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
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
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
Where are the double-degenerate progenitors of type Ia supernovae?
双白矮星双星的合并时间尺度小于哈勃时间，总质量接近克拉塞卡极限（即经典克拉塞卡布居）或具有高质量的主星（即亚克拉塞卡布居），是潜在的Ia型超新星（SNIa）的祖先。然而，我们还没有明确地证实这些天体的存在，这一事实经常被用来批评双白矮星与产生SNIa的相关性。我们分析这种缺乏检测是否是由于观测效应。为此，我们模拟了银河系中的双白矮星二进制人口，并获得合成光谱的SNIa祖先。我们证明了它们的识别，基于检测的Halpha双线轮廓所产生的两个白矮星在合成光谱，是非常具有挑战性的，由于其固有的模糊。这意味着在银河系中发现双白矮星SNIa祖先的观测概率，对于经典的古拉塞卡和亚古拉塞卡祖先群体分别为（2.1 +-1.0 x10 ^{-5}和（0.8 +-0.4 x10 ^{-5}）。发现双白矮星SNIa的祖先也遭受同样的观测效应。预计下一代大口径望远镜将有助于将探测概率提高约1个数量级。然而，只有通过即将到来的观测，例如LISA提供的观测，我们才能明确地证实或反驳双白矮星SNIa祖先的存在，并测试它们对产生SNIa的重要性。
2018-09-19 astro-ph.SR
Investigating the Observational Progenitor Mass Gap in the White Dwarf Initial-Final Mass Relation. I. Cluster Census and Characterization of the First White Dwarfs in the Gap
University of British Columbia（不列颠哥伦比亚大学）；University of Warwick（华威大学）
研究利用盖亚数据扩展白矮星初始-最终质量关系，发现约2至2.7太阳质量的观测间隙。通过星团普查和目标测光寻找候选体，光谱观测确认两个目标在此间隙内，为IFMR非单调趋势提供支持。
2026-07-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Type Ia Supernova Explosions from Hybrid Carbon-Oxygen-Neon White Dwarf Progenitors That Have Mixed During Cooling
有人提出了“混合”白矮星的产生，它是由一个在O-Ne壳层中的C-O核心组成的，研究表明，富C中心区域的点火使这些可行的热核（Ia型）超新星的祖先。最近的研究发现，当白矮星在吸积之前冷却时，C-O核心与周围的O-Ne混合，这导致大质量祖星中的中心C分数低于先前的假设。为了进一步研究混合白矮星作为热核超新星祖先的有效性，我们从一系列新的混合祖先中模拟了热核超新星，其中包括冷却过程中的混合效应。前身白矮星模型是用一维恒星演化程序MESA建立的，它代表了一颗恒星经过不稳定的内部混合阶段，然后是吸积，直到达到碳燃烧的点火条件。然后将MESA模型映射到FLASH模拟爆炸的二维初始条件。为了比较，对传统的C-O祖先白矮星进行了类似的模拟。通过比较爆炸的产率，我们发现，与早期的研究一样，与传统的C-O祖先相比，混合祖先中较低的C丰度导致56 Ni的平均产率较低。虽然未混合的混合WD也表现出类似的减少，在总铁族产率，混合的情况下，不和产生一个较小的分数的铁族元素的形式56镍。我们把这归因于点火所需的较高的中心密度和爆燃点火的中心或偏离中心的位置。
2019-10-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
White Dwarf/M Dwarf Binaries as Single Degenerate Progenitors of Type Ia Supernovae
在Ia型超新星（SNIa）起源的单一简并方案中，对白矮星伴星的限制越来越严格。在SNIa的伴星SNR 0509 - 67.5和SN 1572中，唯一能在极限条件下存活的非简并恒星是M矮星。M型矮星有一些特殊的性质，这些性质在大多数关于超新星Ia祖先的研究中都没有被考虑到：它们有很小但有限的磁场，而且它们经常耀斑。在SNIa祖细胞的背景下探索这些属性。白矮星/M矮星对可能足够多，足以提供足够的爆炸速率。即使白矮星和M矮星上有适度的磁场，也会产生足够的扭矩将两颗恒星锁定在一起，从而形成一颗缓慢旋转的白矮星，其磁极在轨道平面上相互指向。质量损失将通过一个连接两颗恒星的"磁瓶"引导，降落在白矮星上的一个集中的极地区域。与球形吸积相比，这提高了吸积的有效速率。白矮星表面吸积和氢燃烧产生的亮度可能会引起自激质量转移。自激质量损失、极性吸积和吸积层混合的磁抑制的综合效应给出了可能的方法，即使在相当温和的质量吸积速率下，也可以击败"新星极限"，使白矮星增长到克拉塞卡质量。
2012-09-18 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
Evolution and colors of helium-core white dwarf stars with high-metallicity progenitors
受最近在富金属星系团中发现的单氦核和双氦核白矮星的启发，我们提出了一套适合于研究此类白矮星的演化计算和颜色。本文还旨在研究稳定的氢燃烧是否可能构成由高金属丰度祖先产生的大质量He核白矮星的主要能量来源。白矮星序列是通过考虑具有超太阳金属丰度的祖星的演化历史而得到的。我们还纳入了一个自洽的，依赖于时间的重力沉降和化学扩散，以及剩余的核燃烧的治疗。我们发现，在白矮星演化的后期阶段，残余核燃烧的影响强烈依赖于富氢包层底部化学扩散的发生。当不考虑扩散时，残余氢燃烧强烈影响白矮星冷却的高级阶段，引入几个Gyr的演化延迟。相比之下，当考虑扩散时，残余核燃烧的作用被强烈地减轻，并且演化仅由存储在离子中的热含量决定。此外，对于我们所有的序列，我们提供了准确的颜色和幅度的基础上，新的和改进的非灰色模型大气，其中明确包括赖氨酸$α$准分子不透明度。
2009-05-12 astro-ph.SR
The White Dwarfs of the Old, Solar Metallicity Open Star Cluster Messier 67: Properties and Progenitors
古老的太阳金属量疏散星团Messier 67一直被认为是研究和理解太阳型恒星结构和演化的关键。对于恒星残骸来说也是如此--M67的白矮星种群为理解和解释白矮星种群和演化提供了至关重要的观测数据。在这项工作中，我们确定白矮星的质量，并推导出他们的祖先恒星质量使用高信噪比光谱的温暖（$\gtrsim10,000$ K）DA白矮星在集群。由此，我们能够推导出每个白矮星在初始-最终质量关系中的位置，以及平均$M_{\mathrm WD} = 0.60\pm 0.01 M_{\odot}$和祖先质量$M_i = 1.52\pm 0.04 M_{\odot}$。这些值是完全符合最近发表的线性和分段线性拟合的半经验的初始-最终质量关系，并提供了一个至关重要的，精确的锚点的初始-最终质量关系的太阳金属丰度，低质量的恒星。M67白矮星的平均质量也与局部场白矮星质量分布中的尖锐窄峰相一致，这表明大多数新近形成的场白矮星来自质量为$\approx 1.5 M_{\odot}$的恒星。我们的研究结果，使更精确的建模编码的领域WD质量分布的银河系恒星形成率。
2021-03-02 astro-ph.GA 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
A possible evolutionary scenario of highly magnetized super-Chandrasekhar white dwarfs: progenitors of peculiar type Ia supernovae
最近发现的几个奇特的Ia型超新星似乎需要一个全新的形成理论，这可能有助于解释它们与标准Ia型超新星之间令人困惑的差异。观测分析中最引人注目的方面是有必要援引质量约为2.1- 2.8 M_sun（M_sun是太阳的质量）的超级钱德拉塞卡白矮星作为它们最有可能的祖先。强磁化的白矮星具有超克拉塞卡质量，已经被认为是奇特的Ia型超新星的潜在候选者。由于朗道量子化的基础电子简并气体，理论结果产生了观测推断的质量范围。在这里，我们勾勒出一个可能的进化场景，通过吸积到一个通常观察到的磁化白矮星上，可以形成超级白矮星白矮星，引发通量冻结现象。这就开启了多种可能的演化，最终以质量在上述范围内的超级白矮星白矮星的超新星爆炸而告终。我们指出，我们的建议有观测支持，如最近发现的大量磁化白矮星的SDSS。
2013-03-15 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
Double degenerate mergers as progenitors of high-field magnetic white dwarfs
高磁场白矮星一直被怀疑是恒星合并的结果。然而，合并恒星的性质和产生磁场的精确机制仍然是未知的。在这里，我们表明，热，对流，差异旋转日冕存在于外层的残余合并的两个退化的核心是能够产生所需的强度，不衰减为长时间尺度的磁场。我们还表明，使用最先进的蒙特卡罗模拟器，以这种方式产生的高磁场白矮星的预期数量是一致的，在太阳附近发现。
2012-02-02 astro-ph.SR
New evolutionary sequences for hot H-deficient white dwarfs on the basis of a full account of progenitor evolution
我们提出了完整的演化计算适合于热氢缺乏的DO白矮星，PG 1159星，和DB白矮星的研究。在完整地分析了原始恒星演化历史的基础上，计算了各种质量和氦包层的白矮星序列，包括核心氢和氦燃烧阶段、热脉冲AGB阶段和导致氢缺乏的再循环阶段。我们还为$T_{\rm eff} < 40 000$ K的新序列提供了颜色和幅度，其中NLTE效应不占主导地位。这些新的计算提供了一套均匀的演化轨迹，适合于PG 1159恒星和DO白矮星的质量和年龄测定。将计算推广到7000K的有效温度。我们应用这些新的轨道重新确定恒星质量和年龄的所有已知的DO白矮星光谱确定的有效温度和重力，并与以前的结果进行比较。我们还比较了第一次一致的质量测定DO和PG 1159恒星，并发现一个相当高的平均质量的DO白矮星。我们还讨论了从祖先星演化历史的角度考虑的变DB白矮星包层的化学轮廓。最后，我们提出了一个不同的演化通道，而不是涉及PG 1159恒星，热，缺氢白矮星的形成的初步证据。
2009-09-14 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
Rapidly accreting white dwarfs as supernova type Ia progenitors
Ia型超新星祖先的性质仍然是个谜。虽然单简并和双简并模型都有合理的候选者，但观测到的数字明显低于重现Ia型超新星速率所需的数字。一些最有希望的单简并Ia型祖先是复发新星和超软源（SSS）。具有较高质量传递速率的白矮星也可能是Ia型超新星的祖先。对于这些快速吸积的白矮星（RAWD），比稳定燃烧所需的更多的物质在白矮星上吸积，并扩展了白矮星的光球层。与超软源不同，此类物体在软X射线能量下可能无法检测到，但在远紫外线（UV）等更长的波长下会很明亮。可能的例子包括LMC N66和V人马座恒星。我们提出了一项调查，使用多目标摄谱仪寻找RAWD在中央核心的SMC，从对象选择是明亮的远紫外线和蓝色远UV-V的颜色。虽然我们发现了一些不寻常的物体，并恢复了已知的行星状星云和WR星，但我们没有发现候选的RAWD。这种非检测的上限取决于我们对RAWD应该是什么样子的期望，以及对SMC内部消光的假设。假设它们类似于LMC N66或更暗的沃尔夫-拉叶星，我们在SMC中设置了10-14 RAWD的上限。然而，我们的调查不太可能检测到像V Sge这样的物体，因此如果RAWD通常类似于这些，我们就不能设置有意义的上限。
2013-01-07 astro-ph.SR
Stripped red giants - Helium core white dwarf progenitors and their sdB siblings
最近发现的氦核白矮星（通常称为极低质量（ELM）白矮星）是第一个巨分支天体的剥离核心，填补了双星演化马赛克中的一些空白。可以区分出两种类型。一类是由SB 1双星组成，伴星也是白矮星，另一类是所谓的EL CVn星，是复合光谱双星，有A型伴星。在这两类恒星中都发现了脉动恒星。一个谜是由显然单一的对象。有一个一对一的对应关系的现象发现这些新的恒星类观察到的sdB星。事实上，标准的演化理论解释了sdB星的起源，它们是在第一个红巨星分支的尖端附近被剥离的红巨星。亚亮B星的一个子群也可以被认为是红巨星的剥离氦核。它们形成ELM序列向更高温度的延伸。因此，低质量的氦核白矮星和双星中的sdB星在恒星演化方面是近亲。
2016-10-24 astro-ph.SR
Weak magnetic fields in white dwarfs and their direct progenitors?
我们对VLT（Very Large Telescope）FORS 1（FOcal Reducer and Low Dispersion Spectrograph）的行星状星云、热亚矮星和白矮星的中心恒星偏振数据进行了重新分析，并增加了大量新的观测数据，以增加样本。为了避免假信号，对偏振分析光谱和光谱仪延迟板的所有位置仅使用一个波长校准的观察结果进行仔细分析是至关重要的。我们发现，以前在亚矮星和中心恒星中探测到的磁场不能得到证实，而大约10%的观测到的白矮星具有千高斯级的磁场。
2012-10-15 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
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
Type Ia Supernova Explosions from Hybrid Carbon-Oxygen-Neon White Dwarf Progenitors
最近的结果在恒星演化，预测存在的混合白矮星（WD）的C-O核心内的O-Ne壳，我们模拟热核（Ia型）超新星从这些混合的祖先。我们使用FLASH代码进行多维模拟的爆燃到爆震过渡（DDT）爆炸范例。我们的混合祖星模型是使用MESA恒星演化代码生成的，并且包括Urca过程的影响，并且我们将祖星模型映射到FLASH网格。我们进行了一系列的DDT模拟点火条件下的祖先的热和对流结构，假设多个点火点。为了将这些混合WD星的结果与以前的C-O白矮星的结果进行比较，我们构建了一组具有类似性质的C-O WD模型，并类似地模拟了一系列爆炸。我们发现，尽管每个套件内的显着变化，区分爆炸的趋势是明显的$^{56}$镍产量和喷出物的动力学特性。我们评论的可行性，这些爆炸作为源的某些类观察到的亚发光事件。
2016-02-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
The White Dwarf Initial-Final Mass Relation for Progenitor Stars From 0.85 to 7.5 M$_\odot$
通过对天狼星B和来自13个星团的79颗白矮星的自洽分析，给出了它们的初末质量关系。我们还获得了先前在NGC 2099星团场中分析过的八颗白矮星的额外信号，其中四颗与成员一致。这些重新观测到的白矮星的质量范围从0.72到0.97 M $_\odot$，初始质量从3.0到3.65 M $_\odot$，IFMR在斜率上有一个重要的变化，这些新的数据有助于观测证实。总的来说，该直接测量的IFMR具有小的散射（$σ$ = 0.06 M $_\odot$），并且从0.85至7.5 M $_\odot$的祖细胞跨越。应用两种不同的恒星演化模型来推断两组不同的白矮星祖先质量表明，当同样的模型也被用来推导星系团的年龄，所得到的IFMR有弱的敏感性，通过模型，但在所有最高的初始质量（$>$ 5.5 M $_\odot$）。还清楚地观察到IFMR的非线性，在较低质量（0.08 M $_{\rm final}$ /M $_{\rm initial}$）和较高质量（0.11 M $_{\rm final}$ /M $_{\rm initial}$）下具有中等斜率，其被2.85至3.6 M $_\odot$的祖细胞之间的陡峭斜率（0.19 M $_{\rm final}$ /M $_{\rm initial}$）分解。该IFMR显示，恒星总质量损失范围从0.83 M $_\odot$时的M $_{\rm i…
2018-09-05 astro-ph.SR
The progenitors of compact-object binaries: impact of metallicity, common envelope and natal kicks
LIGO-Virgo合作（LVC）已经报道了六个引力波事件，其中五个与黑洞双星（BHB）合并有关，一个与双中子星（DNS）合并有关，而黑洞-中子星（BHNS）双星的合并仍然缺失。我们调查的祖先的双重紧凑的对象二进制与我们的人口合成代码MOBSE。MOBSE包括恒星风造成的质量损失的高级处方（取决于金属丰度和爱丁顿比），以及核心坍缩、电子俘获和（脉动）对不稳定超新星的形式主义。我们研究了祖先的金属丰度，共同包络参数$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 effect of $^{22}$Ne diffusion in the evolution and pulsational properties of white dwarfs with solar metallicity progenitors
由于$^{22}$ Ne的中子过剩量很大，这种同位素会迅速沉积在白矮星的内部。这个过程释放了额外的能量，从而延迟了白矮星的冷却时间。这影响了使用白矮星宇宙年代学得出的不同恒星群体的年龄。此外，在恒星内部区域过多的$^{22}$ Ne改变了布伦特-韦塞拉频率，从而改变了这些恒星的脉动性质。在这项工作中，我们讨论了太阳金属丰度祖先（$Z=0.02$）对白矮星中$^{22}$ Ne沉降的影响。我们对质量为$0.528$、$0.576$、$0.657$和$0.833$ M $_{\sun}$的白矮星进行了演化计算，这些白矮星是从它们的祖先恒星的完整演化计算中得出的，从零年龄主序星开始，一直到中心氢和氦燃烧、热脉冲AGB和后AGB阶段。计算结果表明，在低光度（$\log(L/L_{\sun})\la -4.25$）下，$^{22}$ Ne的沉降使具有太阳金属丰度祖星的白矮星的冷却延迟约1~Gyr.此外，我们还研究了$^{22}$ Ne的沉降对ZZ~Ceti白矮星脉动性质的影响。我们发现，$^{22}$ Ne沉降诱导这些恒星的周期差异大于目前的观测不确定性，特别是在更大质量的白矮星。
2016-04-06 astro-ph.GA astro-ph.SR cond-mat.stat-mech
Chemo-dynamical reconstruction of Milky Way globular cluster progenitors: Age-metallicity relations and the universality of multiple stellar populations
Dipartimento di Fisica e Astronomia “Augusto Righi”–Università di Bologna（博洛尼亚大学）；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）；Berkeley Center for Cosmological Physics and Department of Physics, University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；ICC, University of Barcelona（巴塞罗那大学）；ICREA（加泰罗尼亚高级研究学院）
通过均匀的恒星参数和层次贝叶斯模型，重建69个银河系球状星团的前身年龄-金属丰度关系，并检验氦相关多星族性质是否依赖于前身起源，发现氦增丰幅度由星团质量调控且与环境无关，仅第一星族比例存在次要环境印记。
2026-04-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Merging black hole binaries: the effects of progenitor's metallicity, mass-loss rate and Eddington factor
LIGO探测到的前四次引力波事件都被解释为合并黑洞双星（BHB），为研究此类系统开辟了新的视角。在这里，我们使用我们的新的人口合成代码MOBSE，BSE（Hurley et al.2002）的升级版本，调查合并BHB的人口统计学。MOBSE包含了大质量热恒星的质量损失的金属性依赖处方。它还占电子散射爱丁顿因素对质量损失的影响。我们对12种不同金属丰度的孤立大质量双星进行了>10^8次模拟，以研究质量损失、核心坍缩超新星和共同包络对合并BHB的影响。考虑到恒星风对爱丁顿因子的依赖性，导致形成质量高达65 Msun的黑洞（BH），金属丰度Z~0.0002。然而，合并BHB中的大多数BH具有<40 Msun的质量。我们发现合并BHB的质量比在0.1 - 1.0范围内，即使质量比>0.6更有可能。我们预测像GW 150914、GW 170814和GW 170104这样的系统只能由金属丰度分别为Z<=0.006、Z<=0.008和Z<=0.012的祖细胞形成。大多数合并BHB经历了一个共同的信封阶段，但高达17%的合并BHB在低金属丰度没有经历任何共同的信封阶段。我们发现，贫金属祖先的合并数量远高于富金属祖先：在低金属丰度（Z = 0.0002 ~ 0.002）时，每单位质量的BHB合并数量约为10^-4 Msun^-1，而在高金属丰度（Z = 0.02）时，每单位质量的BHB合并数量降至约…
2017-11-09 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Chandrasekhar-mass white dwarfs are the progenitors of a small fraction of Type Ia supernovae according to nucleosythesis constraints
Ia型超新星（SNe Ia）的精确祖先系统，无论它是一个接近于克拉塞卡极限的白矮星（WD）还是质量小得多的白矮星，几十年来一直是一个争论的问题。我们小组最近对大规模WD爆炸前的吸积和沸腾阶段的研究表明，热失控时的中心密度在$(3.6-6.3)\times10^9$ g cm $^{-3}$范围内，以便合理选择WD上的吸积速率和祖金属丰度。在这项工作中，我们已经计算了一维模拟爆炸的这种WD，特别强调喷出物的化学成分，这在所有情况下是非常丰富的中子化同位素铬（$^{54}$铬）和钛（$^{50}$钛）。我们表明，为了使这样的核合成与太阳系的同位素丰度相一致，质量为1000亿克拉塞卡的白矮星最多可以占到正常光度的Ia超新星的26%，或者说最多占到所有Ia超新星的20%。
2022-09-08 astro-ph.HE 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
A hot subdwarf-white dwarf super-Chandrasekhar candidate supernova Ia progenitor
超新星Ia是明亮的爆炸事件，可以用来估计宇宙学距离，使我们能够研究宇宙的膨胀。据了解，它们是由一颗质量比太阳大的恒星的耗尽的核心形成的白矮星的热核爆炸造成的。然而，可能导致爆炸的祖先通道是一个长期存在的争论，限制了超新星Ia作为距离指标的精确度和准确性。在这里，我们展示了HD 265435，这是一个轨道周期小于一百分钟的二元系统，由一颗白矮星和一颗热亚矮星组成--一颗剥离核心氦燃烧星。该系统的总质量为1.65+/-0.25太阳质量，超过了稳定的白矮星的最大质量。由于引力波发射，该系统将在7000万年后合并，可能引发超新星Ia事件。我们使用这种检测的地方热亚矮星-白矮星双星超新星Ia祖先的贡献的限制。
2021-07-19 astro-ph.CO astro-ph.HE 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
Pulsations powered by hydrogen shell burning in white dwarfs
由于在渐近巨星分支阶段没有第三次挖掘事件，由低金属丰度祖先演化而来的白矮星模型具有较厚的氢壳层，这使得氢壳层燃烧成为最重要的能量来源。我们调查的脉动稳定性的白矮星模型与厚信封，看看是否非径向$g$模式的脉动是由氢燃烧引发的，目的是把限制氢壳燃烧在冷白矮星和第三次疏浚在渐近巨星分支演化的祖星。利用全演化计算方法构造了低金属丰度的母星白矮星序列，并分析了它们在有效温度$T_{\rm eff} \sim 15\,000\,-\, 8\,000$ K范围内的脉动稳定性。我们证明了，对于从低金属丰度祖先演化而来的质量为$M_{\star} \lesssim 0.71\,\rm M_{\sun}$、有效温度为$8\,500 \lesssim T_{\rm eff} \lesssim 11\,600$ K的白矮星模型，（$Z= 0.0001$、$0.0005$和$0.001$）偶极子（$\ell= 1$）和四极杆（$\ell=2$）$g_1$模式主要由于氢燃烧壳层通过$\varepsilon$机制而被激发，除了由$κ-γ$或对流驱动机制驱动的其它$g$模式之外。然而，$\varepsilon$机制不足以驱动这些模式在白矮星从太阳金属丰度祖先演变。我们建议，应努力观察偶极$g_1$模式的白矮星与低金属丰度的环境，如球状星团和/或星系晕，放置在冷却的白矮星的氢壳燃烧和第三个疏浚情节在前面的渐近巨星分…
2016-06-14 astro-ph.SR
Quiescent nuclear burning in low-metallicity white dwarfs
我们讨论了具有极低金属丰度祖先（$Z=0.0001$）的富氢DA白矮星冷却序列中剩余核燃烧的影响。这些冷却序列适用于研究非常古老的恒星星族。这里介绍的结果是自洽的，完全进化计算的产物。具体来说，我们遵循的演化白矮星的祖先从零年龄的主序列通过所有的演化阶段，即核心氢燃烧阶段，氦燃烧阶段，和热脉冲渐近巨分支阶段的白矮星阶段。这是对最相关的主序星质量范围进行的，包括白矮星质量最常见的区间--从$0.53\, M_{\sun}$到$0.83\, M_{\sun}$。由于母星的金属丰度较低，白矮星在诞生时就有较厚的氢包层，导致其氢燃烧壳层比太阳系中的同类更强烈。我们研究了核反应仍然很重要的阶段，发现核能源在很长一段时间内起着关键作用，大大增加了标准白矮星模型预测的冷却时间。特别是，我们发现，对于这种金属丰度和白矮星质量小于约$0.6\, M_{\sun}$，核反应的主要贡献者恒星光度低至$\log(L/L_{\sun})\simeq -3.2$。反过来，这应该对低金属量恒星星族的白矮星光度函数有明显的影响。
2013-08-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Two Massive White Dwarfs from NGC 2323 and the Initial-Final Mass Relation for Progenitors of 4 to 6.5 M$_\odot$
我们用凯克低分辨率成像光谱仪观测了富疏散星团NGC 2323（M50）中的10颗白矮星候选者。光谱显示八颗是DA白矮星，其中六颗具有适合我们分析的高信噪比。其中两颗白矮星与单一演化的星团成员一致，都是高质量的$\sim$ 1.07 M $_\odot$，并给出了4.69 M $_\odot$的等效祖先质量。为了补充这些新的高质量白矮星并分析初末质量关系（IFMR），我们还从公开的数据中观察了30颗白矮星，它们大多都是高质量的（$\gtrsim$ 0.9 M $_\odot$）。这些原始公布的数据表现出显著的分散性，为了测试这种分散性是真实的还是仅仅是系统学的结果，我们统一分析了白矮星的光谱，并采用了彻底的测光技术来获得其母星系团的统一星系团参数。由此产生的IFMR散射显着减少，认为质量损失率是不随机的性质，并在金属丰度和质量分析的范围内，在这项工作中，质量损失是不是高度敏感的金属丰度的变化。最后，当采用基于Y $^2$等时线的星系团年龄时，高质量IFMR的斜率仍然很陡，并且与中等质量白矮星的斜率一致，给出了3至6.5 M $_\odot$的祖先质量的线性IFMR。相比之下，当采用基于PARSEC等时线的稍年轻的星系团年龄时，高质量IFMR在4 M $_\odot$的初始质量附近有适度的周转。
2016-01-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Initial-Final Mass Relation for 3 to 4 M$_\odot$ Progenitors of White Dwarfs from the Single Cluster NGC 2099
利用凯克低分辨率成像光谱仪对富疏散星团NGC 2099（M37）中观测到的白矮星进行了样本扩展。在20颗白矮星候选者中，光谱显示19颗是真正的白矮星，其中14颗具有高信噪比。我们发现这14个中的11个与单独进化的集群成员一致。其跨越$\sim$ 0.7至0.95 M $_\odot$的质量范围，不包括低质量离群值，对应于$\sim$ 3至4 M $_\odot$的祖细胞质量。这个区域的初始最终质量关系（IFMR）有很大的散射和斜率，仍然是精确确定的。利用这个属于单一年龄和金属丰度群体的大样本白矮星，我们发现初始-最终质量关系为（0.171 $\pm$ 0.057）M $_{\rm initial}$ +0.219 $\pm$ 0.187 M $_\odot$，明显比许多先前研究中在整个观测到的白矮星质量范围内采用的线性关系更陡峭。将太阳金属丰度NGC 2099与富含金属的毕宿星团和普雷塞普星团中的18颗白矮星的这种新关系进行比较，发现它们的IFMR也具有一致的陡峭斜率。这种强烈的一致性也表明，在这个质量和金属丰度范围内，IFMR没有显著的金属丰度依赖性。因此，IFMR可以更可靠地确定与这一广泛的样本的29个总白矮星给出M $_{\rm final}$ =（0.163 $\pm$ 0.022）M $_{\rm initial}$ +0.238 $\pm$ 0.071 M $_\odo…
2015-05-25 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
Effect of $^{12}C+$ $^{12}C$ Reaction & Convective Mixing on the Progenitor Mass of ONe White Dwarfs
质量在~8 - 12 $M_{\odot }$的恒星是数量最多的大质量恒星。这个质量范围是关键的，因为它可能导致超新星（SN）爆炸，因此它对重元素的产生和星系的化学演化非常重要。我们研究了临界过渡质量（$M_{up}$），这是达到流体静力学碳燃烧条件的最小初始恒星质量。质量< $M_{up}$的恒星演化到渐近巨星分支，然后发展成CO白矮星，而质量为$\geqslant $ $M_{up}$的恒星则点燃部分简并的CO核中的碳，形成电子简并的ONe核。这些恒星演化到超级AGB（SAGB）阶段，要么成为一颗白矮星的祖先，要么最终爆炸成为电子捕获SN（EC-SN）。我们研究了$M_{up}$对C燃烧反应速率和对流混合处理的敏感性。特别是，我们显示的效果最近确定的$^{12}C+$ $^{12}C$融合率，以及对流核心的扩展过程中的氢和氦燃烧对$M_{up}$在太阳金属丰度恒星。我们选择了9个$M_{\odot }$模型来显示新的C燃烧速率下的详细演化特征。
2014-10-07 astro-ph.SR
Constraining the solar neighbourhood age-metallicity relation from white dwarf-main sequence binaries
年龄-金属丰度关系是制约银盘化学演化的基本工具。在这项工作中，我们分析的观测特性，这种关系使用双星，没有相互作用的白矮星-从它我们可以得到系统的总年龄-和主序星-从它我们可以得到金属丰度跟踪的[Fe/H]丰度。我们的样本包括46个广泛分离，但未解决的光谱双星在斯隆数字巡天，189白矮星加上主序列共同自行对确定在第二次数据发布的盖亚。这是目前已确定其祖先金属丰度的最大的白矮星样本。我们发现一个平坦的年龄-金属丰度关系显示分散的[Fe/H]丰度约0.5德克斯周围的太阳金属丰度在所有年龄。这独立地证实了在以前的研究中发现的太阳附近的年龄和金属丰度之间缺乏相关性，这些研究集中在分析单个主序星和疏散星团。
2021-05-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The effects of metallicity on the Galactic disk population of white dwarfs
长期以来，人们一直认为恒星金属丰度在确定银河系不同恒星星族的年龄中起着重要的作用。在这里，我们分析的作用，金属丰度发挥的白矮星光度函数的银河系盘，这是经常被用来确定其年龄。我们采用蒙特卡罗人口合成代码，占人口的银河系盘白矮星的属性。我们的代码采用了最先进的进化冷却序列的白矮星与富氢和缺氢的气氛，碳-氧和氧-氖核心。我们使用两种不同的模型来评估的金属丰度的演变，其中一个采用的金属丰度随时间是恒定的，但具有适度的分散，和第二个金属丰度随时间增加。我们发现，我们的理论结果是在一个非常令人满意的协议，从斯隆数字巡天（SDSS）和从SuperCOSMOS巡天（SSS），独立于所采用的年龄金属丰度法获得的观测光度函数。特别地，我们发现年龄-金属丰度关系对白矮星光度函数的亮支的形成没有明显的影响，而且其截止点的位置对所采用的年龄-金属丰度关系几乎不敏感。由于白矮星光度函数明亮分支的形状对年龄-金属丰度定律不敏感，它可以安全地用来检验理论上的演化序列，而由于下降位置对金属丰度分布的敏感性有限，它的位置提供了银河系盘年龄的可靠指标。
2014-04-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Absence of a Correlation between White Dwarf Planetary Accretion and Primordial Stellar Metallicity
本文通过宽双星系统中伴星金属丰度作为白矮星原初金属丰度的代理，比较受污染与未受污染白矮星的金属丰度分布，发现两者无显著差异且吸积率与金属丰度无显著趋势，表明巨行星并非白矮星吸积事件的主导原因。
2024-06-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
LSQ13fn: A type II-Plateau supernova with a possibly low metallicity progenitor that breaks the standardised candle relation
我们目前的光学成像和光谱的超新星（SN）LSQ 13 fn，一个II型超新星与几个hitherto看不见的属性。虽然它最初表现出强烈的对称光谱发射特征，可归因于\ion{He}{ii}，\ion{N}{iii}和\ion{C}{iii}，让人想起一些相互作用的SNe，但它转变为一个更自然地属于II型高原（IIP）分类的对象。然而，它的光谱演化揭示了几个不寻常的性质：金属线出现的时间比预期的要晚，很弱，有些物种因它们的缺席而引人注目。此外，线速度被发现低于预期的平台亮度，打破了SNe~IIP标准化蜡烛距离估计方法。我们发现，结合早期喷出物-拱星物质相互作用的短阶段，贫金属喷出物和大的祖半径可以合理地解释所观察到的行为。与合成模型光谱的比较表明，一个给定的祖星质量的SNe~IIP的金属丰度低至0.1\，Z $_{\odot}$。LSQ 13 fn突出了SNe~II的多样性，以及在核心坍缩之前大质量恒星演化的最后阶段发挥作用的许多相互竞争的物理效应。
2016-03-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraining the origin of magnetic white dwarfs
University of Rochester（罗切斯特大学）
本研究利用1158个磁化白矮星目录和盖亚DR2的20 pc样本，分析多种磁化白矮星起源机制的可行性，发现盘发电机机制最符合观测约束，合并可解释年轻、高质量的强磁化白矮星。
2026-09-04 astro-ph.HE astro-ph.SR cond-mat.other
The progenitors of magnetic white dwarfs in open clusters
根据化石场假说，磁场是先前进化阶段的残余。然而，人口合成计算是无法复制的磁性白矮星（MWD）的样品，没有二元相互作用或列入人口的祖先不可观测的小规模领域。星族合成的一个必要组成部分是描述恒星演化过程中质量损失过程的初终质量关系。当白矮星是疏散星团的成员时，它们的演化历史可以通过星团的性质来评估。在这项工作中，我们评估集群成员资格相关的适当运动的MWD与集群的适当运动，并通过分析的候选人光谱与我们的磁模型光谱，以估计有效的温度和半径。我们确定SDSS J085523.87+164059.0是Praesepe的自行成员。我们还计算了先前确认的疏散星团成员NGC 6819-8、WD 0836+201的质量、冷却年龄和前身质量。根据我们的分析，新发现的星系团成员SDSS J 085523.87 +164059.0是一个质量为1.12 $\pm$ 0.11 Msolar的超大质量MWD。我们将具有已知祖先质量的MWD的样本增加到10个，其余的数据来自常见的自行双星。我们的调查表明，当磁场的影响包括在诊断中，这些集群MWD的估计属性不显示从IFMR偏离的证据。此外，我们估计的精度的磁诊断，这将是必要的，以定量确定磁性是否有任何影响的质量损失。
2013-04-26 astro-ph.SR
PUSHing core-collapse supernovae to explosions in spherical symmetry IV: Explodability, remnant properties and nucleosynthesis yields of low metallicity stars
在本系列的第四篇论文中，我们使用参数化的球对称爆炸方法PUSH对两组非旋转恒星祖先模型进行了系统的研究。我们的研究包括爆炸前的模型与金属丰度Z=0和Z=Z $_{\odot}\times 10^{-4}$和覆盖的祖质量范围从11到75 M $_\odot$。我们提出并讨论了所有模型的爆炸性质，并预测在这种方法内的残余物（中子星或黑洞）的质量分布。我们还进行了系统的核合成研究，并预测详细的同位素产量作为祖质量和金属丰度的函数。我们提出了我们的核合成结果与观测派生的$^{56}$镍喷出物从正常的核心坍缩超新星和铁族丰度的贫金属星HD~84937的比较。总的来说，我们的爆炸能量，剩余质量分布，$^{56}$镍质量，和铁组产率的结果是一致的正常CCSNe的观察。我们发现，在低和零金属丰度的恒星祖先更容易BH的形成比那些在太阳的金属丰度，这允许在LIGO/VIRGO观察到的质量范围内的BH的形成。
2020-02-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
A large stellar evolution database for population synthesis studies: VI. White dwarf cooling sequences
我们提出了一套新的冷却模型和等时线的H-和He-大气白矮星，结合精确的边界条件，从详细的模型大气计算，和碳-氧化学丰度配置文件的基础上更新的恒星演化计算从BaSTI恒星演化档案-虚拟天文台的理论数据中心。我们讨论和量化的模型预测的冷却时间的不确定性，所产生的中央H-和He-燃烧阶段，所经历的祖先，祖金属丰度和$^{12}C(α,γ)^{16}O$反应速率的热脉冲数的混合处理。最大的不确定性来源原来是与对流的治疗过程中的最后阶段的祖先中央氦燃烧阶段，和$^{12}C(α,γ)^{16}O$反应速率。我们比较我们的新模型与以前的计算进行相同的恒星演化代码，并讨论其应用的估计年龄的太阳附近，和解释所观察到的数量比之间的H-和He-大气白矮星。新的白矮星序列和一套广泛的白矮星等时线，涵盖了大范围的年龄和祖金属丰度是公开提供的官方BaSTI网站。
2010-05-11 astro-ph.SR
Spectral Models for Early Time SN 2011fe Observations
我们使用观察到的紫外线通过近红外光谱，以检查是否SN 2011 fe可以理解的框架内的分支正常SNe Ia和检查其个别的特点。作为基准，我们使用延迟爆轰模型与祖金属丰度Z_太阳能/20。我们研究的灵敏度特征的变化，在祖金属丰度，外密度分布，放射性镍的分布。母体中金属丰度变化的影响对合成光谱的影响相对较小。我们还发现，SN 2011 fe的丰度分层非常类似于延迟爆轰模型的过渡密度，已适合其他分支正常的Ia型超新星。在早期，模型光球是在速度太高的物质中形成的，这表明光球退得太慢，或者SN 2011 fe在~0.1 M太阳外的比能比模型低。我们讨论几种解释的差异。最后，我们研究的光谱能量分布和颜色的变化，由于在祖金属丰度的变化，这表明，颜色只是弱指标的祖金属丰度，在特定的爆炸模型，我们已经研究。我们发现，在U波段的通量是显着较高的太阳能金属丰度模型在最大光比在较低的金属丰度模型和较低的金属丰度模型更好地匹配观测到的光谱。
2015-08-31 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
Progenitors of the Accretion-Induced Collapse of White Dwarfs
最近对氧-氖-镁白矮星吸积引起的坍缩成中子星的计算[Piro & Thompson 2014]允许潜在的可检测的瞬态电磁信号。受这些结果的启发，我提出了理论速率和物理性质的双星，可以产生吸积诱导崩溃。速率是为各种类型的宿主星系（如老椭圆星系与螺旋星系），并区分由捐助者的恒星类型（如大型巨星与紧凑的氦丰富的捐助者）。本论文的结果可能有助于指导不久的将来电磁瞬变搜索活动，以找到可能的候选人吸积诱发的崩溃事件。我的预测是基于双星演化的计算，其中包括最近更新的质量吸积和长期质量增长的白矮星。我发现最有可能发生吸积诱导坍缩的系统是由一颗ONeMg白矮星和一颗赫氏间隙星或一颗红巨星伴星组成的。在大旋涡星系和老椭圆星系中，典型的速率分别约为1-5 x 10^-5 l/yr和10^-4-10^-5 l/yr。最亮的电磁信号被预测来自演化的巨星型施主，我发现其速率约为2.5 x 10^-5 1/年（大螺旋星系）和1.3 x 10^-5 1/年（老椭圆星系）。
2015-12-02 astro-ph.SR
A pre-explosion optical transient event from a white dwarf merger with a giant supernova progenitor
我们研究了一些罕见的双星系统的演化路线，其中初始质量较大的~5.5-8.5Mo主星形成白矮星（WD），而4 Mo <M_2，0 <M_1，0的副星从演化的主星吸积质量，后来终止为核心坍缩超新星（CCSN）。在这样的WD-NS逆演化中，在WD之后形成中子星（NS）或潜在的NS祖星大质量核。这些SN爆炸之前可能会有WD与巨型次级核心的强相互作用，导致爆炸前数周至数年的中亮度光学瞬变（英语：Intermediate-Luminosity Optical Transient）事件（英语：Intermediate-Luminosity Optical Transient）（英语：Intermediate-Luminosity Optical Transient）。WD和巨星的共同包层阶段结束于合并，形成一颗超新星，或包层抛射，在巨星核心的CCSN之后，导致NS-NS或WD-NS幸存的双星。WD可能遭受热核爆炸，这可能被观察为Ia型SN。这些CCSN和热核爆炸中的大多数都是奇特的。利用恒星天体物理实验模块（MESA）计算了典型情况下的恒星演化。这些系统的出现率约为CCSNe的3- 5%。
2014-01-07 astro-ph.SR
On the progenitors of super-Chandrasekhar mass type Ia supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）可以作为标准烛光来确定宇宙学距离，因为它们被认为具有均匀的燃料量。最近对几个过亮的Ia超新星的观测表明，超新星爆发时的白矮星质量可能大大超过了经典的克拉塞卡质量极限。这些大质量的白矮星可能是由快速的差异旋转支撑的。基于单简并模型和白矮星在吸积率为$\dot{M}>3\times10^{-7}M_{\odot}\rm yr^{-1}$时发生差动自转的假设，计算了由一颗白矮星和一颗正常伴星组成的密近双星的演化。为了考虑自转的影响，我们引入了白矮星的有效质量$M_{\rm eff}$。对于金属丰度为$Z=0.02$和0.001的两种施主星，给出了初始施主星质量的分布和超亚克拉塞卡质量的母星SNe Ia的轨道周期。计算结果表明，对于初始质量为$1.2M_{\odot}$的白矮星，相当一部分Ia型超新星可能是由超亚列塞卡质量的白矮星形成的，但很难形成超大质量（$>1.7 M_{\sun}$）的白矮星，在老的星群中没有发现。然而，当白矮星的初始质量为$1.0M_{\odot}$时，超克拉塞卡质量的超新星Ia是非常罕见的。此外，低金属丰度环境中的Ia超新星更可能是均一的.
2009-07-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraints on core-collapse supernova progenitors from explosion site integral field spectroscopy
在观测上，超新星（SNe）根据其独特的特征被分为子类。这种多样性反映了祖先恒星的多样性。目前还不完全清楚大质量恒星演化成SN的不同路径是如何受到原始恒星初始质量和金属丰度等基本参数的影响。本文通过对母恒星星族在爆炸点的研究，对不同的核心坍缩SN子类中的母恒星初始质量和金属丰度进行了限制。收集和分析了83个中位距离为18 Mpc的近SN爆炸点的积分场光谱（IFS），使SN祖先的母恒星星族的检测和光谱提取成为可能。通过与简单的恒星星族模型和强线方法的比较，从母恒星的恒星星族谱出发，导出了同时代祖先恒星的初始质量和金属丰度。此外，近红外IFS被用来重现爆炸地点的恒星形成历史。不同SN类型之间没有观察到显著的金属丰度差异。发现SN Ic的典型祖细胞质量最高，其次是Ib型，然后是IIb型和II型。SN IIn是与年轻恒星星族相关性最小的恒星，因此是大质量的祖先。然而，只有当比较SNe IIn与其他亚类时，才观察到祖细胞初始质量的统计学显著差异。发现了初始质量估计值低于25~ $M_\odot$的剥离包膜SN祖细胞;这些被认为是二元祖细胞的结果。与以往的研究结果一致，这些结果支持了这样一种观点，即核心坍缩的SN祖先不能只来自单星通道，而单星通道和双星通道都在核心坍缩的SNe的产生中起作用。[删节]
2017-11-15 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
