Wide post-common envelope binaries containing ultramassive white dwarfs: evidence for efficient envelope ejection in massive AGB stars
通过观测五个宽轨道周期（18-49天）的含超质量白矮星双星，证明高效包层复合能量抛射可解释宽后共有包层双星的形成，并可能解释自引力透镜双星、后AGB双星及钡星起源。
2023-12-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Common envelope ejection in massive binary stars - Implications for the progenitors of GW150914 and GW151226
最近探测到的一对相对大质量的恒星质量黑洞（BH）合并事件的引力波信号（GW 150914和GW 151226）要求对这种祖系统的形成进行一般性的调查。我们分析了共同的信封（CE）阶段的“传统”的形成通道中的二进制文件，其中第一个形成的紧凑的对象经历了在其演变的伴星的信封内的螺旋和在这个过程中的信封。我们计算了初始质量在4和115 Msun之间的施主恒星的包络结合能，金属丰度为Z=Zsun/2和Z=Zsun/50，并推导出喷射这些包络所需的螺旋物体的最小质量。我们发现CE演化除了产生WD-WD和NS-NS双星外，原则上也可能产生大质量BH-BH系统，其中单个BH组分质量高达~50-60 Msun，特别是对于演化为巨星的施主星。然而，大质量恒星的包层喷射的物理学仍然不确定。我们讨论了能量收支形式的适用性、分岔点的位置、复合能和吸积能作为可能的能量来源，并对膨胀氦核的影响进行了评述。大质量恒星的金属丰度范围很广，初始质量至少为115 Msun，可能会脱落它们的外壳，并在CE演化中幸存下来，这取决于它们的初始轨道参数，类似于具有简并核心的中等质量和低质量恒星的情况。我们的结论是，基于恒星结构的计算，并在通常的简单的能量收支分析的角度来看，像GW 150914和GW 151226事件可能产生的CE通道。然而，对CE后轨道间隔的计算，以及因此估计的LIGO探测率，仍然高度不确定。[删节]
2016-11-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multiple outflows and delayed ejections revealed by early imaging of novae
通过早期成像揭示新星中多重喷流和延迟喷射机制，挑战了传统对质量喷射的理解。
2025-12-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Successful Common Envelope Ejection and Binary Neutron Star Formation in 3D Hydrodynamics
在引力波和电磁辐射的多信使探测中观测到了中子星合并。在哈勃时间内合并的双中子星，以及许多其他紧凑的双星，预计将通过共同的信封演变形成。然而，50年的研究，共同的信封演变尚未导致一个令人满意的理解的多空间多时间尺度的演变系统，导致紧凑的双星。在本文中，我们报告的第一个成功的模拟共同的信封喷射导致双中子星形成的三维流体动力学。在不同的初始距离和初始条件下，模拟了12 $M_\odot$红超巨星和1.4 $M_\odot$中子星相互作用的动力学螺旋相。对于我们所有的模拟，我们发现完整的信封喷射和最终的轨道分离的$a_{\rm f} \approx 1.3$ - $5.1 R_\odot$取决于模拟和标准，导致二元中子星，可以合并在哈勃时间。我们发现$\approx 0.1$ - $2.7$的$α_{\rm CE}$等效效率取决于模拟和标准，但这可能是特定于这些扩展的祖细胞。我们完全解决了核心的明星$\lesssim 0.005 R_\odot$和我们的三维流体动力学模拟通知调整后的一维解析能量形式主义和二维运动学研究，以克服高昂的计算成本模拟这些系统。我们在本文中开发的框架可以用来模拟各种各样的恒星之间的相互作用，从恒星合并到共同的信封情节导致GW源。
2022-07-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Wave-driven mass loss of stripped envelope massive stars: progenitor-dependence, mass ejection, and supernovae
由星周相互作用提供动力的快速上升和衰减的超新星的发现表明，超新星爆发前阶段是大质量恒星演化中的一个临界现象。从理论上预测的物质抛射机制来理解星周介质的质量和径向范围是非常重要的。在这项工作中，我们研究了大质量贫氢恒星的波加热过程，运行一套恒星模型，以预测波能量和预爆炸的时间尺度的表面能沉积。我们调查恒星模型的主序星祖质量从20- 70 $M_{\odot}$和金属丰度从0.002到0.02。这些模型中的大多数预测，只有不到$\sim \! 10^{47} \, {\rm erg}$的能量沉积在包层中，大部分能量沉积在恒星演化的最后一周。这意味着CSM的质量小于$\sim \! 10^{-2} \, M_\odot$，延伸到小于$\sim \! 10^{14} \, {\rm cm}$，太小而不会对后续超新星的光变曲线或光谱产生很大影响，除非是在冲击爆发阶段。然而，一些模型预测有点较高的波能通量，我们进行流体动力学模拟的质量喷射过程。对后续超新星的辐射转移模拟预测了一个明亮但短暂的冲击冷却阶段，如果在爆炸后几天内发现某些Ib/c型超新星，就可以在其中检测到。
2021-12-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Path to Constraints on Common Envelope Ejection in Massive Binaries: Full Evolutionary Reconstruction of Three Black Hole X-ray Binaries
International Centre of Supernovae (ICESUN), Yunnan Key Laboratory of Supernova Research, Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences (CAS)（中国科学院云南天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Institute of Science and Technology Austria（奥地利科学技术研究所）
本文通过重建三个观测到的黑洞X射线双星，研究共包层阶段的效率参数约束，发现需满足特定效率值才能自洽形成这些双星。
2026-04-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Calibration of Binary Population Synthesis Models Using White Dwarf Binaries from APOGEE, GALEX and Gaia
利用APOGEE、GALEX和Gaia数据校准二进制人口合成模型，研究白矮星双星的质量转移稳定性及包层抛射效率。
2025-05-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
An optimal envelope ejection efficiency for merging neutron stars
本文利用 BINARY_C 模拟发现，并合中子星局域发生率在包层抛射效率 α≈0.3–0.4 处达到峰值，该峰值受金属丰度和电子俘获超新星 kick 弥散调控，并可解释 GW190425 的质量差异。
2023-04-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Thermonuclear and Electron-Capture Supernovae from Stripped-Envelope Stars
当从富含氢的包层中剥离出来时，初始质量在$\sim$ 7和11 M $_\odot$之间的恒星会发展出大质量的简并核心并坍缩。根据最终的结构和组成，结果可以从热核爆炸到电子捕获超新星（ECSN）中的中子星的形成。最近的研究表明，在这个质量范围内的恒星，当它们的中心密度仍然低于$ρ_{\rm c} \lesssim 10^{9.6}$ g cm $^{-3}$时，可能会引发爆炸性的氧燃烧。这使它们成为Ia型超新星的有趣候选者-我们称之为（C）ONe SNe Ia -并且可能对通过ECSNe形成中子星具有更广泛的意义。在这里，我们模拟了252氦恒星的演化，初始质量在$0.8-3.5$ M $_\odot$范围内，金属丰度在$Z=10^{-4}$和$0.02$之间。我们使用这些模型来约束的中心密度，成分和信封质量在爆炸氧气点火时。我们进一步研究这些属性的敏感性，质量损失率的假设，使用不同的风力效率的其他模型。我们发现，质量在$\sim$ 1.8和2.7 M $_\odot$之间的氦星演化到$1.35-1.37$ M $_\odot$（C）ONE核心，在中心密度在$\rm \log_{10}(ρ_c)\sim 9.3$和9.6之间时引发爆炸性燃烧。我们限制了核心碳燃烧后保留的残余碳的量，并得出结论，它在确定最终结果中起着关键作用：保留超过$\sim 0.005$ M $_\odot$碳的B…
2022-10-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
A proto-helium white dwarf stripped by a substellar companion via common-envelope ejection -- Uncovering the true nature of a candidate hypervelocity B-type star
在过去，SDSS J160429.12+100002.2被光谱分类为蓝色水平分支（BHB）星。假设亮度是BHB星的特征，该天体的径向速度和自行从盖亚早期数据发布3将意味着它的银河系静止帧速度超过其本地逃逸速度。因此，该物体将被视为超高速恒星，这将证明特别有趣，因为它的银河系轨迹指向我们的方向。然而，基于后续观测的光谱分析，我们表明，该对象实际上是一个短周期（$P \approx 3.4$ h）单线光谱双星系统与可见的B型星（有效温度$T_{\mathrm{eff}} = 15\,840\pm160$ K和表面重力$\log(g) = 4.86\pm0.04$），这是比典型的BHB星发光。因此，该系统的距离比最初想象的要低，这使得它的银河系轨道与银河系绑定。尽管如此，它仍然是一个极端的光环物体在一个高度逆行的轨道。氦、碳、氮、氧、氖、镁、铝、硅、硫和钙的丰度比太阳低3倍至100倍，而铁的丰度比太阳高6倍。这种特殊的化学成分模式很可能是由原子扩散过程引起的。结合天体测量学、轨道运动、测光和光谱学的限制，我们得出结论，可见光部分是一个未演化的原氦白矮星，其薄的氢包层被一个亚恒星伴星通过共包层喷射剥离。它独特的结构使得双星系统成为恒星双星演化的一个有趣的试验平台，特别是共同包层演化。
2021-06-19 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The role of mass transfer and common envelope evolution in the formation of merging binary black holes
随着观测到的合并双星黑洞（BH）数量的增长，需要精确的模型来解开多个形成通道。在孤立双星模型中，质量传递（MT）和共同包络（CE）演化的稳定性仍然存在重要的不确定性。为了研究其中的一些不确定性，我们计算了使用MESA的$30M_\odot$，低金属量（$Z_\odot/10$）与BH伴星的模拟。我们开发了一个处方来计算MT率，包括可能的流出外拉格朗日点，和一种方法，以自洽地确定CE演化的情况下的核心包络边界。我们发现，二进制生存CE只有当不稳定的MT发生后，形成的深对流信封，导致在一个狭窄的范围（0.2德克斯）的信封弹射期间。与辐射包层开始相互作用的所有情况都具有较大的结合能（$\sim 10^{50}$ erg），并且即使假设包层的所有内部和复合能量以及来自内螺旋的能量都用于喷射，也会在CE期间合并。这是独立的核心氦点火的捐助者，在此条件下，各种快速人口合成计算假设成功的喷射是可能的。此外，我们发现，不稳定的临界质量比是这样的，为$\sim 1-1000$天之间的时期合并二进制BH可以通过稳定的MT形成。这些系统的很大一部分溢出的L $_2$等势，在这种情况下，我们发现稳定的MT产生合并的二进制BH，即使在极端的假设质量和角动量外流。我们的结论仅限于一个捐助者的明星的研究，但建议人口合成计算高估了合并二进制BH CE进化产生的形成率，稳定的MT可以占主导地位的速度从孤立的二进制。
2021-03-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Energy Sharing Timescale in an Analytic Framework for Common Envelope Hydrodynamics
本研究提出一种分析公共包层事件的新预测理论，通过引入抛射参数与动力学参数构建解析框架，可描述旋进全过程，与3D流体模型初步吻合，有望替代现有双星种群合成中的公共包层处理方法。
2025-01-14 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
It has to be cool: on supergiant progenitors of binary black hole mergers from common-envelope evolution
大质量双星系统的共包络演化被认为是形成致密双星合并的最有希望的途径之一。在合并双黑洞（BBH）的情况下，基本CE阶段发生在第一个BH已经形成的阶段，伴星膨胀为超巨星。我们研究的BH双星与超巨星的同伴将通过进化和潜在的生存CE阶段。为此，我们计算信封结合能从详细的大质量恒星模型在不同的演化阶段和金属丰度。我们做了多个物理极端的假设，有利于更容易CE弹射，以及占传质稳定性标准的最新进展的选择。我们发现，即使是最乐观的假设，一个成功的CE弹射BH（也NS）双星是唯一可能的，如果捐助者是一个巨大的对流信封巨人，红超巨星（RSG）。换句话说，前CE祖先的BBH合并是BH双星与RSG同伴。我们发现，由于金属丰度对大质量巨星径向膨胀的影响，它对RSG的包络结构和结合能有间接但非常强烈的影响。我们的研究结果表明，人口合成模型的合并率可能被严重高估，特别是在低金属丰度。此外，观测到的亮度高于log（$L/L_{\odot}$）= 5.6-5.8的RSG的缺乏，对应于具有$M > 40 M_{\odot}$的恒星，使CE通道形成最大质量BBH合并的可行性受到质疑。这样的RSG要么由于非常短的寿命而逃避检测，要么它们不存在并且CE通道只能产生具有总质量$< 50 M_{\odot}$的BBH系统。我们讨论了另一种CE方案，其中一个部分的信封喷射之后，可能长期和稳定的质量转移的阶段。
2020-10-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
A panchromatic view of the restless SN2009ip reveals the explosive ejection of a massive star envelope
2012年SN 2009 ip的爆炸引发了我们对大质量恒星演化后期阶段的理解问题。在这里，我们提出了一个全面的研究SN 2009 ip在其显着的再增亮（S）。从GeV到射电波段的高节奏测光和光谱观测来自各种地面和空间设施（包括VLA，Swift，Fermi，HST和XMM），这些观测结果表明SN 2009 ip是一个低能量（E~ 10^50 erg，喷出物质量约为0.5 Msun），并且可能是在一个复杂介质中的不对称爆炸，该介质由不安分的祖星多次爆发形成。大部分的能量是由于冲击波通过位于5x10^14 cm处的致密物质壳层爆发而辐射出来的，该物质壳层的M约为0.1 Msun，是在大爆炸前约40天由前兆爆发喷出的。我们将近红外过量辐射解释为位于更远处（R> 4 × 10^15 cm）的物质的尘埃蒸发的特征，其起源必须与前几年记录的质量损失事件有关。我们的模型预测明亮的中微子发射与冲击波爆发，如果宇宙射线的能量是可比的辐射能量。我们将这种现象与大质量祖星外层的爆炸性喷射联系起来，后者后来与之前爆发所沉积在周围的物质相互作用。未来的观测将揭示发光蓝变星（LBV）的祖先星是否幸存下来。无论爆炸是否是终端，SN 2009 ip揭示了持续的偶发性质量损失的新渠道的存在，其物理起源尚未确定。
2013-05-31 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Double-Peaked SN2013ge: a Type Ib/c SN with an Asymmetric Mass Ejection or an Extended Progenitor Envelope
我们提供了从-13到+457天的Ib/c型SN 2013 ge的广泛观测，包括爆炸后2-4天开始的光谱和快速紫外光光度测量。这个数据集使SN 2013 ge成为早期观测到的最好的正常Ib/c型SN之一--当光变曲线对祖先配置和放射性元素的混合特别敏感时--并揭示了紫外波段中两个不同的光变曲线分量。第一种成分在4-5天内上升，在爆炸后的第一周内可见。第一分量的光谱具有蓝色连续谱，并显示出大量的高速度（~ 15，000 km/s）但窄（~3500 km/s）的特征，表明线形成区域受到限制。爆炸参数估计的散装爆炸是标准的Ib/C型SN，并有证据表明，在早期的弱他的功能。此外，SN 2013 ge在低金属量环境中爆炸，我们已经获得了一些迄今为止Ib/c型SN的最深无线电和X射线极限，这限制了祖先的质量损失率。根据我们对早期发射的解释，我们对SN 2013 ge有两种不同的祖先情景。如果第一个成分是冷却包层发射，那么SN 2013 ge的前身要么拥有一个低质量的扩展包层，要么在核心坍缩前的最后不到1年内喷射出一部分包层。或者，如果第一个组件是由于向外混合的Ni-56，那么我们的观察结果是一致的一个独特的团块的镍丰富的材料在高速不对称喷射。目前的SN激波与双星伴星碰撞的模型不能再现SN 2013 ge早期发射的时间尺度和光度。最后，SN 2013 ge的第一个成分的光谱与快速下降的SN 200…
2016-02-25 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Ejection of the massive Hydrogen-rich envelope timed with the collapse of the stripped SN2014C
我们在前500天内对SN 2014 C进行了多波长观测。这些观测结果代表了第一次对年轻的河外剥离信封SN进行高能X射线的固体探测。SN 2014 C是一颗具有普通爆炸参数的去氢祖星的爆炸。然而，在大约1年的时间尺度上，SN 2014 C经历了一次完全的蜕变，从一颗普通的Ib型贫氢超新星演变成一颗强相互作用的IIn型富氢超新星。在整个光谱中观察到SN冲击波与致密介质相互作用的特征。与Swift、Chandra和NuSTAR的协调观测详细地捕捉到了演化过程，并揭示了在距离爆炸地点约6d 16 cm处存在一个约1 Msun的富氢物质的巨大壳层。我们估计，在核心坍塌之前的几十年到几个世纪里，壳层被祖先恒星喷射出来。这一结果对目前的大质量恒星演化理论提出了重大挑战，因为它需要一种物理机制来负责与恒星坍缩开始同步的贫氢SN祖星最深氢层的喷射。理论研究指出，在大质量恒星核燃烧的最后阶段，二元相互作用和/或不稳定性是时间相关的质量损失的潜在触发因素。我们利用183 SNe Ib/c的样本与公共无线电观测来限制这些情况。我们的分析在约10%的SNe中识别出了SN 2014 C类签名，并限制了无线电数据。这个分数是有点大，但合理的预期从最近的信封喷射由于二进制的演变，如果喷出的材料可以在封闭的环境中生存1000-10000 yrs. Alternatively，核燃烧不稳定性延伸到核心C-燃烧阶段也可…
2016-01-25 astro-ph.HE
Binary Interaction Dominates Mass Ejection in Classical Novae
最近的观测表明，我们对经典新星质量损失的理解是不完整的，这激发了对新星质量喷射物理过程的新理论研究。本文利用恒星演化程序MESA对经典新星外流进行了流体动力学模拟。我们发现，当双伴星被忽略，白矮星与质量>= 0.8 Msol成功地发射辐射压力驱动的光学厚风，带走了大部分的信封。然而，对于大部分的质量损失阶段，这些风的加速半径超过白矮星的罗氏半径假设一个典型的灾难性的变量捐助者。这意味着，在标准的光学厚风形成之前，质量损失将由二元相互作用引发和形成。只有当加速区域在白矮星的洛希半径内后退时，才能成功发射各向同性的光学厚风，这发生在大部分包层已经被喷射出来之后。这两种外流模式之间的相互作用-第一阶段的缓慢，二进制驱动，赤道上集中的质量损失，包括大部分的质量喷射和第二阶段组成的快速，各向同性，光学厚风-是一致的非球面喷出物和多个外流组件的签名的观察。我们还发现，孤立的低质量白矮星<= 0.8 Msol在任何阶段都不会发展出无束缚的光学厚风，这使得考虑双星伴星对由此产生的爆发的影响变得更加重要。
2022-09-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Infrared outbursts as potential tracers of common envelope events in high-mass X-ray binary formation
经典的大质量双星演化情景预测，过渡的共同包络（CE）阶段之前，以及成功的演化阶段时，一个双星组成的紧凑的对象和一个大质量的恒星，即高质量X射线双星（HMXB）。普通包络线的观测表现缺乏约束。我们推测，在某些情况下，它的喷射可能会被观察到作为一个瞬态事件在中红外（IR）波长。我们估计的CE喷射事件和HMXB每恒星形成单位率的预期数量，并比较这些理论估计与观测。我们编制了一份由斯皮策红外密集瞬变调查检测到的85个性质不确定的中红外瞬变的列表，并搜索它们与X射线、光学和紫外源的关联。我们的理论估计，我们发现，只有一个潜在的HMXB可能与IR瞬变，并初步提出，X射线源NGC 4490-X40可能是一个前兆的SPIRITS 16 az事件。在其他有趣的来源中，我们认为超新星遗迹候选者[BWL 2012] 063可能与SPIRITS 16 ajc有关。我们还发现，两个SPIRITS事件可能与新星，和七个有潜在的光学同行。我们的结论是，大规模的二进制演化的情况下，涉及CE事件不矛盾的红外瞬变和HMXB恒星形成星系目前可用的观测。
2018-05-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
From spherical stars to disk-like structures: 3D common-envelope evolution of massive binaries beyond inspiral
通过三维模拟研究红超巨星与致密伴星的共包层演化，发现伴星快速旋进将恒星转化为盘状结构并驱动磁喷流，揭示了不同于传统球对称抛射的新机制，且环双星盘作用提升了双中子星并合概率。
2024-10-10 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Fits for the convective envelope mass in massive stars
本文针对大于8倍太阳质量的大质量恒星，建立以总质量、金属丰度和表面温度为变量的对流包层质量及结合能解析拟合，以支持快速双星族群合成中的两阶段共包层形式体系。
2024-05-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Formation of Recycled Pulsars in Common Envelope Binaries
Nanjing University（南京大学）
研究通过模拟揭示共同包层阶段和解耦阶段对中子星再循环成毫秒脉冲星的关键作用。
2026-01-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Common envelope: enthalpy consideration
在这封信中，我们讨论了一个修改的标准，为共同的信封（CE）的事件，导致信封分散。我们强调，目前的CE阶段的能量标准是不够的CE的不稳定性，也没有弹射。然而，在某些情况下，恒星的包层会经历稳定的质量流出，这可能发生在CE事件的缓慢螺旋进入阶段。我们提出了这种外流的条件，以类似于目前标准的$α_{\rm CE}λ$ -处方的方式，但在能量平衡方程中增加了$P/ρ$项，因此考虑了包络的焓，而不仅仅是气体内能。这产生了一个显着的校正，这可能有助于免除在CE阶段的能量效率参数的非物理高值，目前需要在二进制人口合成研究，使生产的低质量X射线双星（LMXB）与黑洞同伴，以匹配的意见。
2011-03-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Modeling High Mass X-ray Binaries to Double Neutron Stars through Common Envelope Evolution
该研究模拟含高质量供体星与中子星的宽双星CE演化，考虑不同抛射效率，发现其可能进入CEDP阶段，还探讨双中子星形成等，对理解相关天体物理过程有重要意义。
2024-12-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Free Neutron Ejection From Shock Breakout in Binary Neutron Star Mergers
合并的中子星会产生冲击波，将重原子核分裂成核子，特别是在外层。可以预期，即使在电子-正电子对消失之后，一些避免捕获正电子的中子仍然保持为自由中子。为了研究合并中子星能喷射出多少自由中子，我们用简化的球对称激波在流体静力学包层中传播并从表面出现的模型进行了特殊相对论拉格朗日流体力学计算。我们系统地研究了合并中子星的大小和冲击波能量的宽参数空间。结果发现，剩余的自由中子的质量是$10^{-7}$到$10^{-6}\ M_{\odot}$，这比先前预期的小两个数量级以上。对于大尺寸的包层，有一个优选的$10^{48}$ erg量级的能量，它产生最大量的自由中子。我们简要地讨论了自由中子层的辐射，并估计了在合并后$\sim 30$ min内光学带的光度约为$7\times 10^{41}$ erg s $^{-1}(M_{\rm n}/10^{-6}\ M_\odot)$。
2018-06-18 astro-ph.HE
Gravitational waves from in-spirals of compact objects in binary common-envelope evolution
引力波源的探测使我们能够确定致密双星及其螺旋结构的特征。然而，其他耗散过程可以影响内螺旋。在这里，我们表明，在螺旋的紧凑的对象通过一个气体的共同信封（CE）所产生的演变恒星的同伴产生一种新型的GW源，其演变是由耗散气体动力学摩擦效应CE为主，而不是GW排放本身。GW信号的演化和性质与孤立的贫气体合并的GW信号的演化和性质显著不同。我们发现$\sim10^{-23}$ - $10^{-21}$（$10{\rm kpc}/{D}$）的特征菌株，这些来源-可观察到的下一代天基GW探测器。GW信号的演化可以作为演化恒星内部区域的探测器，以及CE演化的最后阶段，否则无法通过其他观测手段获得。此外，这种CE合并经常伴随着可观测的爆炸电磁对应物和/或奇异星的形成。
2019-12-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Explaining iPTF14hls as a common envelope jets supernova
我们提出了一个共同的信封喷流超新星的情况下，神秘的超新星iPTF 14 hls的中子星，螺旋在一个大质量的巨星的信封内吸积质量和发射喷流，动力弹射的拱壳和几个星期后爆炸本身。为了解释星周气体和爆炸的动能，中子星应该吸积大约0.3个太阳质量的质量。当中子星在巨恒星的包层内绕轨道运行大约一到几周时，数十个太阳质量的星周气体被喷射出来，这些气体构成了一些吸收线。在相互作用的最后几个小时，中子星与核心合并，吸积质量，并发射喷流，将核心和内部包层喷射出来，形成爆炸本身和超新星光球所在的介质。剩下的中子星吸积了后备气体，进一步为超新星提供了动力。我们把1954年爆发前的爆发归因于一个偏心轨道和临时质量吸积的中子星在近星通道开始前的共同信封阶段。
2017-12-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Mass Ejection in Failed Supernovae: Variation with Stellar Progenitor
我们研究了在恒星核坍缩过程中，当停滞的激波不复活而形成一个黑洞时，物质的喷射。在质子中子星阶段的中微子发射导致核心的引力质量减少，导致向外的声音脉冲在穿过恒星时变陡成冲击波。我们探索这种质量喷射机制的性质在一系列的恒星祖先使用球对称的，时间依赖的流体动力学模拟参数化处理中微子质量损失，并遵循整个恒星的冲击传播。我们发现，所有类型的恒星祖先可以通过这种机制喷射质量。喷出的质量是恒星表面重力的递减函数，范围从红超巨星的几个$M_\odot$到蓝超巨星的$\sim 0.1M_\odot$和沃尔夫-拉叶星的$\sim 10^{-3} M_\odot $。我们发现，在表面的最终冲击能量是一个减少的核心紧凑性的函数，并在所有情况下是$\lesssim 10^{47}-10^{48}$ erg。在具有足够大的包封、高的核心致密性或两者的组合的祖细胞中，声脉冲不能使质量分离。成功的物质抛射伴随着显著的回退吸积，可持续数小时至数年。我们预测的冲击爆发和热坪发射产生的蓝超巨星和沃尔夫-拉叶祖否则失败的超新星的外壳喷射的属性。
2018-02-02 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Violent mass ejection by the progenitors of the brightest planetary nebulae: supernova progenitors
本文通过分析银河系最亮行星状星云的形态，提出剧烈双星相互作用（如公共包层并合）是其主星云的主要抛射机制，并指出此类系统可能是Ia型超新星的前身星。
2023-12-05 astro-ph.HE
Pulsational Pair-instability Supernovae. I. Pre-collapse Evolution and Pulsational Mass Ejection
我们计算了大质量恒星的演化，当富氧核心形成时，它们会经历脉动对不稳定性（PPI）。计算了初始质量为$80 - 140$ $M_{\odot}$、金属丰度为$Z = 10^{-3} - 1.0$ $Z_\odot$的恒星从主序星到PPI起始的演化。由于质量损失，$Z \leq 0.5$ $Z_\odot$是恒星形成足够大质量的He核所必需的（即，质量$>40 ~M_\odot$）进行PPI。计算了质量为$40 - 62 ~M_\odot$和$Z = 0$的He核从PPI到Fe核开始坍塌的流体动力学演化阶段。在PPI期间，电子-正电子对的产生导致富氧核心的快速收缩，从而引发爆炸性的O燃烧和核心的脉动。我们研究了脉动动力学、热力学和核合成的质量依赖性。对于质量更大的He核，脉动更强，并导致如此大量的质量喷射，例如对于$40 - 62 ~M_\odot$ He核的$3 - 13$ $M_\odot$。这些He核最终经历Fe核坍缩。$64 ~M_\odot$ He核心完全破裂，成为一颗对不稳定超新星。这些氦核周围的无氢拱星物质的质量足以解释所观察到的I型（无氢）超亮超新星与拱星相互作用的光变曲线。我们还注意到，质量喷射将黑洞（BH）的最大质量设置为$\sim 50$ $M_{\odot}$，这与VIRGO和aLIGO最近检测到的BH质量一致。
2019-12-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Landscape of Unstable Mass Transfer in Interacting Binaries and Its Imprint on the Population of Luminous Red Novae
University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）；Niels Bohr International Academy, Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所、尼尔斯·玻尔国际学院）；Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森天体物理中心）；Institute for Theory and Computation, Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森理论计算研究所）
本研究通过双星人口合成与恒星演化计算，分析了不稳定质子转移对明亮红色新星种群的影响，发现双峰分布并提出长持续时间事件可能源于非脉冲式包层抛射。
2026-02-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Eruption of the Envelope of Massive Stars by Energy Injection with Finite Duration
相当一部分超新星显示出致密的星周物质（CSM）的特征。虽然存在多种产生密集CSM的情景，但由于外层包层底部的能量注入而导致的大规模喷发是可能的。我们进行了辐射流体动力学模拟的爆发质量损失从一个典型的红超巨星祖与初始质量的$15\ M_\odot$，第一次专注于注入的时间尺度以及能量。我们发现，不仅需要足够的能量注入，而且还需要足够的能量注入每单位时间的速率，$L_{\rm{min}} \sim 8\times 10^{40}$ erg s $^{-1}$在这个特定的模型中，未结合CSM喷发。这一结果表明，能量注入率需要大于结合能的信封除以动态时间尺度的爆发。所得到的CSM，其形状的分析和数值预测的瞬时能量注入的限制，同样适用于一个有限的注入时间尺度的密度分布。我们讨论了我们的研究结果的框架内提出的大规模爆发的情况下，特别是波驱动的爆发和共同的信封弹射。
2022-04-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Going from 3D common-envelope simulations to fast 1D simulations
本文介绍并测试 Bronner 等人（2024）的快速一维公共包层模拟方法，表明其经参数校准后可再现三维轨道演化与包层抛射，且参数依赖恒星结构。
2024-12-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
White dwarf binaries suggest a common envelope efficiency $α\sim 1/3$
共同包络（CE）的演变，这是至关重要的创建短周期的双星和相关的天体物理事件，可以约束这种双星的形成历史的反向建模。通过分析一个具有低质量主星的约束良好的白矮星（WD）双星样本（7个食双WD，2个非食双WD，1个WD-棕矮星），估算了释放氢包层所需的CE能量效率$α_{\rm{CE}}$.我们使用网格的He和CO核心WD模型，以确定质量和冷却年龄，匹配每个主要WD的半径和温度。假设引力波驱动的轨道衰变，我们然后计算在后CE轨道周期的相关范围。通过将WD模型映射到红巨星祖先星的网格，我们确定了CE演化开始时的总包络结合能和可能的轨道周期，从而约束了$α_{\rm CE}$。假设氦核WD的祖细胞为0.9 - 2.0 $M_\odot$，我们发现$α_{\rm CE} \! \sim \! 0.2-0.4$与我们建模的每个系统一致。对于更高质量的祖细胞和共芯WD，需要显著更高的$α_{\rm{CE}}$值，因此认为这些情况不太可能发生。我们的值大多是一致的，与以前的研究后CE WD二进制文件，他们建议一个几乎恒定的和低的信封弹射效率CE事件，产生He核心WD。
2022-12-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
The helium common-envelope wind scenario for SN 2020eyj
SN 2020eyj的特征表明，氦共同包层风模型能解释其大规模氦-rich CSM、低亮度和低喷射速度等特性。
2025-12-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
ALMA spectral survey of Supernova 1987A --- molecular inventory, chemistry, dynamics and explosive nucleosynthesis
本文报道了超新星1987 A在毫米波段的首次分子谱线测量。在ALMA 210- 300和340- 360 GHz谱中，我们探测到冷（20- 170 K）CO、28 SiO、HCO+和SO，还有来自喷出物的较弱的29 SiO谱线。这是首次在年轻超新星遗迹中发现HCO+和SO。我们发现在J=6- 5和5- 4 SiO线剖面中有一个倾角，这表明喷出物的形态可能是拉长的。CO和SiO线轮廓的差异与流体动力学模拟一致，流体动力学模拟表明瑞利-泰勒不稳定性导致气体混合，较重的元素受到更大的干扰，使结构更加细长。我们得到的同位素比值为28 SiO/29 SiO>13，28 SiO/30 SiO>14，12 CO/13 CO>21，最可能的极限为28 SiO/29 SiO>128，28 SiO/30 SiO>189。SN 1987 A的低29 Si和30 Si丰度与核合成模型一致，该模型表明在低金属丰度环境中，如大麦云云，富中子同位素的形成效率低下。推断出的HCO+的大质量（~ 5x 10 ^-6 Msun）和SiS的小质量（<6x 10 ^-5 Msun）可能是爆炸后元素立即混合的结果。这种混合可能导致一些氢从包层沉入富碳和富氧区域，从而形成大量的HCO+。氧原子可能已经渗透到硅和硫区，抑制了SiS的形成。我们的ALMA观测打开了一个新的窗口，研究化学，动力学和爆炸核合成超新星。
2017-04-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Explosive Nucleosynthesis in Sub-Chandrasekhar Mass White Dwarf Models for Type Ia Supernovae: Dependence on Model Parameters
最近对Ia型超新星（SNe Ia）的观测显示了爆炸强度、光变曲线和化学成分的多样性。为了研究超新星Ia这种多样性的可能起源，我们对钱德拉塞卡质量附近的碳氧（CO）白矮星（WD）的爆炸和相关核合成进行了多维流体动力学研究，参数范围很广（Leung and Nomoto 2018 ApJ）。在本文中，我们扩展我们的宽参数调查模型的爆炸sub-Bracrasekhar质量CO WD。爆炸机理采用双爆轰模型。测量的模型参数包括$Z = 0 - 5~Z_\odot$的金属丰度、$M = 0.90 - 1.20~M_\odot$的CO WD质量和$M_{\rm He} = 0.05 - 0.20~M_\odot$的He包络质量。我们还研究了初始He爆轰配置，如球形，气泡，和环形形状，触发C爆轰。对于这些参数，我们推导出最小的He信封质量触发C爆轰。然后，我们研究如何爆炸动力学和相关的核合成依赖于这些参数，并比较我们的结果与以前的代表性模型。我们将我们的核合成产率与在SNe Ia 2011 fe，2012 cg和2014 J中观察到的Fe峰元素和同位素的异常丰度模式以及SNe Ia残留物3C 397进行比较，以提供对它们的祖先和环境的限制。本文给出了亚克拉塞卡质量爆炸的核合成产额表，讨论了它们在银河系化学演化和考古学中的作用。
2020-06-30 astro-ph.HE
Observational evidence for mass ejection accompanying short gamma ray bursts
长伽马射线暴（LGRB）持续时间分布的平台为Collapsar模型提供了直接的观测证据。平台反映了观测到的持续时间满足以下事实：$T_{90} = t_{e}-t_{b}$其中$t_{e}$是中央引擎运行的时间，$t_{b}$是一个阈值时间，在Collapsar模型中解释为相对论性喷流穿透恒星包层所需的时间。数值模拟和macronova观测表明，紧凑的双星合并涉及质量喷射。如果短伽马射线暴（sGRB）是从这种合并中产生的，那么它们的喷流应该会在产生瞬发辐射之前穿过周围的喷出物。像在LGRB中一样，这应该会导致GRB持续时间分布中的明显的短平台。我们提出了一个新的分析的持续时间分布的三个伽玛暴卫星：BATSE，{ \it斯威夫特}和费米。我们发现一个明确的证据，一个短（$\sim 0.4$秒）高原的持续时间分布。这个平台与预期的喷流穿越时间是一致的，前提是喷出物的数量级只有太阳质量的百分之几。
2017-05-07 astro-ph.HE
A Parameterized Neutrino Emission Model to Study Mass Ejection in Failed Core-collapse Supernovae
一些大质量恒星以\textit{failed}核心坍缩超新星（CCSNe）的形式结束生命，并成为黑洞（BH）。虽然在这类现象中，停滞的超新星激波不会复活，但外层恒星包层仍然可以被部分地喷射出来。这是因为质子中子星（PNS）的引力质量损失破坏了恒星的流体动力学平衡。我们开发了一个简单的模型，模拟PNS演化和中微子发射，并用它来模拟失败的CCSNe在球对称的广泛的祖星。我们的模型使我们能够研究失败的CCSNe的大量排出，其中PNS在$\sim100\,{\rm ms}$内塌陷成BH，直到$\sim10^6\,{\rm s}$。我们进行失败的CCSNe模拟262个不同的前SN祖细胞，并确定如何喷出物的能量和质量取决于祖细胞的属性和状态方程（EOS）的致密物质。在未来失败的CCSN观测的情况下，在我们的模拟中获得的趋势可以用来限制前SN祖特征，EOS，并在BH形成时间的PNS属性。
2022-09-29 astro-ph.HE
How Drag Force Evolves in Global Common Envelope Simulations
我们计算的力量，扭矩和速度的工作的同伴核心二进制由于在全球模拟的共同包络（CE）的演变为三个不同的同伴质量的阻力。我们的模拟有助于划定制度时，传统的分析阻力近似适用。在第一次近星通过的螺旋阶段之前，阻力是合理的近似传统的分析理论和峰值成比例的伴侣质量的值。全球和当地的三维“风洞”模拟，包括类似的净阻力和流型之间的良好协议，获得参数空间的可比区域。然而，在第一次近星点通过之后，阻力比理论预测小一个数量级，准稳定，并且仅微弱地依赖于伴星质量。这种差异加剧了较大的同伴质量，当粒子间的分离减少到邦迪-霍伊尔-利特尔顿吸积半径，创造一个动荡的热化区域。在这一阶段，更大的流动对称性导致伴星前后的相对引力接近平衡，因此净阻力很小。后期阻力的减小有助于解释为什么在有限持续时间CE模拟结束时，包层弹射所必需的伴堆-堆芯分离没有达到。
2019-10-03 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernova Nebular Spectroscopy Suggests a Hybrid Envelope-Stripping Mechanism for Massive Stars
当一颗具有零年龄主序星质量$M_{\rm ZAMS} \gtrsim 8M_\odot$的大质量恒星核心的核燃料耗尽时，铁或镁核心的中心部分坍塌并形成中子星或黑洞。与此同时，坍缩核心上方的物质被迅速喷出，如果恒星的外层氢包层在爆炸前被移除，就会导致剥离包层超新星（SESN）爆炸。这个包层可能是通过强烈的恒星风或由于质量转移到近距离双星轨道上的伴星而被剥离的。目前尚不清楚哪个过程是主导的，以及不同的机制是否在不同类别的SESNe中起作用; IIb型，Ib型和Ic型SNe以增加包膜剥离程度的顺序。在这项工作中，提出了一种新的分析晚时间星云光谱的SESNe，这是更敏感的核心结构的差异比早期阶段的光谱分析。结果表明，SNe IIb和Ib的前身核除了氢包层的剩余量外，没有什么区别，而SNe Ic的前身核不仅缺乏氢和氦，而且质量明显大于SNe IIb和Ib。这些发现强烈表明，有不止一种机制负责去除外层氢包层和更深的氦层，前者最有可能是由于双星相互作用，而后者涉及质量依赖的过程，如强烈的恒星风或偶发性的爆炸前物质抛射。
2018-08-14 astro-ph.HE
