Mass loss of red supergiants: a key ingredient for the final evolution of massive stars
从观测或理论的观点来看，红超巨星阶段的质量损失率受到的限制非常少。然而，它们可以非常高，并使大质量恒星在这一阶段失去大量质量，大大影响恒星的最终演化：它最终会成为红超巨星吗？它会通过移除富含氢的外壳而向蓝色进化吗？在本文中，我们简要总结了这种质量损失和相关的不确定性的影响，特别是对蓝超巨星的人口。
2015-08-19 astro-ph.SR
Mass Loss Rates of Li-rich AGB/RGB Stars
一个样本的AGB/RGB星与过剩的锂丰度被认为是为了估计其质量损失率。我们的方法是基于锂丰度和恒星光度之间的相关性，使用修改版本的赖默斯公式。我们采用了一个校准的基础上的经验相关的质量损失率和一些恒星参数。我们的结论是，大多数富锂星有较低的质量损失率相比，大多数的AGB/RGB星，这表明没有证据的锂增强，使锂富集过程显然是不相关的质量损失率增加。
2018-05-14 astro-ph.SR
Mass Loss and Variability in Evolved Stars
质量损失和可变性是演化恒星的两个相互关联的基本性质。在本文中，我回顾了我们目前对这些过程的理解，特别关注如何使用观测和模型来约束可靠的质量损失处方恒星演化和人口合成模型。
2014-12-12 astro-ph.SR
Probing the mass-loss history of AGB and red supergiant stars from CO rotational line profiles - II. CO line survey of evolved stars: derivation of mass-loss rate formulae
我们的目标是（1）建立简单和通用的解析表达式来估计演化恒星的质量损失率，（2）从这些计算我们的银河系样本中的渐近巨星分支（AGB），红超巨星（RSG）和黄超巨星的质量损失率的估计。CO的转动激发谱线是研究星周包层的一种强有力的诊断方法。当对CSE的不同层进行采样时，对这些分子线的观测导致了动力学温度、膨胀速度和密度的详细分布。一个国家的最先进的，非本地热平衡，并共同移动的框架辐射转移代码，预测CO线强度在CSE的晚型恒星是用来推导恒星和分子线参数之间的关系，一方面，和质量损失率，另一方面。我们提出的解析表达式估计的质量损失率的演化恒星物体的CO分子的8个旋转跃迁，将它们应用到我们广泛的CO数据集，涵盖47颗恒星，并比较我们的结果与以前的研究。我们的表达式占线饱和和解决的信封，从而允许非常高的质量损失率的准确测定。我们认为，基于一个单一的旋转线的估计，CO（2 - 1）过渡提供了最可靠的质量损失率。计算出的AGB星的质量损失率范围从4 × 10 ^-8 Msun/yr到8 × 10 ^-5 Msun/yr。对于RSG，它们的值在2 × 10 ^-7 Msun/yr和3 × 10 ^-4 Msun/yr之间。CO转换的集合的估计允许在质量损失率中识别时间可变性。可能的质量损失率的变化被跟踪的7个样本星。我们发现AGB星的脉动周期和它们导出的质量损失率之间有着明确的关系，在大约100 °…
2010-08-05 astro-ph.SR
Mass loss and the Eddington parameter: a new mass-loss recipe for hot and massive stars
通过恒星风的质量损失在大质量恒星的演化中起着主导作用。特别是超大质量恒星（VMSs，$> 100\,M_{\odot}$）的质量损失率是高度不确定的。这类恒星在主序星上显示出沃尔夫-拉叶光谱形态（WNh）。贫金属VMS是伽马射线暴和对不稳定超新星的前身。在这项研究中，我们扩展了广泛使用的恒星风理论的Castor，Abbott和Klein从光学薄（O星）的光学厚主序星（WNH）风制度。特别是，我们修改的质量损失率公式的方式，我们能够解释的经验质量损失依赖于爱丁顿参数（$Γ_{\rm e}$）。新的质量损失配方适合纳入目前的大质量和超大质量恒星的恒星演化模型。它使可验证的预测，即如何与金属量的质量损失率的比例，并在爱丁顿参数的过渡，从光学薄O星光学厚WNH星风发生。在大麦云的星团R136的情况下，我们发现在光学薄风区$\dot{M} \propto Γ_{\rm e}^{3}$，而在光学厚风区$\dot{M} \propto 1/ (1 - Γ_{\rm e})^{3.5}$。从光学薄到光学厚风的转变发生在$Γ_{\rm e, trans} \approx 0.47$。转变质量损失率为$\log \dot{M}~(M_{\odot} \mathrm{yr}^{-1}) \approx -4.76 \pm 0.18$，这与Vink & Gräfener假设体积填充因子为$f_{\rm V…
2020-02-12 astro-ph.SR
New predictions for radiation-driven, steady-state mass-loss and wind-momentum from hot, massive stars III. Updated mass-loss rates for stellar evolution
大质量恒星在其整个生命过程中会因辐射驱动的风而失去很大一部分质量。这些外流影响着这些恒星及其周围环境的生与死。热的大质量恒星的理论质量损失率被推导出来用于恒星演化等应用。分析了这些速率在OB-星域的行为，并研究了它们对双星演化预测的影响。动力学一致的模型是通过求解一个大网格的热，大质量恒星的球对称，稳态运动方程来计算的。辐射加速度是由同动坐标系中非定域热力学平衡辐射转移导出的。由此产生的质量损失率是用来推导出一个简单的缩放配方与恒星参数，并评估一些第一次影响后的演变轨迹。我们提供了一个新的处方稳态，辐射驱动的质量损失从热，大质量的恒星取决于他们的基本参数。O型星的速率比以前恒星演化计算中通常使用的速率低约3倍，其中差异通常随着光度和温度的增加而减小。对于较冷的B-巨星/超巨星，我们发现更大的差异。出现这种情况是因为我们没有发现任何系统的增加，在所谓的双稳态区域以下的质量损失率;事实上，我们的结果没有显示出任何迹象的一个显着的双稳态跳跃的参数范围内所涵盖的网格。由于较低的质量损失率，我们发现，信封不容易剥离通过标准的稳态风，使其难以创建经典的沃尔夫-拉叶星通过这个通道。然而，关于这些预测的一个剩余的关键不确定性涉及接近爱丁顿极限的非常高光度恒星的不稳定质量损失以及非线驱动风的影响。
2022-03-15 astro-ph.SR
Observational studies of mass loss from AGB stars
正确描述AGB星的质量损失率对于理解它们从AGB到PN相的演化是很重要的。本研究的主要目的是调查金属丰度的质量损失率的影响，以及确定的光度。恒星的光度是辐射驱动恒星风的一个关键参数。人们已经投入了许多努力来限制AGB的质量损失率，但大多数以前的研究都使用银河系天体，这些天体的距离和光度都知之甚少。为了克服这个问题，我们已经研究了质量损失的AGB星的Galvanian的本地集团。到恒星的距离是独立测量的，因此这些星系中的AGB星是了解质量损失率的理想选择。此外，这些星系的金属丰度比银河系低，为研究金属丰度对质量损失率的影响提供了理想的目标。我们报告我们的分析质量损失，使用斯皮策太空望远镜和赫歇尔空间天文台。我们将讨论AGB质量损失对恒星演化的影响，并探讨AGB和PN对星系物质生命周期的贡献。
2011-10-01 astro-ph.SR
The Eddington factor as the key to understand the winds of the most massive stars. Evidence for a Gamma-dependence of Wolf-Rayet type mass loss
质量最大的恒星被认为是富氢的沃尔夫-拉叶星，属于光谱类型较晚的恒星（WNh星）。在以前的理论研究中，这些恒星的质量损失增加被归因于它们接近爱丁顿极限。在这里，我们调查观察到的趋势，在这样的年轻，非常大质量的恒星的质量损失性质。我们推导出理论的质量-光度关系的非常大的恒星，基于一个大的网格的恒星结构模型。利用这些关系，我们在对其进化状态的不同假设下估计了恒星样本的埃丁顿因子。我们评估由此产生的质量损失的关系，并比较它们与理论预测。我们发现观测证据表明，在WR制度的质量损失是由爱丁顿参数γ_e，这对我们理解沃尔夫-拉叶星和他们的质量损失的方式有重要的后果。此外，我们得出风的质量，支持图片的WNH恒星在年轻的星团是非常大的，氢燃烧的恒星。我们的研究结果表明，接近爱丁顿极限是沃尔夫-拉叶型质量损失的发病的物理原因。这意味着，例如在恒星演化模型中，沃尔夫-拉叶阶段应该用大的爱丁顿参数来识别，而不是用富氦的表面成分来识别。后者很可能只是强烈的质量损失和内部混合的结果。对于非常大质量的恒星，增强的伽马依赖的质量损失是负责形成后期WNh亚型与高氢表面丰度，部分接近太阳。由于质量损失主导着超大质量恒星的演化，我们预计这种效应会对它们的最终产物产生强烈影响，特别是对黑洞和伽马射线暴的潜在形成，以及观测到的恒星质量上限。
2011-06-27 astro-ph.SR
A Systematic Survey of the Effects of Wind Mass Loss Algorithms on the Evolution of Single Massive Stars
质量损失是大质量恒星演化过程中的一个关键不确定因素。恒星演化的计算必须使用质量损失的参数算法，并且通常只包括恒星风。利用开源的恒星演化程序MESA，对风质量损失对大质量恒星演化的影响进行了参数研究。我们提供了一个系统的比较风的质量损失算法的太阳金属丰度，非旋转，单星的初始质量范围内的$15-35\,M_\odot$。我们考虑从两个热相算法，三个冷相算法，和两个沃尔夫-拉叶算法的组合。我们考虑$1$、$0.33$和$0.1$的线性风效率比例因子，以解释由于风的不均匀性而导致的质量损失率的降低。我们发现，初始到最终的质量映射为每个零年龄的主序列（ZAMS）质量有一个$\sim 50\%$的不确定性，如果所有的算法组合和风效率被认为是。特设的效率规模因素主导这种不确定性。虽然我们的模型的最终总质量和内部结构随质量损失处理而变化很大，但最终可观察参数对ZAMS质量$\lesssim 30\,M_\odot$的敏感性要低得多。这表明风质量损失的不确定性不会对爆炸前观测的大多数单星超新星祖先的ZAMS质量产生负面影响。此外，我们表明，超新星爆发前的恒星的内部结构是敏感的主序星和主序星后的质量损失的变化。我们发现，紧凑性参数$ξ\propto M/R(M)$变化多达$30\%$为一个给定的ZAMS质量演变与不同的风效率和质量损失算法组合。[删节]
2017-03-28 astro-ph.SR
Mass loss of massive stars near the Eddington luminosity by core neutrino emission shortly before their explosion
我们提出了一种新的机制，以提高质量损失率的大质量恒星爆炸前不久。大质量恒星的恒星核心的中微子光度随着它们接近核心坍缩的时间而变大。当发射出的中微子自由地从核心逃逸时，当中微子光度很大时，核心的质量会显著减少。当中微子光度较大时，如果恒星接近爱丁顿光度，由于核心中微子的质量损失，恒星可以超过爱丁顿光度。我们认为，恒星表面的质量损失率，由于核心中微子发射可以高于1 e-4 Msun/年，从1年前的核心崩溃。在堆芯坍塌前的10天内，质量损失率可超过1 e-2 Msun/yr。这种质量损失机制也许能够解释在一些超新星祖先爆炸前不久观察到的增强的质量损失。即使恒星没有足够接近爱丁顿光度来增加质量损失，恒星仍然可以因为减少的引力而膨胀。这种机制可以在沃尔夫-拉叶星中被激活，它可以在一些超新星中观察到贫氢和富氢的致密星周介质。
2014-03-11 astro-ph.SR
The mass-loss rates and molecular abundances of S-type AGB stars
S型恒星的C/O比被认为接近于1（在百分之几以内）。它们被认为代表了AGB星从富氧M型星演化为碳星的中间演化阶段。作为可能的过渡天体，S型星可以为AGB的质量损失机制和化学演化提供重要线索。利用星周射电谱线的观测资料，结合详细的辐射转移分析，我们估算了40颗S型AGB星的质量损失率和重要化学分子（SiO，HCN）的丰度。结果将与以前的M型和碳星的结果进行比较。
2010-11-09 astro-ph.SR
Mass loss in main-sequence B stars
计算了主序星B星的辐射驱动风模型，给出了风的质量损失率和终极速度。主序星的质量损失率强烈地依赖于恒星的有效温度。对于最热的B星，质量损失率为$10^{-9}\,\text{M}_\odot\,\text{year}^{-1}$，而对于较冷的B星，质量损失率要低三个数量级以上。主序星B的太阳丰度和有效温度低于约$15\,000\,\text{K}$（晚于光谱型B5）没有任何均匀的线驱动风。我们预测风的质量损失率的太阳化学成分和修改后的丰富的重元素，研究风的化学奇特的恒星。质量损失率可能会增加或减少与增加的丰度，这取决于感应紧急通量重新分布的重要性。硅含量过多的恒星可能有均匀的风，甚至低于$15\,000\,\text{K}$的太阳风丰度极限。主序星B的星风低于静态极限，也就是说，静态大气解也是可能的。这指出了一个关于这些风的启动的重要问题。我们讨论了我们的模型旋转制动的影响，填充Bp星的磁层，和化学奇特的恒星。
2014-03-05 astro-ph.SR
Physics of mass loss in massive stars
我们审查潜在的质量损失机制在大质量恒星的各个演化阶段，从众所周知的线驱动风的O型星和BA-超巨星的少被理解的风从红超巨星。我们讨论光学厚风沃尔夫-拉叶星和超大质量恒星，和孔隙度缓和，连续驱动的质量损失的恒星正式超过爱丁顿极限，这可能解释了巨大的爆发从发光蓝变星的假设。最后，我们对线驱动风中的快速旋转、磁场和小尺度不均匀性的影响进行了简要的回顾。
2014-09-11 astro-ph.SR
Modeling the early evolution of massive OB stars with an experimental wind routine
大质量恒星的恒星演化模型对所采用的质量损失方案非常敏感。质量损失率的大小和演化对主序演化和主序后天体的性质，包括它们的自转速度，有着重要的影响。由理论预测和观测得出的质量损失率在OB星范围之间的潜在差异驱动，我们特别旨在研究质量损失率低于目前采用的响应，在平行的质量损失行为在“第一”双稳态跳跃。我们进行一维流体动力学模型计算的单个$20 - 60 \, M_{\odot}$银河系（$Z = 0.014$）恒星的恒星风的影响已经显着的主序星阶段。我们开发了一个实验风例行检查的行为和不同的质量损失率的影响下的模型的响应。这种观测引导的、简单而灵活的风程序不是一种新的质量损失描述，而是一种基于风-动量光度关系和其他标度关系的有用工具，并为各种测试和比较提供了有意义的基础。这项研究的主要结果表明，二分法时占目前有争议的问题，热的大质量恒星的质量损失率。在完全扩散的方法中，对于通常采用的初始旋转速度，比理论上预测的更低的质量损失率需要调用额外的角动量损失源（由于双稳定制动，或尚未识别）来制动表面旋转速度。[...]
2016-11-14 astro-ph.SR
Evolution of intermediate mass and massive binary stars: physics, mass loss, and rotation
在本综述中，我们讨论了相互作用的OB型二进制频率的过去和现在的状态。我们批判性地研究流行的想法，Be星和超巨星sgB[e]星是二进制进化的产物。将评估旋转对恒星演化的一般影响，特别是对恒星星族研究的影响，以及与双星的联系。最后讨论了大规模的双致密星双星合并可能的主要网站的化学富集的r-过程元素和最近的ALIGO GW事件的起源。
2016-09-08 astro-ph.SR
Loss cone evolution and particle escape in collapsing magnetic trap models in solar flares
坍缩磁阱（CMT）被认为是太阳耀斑期间高能粒子加速的一种可能机制。关于CMT加速机制的一个重要问题是，在CMT的时间演化过程中，哪些粒子轨道逃逸，哪些被捕获。虽然一些模型预测了大多数粒子轨道的逃逸，但其他更复杂的CMT模型表明，特别是最高能量的粒子始终被捕获。准确的预测并不简单，因为损失锥角和粒子轨道俯仰角都在CMT中随时间演变。我们的目标是获得更好的理解的条件下，导致粒子轨道逃逸或捕获在CMT。
2014-02-12 astro-ph.SR
First Stars. II. Evolution with mass loss
第一批恒星被认为是大质量的。虽然由于重元素的初始丰度较低，线驱动的恒星风在第一颗恒星中被认为是无效的，但这些恒星可能会通过其他机制失去大量的初始质量。在这项工作中，我们研究了非常大的质量，银河系和银河系前，人口III的恒星，初始金属度$Z=10^{-6}$和$Z=10^{-9}$，分别与规定的质量损失率的演化，和初始质量100，120，150，200，和250 $\,M_{\odot}$在氢和氦燃烧阶段。这些恒星的演化取决于它们的初始质量、金属丰度和质量损失率。低金属丰度恒星更热、更致密、更明亮，在赫茨伯格-罗素图中，它们被移到蓝色的上部。随着质量损失，这些恒星提供了核合成产物的有效混合，根据氦核的质量，它们的最终命运可能是对不稳定超新星或高能超新星。这些恒星有助于宇宙的再电离和重元素的富集，这影响了随后的恒星形成性质。
2011-10-20 astro-ph.SR
Evolution and Nucleosynthesis of Very Massive Stars
在本章中，在简要介绍和概述了恒星演化之后，我们将在最近的恒星演化模型计算的背景下讨论超大质量恒星（VMS：M>100太阳质量）的演化和核合成。本章涵盖了以下几个方面：一般性质，表面性质的演变，后期中心的演变，核合成，包括它们对金属丰度，质量损失和旋转的依赖。由于大质量恒星在主序星阶段有非常大的对流核心，它们的演化并不受旋转混合的影响，而是更多地受到恒星风的质量损失的影响。即使没有旋转混合，它们的演化也永远不会远离均匀演化。所有金属丰度接近太阳的VMS都以WC（-WO）型沃尔夫-拉叶星结束生命。由于恒星风造成的质量损失非常严重，这些恒星在演化的高级阶段可能会有类似于初始质量在60到120太阳质量之间的恒星的光度。一个独特的功能，可以用来解开沃尔夫-拉叶星起源于VMS从那些起源于较低的初始质量是增强的氖和镁在WC星表面的丰度。在太阳的金属丰度下，质量损失是如此强烈，即使一颗恒星诞生时有几百个太阳质量，它也会在不到50个太阳质量的情况下结束它的生命（使用目前的质量损失公式）。另一方面，在大麦哲伦星系的金属丰度或更低时，质量损失较弱，可能使恒星经历对不稳定超新星。
2014-09-24 astro-ph.SR
Circumstellar molecular line emission from S-type AGB stars: Mass-loss rates and SiO abundances
主要目的是获得可靠的质量损失率和星周SiO丰度的样本的40 S型AGB星的基础上新的多过渡CO和SiO无线电线观测。此外，将结果与M型AGB星和碳星的先前结果进行比较，以寻找化学类型的趋势。星周包层被假定为球对称的，并形成一个恒定的质量损失率。质量损失率估计拟合CO观测使用非本地，非LTE辐射转移代码。一旦拱星包层的物理性质被确定，相同的辐射转移代码被用来模拟所观察到的SiO线，以获得拱星丰度和SiO线发射区域的大小。我们已经估计了40 S型AGB星的质量损失率，并发现导出的质量损失率的分布类似于以前导出的类似样本的M型AGB星和碳星。估计的质量损失率也与相应的膨胀速度相关。总之，这表明在所有三种化学类型的AGB恒星中，质量损失是由相同的机制驱动的。此外，我们还估算了26颗S型AGB星的星周SiO相对于H2的丰度分数。推导出的SiO丰度，平均而言，约一个数量级高于恒星大气热平衡化学预测，表明非平衡化学过程决定了丰度的SiO在拱星信封。此外，与M型AGB星和碳星的结果的比较表明，对于一定的质量损失率，星周SiO丰度似乎独立（虽然有很大的分散）的C/O比。
2009-03-10 astro-ph.SR
AmFm and lithium gap stars: Stellar evolution models with mass loss
A和F星的内部和表面丰度的质量损失的影响进行了彻底的研究，以约束这些恒星的质量损失率，以及进一步阐明一些过程与原子扩散竞争。用质量损失法计算了1.3~2.5 M太阳恒星的自洽恒星演化模型，包括OPAL不透明度数据库中所有物种的原子扩散和辐射加速，并与观测值以及以前用湍流混合的计算结果进行了比较。未分离质量损失率在5 x 10 ^-14和10 ^-13 M_sun/yr之间的模型重现了许多AmFm星团恒星以及天狼星A和狮子座o的观测结果。这些模型也解释了冷Fm星，但不能解释毕宿二锂隙。像湍流混合，这些质量损失率减少表面丰度异常，但是，它们的影响是非常不同的内部丰度。对于大多数的A或F星的主序星寿命，在存在这种质量损失的情况下，表面丰度取决于发生在log（Delta M/M_star）=-6和-5之间的分离。目前的观测限制不允许我们得出这样的结论：为了解释AmFm现象，质量损失优于湍流混合（由旋转或其他方式引起）。通过星震试验可以探测到的内部浓度变化应能提供进一步的信息。如果原子扩散加上质量损失来解释毕宿Li间隙，风就需要被分离。
2010-06-29 astro-ph.SR
Mass loss in pre-main sequence stars via coronal mass ejections and implications for angular momentum loss
我们发展了一个经验模型来估算太阳型前主序星（PMS）通过日冕物质抛射（CME）的质量损失率。我们的方法从观测到的PMS X射线耀斑能量估计CME质量损失率，使用我们经验确定的太阳X射线耀斑能量和CME质量之间的关系：log（M_CME [g]）= 0.63 x log（E_flare [erg]）- 2.57。使用质量确定的最大耀斑的磁性结构上观察到的PMS星，我们建议，这种太阳校准的关系可能会保持超过10个数量级的耀斑能量和7个数量级的CME质量。我们计算的典型太阳型PMS星的CME总质量损失率在1 e-12到1 e-9 Msun/yr之间。然后，我们使用这些CME质量损失率的估计，以推断随之而来的角动量损失导致的主要序列。假设一颗典型的~1 M_sun T Tauri星的CME流出速率<1 e-10 M_sun/yr，那么在最初的~ 100万年期间，由此产生的自旋下降力矩太小，不足以抵消由于收缩和吸积而引起的恒星自旋上升。然而，如果CME的质量损失率大于1 e-10 M_sun/yr，在我们的计算允许的范围内，CME的自旋下降力矩可能会影响到几百万年后恒星的自旋演化。
2012-09-28 astro-ph.SR
The evolution of magnetic hot massive stars: Implementation of the quantitative influence of surface magnetic fields in modern models of stellar evolution
大规模的偶极表面磁场已被发现在一小部分OB星，但只有少数的大质量恒星的恒星演化模型已经考虑到这些化石场的影响。我们正在进行一维流体动力学模型计算，考虑到以简化的参数方式的磁层风相互作用的演变后果。考虑两种效应：i）由于质量损失猝灭，整体质量损失率降低，以及ii）由于磁制动，表面角动量损失增强。由于磁质量损失淬灭的结果，磁性大质量恒星的质量仍然接近它们的初始质量。因此，磁性大质量恒星--即使在银河系的金属丰度下--也有可能成为“重”恒星质量黑洞的祖先。同样，在银河系金属丰度下，对不稳定超新星的形成似乎有磁性的祖先。
2017-02-15 astro-ph.SR
Classical Cepheids Require Enhanced Mass Loss
经典造父变星周期变化率的测量探测恒星物理和演化。此外，更好地了解造父变星的结构和演变提供了更深入的了解他们作为标准蜡烛和测量哈勃常数的工具。我们最近对最近的造父变星北极星的周期变化的研究表明，与经典的恒星演化模型预测相比，它正在经历更大的质量损失。在这项工作中，我们扩大了分析的周期变化率测量约200银河造父变星，并将其与造父变星的人口合成模型，包括对流核心过冲和增强质量损失。没有质量损失的恒星演化模型预测的周期变化率与观察到的速率不一致，而包括增强的质量损失产生的预测速率与观察更一致。这是第一个证据表明，增强的质量损失，如以前建议的北极星和造父变星必须是一个普遍存在的性质，经典造父变星。
2012-10-22 astro-ph.SR
The Cepheid mass discrepancy and pulsation-driven mass loss
上下文造父变星的质量差异是理解经典造父变星的一个长期挑战，其中使用恒星演化和恒星脉动计算的理论质量估计被发现相差约10 - 20%。目标。我们研究的作用，脉冲驱动的质量损失在造父变星阶段的演变，作为一个可能的解决方案，这种质量差异。方法.我们计算了恒星演化模型与造父变星质量损失处方和各种数量的对流核心过冲。使用这些模型确定质量损失对质量差异的贡献，结果。脉动驱动的质量损失被发现捕获造父变星的演化不稳定带，使他们失去约5 - 10%的总质量时，适度的对流核心过冲，一个数额与其他恒星的观察一致，包括在恒星模型。结论.我们发现，适度的对流核心过冲和脉动驱动的质量损失相结合，可以解决造父变星的质量差异。
2011-04-08 astro-ph.SR
A possible solution to the mass-loss problem in M-type AGB stars
质量损失是AGB星的一个基本的，观测上已经确定的特征，但这个过程的许多方面仍然有待了解。到目前为止，自洽动力学模型的尘埃驱动的风再现所观察到的质量损失率似乎只有可能的M型恒星，如果在密切的拱星环境中的颗粒生长到比以前假设的更大的尺寸。为了研究质量损失开始时的粒度分布，高空间分辨率的干涉测量观测是必要的。我们已经观测到两个M型星使用VLTI/VLBI仪器，以限制尘埃颗粒的大小，通过模拟的10微米的硅酸盐功能。计划进行补充观测，我们将提出初步结果。
2010-11-09 astro-ph.SR
Equatorial mass loss from Be stars
Be星被认为是被赤道盘包围的快速旋转的恒星。椎间盘的形成、结构和演化仍然没有很好的了解。在单星模型的框架下，人们期望一个初始快速旋转的恒星的表面可以达到它的开普勒速度（临界速度）。日内瓦恒星演化程序最近得到了改进，以便获得在整个临界旋转阶段赤道盘中的总质量损失和机械质量损失率的一些估计。我们在这里提出的第一个结果的计算网格的快速旋转的B星演变的阶段，并讨论我们得到的第一个估计。
2010-10-05 astro-ph.SR
Centrifugally Driven Mass Loss and Outbursts of Massive Stars
旋转和质量损失是大质量恒星至关重要的相互关联的性质，强烈影响它们的演化和最终命运。大质量恒星在接近其分裂极限时旋转，离心地释放质量，产生具有拱星盘的Be星，并可能驱动爆发。利用MESA恒星演化程序，研究了角动量有效输运对大质量恒星主序星和主序星后自转演化的影响。在快速旋转体中，从收缩的核心到膨胀的包层的角动量可以使表面层旋转超过分裂率，特别是对于靠近（或超过）主序末端和低金属量环境的恒星。我们还表明，离心不稳定性可能会出现在快速旋转的大质量恒星，潜在地触发S剑鱼座爆发观察到明亮的蓝色变星。先前来自双星伴星的质量吸积增加了离心质量损失的可能性和强度。我们讨论了大质量恒星演化，Be星和明亮的蓝色变量的影响。
2020-04-15 astro-ph.SR
CMF models of hot star winds II. Reduction of O star wind mass-loss rates in global models
我们计算全球（统一）风模型的主序星，巨型和超巨型O型恒星从我们的银河系。这些模型是通过求解流体动力学、动力学平衡（也称为NLTE）和共动坐标系（CMF）辐射转移方程从（近）流体静力光球到超音速风计算的。对于给定的恒星参数，我们的模型预测光球和风结构，特别是风的质量损失率没有任何自由参数。我们预测的质量损失率比通常使用的预测低2- 5倍。差异的一个可能原因是放弃了Sobolev近似的辐射力的计算，因为我们的模型同意CMF NLTE辐射转移代码的预测。我们预测的质量损失率同意很好的质量损失率来自观察到的近红外线和X-射线线的配置文件，并略低于来自组合的UV和H $α$诊断质量损失率。因此，校正成团的经验质量损失率估计值可以与理论预测值相一致，使得各个质量损失率估计值之间的平均比率不高于约$ 1.6 $。另一方面，我们的预测是由$ 4.7 $的因素低于纯H $α$质量损失率的估计，并可以与这些值相一致，只有假设一个至少为8的微团聚因素。
2017-06-19 astro-ph.SR
Global hot-star wind models for stars from Magellanic Clouds
我们提供了O型星的质量损失率预测从大麦哲伦云和小麦哲伦云。我们计算全球（统一的，流体动力学）模型大气的主序星，巨星，超巨星的化学成分对应麦哲伦云。模型求解了共动坐标系下的辐射转移方程、动力学平衡方程（也称为NLTE方程）和从（准）流体静力大气到膨胀恒星风的流体动力学方程。这些模型使我们能够预测风的密度，速度和温度（因此也是终端风速和质量损失率）仅从基本的全球恒星参数。由于它们的金属丰度较低，线辐射驱动较弱，导致相对于银河系恒星的风质量损失率较低。我们提供了一个公式，适合我们的模型作为恒星光度和金属丰度的函数预测的质量损失率。平均而言，质量损失率与金属丰度的比例为$ \dot M\sim Z^{0.59}$。预测的质量损失率低于来自H $α$诊断的质量损失率，并且可以与假设聚集因子$C_\text{c}=9$的观测结果相一致。另一方面，预测的质量损失率同意或略高于来自紫外线风线剖面的质量损失率。计算的\ion{P}{v}电离分数也与对具有$T_\text{eff}\leq40\,000\,$ K的LMC星的观测值一致。总之，我们的理论预测提供了合理的模型与一致的质量损失率的测定，可用于定量研究的恒星从麦哲伦云。
2017-12-09 astro-ph.SR
How the mass-loss rates of red-supergiants determine the fate of massive stars ?
质量损失率是决定大质量恒星演化的最相关参数之一。特别是，恒星在红超巨星（RSG）阶段的质量损失率是最不受观测或理论限制的。在本文中，我们展示了RSG阶段的质量损失如何影响恒星的后期演化，以及它导致的超新星的最终类型。我们还讨论了一些可能性，以区分蓝色的恒星，经历了RSG阶段和那些仍然在蓝色部分的赫兹-罗素图。
2013-03-07 astro-ph.SR
Pulsations as a mass-loss trigger in evolved hot stars
在后主序星演化期间，大质量恒星会经历几个短暂的阶段，在这些阶段中，它们会以聚集风和不明来源的物质抛射事件的形式经历更大的质量损失。在赫兹-罗素图中蓝色发光部分的恒星可以脉动，这一发现表明恒星脉动可能会影响或触发增强的质量损失和爆发。我们提出了最近的结果，两个对象在不同的阶段：一个B[e]星在主序列的末端和B型超巨星。
2013-09-19 astro-ph.SR
Helium-Star Models with Optically Thick Winds: Implications for the Internal Structures and Mass-Loss Rates of Wolf-Rayet Stars
我们构建氦（He）星模型与光学厚风和比较它们与银河系沃尔夫-拉叶（WR）星的属性。流体静力氦芯的解决方案顺利地连接到跨音速风的解决方案，满足规律性条件，在音速点。超音速部分的速度结构由一个简单的β型定律假定。通过构造一个中心到表面的结构，可以得到一个质量损失率作为本征值的方程。音速点出现在铁基不透明度峰值以下约1.8e5 - 2.8e5 K的温度处，其中辐射力变得与局部重力相当。光球位于半径3-10倍大于声波点。得到的质量损失率与WR星的质量损失率相当。我们的质量损失率-光度关系与Graefener等人最近获得的关系非常一致。（2017）。WR恒星的光球温度往往比我们的预测要低。我们讨论了恒星演化、详细的辐射传输和风团的影响，这些在本文中被忽略了。
2017-12-02 astro-ph.SR
The impact of realistic red supergiant mass-loss on stellar evolution
精确的质量损失率对于有意义的恒星演化模型是必不可少的。对于初始质量在8 - 30 \msun之间的大质量单星，在恒星模型中实施冷超巨星质量损失会强烈影响其演化，而最常用的冷星相的处方是de Jager的。最近，我们发表了一个新的\mdot \处方校准到RSG与初始质量之间的10 - 25 \msun，这与以前的处方不高估\mdot \最大质量的恒星。在这里，我们进行了一个比较研究MESA-MIST模型，在其中，我们测试的影响，通过重新计算的质量为12-27 \msun \与新的\mdot -处方实施的恒星的演化改变质量损失。我们表明，虽然恒星的HR图中的演化轨迹没有明显的变化，但与使用de Jager处方的模型相比，在核心坍缩时富含H的信封的质量急剧增加。这种增加的包层质量将对II-P型SN光变曲线产生强烈影响，并且不会允许30 \msun \以下的恒星演化回蓝色并爆炸为贫H SN。我们还预测，在爆炸的单星周围的H-信封的量应与初始质量，我们讨论了使用这种方法确定的超新星光变曲线的祖质量的前景。
2021-09-07 astro-ph.SR
The Mass-Loss Return From Evolved Stars to The Large Magellanic Cloud VI: Luminosities and Mass-Loss Rates on Population Scales
本文介绍了红超巨星和渐近巨星分支模型（GRAMS）网格首次应用于大麦云（LMC）整个演化恒星星族的结果。GRAMS是一个预先计算的网格，包含80，843个辐射转移（RT）模型，这些模型是由硅酸盐或碳质尘埃组成的演化恒星和星周尘埃壳。我们使用从光学到中红外的12个测光波段，将GRAMS模型拟合到LMC中的约30，000颗渐近巨星分支（AGB）和红超巨星（RSG）。我们公布的数据集由数千颗演化的恒星组成，这些恒星具有单独确定的演化参数，如光度和质量损失率。GRAMS网格在富氧和富碳化学之间的区分准确率大于80%。从RSG和AGB星向大麦哲伦星云的星际介质（ISM）的全球尘埃注入速率约为1.5 × 10 ^（-5）太阳质量/年，相当于向ISM的总质量注入速率（包括气体）约为5 × 10 ^（-3）太阳质量/年。碳星注入ISM的尘埃是富O AGB星的2.5倍，但质量相同。我们确定了K波段富C AGB星的热辐射校正因子，它是J-K颜色的函数，BC（K）= -0.40（J-K）^2 + 1.83（J-K）+ 1.29。确定了几个富C AGB星尘埃质量损失率的红外颜色代用指标，如log（MLR）=（-18.90）/（（K-[8.0]）+3.37）-5.93。我们发现，一个更大的分数的AGB星表现出的“长二次周期”的现象是O-丰富的径向脉动为主的恒星，和AGB星没有检测到的质量损失不出现在第一泛音…
2012-05-01 astro-ph.SR
Infrared photometry and evolution of mass-losing AGB stars. III. Mass loss rates of MS and S stars
上下文渐近巨星分支（AGB）阶段标志着低质量和中等质量恒星演化的结束，它们是质量返回到星际介质和星系化学演化的基本贡献者。对AGB星的光度和距离的了解不足，阻碍了对质量损失过程的详细了解。目标。在一系列的论文中，我们试图建立一个标准，允许更定量的测定光度的各种类型的AGB星，使用红外（IR）通量作为基础。还需要更新质量损失率的汇编，因为它对我们研究这些恒星的演化特性至关重要。在本文中，我们集中我们的分析研究的质量损失率的银河系S星的样本。方法.我们重新分析的银河系MS，S，SC星的样本的恒星风的属性与可靠的估计的距离的基础上先前确定的标准。然后，我们将所得的质量损失率与先前获得的样品的C-丰富的AGB星。结果平均而言，S星的星风效率低于相同光度的富碳AGB星。近中红外颜色在我们的分析中似乎是至关重要的。他们表现出良好的相关性，特别是对Mira星的质量损失率。我们认为，恒星风的速率之间的关系和近-中红外颜色和变化的周期提高了对低质量恒星的晚期演化阶段的理解，并可能是恒星风的速率之间的关系和热星等的起源。
2010-02-12 astro-ph.SR
The loss of large amplitude pulsations at the end of AGB evolution
自2013年以来，我们正在使用Nancay射电望远镜（NRT）执行一项监测计划，其中包括超过100颗银河系盘OH/IR恒星，具有明亮的1612 MHz OH脉泽发射。脉泽辐射的变化被用来探测潜在的恒星变化。我们希望了解在AGB -后AGB转换期间大幅度变化是如何丢失的。振幅稳定下降的脉动的消失似乎是一个可行的过程。
2018-11-16 astro-ph.SR
Pulsation-triggered mass loss from AGB stars: the 60-day critical period
低质量和中等质量的恒星在演化的后期，红巨星分支（RGB）阶段喷射出大部分质量。它们强烈的恒星风的物理学仍然知之甚少。在标准模型中，恒星的脉动使大气层扩张，使得风能够通过对凝结的尘埃粒子的辐射压力而被驱动。在这里，我们调查风的开始，使用从依巴谷目录中提取的附近RGB恒星。我们发现，当恒星第一次达到60天的脉动周期时，尘埃的产生就急剧开始了。这大约与恒星过渡到第一泛音脉动模式的点重合。光谱能量分布的模型显示，此时恒星质量损失率突然增加，比现有的（色球驱动的）风增加约10倍。尘埃辐射与脉动周期和振幅都有很强的相关性，表明恒星脉动是强烈质量损失的主要触发因素，并决定了质量损失率。尘埃辐射与恒星光度没有很强的相关性，表明尘埃上的辐射压力对质量损失率的影响很小。RGB星通常不会产生尘埃，而由渐近巨星分支星产生的尘埃似乎很常见，并且可能在RGB尖端光度以上无处不在。我们的结论是强风开始于质量损失率的阶跃变化，并由恒星脉动触发。第二个快速的质量损失率增强建议当恒星过渡到基本的脉动模式，在一个周期约300天。
2016-05-09 astro-ph.SR
Population II stars and the Spite plateau; Stellar evolution models with mass loss
我们的目标是确定的限制，观察到的化学丰度把在贫金属矮星的质量损失的潜在作用。自洽恒星演化模型，包括所有的原子扩散和辐射加速28种化学物质的影响进行了计算恒星质量在0.6和0.8 Msun之间。计算了初始金属丰度为Z_0=0.00017，质量损失率为10 e-15 Msun ~ 10 e-12 Msun的模型。然后，他们进行了比较，以前的模型与质量损失，以及模型与湍流混合。对于初始金属丰度为Fe/H=-2.31的模型，质量损失率约为10 e-12 Msun，导致表面丰度分布与湍流模型中获得的分布非常相似。这两个模型与星系晕锂丰度的观测结果以及来自诸如NGC 6397等贫金属球状星团的锂和其他元素丰度的观测结果具有相同的一致性。在这个星系团中，质量损失模型与Li丰度的亚巨星观测结果的一致性略好于湍流模型。低红巨星分支星反而更倾向于湍流模型。质量损失模型和湍流模型之间的较大差异出现在金属的内部浓度。与太阳质量损失率相比，再现高原状锂丰度所需的相对较高的质量损失率似乎不太可能。然而，这些恒星上色球层的存在证明了对质量损失率的进一步调查。
2013-04-03 astro-ph.SR
A plasmoid-model for mass loss from stars on the upper red giant branch: The mass loss rate is controlled by the number of density scale heights in the convection zone
本研究基于等离子体团模型，发现上红巨星支恒星在拐点后的质量损失率与对流区密度标高数呈强反相关，提出该参数是控制质量损失过程速率的主导因素。
2025-08-07 astro-ph.SR
Li-rich AGB/RGB stars: Lithium abundances and mass loss
大多数富含金属的AGB/RGB恒星都呈现出强烈的锂丰度不足，因为这种元素很容易在恒星内部的高温下被破坏。尽管如此，这些恒星中有几颗是富锂的，其锂丰度为log（Li/H）+ 12 > 1.5。在目前的工作中，我们将我们以前对AGB/RGB星的研究扩展到这些恒星的预期质量损失率。具体来说，我们寻找锂丰度和质量损失率或相关参数之间的相关性，在锂丰富的AGB/RGB星。我们估计的质量损失率使用修改后的形式的赖默斯公式，并将其应用到一个大样本的104个富锂巨星可靠的恒星数据。我们提出的方法假设恒星亮度与Li丰度之间呈线性关系，因此可以根据Li丰度来估计亮度。恒星质量是由最近的演化轨迹得到的有效温度和光度。恒星的半径可以由恒星的重力来决定，因此质量损失率可以通过对AGB/RGB分支中的富锂恒星和贫锂恒星进行适当的校准来计算。结果表明，大多数富锂恒星的质量损失率低于富C或富O巨星，不存在锂增强。
2016-09-21 astro-ph.SR
Are the silicate crystallinities of oxygen-rich evolved stars related to their mass loss rates?
28个富氧演化恒星的样本是根据其ISO/SWS光谱中结晶硅酸盐发射特征的存在而选择的。的结晶度，作为结晶硅酸盐功能的通量分数测量，被发现不相关的质量损失率，这是来自拟合的光谱能量分布。
2018-09-26 astro-ph.SR
Yellow supergiants as supernova progenitors: an indication of strong mass loss for red supergiants?
观测到的超新星事件越来越多，这使得在存档图像中更频繁地发现祖星成为可能。在少数情况下，祖先恒星是黄超巨星。这些恒星在赫罗图中的估计位置与经典单星模型的理论轨道不相容。根据几位作者的说法，红超巨星阶段的质量损失率可能被低估了。我们研究了这些质量损失率的增加对12至15 M \odot恒星在其核生命结束时的位置的影响，以调和理论轨道与观察到的黄超巨星祖先。我们使用Geneva恒星演化程序对12 ~ 15 M \odot旋转恒星模型进行了计算。为了说明在RSG阶段的质量损失率的不确定性，我们增加了质量损失率的恒星（3和10倍之间的标准）在该阶段和比较恒星的演化经历这样高的质量损失率与模型计算的标准质量损失处方。我们表明，在赫兹-罗素图的模型的最终位置取决于他们在红超巨星阶段经历的质量损失。随着质量损失率的增加，我们发现一些模型在与观察到的几个超新星祖先的位置相一致的位置结束了它们的核生命。我们的结论是，增加的质量损失率（其中的物理机制仍需要澄清）允许单星模型，以再现同时估计的位置在HRD的YSG SN祖，以及SN类型。
2011-12-12 astro-ph.SR
A model of anisotropic winds from rotating stars for evolutionary calculations
内容：旋转恒星的表面性质可以从极到赤道变化，导致各向异性的恒星风，这是不包括在目前可用的演化模型。目的：我们开发了一种形式主义来描述旋转恒星的质量和角动量损失，它既考虑到了不同的表面性质和扭曲，由于旋转。研究方法：采用非旋转恒星的质量损失配方，我们为旋转恒星表面上的每一点分配一个等效的非旋转恒星，其表面质量通量由配方给出。整体质量损失率和角动量损失率，然后通过在适当的变形恒星表面积分。进化模型进行了计算，我们的处方相比，目前使用的简单的质量损失增强食谱旋转恒星。结果：我们发现，质量损失率在很大程度上是不受影响的双稳态跳跃模型的旋转不敏感。对于那些受双稳定性跳跃，相对于时间的质量损失率的增加是平滑的。由于我们的处方考虑了恒星表面物理条件的变化，受双稳态跳跃影响的区域能够逐渐增长，而不是整个恒星突然受到影响。结论：我们已经提供了一个易于实现和灵活的，但物理上有意义的处方计算质量和角动量损失率的旋转恒星在一个一维的恒星演化代码相比，有利的物理上更全面的模型。我们的方案在恒星演化代码MESA中的实现可以在网上获得：https://zenodo.org/record/7437006
2023-02-21 astro-ph.SR
The Response of Giant Stars To Dynamical-Timescale Mass Loss
我们研究了巨星对质量损失的反应。对质量损失率从$10^{-3}$到几个\msun /年的红巨星和渐近巨星分支星的一维模拟表明，在任何情况下，半径都没有显著增加。最大的半径增加0.2%的情况下，发现质量损失率最低。对于动态时间尺度的质量损失率，这可能会遇到在一个共同的信封阶段，演变不是绝热的。超绝热外层的巨星的信封有一个局部的热时标可比的动力学时标。因此，这一层有足够的时间进行热调整。此外，巨星被赶出流体静力平衡，并动态演化。在这些情况下，恒星半径相对于其初始值没有增加。如果质量损失率足够高，外层的超绝热性将逐渐丧失，并由于热力学和动力学的重新调整而形成辐射区。基于绝热质量损失模型的不稳定质量转移的条件预测半径显著增加，可能需要重新评估。
2012-10-05 astro-ph.SR
Abundance anomalies in pre-main-sequence stars: Stellar evolution models with mass loss
原子扩散对A和F前主序星质量损失的内部和表面丰度的影响进行了研究，以确定在什么年龄的影响实现，以及进一步了解在HAeBe和年轻的ApBp星的过程中发挥作用。自洽恒星演化模型的1.5至2.8 Msun与原子扩散（包括辐射加速）的OPAL不透明度数据库内的所有物种进行了计算和比较的观测HAeBe星。弱质量损失下的原子扩散可以解释观测到的前主序星丰度异常，以及具有富含金属的原色和化学正常的次生色的双星系统，如V380 Ori和HD72106。这与湍流模型相反，湍流模型不允许在前主层序上形成丰度异常。异常现象出现的年龄取决于恒星的质量。对于A和F星，原子扩散的影响可以修改的内部和表面的丰度发病前的MS。出现重要的表面丰度异常的前主序不需要质量损失，但质量损失率影响其幅度。建议进行观测试验，以便从湍流混合的影响中解释质量损失的影响。如果丰度异常在前主序星中得到证实，它们将严重限制湍流在这些恒星中的作用。
2010-11-08 astro-ph.SR
Constraints on the common-envelope evolution process from wide triple systems
共同包络（CE）是相互作用演化双星系统演化的一个重要阶段。双星在CE演化阶段的相互作用导致了轨道内旋和短周期双星或合并的形成，代价是扩展和/或弹出包层。CEE还没有得到很好的理解，因为流体动力学模拟表明，只有一小部分CE质量在动力学螺旋期间被喷射，与后CE双星的观测相反。不同的CE模型表明不同的时间尺度涉及CE-弹射，因此CE-弹射时间尺度的测量可以提供对CE-过程的直接约束。在这里，我们提出了一种新的方法来约束质量损失的时间尺度的CE，使用后CE的二进制文件的一部分，宽轨道三重系统。第三个同伴的轨道/存在约束CE质量损失的时间尺度，因为快速CE质量损失可能会破坏三重系统，而较慢的CE质量损失可能会改变第三个同伴的轨道而不破坏它。作为第一个测试案例，我们研究了两个观察到的CE后二进制宽三倍，沃尔夫-1130和GD-319。我们遵循他们的演变，由于使用分析和数值工具的质量损失，并考虑不同的质量损失函数。我们计算了一个广泛的网格的二进制参数和质量损失的时间尺度，以确定最可能的质量损失的时间尺度导致观察到的系统的属性。我们发现，质量损失的时间尺度的顺序$10^{3}-10^{5}{\rm yr}$是最有可能解释这些系统。这样长的时间尺度与大多数CE质量损失模型，其中预测较短的动态时间尺度，但可能与较长的时间尺度预期从尘埃驱动的风模型CE喷射是一致的。
2018-10-22 astro-ph.SR
Quantifying Stellar Mass Loss with High Angular Resolution Imaging
物质在宇宙中不断循环。最强大的回收途径之一是通过恒星质量损失。所有的恒星都表现出质量损失的速率在~10（-14）到10（-4）M（太阳）yr-1之间，取决于光谱类型、光度等级、自转速率、伴星接近度和演化阶段。第一代恒星主要由氢和氦组成。这些物质通过大质量的风、行星状星云和超新星爆炸，在星际介质中播撒了更重的元素。随后的几代恒星吸收了这种物质，改变了恒星的燃烧方式，并为行星形成提供了物质。了解质量损失对于建模单个恒星以及回答更大的天体物理问题至关重要。了解质量损失对于跟踪单星、双星、星团和星系的演化至关重要。质量损失是我们在模拟基本恒星过程中最薄弱的领域之一。这在很大程度上是由于缺乏对恒星光球和质量损失过程的详细观测。望远镜阵列的高分辨率光学成像开始提供这些数据，并与光谱学和宽红外和亚毫米覆盖相结合，支持更复杂的模型在快速计算机上，并有望在质量损失研究的新时代。
2009-02-17 astro-ph.SR
The thermal equilibrium mass loss model and its applications in binary evolution
双星演化是恒星演化中不可或缺的一部分，它可以帮助我们理解大多数特殊的高能天体的形成和演化，如致密双星、Ia型超新星、X射线双星、激变变星、蓝离散星、热亚矮星和行星状星云中的中央双星。相对于单颗恒星演化的预期，双星中的质量转移可以改变相应天体的演化路径和命运。发生不稳定传质的临界质量比是双星演化中一个尚未解决的基本问题。为了解决这个问题，我们构建了热平衡质量损失模型，并推导出临界质量比的热时间尺度的质量传递和不稳定的质量传递，后者发生时，外拉格朗日点，L2，被过度填充。以几个3.2 Msun恒星模型为例，研究了恒星对热平衡质量损失的响应，给出了热时标质量转移的阈值。我们研究了可能的质量传递通道的二进制系统包含一个3.2 Msun施主星，考虑到热时标质量传递，通过L2不稳定的质量传递，和动态时标质量传递。我们重复这种模拟网格的施主恒星具有不同的质量（从0.1到100 Msun与Z = 0.02），并在不同的演化阶段，并提出我们的结果。结果表明，由于外拉格朗日点的过度填充而引起的不稳定传质也可能在晚红巨星支和渐近巨星支施主的共同包络线的形成中起着至关重要的作用。
2020-06-01 astro-ph.SR
Accounting for planet-shaped planetary nebulae
通过跟踪几个观测到的系外行星系统的演化，我们表明，通过降低单个类太阳恒星在其两个巨分支期间的质量损失率，这些恒星将在其渐近巨分支（AGB）阶段的尖端吞噬它们的行星。这将很可能导致恒星形成椭圆行星状星云（PNe）。在传统的质量损失率下，这些恒星很难形成可观测的PNe。我们提出的质量损失率较低的恒星，约为传统单星质量损失率的15%，使AGB的光度比传统演化产生的要高得多。因此，假设较低的质量损失率也可以解释在古老的恒星星族中存在明亮的PNe。我们提出了四个系外行星系统，代表恒星质量的范围内的0.9-1.3钼的演变。这种低质量损失率的理由是我们假设用于推导传统平均单星质量损失率的恒星样本被遭受双星相互作用的恒星污染。
2017-10-15 astro-ph.SR
Time-dependent atomic diffusion in the atmospheres of CP stars. A big step forward: introducing numerical models including a stellar mass loss
计算丰度分层在ApBp/HgMn恒星大气中，我们正在考虑质量损失，除了在我们的数值代码中的原子扩散，以实现更现实的模型。这些数值模拟与质量损失解决平面平行大气的时间相关的连续性方程，该过程是迭代的，直到获得整个恒星大气的大部分扩散元素的固定浓度。我们发现，镁分层在HgMn星大气中是特别敏感的存在下的质量损失。对于主序星与$T_{\rm{eff}}\approx 12000$ K，观察到的系统性轻度不足的这种元素可以解释，只有当质量损失率约为$4.2\,10^{-14}$太阳质量每年在我们的模型中假设。数值模拟还表明，在HgMn星HD 53929中观察到的P丰度分层可以理解，如果一个弱的水平磁场约75 G存在于该恒星。然而，为了更好地将我们的结果与观测结果进行比较，有必要进行三维建模，特别是当磁场和恒星风-使大气层各向异性-一起考虑时。
2018-11-06 astro-ph.SR
Physics and evolution of the most massive stars in 30 Dor. Mass loss, envelope inflation, and a variable upper stellar mass limit
质量高达80 Msun的恒星质量黑洞合并被确认为强大的引力波辐射源，这使得人们对大质量恒星的物理学产生了更大的兴趣。在大麦云（LMC）的30多尔恒星形成区，已经发现了这类天体可能的祖先的最大样本，即质量高达300 Msun的超大质量恒星（VMS）。VMS的物理和演化是高度不确定的，主要是由于它们接近爱丁顿极限。在这项工作中，我们调查的两个最重要的影响，被认为是发生在爱丁顿极限附近。通过光学厚风增强的质量损失，以及径向膨胀的恒星包层的形成。我们在LMC金属丰度计算VMS的演化模型，并在30 Dor进行年轻恒星星族的人口合成。我们发现，增强的质量损失和信封通货膨胀有一个最大质量的恒星的演化占主导地位的影响。虽然我们的新模型很好地描述了观测到的质量损失特性和相关的表面氦富集，但发现观测到的O星质量损失率覆盖的范围比理论预测的要大得多，最年轻的物体的质量损失率特别低。此外，（旋转）表面富集的O-星制度似乎没有得到很好的理解。在赫兹-罗素图（HRD）中，质量最大的恒星的位置会受到质量损失和包层暴胀的影响。例如，大多数在30 Dor的发光B超巨星，以及在最高光度下的缺乏，可以通过包层膨胀和质量损失的组合来解释。最后，我们发现，推断的初始恒星质量的上限在较大的30 Dor区域是显着低于在其中央集群R 136，这意味着一个可变的上限的恒星质量。
2021-01-11 astro-ph.SR
The evolution of Red Supergiant mass-loss rates
初始质量大于8 M $_\odot$的大质量恒星的命运很大程度上取决于其生命末期的质量损失率（\mdot）。红超巨星（RSG）是II-P型核心坍缩超新星（SN）的直接祖先，但在此阶段任何质量损失的规模和影响都存在不确定性。在这里，我们使用近红外和中红外测光和辐射转移代码DUSTY来确定两个星系团（NGC 7419和$χ$ Per）中RSG的光度和\mdot \值，其中RSG都具有相似的初始质量（$M_{\rm initial}$ $\sim$ 16 M $_\odot$），使我们能够研究\mdot \如何沿着演化序列随时间变化。我们发现光度和\mdot之间有一个清晰的紧密的相关性，这表明在对场星的研究中看到的散射是由相似光度的恒星具有不同的初始质量引起的。根据我们的结果，我们估计了一颗16 M的$_\odot$恒星在RSG阶段会损失多少质量，找到一颗这样质量的恒星总共会损失0.61 $^{+0.92}_{-0.31}$ M $_\odot$。这远低于目前用于进化模型的\mdot \处方的预期。
2017-12-05 astro-ph.SR
Stellar Winds and Mass Loss from Extreme Helium Stars
极端氦星是非常罕见的低质量超巨星，处于演化的后期阶段。它们很可能在经历了一个剧烈的演化阶段后收缩成为白矮星，这一阶段使它们成为缺氢巨星，可能是R CrB星。使用最新一代的球形膨胀恒星大气模型，我们着手测量这些恒星的代表性部分的质量损失率。我们已经使用了高分辨率的紫外和光学光谱，紫外，光学和近红外测光从各种档案。总体大气参数主要取自以前的分析，并检查其一致性。质量损失率通过拟合P-Cygni和C、N和Si紫外共振线的不对称轮廓来测量，其范围为10^{-10} - 10^{-7} M_{\odot} yr^{-1}。这些速率遵循卡斯特型（\dot{M} \propto L^{1.5}）关系，它标志着所有类型的热恒星的质量损失的下限。所研究的恒星的质量损失率也显示出与它们接近爱丁顿极限的强烈相关性。虽然在许多情况下都有光球脉动的报告，但没有确凿的证据表明恒星风的变化。
2010-01-25 astro-ph.SR
Pulsation Period Change & Classical Cepheids: Probing the Details of Stellar Evolution
长期周期变化的测量探针实时恒星演化的经典造父变星，使这些测量强大的约束恒星演化模型，特别是当与干涉测量相结合。在这项工作中，我们提出了恒星演化模型和测量的周期变化率的两个银河造父变星：北极星和船底座，都是重要的造父变星锚定造父变星莱维特定律（周期光度关系）。结合先前测量的视差，干涉角直径和周期变化率，可以预测造父变星的质量损失和恒星质量。利用恒星演化模型，我们发现l Car的质量约为9 $M_\odot$，与恒星脉动模型一致，但没有经历增强的恒星质量损失。相反，北极星的周期变化率需要包括增强的质量损失率。我们讨论了这些不同的结果意味着造父变星的演化和造父变星不稳定带的质量损失机制。
2014-07-30 astro-ph.SR
