Catastrophic quenching in alpha-Omega dynamos revisited
在大的磁雷诺数下，磁螺旋度的演化在天体物理的大尺度发电机中起着重要的作用。对这一事实的认识导致了动态α淬火形式主义的发展，它预测了开放系统中灾难性的低平均场。在这里，我们表明，在振荡的α-欧米茄发电机，这种形式主义预测非物理磁螺旋度尺度之间的转移。另一种技术，提出了这种人工制品被删除，通过使用的发展方程的磁场螺旋度的总场在剪切-平流规范。在传统的动力学α猝灭形式主义中，这可以被描述为小尺度场的额外的磁螺旋通量，这在均匀α平方发电机中不会出现。在阿尔法-欧米茄发电机，替代形式主义，导致更大的饱和领域比以前获得的传统形式主义。
2012-03-07 astro-ph.SR
Common envelope events with low-mass giants: understanding the energy budget
共同包层事件是两颗双星之间的重要相互作用，导致近距离双星系统的形成。在这里，我们提出了一个系统的三维研究，在其中，我们模拟常见的信封事件与低质量的巨型捐助者。这些结果使我们能够修改通常用于确定共同包络事件结果的能量形式主义。我们表明，这种类型的系统的能量预算应包括复合能，它也必须考虑到，一个显着的一部分释放的轨道能量被带走的喷出物。我们提供了三种方法，我们的研究结果可以被用于二进制人口合成研究：一个关系，将所观察到的后共同信封二进制与初始二进制参数，一个拟合公式的$α_{\rm ce}λ$参数的标准能量形式主义，和一个修订的能量形式主义，考虑到重组能量和能量，被带走的喷出物。
2016-06-15 astro-ph.SR
SCATTER Common Envelope Formalism for Triples
Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森天体物理中心）；Centre for Astrophysics Research, Department of Physics, Astronomy and Mathematics, University of Hertfordshire（赫特福德大学物理、天文与数学系天体物理学研究中心）
本文提出SCATTER形式用于计算三合星系统公共包层后的轨道分离，探讨其在引力波并合、Ia型超新星等高能现象中的应用。
2026-01-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
The final orbital separation in common envelope evolution
在大多数近距离双星的星族合成计算中，共同包络（CE）相位是使用基于能量守恒的标准处方（称为α处方）来建模的。在这个公式中，次级和巨核在CE阶段结束时的轨道间隔被认为是包层变得不受约束时的轨道间隔。然而，最近对双星核心行星状星云（BPNe）的观测，被认为是CE演化的直接产物，表明轨道周期明显短于使用α处方的人口合成模型的预测。我们认为，解开信封提供了一个必要的，但不是充分的条件，以逃避合并在CE的演变。次级线圈的螺旋进线也必须停止。这需要附加的动态约束，即次级上的摩擦转矩被减小到近似为零。在本文中，我们进行了一个初步的检查，增加这个动力学约束的影响，在人口合成计算的BPNe。我们假设，当次级粒子进入质量-半径分布平坦的巨星系区域时，摩擦力矩将充分减小。我们粗略地估计该地区的核心质量的函数的基础上，现有的恒星模型的AGB恒星之间的1和7太阳质量的位置。我们计算的理论轨道周期分布的BPNe使用人口合成代码，结合了这个动态约束以及阿尔法处方。
2021-04-03 astro-ph.SR
A revised energy formalism for common-envelope evolution: repercussions for planetary engulfment and the formation of neutron star binaries
共包层演化是双星系统演化的一个阶段，其中一颗巨星吞没了一颗伴星。标准的能量形式主义是一个分析框架，估计的能量转移到恒星的信封，吞没它的伴星的收缩轨道。我们分析表明，这种能量转移是大于预测的标准形式主义。当伴星的轨道收缩时，它所包围的质量会变小，伴星的束缚会比被包围的质量保持不变时更小。因此，更多的能量必须转移到包层，使轨道进一步收缩。我们得到一个修订的能量形式主义，占这种效果，并讨论其后果在两个方面：形成的中子星双星，和吞噬的行星和褐矮星的宿主恒星。抛射恒星包层所需的伴星质量要小到$50\%$，这导致了共同包层演化结果的差异。在恒星外层的能量沉积，这是有关的瞬态光度和持续时间，是高达一个$\approx7$高的因素。因此，如文献中所定义的，高于1的公共包络效率值不一定是非物理的，并且至少部分地由能量沉积的不完整描述引起。修正后的能量形式可以提高我们对恒星合并和共包络观测和模拟的理解。
2022-11-07 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Common Envelope Wind Tunnel: Range of Applicability and Self-Similarity in Realistic Stellar Envelopes
共同包络演化是密近双星传统形成通道的关键轨道收紧阶段，是一个多阶段的过程，对建立一个完全描述性、预测性的理论框架提出了许多挑战。在一种补充全球三维流体动力学建模的方法中，我们探索了一种简化的阻力形式主义的适用范围，该形式主义将局部流体动力学“风洞”模拟的结果纳入一个半分析框架中，在处理共同的包络动力学inspiral阶段使用一个库的现实巨大的分支恒星模型在低，中，高质量的制度。在一个小的关键无量纲参数，我们表征了广泛的共同包络事件，揭示了广泛的适用范围的阻力形式主义，以及其自相似性质的质量制度和年龄。讨论了全局二元性质和局部结构量产生的限制，以及这种形式主义的一般规定性应用的机会。
2020-08-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Merging Binary Stars and the magnetic white dwarfs
由恒星合并时产生的差异旋转驱动的磁发电机可以解释某些类别的磁星中的强场，包括高场磁白矮星（HFMWD）。在它们的例子中，差动自转的位置被各种各样地认为是在一个共同的包层内，一个合并的简并核的巨大的热外部区域，或者是由潮汐破裂的伴星形成的吸积盘，后者随后被并入简并核。我们合成的人口的二元系统，调查恒星合并假说所观察到的单HFMWD。我们的计算提供了质量分布和分数的白矮星合并在一个共同的信封阶段或作为双简并系统在后共同的信封阶段。我们改变了共同的包络效率参数α和观察比较。我们发现，这一假设可以解释所观察到的发病率的磁性和质量分布的HFMWD为一个广泛的α。在该模型中，大多数HFMWD是碳氧型的，并合并在一个共同的信封。不到四分之一的HFMWD起源于双简并恒星，它们在共同的包络演化后合并，这些恒星占据了HFMWD质量分布的高质量尾部。
2014-12-17 astro-ph.SR
SCATTER: A New Common Envelope Formalism
最神秘的天体物理状态之一是双星演化的共同包络（CE）阶段，其中两颗恒星被其中一颗恒星的包络所笼罩。恒星和包层之间的相互作用缩小了轨道。竞争优势可能导致合并或随后的互动阶段。合并可能涉及两个紧凑物体和/或恒星的任何组合。一些白矮星可能会产生Ia型超新星，而合并中子星可能会产生伽马射线暴，合并各种致密物体会产生引力辐射。由于CE可以产生于各种不同的初始条件，并且由于所涉及的过程的复杂性，很难预测它们的最终状态。当考虑许多系统时，如在总体综合计算中，通常采用守恒原理。在这里，我们以一种新的方式使用角动量来导出最终轨道分离的简单表达式。这种方法为研究双星提供了优势，特别适合于高阶多次波，现在被认为是潜在合并的重要成因。在这里，我们专注于CE的二进制文件，和后续的文件扩展我们的形式主义多恒星系统内发生CE。
2022-12-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
On The Formation of Double White Dwarfs: Reevaluating How We Parametrize the Common Envelope Phase
双白矮星（DWD）是一类特别令人感兴趣的致密双星。对于许多这样的系统，它们形成的进化通道的确切性质仍然不确定。经典的解释要求祖先二元系统经历两个随后的质量转移事件，这两个事件都是不稳定的，并导致一个共同的信封（CE）阶段。然而，它已被证明，如果CE事件都遵守标准的阿尔法规定，它是不可能重现所有的观察到的系统。作为一种替代方案，提出了伽马形式主义，它参数化的角动量带走的质量损失的分数，在对比的α处方，参数化的能量损失。我们证明，伽马处方也不足以描述任意DWD二进制的演变，显然，我们需要更深入地了解其形成的物理机制。然后，我们提出了一个详细的模型，红巨星-主序星二进制文件的演变过程中的第一集的质量转移，并证明他们的演变成DWDs不需要通过两个阶段的动态质量损失。相反，剧烈质量损失的第一幕可能是稳定的、非保守的质量传递。第二个阶段，然后很好地描述了阿尔法处方。我们发现，所考虑的祖细胞可以再现所观察到的氦DWDs中的年轻的组件是更大的质量的属性。
2011-08-02 astro-ph.SR
Reflections on the photodissociation of CO in circumstellar envelopes
一氧化碳（CO）是仅次于氢分子的最丰富的分子，对演化恒星周围的星周包层化学非常重要。当模拟分子线的强度和形状时，CO包络线的大小是一个输入参数，并影响导出的质量损失率。特别是低J跃迁CO谱线对CO光解离半径敏感。最近，新的CO光解半径已公布使用不同的形式，差异很大。一组计算是基于逃逸概率形式主义，使用数值近似在八十年代初得出的。这些近似的准确性进行了调查，结果表明，他们是不准确的比声称。改进的形式主义。然而，CO包膜大小的变化较小至中等，对于含$10^{-7}< \dot{M}< 10^{-4}$ \msolyr的模型，变化小于2%，对于含$\dot{M} = 10^{-8}$ \msolyr的模型，变化至多为7%。
2021-04-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Final common envelope ejection by migration and jets
我总结了最近的分析和数值研究的共同信封（CE）的过程，并建议取代常用的α处方CE喷射的处方的基础上，最终迁移和喷气机发射的同伴或核心的巨大恒星的主要。在迁移过程中，核心伴星系统被一个高度扁圆（扁平）的包层包围，一个厚的环双星盘，由从核心伴星系统转移到包层的大角动量形成。然后，我表明，可以释放的能量吸积主序星的同伴可以超过相互的引力能量的核心和同伴。通过反馈机制（JFM）的喷流是释放吸积能量以驱逐CE的有效途径。
2014-08-02 astro-ph.SR
Merger by Migration at the Final Phase of Common Envelope Evolution
我发现普通包络（CE）能量形式主义（CE α-处方）不足以预测大质量包络中CE演化的最终轨道分离。我发现，当轨道间距减小到CE α-处方预测的最终轨道间距的10倍时，伴星附近没有足够的质量带走它的角动量。核心-次级双星系统必须通过与更远的质量相互作用来摆脱它的角动量。这个双星系统与快速旋转的扁平包层之间的引力相互作用，类似于原行星盘中的行星迁移。巨星的包层对流向外携带能量和角动量。CE α-处方的基本假设，即双星系统的引力能去解开包络，崩溃了。在此基础上，我认为合并是AGB星和包层与次级质量比（M_env/M_2）>~5的红超巨星CE演化的共同结果。我讨论一些其他令人困惑的意见，可能会解释的迁移和合并过程。
2012-05-05 astro-ph.SR
Stellar envelope inflation near the Eddington limit. Implications for the radii of Wolf-Rayet stars and luminous blue variables
有人提出，发光恒星的包层可能会受到半径膨胀的影响。暴胀效应已经被讨论过与WR星的半径问题有关，但还没有解释银河系WR星的大半径。我们希望获得一个物理角度的膨胀效应，并研究WR星的半径的后果，和LBV。对于WR星，观测到的半径比理论预测的大一个数量级，而S剑鱼座型LBV的半径变化很大，这仍然解释不清。我们使用一个双重的方法来调查信封通货膨胀，在爱丁顿极限附近的恒星的数值模型的基础上，和一个新的分析形式主义来描述的效果。另一个新的方面是，我们考虑到外部恒星信封内的密度不均匀性（聚集）的影响。由于聚集的影响，我们能够使观察到的WR半径与理论一致。基于我们的新形式，我们发现径向膨胀是无量纲参数W的函数，这在很大程度上取决于Fe不透明度峰的拓扑结构，即，在材料属性上。当W>1时，我们发现了一个不稳定极限，在这个极限下，恒星包层变得引力不受约束，即不再存在静态解。在这个框架内，我们也能够解释S-Doradus型LBV不稳定性，如AG Car，由于恒星旋转的变化可能会触发。在HR图的上部，恒星的有效温度可能会受到暴胀效应的强烈影响。这可能对演化中的大质量LBV和WR星在最终坍缩之前产生特别强烈的影响，因为它们是SNe Ibc、SNe II和长伽玛暴的祖先。
2011-12-12 astro-ph.SR
Stellar models with mixing length and T(tau) relations calibrated on 3D convection simulations
对流包层恒星模型中超绝热层的热分层计算是恒星天体物理学中一个长期存在的问题，对恒星半径和有效温度等观测性质的预测有重要影响。混合长度理论，几乎普遍用于模拟超绝热对流层，有效地包含一个自由参数进行校准-α（毫升）-其值控制产生的有效温度。在这里，我们提出了第一个自洽的恒星演化模型，通过使用大气温度分层，Rosseland不透明度和校准变量alpha（ml）（取决于有效温度和表面重力）从一个大型的三维辐射流体动力学模拟恒星对流信封和大气太阳恒星组成（Trampedach等人，2013）。从我们的计算（具有相同的辐射流体动力学模拟组成），我们发现，与恒定太阳α（ml）计算的模型相比，具有流体校准变量α（ml）的模型的有效温度仅显示微小的差异，最多约30-50 K。在这两种情况下，对流区的深度基本相同。我们还分析了水文校准的T（tau）关系在确定模型有效温度的演变中所起的作用，当与恒星模型计算中经常使用的替代T（tau）关系相比时。与恒定的太阳值相比，T（tau）的选择可以具有比使用变量alpha（ml）更大的影响。我们发现Vernazza等人（1981）的太阳半经验T（tau）提供的恒星模型有效温度与水校正关系的结果相当一致。
2015-03-16 astro-ph.SR
One-Dimensional Numerical Study on Ignition of the Helium Envelope in Dynamical Accretion during the Double-Degenerate Merger
为了使双爆轰模型适用于正常的Ia型超新星，必须避免氦燃烧的灰烬对早期观测的不利影响，这要求氦包层质量最多为0.02太阳质量。以往的研究大多是通过人工热点引入爆轰，因此氦的自发爆轰的鲁棒性仍然不确定。在本工作中，我们应用理想化的一维模型和简化的7同位素反应网络，对双简并通道背景下氦包层的自发点火进行了自洽流体动力学研究。我们探索了广泛的祖条件，并证明直接引发爆炸的机会是有限的。特别是，自发爆轰需要大于0.03太阳质量的主包层质量.作为爆燃的点火反而更有可能，这对于低至~ 0.01太阳质量的较低包层质量是可行的，这可能导致一旦爆燃到爆震转变（DDT）实现后的后续爆震。高分辨率的多维模拟需要进一步研究DDT的可能性，以及准确地推导出之间的阈值的自发爆震和爆燃点火制度。另一个有趣的发现是组合物的影响;虽然与核心材料混合增强了爆炸，但由于12 C（α，γ）16 O在较低温度~ 108 K下反应速率较慢，因此它缩小了爆燃的机会，需要注意的是，我们目前忽略了12 C（p，γ）13 O（α，p）16 O的质子催化反应序列。
2022-11-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Origin of magnetic fields in cataclysmic variables
在最近的一系列论文中，有人提出高磁场白矮星是近距离双星相互作用和合并的结果。人口合成计算表明，孤立的高磁白矮星的起源与恒星合并假说是一致的。在这幅图中，观测到的磁场是由一个由差动旋转驱动的阿尔法-欧米茄发电机引起的。最强的磁场出现在差旋等于临界分裂速度时，并且是由两颗恒星（其中一颗具有简并核心）在共同的包层演化过程中合并或由两颗白矮星合并而产生的。我们现在合成一个人口的二元系统调查的假设，磁场的磁激变变量也起源于恒星相互作用的共同信封阶段。那些从共同的包络中产生的系统更紧密地结合在一起，形成了具有最强磁场的激变变星。我们改变了共同的包络效率参数，并比较我们的人口合成与磁激变变量的观测结果。我们发现，共同的包络相互作用可以解释所观察到的这些磁系统的特点，如果包络弹射效率低。
2018-10-15 astro-ph.SR
Lyman-alpha in the GJ 1132 System: Stellar Emission and Planetary Atmospheric Evolution
GJ 1132 b围绕着一颗M矮星运行，是为数不多的已知的地球大小的行星之一，距离12 pc，是已知的最近的凌日行星之一。接受大约19倍于地球的日照，这颗行星太热而不适合居住，但可以告诉我们冷恒星周围岩石行星大气的挥发性成分。利用哈勃STIS光谱，我们寻找中性氢的莱曼α线（Ly-alpha）的过境。如果我们观察到一个深的Ly-alpha吸收特征，这将表明存在一个中性氢包层从GJ 1132 b流出。另一方面，排除中性氢的深度吸收可能表明这颗行星没有可检测到的氢损失量，没有失去氢，或者在恒星生命早期失去氢和其他挥发物。我们没有检测到凌日，并在Ly-alpha线的红翼中确定有效包络半径为0.36 R* 的2-sigma上限，这是我们在ISM吸收后检测到的光谱的唯一部分。我们分析的Ly-alpha光谱和恒星的变化GJ 1132，这是一个缓慢旋转的0.18太阳质量M的矮星，以前未知的紫外线活动。我们的数据显示，恒星的变化率为5- 22%，这与\citet{Loyd2014}发现的M矮紫外线变化率高达41%是一致的。了解紫外线变化在行星大气中的作用对于评估大气演化和较冷岩石系外行星的可居住性至关重要。
2019-06-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Bayesian inference of stellar parameters based on 1D stellar models coupled with 3D envelopes
利用一维（1D），对流启发式理论的恒星模型不能充分描述超绝热层的能量传输。不正确的建模导致众所周知的差异观测和预测的振荡频率的恒星与对流信封。最近，三维（3D）流体动力学模拟的恒星信封已被证明，以促进一个现实的描述超绝热对流的一维恒星模型。由此产生的结构变化的边界层已被证明不仅影响预测的振荡谱，但演变轨迹以及。在本文中，我们量化的后果，边界条件的变化对恒星参数估计的主序星。为此，我们调查两个基准星，半人马座阿尔法星A和B，使用贝叶斯推断。我们表明，湍流对流的改进处理，使获得的一维恒星结构几乎不敏感的混合长度参数。通过在一维恒星模型中使用三维模拟，我们克服了混合长度参数与其他恒星参数之间的简并性。通过提升这种简并性，包含3D模拟有可能产生更稳健的参数估计。通过这种方式，对超绝热对流的更真实的描述对任何依赖恒星模型的领域都具有重要意义，包括对银河系化学演化和系外行星研究的研究。
2019-10-22 astro-ph.SR
Common Envelope Evolution: Too stochastic to be deterministic
Technion - Israel Institute of Technology（以色列理工学院）
本文论证共同包层演化结果因巨星脉动与对流导致的吸积盘和喷流随机性而高度随机，单个系统难以预测，但群体研究仍可用效率参数。
2026-09-30 astro-ph.SR
Supernova Type Ia progenitors from merging double white dwarfs: Using a new population synthesis model
Ia型超新星的研究极大地改善了天体物理学中许多领域的见解，但仍然缺乏对这些事件起源的理论解释。我们研究了合并的双碳氧白矮星对SNIa速率的潜在贡献。我们的目标是开发一个模型，适合所观察到的SNIa祖细胞以及所观察到的密切双白矮星人口。我们区分两种情况下的共同信封（CE）的演变，α-形式主义的基础上的能量方程和γ-形式主义的基础上的角动量方程。在一个模型中，我们总是应用α-形式主义。在第二个模型中的伽玛形式主义的应用，除非二进制包含一个紧凑的对象或CE是由潮汐不稳定的α-形式主义使用触发。二进制人口合成代码SeBa被用来从零年龄的主序星演化二进制系统，形成双白矮星和随后的合并。自上次发布代码内容以来，SeBa已经进行了全面更新。观测到的双白矮星的有限样本是更好地代表了使用伽玛形式主义比阿尔法形式主义的模拟人口。对于CE形式主义，我们发现，虽然模拟延迟时间分布的形态匹配的误差内的观测，归一化和时间积分率每恒星质量是一个因素7-12低于观察。此外，合并的双碳-氧白矮星的模拟人口的特点进行了讨论，并提出了替代SNIa合并双白矮星模型的背景下。
2012-08-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Common Envelope Evolution Outcome. III. the Improvement of Stellar Binding Energy with the Envelope Residual
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）；Lund Observatory, Division of Astrophysics, Department of Physics, Lund University（隆德大学物理系天体物理学部隆德天文台）；Key Laboratory of Optical Astronomy, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台光学天文重点实验室）
本研究针对公共包层演化中恒星束缚能的不确定性，引入包层质量残余的改进束缚能，基于绝热质量损失模型重新计算λ参数，发现晚期红巨星和渐近巨星分支阶段λ可增一至两个数量级，并提供插值网格和拟合公式。
2026-09-22 astro-ph.SR
New PARSEC database of alpha-enhanced stellar evolutionary tracks and isochrones I. Calibration with 47 Tuc (NGC104) and the improvement on RGB bump
对银河系球核、球状星团、星系晕和银河系厚盘的精确研究需要有α增强和不同氦含量的恒星模型。这些模型对于银河系外的人口合成研究也很重要。为此，我们补充现有的PARSEC模型，这是基于太阳能分区的重元素，与α增强分区。我们收集详细的测量的金属混合物和氦丰度的两个人口的47图克（NGC 104）从文献中，并计算恒星轨道和等时线与这些α增强的成分。通过用HST ACS/WFC数据拟合精确的色星等图，从低主序星到水平主序星，我们标定了一些对低质量恒星演化很重要的自由参数，如对流包层底部的混合。这种新的校准显著改善了RGB凹凸亮度的预测。与所观察到的RGB和HB光度函数的比较也表明，进化寿命的预测是正确的。作为进一步的结果，这个校准过程中，我们得出的年龄，距离模量，红化，和红巨星分支质量损失为47 Tuc。我们应用新的校准和α增强的混合物的两个47 Tuc人口（[α/Fe] ~0.4和0.2）的其他金属丰度。新模型比以前的模型更好地再现RGB凹凸观察。这个新的PARSEC数据库，以及最新更新的阿尔法增强恒星演化轨迹和等时线，也将成为盖亚新恒星产品的一部分。
2018-01-22 astro-ph.SR
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
WD0837+185:the formation and evolution of an extreme mass ratio white dwarf-brown dwarf binary in Praesepe
在质量比太阳大的恒星周围的近轨道（<3AU）中，褐矮星伴星的数量惊人且无法解释，这与恒星和行星伴星的频率形成鲜明对比。虽然罕见且相对短暂，但这些系统以白矮星-棕矮星双星的形式留下了可检测的进化终点，这些残留物可以提供对其母系统出生和死亡的独特见解。我们提出了一个密切的发现（轨道间距~0.006 AU）亚恒星的伙伴，一个大规模的白矮星成员的Praesepe星团。利用星团的年龄和白矮星的质量，我们将白矮星的祖先恒星的质量限制在3.5 - 3.7 Msun（B9）的范围内。白矮星的高质量意味着亚恒星伴星一定是在晚渐近巨星分支（AGB）时被B星的外壳吞没的。因此，系统的初始分离为~2 AU，共同包络演化将分离降低到其当前值。初始和最终的轨道分离使我们能够约束的共同包络效率（α）和结合能参数（λ）的AGB星的α λ~3的组合。我们研究了各种形成的情况，并得出结论，亚恒星物体是最有可能已被捕获的白矮星的祖先在早期的生活集群，而不是在原地形成。
2012-10-02 astro-ph.SR
Testing the entropy calibration of the radii of cool stars: models of alpha Centauri A and B
我们提出了半人马座阿尔法星A和B的模型，实现了混合长度参数alpha_MLT的熵校准，最近开发并成功应用于太阳（Spada et al. 2018，ApJ，869，135）。在这项技术中，α_MLT在一维恒星演化代码的值进行校准，以匹配来自三维辐射流体动力学模拟的恒星对流信封，其有效温度，表面重力，和金属丰度的绝热比熵的选择一致沿演化轨迹。在恒星演化模型中，对流的传统处理依赖于一个恒定的、太阳校准的α_MLT。然而，越来越多的证据表明，这一过程并不能令人满意地再现冷恒星的观测半径。例如，对alpha Cen A和B进行建模需要将alpha_MLT调整为不同的非日光值。α Cen A和B的熵校准模型在没有外部调整参数的情况下在1%（或更好）内再现其观察到的半径。对于α Cen B（在1 sigma内），拟合质量与具有自由调整的α_MLT的模型相当，而对于α Cen A（在~ 2.5 sigma内），拟合质量不太令人满意。该准确度水平与方法的固有不确定性一致。我们的研究结果表明，熵校准方法产生的恒星模型的半径精度在1%以内的能力。这在准确描述系外行星宿主恒星及其行星系统方面尤其重要。
2019-09-02 astro-ph.EP 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
Stellar mergers and common-envelope evolution
本章探讨了双星中恒星并合与公共包层演化这两种动力学时标相互作用，从基本物理原理和三维流体动力学模拟出发，全面解释了其过程、结果及磁场作用，并指出了当前研究中的开放性问题。
2025-01-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Common Envelope Wind Tunnel: The Effects of Binary Mass Ratio and Implications for the Accretion-Driven Growth of LIGO Binary Black Holes
我们提出了三维局部流体动力学模拟周围的物体嵌入恒星信封使用“风洞”的形式主义。我们的模拟模型的共同包络动力学inspiral阶段在双星系统的无量纲流动特性。我们提出了一套模拟研究的影响，不同的二进制质量比，恒星结构，状态方程，相对马赫数的对象的运动通过气体，和密度梯度的引力聚焦规模。对于每个模型，我们测量嵌入物体所经历的吸积和阻力系数。这些系数在共同包层的动力学螺旋阶段调节物体质量和轨道收紧的耦合演化。我们将我们的模拟结果外推到与LIGO黑洞人口质量相当的吸积黑洞。我们证明，这些黑洞每单位轨道收紧所产生的质量和自旋与吸积与阻力系数之比直接相关。因此，我们推断，在一个典型的例子场景中，初始非旋转黑洞的质量和无量纲自旋分别改变了$1\%$和0.05的数量级。我们的预测，质量和自旋的黑洞保持基本不变的一个共同的信封阶段艾滋病的解释不断增长的人口观测合并的二进制黑洞的属性。即使这些黑洞在组装过程中经历了一个共同的包络相，先前进化时期赋予的质量和自旋特征也应该保留下来。
2019-10-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Stripped-envelope supernova SN 2004dk is now interacting with hydrogen-rich circumstellar material
剥离包层超新星（SNe）的祖先星脱落氢包层的主导机制和时间尺度尚不确定。Ib型和Ic型超新星在后期阶段的观测可以揭示与遥远的拱星物质（CSM）相互作用的光学特征，为必要的前SN质量损失的起源提供重要线索。我们报告了发现后4684天（13年）的Ib型爆炸SN 2004 dk的深晚期光学光谱。检测到显著的中宽H-α发射，表明SN冲击波已经赶上了祖先系统丢失的富氢CSM。这条线的光度是有史以来最高的SN在这个后期阶段的报告。还检测到He、Fe和Ca的突出发射特征。的光谱特性是一致的CSM激励的前向冲击，并类似于持续相互作用的IIn型SNe 2005 IP和1988 Z的后期光谱。我们认为，发病的相互作用与富氢CSM与先前报道的无线电rebrightening在~1700天。这些数据表明，SN前质量损失的模式是一个相对缓慢的密集风，持续数千年前的SN，其次是一个短暂的沃尔夫-拉叶阶段，核心崩溃之前，并创建一个空腔内的CSM的扩展分布。我们还提出了SNe 2014 C，PTF 11 iqb和2009 ip的新光谱，所有这些光谱都表现出与扩展CSM分布的持续相互作用。
2018-03-19 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
A reduced-order NLTE kinetic model for radiating plasmas of outer envelopes of stellar atmospheres
目前的工作提出了一个自洽的降阶NLTE动力学模型辐射等离子体，如发现在恒星大气的外层。从最新的从头算和实验数据，高度复杂的碰撞-辐射动力学机制，简化了集中的束缚能状态的群体。不同的分组策略进行了研究，如均匀和麦克斯韦-玻尔兹曼。基于矩量法得到了材料气体和辐射场的简化控制方程组。应用考虑了部分电离氢中激波的定常流动。结果表明，采用麦克斯韦-玻尔兹曼分组允许，一方面，大量减少未知数的数量，另一方面，以保持气体和辐射量的准确性。据观察，当忽略线辐射时，使用两个组已经导致光电离前体、内部弛豫和辐射冷却区域的非常精确的分辨率。线辐射的包含需要采用仅仅一个额外的组来解释巴尔末和帕邢系的α、β和γ线中的光学薄损耗。在很宽的冲击波速度范围内观察到这种趋势。
2016-12-14 astro-ph.SR physics.plasm-ph
