A Tale of Two Anomalies: Depletion, Dispersion, and the Connection Between the Stellar Lithium Spread and Inflated Radii on the Pre-Main Sequence
我们研究了标准恒星模型（SSM）和主序星（MS）疏散星团中锂的贫化，并探讨了相同质量、年龄和组成的年轻冷恒星中锂弥散的起源。我们首先证明，SSM准确地预测锂丰度的太阳类似物在零年龄的主序列（ZAMS）的理论不确定性。然后，我们测量MS Li耗尽的速率，通过从三个充分研究的集群中去除[Fe/H]依赖的ZAMS Li模式，并比较去趋势数据。MS耗尽被发现是质量依赖性的，在这个意义上更多的耗尽在低质量。在固定的$T_{\rm eff}$上，锂丰度的分散几乎是普遍的，并在$\sim$ 2亿年前开始。我们讨论了质量和年龄的分散趋势，模式是混合的。我们认为，金属丰度的影响ZAMS李模式，与理论预期一致，但与以前的一些研究结果相反，并建议李集群金属丰度的测试。最后，我们认为，半径分散在恒星的固定质量和年龄，在前MS李破坏的时代，是负责传播李丰度和旋转之间的相关性和李在年轻的冷星，最有名的在昴宿星。我们计算恒星模型，膨胀，以配合所观察到的半径异常的磁活跃系统，和由此产生的范围内的锂丰度再现观察到的模式的年轻的集群。我们讨论了前MS的进化轨迹和年龄测量的年轻集群的后果，并提出了一个观测测试。
2014-02-25 astro-ph.SR
Enhanced mass-loss rate evolution of stars with $\gtrsim 18 M_\odot$ and missing optically-observed type II core-collapse supernovae
我们发展的恒星模型与零年龄的主序（ZAMS）质量的$M_{\rm ZAMS} \gtrsim 18 M_\odot$的假设下，他们经历了一个增强的质量损失率时，在高光度穿越不稳定带，并得出结论，他们中的大多数结束Ibc型超新星（SNe Ibc）或尘埃遮蔽SNe II。我们探讨什么水平的增强质量损失率在不稳定带将是必要的，以解释“红超巨星（RSG）的问题”。这个问题指的是用$M_{\rm ZAMS} \gtrsim 18 M_\odot$观测到的核心坍缩超新星祖先的缺乏。也就是说，我们研究什么增强的质量损失率可以使所有这些恒星实际上爆炸为CCSNe。我们发现，质量损失率至少应该增加约10倍。我们通过分析恒星包层中的氢质量和爆炸时尘埃风的光学厚度得出这一结论，并粗略估计，在我们的假设下，这些恒星中只有大约五分之一爆炸为未被遮蔽的SNe II和SNe IIb。大约10%-15%的SNe II是模糊的，红外线明亮，但明显非常微弱，其余的，大约65%-70%，作为SNe Ibc结束。然而，统计上的不确定性仍然太大，无法决定是否许多具有$M_{\rm ZAMS} \gtrsim 18M_\odot$的恒星不会像中微子驱动爆炸机制所预期的那样爆炸，或者是否所有的恒星都像抖动喷流爆炸机制所预期的那样爆炸为CCSNe。
2020-04-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Theoretical uncertainties on the radius of low- and very-low mass stars
我们进行了一个主要的理论不确定性，影响目前的恒星模型预测的低质量和极低质量恒星的半径的分析。我们集中在质量范围为0.1- 1 Msun的恒星上，在零年龄主序（ZAMS）和1，2和5 Gyr等时线上。首先，我们量化了几个量的不确定性对半径的影响，即状态方程，辐射不透明度，大气模型，对流效率和初始化学成分。然后，我们计算了累积半径误差条纹，通过将由于所有分析量而引起的半径变化相加而获得。总的趋势是半径不确定度随恒星质量的增大而增大。对于ZAMS结构，极低质量恒星的累积误差条纹约为$\pm 2$和$\pm 3$ %，而在较大质量时，它增加到$\pm 4$和$\pm 5$ %。如果考虑等时线，半径的不确定性变得更大，并且与年龄有关，在5 Gyr年龄时，$M\sim 1$ Msun达到约$+12(-15)$ %。我们还研究了在固定光度下的半径不确定性。在这种情况下，ZAMS和等时线模型的累积误差带是相同的，其范围从大约$\pm 4$百分比到$+7$和$+9$（$-5$）百分比。我们还表明，唯一的化学成分的不确定性在确定半径误差条纹中起着重要的作用，产生的半径变化范围约为$\pm 1$和$\pm 2$百分比之间的ZAMS模型与固定质量和约$\pm 3$和$\pm 5$百分比在一个固定的光度。
2018-02-13 astro-ph.SR
The Black Hole Formation Probability
恒星演化中一个长期存在的问题是，哪些大质量恒星在死亡时产生黑洞（BH），而不是中子星（NS）。通常的做法是假设一个给定的零年龄主序星（ZAMS）质量（也许还有一个给定的金属丰度）只会产生一个NS或BH，但这并不能解释无数其他可能影响这一结果的变量，例如自旋，双星，甚至是核心坍缩附近恒星结构的随机差异。我们认为，相反，概率描述的NS与BH形成可能更适合占目前的不确定性，了解大质量恒星如何死亡。我们提出了一个初步的探索的概率，一个恒星将使BH作为其ZAMS质量，$P_{\rm BH}(M_{\rm ZAMS})$的函数。虽然我们发现，这是很难得到一个独特的$P_{\rm BH}(M_{\rm ZAMS})$使用目前的测量BH质量分布和大质量恒星的化学富集程度，我们演示了如何$P_{\rm BH}(M_{\rm ZAMS})$的变化与这些不同的观测和理论的不确定性。我们预计，未来的研究银河系黑洞和核心坍缩的理论研究将完善$P_{\rm BH}(M_{\rm ZAMS})$，并认为这一框架是一个重要的新的一步，更好地了解BH的形成。BH形成的概率描述将是有用的，作为未来的人口合成研究，有兴趣在X射线双星的形成，引力波源的性质和事件率，并回答有关化学富集的问题。
2014-12-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraining Stellar Rotation at the Zero-Age Main Sequence with TESS
本文利用TESS数据首次系统约束约40 Myr零龄主序FGK恒星的自转，测量868个周期，并通过τ²方法区分恒星风力矩模型，揭示磁制动和内部角动量输运在主序前已显著影响自转演化。
2023-11-28 astro-ph.SR
Very massive stars, pair-instability supernovae and intermediate-mass black holes with the SEVN code
理解大质量（$\gtrsim 30$ M $_{\odot{}}$）恒星黑洞（BH）和它们的祖先恒星之间的联系是解释引力波事件观测的关键一步。在本文中，我们讨论了超大质量恒星（VMSs）的最终命运，与零年龄主序（ZAMS）质量$>150$ M $_{\odot}$，占脉动对不稳定超新星（PPISNe）和对不稳定超新星（PISNe）。我们描述了一个更新版本的人口合成代码SEVN，在其中，我们添加了恒星演化轨道VMSZAMS质量高达$350 $ M $_{\odot{}}$，我们包括PPISNe和PISNe的分析处方。我们使用新版本的SEVN来研究不同金属丰度$Z$下的BH质谱，范围从$Z=2.0\times 10^{-4}$到$Z=2.0\times 10^{-2}$。PPISNe和PISNe的主要作用是有利于第一次引力波事件（GW 150914）质量范围内的BH的形成，而它们阻止质量为60 - 120 M PDMATHAMN的残留物的形成。特别是，我们发现，PPISNe显着提高质量损失的金属贫乏（$Z\leq 2.0\times 10^{-3}$）与ZAMS质量$60\leq $ M $_{\mathrm{ZAMS}}/$ M $_{\odot{}}\leq 125$的恒星。相比之下，PISNe仅对中度贫金属（$Z<8.0\times 10^{-3}$）VMS有效。具有M $_{\…
2017-06-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
On Carbon Burning in Super Asymptotic Giant Branch Stars
利用2755个MESA恒星演化模型，研究了超渐近巨星分支（SAGB）恒星碳燃烧的详细而广泛的性质。第一碳点火的位置，淬火位置的碳燃烧火焰和闪光，角频率的碳核心，和碳核心质量的ZAMS质量，初始旋转速率，和混合参数，如对流过冲，对流，温盐和角动量运输的函数进行了研究。在一般情况下，我们发现这些属性的碳燃烧SAGB模型是不是一个强的函数的初始旋转配置文件，但一个敏感的函数的超调参数。我们准解析推导出一个近似的点火密度，$ρ_{ign} \approx 2.1 \times 10^6$ g cm $^{-3}$，预测的位置，第一个碳点火模型，点燃碳偏离中心。我们还发现，过冲移动ZAMS质量边界，偏离中心的碳点火发生在一个几乎均匀的速率$ΔM_{\rm ZAMS}$ / $Δf_{\rm{ov}}\approx$ 1.6 $M_{\odot}$。对于零超调，$f_{\rm{ov}}$ =0.0，我们的模型在ZAMS质量范围$\approx$ 8.9至11 $M_{\odot}$显示偏心碳点火。对于规范的过冲量，$f_{\rm{ov}}$ =0.016，偏心碳点火范围变为$\approx$ 7.2至8.8 $M_{\odot}$。只有具有$f_{\rm{ov}}$ $\geq 0.01$和ZAMS质量$\approx$ 7.2-8.0 $M_{\odot}$的系统显示出碳燃烧在离中心显著距离…
2015-06-03 astro-ph.SR
On period distribution of RR Lyr type variables in the globular cluster M3
在关于初始恒星质量（$0.809M_\odot\le M_\mathrm{ZAMS} \le 0.83M_\odot$）和Reimers公式中质量损失率参数（$0.45\leη_\mathrm{R}\le 0.55$）的各种假设下，对具有球状星团M3化学成分的星族II恒星进行了演化计算.计算了水平支星的30条演化轨迹。选定的模型的演变序列被用来作为初始条件的流体动力学方程，描述径向恒星振荡的解决方案。对天琴座RR型恒星的核心氦燃烧阶段和前一个ZAHB阶段的流体动力学模型进行了计算。得到了不稳定带边缘有效温度与恒星光度的解析关系。根据一致的恒星演化和非线性恒星脉动计算，用Monte-Carlo模拟方法对每个演化序列制作了RR Lyr型变星周期分布的理论直方图。一个令人满意的协议与观察（即更多数量的RRab变量）被发现的演化序列$M_\mathrm{ZAMS} = 0.811M_\odot$，$η_\mathrm{R}=0.55$与基本模式的分数$\approx 75\%$。与此同时，基模振荡器的平均周期（$\langleΠ\rangle_0=0.79$日）比观测估计的$\langleΠ\rangle_\mathrm{ab}$大得多。
2019-04-15 astro-ph.SR
A semi-empirical model for magnetic braking of solar-type stars
我们开发了新的角动量演化模型的质量$0.5$到$1.6~\rm M_\odot$和从主序前（\rm PMS）通过其主序（\rm MS）寿命结束的恒星。参数模型包括基于磁化恒星风数值模拟的磁制动、质量损失率处方、核-包络解耦以及盘锁定现象。我们还解释了最近在模拟比太阳更进化的恒星中磁制动急剧减弱的发展。我们适合在我们的模型中的自由参数，通过比较模型预测旋转分布的一些星团，以及个别场星。我们的模型合理地成功地再现了恒星在\rm PMS阶段到零龄主序（\rm ZAMS）自旋上升、突然\rm ZAMS自旋下降以及之后自转速率收敛的旋转行为。我们发现，包括核心包络去耦改善我们的模型，特别是在年轻的低质量恒星。此外，通过占几乎完全抑制磁制动在慢自旋周期，我们提供了更好的适合恒星旋转的观测相比，以前的模型。
2017-09-10 astro-ph.SR
Star formation with disc accretion and rotation I. Stars between 2 and 22 Msol at solar metallicity
恒星在形成过程中角动量的积累方式可能会影响它们的进一步演化。在冷盘吸积方案的框架中，我们第一次研究了角动量在恒星形成过程中如何在恒星内部积累，以及它在主序列（MS）上的演化后果。计算开始于Hayashi线上的0.7 Msol太阳金属丰度（Z=0.014）的流体静力核心作为一个固体旋转。吸积速率取决于吸积物体的光度，被认为在1.5e-5和1.7e-3 Msol/yr之间变化。假设吸积物质的角速度等于吸积恒星外层的角速度。模型计算的质量范围在零年龄的主要序列（ZAMS）之间的2和22 Msol。我们研究了如何内部和表面速度变化作为一个函数的时间在吸积阶段和朝着ZAMS的演变。恒星模型，其演变已遵循沿前MS阶段，被发现表现出浅梯度的角速度的ZAMS。有趣的是，对于ZAMS上的质量大于8 Msol，存在一个最大的表面速度，可以达到通过目前的情况下形成。通常，对于14 Msol的模型，只有表面速度低于临界速度45%的恒星才能形成。为了达到更高的速度，需要从核心旋转超过临界极限开始。我们发现，这个速度上限是较小的更高的质量。相比之下，低于8 Msol，没有限制，整个速度域，直到临界速度，可以达到。
2013-06-25 astro-ph.SR
Grid-based estimates of stellar ages in binary systems. SCEPtER: Stellar CharactEristics Pisa Estimation gRid
我们调查的性能，基于网格的技术在估计恒星的年龄在分离食双星系统。我们评估的精度的估计，由于观测约束的不确定性，以及对流核心过冲，元素扩散，混合长度值，和初始氦含量的不确定性所造成的系统偏差。我们采用了SCEPtER网格，其中包括质量在[0.8; 1.6] Msun范围内的恒星和从ZAMS到中央氢耗尽的演化阶段。年龄估计已经获得了我们以前的工作中所描述的技术的概括。我们发现，由于观测约束的不确定性，年龄估计的典型1 σ随机误差约为+-7%，这几乎与两颗恒星的质量无关。然而，这样的误差很大程度上取决于演化阶段，并且在ZAMS附近的恒星中变得更大和不对称，范围从+90%到-25%。包括弱对流和强对流核过冲引起的系统偏差约为观测不确定性误差的50%和120%。氦-金属富集比的± 1变化约占随机误差的± 150%。忽略微观扩散的偏差约占随机误差的60%。我们还介绍了一个统计测试的预期差异恢复年龄的两个同时代的恒星在一个双星系统。我们发现，在目前的观测不确定性的随机波动，可以导致真正的同时代的二进制组件似乎是非同时代的年龄差异高达60%。
2015-05-24 astro-ph.SR
Unraveling the Formation History of the Black Hole X-ray Binary LMC X-3 from ZAMS to Present
我们致力于了解黑洞（BH）X射线双星LMC X-3的形成和演化。我们采用混合方法，结合详细的恒星结构和双星演化计算以及近似的星族合成模型，估算了系统在零龄主序星（ZAMS）、主序星超新星爆发前、主序星超新星爆发后和RLO爆发时4个演化阶段的性质。这使我们能够估计潜在的出生踢和BH旋转的演变。在整个分析中，我们将最新的观测信息作为模型约束，包括双星的轨道特性，伴星质量，有效温度，表面重力和半径，以及黑洞的质量和自旋。我们发现LMC X-3开始时是一个ZAMS系统，主星质量在$M_{\rm{1,ZAMS}}$ = 22-31 $\rm{M_{\odot}}$之间，主星质量为$M_{\rm{2,ZAMS}} = 5.0-8.3M_{\odot}$，轨道宽（$P_{ZAMS} \gtrsim 2.000\, \rm days$），偏心（$e_{\rm{ZAMS}} \gtrsim 0.23$）。就在SN之前，主星的质量是$M_{\mathrm{1,preSN}} = 11.1-18.0\,\rm M_{\odot}$，而副星基本上不受影响。轨道周期减小到$0.6-1.7\, \rm days$，仍然是偏心$0 \leq e_{\rm{preSN}} \leq 0.44$。我们发现，不能正式排除在BH上没有或有小的出生反冲（几十个$\rm km\, s^{-1}$）的对称SN爆炸，然而，超过…
2016-05-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Impact of the Rotation and Compactness of Progenitors on the Mass of Black Holes
利用粒子群合成程序SEVN研究了恒星自转对黑洞形成的影响。旋转以几种方式影响黑洞的质量函数。在大质量贫金属恒星中，快速自转降低了恒星经历对不稳定性和脉动对不稳定性的最小零龄主序星（ZAMS）质量。此外，恒星风通过旋转增强，剥离整个氢包层。由于这两种效应，我们预计旋转贫金属恒星坍缩产生的最大BH质量仅为$\sim{}45$ M $_\odot$，而非旋转恒星产生的BH的最大质量为$\sim{}60$ M $_\odot$。此外，恒星自转使恒星坍缩成BH的最小ZAMS质量从$\sim{}18-25$ M $_\odot$降低到$\sim{}13-18$ M $_\odot$。最后，我们研究了不同的核心坍缩超新星（CCSN）处方对我们的结果的影响。虽然直接坍缩的致密性阈值和回退效率强烈影响恒星坍缩成BH的最小ZAMS质量，但可以吸积到最终BH上的氢包层的分数是决定最大BH质量的最重要因素。我们的研究结果证实，恒星自转，CCSNe和对不稳定性之间的相互作用在塑造BH质谱中起着重要作用。
2020-03-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
He-enriched STAREVOL models for globular cluster multiple populations. Self-consistent isochrones from ZAMS to the TP-AGB phase
本文基于STAREVOL演化程序构建了不同氦富集度和金属丰度的自洽等龄线，重点处理后红巨星支阶段，并通过与球状星团HB和AGB星数目观测对比验证了模型在1σ内的一致性。
2024-05-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Measurements of Chromospheric Mg I Emission Lines of Zero-Age Main-Sequence Stars
色球层是活跃的大气层，在其中发生高能喷发事件，如耀斑。色球活动是由恒星旋转和对流产生的磁场驱动的。色球活动与Rossby数（旋转周期与对流周转时间的比值）之间的关系，已经被广泛地研究了许多类型的恒星，通过使用窄的色球发射线，如Ca II线和Mg II h和k线。然而，具有小Rossby数的恒星，即，快速旋转和/或长对流周转时间的恒星，显示出这些线对Rossby数的恒定强度。在这项研究中，我们调查的红外Mg I发射线在8807 A的47个零年龄主序星（ZAMS）在IC 2391和IC 2602使用的档案数据的英澳望远镜在伦敦大学学院Echelle摄谱仪。在扣除光球吸收分量后，得到45颗ZAMS星的Mg I发射谱线，其等效宽度在0.02 ~ 0.52之间。总共有42颗ZAMS星显示出较窄的Mg I发射线，而不是Ca II红外三重态发射线，这表明它们形成于不同的深度。具有较小Rossby数的ZAMS星显示出较强的Mg I发射线。Mg I发射线甚至在“Ca II发射线的饱和状态”中也不饱和，即，Rossby数< 10^（-1.1）。Mg I发射线被认为是色球活动的良好指标，特别是对活动天体而言。
2022-02-04 astro-ph.SR
PMS and ZAMS stars associated with the dark cloud LDN 1655
本文给出了IRAS 06548 -0815中与致密星包合的明亮星云状恒星、IRAS 06547 -0810中的激发星以及与反射星云有关的恒星的低分辨率光谱研究结果（R星或N星）NJ065703.0-081421，NJ065714.1-081016，IRAS 06548 -0815 D和IRAS 06548 -0815 G，所有天体几乎都没有观测到，显然属于暗云LDN 1655。结合相应的2 MASS近红外测光，我们的研究结果使我们能够估计到LDN 1655的测光距离为1.9 kpc，并在（log Lstar/Lsun，logTeff）或HR图上定位星，试图揭示它们的真实性质。IRAS 06548 -0815的光谱显示了两颗经典的金牛座T星、两颗赫比格Ae/Be星、四颗弱线金牛座T星和两颗可能的富锂星。另外，我们发现R星IRAS 06547 -0810是由一颗B1（V）星激发的，IRAS 06548 -0815 D是由一颗SpT星激发的。B2/B3（V）星，NJ065703.0-081421和NJ065714.1-081016分别被B3/B4（V）发射星和A6（V）星激发。最明亮的近红外光源IRS 1，其红外光度可与高度红化的O 8（V）恒星（Av为29米）相媲美。IRAS 06548 -0815 C是金牛座第二亮的近红外光源，在光学上是一颗光谱型为K4/K5的金牛座T型恒星，但在2…
2014-05-24 astro-ph.SR
The Monitor Project: Stellar rotation at 13~Myr: I. A photometric monitoring survey of the young open cluster h~Per
我们的目标是约束低质量恒星的角动量演化，当它们开始自由地向ZAMS演化时，即在盘吸积阶段停止后，通过测量它们的旋转速率。我们进行了一个多站点光度监测的年轻的疏散星团h英仙座，年龄为13万年。观测是在I波段使用4个不同的望远镜进行的，变异性研究对小于0.2天到20天的周期很敏感。对质量范围为0.4<=M/Msun<=1.4的586个候选星团成员的自转周期进行了计算。自转周期分布表明，低质量天体的快转子比例略高，但自转周期分布的上、下包络线（分别位于~0.2-0.3d和~ 10 d）在整个质量范围内非常平坦。我们结合这一时期的分布与以前的结果，在年轻和年老的集群模型的角动量演化的低质量恒星在PMS。每个星团的h值提供了第一个在PMS吸积阶段（> 1000万年）结束时太阳型和低质量恒星的旋转周期分布的统计可靠估计。结果是一致的模型，假设显着的核心包络解耦的角动量演化过程中的ZAMS。
2013-06-26 astro-ph.SR
Three-Dimensional Simulations of Massive Stars: II. Age Dependence
本文通过三维全恒星模拟研究不同年龄7倍太阳质量恒星的对流超射与内重力波传播，发现年龄增长导致深层超射减少、波被频率尖峰捕获及辐射区倏逝效应增强。
2023-07-27 astro-ph.SR
The Galactic WN stars revisited. Impact of Gaia distances on fundamental stellar parameters
银河系氮序沃尔夫-拉叶星的综合光谱分析（即\ WN子类）已在以前的论文中进行。然而，人们对这些物体的距离知之甚少。距离直接影响“绝对”参数，如光度和质量损失率。最近发布的盖亚三角星系数据（DR 2）包括了我们银河系样本中几乎所有的WN恒星。在本文中，我们将新的距离应用到以前分析的银河系WN星，并相应地重新调整结果。在此基础上，我们提出了一个修订的55个银河系WN星的星表，他们的恒星和风参数。质量损失率和光度之间的相关性表现出很大的散射，对于无氢的WN星以及那些可检测到的氢。$\log L - \log \dot{M}$相关性的斜率比以前发现的要浅。经验赫兹-罗素图（HRD）仍然显示了先前建立的二分法，即位于零龄主层序（ZAMS）热侧的无氢早期WN亚型和晚期WN亚型之间的二分法，晚期WN亚型显示出氢，并且主要位于比ZAMS更低的温度（只有少数例外）。然而，随着新的距离，恒星光度的分布变得比以前获得的更连续。晚期WN亚型的氢显示星仍然被发现比早期的无氢亚型更明亮，但有一个光度范围是两个子类重叠的。经验HRD的银河系单WN星相比，最近的进化轨迹。无论是这些单星演化模型还是双星方案都不能对这些物体的参数及其在HRD中的位置提供完全令人满意的解释。
2019-04-09 astro-ph.SR
Populations of rotating stars III. SYCLIST, the new Geneva Population Synthesis code
我们提出了一个新的工具，用于建立合成色星等图的同时代的恒星星族。我们研究，从理论的角度来看，恒星的轴向旋转的影响，对各种观察到的性能的单年龄恒星星族：在关闭的幅度，光度特性的演变恒星，表面速度，表面丰度，和旋转的影响，年龄测定的集群的等时线拟合。不同的初始质量，金属丰度，和零年龄的主序列（ZAMS）的旋转速度的恒星模型被用来建立内插恒星轨道，等时线，和合成集群的各种年龄和金属丰度。合成人口占ZAMS的旋转速度的初始分布的影响，倾角的影响和重力和临边昏暗，未解决的二进制和光度误差的影响。内插轨迹、等时线和合成簇可以通过公共网络界面计算。对于金属丰度在[0.002，0.014]范围内，年龄在30万年和1 Gyr之间的星系团，在主序列（MS）带上的快旋子的比例是最大的，就在关闭的下方。这是由于旋转而增加MS寿命的自然结果。在3000万年和1千兆年之间，快旋星的比例也随着星团年龄的增加而增加。当金属丰度降低时，富集恒星的比例会增加。我们表明，使用的等时线计算旋转恒星模型的初始旋转，这是代表的平均初始旋转的恒星在集群提供了一个合理的估计年龄，即使在一个真正的集群中的恒星没有开始他们的演化与相同的初始旋转。
2014-04-28 astro-ph.SR
Theoretical mass estimates for the Mira-type variable R Hydrae
本文通过恒星演化模型模拟长蛇座R近两个世纪的脉动周期缩短现象，将其归因于氦闪后辐射扩散波耗散导致的半径减小，并估计其质量为4.44至4.63倍太阳质量。
2023-05-31 astro-ph.SR
Properties of intermediate- to high-mass stars in the young cluster M17 -- Characterizing the (pre-)zero-age main sequence
该研究通过定量光谱建模表征M17星团中18颗恒星，确定ZAMS位置，发现大质量恒星已达ZAMS，中等质量恒星仍在PMS，且高质量恒星形成滞后。
2024-08-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectral Evolution of Rotating Population III Stars
该研究计算了旋转Pop III恒星及其ZAMS后演化的光谱，发现后期演化显著增亮恒星，使最巨大恒星在中等透镜下可被JWST探测，为区分早期恒星提供模型。
2025-05-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Black Hole Formation in Failing Core-Collapse Supernovae
我们提出了一个失败的核心坍缩超新星和恒星质量的黑洞（BH）的形成系统的研究结果。使用我们的开源广义相对论1.5D程序GR 1D，配备了三种中微子泄漏/加热方案和100多个前超新星模型，我们研究了核物质状态方程（EOS），零年龄主序列（ZAMS）质量和金属丰度，旋转和质量损失处方的选择对BH形成的影响。我们发现，结果，对于一个给定的状态方程，可以估计，一阶，由一个单一的参数，在反弹的恒星核心的紧凑性。通过比较质子中子星（PNS）的结构在重力不稳定性的开始与托尔曼-奥本海默方程的解决方案，我们发现，在外部PNS核心的热压力支持是负责提高最大PNS质量高达25%以上的冷NS值。通过人为增加中微子加热，我们发现了爆炸给定的祖结构所需的临界中微子加热效率，并将这些发现与ZAMS条件联系起来，建立，尽管是近似的，第一次基于实际的坍缩模拟，ZAMS参数和核心坍缩结果之间的映射。我们还研究了先驱体转动的影响，发现由于非轴对称转动不稳定性的出现，新生黑洞的无量纲自旋可能被鲁棒地限制在a^* = Jc/GM ^2 = 1以下。
2011-03-10 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Evolution of Massive Protostars via Disk Accretion
在大质量恒星的形成过程中，预计（原）恒星会以大于10^-4 M_sun/yr的高吸积率吸积。我们通过数值求解恒星结构方程来研究大质量原恒星在如此高的速率下的演化。在本文中，我们研究通过磁盘吸积的演变。我们考虑一个限制的情况下，“冷”盘吸积，即大部分的恒星光球可以自由辐射，可以忽略不计的回暖吸积流，吸积材料解决到恒星与相同的特定熵的光球。我们比较我们的结果通过球对称吸积，相反的限制，从而吸积到恒星上的材料包含在吸积冲击波前产生的熵计算的演变。我们研究不同的吸积几何形状如何影响大质量原恒星的演化。对于10^-3 M_sun/yr的冷盘吸积，原恒星的半径最初很小，大约为几个R_sun。在几个太阳质量吸积之后，原恒星开始膨胀，对于M \simeq 10 M_sun，恒星半径达到最大值30 - 400 R_sun。在相同的吸积质量和吸积速率下，吸积半径大到100 R_sun也是球对称吸积的一个特征。因此，膨胀到一个大的半径是一个强大的功能，吸积大质量原恒星。在稍后的时间，原恒星最终开始收缩，并达到零年龄主序列（ZAMS）的M \simeq 30 M_sun，独立的吸积几何。当吸积速率超过几个10^-3 M_sun/yr时，原恒星永远不会收缩到ZAMS。太阳半径高达几百s，导致了原恒星的低有效温度和低紫外光度。这种膨胀的原恒星可以很好地解释明亮的高质量原恒星物体的存在，这些物体缺乏可检测的HI…
2010-05-17 astro-ph.SR
Formation of GW190521 from stellar evolution: the impact of the hydrogen-rich envelope, dredge-up and $^{12}$C($α$, $γ$)$^{16}$O rate on the pair-instability black hole mass gap
对不稳定性（PI）有望在黑洞（BH）的质谱中打开$\approx{}40-65$ M $_\odot$和$\approx{}120$ M $_\odot$之间的间隙。质量差的存在目前正受到GW 190521的检测的挑战，其主要组分质量为$85^{+21}_{-14}$ M $_{\odot}$。在这里，我们调查的主要不确定性PI质量差距：$^{12}$ C（$α$，$γ$）$^{16}$ O反应速率和富氢信封崩溃。使用标准的$^{12}$ C（$α$，$γ$）$^{16}$ O速率，如果我们允许在金属度$Z\leq{}0.0003$处剩余的富氢包络的崩溃，则质量间隙的下边缘可以是70 M $_\odot$。采用STARLIB数据库给出的不确定度，对于用$^{12}$ C（$α$，$γ$）$^{16}$ O速率$-1\, σ$计算的模型，我们发现PI质量间隙范围在$\approx{}80$ M $_\odot$和$\approx{}150$ M $_\odot$之间。具有$M_{\rm ZAMS}>110$ M $_\odot$的恒星在核心氦燃烧阶段可能会经历一个深度挖掘的插曲，从核心提取物质，丰富了包层。由于氦核的质量减少，一颗拥有$M_{\rm ZAMS} =160$ M $_\odot$的恒星可能会避开PI，而产生150 M的BH。在$-2\,{}σ$的情况下，PI质量间隙的范…
2020-12-22 astro-ph.SR
Star-planet interactions: I. Stellar rotation and planetary orbits
上下文随着恒星的演化，行星的轨道随着时间的推移而变化，这是由于潮汐相互作用，恒星质量损失，摩擦和引力拖曳力，质量吸积和蒸发。恒星的自转改变了恒星的结构，从而改变了这些不同过程发生的方式。轨道的变化反过来又会对恒星的自转产生影响。目的。以一致的方式解释行星轨道演化和恒星自转演化之间的相互作用的模型仍然缺失。目前的工作是填补这一空白的第一次尝试。方法.我们计算恒星模型的演变，包括旋转效应的综合治疗连同行星轨道的演变，使恒星和行星轨道之间的角动量的交换处理在一个自洽的方式。恒星自转的演化解释了与行星的角动量交换，也遵循了角动量和化学物质的内部传输效应。结果我们表明，旋转恒星模型没有潮汐相互作用可以很好地再现大部分的红巨星的表面旋转。然而，没有任何相互作用的模型不能解释红巨星分支上部快速旋转的红巨星，在那里，这样的模型，无论ZAMS上考虑的初始旋转，总是预测非常低的速度。对于这些恒星来说，与伴星的相互作用是非常可能的，目前与行星的旋转恒星模型证实了潮汐相互作用可以重现它们的高表面速度。我们还表明，行星和ZAMS上的恒星之间的最小距离，这将使行星避免吞噬和生存是减少周围更快的旋转恒星。[删节]
2016-04-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
NSVS06507557; a low-mass double-lined eclipsing binary
本文给出了对轨道周期为0.515 d的V=13 $^m$ .4低质量食双星NSVS 06507557的详细分光光度分析结果。我们得到了一系列的中分辨率光谱，几乎覆盖了整个系统的轨道。此外，我们获得了同时VRI宽带测光使用小口径望远镜。从这些光谱和光度数据中，我们导出了系统的轨道参数，并确定了这两个组成部分的基本恒星参数。我们的研究结果表明，NSVS 06507557由一颗K9和一颗M3前主序星组成，质量分别为0.66 $\pm$ 0.09 \Msun和0.09.28 $\pm$ 0.05 \Msun和半径0.60 $\pm$ 0.05 03和0.44 $\pm$ 0.02 \Rsun，位于距离111 $\pm$ 9 pc处。质量较小的次级恒星的半径大于具有相同质量的零龄主序星的半径。虽然第一分量的半径与ZAMS一致，但第二分量相对于其ZAMS对应物似乎大约35%。已经观察到高达0 $^m$ .2的夜间固有光变化。此外，在发射中还观察到H $_α$、H $_β$谱线和[O{ \sc i}]的禁带谱线.在大多数光谱中均可看到Li{ \sc i} 6708 Å吸收线。这些特征被认为是经典金牛T星特征的标志。根据恒星演化模型，我们得到的参数与2000万年前的年龄一致。光谱和光度的结果与理论预测一致。
2009-09-10 astro-ph.SR
Scale invariant stellar structure
在尺度不变的流体静力正压流中，径向演化方程与局部重力能和内能成线性关系。从这个一阶方程中，可以直接得到多面体的所有性质和重要的质量-半径关系。求积则导出了规则的莱恩-埃姆登函数及其皮卡德和帕德近似，这在恒星近似或精确多变的情况下很有用。我们说明了这一点，特别是为n=3的规则多面体，并获得解析近似的解决方案的莱恩-埃姆登方程，有效的相对论性退化的大部分恒星（大质量白矮星）和化学均匀的恒星在辐射平衡（ZAMS星）。
2010-12-09 astro-ph.SR math-ph math.MP
Density Profiles of Collapsed Rotating Massive Stars Favor Long Gamma-Ray Bursts
长持续时间的伽马射线暴（lGRB）起源于相对论性的准直外流--喷流--从坍缩的大质量恒星中钻出来。准确地模拟这一过程需要真实的恒星轮廓，以便射流传播和突破。大多数以前的研究都使用简单的幂律或大质量恒星的预塌缩模型。然而，lGRB模型的相关恒星轮廓实际上是恒星核心坍缩形成致密物体后的轮廓。为了自洽地计算这样的恒星轮廓，我们使用开源代码GR 1D来模拟一套低金属量，旋转，大质量恒星祖先经历了化学均匀演化的核心塌陷过程。我们的模型涵盖了一系列零龄主序（ZAMS）质量：$M_\mathrm{ZAMS} = 13, 18, 21, 25, 35, 40$和$45 M_\odot$。所有这些模型，在核心崩溃的开始，功能陡峭的密度剖面，$ρ\propto r^{-α}$与$α\approx 2.5$，这将导致喷流是不一致的伽玛射线暴观测。我们跟踪七个模型中四个的坍缩，直到它们形成黑洞和另外三个原中子星（PNS）。我们发现，在所有的模型中，新形成的BH或PNS外的密度分布是很好的代表与$α\approx 1.35{-}1.55$的平坦的幂律。这种平坦的密度分布有利于BH动力射流的成功形成和突破，事实上，需要再现IGRB的可观察特性。未来的lGRB模型应该用较浅的\textit{post-collapse}恒星轮廓来初始化，就像这里介绍的那样，而不是通常使用的陡峭得多的坍缩前轮廓。
2023-02-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Tightening the belt: Constraining the mass and evolution in SDC335
最近的ALMA观测发现了银河系中最大质量的恒星形成核心之一：SDC 335-MM 1，位于红外暗云SDC335.579-0.292内。与伴随的核心MM 2一起，SDC 335似乎处于恒星形成过程的早期阶段。在本文中，我们的目标是限制这两个巨大的毫米源内形成的恒星的属性。用ATCA对SDC 335进行了6、8、23和25 GHz的观测。我们报告的结果，这些连续测量，结合档案数据，使我们能够建立和分析的光谱能量分布（SED）的紧凑型源在SDC 335。确定了SDC 335内的三个HCHII区域，MM 1核心内的两个。对于每个HCHII区域，将自由-自由发射曲线拟合到数据，允许导出源的发射测量、电离光子通量和电子密度。使用这些物理特性，我们分配每个HCHII区域的ZAMS光谱类型，发现两个原恒星的光谱类型B1.5和一个具有B1-B1.5的下限的特征。从红外到毫米波长的辅助数据用于构建毫米核心的自由-自由分量减去SED，允许计算测辐射热光度和修订以前的气体质量估计。两个毫米核心的测量光度低于预期的吸积源显示的ZAMS光谱类型分配给他们的特点。原恒星仍在积极吸积，这表明一种机制限制了吸积光度，我们提出了两种不同的机制能够导致这种情况。最后，利用ZAMS质量值作为下限约束条件，合成了SDC 335的最终恒星星族，发现SDC 335可能正在形成一个类似于梯形星团和NGC 6334 I（N）的星团…
2015-01-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Impact of internal gravity waves on the rotation profile inside pre-main sequence low-mass stars
研究了太阳金属丰度低质量前主序星的内重力波、纬向环流、剪切湍流和恒星收缩对恒星内自转剖面和表面速度演化的影响。我们计算网格的旋转恒星演化模型的质量之间的0.6和2.0 Msun考虑到这些过程的角动量的运输，只要辐射核心出现，并假设没有更多的磁盘锁定从那一刻起。IGW代沿PMS计算考虑到在大部分的恒星对流信封和对流核心（当存在）的热应力和浮力。角动量在辐射层内的重新分布解释了共转共振中热扩散率和粘性对逆时针和逆时针IGW的阻尼作用。在整个质量范围内考虑，IGW被认为是有效地产生的对流信封和减缓恒星核心早期的PMS。在质量大于~1.6Msun的恒星中，对流核产生的IGW也有助于ZAMS附近的角动量重新分布。总体而言，IGW被发现显着改变PMS低质量恒星的内部旋转配置文件。
2013-04-19 astro-ph.SR
A high mass progenitor for the Type Ic Supernova 2007gr inferred from its environment
我们分析了哈勃空间望远镜3号宽视场相机和2号宽视场行星相机对NGC 1058中Ic型SN 2007 gr的观测结果。SN在WFPC 2的后期观测中几乎没有恢复，而在后期的WFC 3数据中可能的检测是有争议的。这些观测被用来对周围的恒星星族进行多波长研究。我们适合的空间配置文件，以附近的明亮的来源，以前提出的主机集群。我们发现，而不是一个扩展的集群，它是一个单一的点状对象一致。通过拟合恒星模型得到该源的光谱能量分布，我们认为它是A1-A3黄超巨星，可能对应于一颗具有$M_{ZAMS} = 40M_{\odot}$的恒星。SN 2007 gr位于一个大质量的星协中，直径为$\approx 300\,\mathrm{pc}$。我们提出了一个贝叶斯方案，以确定周围的大质量恒星人口的属性，结合帕多瓦等时线。我们发现，恒星星族，无论是在WFC 3和WFPC 2观测，可以很好地拟合两个年龄分布的平均年龄：~6.3百万年和~50百万年。恒星的星族显然是由年轻的年龄解（WFPC 2和WFC 3的观测值分别为3.5和5.7倍）所主导，这对应于具有$M_{ZAMS} \sim 30M_{\odot}$的恒星的寿命。这是支持SN 2007 gr起源于一颗大质量的祖星的假设的有力证据，可能有能力成为沃尔夫-拉叶星。
2016-09-25 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The growth of a lithium abundance dispersion in pre main sequence stars
该研究利用Gaia-ESO数据追踪前主序恒星锂消耗，发现锂丰度离散在10-20百万年后出现，并构建星斑覆盖率差异模型解释其时间行为与质量依赖，但需更高覆盖率及超饱和自转关联以完全解释观测。
2025-04-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Birth Function for Black Holes and Neutron Stars in Close Binaries
研究了黑洞和中子星在出生时的质量函数。这些研究应该比对单个富氢恒星的类似研究更接近于近距离双星系统演化的结果。不同的质量损失率和金属丰度的影响计算使用一个简单的半解析方法来恒星演化，调整重现详细的数值计算。虽然在恒星坍缩事件中产生的黑洞的总比例随着金属丰度、质量损失率和质量截止值的变化而变化很大，从5 $\%$到30 $\%$，但它们的出生函数的形状对于这些量的所有合理变化都非常相似。中子星的质量中位数在1.32 - 1.37 $M_\odot$之间，与金属丰度无关。如果只计算初始质量低于40 $M_\odot$（ZAMS质量低于80 $M_\odot$）的氦核，那么太阳金属丰度的黑洞质量中值通常为8至9 $M_\odot$，如果初始质量高达150 $M_\odot$（ZAMS质量低于300 $M_\odot$）的氦核，那么在大多数情况下，黑洞质量中值为9至13 $M_\odot$。只要作为质量函数的质量损失率没有表现出强烈的非线性，从15到35 $M_\odot$的黑洞出生函数的斜率主要取决于主序星的初始质量函数。这些发现意味着约束的初始质量函数和质量损失的性质在密切的双星使用正在进行的测量引力波辐射的可能性。对黑洞的预期旋转速率进行了简要的讨论。
2020-04-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Wave-driven outbursts and variability of low-mass supernova progenitors
在相当数量的核心坍缩超新星中，早期的相互作用表明可能由祖星爆发产生的致密星周介质（CSM）。波驱动的质量损失是产生这些特征的可能机制，先前的工作表明这种机制对于低质量（$ \sim \! 11 \, M_\odot$）SN祖细胞是最有效的。使用一维流体动力学模拟与MESA，我们研究了这种波加热的质量$M_{\rm ZAMS} = 10-13\, M_{\odot}$ SN祖细胞的影响。这个范围包括经历半简并、中心氖燃烧和更简并、偏离中心氖点火的恒星。我们发现，中央Ne点火在$M_{\rm ZAMS} = 11\, M_{\odot}$产生一个强烈的波加热，传输$\sim10^{47}$尔格的能量在核心崩溃前$10$年，而其他群众经历较小的波加热水平。在我们的任何模型中，波浪加热都不会在流体动力学上驱动质量损失，并且不太可能自行产生非常大的CSM。然而，波加热可以导致大的径向膨胀（超过一个数量级），光球冷却，亮度增亮高达$\sim 10^6\, L_{\odot}$在氢缺乏的剥离恒星模型。一些Ib/c型的祖细胞在生命的最后几年可以彻底改变它们的外观，视觉波段的亮度增加了近3个马格西。此外，与近距离伴星的相互作用可能会导致强烈的质量损失，这对Ibn型和其他相互作用驱动的SNe有影响。
2022-05-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Mass and angular momentum loss via decretion disks
我们研究的性质和作用的质量损失通过赤道递减盘在大质量恒星近临界旋转引起的恒星内部的演化。与通常由恒星光度外部驱动的恒星风质量损失不同，这种减速盘的质量损失源于保持恒星接近或低于临界旋转所需的角动量损失，因为内部演化和恒星转动惯量下降。由于开普勒圆盘中的特定角动量随半径的平方根而增加，因此与所需的角动量损失水平相关的递减质量损失关键地取决于圆盘的粘性耦合的外半径，并且可以显著小于球形质量损失，即通常在进化计算中假设的球形风状质量损失。我们讨论的物理过程，影响外盘半径，包括热盘流出，和消融的磁盘材料通过线驱动的风引起的恒星的辐射。我们提出了参数化的标度律，考虑到递减盘质量损失的恒星演化代码，包括这些是如何影响金属丰度，或存在于一个密切的二进制和/或密集的集群。类似于这里讨论的效应也应该存在于恒星形成期间的吸积盘中，并且可能在塑造ZAMS上的旋转速度分布方面发挥重要作用。
2011-01-10 astro-ph.SR
A semi-analytic approach to angular momentum transport in stellar radiative interiors
我们用一种新颖的半解析谱技术来解决恒星辐射内部的角动量输运问题，该技术采用本征函数级数展开，可用于在具有非常高雷诺数（10^7 - 10^8）的磁流体区域中导出基准解。从截断的系列所产生的误差进行了分析评估。主要的简化假设是忽略纬向环流和非轴对称磁场。我们的方法的优点是通过将其应用到一个1 M_sun主序星的自旋下降模型。研究了不同粘性值和不同极向场的几何形状和值时，核与包层之间耦合的演化。我们确认，在当前的年龄内，要想在太阳核心实现刚性旋转，需要将分子的粘度增加10^4倍。我们建议，四极向场可以解释短耦合时间尺度需要模拟所观察到的旋转演化的快速旋转器上的ZAMS，而偶极的几何形状表明在慢旋转器的情况下。我们的新的半解析谱方法提供了一个概念上简单而严格的处理一个经典的MHD问题，并允许我们探索各种参数的辐射内部的旋转历史的影响。
2009-12-22 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
Improved angular momentum evolution model for solar-like stars
我们提出了新的模型之间的1万年和10 Gyr的类似太阳的恒星的旋转演化的目的是再现旋转周期的分布观察到的恒星形成区和年轻的疏散星团在这个年龄范围内。该模型包括一个新的风制动法的基础上，最近的数值模拟磁化恒星风和特定的发电机和质量损失的处方是通过捆绑角动量损失的角速度。该模型还假设恒定的角速度在磁盘吸积阶段，并允许辐射核心和对流信封之间的解耦，只要前者的发展。我们已经开发了旋转演化模型的缓慢，中位数和快速旋转的初始周期分别为10，7和1.4天。该模型再现合理以及1万年和4.5 Gyr之间的太阳型恒星的旋转行为，包括PMS到ZAMS自旋，提示ZAMS自旋下降，和早期MS收敛的表面旋转速率。我们发现模型参数占慢和中位数旋转是非常相似的彼此，与磁盘的寿命为5万年和28-30万年的核心包络耦合时标。相比之下，快速转子有更短的磁盘寿命（2.5百万年）和核心-包络耦合时标（12百万年）。我们强调，这些结果是高度依赖于所采用的制动法。我们还报告了初步的初始旋转周期和磁盘寿命之间的相关性，这表明，原恒星自旋大规模磁盘在嵌入阶段是在起源的初始分散的旋转速率在年轻的恒星。我们的结论是，这类半经验模型成功地掌握了太阳型恒星的旋转行为的主要趋势，因为它们的演变，并作出具体的预测，可以作为进一步发展的指导。
2013-06-20 astro-ph.SR
The Tidal Disruption of Sun-like Stars by Massive Black Holes
我们提出了第一个模拟的潮汐破坏的恒星与现实的结构和组成的大质量黑洞（BH）。我们建立恒星的恒星演化代码MESA和模拟其中断的三维自适应网格流体动力学代码FLASH，使用扩展的亥姆霍兹状态方程和跟踪49个元素。我们研究了1颗$M_\odot$星和3颗$M_\odot$星在零龄主序（ZAMS）、中年和终龄主序（TAMS）的破坏。由于MS演化导致恒星半径的变化，导致潮汐破裂的最大BH质量增加了$\sim$ 2倍;这相当于BH自旋从0变化到0.75。质量回落率曲线的形状与Guillochon和Ramirez-Ruiz（2013）的多面体结果不同。峰值时间尺度$t_{\rm peak}$随恒星年龄的增加而增加，而峰值回落率$\dot M_{\rm peak}$随年龄的增加而减少，并且这些影响随碰撞参量$β$的增加而减小。对于$10^6 M_\odot$ BH对1颗$M_\odot$星的$β=1$破坏，从ZAMS到TAMS，$t_{\rm peak}$从30天增加到54天，而$\dot M_{\rm peak}$从0.66降至0.14 $M_\odot$ /年。氮、氦和碳的成分异常可能发生在MS星分裂的峰值时间尺度之前，这与“冻结”模型的预测相反。更大质量的恒星可以在更早的时间显示出更强的异常，这意味着成分约束可能是确定被破坏恒星质量的关键。这些模拟预测的丰度异常提供了一个自然的解释，在潮汐中…
2019-08-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
BSE versus StarTrack: implementations of new wind, remnant-formation, and natal-kick schemes in NBODY7 and their astrophysical consequences
恒星残骸黑洞（BH）的质量是通过大质量的单恒星演化和双星演化形成的，在双星黑洞（BBH）和双星中子星（BNS）合并的引力波探测时代，它们的质量是非常令人感兴趣的。在这里，我们介绍了N体演化计划NBODY 7在恒星残骸形成和相关计划方面的新进展。我们证明了在NBODY 7代码的BSE扇区中新实现的星风和残余形成方案，例如“快速”和“延迟”超新星（SN）方案以及脉冲对不稳定性和对不稳定性超新星的实现，（PPSN/PSN），现在产生的中子星（NS）和BH质量几乎完全一致，在大范围的零年龄主序列（ZAMS）质量和金属丰度，与那些从星轨人口合成计划。我们还展示了新的实现的各种natal-kick机制的NS和BH，如“对流不对称驱动的”，“反对称驱动的”，和“中微子发射驱动的”踢，除了一个完全一致的实施标准的，依赖于后备，动量守恒natalkick。我们发现，SN材料回落导致对流不对称踢有效地保留类似的数量和质量的BH集群的标准，动量守恒踢。不对称反冲将导致几乎所有的黑洞都保留在星系团中，而不管残留物形成模型和金属丰度如何，而GC中大量黑洞的推断可能会排除中微子驱动的反冲机制。大质量原始双星的前SN合并会导致BH质量偏离单星ZAMS质量-残余质量关系。这样的合并，在低金属丰度下，可以在PSN质量间隙内产生低自旋的BH，这些BH可以保留在星团中。
2020-04-09 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
On the maximum black hole mass at solar metallicity
本文用 MESA 与 Genec 建模太阳金属丰度大质量恒星，结合修正的星风损失、自转、超射和磁角动量输运，得出最大黑洞质量为28.3 M⊙。
2024-03-04 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Seismic constraints on the spin evolution of slowly rotating young intermediate-mass stars
本研究利用 TESS 数据识别了5381颗 $δ$ Scuti stars，通过分析其中24颗具有转动分裂恒星的星震学数据，发现年轻中等质量恒星在越过 ZAMS 期间自转减慢极弱，该现象与其转动惯量逐渐增加一致。
2025-05-05 astro-ph.SR
Enhanced Mass Loss of Very Massive Stars: Impact on the Evolution, Binary Processes, and Remnant Mass Spectrum
本研究通过增强星风模型模拟超大质量恒星演化，发现其能更好匹配观测，并影响黑洞质量分布，为解释R136a1及引力波源提供新见解。
2025-05-15 astro-ph.HE 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
The spectroscopic Hertzsprung-Russell diagram of hot massive stars in the SMC
我们提出了一个全面的恒星大气分析的329 O-和B-型恒星在小麦哲伦星云（SMC）的RIOTS 4调查。使用光谱导出的有效温度（Teff）和表面引力，我们发现，经典的Be星出现错位的光谱赫兹-罗素图（sHRD）中的低Teff和高光度。与我们的样本中最明亮的恒星一起，这些物体的恒星质量来自sHRD系统大于从传统的HRD获得的。这表明，众所周知的光谱质量差异问题可能与两组恒星的外层几乎没有引力束缚的事实有关。我们样本中的非发射线恒星主要出现在主序星上，这使得对SMC中的终龄主序星（TAMS）的首次估计与SMC金属丰度的预测TAMS在12至40 $\,$ M $_{\odot}$之间相匹配。我们进一步发现，在ZAMS附近，$\sim 25\,$ M $_{\odot}$以上的恒星数量不足，这让人想起了银河系和大麦哲伦星系早期的发现。
2018-10-10 astro-ph.SR
Grids of stellar models with rotation - I. Models from 0.8 to 120 Msun at solar metallicity (Z = 0.014)
许多热门的天体物理学研究领域，如行星宿主恒星的性质，不同类型超新星和伽马射线暴的祖先的性质，以及星系的演化，需要完整和均匀的恒星模型在不同的金属丰度，以便在整个宇宙历史中进行研究。我们在这里提出了第一套太阳金属丰度模型，其中的旋转的影响占在一个均匀的方式。我们计算了一个网格的48个不同的恒星演化轨迹，旋转和非旋转，在Z=0.014，跨越广泛的质量范围从0.8到120 Msun。对于所考虑的每一个恒星质量，电子表提供了沿着演化轨道的400个阶段的数据，并且在每个阶段，给出了一组43个物理数据。因此，这些网格为与观测进行比较提供了广泛而详细的数据基础。旋转模型在ZAMS上以旋转速率Vini/Vcrit=0.4开始。演化计算，直到结束的中心碳燃烧阶段，早期AGB阶段，或核心氦闪光，分别为大质量，中间，低和非常低质量的恒星。最初的丰度是由阿斯普伦德和合作者推导出来的，最适合太阳附近大质量恒星的观测丰度。我们更新的不透明度和核反应率，并引入新的处方的质量损失率的恒星接近爱丁顿和/或临界速度。在我们的低质量恒星模型中，我们考虑了原子扩散和磁制动。[...]
2011-11-21 astro-ph.SR
A possible formation channel for blue hook stars in globular cluster
球状星团（GCs）中蓝钩星（BHk）的形成机制至今仍不清楚。根据其中一种可能的情况，即后期热闪情况，我们提出了双星演化中潮汐增强的恒星风可能在红巨星分支（RGB）上提供巨大的质量损失并产生BHk星。利用详细的恒星演化程序--恒星天体物理实验模块（MESA），我们研究了潮汐增强的恒星风作为GCs中BHk星形成通道的贡献.利用MESA（version 6208）中的双星模块对不同初始轨道周期的主星进行了从零龄主序星（ZAMS）到后水平支星（HB）阶段的演化，得到了它们的演化参数，并与观测结果进行了比较。这一结果与NGC 2808的色星等图（CMD）和logg-Teff平面上的观测结果一致，NGC 2808是一个典型的GC托管BHk星。然而，我们的模型的表面中的氦丰度高于在BHk恒星中获得的。我们的模型和观测之间的这种差异可能是由于这样一个事实，即引力沉降和辐射悬浮，这是常见的过程中热HB星没有考虑在模型中，以及事实上，闪光混合效率可能高估的计算。我们的研究结果表明，双星演化中潮汐增强的星风能够自然地提供热闪晚期场景所需的RGB上的巨大质量损失，这是GCs中BHk星形成的一个可能和合理的通道。
2015-03-31 astro-ph.SR
Relevance of the small frequency separation for asteroseismic stellar age, mass, and radius. A statistical investigation for main-sequence low-mass stars
我们进行了理论分析的相关性的小频率分离$δν$在确定恒星的年龄，质量和半径。我们采用SCEPtER管道用于低质量恒星[0.7，1.05] Msun。假设$δν$的相对精度不同（5%和2%），生成和重建合成星。还对合成星和恢复网格之间的失配所引起的系统误差进行了量化。偏差可以忽略不计。年龄估计的统计误差很大程度上取决于恒星的演化阶段。它是在其最大值在ZAMS和减少到约11%和6%（$δν$在5%和2%的水平）时，恒星达到30%的演化MS寿命，然后消失在过去的20%的MS的质量和半径估计，我们检测到几乎相同的行为为5%的观测不确定性。将$δν$精确度降低至2%时，未检测到质量和半径测定的益处。初始氦丰度对年龄的影响可以忽略不计。另一方面，当$δν$在观察汇总中时，检测到质量和半径估计值的较大偏倚（2%和1%）。这一结果，再加上存在进一步的未探索的不确定性来源，表明在这些阈值以下导出的恒星数量的精度可能过于乐观。[...]最后，我们比较了由SCEPtER管道的13开普勒asteroseismic遗产样本星的估计与6个不同的管道。总的来说，在LEGACY样本数据上，我们获得了估计质量、半径和年龄的多管道精度分别约为4.4%、1.7%和11%。
2020-02-05 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
Evolution and the period-luminosity relation for red supergiants in the Magellanic Clouds
利用恒星演化计算和辐射流体力学方程组及湍流对流方程组的自洽解，研究了麦哲伦云红超巨星中径向脉动的激发。初始质量为6 M_odot <=M_zams<=28 M_odot，初始化学成分为X=0.7，0.004<=Z<=0.008的恒星在成为氦燃烧红超巨星时，其基模振荡周期为17 ~ 1200天。周期光度关系与质量损失率的关系为3倍，与金属丰度的关系为Δ M_bol=0.89 Δ log Z。与银河系红超巨星（Z=0.02）相比，麦哲伦云红超巨星的低金属丰度是导致它们在氦燃烧过程中具有更高的有效温度和更窄的演化恒星半径变化范围的原因。因此，在周期质量图上，麦哲伦云的红超巨星都位于δ log M = 0.09的宽度带内，因此，用已知的脉动周期来估算红超巨星质量的不确定度接近25%。
2013-02-02 astro-ph.SR
From ZAMS to Merger: Detailed Binary Evolution Models of Coalescing Neutron Star-Black Hole Systems at Solar Metallicity
本文利用POSYDON详细双星演化模型研究太阳金属丰度下并合中子星-黑洞系统的形成，揭示其质量、轨道、自旋及倾角分布，并估计伴随电磁对应体的并合比例为0-18.6%。
2023-09-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
