴的前身应该是非常快速旋转的恒星，质量足够大，但还不足以坍缩成黑洞。此外，最近的观测似乎表明，大约20个太阳质量的恒星可能是LGRB的起源。在低金属丰度时，B型恒星的自转速度比在高金属丰度时快。我们发现与ESO-WFI的Be/Oe星的发生，这是准临界旋转，3至5倍大的SMC比在银河系。根据我们的研究结果，并利用SMC WR星的观测线索，以及对LGRB祖先星特征的理论预测，我们确定了低金属丰度的大质量Be/Oe星是潜在的LGRB祖先星。为了支持这一发现，计算了LGRB的预期发生率和数量，并与观测结果进行了比较：在11年内，在本宇宙中发现了3到6个LGRB，而实际观测到了8个。
2011-10-14 astro-ph.SR
The different progenitors of type Ib, Ic SNe, and of GRB
我们讨论的祖先的核心坍缩SNe的属性，因为它们可以推导出旋转恒星模型的单星。SN前体的类型由SN前阶段的表面丰度确定。SN事件的类型是从核心坍缩SN事件时喷出的氢和氦的质量获得的。我们发现，核心坍缩SN（无论何种类型）喷出的氦的最小量约为0.3 MSun。WC星和WO星在氦、CNO元素和重元素的喷射质量上没有差别。同样，正常演化或均匀演化所产生的WC星的化学成分之间预计也没有差异。Ib型SNe的祖先是WNL、WNE或质量较小的WC星。Ic型的是WC和WO星。WO星是在一个有限的质量范围内（大约60 MSun）产生的，并且只有在低金属丰度（<= 0.010）时才产生。WO星只是一小部分Ic型的祖先。目前的恒星模型表明，在太阳金属丰度下，大约有1个Ib型SN对应1个Ic型SN，在太阳金属丰度为2倍时，这一比例上升到3个Ic型SN对应1个Ib型SN。在这种金属丰度下，Ic型比Ib型更常见，因为大多数经历WNE阶段的大质量恒星会进一步演化为WC/WO阶段。目前的模型可以解释观测到的SN Ib/SN II和SN Ic/SN II的数量比，以及它们随金属丰度的变化。如果在黑洞形成时没有超新星发生，单星模型仍然可以解释超过一半的观测到的（SN Ib+SN Ic）/SN II比率，Z >= ZSun。对于GRB速率，我们的模型产生了太大的数字，这样的事件，即使我们限制的祖WO星。
2009-06-12 astro-ph.SR
Type Ib/c supernovae in binary systems I. Evolution and properties of the progenitor stars
我们调查的Ib/c型超新星（SN Ib/c）的祖先在近距离双星系统的演化，使用新的演化模型，包括旋转的影响，初始质量为12 - 25 Msun的主要组成部分，和单氦星的初始质量为2.8 - 20 Msun。我们发现，尽管潮汐相互作用对主恒星的旋转的影响，在不同的二元模型序列中的超新星前阶段的核心中保留的角动量的量收敛到一个类似于以前的单星模型中发现的值。这个量大到足以产生毫秒磁星，但太小了，不能产生磁星或长伽马射线暴。我们采用最新的估计沃尔夫-拉叶质量损失率，其影响SN Ib/c祖详细讨论。在恒星结构方面，在双星系统中的SN Ib/c祖星被预测有很大的最终质量范围，甚至可以达到7 Msun，氦包层为0.16 - 1.5 Msun。我们的研究结果表明，如果缺乏氦线的光谱中的SNe Ic是由于少量的氦，分布的初始和最终的质量的SNIc祖细胞应该是双峰。此外，我们发现，薄的氢层（0.001 - 0.01 Msun），预计将存在于许多SN Ib祖在presupernova阶段。我们表明，氢的存在下，连同一个相当厚的氦信封，可以导致一个显着的膨胀的一些SN Ib/c祖超新星爆炸的时间。这可能对冲击爆发和超新星光曲线产生重要影响。我们还认为，通过AB/B转移产生的薄氢层的一些SN祖细胞可能与IIb型超新星祖细胞相对较小的半径约为10 Rsun。
2010-10-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Possible pair-instability supernovae at solar metallicity from magnetic stellar progenitors
近太阳金属丰度（和低红移）对不稳定性超新星（PISN）候选者挑战恒星演化模型。事实上，在这样的金属丰度下，即使一颗最初质量非常大的恒星通常也会因恒星风而失去大量质量，从而避免电子-正电子对产生的不稳定性。我们使用最近的结果表明，在一个大质量的恒星表面的磁场可以显着降低其有效的质量损失率，计算在太阳金属丰度的超大质量恒星（VMSs）的磁模型，并探讨这种恒星结束PISNe的可能性。我们实现淬火的质量损失产生的表面偶极磁场到日内瓦恒星演化代码和计算新的恒星模型的初始质量为$200\,M_\odot$在太阳金属丰度，有和没有旋转。它大大减少了恒星在其一生中损失的总质量。对于非旋转模型，在电子-正电子对产生不稳定性开始时，模型的总（CO-核心）质量为$72.8\,M_\odot$（$70.1\,M_\odot$）。对于旋转模型，我们得到了$65.6\,M_\odot$（$62.4\,M\odot$）。在这两种情况下，内部质量的一个显着的分数在于对不稳定性发生在$\log(T)-\log(ρ)$平面的区域。减少的质量损失与磁场的相互作用有效地制动了旋转模型的表面，产生了强烈的剪切，从而产生了非常有效的混合，使恒星几乎均匀地演化。我们的模型的核心特征表明，太阳金属丰度模型的磁VMSs可能演变到PISNe（和脉动PISNe）。
2017-02-08 astro-ph.SR
Evolution of massive Be and Oe stars at low metallicity towards the Long Gamma Ray bursts\footnote{Based on ESO runs 069.D-0275(A), 072.D-0245(A) and (C).}
最近的一些研究表明，在低金属丰度的B型恒星旋转速度比在高金属丰度的环境。这是SMC的一个典型案例。因此，预计在SMC中发现的快速旋转星的数量比银河系中的要多，特别是Be/Oe星的比例更高。利用ESO-WFI的无缝模式，对SMC疏散星团的数据进行了分析，发现了比银河系大3 ~ 5倍的Be星，不同金属丰度下Be星的角自转速度的演化是理解这些恒星特殊行为和演化的关键。根据WFI研究的结果，从SMC WR星和大质量星获得的观测线索，以及理论预测的长伽马射线暴的特征，我们确定了低金属丰度的大质量Be和Oe星是潜在的LGRB祖先星。为此，ZAMS的SMC Be/Oe星的旋转速度进行了测定和比较模型。然后计算LGRB的预期率和数量，并与观测值进行比较。因此，低金属丰度Be/Oe星可能是LGRB的祖先星的概率很高。在本文中，我们描述了在这些研究中遵循的不同步骤：在不同的金属丰度的Be/Oe星的数量的确定，识别的线索，导致假设低金属丰度的Be/Oe星作为LGRB的祖先，模型与观测的比较。
2010-10-16 astro-ph.SR
Quantitative spectral analysis of the sdB star HD 188112: a helium-core white dwarf progenitor
HD 188112是一颗明亮（V = 10.2等）的热亚矮星B（sdB），由于质量太低而无法点燃核心氦燃烧，因此被认为是前极低质量（ELM）白矮星（WD）。ELM WD（M $\le$ 0.3 Msun）是由致密双星系统演化产生的He核天体。本文介绍了一个详细的丰度分析HD 188112的基础上高分辨率哈勃太空望远镜（HST）的近紫外和远紫外光谱。我们还限制了恒星伴星的质量。我们使用混合非LTE模式大气来拟合观测到的谱线，并推导出十几种元素的丰度以及金属线的旋转加宽。我们确认以前的二元系统参数相结合的径向速度在我们的紫外光谱与已经公布的。该系统的周期为0.60658584天，伴WD的M $\geq$为0.70 Msun。通过假设潮汐锁定旋转，结合投影的旋转速度（v sin i = 7.9 $\pm$ 0.3 km s $^{-1}$），我们将伴星的质量限制在0.9和1.3 Msun之间。我们进一步讨论了未来的演化系统作为一个潜在的祖先（underluminous）Ia型超新星。我们测量了Mg、Al、Si、P、S、Ca、Ti、Cr、Mn、Fe、Ni和Zn以及反式铁元素Ga、Sn和Pb的丰度。此外，我们得出的C，N，O元素的上限，并发现HD 188112强烈贫碳。我们发现一些离子物种，如Si II和Ni II的线强度上的非LTE效应的证据。金属丰度表明这颗恒星是贫金属的，丰度模式很可能…
2015-12-03 astro-ph.SR
Type Ib/Ic supernovae: effect of nickel mixing on the early-time color evolution and implications for the progenitors
利用多群辐射流体动力学模拟研究了放射性镍（$^{56}$ Ni）混合对Ib型和Ic型超新星（SNe Ib/Ic）早期颜色演化的影响.我们考虑富氦和贫氦的祖细胞。使用高斯分布函数将$^{56}$ Ni的混合参数化。我们发现，早期的颜色演化与弱$^{56}$ Ni混合的特点是由三个不同的阶段：初始快速红化，蓝向演化由于延迟效应的$^{56}$ Ni加热，和红向演化之后，直到过渡到星云阶段。随着强$^{56}$ Ni混合，第二相消失。我们将我们的模型与几个SNe Ib/Ic（SN 1999 ex，SN 2008 D，SN 2009 jf，iPTF 13 bvn，SN 1994 I，SN 2007 gr，SN 2013 ge和2017 ein）的早期颜色演化进行比较，并分别发现SNe Ib和SNe Ic的相对较弱和较强的$^{56}$ Ni混合特征。这表明，在氦含量方面，SNe Ib祖细胞与SN Ic祖细胞不同，并且$^{56}$ Ni混合通常在碳-氧核心中较强，而在富氦包层中较弱。我们的结论是早期的颜色演变是一个强有力的探针$^{56}$ Ni混合在SNe Ib/Ic。
2018-10-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
The chemical composition of donors in AM CVn stars and ultra-compact X-ray binaries: observational tests of their formation
我们研究了超致密双星（AM CVn星和超致密X射线双星）的形成，重点是这些系统中施主的表面化学丰度。在这些系统的光谱中没有令人信服地检测到氢。三种不同的形成方案涉及不同的施主星，白矮星，氦星或演化的主序星。使用详细的演化计算，我们表明，氦WD捐助者和演变的主序星的丰度接近平衡的Hoc处理的材料，和详细的丰度与核心温度，从而MS祖先的质量。演化的MS供体通常留下痕量的H。对于混合或CO白矮星供体，碳和氧的丰度取决于氦燃烧的温度，从而取决于祖先的氦核心质量。对于氦星的施主，除了它们的质量外，丰度还强烈地依赖于在质量转移开始前燃烧的氦的量，范围可以从未加工的，因此几乎等于hoc加工的物质，到强烈加工的，因此富含C/O和缺乏N。我们简要地讨论了这些情况下的相对频率氦星捐助者，根据人口合成结果。最后，我们给诊断应用我们的结果观察到的系统，并发现最重要的测试是N/C比，这可以表明形成的情况下，以及在某些情况下，质量的捐助者的祖先。此外，如果观测到，N/O、O/He和O/C比值可以区分氦星和WD施主。应用到已知的系统，我们发现WD捐助者的证据在AM CVn系统GP Com，CE 315和SDSS J 0804 +16和证据的混合WD或非常演化的氦星捐助者的UCXB 4U 1626-67和4U 0614+09。[删节]
2009-09-18 astro-ph.SR
oMEGACat V: Helium Enrichment in $ω$ Centauri as a Function of Metallicity
本研究结合哈勃望远镜测光与MUSE光谱数据，首次探究半人马座ω全金属丰度范围的氦丰度升高规律，明确了升高幅度与富氦恒星占比随金属丰度的变化特征，为该星团形成历史与富集机制提供新约束。
2024-12-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Integral field spectroscopy of supernova explosion sites: constraining mass and metallicity of the progenitors - I. Type Ib and Ic supernovae
利用UH 88/SNIFS和Gemini-N/GMOS获得了邻近星系中11个Ib/c型超新星爆发点的积分场谱。积分场光谱的使用使我们能够获得爆炸现场的空间和光谱信息，允许识别超新星祖星的母恒星星族。母星族的光谱通过强线方法提供金属丰度测定，并通过与简单的恒星星族（SSP）模型比较获得年龄估计。我们采用这些信息作为超新星祖先的金属丰度和年龄，假设它与母恒星星族是同时代的。恒星的年龄与其寿命相对应，从而给出了其初始质量的估计。用这种方法，我们能够确定Ib型和Ic型超新星的祖星的金属丰度和初始（ZAMS）质量。我们发现，平均而言，SN Ic爆炸地点比SN Ib地点更富含金属和更年轻。由母恒星星族年龄得到的原始恒星质量表明，SN Ic比SN Ib有更多质量的原始恒星。此外，我们还发现一些SN祖先的质量小于~25 Msun，这表明它们可能是在一个近距离双星系统中的恒星，通过双星相互作用失去了它们的外层，产生Ib/c超新星，而不是单个的沃尔夫-拉叶星。这些发现支持了目前的建议，即二元和单一的祖通道都在产生Ib/c型超新星。这项工作也证明了积分场光谱学在调查超新星环境和活跃的恒星形成区域的力量。
2013-05-06 astro-ph.CO astro-ph.SR
The power of binaries on stripped-envelope supernovae across metallicity: uniform progenitor parameter space and persistently low ejecta masses, but subtype diversity
本文利用POSYDON星族合成程序研究金属丰度对剥离包层超新星的影响，发现绝大多数SESNe来自双星中经历稳定质量转移的主星，其总体发生率几乎不依赖金属丰度，但亚型比例和年龄分布呈现显著的金属丰度依赖性，且预测抛射物质量持续偏低并符合观测。
2025-08-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
The kinematics of the nebular shells around low mass progenitors of PNe with low metallicity
我们分析了26个行星状星云（PNe）的内部运动学与低金属丰度，似乎来自最低质量的祖星，包括晕PN人口。基于从圣佩德罗·马蒂尔PNe运动学目录（López et al. 2012）中绘制的空间分辨长缝中阶梯光栅光谱，我们根据迄今为止用于此目的的最大样本测量其全球膨胀速度来表征这些PNe的运动学。我们发现运动学，遵循在其他研究中观察到和预测的趋势，但也发现，大多数的PNe研究在这里往往有膨胀速度小于20公里/秒，在所有考虑的发射线。我们在这个具有低质量祖先的低金属丰度行星状星云样本中观察到的低膨胀速度很可能是微弱的中央星风驱动星云壳运动学的结果。这项研究补充了以前的结果（Pereyra等人，2013年，以及其中的参考文献），这些结果将PN壳的膨胀速度与中心恒星的特征联系起来。
2016-01-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Progenitors of Type IIb Supernovae: I. Evolutionary Pathways and Rates
IIb型超新星（SNe）是理解剥离包络（SE）超新星（SN）祖先剥离机制的重要候选者。虽然二元相互作用及其高发生率通常被引用以支持它们作为IIb型SN祖细胞，但这种想法尚未使用覆盖广泛参数空间的模型进行测试。在本文中，我们使用非旋转的单星和双星模型，在太阳和低金属度跨越一个广泛的参数空间的初级质量，质量比，轨道周期，和质量传递效率。我们发现，我们的单星和双星模型有助于大致相等，但小，在太阳金属丰度的IIb型SNe的数量。双星仅在低金属丰度时作为祖先占主导地位。我们还发现，我们的模型可以解释不到一半的观测推断率IIb型SNe在太阳金属丰度，计算率~<4%的核心崩溃（CC）SNe。另一方面，我们的模型可以解释目前在低金属丰度的观测表明的速率，计算的速率高达15%的CC SNe。然而，这需要低的传质效率（~<0.1）以防止大多数祖细胞进入接触。我们认为，在我们的模型中使用的太阳金属丰度的恒星风质量损失率太高。较低的质量损失率将扩大太阳金属丰度的二进制IIb型SNe的参数空间，允许恒星在其演化过程中较早开始质量转移，达到CC而不被完全剥离。
2019-10-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Angular momentum fluctuations in the convective helium shell of massive stars
我们发现显着的角动量波动的对流氦壳的前坍缩大质量恒星-核心坍缩超新星的祖先-这可能有助于形成吸积盘和喷流，可以爆炸的明星。用亚音速流体动力学求解器MAESTRO计算了M_ZAMS= 15 Msun演化恒星模型中的对流，该对流包含了具有不同方向净角动量的整个壳层。这一现象可能对大质量恒星的后期演化阶段以及核心坍缩的动力学有重要的意义。
2016-06-09 astro-ph.SR
Evolutionary models of red supergiants: Evidence for a metallicity-dependent mixing length and implications for Type IIP supernova progenitors
最近对局域宇宙中红超巨星（RSG）温度的研究为RSG模型提供了一个很好的观测约束。我们校准混合长度参数通过比较模型预测与经验RSG温度在小和大麦云，银河系，和M31，这是推断从TiO带和光谱能量分布（SED）。虽然我们的RSG模型是用MESA程序计算的，但我们的结果也可以应用到其他恒星演化程序中，包括BEC和TWIN程序。我们发现的证据表明，混合长度的增加与金属含量的增加，在这两种情况下，TiO和SED温度的RSG用于校准。加上Tayar等人最近在低质量红巨星中发现的类似相关性，这意味着混合长度的金属丰度依赖性是低质量和高质量后主序星的普遍特征。我们的结果意味着，典型的IIP型超新星（SN IIP）的祖先与初始质量的$\sim 10 - 16~M_\odot$有一个半径范围为$400 R_\odot \lesssim R \lesssim 800 R_\odot$，无论金属丰度。作为本研究的辅助结果，我们发现，对于给定的初始质量的SN IIP祖先的富氢信封质量被预测为在很大程度上是独立的金属丰度，如果采用勒杜标准与慢反矢量，而史瓦西模型预测系统更大质量的富氢信封较低的金属丰度。
2017-11-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
A database of spectral energy distributions of progenitors of core-collapse supernovae
本文介绍了一个数据库的光谱和光度光谱能量分布（spec-SED和photo-SED）的祖先的核心坍缩超新星（CCSNe）。双星和单星祖先都包括在数据库中。该数据库包括初始金属丰度（$Z$）范围0.0001- 0.03，质量范围8- 25 \dsm{}，二元质量比范围0- 1，轨道周期范围0.1- 10000天。数据库中包括单星和双星CCSN祖星的低分辨率光谱SED和光SED。这些数据可用于研究基本参数，例如，CCSN祖细胞的金属丰度、年龄、初始和最终质量。该方法也可用于研究不同因素对CCSN祖细胞参数测定的影响。利用该数据库拟合双星CCSN祖星的SED时，建议事先确定其金属丰度和轨道周期，而对单星祖星则不需要。
2021-02-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Rates and delay times of Type Ia supernovae in the helium-enriched main-sequence donor scenario
Ia型超新星（SNe Ia）的祖先的性质仍然是一个谜。比较Ia型超新星的理论速率和延迟时间分布与观测推断的速率和延迟时间分布，可以限制它们的祖先模型。在这项工作中，考虑到热盐混合在富含氦的主序列（HEMS）的捐助者的情况下，我们解决的速率和延迟时间的SNe Ia在这个通道结合自洽的二进制演化计算的结果与人口合成模型。我们发现，银河系超新星Ia的HEMS捐助者的情况下，约0.6-1.2每世纪，这是约30%的观测率。在这种情况下，超新星Ia的延迟时间覆盖了0.1-1.0 Gyr的宽范围。我们还介绍了HEMS施主方案中伴星的爆炸前性质，这将有助于通过分析它们的爆炸前图像来约束Ia超新星的祖先。
2018-01-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Can massive Be/Oe stars be progenitors of long gamma ray bursts?
内容：长伽马射线暴（LGRB）的识别仍然是不确定的，尽管快速旋转的大质量恒星的BGSAR引擎正在获得强烈的共识。目的：我们提出低金属丰度Be和Oe星，这是大质量的快速旋转，作为潜在的LGRB的祖先。研究方法：我们通过1）用SMC金属丰度检验ZAMS中Oe/Be星的全局比角动量，2）将这些星的ZAMS（$Ω/Ω_{\rm c},M/M_{\odot}$）参数与理论上预测的具有金属丰度的祖先星$Z=0.002$的面积进行比较，3）计算LGRB/年/星系的期望率并与观测值进行比较，验证了这一假设。为此，我们确定了ZAMS的线性和角旋转速度SMC Be和Oe星使用所观察到的vsini参数，从引力暗化效应引起的低估校正。结果：在ZAMS中，SMC Oe/Be星的角速度平均为$<Ω/Ω_{\rm c}>=0.95$。这些速度是在该地区的理论预测的LGRB的祖先。我们估计了每个星系每年产生LGRB的速率和在z=0.2的本地宇宙中产生的LGRB的数量。我们已经考虑到，LGRB祖先的质量范围对应于比光谱类型B 0-B1热的恒星，并使用从5到15 \degr的单个光束角。由此我们得到了$R^{\rm pred}_{\rm LGRB}\sim10^{-7}$到$\sim10^{-6}$ LGRB/年/星系，它代表了过去11年中平均2到14个LGRB预测事件。如果按照相应的大质量快转子的预期视光谱类型，从…
2010-04-20 astro-ph.SR
Evidence for Enhanced Helium Enrichment from Asteroseismology
The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；The University of Hong Kong（香港大学）
通过比较亚巨星观测与预测光度，推断出与金属丰度相关的氦增丰斜率，表明常用假设可能低估高金属丰度恒星的氦丰度，并影响恒星年龄与结构。
2026-09-09 astro-ph.SR
Extreme mass loss in low-mass type Ib/c supernova progenitors
许多核坍缩超新星（SNe），如超剥离的SNe和Ibn型SNe，被观测到与致密的星周物质（CSM）相互作用。这些事件可能是由氦星的核心坍缩引起的，这些氦星在生命的最后几周到几年里被一个双星伴星严重剥离并喷射出大量物质。在氦星模型运行前几天的核心崩溃，我们确定了一系列的氦核心质量$\approx 2.5 -3 M_{\odot}$的信封大幅扩大，由于氦壳燃烧，而核心经历氖和氧燃烧。当在双星系统中建模时，这些氦星的快速膨胀会导致极高的后期质量转移（$\dot{M} \gtrsim 10^{-2} M_\odot/{\rm yr}$），在核心坍缩前几周到几十年开始。我们考虑在这些系统中产生CSM的两种情况：要么质量传递保持稳定，质量损失是从系统中的吸积同伴附近的驱动器，或质量传递变得不稳定，并导致一个共同的信封事件（CEE）通过该氦信封是未绑定的。随后的CSM属性是一致的CSM质量（$\sim 10^{-2}-1 M_\odot$）和半径（$\sim 10^{13}-10^{16} {\rm cm}$）推断超剥离SNe和几个类型的伊本SNe。此外，经历CEE的系统可能会产生短周期的NS双星，在不到1亿年的时间内合并。
2022-10-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
The progenitors of compact-object binaries: impact of metallicity, common envelope and natal kicks
LIGO-Virgo合作（LVC）已经报道了六个引力波事件，其中五个与黑洞双星（BHB）合并有关，一个与双中子星（DNS）合并有关，而黑洞-中子星（BHNS）双星的合并仍然缺失。我们调查的祖先的双重紧凑的对象二进制与我们的人口合成代码MOBSE。MOBSE包括恒星风造成的质量损失的高级处方（取决于金属丰度和爱丁顿比），以及核心坍缩、电子俘获和（脉动）对不稳定超新星的形式主义。我们研究了祖先的金属丰度，共同包络参数$α$和出生踢的DNSs，BHNSs和BHBs的属性的影响。我们发现，中子星（NS）的质量范围从1.1到2.0 M $_\odot$，与轻NS的偏好，而在合并BHNS NS的NS大多有大的质量（$1.3-2.0$ M $_\odot$）。合并BHN中的BH优先为低质量（$5-15$ M $_\odot$）。合并BHB中的BH质量强烈依赖于祖细胞的金属性，并且从$\sim{}5$跨越到$\sim{}45$ M $_\odot$。从我们的模拟中得出的BHNS和BHB的本地合并率密度与LVC在我们所有的模拟中报告的值是一致的。与此相反，本地合并率密度的DNS匹配的值推断出的LVC只有当低出生踢假定。这一结果为本征踢和DNS形成的复杂谜题增添了另一个部分。
2019-05-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
The impact of breathing pulses during core-helium burning on the core chemical structure and pulsations of hydrogen-rich atmosphere white dwarfs
本研究通过恒星演化模型，探讨核心氦燃烧阶段呼吸脉冲对白矮星核心化学结构和ZZ Ceti星脉动的影响，发现呼吸脉冲使核心更大、氧丰度更高，但不足以解释星震学观测，脉动周期差异可达约30秒。
2024-02-05 astro-ph.SR
The age-metallicity dependence for white dwarfs
本文从理论上研究了初始$-$到$-$最终质量关系的金属丰度依赖性及其对白矮星年龄测定的影响。我们计算一个网格的演化序列从主序列到$\sim 3\, 000$ K的白矮星冷却曲线，通过所有的中间阶段。在热脉冲渐近巨星分支没有第三次疏浚情节被认为是，因此光球的C/O比低于单位的序列金属丰度大于$Z=0.0001$。我们认为初始金属丰度从$Z=0.0001$到$Z=0.04$，占恒星星族在银盘和晕，初始质量低于$\sim 3M_{\odot}$。我们发现了一个明确的依赖的形状的初始$-$到$-$最终质量与祖金属丰度的关系，在那里富含金属的祖导致质量较低的白矮星遗迹，由于增强的质量损失率与高金属丰度值。通过比较我们的理论计算与球状星团和老疏散星团的半经验数据，我们发现观测到的内禀质量分布可以用一组初始$-$到最终$-$的质量关系来解释。此外，我们确认，白矮星阶段之前所花费的寿命增加金属丰度。最后，我们估计了三个球状星团NGC 6397，M4和47 Tuc的白矮星冷却曲线顶部的平均质量，周围的$0.53 M_{\odot}$，老恒星星族的特点。然而，我们发现不同的值的祖先质量，较低的金属贫集群，NGC 6397，和较大的年轻和金属丰富的集群47 Tuc，从金属依赖性的初始$-$到$-$最终质量关系的预期。
2015-04-15 astro-ph.SR
