Mass loss and the Eddington parameter: a new mass-loss recipe for hot and massive stars
通过恒星风的质量损失在大质量恒星的演化中起着主导作用。特别是超大质量恒星（VMSs，$> 100\,M_{\odot}$）的质量损失率是高度不确定的。这类恒星在主序星上显示出沃尔夫-拉叶光谱形态（WNh）。贫金属VMS是伽马射线暴和对不稳定超新星的前身。在这项研究中，我们扩展了广泛使用的恒星风理论的Castor，Abbott和Klein从光学薄（O星）的光学厚主序星（WNH）风制度。特别是，我们修改的质量损失率公式的方式，我们能够解释的经验质量损失依赖于爱丁顿参数（$Γ_{\rm e}$）。新的质量损失配方适合纳入目前的大质量和超大质量恒星的恒星演化模型。它使可验证的预测，即如何与金属量的质量损失率的比例，并在爱丁顿参数的过渡，从光学薄O星光学厚WNH星风发生。在大麦云的星团R136的情况下，我们发现在光学薄风区$\dot{M} \propto Γ_{\rm e}^{3}$，而在光学厚风区$\dot{M} \propto 1/ (1 - Γ_{\rm e})^{3.5}$。从光学薄到光学厚风的转变发生在$Γ_{\rm e, trans} \approx 0.47$。转变质量损失率为$\log \dot{M}~(M_{\odot} \mathrm{yr}^{-1}) \approx -4.76 \pm 0.18$，这与Vink & Gräfener假设体积填充因子为$f_{\rm V…
2020-02-12 astro-ph.SR
Stellar mass-loss near the Eddington limit. Tracing the sub-photospheric layers of classical Wolf-Rayet stars
在演化末期，热的大质量恒星会发展出强烈的星风，并以发射线星的形式出现，例如WR星或LBV。在这些重要的前SN阶段的质量损失的定量描述受到阻碍的未知数，如结块和孔隙度，由于不均匀的风结构，并通过光学厚恒星风的不完整的理论理解。在这项工作中，我们调查的条件下，在深大气层的WR星，以找出这些是否符合光学厚风的理论，以及我们是否发现在这些层中的结块的迹象。我们使用一种新的半经验方法来确定大样本的WR星的碳（WC）和氧（WO）序列的声波点光学深度，密度和温度。基于一个人工模型序列，我们研究了我们的方法的可靠性和它对恒星参数不确定性的敏感性。我们发现在我们的样本中WR星在音速点服从一个近似的Prad/Pgas ~80的关系。这种“风的条件”是无处不在的辐射驱动，光学厚风，并设置可能的风/包络线的解决方案影响半径，质量损失率，和结块性能的限制。我们的研究结果表明，光学厚风的存在可能会迫使许多恒星附近的爱丁顿限制发展成团，径向延伸的次表面区域。在这些区域的聚集是最有可能持续的非线性奇异模不稳定性，并可能是所观察到的风聚集的起源。典型的晚型WC星的性质符合这个模型。没有次表面聚集和膨胀的解决方案也是可能的，但需要质量损失率相对较低的致密恒星。这些天体可能类似于WO恒星的小团体，具有异常热的恒星温度和高度电离的风。
2013-10-16 astro-ph.SR
Formation of Lower Mass-gap Black Hole--Neutron Star Binary Mergers through Super-Eddington Stable Mass Transfer
本文提出近轨道双星中中子星经历超爱丁顿稳定质量转移和吸积诱导坍缩形成低质量间隙黑洞，其与中子星构成的残骸双星是引力波源前身，多信使观测有助于约束中子星状态方程。
2024-03-22 astro-ph.HE 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
Pre-main sequence evolution of low-mass stars in Eddington-inspired Born-Infeld gravity
我们研究了三个方面的早期演化阶段的低质量恒星在Eddington启发的Born-Infeld（EiBI）引力，一个可行的扩展广义相对论。这些方面涉及Hayashi轨迹（即有效温度-光度关系）;属于主序所需的最小质量;以及主序内完全对流恒星的最大质量。在所有情况下，我们发现这些量不仅依赖于理论的参数，而且依赖于恒星的中心密度，这是以前在Palatini $f(R)$引力中发现的一个特征。利用这一点，我们研究了这些量与EiBI参数（符号）的演变，发现Hayashi轨道在其正/负分支中向相反方向移动，以及上述两个质量中正（负）参数的增加（减少）。我们用这些结果来阐述在这个理论中寻找低质量恒星中新物理学痕迹的机会。
2021-12-07 astro-ph.SR gr-qc
Hyperons in neutron stars within Eddington-inspired Born-Infeld theory of gravity
利用Eddington启发的Born-Infeld（EiBI）引力理论研究了核内含有超子的中子星（NS）的质量-半径关系.采用相对论平均场模型计算了该恒星的物态方程，并利用标准SU（6）公式和超子势深度确定了超子耦合常数。我们发现，对于$4\times 10^{6}~\rm{m^2}~\lesssim~κ\lesssim~6\times 10^{6}~\rm{m^2}$，相应的NS质量和半径的EiBI引力理论预测是兼容的最大NS质量和半径的观测约束。相应的$κ$值也与天体物理学-宇宙学约束所预测的$κ$范围一致。我们还发现参数$κ$可以控制中子星的大小和致密性。
2016-05-04 astro-ph.SR gr-qc nucl-th
Formation of Mass-gap Black Holes from Neutron Star X-ray Binaries with Super-Eddington Accretion
电磁波和引力波的观测表明，质量为$\sim 2.5-5~{\rm M_\odot}$的致密天体非常稀少。这种所谓的“质量间隙”可能与产生中子星（NS）和黑洞（BH）的超新星爆炸机制有关。然而，一些质量隙致密天体的存在，其中一些已被证实是黑洞，对传统的黑洞形成理论提出了挑战。本文研究了X射线双星中黑洞吸积诱导坍缩（AIC）的可能形成通道。特别是，我们认为超爱丁顿吸积的NS的影响。最近对超亮X射线天体的观测表明，它们的视光度可能反映了吸积天体的真实吸积光度，甚至超过了爱丁顿极限的$\gtrsim 100$倍。因此，在中低质量X射线双星中，以超爱丁顿吸积速率吸积的NS可以快速生长成BH。基于超爱丁顿吸积盘模型，结合双星布居合成和详细的恒星演化计算，研究了中低质量X射线双星中NS的演化.研究表明，超爱丁顿吸积对NS的质量增长起着至关重要的作用，后代黑洞的最终质量与NS的磁场、施主星的金属丰度以及双星的分岔周期密切相关. NS的AIC可能解释了一些观察到的质量间隙BH，例如GRO J0422+32。我们还给出了类银河系中潜在质量隙黑洞的参数分布，并指出未来的天基引力波观测可能对AIC通道中质量隙黑洞的形成提供重要的检验或约束.
2022-05-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
The drastic impact of Eddington-limit induced mass ejections on massive star populations
Institute of Astronomy, KU Leuven（鲁汶大学天体物理研究所）；Argelander Institut für Astronomie（阿尔根德天文学研究所）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Sterrenkundig Observatorium, Universiteit Gent（根特大学天文台）；Leuven Gravity Institute, KU Leuven（鲁汶引力研究所）
本文通过引入Eddington限引发的质量喷射模型，修正了大质量恒星演化中的关键问题，揭示了其对恒星群体结构和演化的影响。
2026-01-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Physics at the surface of a star in Eddington-inspired Born-Infeld gravity
我们研究的现象发生在一个恒星的表面在爱丁顿启发Born-Infeld（EiBI）引力。恒星是由粒子组成的，这些粒子可以用多方流体有效地描述。众所周知，EiBI理论有一种病态，即奇点发生在恒星表面。我们认为粒子的引力反作用解决了这个问题。奇点附近的强潮汐力会改变粒子的有效状态方程，或者使表面不稳定，这取决于表面的物质含量。测地线偏差方程遵循胡克定律，其中其频率平方与表面处的标量曲率成比例。对于正曲率，粒子更频繁地与探测壁碰撞并增加压力。随着压力的增加，表面不再是奇异的。对于负曲率，表面周围的物质经历具有无限加速度的排斥。因此，EiBI重力从表面奇异性的病理学中被保存。
2014-01-04 astro-ph.SR gr-qc hep-th
SN Hunt 248: a super-Eddington outburst from a massive cool hypergiant
我们提出了SN Hunt 248的光度和光谱观测，这是NGC 5806中的一个新的超新星（SN）冒名顶替者，于2014年5月开始了多阶段爆发。2014 a初发现的增亮显示出M~-12的绝对星等和冷致密流出的光谱特征，包括Fe II、H I、Na I的P-Cygni线和金属的强线覆盖。源迅速上升，并在两周后达到M~-15等附近的峰值。在这个明亮的“2014 b”阶段，光谱变得由巴耳末辐射和更强的蓝色连续光谱主导，类似于SN冒名顶替者SN 1997 bs。哈勃太空望远镜在1997年至2005年期间拍摄的档案图像显示了一颗发光的（4 e5 Lsun）可变前体恒星。它在赫罗图上的位置与一个质量很大（M_init~30 Msun）的冷超巨星相一致，它有着非常密集的风，爱丁顿比刚好低于1。然而，在最近的2014年a增亮开始时，该物体变成了超级爱丁顿。在2014 b阶段，光度的提升可能是由于星周相互作用。SN Hunt 248提供了第一个冷超巨星经历巨大爆发的案例，让人想起亮蓝变星（LBV）的爆发。这支持了一个假设，即一些冷的超巨星，如Rho Cas，可能是伪装在由其极密的风产生的伪光球下的LBV。此外，SN Hunt 248还证明，这些恒星的爆发在峰值亮度上可以与像Eta Car这样的大质量系统的巨大爆发相媲美。
2014-12-15 astro-ph.SR
Observational techniques to measure solar and stellar oscillations
正如A先生所说。爱丁顿在1925年：我们的望远镜可能会探测到越来越远的太空深处。乍一看，太阳和恒星的内部深处似乎比宇宙中的任何其他区域都更难进行科学研究。什么仪器可以穿透恒星的外层，测试里面的情况？Eddington（1926）.如今，星震学已经证明它有能力穿透恒星的光层，让我们看到成千上万颗恒星的内部，直到恒星的核心，回答了90年前爱丁顿提出的问题。在这一章中，我们回顾了谱分析的一般性质，这是任何星震调查的基础。在描述了恒星的功率谱之后，我们将详细描述模态谱的特征。本章最后将简要介绍日震学和星震学的仪器。
2015-10-09 astro-ph.SR
SXP 31.0 -- the 2025 near-Eddington double X-ray outburst after 26 years of quiescence
The University of Southampton（南安普顿大学）；The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；South African Astronomical Observatory（南非天文台）；University of Cape Town（开普敦大学）；University of Warsaw（华沙大学）；University of Leicester（莱斯特大学）；North-West University（西北大学）
SXP 31.0在2025年经历罕见的两次背靠背型II爆发，其亮度接近爱丁顿极限，首次发现其周围晕轮可能为巧合的HII区域。
2026-02-07 astro-ph.SR
Mass loss and the Eddington parameter
本文扩展了经典星风理论以解释极超巨星质量损失对Eddington参数的依赖，并推导出适用于大麦哲伦云的质量损失方案。
2022-09-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the nature of the prototype LBV AG Carinae II. Witnessing a massive star evolving close to the Eddington and bistability limits
我们发现，在1985-1990年（Teff= 22，800 K）和2000-2001年（Teff= 17，000 K）连续的视觉最低值期间，亮蓝变星船底座AG所达到的显著不同的有效温度（Teff）将该恒星置于双稳态极限的不同侧，这发生在Teff ~ 21，000 K附近的线驱动恒星风中。决定性的证据是提供了巨大的变化，在光学深度的莱曼连续的内风Teff的变化在S多尔周期。这些变化导致内风中不同的Fe电离结构。双稳机制也与目视极小期间的不同风参数有关：1985-1990年的风终极速度比2000-2003年高2-3倍，质量损失率大约小2倍。我们获得了1985-1990年期间220 +- 50 km/s的预计旋转速度，再加上高光度（L=1.5x10^6 Lsun），使AG Car非常接近通过旋转修改的Eddington极限（Omega-Gamma极限）：对于倾斜角90度，Gamma_Omega > 1.0（M< 60 Msun）。基于演化模型和质量预算，我们得到了AG轿车的初始质量约为100 Msun，当前质量为60-70 Msun。因此，AG Car在目视最小值期间接近（如果不是在）Omega-Gamma极限。假设M=70 Msun，我们发现Gamma_Omega从0.93下降到0.72，因为AG Car向视觉最大值扩展，这表明该恒星在最大相位期间不超过爱丁顿极限。
2011-05-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Near-Eddington mass loss of hydrogen-rich Wolf-Rayet stars
本文模拟近爱丁顿极限下富氢WNh星的星风，揭示质量损失率和终端速度随温度、金属丰度变化的复杂趋势及不连续性，并指出低金属丰度下氮与连续谱作用超过铁。
2025-06-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Structure of neutron, quark and exotic stars in Eddington-inspired Born-Infeld gravity
我们考虑的结构和物理性质的特定类别的中子，夸克和“exoti”的恒星在Eddington启发Born-Infeld（EiBI）引力。后者在真空中简化为标准的广义相对论，但在物质存在时呈现出不同的引力场行为。本文导出了球对称位形（质量连续性和Tolman-Oppenheimer-Schmidoff）的平衡方程，并对中子和夸克物质的不同状态方程进行了数值求解。更具体地说，恒星模型，描述的刚性流体，辐射状，多方和袋模型夸克状态方程明确构建在广义相对论和EiBI引力，从而允许这两个引力模型的预测之间的比较。作为一个一般的结果，事实证明，对于所有考虑的状态方程，EiBI引力星的质量比他们的广义相对论同行。此外，球对称场方程的精确解EiBI引力，描述了一个“异国情调”的明星，减少压力，但增加能量密度，也得到。作为一个可能的天体物理学应用所获得的结果，我们建议，恒星质量的黑洞，质量范围内的$3.8M_{\odot}$和$6M_{\odot}$，分别可能是EiBI中子或夸克星。
2013-05-28 astro-ph.SR gr-qc hep-th
Super-Eddington Accretion onto the Neutron Star NGC 7793 P13: Broadband X-ray Spectroscopy and Ultraluminous X-ray Sources
利用$XMM$ - $Newton$、$NuSTAR$和$Chandra$天文台的观测数据，我们对ULX脉冲星NGC 7793 P13（一个已知的超爱丁顿源）进行了详细的宽带X射线谱分析。P13的宽带$XMM$ - $Newton+NuSTAR$光谱与具有宽带覆盖的ULX样本的其余部分定性相似，这表明已知人口中的其他ULX可能拥有中子星吸积物。通过时间平均，相位分辨和多历元的研究，我们发现，两个非脉冲的热黑体组件的温度$\sim$ 0.5和$\sim$ 1.5 keV的需要，以适应数据低于10 keV，除了第三个连续分量延伸到更高的能量，并与脉冲发射的吸积柱。热成分的特征半径似乎相似，并且太大而不能与中子星本身相关联，因此需要两个成分可能表明磁层外的吸积流是复杂的。我们提出了一个方案，在该方案中，厚的内盘预计超爱丁顿吸积开始形成，但终止后不久，其发病的中子星的磁场，这意味着一个限制$B \lesssim 6 \times 10^{12}$ G的偶极分量的中心中子星的磁场。在其他来源中类似的圆盘终止的证据可能提供进一步的方法来识别额外的中子星ULX。最后，我们研究了P13在其不寻常的“关闭”状态之一所表现出的光谱。这些数据都需要一个硬幂律分量，表明残留吸积到中子星，并从热等离子体，我们认为这是可能与P13系统的排放。
2017-10-31 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Eddington envelopes: The fate of stars on parabolic orbits tidally disrupted by supermassive black holes
本研究通过模拟恒星被超大质量黑洞相对论性潮汐瓦解及碎片流一年演化的过程，首次自洽生成了可解释潮汐瓦解事件光学/紫外辐射的爱丁顿包层，模型与观测光变特征大体相符。
2024-07-10 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Einstein and Eddington and the eclipse in Principe: Celebration and science 100 years after
1919年5月29日，在普林西比岛的罗莎·桑迪，爱丁顿通过拍摄日全食期间被遮蔽的太阳后面的恒星，首次证实了爱因斯坦的广义相对论理论。历史被创造了。在索布拉尔，爱丁顿的天文学家同事拍摄了同样的日食，并得出结论，根据广义相对论，来自遥远恒星的光在经过太阳的引力场时会发生偏转。随着广义相对论（一种基本的引力理论）的证实，物理学一劳永逸地成为相对论，它的未来也被勾勒出来。第一次世界大战在几个月前结束，国家之间的深刻创伤尚未愈合。科学想要超越一切，表明人们可以通过一个共同的目标团结起来。今年，为了纪念这一成就的100年，在普林西比举行了科学会议“从爱因斯坦和爱丁顿到LIGO：引力光偏转100年”，以庆祝这一具有里程碑意义的事件。我们在此报道这次庆祝大会。
2019-12-18 astro-ph.SR gr-qc hep-th
Magnetospheric Flows in X-ray Pulsars I: Instability at super-Eddington regime of accretion
本文构建了X射线脉冲星磁层吸积流动力学模型，发现高吸积率下流会以自由下落时标准周期振荡，并揭示偶极倾角与辐射各向异性对磁极吸积率的稳定作用。
2024-02-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
A stellar constraint on Eddington-inspired Born-Infeld gravity from cataclysmic variable binaries
Eddington启发的Born-Infeld引力理论是对爱因斯坦广义相对论的一个重要修正，它能在经典水平上产生非奇异宇宙学，并避免引力坍缩过程中的终态奇异性。在牛顿极限下，这个理论产生了一个修改后的泊松方程，作为一个结果，其中恒星观测值获得模型相关的修正，相比之下，在低能量极限的广义相对论计算。这反过来又可以用来建立对理论的天体物理约束。在这里，我们得到这样一个约束，使用观测数据从激变变双星。特别是，我们认为潮汐破坏限制的二级恒星的白矮星主要。这颗恒星的洛希瓣填充条件被用来计算恒星观测值的修正引力理论的数值方案。然后，这些对比与通过使用这些对象上的可用数据，通过蒙特卡洛误差级数方法获得的值。这样，我们就能够将理论约束在$5σ$置信水平内。
2021-05-19 astro-ph.SR gr-qc hep-th
CXOU J005245.0-722844: Discovery of a Be Star / White Dwarf binary system in the SMC via a very fast, super-Eddington X-ray outburst event
本文报道了小麦哲伦云中CXOU J005245.0-722844的一次超爱丁顿极快X射线爆发，结合光学、紫外和光谱观测确认其致密天体为白矮星，成为第七个候选Be/WD X射线双星，并将爆发归因于类似MAXI J0158-744的超高光度新星事件。
2024-08-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Formation of heavy double neutron stars I: Eddington-limited accretion for a 1.4 $M_{\odot}$ neutron star at solar metallicity
本文利用MESA恒星演化代码和族群合成方法，研究太阳金属丰度下1.4倍太阳质量中子星伴星系统中重双中子星的形成，发现标准演化通道难以解释GW190425这类总质量达3.4倍太阳质量的系统，并排除了第二次不稳定物质转移的形成途径。
2025-08-21 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Constraints on neutron star mass and radius in GS 1826-24 from sub-Eddington X-ray bursts
从I型X射线爆发的光变曲线模型和光谱演化模型出发，研究了GS 1826-24中对中子星质量和半径的约束.这个源显示出显着的协议与理论计算的爆发能量，复发时间，和光变曲线。我们首先利用这一协议来设置所观察到的爆发的整体光度尺度。当与测量的黑体归一化相结合时，这导致红移1+z和颜色校正因子f_c之间的比率的距离和各向异性无关的测量。当f_c=1.4-1.5时，得到1+z=1.19-1.28。然后，我们比较了黑体归一化的演变与流量的冷却尾部的爆发与Suleimanov等人（2011 b）的光谱模型的预测。在光度大于峰值光度的三分之一时，观测结果被模型很好地描述，在光度低于峰值光度时出现偏差。我们表明，这种比较导致距离无关的上限R_ \infty和中子星的质量R_ \infty \lesssim 9.0-13.2 km和M<1.2-1.7 M_ \odot，分别为太阳的氢丰度在光球和金属丰度和表面重力的范围。与以前的测量相比，半径限制较低。这可能表明GS 1826-24光球层中的太阳下氢部分，或者比光谱模型预测的更大的颜色校正。我们的分析还给出了到GS 1826-24的距离的上限d<4.0-5.5 kpc λ_b^{-1/2}，其中λ_b是爆发发射的各向异性程度。
2012-02-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
