Revealing the binary origin of Type Ic superluminous supernovae through nebular hydrogen emission
我们认为在Ic型超亮超新星iPTF 13 ehe中观测到的星云H-α辐射来自于超新星喷出物与伴星碰撞时从伴星上剥离的物质，辐射的时间演化、谱线展宽和整体蓝移与这一解释是一致的。我们缩放星云的H-α光度预测Ia型超新星在单简并系统中，以获得剥离的质量需要解释的H-α光度的iPTF 13 ehe。我们发现剥离质量为0.1 - 0.9太阳质量，假设超新星光度是由放射性或磁星自旋下降。由于需要一个中央加热源来激发H-α发射，如果H-α发射来自剥离物质，则相互作用动力模型不适合iPTF 13 ehe。我们推导出一个超过20个太阳质量的伴星质量和一个小于20个伴星半径的双星分离的基础上的剥离效率在碰撞过程中，表明超新星的祖先和伴星形成了一个巨大的紧密的双星系统。如果Ic型超亮超新星通常发生在大质量的近距离双星系统中，那么先前在几颗Ic型超亮超新星中观察到的早期增亮也可能是由于与近距离伴星的碰撞。对未来Ic型超亮超新星中星云氢发射的观测将使我们能够检验这一解释。
2015-10-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
The impact of white dwarf natal kicks and stellar flybys on the rates of Type Ia supernovae in triple-star systems
Ia型超新星（SNe Ia）可能是由等级三星系统中的Lidov-Kozai（LK）振荡触发的碳氧白矮星（WD）合并而产生的。然而，预测的合并率比观察到的SNe Ia率低几个数量级。低预测率可以部分归因于这样一个事实，即许多潜在的WD合并祖系统，具有高的相互轨道倾角，合并或相互作用之前的WD阶段。最近，证据表明，存在的出生踢赋予WD的一个典型的震级为0.75公里/秒。在三元组中，反冲改变了相互的倾角，并在一般情况下增加了外轨道偏心率，使三元组在后期进入活跃的LK状态，并避免了WD合并或相互作用前的问题。恒星经过三重星系时也会产生类似的效果。然而，这两个过程也可以破坏三重。在本文中，我们定量研究的影响WD踢和飞越率WD合并使用详细的模拟。我们发现，WD反冲和飞掠联合作用使预测的WD合并率增加了约2.5倍，从而得到约1.1 e-4 Msun^-1的时间积分率。尽管有了显著的提高，但预测的速率仍然比观测到的约1 e-3 Msun^-1低一个数量级以上。然而，许多系统的不确定性仍然存在于我们的计算中，特别是潜在的贡献，从更紧密的三重，动态不稳定的系统，由于WD踢未绑定的系统，和四重系统。
2019-07-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
The origin of low [alpha/Fe] ratios in extremely metal-poor stars
我们发现，最近在一小部分极贫金属恒星中发现的$α$元素（Mg，Si和Ca）与Fe的低比率可以自然地用核心坍缩超新星的核合成产率来解释，即，$13-25M_\odot$超新星，或者叫超超新星。对于没有碳增强的情况，喷出的铁质量是正常的，与观测到的光变曲线和附近超新星的光谱一致。另一方面，碳增强需要的铁产量要小得多，碳增强贫金属星的低[ $α$ /Fe]也可以用$13-25M_\odot$暗超新星或暗超新星来复制。铁峰元素丰度，特别是锌的丰度，是重要的，把进一步的限制富集源从银河系考古调查。
2014-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Investigation of the triple-alpha reaction in a full three-body approach
背景：三α反应是理解恒星核合成和观测到的$^{12}$ C丰度的关键。这一过程的理论在高温下已经很好地建立起来，但在不可能进行测量的低温状态下却相当模糊。目的：发展了一种新的三体方法，该方法处理了三个带电粒子的散射边界条件，并在同一基础上考虑了共振和非共振反应机制，计算了低温下的三α反应速率。方法：在超球谐基上，将R-矩阵展开、R-矩阵传播方法和屏蔽技术相结合。结果：在$^{12}$ C中，$2^+_1$的束缚态和$0^+_2$的共振态都得到了很好的再现。我们还研究了这些状态的团簇结构。我们计算了$\mathrm{T}=0.01-0.1$ GK的三α反应速率。结论：我们获得了与NACRE相同的速率，温度高于0.07 GK，但新的速率在较低的温度下大大提高（$\approx 10^{12}$在0.02 GK）。这种差异是由于当三个α粒子不能达到共振能量时，直接俘获对反应的贡献造成的。
2013-05-15 astro-ph.SR nucl-th
ARMADA I: Triple Companions Detected in B-Type Binaries alpha Del and nu Gem
地面光学长基线干涉测量法有能力以约10微弧秒的精度测量近距离双星系统的轨道。这种精确度使得有可能探测到双星运动中由于额外的短周期伴星的引力而产生的“摆动”。我们开始安排在CHARA阵列上使用MIRC-X仪器进行微弧秒差分天体测量（ARMADA）调查，目的是探测在双星系统中绕单个恒星运行的巨行星和恒星伴星。我们描述了我们的调查观察，并介绍了波长校准方案，提供精度在几十微弧秒的水平<0.2弧秒的双星。我们测试我们的仪器性能上一个已知的三重系统卡帕钉，并表明，我们的调查是提供一个因素的10个更好的精度比以前类似的调查。我们目前的天体测量检测三级组件的两个B型双星：一个30天的同伴阿尔法德尔，和一个50天的同伴，以nu宝石。我们还收集了径向速度数据的α德尔与田纳西州立大学自动光谱望远镜在费尔伯恩天文台。我们能够测量这些系统中所有三个组成部分的轨道和质量。我们发现，以前公布的RV轨道的内对nu宝石是不符合我们的视觉轨道。这些轨道达到的精度表明，我们的ARMADA调查将成功地发现新的紧凑的三重系统A/B型二进制系统，导致更好的统计分层系统架构和形成历史。
2020-12-01 astro-ph.SR
Sensitivity of Carbon and Oxygen Yields to the Triple-Alpha Resonance in Massive Stars
受可能存在其他宇宙的启发，本文考虑了具有不同基本常数值的大质量恒星的演化。我们专注于三重α共振能量的变化，并研究其对$^{12}$ C，$^{16}$ O和较大核丰度的影响。在我们的宇宙中，碳的$0^{+}$能级支持一种共振核反应，这种反应主导着恒星核心的碳合成，并解释了观测到的宇宙丰度。在这里，我们定义$Δ{E}_R$是这个共振能级的变化，并显示不同的值如何影响中间α元素的宇宙丰度。使用最先进的计算软件包$MESA$，我们进行恒星演化计算的大质量恒星的范围$M_\ast$ = $15-40M_\odot$，并为广泛的共振能量。我们还包括太阳和低金属丰度的初始条件。对于负$Δ{E}_R$，碳产额相对于标准恒星模型增加，只要碳核的产生保持能量有利，并且恒星保持稳定，直到$Δ{E}_R\approx-300$ keV，这样的宇宙仍然存在。对于正的$Δ{E}_R$，碳产率降低，但是对于高达$Δ{E}_R\approx+500$ keV的共振能量增量，可以产生显著的丰度。氧的产率往往与碳的产率反相关，并且$Δ{E}_R$的允许范围稍小。我们还介绍了氖，镁和硅的产率。随着更新的恒星演化模型和更全面的参数空间调查，这些结果表明，可行的宇宙的范围比早期研究所建议的要大。
2018-09-24 astro-ph.SR
Three-body calculations of triple-alpha reaction
近年来，在解决量子力学三体问题中，人们用不同的方法研究了恒星中三个4 He核融合成一个12 C核的三α（3α）过程。在10^7 ~ 10^8 K的恒星低温下，他们关于该过程的热核反应速率的结果相差几个数量级。在本文中，我们将介绍的3α过程的计算修改Faddeev三体形式，其中库仑相互作用的长程效应容纳。该过程的反应速率是通过一个反过程，12 C核的3-α光致衰变计算的。在10^7 K时，计算的反应速率比核天体物理学反应速率汇编（NACRE）的结果大10倍，明显小于最近的三体计算结果。我们将讨论差异的可能原因。
2013-05-04 astro-ph.SR nucl-th
Production of 26Al, 44Ti and 60Fe in Supernovae-sensitivity to the helium burning rates
我们研究了γ发射核26 Al、44 Ti和60 Fe的超新星产生对三重α和12 C（α，γ）反应速率变化的敏感性。在实验不确定度两倍的范围内，我们发现60 Fe的生产变化超过五倍。对于26 Al和44 Ti，观察到较小的变化，约为2至3倍。当使用Lodders（2003）的丰度而不是Anders和Grevesse（1989）的丰度时，这些同位素的产额发生显著变化。这些敏感性将限制基于观测到的伽马射线强度和恒星模型的比较的结论，直到氦燃烧速率更好地了解。讨论了提高氦燃速的前景，并提出了一种新的~（12）C（α，γ）Boyes燃速。
2010-12-21 astro-ph.SR nucl-ex
Triple evolution: an important channel in the formation of type Ia supernovae
本研究针对双星系统Ia型超新星形成速率不足的问题，利用MSE代码研究三体系统的超新星形成，发现三体通道的贡献与孤立双星通道相当，是Ia型超新星形成的重要途径。
2023-03-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernovae Producing Unbound Binaries and Triples
恒星死亡时处于双星或三双星状态的恒星比例以及超新星爆发后幸存的恒星比例是演化模型和引力波源群预测的关键约束条件。这些分数也可以直接通过观测来确定。在这里，我们搜索10个超新星遗迹（SNR）包含未绑定的二进制或三重使用盖亚EDR 3和新的统计方法和测试假阳性的自行车的紧凑的对象。我们确认了G180.0-01.7中的一个已知的未绑定二进制文件HD 37424，并且没有发现其他例子。结合我们之前对绑定和未绑定二进制文件的搜索，并假设没有偏向于寻找相互作用的二进制文件，我们发现72.0%的（52.2%-86.4%，90%置信度）的SN产生中子星在爆炸时不是双星，13.9%（5.4%-27.2%）的程序生成绑定二进制文件，12.5%（2.8%-31.3%）的程序生成未绑定二进制文件。有一个强烈的偏见，有利于发现相互作用的二进制文件，中位数移动到76.0%的死亡时不是二进制文件，9.5%离开绑定和13.2%离开未绑定的二进制文件。爆炸不会留下双星，<18.9% can be fully unbound triples. These limits are conservatively for M>5 Msun恒星，尽管单个系统的质量限制明显更强。PSR J 0538 +2817的前身在诞生时可能是一颗13- 19 Msun的恒星，而在爆炸时可能是一颗洛希有限的、部分剥离的恒星，它将质量转移到HD…
2021-07-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
An H-alpha survey of the host environments of 77 type IIn supernovae within z<0.02
IIn型超新星（SNe\，IIn）是一种罕见的和高度异质的SN，其中SN喷出物与预先存在的星周介质（CSM）相互作用。以前的研究发现了一个质量阶梯的SN位置与H $α$发射和SN类的祖质量的关联。在本文中，我们提出了最大的环境研究的SNe，IIn。利用连续减影H $α$像，分析了77颗IIn型超新星的H $α$环境。我们使用像素统计技术，归一化累积排名（NCR），关联SN像素与H $α$发射。我们发现我们的~（77）SNe\，IIn不遵循H $α$发射。这与提出的SNe\，IIn，亮蓝变星（LBV）的祖先不一致，因为LBV是经历戏剧性偶发质量损失的高质量恒星。然而，NCR值的子集遵循H $α$发射，表明高质量祖细胞的群体。这表明可能存在多个祖细胞路径，其中$\sim$ 60\%具有非零NCR值，其分布与高质量祖细胞（如LBV）一致，并且这些SNe中的$\sim$ 40\%与H $α$发射无关。我们讨论了SNe\，IIn的可能祖先途径，特别是对于NCR值为零的群体。我们还研究了SNe在其宿主的H $α$和$r'$带通量的径向分布。
2022-04-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
An update on fine-tunings in the triple-alpha process
三阿尔法过程，即演化的恒星产生碳和氧，被认为是微调到一个很高的程度。在恒星温度下，三阿尔法反应速率对温度的依赖性非常强，这表明了这种微调。这种敏感性是由于三α过程的共振特性，该过程通过具有自旋宇称$0^+$的$^{12}$ C的所谓“霍伊尔态”进行。微调的问题可以在原子核格点有效场论的{ \it ab initio}框架内研究，这使得有可能将霍伊尔态能量的{ \it ad hoc}变化与原子核哈密顿量的基本参数的变化联系起来，这些基本参数是轻夸克质量$m_q$和电磁精细结构常数。在这里，我们更新的有效场论计算的灵敏度的三阿尔法过程中的基本参数的微小变化。特别是，我们认为最近的高精度格点量子色动力学计算的核子轴向耦合$g_A$，以及新的和更全面的结果，从恒星模拟的碳和氧的生产。虽然最新的恒星模拟允许霍伊尔态能量的{ \it ad hoc}移动比以前认为的要大得多，但最近核子S波单重态和三重态散射长度的格点量子色动力学结果现在不支持轻夸克质量$m_q$没有微调的情况。
2019-06-03 astro-ph.SR hep-ph hep-th
Enhancement of the Triple Alpha Rate in a Hot Dense Medium
在一个足够热和稠密的天体物理环境中，由于强子引起的霍伊尔态的去激发，三α反应的速率可以大大增加，超过氦燃烧星的适当值。在本文中，我们使用的统计模型来评估作为温度和密度的函数的增强。对于$10^6 gm cm^{-3}$的密度，增强可以超过一百倍。在高温/高密度情况下，增强的3 α速率是对该速率的更好估计，并且应该在这些情况下使用。然后，我们研究的影响，这些增强生产的$^{12}$ C的中微子风后，超新星爆炸和X射线爆发。
2017-08-23 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
Low-temperature triple-alpha rate in a full three-body model
本文介绍了一种新的全三体方法来计算恒星中$^{12}$ C的主要来源--三α俘获反应的速率。在这项工作中，我们结合Faddeev超球谐函数和R-矩阵方法获得完整的解决方案，三体$α+α+α$连续。特别注意的是由成对库仑相互作用引起的长程效应。当温度大于0.07 GK时，新的速率与NACRE速率一致，但在较低温度下发现了较大的增强（$\approx 10^{14}$在0.02 GK）。我们的结果进行了比较，以前的计算中，额外的近似。我们表明，新的速率并没有显着改变恒星的演化围绕一个太阳质量。特别是，这些恒星仍然经历了与观测一致的红巨星阶段，并且在最后的白矮星中没有发现显着的差异。
2012-08-02 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
Hydrogen-poor Superluminous Supernovae With Late-time H-alpha Emission: Three Events From the Intermediate Palomar Transient Factory
本文报道了两颗新的贫氢超亮超新星（SLSN-I）iPTF 15 esb和iPTF 16 bad的观测结果，它们显示出晚期H-α发射，线光度为（1-3）e+41 erg/s，速度宽度为（4000-6000）km/s。包括之前发布的iPTF 13 ehe，迄今为止共发生了三起此类事件。iPTF 13 ehe是最明亮和发展最慢的SLSNe-I之一，而其他两个则不那么明亮和快速下降。我们将其解释为喷出物进入半径为1.0e+16 cm的中性H壳层的结果。这意味着剧烈的质量损失一定发生在超新星爆炸前几十年。如此短的时间间隔表明，爆发质量损失可能是常见的大质量恒星死亡前不久作为SLSN。更重要的是，氦不太可能完全从祖星上剥离，而可能存在于喷出物中。这是一个谜，为什么氦的功能没有检测到，即使非热能源，能够电离氦原子，可能存在的建议，在早期的时间光谱的O II吸收系列。在后期（+240天），我们的光谱似乎有本质上低于SN 2015 bn和SN 2007 bi的[O I] 6300 A光度，可能是较小的氧质量（<10- 30 Msun）的指示。所有三个事件中相对于宿主的H-α发射的蓝移可能与为iPTF 13 ehe提出的双星模型存在紧张关系。最后，iPTF 15 esb具有独特的光变曲线，其中三个峰彼此相隔约22天。LC波动在较蓝的频带中较高。一种可能的解释是喷射-CSM相互作用。
2017-09-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Searching for Hydrogen in Type Ib Supernovae
我们提出了合成光谱拟合的典型Ib型SN 1999 dn和富氢Ib SN 2000 H使用广义非局部热力学平衡恒星大气代码\phx。我们将模型光谱拟合到SN 1999 dn的五个时期，范围从最大光照前10天到最大光照后17天，以及SN 2000 H的两个最早时期，最大光照和最大光照后6天。我们的目标是研究Ib型超新星（SNe Ib）中存在氢的可能性，特别是在6200光年附近的一个特征，这一特征以前被归因于高速的H-α。在SN 1999 dn的早期研究中，我们发现最合理的H-α替代物是Si II和Fe II线的混合物，可以通过增加金属丰度来调整。我们的模型很简单，它们假设一个幂律密度分布与半径，同源膨胀，和太阳的成分。氦核是通过燃烧4 H--> He来产生的，以保持核子数。对于含氢的模型，模型的外壳由太阳组成的壳层组成。SN 1999 dn的标准太阳组成层的氢质量为M_H，小于太阳质量的0.001倍; SN 2000 H的标准太阳组成层的氢质量为M_H，小于太阳质量的0.2倍。我们的模型相当好地拟合了观测到的光谱，成功地再现了大多数特征，包括特征氦离子。SN 1999 dn的氢特征很明显，但SN 2000 H的氢特征要明显得多。我们讨论了一个可能的进化方案，占这两个超新星之间的氢壳质量的二分法。
2010-06-07 astro-ph.SR
H-alpha and Ca II Infrared Triplet Variations During a Transit of the 23 Myr Planet V1298 Tau c
年轻的凌日系外行星（<1亿年）通过光蒸发提供了对大气演化的重要见解。然而，由于年轻恒星的活动和突出的恒星盘不均匀性，确定大气成分和质量损失的透射光谱测量是具有挑战性的。我们观察到一个完整的过境V1298 Tau c，23万年，5.59 $R_\oplus$行星轨道上的一个年轻的K 0-K1.5太阳类似物与GRACES双子座北。我们能够使用Ca II红外三联体（IRT）测量V1298 Tau c的多普勒断层扫描信号，并发现$λ= 5^\circ \pm 15^\circ$的投影分辨率。断层扫描信号只出现在Ca II IRT的色球驱动核心，这可能是恒星-行星相互作用的结果。此外，我们发现H-α线的过量吸收在过境期间平滑地减少。虽然这可能是对逃离行星的热气的初步探测，但我们发现这种变化与其他年轻恒星的类似时间尺度观测一致，这些恒星在类似的时间尺度上缺乏凌日行星。我们发现这种变化也可以解释周围光斑区域的恒星黑子的存在。需要更多的观察，无论是在和出的过境V1298 Tau c，以确定性质的钙II IRT和H-α线的变化。
2021-11-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
Fluorine in the Solar neighborhood: No evidence for the neutrino process
渐近巨星分支恒星是已知的生产“宇宙”氟，但它是不确定的，这些恒星是否是氟在太阳附近的主要生产者，或者如果任何其他建议的形成网站，II型超新星和/或沃尔夫-拉叶星，是更重要的。最近的文章提出了渐近巨星分支恒星以及II型超新星作为太阳附近氟的主要来源。在本文中，我们着手确定附近的49个样本中的氟丰度，明亮的K-巨星，我们以前已经确定了恒星参数以及α丰度均匀的光学高分辨率光谱。氟丰度由用分光计Phoenix观察到的2.3 $μ$ m HF分子线确定。我们将氟的丰度与主要产生于II型超新星的α元素的丰度进行比较，发现氟和α元素并不同步演化，排除了II型超新星是太阳系附近氟的主要生产者。此外，我们还发现了氟相对于氧的次级行为，这是另一个证据，反对II型超新星在太阳附近氟的产生中发挥重要作用。氟的这种次级行为将对其他两个建议的生产地点的恒星模型提出新的限制：渐近巨星分支星和沃尔夫-拉叶星。
2016-12-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar Evolution Constraints on the Triple-Alpha Reaction Rate
我们研究了基于恒星演化理论的三α反应速率的定量约束，其动机是最近核物理计算提出的速率的重大修订。对目标恒星模型进行了计算，以研究在0.8 < M / Msun < 25的质量范围内以及在Z = 0和Z = 0.02之间的金属丰度范围内该速率的影响。修正后的速率对中低质量恒星的演化有显著影响，而对大质量恒星（M >~ 10 Msun）的演化影响很小。我们发现，对于初始质量为0.8 < M / Msun < 6的恒星，采用修正后的速率可以抑制AGB相的氦壳层闪烁，这与观测结果是矛盾的。氦壳层闪烁的缺乏是由于在所涉及的温度下，修正的三α反应截面的弱温度依赖性。在我们的模型中，建议在T = 1 - 1.2 x 10^8 K时，截面的温度依赖性应至少为nu > 10，其中截面与T^{nu}成比例。我们还推导了氦的点火曲线，以估计保留低质量第一红巨星的最大截面。半解析推导出的点火曲线表明，在~ 10^{7.8} K时，反应速率应小于~ 10^{-29} cm ^6 s^{-1} mol ^{-2}，这相当于比NACRE汇编的结果大三个数量级。为了与修正后的速率相妥协，我们计算和分析了具有增强的CNO循环反应速率的模型，以增加第一巨分支的最大光度。然而，即使所有与CNO循环相关的反应速率都提高了十个数量级以上，也不可能达到典型的RGB尖端亮度。
2011-07-25 astro-ph.SR nucl-ex
Formation of the Widest Binaries from Dynamical Unfolding of Triple Systems
非常宽的双星的形成，例如半人马座α系统（Proxima，也称为半人马座α C）与半人马座α（它本身是一个接近的双星A/B）相隔15000 AU，挑战了目前的恒星形成理论，因为它们的距离可以超过塌陷云核的典型尺寸。为了克服这个问题，人们提出了各种假设，包括超宽双星是由星团的解体造成的--当一颗星团恒星引力捕获另一颗遥远的星团恒星时。最近的观测表明，非常宽的双星经常是三重系统的成员，而近距离的双星经常有一个遥远的第三个伴星。在这里，我们报告Nbody模拟的动态演化的新生三重系统仍然嵌入在他们的新生云核心，非常广泛的系统相匹配的观测。我们发现，虽然三重系统是非常紧凑的出生-因此，最初更保护免受破坏通过恒星-他们可以发展极端的层次结构的时间尺度上数百万年的一个组件是动态分散到一个非常遥远的轨道。抛射的能量来自于其他两颗恒星轨道的收缩，通常使它们从远处看起来像一颗恒星。因此，这种松散结合的三元系看起来是非常宽的二元系。
2012-12-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Supernova 2000cb: high-energy version of SN 1987A
在IIP型超新星中，有一些事件类似于大麦云云中蓝超巨星产生的超新星1987 A。我们研究了一颗奇特的超新星2000 cb，并与超新星1987 A进行了比较。我们在扩展的参数空间中对超新星进行了流体动力学模拟，以描述其光变曲线和光谱数据。氢的H-α和H-β线使用时间依赖的方法建模。我们通过拟合光度和光谱观测建立了流体动力学模型。我们推断前超新星半径为35朗日，喷出物质量为22.3兆日，爆炸能量为4.4 × 10 ^{51}尔格，放射性Ni-56质量为0.083兆日。主层序上的估计祖质量在24-28 Msun的范围内。第7天的早期H-alpha剖面与从流体动力学模型中发现的密度分布一致，而第40天的H-alpha线表明扩展的Ni-56混合速度高达8400 km/s。我们强调，超新星2000 cb和超新星1987 A的圆顶状光变曲线完全由放射性衰变提供动力。这与正常的IIP型超新星不同，IIP型超新星的平台区主要由冲击波传播通过前超新星后沉积的内能控制。我们在光球和星云光谱中发现了爆炸不对称的特征。超新星2000 cb的爆炸能量是超新星1987 A的三倍，这对IIP型超新星的爆炸机制提出了严重的问题。
2011-08-02 astro-ph.SR
Alpha Centauri: Disc Dynamics, Planet Stability, Detectability
针对Alpha Centauri三合系统行星形成演化情形不明的问题，研究通过三维流体模拟、N体积分与视向速度信号估算，明确了该系统星周盘限制、行星稳定条件与岩质行星存在可能性，为后续系外行星搜寻提供依据。
2024-01-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
Accretion induced merger leading to core collapse supernovae in old stellar populations
我们研究了可能导致核心坍缩超新星（CCSNe）的三星演化，这些恒星星族太老，不允许单星或双星演化形成CCSNe，即，在那里，从主序星演化出来的质量最大的恒星质量约为4- 5 Mo。在这种情况下，我们研究的质量最大的恒星在三重系统，质量~4- 5 Mo，转移质量的内部双星系统在一个轨道间隔~100- 1000 Ro。内双星的初始轨道间距为~10- 50 Ro。内双星吸积了主星失去的大部分质量，两颗恒星膨胀，它们的共同轨道收缩，直到合并。合并的产物是一颗质量约为8- 10 Mo的主序星，后来经历了CCSN爆炸，并留下了NS残留物，与主星的白矮星（WD）残留物结合或不结合。我们估计这个WD-NS反向进化场景的事件率是所有CCSNe的~5e-5的一小部分。我们预计，在未来十年，巡天将发现1-5个这样的事件。
2021-12-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Dynamics of Quadruple Systems Composed of Two Binaries: Stars, White Dwarfs, and Implications for Ia Supernovae
[摘要]我们研究了由两个四极和八极双星组成的四重系统在扰动哈密顿量下的长期动力学和Lidov-Kozai（LK）偏心率振荡。我们发现，在更广泛的参数空间范围内，相对于三重系统，系统达到高偏心率的分数得到增强。我们表明，这部分增长随着时间的推移，不像三重系统在四极顺序。这从根本上是因为它们的额外的自由度，四极系统没有一个最大的一组运动的交换常数，即使在四极阶的长期理论。我们讨论这些结果的背景下，恒星和白矮星-白矮星（WD）的双星，重点是WD WD合并和碰撞有关的Ia型超新星的问题。对于恒星-恒星系统，我们发现超过30%的系统在哈勃时间内达到高偏心率，可能通过恒星合并或近距离双星形成三重系统。对于WD-WD系统，考虑到广义相对论和潮汐的岁差和耗散，我们表明，合并率在四重系统中相对于三重系统增强了3.5 - 10倍，并且四重系统的长期演化导致合并和碰撞的延迟时间分布~1/t。在GW驱动的合并紧凑的对象，我们分类的合并，其在相空间中的演化模式，并确定了一个制度，在约8%的轨道收缩合并，偏心振荡发生在广义相对论进动时标，而不是更长的LK时标。最后，我们推广以前的治疗振荡的内二进制偏心偏心的相互轨道。我们评估的合并率在四重和三重系统和它们的生存能力的影响，恒星合并和超新星Ia的祖先。
2018-02-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Stellar Helium Burning in Other Universes: A solution to the triple alpha fine-tuning problem
受其他宇宙可能存在的启发，不同的基本常数的值，本文考虑恒星模型在宇宙中，$^8$是稳定的。许多以前的作者已经注意到，在我们宇宙中的恒星在没有众所周知的7.6 MeV的$^{12}$ C共振的情况下很难产生碳和其他重元素。这种共振是必要的，因为$^8$ Be在我们的宇宙中是不稳定的，所以碳必须通过三重α反应产生，以达到必要的丰度。虽然共振能量的适度变化（200 - 300 keV）确实会影响碳的产生，但铍的结合能（$\sim100$ keV）的更小变化将使$^8$ Be稳定。具有$A=8$的稳定同位素通常会消除三α过程的需要，特别是用于碳生产的$^{12}$ C共振。本文探讨了$^8$ Be在其他宇宙中稳定存在的可能性。简单的核考虑表明，如果基本常数变化$\sim {\rm few}-10$ %，则可以实现结合能为$\sim0.1-1$ MeV的束缚态。在这种情况下，$^8$ Be可以通过氦燃烧合成，而$^{12}$ C可以随后通过铍的核燃烧产生。这篇论文的重点是将氦燃烧成铍的恒星模型;一旦所讨论的宇宙有稳定的铍供应，碳的产生就可以在同一颗恒星或以后的恒星世代的后续演化中发生。使用半解析恒星结构模型以及一个国家的最先进的恒星演化代码，我们发现，可行的恒星配置，产生铍存在于一个广泛的参数空间。最后，我们证明了碳可以在以后的进化阶段产生。
2016-12-06 astro-ph.CO astro-ph.SR nucl-th
Effective Helium Burning Rates and the Production of the Neutrino Nuclei
氦燃烧的关键反应速率，三α和12 C（α，γ）16 O的有效值，通过调整它们的强度，以获得最佳的匹配与太阳的同位素丰度模式独特或主要是在核心坍缩超新星。这些有效速率然后被用来确定中微子同位素的产生。有效速率的使用大大降低了由氦燃烧速率的不确定性所引起的生产因素的不确定性，并提高了我们使用11B的生产来限制超新星中微子发射的能力。
2014-02-26 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
Constraining the physical properties of Type II-P supernovae using nebular phase spectra
我们提出了一个研究的星云相位谱的样本II型高原超新星与确定的祖先或限制性的限制。线通量，形状和速度的演变进行了比较内的样本，并解释使用的频谱合成代码。数据集内的小多样性可以通过爆炸期间发生的强烈混合来解释，并且通过认识到大多数线具有来自H包络中的原始金属的显著贡献来解释，H包络在这些类型的物体中占主导地位。特别是，当使用[O I] 6300，6364埃的双重态来估计恒星的核心质量时，必须注意考虑到包层中原始O的发射。最后，H-α线宽和56 Ni的质量之间的相关性，这表明更高的能量爆炸与更高的56 Ni产量。
2011-11-30 astro-ph.CO astro-ph.SR
Chemical Yields from Supernovae and Hypernovae
我们回顾了恒星演化的最后阶段，超新星的性质，以及化学产额作为祖先质量M的函数。(1)当O+Ne+Mg核由于电子俘获而坍缩时，8 - 10 Ms星是超AGB星。这些AGB型超新星可能是类SN 2008 S的IIn型超新星。这些恒星几乎不产生α元素和Fe峰元素，但它们是Zn和轻p核的重要来源。(2)10 - 90 Ms恒星经历Fe核坍缩。非球面爆炸中的核合成很重要，因为它可以很好地再现在极端贫金属恒星中观察到的丰度模式。(3)90 - 140 Ms恒星在不同的核燃烧阶段经历脉动核不稳定性，包括O和Si燃烧。(4)140 - 300 M的恒星成为对不稳定超新星，如果质量损失足够小。(5)质量超过300 M的恒星会发生核心坍缩，形成中等质量的黑洞。
2009-05-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Type Ia Supernovae Can Arise from the Detonations of Both Stars in a Double Degenerate Binary
本研究通过二维模拟发现双简并双星中主星双爆炸可触发伴星爆炸形成三重/四重爆炸，其合成光变曲线和光谱与观测匹配，为Ia型超新星起源提供新可能。
2024-07-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Fast Radio Bursts from White Dwarf Binary Mergers: Isolated and Triple-Induced Channels
California Institute of Technology（加州理工学院）；University of Toronto（多伦多大学）；University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；Northwestern University（西北大学）
研究通过模拟恒星群体发现三倍系统能产生更多并合通道，延长延迟时间分布，预测本地源率与观测一致，支持三倍系统是快速射电暴重要形成途径。
2026-03-23 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The Evolution of Isotope Ratios in the Milky Way Galaxy
同位素比值为研究恒星演化、超新星和星系化学演化的细节打开了一扇新的窗口。我们提出的元素丰度（从C到Zn）在太阳附近的同位素比的演变，凸起，晕，厚盘，使用化学演化模型与更新的渐近巨分支（AGB）恒星和核心塌陷超新星的产量。由于初始母体质量和金属丰度对元素生成的影响，每种元素的演化历史是不同的。在凸起和厚盘中，恒星形成的时间尺度比太阳附近的短，导致更高的[α/Fe]比率。同样，Ia型超新星在这些区域的贡献较小，导致[Mn/Fe]比值较低。同样在核球中，[（Na，Al，P，Cl，K，Sc，Cu，Zn）/Fe]丰度较高，这是由于金属丰度对核塌缩超新星产生元素的影响。根据我们的预测，有可能发现富含金属的恒星（[Fe/H]>-1），这些恒星是在早期宇宙中快速形成的结果。晕的化学富集时间尺度比太阳附近的长，因此[（C，F）/Fe]和12 C/13 C的比值较高，这是由于低质量AGB星的显著贡献。虽然[α/Fe]和[Mn/Fe]比值与太阳附近相同，但[（Na，Al，P，Cl，K，Sc，Cu，Zn）/Fe]比值预计会更低。此外，我们预测的同位素比值，如24 Mg/25，26 Mg是较大的，因为低金属丰度超新星的贡献。利用同位素比率，可以选择在化学富集效率低的系统中形成的恒星，例如在我们银河系中吸积的卫星星系。
2011-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
PUSHing Core-Collapse Supernovae to Explosions in Spherical Symmetry III: Nucleosynthesis Yields
在先前提出的原理验证研究中，我们建立了一个参数化的球对称爆炸方法（PUSH），可以再现各种爆炸前模型的核心坍缩超新星的许多特征。该方法是基于中微子驱动的机制，遵循崩溃，反弹和爆炸。我们的核合成预测模型有两个关键方面。首先，质量削减和爆炸能量同时出现在模拟中（确定每个恒星模型的铁族喷出物的数量）。第二，中微子和物质之间的相互作用被一致地包括在内（设置最里面的喷射物的电子分数）。在本文中，我们使用Ebinger等人（2018）成功的爆炸模型，其中包括两套太阳金属丰度的爆炸前模型，组合质量在10.8和120 M $_{\odot}$之间。我们进行系统的核合成研究，并预测详细的同位素产量。由此产生的$^{56}$镍喷出物是在总体上与正常的核心坍缩超新星的观测值。铁组产额也与贫金属恒星HD84937的丰度一致。我们还提出了一个比较我们的结果与观测趋势的α元素铁的比例。
2018-12-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Large Late-time Asphericities in Three Type IIP Supernovae
II型坪超新星（SNe IIP）是红超巨星爆炸的结果，是核心坍缩超新星中最常见的子类。过去的观测表明，SNe IIP喷出物的外层大部分是球形的，但非球形的程度向核心增加。我们提出的证据表明，在最近的三个SNe IIP（SNe 2006 my，2006 ov和2007 aa）的内核高度的非球面性，揭示了晚时间的光学偏振光谱。这三个物体都被选择为具有非常低的星际偏振（ISP），这最大限度地减少了ISP去除的不确定性，并允许我们使用连续偏振作为非球面性的示踪剂。这三个天体在测光平台结束后的观测中具有0.83-1.56%的内在连续偏振，在强发射线的波长处偏振几乎下降到零。我们对SN 2007 aa早期的观测，在测光平台上进行，显示出相对较小的连续偏振（~0.1%）。SN 2006 ov的晚期H-α和[O I]线剖面为内部喷出物的非球面性提供了进一步的证据。在非常普通的核心坍缩超新星中，如此高的核心极化提供了进一步的证据，基本上所有的核心坍缩超新星爆炸都是高度非球面的，即使喷出物的外部只显示出与球面对称性的微小偏差。
2010-04-20 astro-ph.CO astro-ph.SR
Homogeneous abundance ratios of hydrostatic and explosive alpha-elements in globular clusters from high resolution optical spectroscopy
INAF-Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文与空间科学观测站）
研究通过高分辨率光谱学分析27个球状星团的α元素丰度，发现HEx比在不同形成方式和金属licity下均一，且与当前和初始星团质量呈反相关，提出高金属licity下IMF可能缺乏高质量恒星。
2026-01-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Temperature-resolved sensitivities of $^{56}{\rm Ni}$ production to helium-burning reactions in pair-instability supernovae
The University of Tokyo（东京大学）；RIKEN Nishina Center for Accelerator-Based Science, RIKEN（理化学研究所加速器科学研究中心）；Kogakuin University（工学馆大学）；Center for Nuclear Study, The University of Tokyo（东京大学核研究分中心）；Astrophysical Big-Bang Laboratory, Pioneering Research Institute, RIKEN（理化学研究所先驱研究院天体大爆炸实验室）；Yukawa Institute for Theoretical Physics (YITP), Kyoto University（京都大学汤川理论物理研究所）
通过温度分辨蒙特卡罗方法，研究不稳定对超新星中低能氦燃烧反应速率对 $^{56}{\rm Ni}$ 合成的影响，发现 $^{12}{\rm C}(\alpha,\gamma)^{16}{\rm O}$ 和 triple-$\alpha$ 反应在 $T \simeq 2.5 \times 10^{8}\,{\rm K}$ 处灵敏度最强但相关性相反。
2026-09-16 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
