Rotating white dwarf models with finite-temperature envelope
本文提出了一种新的数值方法来计算具有热分层的差速旋转白矮星的结构。我们的模型具有由离子和完全简并电子组成的核心，具有由离子、光子、部分简并电子和正电子组成的等熵包络。这些模型旨在模拟白矮星双星合并的早期残留物，其中一些可能导致Ia型超新星。热包封增加质量的效果通过包封的平均分子量取决于其化学组成。对于均匀旋转的模型，即使存在热包层，我们也只能看到质量的小幅增加。微分旋转改变了它急剧和超的Bracrasekhar质量模型，其质量加倍的Bracrasekhar质量的退化恒星的一些参数的选择。我们还计算准平衡演化序列的残余物固定在信封中的总角动量或熵。这些序列的存在取决于各种因素，如残余质量，微分旋转的配置文件，熵和信封的化学成分。
2019-04-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
The fate of rotating massive stars across cosmic times
本研究利用GENEC模型网格探究旋转与金属丰度对大质量恒星命运的影响，发现旋转降低黑洞形成的初始质量阈值，证实命运的强金属丰度依赖性，还预测了对不稳定质量间隙，为理解恒星演化与宇宙影响提供依据。
2025-09-02 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Common envelope jets supernova with thermonuclear outburst progenitor for the enigmatic supernova remnant W49B
本文提出热核共包层喷流超新星（CEJSN）模型解释超新星遗迹W49B，指出中子星坍缩为黑洞发射的喷流与红超巨星核心热核爆发共同塑造了其非球形形态和高铁丰度。
2023-06-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Rethinking Thorne-Żytkow Object Formation: The Fate of X-ray Binary LMC X-4 and Implications for Ultra-long Gamma-ray Bursts
本研究通过三维流体动力学模拟LMC X-4双星系统的合并过程，发现中子星与核心合并后形成吸积盘并高效吸积，最终坍缩为黑洞并产生超长伽马射线暴，从而挑战了传统TŻO形成机制。
2024-12-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Fast and Luminous Transients from the Explosions of Long Lived Massive White Dwarf Merger Remnants
我们研究了He白矮星与质量更大的C/O或O/Ne白矮星合并后长寿命（${\approx}10^5$年）残留物的演化和最终结果。使用恒星天体物理学实验模块（$\texttt{MESA}$），我们表明，这些残余物有一个红巨星配置支持稳定的氦燃烧，增加质量的WD核心，直到它达到$M_{\rm core}\approx 1.12-1.20 M_\odot$。在这一点上，表面对流区的底部延伸到燃烧层，混合整个对流包层的氦燃烧产物（主要是碳和镁）。进一步的演化耗尽了氦的对流包层，并显着减缓了下面的WD核心的质量增加。在氦耗尽之后，WD核心质量增长重新开始，因为然后未耦合的碳燃烧壳被点燃并继续燃烧来自剩余的富金属扩展包层的燃料。对于足够大的初始总合并质量，O/Ne WD核心将经历电子捕获触发坍缩到中子星（NS）后，增长到近拉塞卡质量（$M_{\rm Ch}$）。大量的C/O WD核心在碳燃烧火焰将其转化为O/Ne后可能会遭受同样的命运。NS的形成将释放${\approx}10^{50}$ ergs进入剩余的扩展的低质量包层。使用STELLA辐射转移代码，我们预测由此产生的光学光变曲线从这些爆炸信封。达到绝对大小的$M_V\approx -17$，这些瞬变是明亮的约一个星期，并有许多特点的类发光，迅速演变的瞬变研究的德劳特和合作者。
2017-12-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Fates of Rotating Supergiants from Stellar Mergers and the Landscape of Transients upon Core-collapse
本文用 MESA 模拟双星并合形成的旋转蓝超巨星，揭示其自转与质量损失规律，并解释 SN 1987A 型超新星、超长伽马暴及快速明亮瞬变的起源。
2025-08-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
The fast rotating, low gravity subdwarf B star EC 22081-1916 - Remnant of a common envelope merger event
热亚矮星B星（sDBs）是演化的核心燃烧氦的恒星，具有非常薄的氢包层。为了形成sdB，在红巨星分支的尖端，祖先必须失去几乎所有的氢包层。在双星系统中，向伴星的质量转移提供了它们形成所需的非凡质量损失。然而，显然也存在单一的sdB，几十年来它们的形成并不清楚。氦白矮星的合并导致核心氦燃烧的点火，或者氦核心和低质量恒星在共同包层阶段的合并已经被提出。在这里，我们报告发现EC 22081 - 1916作为一个快速旋转，低重力的单一sdB恒星。它的大气参数表明，氢包层必须异常厚，这与He-WD合并的情况不同，但与低质量的普通包层合并一致，可能是具有红巨星核心的亚恒星物体。
2011-04-21 astro-ph.SR
Evolution Models of CO WD -- AGB Star Merger Remnants
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；International Centre of Supernovae, Yunnan Key Laboratory（超新星国际中心，云南省重点实验室）；The Australian National University（澳大利亚国立大学）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
研究CO白矮星与AGB星核心合并后系统的演化，揭示其在HR图上的分布及可能的超新星形成机制。
2025-12-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Planetary nebulae after common-envelope phases initiated by low-mass red giants
很可能至少有一些行星状星云是由共同包层演化过程中从双星系统中喷射出来的物质组成的。对于这些行星状星云来说，电离成分是一个巨大星云的炽热而明亮的残余物，它的外壳在螺旋进入当前短周期轨道的过程中被伴星喷射出来。很大一部分CE阶段结束时，被认为是由低质量的红巨星，具有惰性，简并氦核心的巨星引发的。我们讨论了可能的结束CE结构，这样的恒星和他们随后的演变，以调查行星状星云的形成结构。我们假设，如果残余物在10^4年内喷射出它的包层，达到大于30千K的有效温度，那么行星状星云就会形成。我们假设，在CE阶段的组合物配置文件是不变的，使可能的残余结构的参数化结束CE的核心质量，信封质量和熵配置文件。我们发现，行星状星云预计在后CE系统的核心质量大于约0.3太阳质量，如果残余物结束CE阶段的热平衡。我们表明，是否残留物经历了前白矮星平台阶段取决于规定的结束CE信封质量。因此，观测一个年轻的后CE系统将限制CE包络质量和后CE演化的结束。
2013-10-10 astro-ph.SR
Stripped-envelope stars in different metallicity environments. II. Type I supernovae and compact remnants
条纹包层星可以被观测为沃尔夫-拉叶星（WR），或者是亮度较低的贫氢星，质量损失率较低，有透明风。这两种类型都是I型核心坍缩超新星（SNe）的潜在祖先。我们使用网格的核心崩溃模型从氦星在不同的金属丰度研究的影响，这些恒星产生的瞬变和残留物。我们研究了我们的核心坍塌模型的表面和核心性质，并采用三个标准研究了它们的可爆炸性。在预测爆炸的情况下，我们估计喷出物的质量，爆炸能量，镍质量和中子星（NS）的质量。否则，我们预测产生的黑洞（BH）的质量。我们构造了一个简化的布居模型，发现SNe和紧致天体的性质强烈依赖于金属丰度。喷出物的质量和爆炸能量为Ic型SNe最好的复制模型Z=0.04，表现出强风在核心氦燃烧。这意味着它们的质量损失率被低估了，或者Ic型SN祖先在爆炸前通过其他机制经历了质量损失。喷出物的质量，爆炸能量和镍质量的分布Ib型SNe没有很好地再现与WR质量损失的祖先模型，但更好地再现，如果我们假设没有质量损失的亮度低于最低WR星光度的祖先。我们发现，Ic型SNe变得更常见的金属丰度的增加，和绝大多数的Ib型SNe的祖先必须同向风剥离信封星。我们发现几个模型的崩溃前的CO质量高达$\sim 30 M_{\odot}$可能形成$\sim 3 M_{\odot}$ BH在回退SNe。这可能对我们理解SNe、BH和NS双星系统、X射线双星系统和引力波瞬变产生重要影响。
2022-03-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolution and final fate of massive post-common-envelope binaries
本研究利用三维磁流体模拟与MESA建模，探究含环双星盘的大质量公共包层后双星演化，发现环双星盘的共振作用等可影响双致密天体并合率，对理解引力波并合事件有重要意义。
2024-05-28 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
SNR G292.0+1.8: A Remnant of a Low-Mass Progenitor Stripped-Envelope Supernova
我们提出了一个银河系超新星遗迹（SNR）G292.0+1.8，一个典型的例子，一个核心崩溃的SNR，包含富氧喷出物，拱星物质，一个快速移动的脉冲星，和脉冲星风星云（PWN）的研究。我们使用流体动力学模拟的残余物的演变表明，SNR的反向冲击波与PWN相互作用，最有可能震惊了大多数超新星喷出物。在我们的模型中，这种情况需要总喷出物质量为$\lesssim 3\: \rm M_{\odot}$，这意味着在反向激波内部没有大量的冷喷出物。根据这些结果，我们比较了估计的元素质量和丰度比的反冲击喷出物核合成模型，发现它们是一致的与一个祖星的初始质量为12-16 $\: \rm M_{\odot}$。我们的结论是，G292.0+1.8的前身可能是一颗质量相对较低的恒星，通过双星相互作用经历了显着的质量损失，并产生了一个剥离的信封超新星爆炸。我们还认为，在G292.0+1.8中被称为“马刺”的区域是由于脉冲星通过超新星喷出物的运动而产生的，其动力学性质可能表明脉冲星速度的视线分量，导致总空间速度为$\sim 600\: \rm km\:s^{-1}$，并意味着一个显着的出生踢。最后，我们讨论了与G292.0+1.8相关的二进制质量损失情况及其对二进制伴星性质和未来搜索的影响。
2022-05-03 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Bound Outflows, Unbound Ejecta, and the Shaping of Bipolar Remnants during Stellar Coalescence
最近的观测表明，恒星合并瞬变的残余是双极的。这就提出了这些双极形态是如何产生的问题，以及它们告诉我们恒星合并和共同包络阶段的质量喷射机制。在本文中，我们分析了流体动力学模拟的导入到二进制聚结，一个阶段的不稳定的洛希瓣溢出，需要二进制的洛希极限分离的更紧凑的吸积体的吞没内的信封的扩展捐助者。随着质量转移的速度越来越快，气体会从双星中消失。与先前的预期相反，系统早期的质量损失仍然与双星有关，并形成了一个环双星环面。后来的喷出物，产生的吸积擦过表面的捐助者，有非常不同的形态和未绑定。这两个组成部分的质量损失从二互动后，高速喷出物碰撞的环联环面形成的早期质量损失。未结合的喷出物被重新导向两极，逃逸的物质产生两极外流。我们的研究结果表明，从绑定到未绑定的喷出物从合并双星的过渡可以解释其残余物的双极性质，与我们的理解的起源的双极残余的恒星合并瞬变，也许，一些行星状星云的影响。
2018-11-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Mass Loss: Its Effect on the Evolution and Fate of High-Mass Stars
我们对大质量恒星演化的理解是不断变化的，这是由于我们对质量损失的看法最近发生了剧变，以及在O型恒星中观察到了高的双星比例。由于成团的影响，热恒星的标准金属度相关风的质量损失率现在被认为比现代恒星演化模型中采用的速率低2-3倍。较弱的线驱动风将去除H包层的负担转移到其他地方，因此质量损失的主要模式是风、脉动和演化超巨星的爆发，以及双星质量转移。特别是对剥离包层超新星的研究，需要二元质量转移。爆发性质量损失的戏剧性例子在IIn型超新星中可以看到，这些超新星在核心坍塌前几年喷出了巨大的外壳。重点从稳定的风转移到偶发的质量损失是低金属含量地区的一个重大变化，因为喷发和二元质量转移对金属含量不太敏感。我们遇到的困境是，最重要的质量损失模式也是最不确定的，破坏了单星演化模型的预测能力，超越核心H燃烧。此外，模型中风和旋转的影响已经通过测试单星模型与观测到的统计数据进行了评估，结果表明，双星演化严重影响了模型。这就改变了我们对超新星质量损失最基本结果的看法--WR星和SNe Ibc是单星风的产物，还是它们主要是双星演化和爆发质量损失的结果？这一范式转变对天文学的许多其他领域产生了深远的影响。（节略）
2014-02-06 astro-ph.HE 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
The Effects on Supernova Shock Breakout and Swift Light Curves Due to the Mass of the Hydrogen-Rich Envelope
质量损失仍然是恒星演化的主要不确定性之一。在质量最大的恒星中，质量损失决定了星周介质，并能显著改变恒星的命运。质量损失是由各种风机制和二元相互作用引起的。超新星是这种质量损失的最佳探测器，既包括星周物质，也包括富氢包层的减少质量。在本文中，我们专注于减少氢包层质量对超新星光变曲线的影响，研究了各种质量损失情况下的冲击爆发和峰值光变曲线发射。尽管这种质量损失的趋势会被不同的祖先、爆炸能量和星周介质引起的变化所掩盖，但这些趋势对超新星调查中应该看到的超新星光变曲线有重大影响。最后，我们将我们的结果与几个关键观察结果进行了比较。
2015-03-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolution of the post merger remnants from the coalescence of oxygen-neon and carbon-oxygen white dwarf pairs
虽然多维模拟研究了双WD合并的过程，合并后的演变只集中在碳氧（CO）WD或氦（He）WD合并残留物。在这项工作中，我们调查的第一次演变的残余物源于合并的氧氖（ONe）WD与CO WD。我们的模拟结果表明，合并残留物可以演变成氢和氦缺乏巨星，最大半径约为300 Rsun。我们的模型表明，合并残留物质量超过1.95 Msun可以点燃Ne之前显着的质量损失enclaimer，因此，他们将成为电子捕获超新星（ECSNe）。然而，初始质量小于1.90Msun的残留物将经历进一步的核心收缩和更长的演化时间，才达到Ne燃烧的条件。因此，它们的命运更依赖于恒星风造成的质量损失率，因此更不确定。相对较高的质量损失率将导致这些残留物以一个WD结束其生命。我们的演化模型可以很自然地解释双WD合并残留IRAS 00500+6713（J 005311）的观测特性。如文献中先前所述，我们提出并证明J 005311可能是ONe WD和CO WD合并的残留物。我们推断，J 005311的最终结果将是一个巨大的ONe WD，而不是超新星爆炸。我们的调查可能能够提供可能的限制风的质量损失性质的巨人有CO占主导地位的信封。
2023-03-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Ultrafast Line-Driven Wind from the Double-Degenerate Merger Remnant WD J005311
Astronomical Institute, Tohoku University（东北大学天文研究所）
本研究构建双简并并合遗迹的稳态风解，将其应用于WD J005311，结合观测与历史记录确定其风的演化阶段，验证了其未坍缩为中子星的状态。
2026-08-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Cooling rates of neutron stars and the young neutron star in the Cassiopeia A supernova remnant
我们利用Ho & Heinke（Nature，462，71（2009））的最新研究结果探讨仙后座A超新星遗迹中中子星的热状态，该恒星的热辐射可以用碳大气模型很好地描述，并且辐射来自整个恒星表面。从中子星冷却理论出发，提出了一种利用热表面辐射观测数据提取热弛豫星中微子冷却速率的方法。我们展示了如何将这些速率与标准蜡烛的速率进行比较-具有非超流核子核心的恒星通过修改后的Urca过程缓慢冷却。我们发现，标准蜡烛的内部温度是恒星的紧凑性参数$x=r_g/R$的一个定义良好的函数，无论状态方程的中子星物质（$R$和$r_g$分别是圆周半径和引力半径）。我们证明了仙后座A中子星的数据可以用三个参数来解释：$f_\ell$，中微子冷却效率相对于标准蜡烛;紧凑性$x$ ;和热覆盖信封中的轻元素的量。对于普通（铁）隔热包层或低质量（$\lesssim 10^{-13}\,M_\odot$）碳包层，我们发现$x \lesssim 0.5$和$f_\ell \sim 0.02$（较慢冷却）的$f_\ell \sim 1$（标准冷却）效率可实现最大紧凑性$x\approx 0.7$。包含轻元素的最大质量（$\sim 10^{-8}\,M_\odot$）的热毯使$f_\ell$增加50倍。我们还研究了（不太可能）的可能性，恒星仍然是热非放松。
2010-10-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Fates of the oldest intermediate-mass stars - Primordial to Extremely Metal-Poor AGB and Super-AGB Stars: White Dwarf or Supernova progenitors
摘要：更好地了解大多数贫金属恒星的演化和核合成产率。Z<=10^-5）是至关重要的，因为它们是原始宇宙历史大图景的一部分。然而，恒星演化的许多未知之处在于这些物体的诞生、生命和死亡。本文综述了现有文献中关于中等质量Z<=10-5的恒星演化模型，重点讨论了它们的最终命运问题。混合事件的深度和效率对于确定电子捕获超新星形成的质量极限至关重要，但我们对这些现象的了解并不完整，因为它们受到输入物理选择的强烈影响。我们还考虑了替代的SNI 1/2通道，以在最贫金属的IMS中形成SNe。在这种情况下，关键是要了解热脉冲AGB的演变，直到后期阶段。有效的第二次挖掘，以及后来的第三次挖掘，可能会污染恒星的外壳，足以让恒星以一种非常类似于较高初始Z物体的方式经历热脉冲。低效的第二次和/或第三次挖掘可能会留下一个几乎原始的包层，无法维持强烈的恒星风。这可能会让氢耗尽的核心在包层消失之前增长到M_Ch，从而让恒星爆炸为SNI 1/2。在回顾了关于这两种可能的SNe形成通道的现有信息之后，我们讨论了金属丰度Z<=10^-5的恒星的现有核合成产额，并给出了一个Z=10^-5的热脉冲超AGB星的核合成计算实例。我们将理论预测与检测到的最低[Fe/H]对象的观测进行比较。审查结束讨论目前的开放问题，以及可能富有成效的途径，为未来的研究。
2018-10-01 astro-ph.SR
The fates of massive stars: exploring uncertainties in stellar evolution with METISSE
在先进的电磁波和引力波探测器时代，有效结合和研究恒星演化对双星和恒星动力学系统的影响变得越来越重要。系统的研究致力于探索恒星演化中的不确定参数，以解释最近对恒星星族的观测。我们提出了一种新的方法，常用的单星进化（SSE）拟合公式，一个更适应：单星进化插值方法（METISSE）。它利用预先计算的恒星轨道集之间的插值来近似恒星种群的演化参数。我们已经使用METISSE与详细的恒星轨道计算的恒星天体物理学实验模块（MESA），波恩进化代码（BEC）和剑桥星代码。与SSE相比，METISSE更好地再现了使用STARS代码计算的恒星轨迹，并且平均快三倍。使用MESA和BEC计算的恒星轨迹，我们应用METISSE探索大质量恒星的残余质量，最大径向膨胀和主序星寿命的差异。我们发现，恒星演化中使用的不同物理成分，例如辐射主导的包络的处理，可以影响它们的演化结果。对于质量范围在9到100 M $_\odot$的恒星，残余质量的预测可以相差20 M $_\odot$，而恒星所达到的最大径向膨胀在不同的恒星模型之间可以相差一个数量级。
2020-07-24 astro-ph.IM astro-ph.SR
Common envelope: the progress and the pitfalls
共同包络事件是导致致密双星形成的最重要和最不确定的演化阶段之一。虽然这个问题已经有将近30年的历史了，但它的理论基础从最初提出的考虑到现在并没有太大的进展。多年来，αλ-形式主义提供的简单估计一直被人口合成研究广泛使用，并且经常与观察结果相矛盾。近年来，随着恒星结构研究的不断深入，流体动力学数值模拟技术的不断发展，计算机处理能力的不断提高，以及新的观测结果的出现，我们对恒星共包线相的认识也开始不断地提高。我们从理论的角度回顾了在公共包络阶段发生的主要物理过程，以及它们如何影响经典形式参数的值。特别是，我们讨论的能量收支问题-什么是能源，汇和什么是条件的信封分散，以及选择的定义的剩余核心的共同信封的结果的重要性。
2011-08-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Viscous Evolution of White Dwarf Merger Remnants
两颗白矮星（WD）的合并产生了一个不稳定的磁流体动力学不稳定性的差异旋转残余。这些不稳定性可能导致粘性演化的时间尺度短的热演化的残骸相比。我们提出了多维流体动力学模拟WD合并残留物的演变下的$α$粘度的作用。我们使用Dan等人（2011）的八个WD合并模拟的输出来初始化我们的计算，这些模拟涵盖了质量比和总质量的范围。我们一般发现，合并残留物的时间尺度上的小时，朝向球形状态的发展，即使一个显着的一部分质量最初旋转支持。粘性演化仅使非常少量的质量$(< 10^{-5} M_\odot)$解束缚。粘性加热导致我们用He WD研究的一些系统第二次达到接近动态燃烧的条件。因此，合并后的粘性相有可能在某些WD合并中触发He包层的爆炸，可能通过双爆炸方案产生Ia型超新星。我们的计算为研究WD合并残留物的长期热演化提供了合适的初始条件。这对于理解WD合并是Ia型超新星、中子星、北冕座R星和其他现象的祖先是很重要的。
2012-11-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Unbound Debris Streams and Remnants Resulting From the Tidal Disruptions of Stars by Supermassive Black Holes
当一颗恒星的近点与它的潮汐半径相当时，它在围绕超大质量黑洞的轨道上的动能是它的静止质量能量的一个重要部分。当它被摧毁时，这些能量的一小部分被提取并注入恒星碎片，其中一半与黑洞脱离，最快的物质以$\sim 0.03 c$运动。在本文中，我们提出了一个形式主义，以确定这些未绑定的碎片流（UDS）的命运，因为它们离开黑洞，并与周围的气体相互作用。由于密度和速度沿UDS的长度变化，我们发现，流体动力学阻力迅速形状UDS成环状结构，与流的低密度部分领先的部分。当UDS向外移动时，它们对ISM的阻力随着距离的平方增加，这导致UDS在周围受冲击的ISM有机会冷却之前将其动量和能量沉积到周围介质中。$\sim 10^{50}$尔格突然注入周围介质，产生了一个类似于Sedov的未结合碎片遗迹（UDR），它在能量和外观上模仿超新星遗迹（SNR），加速粒子，产生宇宙射线和同步辐射，并向黑洞周围的分子云提供动量反馈。我们估计，这些UDR中的一些可能存在于银河系中心的几度之内，伪装成SNRs，并且UDR情景是对东方Sgr A的合理解释。
2015-09-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
The fate of Gaia's wide binaries: Interplay of white-dwarf recoil and tidal capture
研究白矮星反冲在宽双星中诱发潮汐捕获的机制，解释盖亚观测中的偏心率异常、中等偏心率双星形成及尘埃瞬变事件，并影响行星系统演化。
2025-09-10 astro-ph.SR
An ultra-massive white dwarf with a mixed hydrogen-carbon atmosphere as a likely merger remnant
白矮星是致密的、冷却的恒星余烬，主要由碳和氧组成，或者在较高的初始恒星质量下由氧和氖（含百分之几的碳）组成。这些恒星核心被氦壳所包裹，而氦壳又通常被一层氢所包围，通常无法直接观察内部组成。然而，在相当大一部分白矮星的表面观察到了碳，有时还伴有微量的氧，人们认为碳是由一个深氦对流区从核心吹出来的。在这些物体中，只有微量的氢被发现，因为预计大量的氢会抑制包层内的氢/氦对流混合。我们报告了WDJ 055134.612 +413531.09的发现，这是一颗超大质量（1.14 $M_\odot$）白矮星，具有独特的氢/碳混合大气（C/H=0.15）。我们对包层和内部的分析表明，氢和氦的总质量分数必须比单颗恒星演化的预测低几个数量级：分别小于$10^{-9.5}$和$10^{-7.0}$。由于快速运动学（相对于当地标准的休息$129\pm5$公里/秒），大质量，和独特的信封组成，我们认为，WDJ 0551 +4135是一致的形成从两个白矮星合并在一个紧密的双星系统。
2020-02-28 astro-ph.SR
Binary population synthesis with probabilistic remnant mass and kick prescriptions
我们报告的影响，紧凑的残余质量和踢大规模的二进制人口合成的概率处方。我们发现，这个处方填充之间的中子星和黑洞与低质量的黑洞假定的质量差距。然而，进化效应减少了具有低质量黑洞的X射线双星候选者的数量，这与观察到的样本中缺乏此类系统一致。我们进一步发现，这个处方是符合形成较重的双中子星，如GW 190425，但过度预测银河系双中子星的质量。修正后的出生踢，特别是增加超剥离超新星踢，不能直接解释所观察到的银河系双中子星轨道周期-偏心率分布。最后，这一处方允许形成类似于最近发现的极端质量比二进制GW 190814的系统，但只有当我们允许生存的二进制文件中的共同信封是由捐助者开始穿越赫兹斯普林间隙，相反，我们的标准模型。
2020-11-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Fate of supernova progenitors in massive binary systems
本研究通过双星演化模拟和星群合成计算，系统考察了双星相互作用对核坍缩超新星前身星命运的影响，估计了各类超新星比例，发现银河系超新星率与观测一致，且AIC、RSN和GRB速率约为常规超新星的百分之一。
2023-11-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Modeling the Remnants of Core-collapse Supernovae from Luminous Blue Variable stars
LBV是大质量的演化恒星，遭受零星和暴力的质量损失事件。它们被认为是某些核心坍缩超新星的祖先，但由于缺乏直接证据，这一观点仍有争议。由于SNRs的形态可以携带祖先星的指纹以及祖先星雕刻的不均匀CSM，因此对LBV SNRs的研究有助于将核心坍缩SNe与大质量恒星的演化联系起来。我们调查的物理，化学和形态学特性的残余物的SNe起源于LBV，为了寻找签名，揭示的祖先的性质，在喷出物的分布和形态的残余物。作为LBV的模板，我们考虑实际的LBV候选Gal 026.47+0.02。我们选择了一个网格模型，它描述了一个大质量恒星的演化，其性质与Gal 026.47+0.02一致，其最终命运是核心坍缩SN。我们开发了一个3D HD模型，遵循爆炸后的演化的喷出物从爆发的冲击波在恒星表面的相互作用的SNR与CSM的特点是由两个密集的嵌套的环形壳，参数化与多波长观测Gal 026.47+0.02。我们的模型显示了一个强相互作用的爆炸波与CSM，这决定了一个重要的减速膨胀的喷出物在赤道平面的两个壳奠定，确定了高度的不对称的残余。经过10000年的演化，喷出物显示出一个细长的形状，形成一个广泛的喷流状结构所造成的相互作用与壳和取向沿轴的环形壳。
2021-08-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Post-common-envelope planetary nebulae
本文综述了密近双星中心星的行星状星云在研究共包层恒星演化阶段中的作用，总结了双星性对行星状星云形成的重要性及这类星云对共包层阶段和相关天体现象的研究价值。
2024-12-12 astro-ph.SR
Merger of white dwarf-neutron star binaries: Prelude to hydrodynamic simulations in general relativity
白矮星-中子星双星产生可探测的引力辐射。建立了圆轨道上共转白矮星-中子星（WDNS）双星的牛顿平衡模型，发现这些模型在Roche极限处终止。在这一点上，二进制将经历稳定的质量转移（SMT）和长期的时间尺度上的发展，或不稳定的质量转移（UMT），这将导致在WD的潮汐中断。给定的双星将遵循的路径主要取决于它的质量比。我们分析了已知的WDNS双星的命运，并使用人口合成的结果来估计将进行SMT或UMT的LISA解决银河双星的数量。我们通过求解一组简单的常微分方程来模拟准平稳SMT历元，并计算相应的重力波形。最后，我们讨论了一般条款的可能的命运，二进制进行UMT和建设近似牛顿平衡配置合并WDNS残留物。我们使用这些配置来评估我们未来的合理结果，这些系统的完全相对论模拟。如果有足够的WD碎片落在NS上，残骸可能会坍缩，因此来自螺旋、合并和坍缩阶段的引力波将从LISA扫过LIGO频段。如果碎片在NS周围形成一个圆盘，它可能会分裂并形成行星。
2009-10-29 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Estimating the outcomes of common envelope evolution in triple stellar systems
我们提出了一个新的模型，描述了三重恒星的演化经历共同的信封演变，使用分析和数值技术相结合。演化的早期阶段是由与包层的动力学摩擦驱动的，这导致外层的三重轨道比内层的双星收缩得更快。在大多数情况下，这会导致三颗恒星之间的混沌动力学相互作用，最终导致其中一颗恒星从三重星系中被抛射出来。这种喷射和残余双星上的反冲足以将所有三颗恒星从包层中喷射出来，包层在恒星逃逸后膨胀并消散。这些结果对后共同包络三元组的性质有影响：它们可能只存在于包络在动力学不稳定性发生之前被弹出的情况下，其可能性取决于初始二元分离和包络结构。当三重星云在动力学上变得不稳定时，三重星云将无法存活，而其包层也会消散而不会形成行星状星云。
2020-08-21 astro-ph.SR
Can helium envelopes change the outcome of direct white dwarf collisions?
最近，白矮星（WD）的碰撞被认为是Ia型超新星（SNIa）的可能机制。WD碰撞作为SNIa祖先的可行性的一个关键特征是，在爆震波点火之前，质量的显著部分被高度压缩到有效生产$^{56}$ Ni所需的密度。以前的研究主要采用完全由碳-氧（CO）组成的模型WD，而WD预计具有不可忽略的氦包络。考虑到在WD碰撞的条件下氦比CO更容易爆炸燃烧，合理的关注点是早期He爆震点火是否可以转化为早期CO爆震，从而大大减少$^{56}$ Ni合成。我们调查的作用，他在确定WD碰撞的命运进行了一系列的二维流体力学计算。我们发现，非平凡的减少CO点火时间的一个必要条件是，在接触区诞生的He爆轰成功地传播到未受冲击的壳。我们确定的最小的他壳质量作为一个功能的总WD质量，坚持这一条件。虽然我们利用一个简化的反应网络类似于以前的研究中使用的，我们的研究结果是在良好的协议与详细的调查网络的大小对He壳爆炸的影响。这使我们能够将我们的结果扩展到更真实的燃烧物理的情况。基于这些研究结果对WD成分的进化计算的比较，我们得出结论，大多数，如果不是全部，WD碰撞不会受到其固有的他组件的巨大影响。
2015-10-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
A solar-type star polluted by calcium-rich supernova ejecta inside the supernova remnant RCW 86
当双星系统中的一颗大质量恒星爆炸成为超新星时，它的伴星可能会被超新星喷出物中的重元素污染。这种污染已经在少数超新星后双星中被检测到（Gonzalez Hernandez et al. 2011），但没有一个与超新星遗迹有关。我们报告在一个靠近的偏心双星系统中发现了一颗太阳型恒星，在年轻的银河系超新星遗迹RCW 86中有一颗中子星。我们的发现意味着超新星的前身是一颗移动的恒星，它在其风泡的边缘附近爆炸，并在核心坍塌前不久由于共同的包层演化而失去了大部分初始质量。我们发现这颗太阳型恒星被钙和其他元素严重污染，这使得爆炸属于富钙超新星的范畴--微弱而快速的瞬变（Filippenko等人，2003年; Kasliwal等人，2012年），其起源存在强烈争议（Kawabata等人，2010年; Waldman等人，2011年），并提供了第一个观测证据，表明这种类型的超新星可能来自核心坍塌爆炸（Kawabata等人，2010年; Moriya等人，2010年）。
2017-04-27 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
Efficient common-envelope ejection through dust-driven winds
共包层演化（英语：Common-envelope evolution，CEE）是一个相互作用的双星系统生命中的短暂阶段，在此期间，两颗恒星在一个共享的包层内运行。这样的演化被认为导致了双星的内旋，扩展包层的喷射和残余短周期双星的形成。然而，详细的流体动力学模型的中欧和东欧遇到重大困难。他们表明，在内旋之后，大部分的包层并没有被弹出;尽管它扩展到更大的分离，但它仍然与双星结合在一起。在这里，我们建议，灰尘驱动的风可以产生以下CEE。这些可以蒸发的信封以下类似的过程中运作的AGB星的信封喷射。AGB星的脉动驱动其外壳的膨胀，使材料冷却到低温，从而使尘埃凝结。尘埃上的辐射压力使其加速，并通过与气体的耦合驱动风，最终完全侵蚀外壳。我们发现，CE双星的inspiral阶段可以有效地取代恒星脉动的作用，并驱动CE膨胀到与AGB星相当的尺度，并通过尘埃驱动的风产生有效的质量损失。
2018-04-24 astro-ph.SR
On the Orbits of Low-mass Companions to White Dwarfs and the Fates of the Known Exoplanets
由于最近发现了越来越多的低质量的白矮星伴星，因此双星伴星的最终命运（包括伴星是否幸存以及双星的最终轨道）是一个有趣的问题。在这封信中，我们研究了一个两体系统的演化，其中轨道调整由于结构变化的主要，通过潮汐轨道能量的耗散，和质量损失在巨大的阶段;以前的研究没有纳入变化的主要的自旋。对于从木星的质量到~0.3 Msun和从1-3 Msun的初级恒星的伴星，我们确定了伴星在主序后演化过程中避免被初级恒星吞没所需的最小初始半长轴，并强调了已知系外行星最终生存的影响。我们目前的区域在二级质量和轨道周期空间，一个被吞没的同伴可能会生存的共同包络相（CEP），并与已知的M矮+WD短周期双星比较。最后，我们注意到被吞没的类地行星无法在CEP中幸存下来。在白矮星宜居带探测第一代类地行星需要从几个天文单位的轨道散射到一个高偏心率的轨道（近星点为~Rsun），然后通过潮汐摩擦将其阻尼到圆形轨道，可能使其成为一个不适合居住的烧焦的行星。
2014-09-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
Global simulations of strongly magnetized remnant massive neutron stars formed in binary neutron star mergers
本文采用广义相对论磁流体力学方法，在最精细网格分辨率为$12.5$ m的高空间分辨率下，对一颗双星中子星合并为一颗大质量残余中子星（RMNS）后的$\approx 30$ ms进行了数值模拟。首先，我们估计合并时的开尔文-亥姆霍兹不稳定性可以将磁场能量放大到热能的$\sim 1\%$。第二，我们发现在带有$ρ< 10^{13}~{\rm g~cm^{-3}}$的RMNS包层和环面中的磁旋转不稳定性维持磁湍流状态，并且在这些区域中的有效粘性参数可能收敛到$\approx 0.01$ -$0.02$。第三，目前的网格分辨率仍然不够精细，以维持磁湍流状态的RMNS与$ρ\ge 10^{13}~{\rm g~cm^{-3}}$。
2018-05-09 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Finding the unusual red giant remnants of cataclysmic variable mergers
通过详细建模发现氦白矮星与主序星并合产生的红巨星残骸具有独特的测光、星震和表面丰度特征，可用于识别这些不寻常的恒星残骸。
2024-09-20 astro-ph.SR
Fates of the sub-stellar objects (FOSSO) I. Fates of the known brown dwarfs in main-sequence--BD binaries
Sun Yat-sen University（中山大学）；Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
研究主序星-褐矮星双星在宿主星进入白矮星阶段后的演化及最终命运，通过比较模型预测与观测数据，预测未探测到的系统存在。
2026-03-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Simulating the Common Envelope Phase of a Red Giant Using SPH and Uniform Grid Codes
我们使用三维流体动力学模拟来研究质量等于0.88 \msun的红巨星分支星和质量范围从0.9到0.1的伴星的共同包层相互作用的快速下落阶段\msun。我们首先比较了使用两种不同的数值技术与不同的分辨率所获得的结果，并发现整体非常好的协议。然后，我们将这些模拟的结果与被认为经历了共同包络的观测系统进行比较。模拟结果未能再现这些系统，因为供体的大部分包络在模拟结束时仍然是束缚的，并且供体残余物和伴星之间的最终轨道间隔从26.8到5.9 \rsun不等，大于观测到的。我们认为，这种差异担保复合在弹出的信封和/或显着收缩的轨道发生在随后的阶段中发挥了重要作用。
2011-09-22 astro-ph.SR
Evolution models of helium white dwarf--main sequence star merger remnants
据预测，由引力波辐射和潮汐相互作用引起的轨道衰减将导致一些近距离双星在哈勃时间内合并。氦核白矮星与主序星的合并可以产生一颗红巨星分支星，当氦被点燃时，它有一个低质量的氢包层，从而成为一颗热的亚矮星。由于没有详细的计算，我们计算合并后的模型与恒星演化代码。我们找到了合并残余物的演化路径，并找到了导致热亚矮星形成的合并前条件。我们发现，一些这样的合并的结果形成的恒星与中间富氦表面。这些恒星后来由于扩散而发展出贫氦表面。结合我们的结果与一个模型人口和比较观察到的恒星，我们发现，一些观察到的中间富氦热亚矮星可以解释为残留的合并的氦核白矮星与低质量主序星。
2017-01-10 astro-ph.SR
The Fate of Binaries in the Galactic Center: The Mundane and the Exotic
银河系中心（GC）被一个超大质量黑洞（SMBH）人马座A $^*$的引力所控制，并被怀疑包含相当数量的双星。这样的双星与SMBH形成等级三元组，经历偏心Kozai-Lidov（EKL）演化，这可能导致双星同伴的共同轨道的高偏心率激发。这种效应会导致恒星碰撞或罗什叶交叉，以及由于潮汐耗散而导致的轨道收缩。在这项工作中，我们研究了这样的双星系统的动力学和恒星演化，特别是关于双星的后主序星演化。我们发现大多数双星（~75%）最终分离成单星，而其余的双星（~25%）经历共同的信封演变和/或恒星合并的阶段。这些天体可以产生许多不同的奇异结果，包括再生恒星、G2类红外过剩天体、剥离巨星、Ia型超新星（SNe）、激变变星（CV）、共生双星（SB）或致密天体双星。我们估计，在250 Mpc半径的球体内，由于这种机制，每年大约有7.5到15个Ia型超新星发生在星系核中，可能被ZTF和ASAS-SN探测到。同样，我们估计，在一个1 Gpc $^3$体积的球体内，每年大约有10到20个紧凑的天体双星形成，它们可能成为引力波源。根据Hoang等人（2018）在星系核中EKL驱动的致密天体双星合并的结果，这种致密天体双星形成率转化为每年约15至30次事件，可被Advanced LIGO检测到。
2019-05-09 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Close stellar binary systems by grazing envelope evolution
我建议一个螺旋的过程中，一个恒星的同伴擦过一个巨星的信封，而轨道分离和巨大的半径同时收缩，形成一个紧密的双星系统。可以将二元系统视为在“刚刚进入共同包络（CE）阶段”的恒定状态中演化。在这个过程发生的情况下，它可能是CE演化的替代方案，其中二级恒星浸没在巨星的包层中。掠食包层演化（GEE）只有在伴星设法以高速率吸积质量并发射喷流去除巨型包层的外围，从而防止CE形成的情况下才有可能。高吸积率是由吸积盘发射喷流，有效地携带多余的角动量和能量的吸积质量。轨道衰减本身是由次级恒星与其轨道内的包络线的引力相互作用引起的，即，动力摩擦（引力潮汐）。通过第二拉格朗日点的质量损失可以携带额外的角动量和包络质量。GEE持续数十至数百年。高吸积率和持续数月到数年的峰值可能会导致一个明亮的物体，称为中间光度光学瞬变（英语：Intermediate luminosity optical transient）（RINT; Red Novae; Red Transients）。双极星云和/或赤道环在双星残骸周围形成
2014-12-26 astro-ph.SR
Binary Evolution Leads to Two Populations of White Dwarf Companions
行星和其他低质量的双星伴星面临着各种潜在的命运，因为它们的宿主恒星离开主序星，成长为亚巨星和巨星。恒星的质量损失往往会使轨道扩大，而潮汐力矩往往会使轨道缩小，有时会达到伴星直接被主星吞没的程度。此外，一旦被吞噬，随之而来的共同包层（CE）阶段可能会导致伴星完全融入主星的包层;或者，如果伴星足够大，它可以转移足够的能量来弹出包层，并保持在围绕白矮星核心的紧密轨道上。因此，普通的双星演化应该会导致白矮星周围有两种主要的行星群：一种是经过CE阶段并处于短周期轨道的行星，另一种是完全避开CE并处于长周期轨道的行星。
2013-07-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Asteroseismic Fingerprints of Stellar Mergers
恒星并合是恒星演化、动力学和瞬变科学中的重要过程。然而，合并后的残留恒星很难被识别，因为它们不能根据表面性质轻易地与单一恒星区分开来。我们表明，合并残余物可以通过使用测量的重力模式周期间隔与asteroseismic质量的红巨星的asteroseismology确定。对于发生在简并核心形成后的合并，残余恒星相对于其核心具有超大质量的包层，这在星震学上表现为g~模式周期间隔小于恒星质量的预期。当主序星仍然在主序星上或其总质量小于$\approx\! 2 \, M_\odot$时，合并的残余物就很难与单颗恒星区分开来。利用Vrard等人2016年和Yu等人2018年的红巨星星震星表，我们识别出了有希望成为合并残余星的$24$候选者。在某些情况下，合并残留物也可以只使用它们的温度、光度和星震质量来检测，这种技术可以应用于更大数量的红巨星，而不需要可靠的周期间隔测量。
2021-09-04 astro-ph.SR
A formation scenario for the triple pulsar PSR J0337+1715: breaking a binary system inside a common envelope
我们提出了一个由两颗白矮星组成的三重系统PSR J0337+1715的脉冲星的形成方案。在我们的假设中，一个密近双星系统在一颗大质量恒星的包层内被潮汐和潮汐摧毁，然后经历吸积诱导坍缩（AIC）并形成中子星（NS）。所提出的方案包括一个新的成分的一个二元系统，打破了一个共同的信封内。我们用二进制c软件计算了系统的后分裂演化，并表明这两个低质量恒星最终都是氦WD。第三恒星是两颗质量较低的恒星中的一颗，它将质量转移到大质量恒星的ONeMg WD残骸中，并触发AIC。内部的低质量主序星演化较晚，如果第三纪恒星还没有发生AIC的话，它会引发AIC，并使NS旋转，形成毫秒脉冲星。这种情况对许多参数并不十分敏感，例如第三恒星的偏心率和低质量双星系统在包层内脱离后的第二恒星的轨道分离，以及这些恒星的初始质量。所提出的方案采用了一个有效的信封去除喷气发动机的紧凑的对象沉浸在巨大的信封，和新提出的放牧信封的演变。
2015-04-16 astro-ph.SR
Evolving into a remnant: optical observations of SN 1978K at three decades
我们提出了超新星SN 1978K的新光学观测，在2007年和2014年获得的甚大望远镜。我们发现这颗超新星并没有明显的褪色，甚至在爆炸后的30多年里。光谱表现出许多狭窄的（FWHM $\lesssim600$ km s $^{-1}$）发射线，表明超新星爆炸波持续与致密的星周物质（CSM）相互作用。发射谱线的演化表明，超新星喷出物是缓慢地通过反向激波，并没有扩大过去的外边缘的拱星信封。我们证明，CSM是不太可能是球形分布，质量为$\lesssim$ 1 M $_\odot$。祖细胞质量损失率估计为$\gtrsim 0.01$ M $_\odot$ yr $^{-1}$。缓慢衰减的后期光变曲线和光谱显示出与SN 1987 A惊人的相似性，表明CSM被冲击波扫过的速度正在逐渐衰减，SN 1978 K也正在经历类似的演变成为残骸。SN 1978K距离超新星很近（4 Mpc），是SN 1987 A之后下一个最好的晚期超新星演化例子。
2016-02-24 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolution and CNO yields of Z=10^-5 stars and possible effects on CEMP production
我们的主要目标是更深入地了解中等质量，极贫金属（EMP）恒星的演化和最终命运。我们还旨在研究它们的C，N和O产率。利用莫纳什大学的恒星演化程序，我们计算并分析了金属丰度Z = 10^-5、质量在4 ~ 9太阳质量之间的恒星从主序星到晚期热脉冲（超）渐近巨星分支TP-（S）AGB相的演化。我们的模型星经历了一个强大的C，N和O包层富集，无论是由于第二次dredge-up，dredge-out现象，或在TP-（S）AGB阶段早期的第三次dredge-up。因此，它们的晚期演化类似于金属丰度较高的天体。当使用TP-（S）AGB阶段质量损失率的标准公式时，计算出的恒星在其核心达到克拉塞卡质量之前就失去了大部分包层，因此我们的标准模型无法预测Z = 10^-5恒星发生SNI 1/2。然而，我们发现，质量损失率仅减少一个数量级，在这种金属丰度下特别不确定，将阻止包层的完全喷射，使恒星要么爆炸为SNI 1/2，要么成为电子捕获SN。我们的计算停止，由于不稳定的底部附近的对流信封，阻碍了进一步的收敛，并留下剩余的信封质量之间的0.25 M_太阳为我们的4 M_太阳模型和1.5 M_太阳为我们的9 M_太阳模型。我们提出了两套C，N和O产量来自我们的充分计算和计算下两个不同的假设，即，不稳定性导致几乎瞬间损失的残余信封或恒星恢复和进行进一步的热脉冲。我们的研究结果对宇宙的早期化学演化有影响。
2013-09-03 astro-ph.SR
The expansion of stripped-envelope stars: consequences for supernovae and gravitational-wave progenitors
合并成致密天体的大质量双星是引力波源的前身。大多数双星都经历了一个或多个质量转移阶段，在此期间，其中一颗恒星失去了部分或全部的外层包层，成为一颗剥离包层的恒星。这些被剥离的恒星大小的演变对于确定它们是否经历进一步的相互作用以及它们的最终命运至关重要。我们提出了新的计算剥离信封星的基础上计算MESA的二进制演化模型。我们用这些来研究它们的半径演化作为质量和金属丰度的函数。我们进一步讨论了它们的前超新星可观测的特点和潜在的后果，他们的演化对超新星的性质从剥离的恒星。在高金属丰度，我们发现，几乎所有的富氢信封被删除，与早期的发现。只有初始质量低于10 \Msun的祖细胞才能扩展到大半径（高达100 \Rsun），而更大质量的祖细胞则保持紧凑。在低金属丰度下，大量的氢仍然存在，原则上，对于我们考虑的所有质量，祖细胞可以膨胀到巨大的尺寸（> 400 \Rsun）。这意味着他们可以重新填充他们的罗氏叶。我们发现，人口合成模型中常用的处方低估恒星半径高达两个数量级。我们预计，这有后果的预测引力波源从双中子星合并，特别是对它们的金属丰度的依赖。
2020-03-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Linking the formation and fate of exo-Kuiper belts within solar system analogues
对穿过太阳系和白矮星行星系的系外小行星及其被摧毁的残骸的观测不断增加，促使人们了解柯伊伯带和小行星盘的轨道历史和命运。在这里，我们探讨如何在一个40-1000 au环的微行星轨道内的太阳系模拟，本身是最初嵌入在一个星团环境的结构变化，通过其所有的恒星阶段的恒星演变。我们尝试这个计算上具有挑战性的链接在四个部分：（1）通过执行星团模拟持续1亿年，（2）通过对随后的静态11 Gyr主序列的演变的假设，（3）通过执行模拟整个巨型分支阶段的演变，和（4）通过对带的演变在白矮星阶段的假设。在这些阶段中，我们估计的星子的引力响应类似的四个太阳系巨行星，以及碰撞研磨，银河系潮汐，恒星飞掠，恒星辐射。我们发现，在恒星演化的所有阶段，除非剧烈的引力不稳定性被触发（1）之间的巨行星，或（2）由于一个密切的（$\ll 10^3$ au）恒星飞越的结构上的$\gtrsim 100$公里大小的外柯伊伯带星子的星团动力学的印记被保留。在没有这些不稳定性的情况下，这些小行星只是将它们的半长轴加倍，同时保持它们原始的后星团离心率和倾角分布，这对自由浮动的微行星群和金属污染的白矮星有影响。
2020-02-19 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The Evolution of Binaries Embedded Within Common Envelopes
针对三星系统中公共包层（CE）缺乏自洽处理的问题，本文通过3D流体动力学模拟研究嵌入CE内的双星条件，发现密度梯度控制阻力及双星构型，多数情况下轨道间距增加且双星更易被潮汐瓦解，为三星系统演化提供新见解。
2024-12-05 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The progenitor and remnant of the helium nova V445 Puppis
V445 Pup是一颗在爆发期间没有氢谱线的奇特新星。该光谱包含碳、氧、钙、钠和铁的强发射线。我们使用天文底片档案对V445幼仔祖先的摄影图像进行了数字处理。这颗恒星在B波段的亮度为14.3等，是一颗周期性的变星，其最可能的周期为0.650654+/-0.000011天。光变曲线的形状表明，这颗恒星的前身是一颗共包络双星，表面有一个光点，表面亮度可变。在0.44和2.2微米之间的光谱能量分布与A0 V型恒星相似。2001年爆发后，喷出物中形成了尘埃，这颗恒星成为了一个强红外源。这导致恒星在V波段的亮度下降到20等以下。2003年至2009年期间获得的CCD BVR观测结果表明，尘埃吸收最小完成于2004年，残留物重新出现在18.5 mag V的水平。尘埃分散，但在K波段与VLT自适应光学拍摄的帧中没有星状物体。直到2007年3月，在这些画面中只能看到爆炸的喷出物。光谱能量分布中没有出现变红的A0 V型恒星。2000年V445 Pup的爆炸是CO型白矮星表面的氦闪光。结合现代动力学计算的结果，讨论了氦闪触发白矮星核爆轰的可能性及其观测证据，并讨论了系统的公共包层在爆轰中丢失的问题。系统的破坏及其组件的质量损失排除了V445 Pup未来的SN Ia情景。
2010-11-28 astro-ph.SR
A Circumbinary Disk in the Final Stages of Common Envelope and the Core-Degenerate Scenario for Type Ia Supernovae
我们研究了共同包络（CE）演化的最后阶段，发现相当一部分的喷射质量没有达到逃逸速度。为了得出这个结论，我们在简化假设下使用自相似解。伴随白矮星（WD）的大部分引力能量在很短的时间内被释放到大质量渐近巨星分支（AGB）或红巨星分支（RGB）恒星的包层中。这种快速的能量释放在外壳中形成冲击波。我们遵循从AGB中心向外的爆炸波传播，并表明约1- 10%的喷射信封仍然绑定到残余的二元系统。我们认为，由于角动量守恒和进一步与双星系统的相互作用，后备材料形成了一个circumbinary磁盘周围的后AGB核心和同伴WD。环双星盘与双星系统的相互作用将减少轨道分离，这比单独从CE的动力学阶段（包层被弹出）所预期的要多得多。较小的轨道间隔有利于在CE阶段结束时或之后的短时间内合并，而核心仍然是热的。这是另一个通道，形成一个巨大的WD，具有超克拉塞卡质量，可能爆炸为Ia型超新星。我们称之为核心退化（CD）的情况。
2011-07-01 astro-ph.SR
