Nucleosynthesis in the Accretion-induced Collapse of magnetised, Rotating White Dwarfs
ETH Zürich（苏黎世联邦理工学院）；Max-Planck-Institut für Gravitationsphysik（马克斯·普朗克引力物理研究所）；Yukawa Institute for Theoretical Physics, Kyoto University（京都大学汤川理论物理研究所）
该研究通过三维广义相对论模拟结合核网络，发现磁化旋转白矮星吸积诱导坍缩事件可产生弱r-过程核，其⁵⁶Ni产额低于核心坍缩超新星，重元素 ejecta集中在赤道至中纬度区域。
2026-08-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Observations of the extreme runaway HD271791: nucleosynthesis in a core-collapse supernova
在星系晕中可以发现一些年轻的大质量恒星。由于恒星的形成不太可能发生在晕中，因此它们一定是在盘中形成的，并在不久后被抛出。一种解释是紧密双星系统中的超新星。它的伴星被抛出，成为一颗逃逸的恒星。HD\，271791是已知的运动学上最极端的逃逸恒星（银河系静止帧速度$725 \pm 195\, \rm km\,s^{-1}$，甚至大于银河系逃逸速度）。此外，光谱分析表明$α$ -过程元素的增强。这表明捕获的超新星喷出物，因此在核心坍缩超新星的起源。由于在经典的双星超新星抛射场景中，逃逸恒星无法达到如此高的空间速度，因此需要一个非常大质量但紧凑的主恒星，可能是沃尔夫-拉叶型。因此，HD 1，271791是研究Ibc型超新星核合成的理想候选者。该项目的目标是通过对光学和紫外光谱范围的定量分析，确定来自$α$过程的大量元素、铁族和重元素的丰度。详细的线形成计算占偏离局部热力学平衡（非LTE）。我们打算验证核塌缩超新星是否是r过程元素产生的场所。在这里，我们陈述项目的现状。
2015-01-30 astro-ph.SR
i-process nucleosynthesis and mass retention efficiency in He-shell flash evolution of rapidly accreting white dwarfs
基于恒星演化模拟，我们证明了在密近双星系统中快速吸积的白矮星是中间中子俘获过程的天体物理场所。在经常性和非常强烈的氦壳闪光在稳定的氢燃烧吸积制度富氢物质进入氦壳闪光对流区。$^{12}$ C（p，$γ)^{13}$ N）反应释放足够的能量以潜在地影响对流，并且i过程通过$^{13}$ C（$α$，n）$^{16}$ O反应被激活。H-摄入闪光可能不会导致对流区的分裂，因为它被认为是在模拟后AGB和低Z AGB星的He壳闪光。我们估计，生产的第一个峰值重元素这个网站可以类似的重要性，为银河系的化学演化的S-过程生产低质量AGB星。氦壳层闪光导致膨胀，并最终通过超爱丁顿光度风或罗奇瓣溢出喷出吸积和i过程富集的物质。白矮星模型不保留任何显着量的吸积质量，与他的保留效率$\leq 10\%$取决于质量和对流边界混合的假设。这使得这类系统演化到超新星Ia爆炸的可能性非常小。
2016-12-12 astro-ph.SR
Signatures of r-process elements in kilonova spectra
双中子星（NS）合并预计将合成r过程元素，并发出放射性能量辐射，称为kilonova。虽然r-过程核合成被GW 170817/AT 2017 gfo的观测所证实，但除了锶之外，没有发现任何元素的痕迹。在本文中，我们进行了系统的线强度计算的束缚-束缚跃迁和辐射转移模拟NS合并喷出物的Kilonova光谱中的元素识别。我们发现Sr II三重线出现在贫镧系元素模型的光谱中，这与在GW 170817/AT 2017 gfo中观察到的吸收特征一致。合成光谱还显示出强的Ca II三重线。这是自然的，因为Ca和Sr在具有相对高的电子分数的材料中共同产生，并且它们的离子具有相似的原子结构，在最外层中仅具有一个s电子。谱线的强度与喷出物的丰度分布和温度有很大关系。对于我们的富镧系元素模型，光谱显示了重元素的双电离特征，如Ce，Tb和Th。我们的研究结果表明，GW 170817/AT 2017 gfo的谱线形成区是贫镧系元素的。我们表明，Sr II和Ca II线可以用作NS合并喷出物的物理条件的探针。在GW 170817/AT 2017 gfo中缺少Ca II线特征意味着Ca/Sr的质量分数比< 0.002，这与电子分数>= 0.40和每个核子的熵（单位为玻耳兹曼常量）>= 25的核合成一致。
2021-03-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Common Envelope Mass Ejection in Evolved Stars: Modeling the Dust Emission from post-RGB stars in the LMC
共包络系统是相互作用双星中洛希瓣溢出的结果。随后的演化CE，它的喷射和形成的尘埃在其喷出物，而主要是在红巨星分支（RGB），产生了一个最近确定的进化类-尘埃后RGB恒星。它们的光谱能量分布（SED）表明，它们的质量喷出物类似于尘埃后渐近巨分支（后AGB）恒星。我们模拟了选定样本的后RGB和后AGB星在大麦云（LMC）的SED，量化的总尘埃质量（和气体质量假设气体-尘埃比）的磁盘和外壳，并设置约束的尘埃颗粒的组成和大小。我们发现后RGBs的壳质量一般小于后AGB的壳质量，但需要注意的是，这两种类型的物体中的大量质量可能存在于冷的、延伸的壳中。我们的模型表明，拱星盘，当存在时，几何厚的结构与大量的开放角度，符合CE演化（CEE）的数值模拟。比较我们的模型尘埃质量的预测，在CEE的RGB上的灰尘生产表明，CEE发生在附近或在我们的后RGB源的RGB的尖端。一个令人惊讶的结果是，一些后RGB恒星拥有富含碳的尘埃，被认为是在C/O $>$ 1时形成的，例如在AGB恒星的三α核合成和第三次挖掘事件之后。这种异常强化了尘埃后RGB诞生于双星系统的假设。
2023-01-29 astro-ph.SR
Gamma-Ray Bursts Black hole accretion disks as a site for the vp-process
我们研究了伽马射线暴吸积盘中风状流出物中的富质子核合成，目的是确定这种流出物是否是vp过程的一个场所。这种vp过程的效率取决于热力学和流体动力学因素。我们讨论了物质熵、流出率、盘的初始喷射点和吸积率的重要性。在某些情况下，vp过程将核合成推到A~100，并产生轻的p核。然而，即使这些核没有产生，中微子诱导的相互作用可以显着改变丰度模式，不能被忽视。
2010-01-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Delayed outflows from black hole accretion tori following neutron star binary coalescence
中子星（NS）双星合并后的富中子物质的排出对于这些事件的放射性供电电磁对应物及其作为r-过程核合成源的相关性至关重要。在这里，我们通过二维、随时间变化的流体动力学模拟来探索在这种合并中形成的残余黑洞吸积盘的长期（粘性）演化。由于带电电流弱相互作用的电子分数的演变，包括在内，和中微子自辐射建模为灯泡，占磁盘的几何形状和适度的光学深度的影响。在几个粘滞时间（~1s）内，初始盘质量的一部分~10%以中等丰中子风（Y_e~0.2）的形式喷射出来，由粘滞加热和核复合提供动力，中微子自辐照起次要作用。虽然流出的性质随时间和方向而变化，但它们在重元素生产区的平均值对盘的初始条件及其粘度的大小的变化相对稳健。流出物是足够的中子丰富，大部分的喷出物形成重r-过程元素与质量数A> 130，因此代表一个新的天体物理来源的r-过程核合成，不同于在动态喷出物中产生的。由于其适度的高熵，盘流出物包含一小部分~1%的氦，这可能会产生独特的光谱特征。
2013-07-16 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
The decompression of the outer neutron star crust and r-process nucleosynthesis
快速中子俘获过程，或称r过程，是解释自然界中观察到的大约一半A>60稳定核的起源的基础。近年来，核天体物理学家发展了越来越复杂的r过程模型，通过加入新的天体物理或核物理成分，以令人满意的方式解释太阳系的组成。尽管有这些努力，r过程的天体物理学位置仍然不明。中子星外壳物质的组成进行了研究后，减压后，其可能的喷射。估算了减压前后中子星外壳的组成。两种不同的可能的初始条件被认为是，即一个理想化的地壳组成的冷催化物质和地壳最初在核统计平衡在10 GK左右的温度。我们表明，在这第二种情况下，减压前，在温度通常对应于8 GK，库仑效应，由于在地壳中的高密度导致的整体组成的外地壳中的中子丰富的核与质量分布接近太阳系的r-丰度分布。然而，这种分布与太阳分布不同，这是由于第二个峰值向较低值的系统性偏移。减压后，在热的外层地壳中每个种子核捕获的少量中子导致稳定的富中子核的最终分布，其质量分布为80 < A < 140个核，与太阳分布非常一致，前提是外层地壳最初的温度约为8 GK，并且外层地壳的所有层都被抛出。中子星物质从外壳的减压为轻物质的鲁棒r处理提供了合适的条件，即，r-核，A < 140。
2011-05-12 astro-ph.SR
Pulsational Pair-instability Supernovae. I. Pre-collapse Evolution and Pulsational Mass Ejection
我们计算了大质量恒星的演化，当富氧核心形成时，它们会经历脉动对不稳定性（PPI）。计算了初始质量为$80 - 140$ $M_{\odot}$、金属丰度为$Z = 10^{-3} - 1.0$ $Z_\odot$的恒星从主序星到PPI起始的演化。由于质量损失，$Z \leq 0.5$ $Z_\odot$是恒星形成足够大质量的He核所必需的（即，质量$>40 ~M_\odot$）进行PPI。计算了质量为$40 - 62 ~M_\odot$和$Z = 0$的He核从PPI到Fe核开始坍塌的流体动力学演化阶段。在PPI期间，电子-正电子对的产生导致富氧核心的快速收缩，从而引发爆炸性的O燃烧和核心的脉动。我们研究了脉动动力学、热力学和核合成的质量依赖性。对于质量更大的He核，脉动更强，并导致如此大量的质量喷射，例如对于$40 - 62 ~M_\odot$ He核的$3 - 13$ $M_\odot$。这些He核最终经历Fe核坍缩。$64 ~M_\odot$ He核心完全破裂，成为一颗对不稳定超新星。这些氦核周围的无氢拱星物质的质量足以解释所观察到的I型（无氢）超亮超新星与拱星相互作用的光变曲线。我们还注意到，质量喷射将黑洞（BH）的最大质量设置为$\sim 50$ $M_{\odot}$，这与VIRGO和aLIGO最近检测到的BH质量一致。
2019-12-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetically driven baryon winds from binary neutron star merger remnants and the blue kilonova of August 2017
在引力波中探测到的与第一个双星中子星（BNS）合并有关的放射性动力kilonova的观测证明，这些事件是产生重r过程元素的理想场所。然而，这个千诺瓦早期（“蓝色”）和晚期（“红色”）成分的喷射物质的物理来源仍然存在争议。在这里，我们调查的可能性，早期/蓝色kilonova起源于磁驱动的重子风合并后发射的亚稳中子星残余。利用磁化的BNS合并模拟超过250毫秒的合并后的演变，我们可以第一次遵循完整的质量喷射过程，直到它的最后下降。我们发现，重子风携带$\simeq\!0.010\!-\!0.028\,M_\odot$的未结合的材料，证明了高质量估计的蓝色kilonova可以实现。我们还发现膨胀速度高达$\sim\!0.2\,c$，与观测估计的低端一致，我们讨论了这里忽略的可能影响，可能会进一步增加最终喷出物的速度。总的来说，我们的结果表明，磁驱动的重子风代表了一个可行的渠道来解释蓝千诺瓦。
2020-08-25 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Nucleosynthesis in the Innermost Ejecta of Neutrino-Drive Supernova Explosions in Two Dimensions
我们研究的核合成在最里面的，中微子处理的喷出物（几个$10^{-3}\,M_\odot$）的自洽的，两维爆炸模型的核心坍缩超新星的六个不同的初始质量的祖星。三个模型的初始质量接近超新星范围的低质量端，$8.8\,M_\odot$（e8.8;电子捕获超新星），$9.6\,M_\odot$（z9.6）和$8.1\,M_\odot$（u8.1），初始金属丰度分别为太阳金属丰度的1，0和$10^{-4}$倍。另外三个是太阳金属丰度模型，初始质量分别为$11.2\,M_\odot$（s11）、$15\,M_\odot$（s15）和$27\,M_\odot$（s27）。低质量模型e8.8、z9.6和u8.1对于从Zn到Zr的轻反式铁元素表现出100- 200的高生产因子（相对于太阳的核合成丰度）。这与这些模型中富含中子的物质的明显喷射有关。值得注意的是，祖细胞e8.8和z9.6的核合成结果几乎是相同的，包括有趣的$^{48}$ Ca和$^{60}$ Fe的产生，而不管它们在坍缩之前的核（O-Ne-Mg和Fe）是完全不同的。在质量更大的模型s11、s15和s27中，产生了几种轻反式铁元素的富质子同位素，包括$p$同位素$^{92}$ Mo（s27），其生产因子高达$\sim$ 30。因此，低质量端附近的电子捕获和核心坍缩超新星都可能是银河系轻反式铁元素（从Zn到Zr）的主要贡献者，可能还有$^{…
2017-11-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
The impact of mass uncertainties on the r-process nucleosynthesis in neutron star mergers
本研究探讨核质量预测中的模型与参数不确定性对中子星并合中r-过程核合成及抛射物成分的影响，发现两者显著影响重元素产生，核模型改进对降低预测不确定性至关重要。
2025-01-07 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Non-LTE Ionization Modeling for Helium and Strontium in Neutron Star Merger Ejecta
Astronomical Institute, Tohoku University（东北大学天文研究所）；Division for the Establishment of Frontier Sciences, Organization for Advanced Studies, Tohoku University（东北大学先进研究组织前沿科学部）；Center of Gravitational Physics and Quantum Information, Yukawa Institute for Theoretical Physics, Kyoto University（京都大学汤川理论物理研究所引力物理与量子信息研究中心）；Frontier Research Institute for Interdisciplinary Sciences, Tohoku University（东北大学跨学科科学前沿研究所）；Max Planck Institute for Gravitational Physics (Albert Einstein Institute)（马克斯·普朗克引力物理研究所（爱因斯坦研究所））；Research Center for the Early Universe, Graduate School of Science, The University of Tokyo（东京大学理学研究科宇宙早期现象研究中心）
研究通过非局部热力学平衡离子化模型分析中子星并合喷射物中的氦和锶，确定其对1μm吸收特征的贡献，揭示r过程核合成的条件。
2026-10-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Electromagnetic Counterpart of the Binary Neutron Star Merger LIGO/VIRGO GW170817. IV. Detection of Near-infrared Signatures of r-process Nucleosynthesis with Gemini-South
我们提出了一个近红外光谱序列的电磁对应的二元中子星合并GW 170817先进LIGO/Virgo检测。我们的数据集包括7个时期的J+H光谱与FLAMINGOS-2双子座南之间的合并后1.5和10.5天。在初始时期，光谱主要是由一个光滑的蓝色连续，由于高速，镧系元素贫乏的蓝色kilonova组件。从第二天晚上开始，所有随后的光谱都显示出类似于高浓度镧系元素材料的模型光谱中预测的特征，包括1.07和1.55微米附近的光谱峰。我们的基准模型与0.04 M_sun的喷出物，喷射速度v=0.1c，和镧系元素浓度X_lan= 1 e-2提供了一个很好的匹配的光谱在前五天，虽然它过度预测的后期流量。我们还探索了具有多个拟合分量的模型，在每种情况下，发现镧系元素的显着丰度是必要的，以匹配我们在合并后2.5 d开始观察到的宽光谱峰。这些数据提供了直接的证据表明，即使是最重的r-过程元素，双星中子星合并也是重要的生产场所。
2017-10-16 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
GRMHD simulations of neutron-star mergers with weak interactions: r-process nucleosynthesis and electromagnetic signatures of dynamical ejecta
双中子星（BNS）系统合并过程中在$<10$ ms上动态喷射的快速物质可以产生系统引力波发射的独特电磁对应物，可以作为区分BNS和NS黑洞合并的“吸烟枪”。我们提出了新的从头计算模型的基础上的三维广义相对论磁流体动力学模拟的BNS合并与列表，成分依赖，有限温度状态方程（EOSs），弱相互作用，近似中微子输运的相关kilonova前体和kilonova余辉。我们分析了1.35-1.35Msun二进制，典型的银河系双NS系统和第一次观察到的BNS合并GW 170817的属性相一致的动态质量喷射，使用三个核EOSs，跨越允许的紧凑性范围。核反应网络计算产生了一个强大的第二至第三峰r过程。我们发现几个1 e-6 Msun的快速（$v>0.6$ c）喷出物，引起宽带同步辐射的时间尺度上的~yr，与最近的初步证据过量的X射线/无线电发射后，GW 170817。我们发现2 e-5 Msun的自由中子在<h的时间尺度上为千诺瓦前驱体提供动力。由于先前被忽视的相对论效应，早期的紫外/光学亮度增加了几倍，合并后10小时内有明显的增强，为未来使用紫外/光学望远镜（如雨燕或ULTRASAT）探测到250 Mpc提供了有希望的前景。我们发现，最近预测的不透明度提高由于高度电离的镧系元素在~ 70000 K是不太可能影响早期kilonova光曲线的基础上得到的喷出物结构。方位角的不均匀性，在动态喷出物组成的软…
2023-03-22 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Can COSI detect $γ$-ray lines from rare isotopes produced in the astrophysical intermediate neutron-capture process?
Department of Physics and Astronomy, Louisiana State University（路易斯安那州立大学物理和天文学系）
研究天体物理中间中子俘获过程（i过程）中稀有同位素产生的核γ射线线发射，并评估用γ射线望远镜观测这些发射的前景，发现COSI探测到i过程发射线的概率最高约11%。
2026-08-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Outflows from accretion disks formed in neutron star mergers: effect of black hole spin
中子星合并后形成的吸积盘是富含中子的喷出物的来源。喷射出的物质有助于放射性供电的电磁瞬变，其性质敏感地取决于流出物的成分。在这里，我们调查如何旋转的黑洞残余物的影响质量喷射的热和粘性的时间尺度。我们进行了二维的，含时的流体动力学模拟合并残余吸积盘，包括粘性角动量输运和近似中微子自辐照。旋转的黑洞的引力通过一个伪牛顿势被包括在内。我们发现，相对于非旋转的情况，旋转的黑洞周围的圆盘会产生更大的质量，高达几倍。增强的质量损失是由于在引力势更深处发生的吸积所释放的能量，提高了盘的温度，从而提高了中微子冷却无效区域的粘性加热速率。流出的平均电子分数适度增加BH自旋由于高辐射（虽然不是中微子驱动）风分量。虽然喷出物的大部分仍然富含中子，从而产生重r过程元素，但风的前缘含有少量不含镧系元素的物质。该成分可在kilonova光变曲线中产生约1天的蓝色光学“凸起”，即使在迅速形成BH的情况下也是如此，这可能有助于其检测。
2014-10-09 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Nuclear Dominated Accretion Flows in Two Dimensions. II. Ejecta dynamics and nucleosynthesis for CO and ONe white dwarfs
我们研究了白矮星与中子星或黑洞合并形成的吸积盘的质量喷射。这些磁盘大多是辐射效率低下，并支持核聚变反应，随之而来的流出和电磁瞬变。在这里，我们进行时间依赖性，轴对称流体动力学模拟这些磁盘，包括物理状态方程，粘性角动量输运，耦合$19$ -同位素核网络，和自引力。我们没有发现在任何配置的研究爆炸。我们的全局模型从中心物体延伸到比圆盘大得多的半径。我们发展这些全球模型的几个轨道，以及替代版本与切除的内边界更长的时间。我们获得强大的外流，广泛的速度分布范围内的$10^2-10^4$公里的$^{-1}$。流出物的成分主要是初始白矮星的成分，燃烧产物以$\lesssim 10-30\%$的质量水平混合，包括高达$\sim 10^{-2}M_\odot$的${}^{56}$ Ni。这些较重的元素（加上${}^{4}$ He）在旋转轴的$\lesssim 40^\circ$范围内喷射出来，并且应该比组成白矮星的较轻元素具有更高的平均速度。这些结果与以前的一维和二维的研究，并指出这些系统的祖先快速上升（$\sim $几天）瞬变。如果吸积到中央BH/NS的动力相对论喷流，这些事件可能伴随着高能量瞬变与峰值亮度$\sim 10^{47}-10^{50}$ erg s $^{-1}$和峰值持续时间长达几分钟，可能占像CDF-S XT 2的事件。
2019-06-18 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Mixing neutron star material into the jets in the common envelope jets supernova r-process scenario
本研究在共包层喷流超新星r-process场景中，提出中子星吸积盘可破坏并混入中子星富中子壳层物质，使喷流携带约0.01-0.03太阳质量的r-process抛射物，从而强化该场景作为r-process贡献源之一的作用。
2025-05-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Fast Flavor Instability in Hypermassive Neutron Star Disk Outflows
研究了快味不稳定性（FFI）引起的中微子味转变对中子星合并后形成的吸积盘长期质量喷射的影响。盘中的中微子发射和吸收决定了盘喷出物的成分，随后在膨胀和冷却时经历$r$过程的核合成。在这里，我们执行28个时间相关的，轴对称的，粘性流体动力学模拟的吸积盘周围的超大质量中子星（HMNS）的可变寿命，使用3种中微子泄漏计划的排放和环形灯泡计划的吸收。我们包括中微子味转换由于FFI在一个参数的方式，通过修改吸收的中微子通量和温度，允许在各种水平的味道平衡的味道混合，也在某种程度上，旨在尊重轻子数保持对称性的中微子自相互作用哈密顿量。我们发现，对于一个不规则形成的黑洞（BH），FFI降低了磁盘流出的平均电子分数，由于中微子吸收的减少，主要是由电子中微子/反中微子通量下降味混合驱动。对于一个长寿命的HMNS，盘发射更多的重轻子中微子，并重新吸收更多的电子中微子比BH，与一个较小的下降通量补偿的中微子温度较高的味道混合。由此产生的流出具有更宽的电子分数分布，更富质子的峰，并经历更强的辐射驱动。具有中间HMNS寿命的测试显示落在这两个极限之间的结果。在大多数情况下，FFI对流出的影响是中等的，质量喷射，平均速度，和平均电子分数的顺序$\sim 10\%$的变化，和镧系元素/锕系元素的质量分数的变化高达一个因子$\sim 2$。
2022-09-28 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Faint supernovae and hyper-runaway white-dwarfs from single He-detonation in double HeCO-white-dwarf mergers
Technion - Israel Institute of Technology（以色列理工学院）；California Institute of Technology（加州理工学院）
通过三维流体动力学模拟，研究双HeCO白矮星并合的氦爆轰过程，发现其可产生暗弱快速演化的热核瞬变，或解释部分暗弱超新星，还可能形成高速PG-1159型恒星，拓展了对白矮星并合的认知。
2026-07-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
The key role of magnetic fields in binary neutron star mergers
2017年8月，对一颗双中子星（BNS）合并的首次多信使观测证明了这些非凡事件的巨大科学潜力。这一突破导致了许多发现，并提供了最好的证据，证明BNS合并可以发射短伽马射线暴（SGRB）射流，并负责大量生产重r过程元素。另一方面，合并的细节和合并后的动态仍然没有得到充分的限制，留下了重要的悬而未决的问题。数值相对论模拟是揭示BNS合并中物理过程的有力工具，因此它们提供了提高我们解释相应的引力波（GW）和电磁辐射的能力的最佳机会。在这里，我们回顾了目前的理论研究BNS合并的基础上，广义相对论磁流体力学模拟，特别注意的磁场作为一个重要组成部分。首先，我们讨论的演化，放大，和新兴结构的磁场在BNS合并。然后，我们考虑它们对各个关键方面的影响：（i）射流形成和与SGRB的连接，（ii）物质喷射，r-过程核合成，和放射性供电的kilonova瞬变，以及（iii）合并后GW排放。
2020-06-11 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Ejecting the envelope of red supergiant stars with jets launched by an inspiraling neutron star
我们研究了由中子星发射的喷流在红超巨星的包层和核心内螺旋运动的性质。我们建议，索恩-Zytkow对象（TZO）是不太可能形成通过共同的信封（CE）的演变，如果吸积到中子星可以超过爱丁顿率与吸积能量的大部分直接进入喷流，随后消散在巨大的信封。我们使用的射流反馈机制，其中的能量沉积的射流驱动整个信封和部分核心的喷射，并找到一个非常强相互作用的射流与核心材料在后期阶段的CE演变。根据我们的研究结果，我们推测在大质量恒星的演化中可能发生的两个罕见的过程。(1)最近的研究声称，如果HV 2112 RSG星是一颗TZO，那么它的特殊丰度可以得到解释。相反，我们推测富钙包层来自一颗恒星伴星的超新星爆炸，该伴星的质量仅比HV 2112略大，因此在其爆炸期间，HV 2112已经是一颗巨大的恒星，拦截了相对大部分的SN喷出物。(2)我们提出的可能性，强r-过程核合成，形成高原子量的$A \ga 130$的元素，发生在由NS发射的RSG星的核心内的喷流。
2015-02-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
First Multimessenger Observations of a Neutron Star Merger
我们描述的第一次观察同一天体与引力波和光。* GW 170817是第一次探测到中子星与引力波合并。* 在合并后1.7秒，探测到空间上一致的$γ$射线弱爆发（GRB 170817 A），这是第一次电磁探测到引力波源，并建立了至少一些宇宙短伽马射线暴（SGRB）和双星中子星合并之间的联系。* 一个快速演变的光学和近红外瞬变（AT 2017 gfo）与事件相关，可以解释为导致的喷射$\sim$ 0.05 M $_{\odot}$的材料丰富的r-过程元素，最终建立双中子星合并作为至少一个来源的r-过程核合成。* 无线电和X射线观测揭示了一个长期上升的源，在合并后160天达到峰值$\sim$。结合相关VLBI源的视超光速运动，这些观测结果表明，合并产生了一个相对论性结构喷流，其核心是定向$\approx$ 20度的视线和性质类似的SGRB。喷流结构可能是由于喷流与合并喷出物的相互作用而产生的。* 电磁波和引力波信息可以结合起来，产生对宇宙膨胀率和致密核物质状态方程的约束。这些多信使的努力将是未来工作的主要重点。
2020-12-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Viscous hydrodynamic evolution of neutron star merger accretion disks: a code comparison
本研究比较了ALCAR和FLASH两种黏性流体动力学代码在中子星并合吸积盘演化中的表现，发现总体一致性约10%，并评估了代码差异对核合成和千新星光变曲线的影响。
2024-05-23 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Single Degenerate Models for Type Ia Supernovae Progenitor's Evolution and Nucleosythesis Yields
（${Abridged~version}$）我们回顾了Ia型超新星（SNe Ia）的单简并模型是如何工作的。在白矮星（WD）与其非简并伴星组成的双星系统中，WD吸积富氢物质或氦，并经历氢和氦壳燃烧。我们总结了这种壳燃烧如何依赖于吸积速率和WD质量以及WD如何吹强风。我们确定了以下的演化路线的吸积WD引发热核爆炸。随着时间的推移，速率下降，观察到5个阶段：1。WD通过稳定的H燃烧增加质量，并吹出强风，剥离伴星的一部分包层以控制吸积速率，形成星周物质（CSM）。WD可能在CSM内爆炸为“SN Ia-CSM”。2.风停止，在稳定的H壳燃烧下触发了一个Ia型超新星，这是一个超软X射线源：“Ia型超新星-SSXS”。3. H壳燃烧变得不稳定，许多闪光重现。WD经历了一个质量抛射小于吸积物质的复发新星（RN），演化为“SN Ia-RN”。4.如果伴星是He星或WD，He的吸积可以触发He和C在亚Chand质量或WD增长到Chand质量的双爆轰，同时产生He风：“SN Ia-He CSM”。5.如果吸积的WD快速旋转，则可能发生超过标准Chand质量的Ia超新星延迟触发。（超Chand）WD在失去角动量后收缩成为延迟的SN Ia。伴星变成了He WD，CSM消失了：“SN Ia-He WD”。我们更新的碳爆燃模型W7，延迟爆轰模型WDD 2，和子Chand质量模型的核合成产额，以限制产量（如锰）…
2019-06-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
