GYRE: A New Open-Source Stellar Oscillation Code
我们介绍了GYRE，一个新的开源恒星振荡代码，解决了绝热/非绝热脉动方程使用一种新的马格纳斯多重射击（MMS）的数值方案。该代码具有高达6阶的网格间距的全局误差缩放，因此可以用很少的网格点实现高精度。此外，它是鲁棒的并且有效地利用多个处理器核和/或节点。我们提出了一个使用GYRE的例子计算，并讨论了最近的工作，将GYRE集成到MESA恒星演化代码的asteroseic优化模块。
2013-09-17 astro-ph.SR
Adiabatic mass loss in binary stars. III. From the base of the red giant branch to the tip of asymptotic giant branch
密近双星演化的显著特征是组成星之间的质量交换所起的作用。质量传递是否是动态稳定的是二元体系演化的基本问题之一。在极快质量转移的极限下，相互作用双星中施主星的响应渐近地变为绝热膨胀。我们使用绝热质量损失模型，系统地调查的阈值动态时间尺度的质量转移在整个跨度可能的施主星演化状态。我们还模拟了等熵包络的质量损失过程，其中的比熵是固定的对流包络的底部，人工模拟这种质量损失在超绝热表面对流区域，绝热近似失败的效果。我们说明了一般的绝热响应的3.2 Msun施主星在不同的演化阶段。我们将我们的研究扩展到具有不同质量（Z = 0.02，从0.1到100 Msun）和处于不同演化阶段的施主星网格。我们着手提出我们的标准，动态不稳定的质量传递在表格和图形形式。对于红巨星分支和渐近巨星分支的施主，如果施主恒星的外拉格朗日半径过满，它们可能有足够深的对流包层，在热时标上演化成共同的包层。我们的研究结果表明，红巨星分支和渐近巨星分支恒星往往比以前认为的更稳定，这可能有助于解释观测到的轨道周期约为1000天的后AGB双星的丰度。
2020-07-20 astro-ph.SR
Effects of Rotation on Stellar p-Mode Frequencies
讨论了恒星自转对压力模绝热振荡频率的影响。方法来评估他们简要地暴露和他们的一些主要结果。
2011-02-09 astro-ph.SR
Can We Trust Models for Adiabatic Mass Loss?
在相互作用的双星系统中，比较捐赠恒星对质量损失的径向反应与其罗氏半径的反应，可以确定质量损失是否持续，如果是的话，就可以确定随后演化阶段的时间尺度和稳定性。对于具有深对流包层的巨星，正则描述认为，一旦质量转移开始，它通常会在动力学时间尺度上发生灾难性的进展，因为恒星无法失去足够的热量以避免膨胀。然而，我们表明，当地的热时间尺度的信封的超绝热外表面层保持可比的质量损失在大多数情况下的“动态”质量损失。因此，我们认为，如果质量损失的时间尺度比这更长，那么即使是深对流信封将不会显着扩大，因为表面层将有时间热放松和重组本身。我们证明，在一般的多方近似给出了过于严格的稳定性的标准，并讨论了其半径的捐助者的响应的依赖性，除了它的核心质量。在一般情况下，我们发现，捐助者的有效响应快速的时间尺度上不能准确地确定没有详细的进化计算。
2011-08-13 astro-ph.SR
Introducing CAFein, a New Computational Tool for Stellar Pulsations and Dynamic Tides
在这里，我们提出了CAFein，一个新的计算工具，调查辐射耗散的动态潮汐在密切的二进制和非绝热，非径向恒星振荡孤立的恒星在线性制度。对于后者，CAFein计算详细的恒星模型的非绝热本征频率和本征函数。该代码是基于所谓的Riccati方法，一种数值算法，已成功地应用于各种恒星散射器，并不遭受常用的射击和松弛计划的主要缺点。在这里，我们提出了一个扩展的Riccati方法来调查密切的二进制动态潮汐。我们证明CAFein的能力作为一个恒星的脉动代码在绝热和非绝热制度，通过复制先前公布的本征频率的一个polytrope，并通过成功地识别恒星模型的不稳定模式的$β$仙王座/SPB区域的赫兹-罗素图。最后，我们验证CAFein的行为在动态潮汐制度的影响，动态潮汐的本征函数和轨道和自旋演化的大规模的主序列恒星偏心双星，热木星的宿主星。美国宇航局的开普勒卫星提供了大量的星震数据，其中一些包括潮汐激发的恒星振荡的直接探测，使得CAFein非常及时。此外，观测到的短周期分离双白矮星（WD）数量的增加和观测到的最紧密的这类双星的轨道衰变开辟了一个新的可能性，研究WD内部通过潮汐对其轨道演化的影响
2013-06-04 astro-ph.SR
Adiabatic Mass Loss and the Outcome of the Common Envelope Phase of Binary Evolution
我们已经开发了一种新的方法来计算公共信封（CE）事件的基础上显式考虑施主星的绝热质量损失的结构响应。与现有的CE处方，指定先验的捐助者的残余质量，我们确定这个量自洽，并发现它取决于二进制和CE参数。我们的模型的这方面是特别重要的现实建模上主序恒星捐助者没有强烈的退化核心（因此没有一个明确的核心/信封边界）。我们说明了我们的方法的核心功能，考虑CE事件涉及10个太阳质量捐助者或之前的红巨星分支。对于这样的供体，剩余的核心质量可以比恒星的He核心质量大30%。应用在人口这样的二进制，我们的方法导致在一个显着更广泛的残余质量和最终的轨道分离分布和CE生存率增加20%，相比以前的处方CE阶段。
2010-07-22 astro-ph.SR
Entropy-calibrated stellar modeling: Testing and improving the use of prescriptions for entropy of adiabatic convection
本文在 Cesam2k20 中实现熵校准恒星建模，利用 CIFIST 三维大气网格评估三种绝热熵处方，并通过太阳与 alpha Cen 比较给出选择、修正及实施建议。
2024-01-26 astro-ph.SR
GYRE: An open-source stellar oscillation code based on a new Magnus Multiple Shooting Scheme
我们提出了一个新的振荡代码，GYRE，它解决了恒星脉动方程（绝热和非绝热）使用一种新的马格努斯多重射击数值计划，旨在克服某些弱点通常的松弛和射击计划出现在文献中。该代码是准确的（网格点的数量高达6阶），健壮的，有效地利用多个处理器内核和/或节点，并以源代码的形式免费提供使用和分发。我们验证代码对解析解和其他振荡代码的结果，在所有情况下找到良好的协议。然后，我们使用的代码来探讨如何的1.5 M_太阳恒星的星震观测值的变化，因为它通过红巨星隆起的演变。
2013-08-13 astro-ph.SR
Adiabatic Mass Loss in Binary Stars. II. From Zero-Age Main Sequence to the Base of the Giant Branch
在极快质量转移的极限下，相互作用双星中施主星的响应渐近地变为绝热膨胀。我们在这里调查绝热质量损失从人口I星的质量0.10 Msun到100 Msun从零年龄的主序的基地的巨大的分支，或中央氢耗尽较低的主序星。对于中等质量和高质量的恒星，动力学质量转移之前是一个扩展阶段的热时间尺度的质量转移，因为恒星被剥夺了大部分的信封质量。临界质量比qad以上，这种延迟动力学不稳定性发生增加与先进的捐助者恒星的演化年龄，不断增加的因素，更大的捐助者。大多数具有非简并吸积体的中质量或高质量双星在表现出这种不稳定性之前可能会演化为接触。然而，当它们接近巨星分支的底部，并开始形成一个对流包层时，qad在中等质量恒星中急剧下降，达到统一阶的值，并迅速发生动力学不稳定性。在低质量恒星中，瞬发不稳定性贯穿于主序星演化的始终，qad随质量的减小而下降。我们计算的qad与Chen & Han（2003）的含时模型的行为非常吻合，该模型认为中等质量恒星在Hertzsprung间隙中引发了质量转移。应用我们的研究结果的激变变量，作为系统，必须是稳定的快速传质，很好地限制了qad的范围作为一个功能的轨道周期，在其中发现，这些结果是为了推进人口合成模型的逼真的密切的二元演化。
2015-07-17 astro-ph.SR
Radial adiabatic perturbations of stellar compact objects
Universidade de Lisboa - UL（里斯本大学）；Escola Superior Náutica Infante D. Henrique（因凡特·唐·亨利克斯高等航海学院）；Charles University（查理大学）；Università di Genova（热那亚大学）；INFN Sezione di Genova（意大利国家核物理研究所热那亚分部）
本文提出一种协变且规范不变的理论，研究一般相对论下自引力、非耗散非完美流体的径向绝热线性扰动。通过将热力学性质编码为方程状态和各向异性压力假设，比较了Eckart理论、Bemfica-Disconzi-Noronha-Kovtun理论和截断Israel-Stewart理论的预测。
2026-04-22 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
A study of convective core overshooting as a function of stellar mass based on two-dimensional hydrodynamical simulations
本文对质量范围从3 $M_\odot$到20 $M_\odot$的零年龄主序星的核心对流进行了二维数值模拟。用完全可压缩的时间隐式码MUSIC进行了仿真。我们研究了过冲的效率，它描述了穿越对流边界的对流流的弹道过程，作为恒星质量和光度的函数。我们还研究了人为增加恒星光度对3个$M_\odot$模型的影响。模拟涵盖数百至数千对流周转时间尺度。应用框架的极端羽流事件以前开发的对流信封，我们得到过冲长度作为恒星质量的函数。我们发现超调距离（$d_{\rm ov}$）与恒星光度（$L$）和对流核心半径（$r_{\rm conv}$）成正比。我们推导了一个标度律$d_{\rm ov} \propto L^{1/3} r_{\rm conv}^{1/2}$，它是在一个1D恒星演化代码和由此产生的恒星模型进行了比较，观察。缩放预测的超调距离，显着增加恒星质量的值，在定性与观测一致。然而，在定量上，预测值被低估的群众$\gtrsim 10 M_\odot$。我们的二维模拟显示，形成一个接近绝热层的史瓦西边界的对流核心，在最近的三维模拟对流。最明亮的模型显示了近绝热层的尺寸随时间的增长。随着近绝热层的上边缘越来越接近最大过冲长度，并且随着模拟时间超过过冲层中的典型热扩散时间尺度，这种增长似乎会减慢。
2023-01-06 astro-ph.SR
The Independency of Stellar Mass Loss Rates on stellar X-ray Luminosity and Activity Level based on Solar X-ray flux and Solar Wind Observations
恒星的质量损失率是恒星演化模型的重要输入成分，因为它们决定了恒星演化的参数，如恒星的自旋下降和恒星在整个生命周期中的光度增加。由于缺乏对类太阳恒星恒星风的直接观测，恒星X射线光度和恒星活动水平通常被用作估算恒星质量损失率的替代指标。然而，这种直观的活度-质量损失率关系并没有很好的定义。在本文中，我研究了太阳的质量损失率作为其活动水平的函数。我比较现场太阳风测量与太阳X射线通量所代表的太阳活动水平。我没有发现太阳质量通量对太阳X射线通量的明显依赖性。相反，太阳质量损失率分散在平均值$2\cdot10^{-14}\;M_\odot\;yr^{-1}$附近。质量损失率对活动水平的这种独立性可以用以下事实来解释：活动水平受太阳闭合磁通量的大调制的支配，而质量损失率受相当恒定的开放磁通量的支配。我推导出一个简单的恒星质量损失率的函数的恒星周围的弱磁场，恒星半径，恒星的逃逸速度，和阿尔文表面的平均高度。这个表达式预测了类太阳恒星的质量损失率为$10^{-15}-10^{-12}\;M_\odot\;yr^{-1}$。
2011-07-12 astro-ph.SR
Adiabatic Evolution of Mass-losing Stars
本文计算了一颗恒星在环绕超大质量黑洞（SMBH）的圆形赤道轨道上充满并溢出其洛希瓣时的平衡性质。质量转移的时间尺度预计是长的动力学时间和短的恒星的热时间相比，使熵作为内部质量的函数是守恒的。我们研究了恒星熵、压力、半径、平均密度和轨道角动量在恒星演化过程中的变化。我们证明了恒星轨道随恒星平均密度的变化而变化。因此，类太阳恒星、上主序星和红巨星在这一稳定的质量传递过程中会相对于黑洞先向内螺旋，然后向外螺旋，而下主序星、棕矮星和白矮星则总是向外螺旋。
2011-10-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Adiabatic Mass Loss In Binary Stars. IV. Low and Intermediate Mass Helium Binary Stars
本研究计算了0.35到10倍太阳质量的裸氦星绝热质量损失模型，给出低中质量氦双星的稳定性临界质量比，修正了经典模型结果，可为相关双星系统及特殊天体形成研究提供参考。
2024-06-19 astro-ph.SR
Adiabatic Mass Loss In Binary Stars. VI. Massive Helium Binary Stars
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；International Centre of Supernovae (ICESUN), Yunnan Key Laboratory of Supernova Research（超新星国际研究中心（ICESUN），云南省超新星研究重点实验室）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
研究双星质量转移稳定性，通过计算自洽质量损失模型，确定沃尔夫-雷特定星双星的临界质量比，探讨不同演化阶段对临界质量比的影响。
2026-04-27 astro-ph.SR
Stellar Evolution with Pulsation-Driven Mass Loss: The Case of LMC Cepheids
造父变星的质量差异，即恒星脉动和恒星演化模型的质量估计之间的差异，是理解恒星天体物理学的一个长期挑战。我们讨论了质量差异的现状，并测试了脉冲驱动的质量损失在解决它的国家的最先进的大麦哲伦造父变星的恒星演化计算的作用。我们发现，造父变星质量损失是一个显着的贡献者的质量差异，但它不清楚，如果造父变星质量损失的金属丰度依赖与测量的金属丰度依赖的质量差异是一致的。
2011-09-21 astro-ph.SR
Magnetic Modulation of Stellar Angular Momentum Loss
角动量损失对于理解天体物理现象，如恒星自转、磁场活动、密近双星和灾变变星等都很重要。磁性破碎是年轻晚型恒星自旋下降的主要机制。我们研究了角动量损失作为恒星磁活动的函数。我们认为，该领域的复杂性和纬度分布是至关重要的角动量损失率。在这项工作中，我们讨论了角动量是如何调制的磁周期，以及如何恒星自旋下降不只是一个简单的函数的大尺度磁场强度。
2014-08-08 astro-ph.SR
On the Effect of Magnetic Spots on Stellar Winds and Angular Momentum Loss
我们模拟了星斑位置的纬度变化以及它们的磁场强度对恒星风中恒星角动量损失的影响。我们使用密歇根州的太阳日冕全球磁流体动力学模型，它包含了现实的磁场拓扑结构和风分布之间的关系。发现星斑的位置对星风结构有显著的影响，从而影响到星风的总质量损失率和角动量损失率。特别是，我们发现，角动量损失率控制的质量通量时，斑点位于低纬度，但控制的恒星表面和阿尔芬表面之间的等离子体密度增加时，斑点位于高纬度。我们的研究结果表明，可能有一个反馈机制之间的磁场分布，风分布，通过风的角动量损失，并在对流区的运动，产生磁场。这种反馈也许可以解释日冕磁场在恒星发电机中的作用。
2009-05-12 astro-ph.SR
Advanced asteroseismic modelling: breaking the degeneracy between stellar mass and initial helium abundance
目前的恒星模型预测的绝热振荡频率显着不同的相应的观察到的频率，由于非绝热和知之甚少的近地表层的恒星。然而，某些频率组合-称为频率比-在很大程度上不受不确定的物理过程的影响，因为它们对恒星核心非常敏感。此外，氦电离的地震特征提供了包络特性，同时几乎与最外层无关。我们已经开发了一种先进的恒星建模方法，在这种方法中，我们补充频率比与氦电离区的参数，同时考虑到所有可能的相关性，把最严格的约束恒星内部结构。我们已经测试了开普勒基准星16天鹅座A的方法，并详细研究了氦毛刺参数约束基本恒星属性的潜力。它已明确表明，初始氦丰度和混合长度参数很好地约束在我们的框架内，减少系统的不确定性恒星质量和年龄所产生的，例如从众所周知的反相关的质量和初始氦丰度。包括16 Cyg B在内的另外6颗开普勒恒星的建模加强了上述发现，也证实了我们的方法基本上独立于与近地表层相关的模型不确定性。我们的方法在计算上相对昂贵，但是，它以自动化的方式精确地提供恒星质量，半径和年龄，为分析欧空局PLATO任务期间未来观察到的众多恒星铺平了道路。
2022-07-01 astro-ph.SR
Astro2020: Unlocking the Secrets of Late-Stage Stellar Evolution and Mass Loss through Radio Wavelength Imaging
在演化的后期，像我们的太阳这样的中低质量恒星会经历大量的质量损失，将其初始质量的80%返回到星际介质中。这种质量损失深刻地影响了恒星的演化历史，由此产生的星周喷出物是银河系中尘埃和重元素富集的主要来源。然而，关于后期恒星质量损失的物理学的许多细节仍然知之甚少，包括风发射机制，质量损失的几何形状和时间尺度，以及各种初始质量的恒星的质量损失历史。这些不确定性不仅对恒星天体物理学有影响，而且对从恒星形成到河外天文学和宇宙学的各个领域都有影响。在厘米，毫米和亚毫米波长的观测，解决了空间，时间和频率的演化恒星的无线电表面和扩展的大气层，准备在未来十年为这些问题提供突破性的新见解。
2019-03-13 astro-ph.SR
Stellar oscillations induced by the passage of a fast stellar object
本文研究了快恒星（如中子星或黑洞）与另一颗恒星发生近距离碰撞时，由引力场引起的振荡。非绝热碰撞条件可能导致恒星的大振幅振荡。我们表明，对于一个太阳型恒星的共振条件可以实现一个快速移动的恒星物体的速度在100公里/秒至1000公里/秒的范围内，通过在几个倍数的恒星半径的距离。虽然这样的碰撞很罕见，但它们比正面碰撞更频繁，并且它们的影响可以通过在几个小时内发生的恒星光度的可见变化来观察。
2014-05-05 astro-ph.SR
The asteroseismic surface effect from a grid of 3D convection simulations. I. Frequency shifts from convective expansion of stellar atmospheres
本文分析了用平均的三维恒星表面对流模拟代替一维恒星结构模型中的近地层对绝热恒星振荡频率的影响。主要的区别是大气层的三维对流膨胀，预计可以解释大部分的小行星地震表面效应;由于表面物理不充分，系统高估了p模式频率。我们采用对1D恒星包络模型和3D模拟从以前的校准的混合长度参数，α。这种校准构成了迄今为止最一致的1D模型与3D模拟的匹配，确保它们的差异不是虚假的，而是完全由于对流的3D性质。由此产生的频率偏移被确定为表面效应的结构部分。重要的，典型的非绝热，表面效应的模态分量不包括在本分析中，但归入未来的文件。在最大模振幅频率$ν_{\rm max}$处评估结构表面效应，我们发现从$δν$ =-0.8 microHz（对于$\log g$ =2.2的巨星）到-35 microHz（对于（$T_{\rm eff}=6901$ K，$\log g$ =4.29）矮星）的位移。分数效应$δν(ν_{\rm max})/ν_{\rm max}$的范围从冷矮星（4185 K，4.74）的-0.1%和暖巨星（4962 K，2.20）的-6%不等。
2016-11-08 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
A Grid of MHD Models for Stellar Mass Loss and Spin-down Rates of Solar Analogs
恒星风被认为是恒星随时间旋转的主导因素。然而，太阳类似物的恒星风由于观测它们的挑战而受到很大的限制。在过去的十年中，我们对太阳风加速机制的理解以及太阳风和恒星风数值模型的发展都有了很大的进步。在本文中，我们提出了一个网格的磁流体动力学（MHD）模型研究和量化的恒星质量损失率和角动量损失率作为恒星旋转周期，磁偶极子组件和日冕基底密度的函数的值。我们推导出简单的比例律的损失率作为这些参数的函数，并限制可能的质量损失率的恒星与热驱动风。尽管我们的标度律成功地匹配了模型的结果，但我们发现“太阳偶极子”情况与基于太阳观测的实际情况之间存在偏差，高估了实际太阳质量损失率3倍。这意味着恒星场的模型可能需要更复杂的进一步研究，其中可能包括使用活跃区域的填充因子，以及小尺度场的强度分布。质量损失率通常主要由磁场强度控制，风密度与围磁压力$B^2$成比例变化。我们还发现，使用我们的网格模型获得的质量损失率下降得更快的旋转周期的增加比使用观测到的恒星活动得出的标度律。对于主序星类太阳，我们的标度律角动量损失与极向磁场强度检索著名的Skumanich下降的角速度随时间的推移。
2014-01-07 astro-ph.SR
A Massive Star is Born: How Feedback from Stellar Winds, Radiation Pressure, and Collimated Outflows Limits Accretion onto Massive Stars
大质量的原恒星获得高光度，因为它们正在积极地吸积，并且施加在恒星大气层中的气体上的辐射压力可能会发射各向同性的高速风。这些风将与周围的气体碰撞，产生激波加热（$T\sim 10^7$ K）的稀薄气体，这些气体会膨胀并推动可能会被吸积的稠密气体。我们提出了一套三维辐射磁流体动力学模拟的大规模星前核心的崩溃，包括辐射反馈的恒星和尘埃再处理的辐射场，准直外流，并首次，各向同性恒星风模型如何影响这些过程的形成大质量恒星。我们发现，风最初推出时，大规模的原恒星仍在吸积和它的风的性质演变的原恒星合同的主序星。风反馈驱动非对称绝热风泡，具有双极形态，因为致密的星周物质挤压热冲击加热气体的膨胀。我们称之为“风洞效应。“如果核心被磁化，风反馈在最初驱动绝热风气泡时效率较低，因为磁张力会延迟它们的生长。我们发现，风反馈最终淬灭吸积到$\sim$ 30 $\rm{M_{\rm \odot}}$原恒星，形成从这里模拟的孤立的核心崩溃。因此，我们的研究结果表明，$\gtrsim$ 30 $\rm{M_{\rm \odot}}$恒星可能需要更大规模的动态流入，从他们的主机云，以克服风的反馈。此外，我们讨论了观察绝热风气泡与\textit{Chandra}的影响，而大质量的原恒星仍然高度嵌入。
2022-11-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust driven mass loss from carbon stars as a function of stellar parameters - I. A grid of Solar-metallicity wind models
[摘要]我们使用经过良好测试的计算机代码计算了900个数值动态模型大气（DMA）的网格。这个模型网格涵盖了大多数恒星参数的预期组合，这些参数包括恒星温度、恒星光度、恒星质量、可凝聚碳的丰度和脉动的速度振幅。由此产生的质量损失率和风速显然受到恒星温度、质量、光度和可用碳丰度的影响。在参数空间的某些部分，也有一个不可避免的质量损失阈值，低于该阈值，灰尘驱动的风是不可能的。与以前的一些研究相反，我们发现一个强烈的依赖于丰富的游离碳，这原来是一个关键参数。此外，我们发现，在大气中形成的尘埃颗粒可能会变得太大，以至于通常使用的尘埃不透明度的小颗粒近似是严格有效的。这可能与风的特性有关，尽管在得出定量结论之前需要对这个问题进行进一步研究。风的性质显示出相对简单的依赖于恒星参数以上的质量损失阈值，而阈值本身是一个更复杂的性质。因此，我们选择不导出任何简单的质量损失公式，而是以易于使用的FORTRAN例程的形式提供质量损失处方。由于这个质量损失程序是基于来自一个基本上自洽的质量损失模型的数据，因此，它可以作为一个更好的质量损失处方恒星演化计算比经验公式。此外，我们得出结论，仍然有一些问题需要调查，如晶粒尺寸的作用。
2009-12-11 astro-ph.SR
Wave-Driven Mass Loss in the Last Year of Stellar Evolution: Setting the Stage for the Most Luminous Core-Collapse Supernovae
在大质量恒星的恒星演化的后期（C核聚变及以后），恒星核心的聚变光度超过了恒星的爱丁顿光度。这可以驱动强烈的对流运动，反过来激发内部重力波。在恒星生命的最后几年，由对流激发的局部波能通量本身远高于爱丁顿。我们认为，一个有趣的部分能量在重力波，在某些情况下，转换成声波的重力波传播（隧道）朝向恒星表面。声波随后的消散可以解开恒星包层的几个$M_\odot$。这种波驱动的质量损失可以解释在核心坍缩之前存在非常大的恒星质量损失率，这是通过一些核心坍缩超新星中的星周相互作用推断的（例如，SNe 2006gy和PTF 09uj，甚至更普遍的IIn型超新星）。一个突出的问题是了解什么恒星参数（质量，旋转，金属丰度，年龄）是最容易受到波驱动的质量损失。这取决于大质量恒星精确的内部结构和恒星对流激发的内部重力波的功率谱。
2012-03-27 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
Pulsating low-mass white dwarfs in the frame of new evolutionary sequences: I. Adiabatic properties
一些低质量白矮星，包括所谓的极低质量白矮星中脉动的发现，为探索这些古老恒星的内部结构提供了前所未有的机会。我们提出了一个详细的绝热脉动研究这些恒星的基础上，一套新的He核心的白矮星模型的质量范围从$0.1554$到$0.4352 M_{\odot}$通过计算的非保守演化的二元系统组成的初始$1 M_{\odot}$ ZAMS星和$1.4 M_{\odot}$中子星。我们计算了绝热径向（$\ell= 0$）和非径向（$\ell= 1, 2$）$p$和$g$模式，以评估这些对象的脉动性质对恒星参数的依赖性，如恒星质量和有效温度，以及元素扩散的影响。我们发现，对于质量低于$\sim 0.18 M_{\odot}$的白矮星模型，$g$模主要探测核区，而$p$模探测包层，因此脉动提供了通过星震学约束这些恒星的核和包层化学结构的机会。另一方面，对于具有$M_* \gtrsim 0.18 M_{\odot}$的模型，$g$模式对He/H成分梯度非常敏感，因此可以用作约束H包络厚度的诊断工具。由于这两种类型的天体不仅具有非常不同的演化历史（根据其前身星是否经历过hoc-闪光），而且具有强烈不同的脉动性质，我们建议将质量低于$\sim 0.18 M_{\odot}$的白矮星定义为ELM（极低质量）白矮星，将质量低于$M_* \gtrsim 0.18 M_{\odot}$的白矮星定义为LM（低质量）白…
2014-08-28 astro-ph.SR
Stellar Oscillations in Modified Gravity
本文从修正的引力流体力学方程出发，在标量张量理论中导出了控制恒星线性、绝热、径向扰动的运动方程。有两个新功能：首先，对恒星振荡周期的本征值方程进行了修正，使得本征频率总是大于广义相对论的预测值。第二，改变了恒星不稳定性的广义相对论条件，使得绝热指数在不稳定模出现之前可以降到4/3以下。在修正的引力理论中，恒星更稳定。专门的变色龙理论的情况下，我们调查这些影响的数值使用多变的莱恩-埃姆登星和模型来自修改后的重力恒星结构模拟。振荡周期的变化可达50%，不稳定性的临界绝热指数下降了10 ^（-1）量级。通过求解造父变星模型的新方程，发现使用周期-光度关系推断的距离的变化可以比仅考虑修改的平衡结构的变化大三倍。我们讨论了这些结果对最近和即将到来的天体物理测试的影响，并估计以前的方法可以产生新的约束，使得修改在10 ^（-8）阶牛顿势的区域中被屏蔽。
2013-12-22 astro-ph.CO astro-ph.SR gr-qc
Adiabatic Mass Loss in Binary Stars. V. Effects of Metallicity and Nonconservative Mass Transfer -- Application in High Mass X-ray Binaries
本文使用绝热质量损失模型研究了金属丰度与非守恒质量转移对双星动力学时标质量转移临界质量比qad的影响，发现其显著降低大质量供体的qad，且理论预测与观测到的大质量X射线双星质量比吻合。
2024-08-29 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Analytic insight into the physics of SASI I. Shock instability in a non-rotating stellar core
本文通过微扰分析和绝热模型解析研究非旋转恒星核心中SASI的激波不稳定性，给出振荡周期解析公式，并揭示平流-声学耦合的径向扩展特性，为后续研究旋转和非绝热效应奠定基础。
2024-10-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolution of Planetary Systems with Time Dependent Stellar Mass Loss
观测表明，中等质量的恒星、双星和恒星残骸经常拥有行星;对这些系统的完整解释需要了解行星轨道如何随着中心恒星的质量损失而演变。受这些动力学系统的启发，本文从两个方向概括了先前对具有恒星质量损失的行星系统轨道演化的研究：[1]许多先前的处理集中在恒定的质量损失率上，并且大部分工作都是数值进行的。在这里，我们研究一类单行星系统的恒星质量损失率是时间依赖的。质量损失率可以增加或减少，但恒星质量总是单调减少。对于这类模型，我们开发了解析近似，以指定最终的轨道元素的行星，保持约束后的时代的质量损失，并找到所需的条件，行星成为无约束。我们还表明，对于一些质量损失函数，行星成为无约束的恒星质量消失的渐近极限。[2]研究了具有恒星质量损失的双行星系统的混沌演化。在这里，我们专注于一个由木星，土星和太阳的类似物组成的模型。通过监测初始相似轨迹随时间的发散，我们计算系统的李雅普诺夫指数。这个模拟太阳系是混沌的，在没有质量损失与李雅普诺夫时间在5 - 10百万年的范围内，我们发现，李雅普诺夫时间随着恒星质量损失率的增加而减小，两个时间尺度之间的近线性关系。总之，本文的结果有助于提供一个广泛的动力学演化，发生在太阳系恒星质量损失的解释。
2013-03-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Effect of Star--Disk Interactions on Highly Eccentric Stellar Orbits in Active Galactic Nuclei: A Disk Loss Cone and Implications for Stellar Tidal Disruption Events
银河系中心的黑洞似乎几乎到处都被密集的星团包围着。当这些黑洞经历一个活跃的吸积阶段时，吸积盘、星团和黑洞系统的多种成分同时存在。我们分析了阻力对高偏心恒星轨道的影响，恒星刺穿通过磁盘平面。圆盘交叉耗散轨道能量，将偏心恒星吸引到更圆的轨道上。对于高表面密度的圆盘，例如那些在爱丁顿质量吸积极限附近吸积的黑洞周围发现的圆盘，这种能量耗散的幅度可能大于恒星通过两体弛豫接收的平均散射。其中一个含义是存在一个磁盘的“损失锥”的高度偏心的恒星轨道，从磁盘相互作用的耗散超过通过两个身体松弛散射。近爱丁顿黑洞吸积率的盘损失锥大于潮汐破裂损失锥。当恒星轨道被圆化，恒星可能被它们与盘的高速撞击烧蚀时，盘损失锥内的恒星轨道从整个星团中消失。然而，我们发现，磁盘损失锥的存在下，有一个最小的影响恒星潮汐中断的整体速度。恒星仍然有效地从更遥远的恒星轨道被送入黑洞，这些恒星轨道接收到足够大的每轨道散射，从而跳过圆盘损失锥，最终被潮汐扰乱。
2020-01-15 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolution of Planetary Orbits with Stellar Mass Loss and Tidal Dissipation
中等质量的恒星和恒星残骸通常拥有行星，这些动力系统由于质量损失和潮汐而进化。本文考虑恒星质量损失和潮汐耗散对行星轨道的联合作用，以确定行星生存所需的条件。恒星的质量损失是使用所谓的金斯模型来计算的，该模型用无量纲的质量损失率γ和指数β来描述。我们使用类似的公式来模拟潮汐效应，这里用无量纲耗散率Γ和两个指数（q，p）来描述。初始条件由角动量参数η的初始值（相当于初始偏心率）和轨道的相位θ确定。在这个模型的背景下，我们推导出一个临界耗散率Γ的解析公式，它标志着由于恒星质量损失而螺旋向外的轨道和由于潮汐耗散而螺旋向内的轨道之间的边界。这个解析结果Γ=Γ（γ，β，q，p，η，θ）对于初始圆形轨道基本上是精确的，并且在整个多维参数空间上保持在50%的精度内，其中各个参数变化几个数量级。对于经历质量损失的恒星，恒星半径通常显示准周期变化，从而产生相应的潮汐力变化;我们将计算推广到包括使用半解析处理的脉动，该处理与非脉动情况具有相同的精度。这些结果可以用于许多应用中，例如，来预测/约束围绕白矮星运行的行星系统的性质。
2013-10-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Mass loss and stellar superwinds
质量损失以两种主要方式弥合了大质量恒星和超新星（SNe）之间的差距：（i）理论上，质量损失的数量决定了爆炸前恒星的质量，（ii）对SNe周围星周物质的观测可以告诉我们制造SN的祖先的类型。在这里，我提出了大质量恒星质量损失的最新模型和观测结果，包括典型的大质量O星，以及显示沃尔夫-拉叶型特征的超大质量恒星（VMS）。
2016-10-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
