Presupernova evolution and explosive nucleosynthesis of rotating massive stars II: the Super Solar models at [Fe/H]=0.3
本文研究金属丰度为太阳两倍的旋转大质量恒星演化，发现高质量损失导致更小的 He 核和 CO 核质量、更高的 12C 残留，并解释了旋转模型中初级中子俘获核合成产额的反常趋势。
2024-03-27 astro-ph.SR
Preparing for an Explosion: Hydrodynamic Instabilities and Turbulence in Presupernovae
观测和直接的数值模拟都与传统的恒星演化代码对大质量恒星在核心坍缩之前的最后阶段的预测不一致。我们认为，问题在于在这些代码中的湍流对流的治疗，忽略了有限振幅波动的速度和温度，以及它们的非线性相互作用与核燃烧。可能出现的流体动力学不稳定性促使我们讨论一些对大质量恒星命运的深远影响。特别是，我们探索连接到增强的前超新星质量损失，不稳定的核燃烧和随之而来的爆发，膨胀的恒星半径，可能会引发激烈的相互作用与伴星，和潜在的修改核心结构，可能会显着影响计算的核心崩溃机制本身。这些修改可能是至关重要的陨石中测量的同位素异常的解释，改变混合和详细的核合成的预测，年轻的核心坍塌超新星遗迹。它们还可能使开发一种早期预警系统成为可能，以探测即将发生的堆芯坍塌。
2014-02-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Presupernova neutrinos: realistic emissivities from stellar evolution
我们提出了一个新的中微子发射率和能量谱的计算，从一个大质量的恒星经历了高级阶段的核燃烧（presupernova）在成为超新星之前的几个月。从β衰变和电子捕获，对湮灭，等离子体衰变，和光中微子过程的贡献进行了详细的建模，使用更新的列表核率。我们还使用现实条件的温度，密度，电子分数和核同位素组成的恒星从国家的最先进的恒星演化代码MESA。本文给出了一组质量在15 $M_\odot$和30 $M_\odot$之间的祖星的结果。据发现，β过程大大有助于中微子发射率高于现实的检测阈值的几兆电子伏，在选定的位置和时间在恒星的演变。
2017-04-10 astro-ph.SR nucl-th
The Compactness of Presupernova Stellar Cores
在演化的大质量恒星中产生超新星的中微子传输机制的成功或失败，不仅对坍缩的铁核心的质量敏感，而且对围绕核心的硅和氧壳层的密度梯度也很敏感。在这里，我们研究了前超新星核心的“紧凑性”（O'Connor & Ott 2011）作为恒星质量和计算中使用的物理学的函数的系统学。超新星前演化的细网调查计算的恒星从15至65 Msun。的金属丰度和效率的反流和过冲混合都是不同的，裸露的碳氧核心的探索，以及充分氢恒星。两个不同的代码，KEPLER和MESA，用于研究。碳和氧燃烧的复杂相互作用，特别是在壳层中，可以导致质量非常接近的恒星的致密性迅速变化。在更大的尺度上，紧凑性与主序列质量的分布被发现是强大的非单调性，这意味着岛屿的“爆炸性”，特别是在8至20 Msun和25至30 Msun。超新星爆发前恒星的碳氧（CO）核心质量是一个更好的，但仍然模糊判别其核心结构比主序星质量。
2013-11-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Neutrino cooling rates due to $^{54,55,56}$Fe for presupernova evolution of massive stars
精确估算中微子能量损失率对于研究恒星演化的后期阶段，特别是中子星和白矮星的冷却是非常必要的。质子-中子准粒子无规相近似（pn-QRPA）理论最近被成功地用于恒星铁同位素弱相互作用率的微观计算。在这里，我提出了详细的计算中微子和反中微子冷却率由于关键铁同位素在恒星物质中使用pn-QRPA理论。速率是在适合于堆芯坍塌模拟器的温度-密度尺度的细网格上计算的。将计算出的比率与先前的计算进行比较。由于铁的同位素的中微子冷却率是在整体上很好的协议使用大尺度壳模型计算的速率。在大质量恒星的前超新星演化过程中，从氧壳层燃烧到对流核硅燃烧阶段结束前后，由$^{54}$ Fe引起的中微子冷却速率比相应的壳层模型速率大3 ~ 4倍。在以前的计算中使用的布林克假设有时会导致错误的结果。Brink假设假定所有激发态的Gamow-Teller强度分布是相同的。然而，计算结果表明，激发态的质心和总强度与基态分布有明显的不同。热布居激发态强度分布的这些变化可以相当显著地改变总的弱相互作用速率。由于正电子俘获和铁同位素的$β$衰变，计算出的反中微子冷却速率比相应的中微子冷却速率小几个数量级，特别是在低温和高恒星密度下，可以安全地忽略不计。
2012-03-20 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Impact of Coulomb Correction Factor on Rate of Change of Lepton Fraction during Presupernova Evolution
本研究重新分析超新星前身演化中对轻子分数Ye贡献最大的弱作用核素，纳入库仑修正因子计算728种核素的丰度与相关速率，修正了Ye区间范围，完善了相关核物理过程的计算。
2025-01-12 astro-ph.SR
The Evolution of Massive Helium Stars Including Mass Loss
研究了初始质量在1.6 ~ 120 Msun范围内的氦星的演化，包括风引起的质量损失的影响。这些恒星被认为是在双星系统中形成的，当它们膨胀的类氢包层在氦点燃后迅速消失时。在单颗恒星的演化过程中发现了显着的差异，主要是因为氦核心在氦燃烧过程中失去了质量，而不是从氢壳燃烧中获得。因此，对于给定的初始质量函数，前超新星恒星在死亡时的质量要小得多，更容易爆炸。即使考虑到这种差异，质量损失的氦星也会发展出更多的中心凝聚核，比它们的单星同行更容易爆炸。低质量黑洞的产生可能会减少。初始质量低于3.2 Msun的氦星在氦耗尽后经历显著的半径膨胀，达到蓝超巨星的比例。这可能会引发额外的质量交换或影响超新星的光变曲线。双星中最常见的黑洞质量估计约为9兆太阳。导出了一个新的由脉动对不稳定超新星导出的黑洞的最大质量- 46 Msun，并指出一个新的能隙为10 - 12 Msun。提出了与SN 2014 ft有关的模型，并生成了一个前超新星模型库。
2019-04-23 astro-ph.SR
Investigation of important weak interaction nuclei in presupernova evolution
该项目旨在研究大质量恒星超新星前演化过程中最重要的弱相互作用核。为了达到这一目标，考虑了一个包含728个原子核的系综，其质量范围为A = 1- 100。我们计算了这些核的质量分数使用Saha的方程为预定值的\textit{$T$}，\textit{$ρ$}和\textit{$Y_e$}，并假设核统计平衡。使用新引入的配方，其中激发态，高达10 $MeV$，被视为离散的核配分函数。弱相互作用速率（电子俘获（\textit{ec}）和$β$ -衰变（\textit{bd}））是在\textit{totally}微观方式中使用质子-中子准粒子无规相位近似（pn-QRPA）模型计算的，不假设Brink-Axel假设。将计算的速率与计算的质量分数耦合，研究了恒星物质轻子到重子分数的时间变化率。我们将我们的结果与文献中报道的先前计算进行比较。与以前的计算报告的显著差异高达数量级。这些差异可能会影响恒星在前超新星后期的演化。我们列出了前50个\textit{ec}和\textit{bd}原子核，这些原子核在硅芯燃烧后的条件下对$Y_e$的影响最大。研究了恒星核中\textit{ec}和\textit{bd}速率之间的竞争，发现$Y_e$ = 0.424- 0.455是\textit{bd}结果大于\textit{ec}速率的区间。
2021-03-02 astro-ph.SR nucl-th
Supernovae from rotating stars
本文讨论了恒星自转对前超新星产生的主要物理效应，以及证实这些效应的观测结果及其对前超新星模型的影响。旋转对爆炸核心的质量、包层的质量和化学成分、超新星的类型以及残余物的性质和化学产额都有重要影响。在伽马射线暴的形成过程中，自转和自转恒星的性质是关键因素。在双星系统中，轴向旋转和潮汐效应之间的相互作用常常会导致有趣和意想不到的结果。自转在塑造具有非常低金属丰度的大质量恒星的演化和核合成过程中起着关键作用（金属丰度低于小麦哲伦云的金属丰度，直到第三星族恒星）。在太阳和更高的金属丰度下，自转的影响与恒星风的影响竞争。在近距离双星中，同步过程可以将恒星锁定在高旋转速率，尽管有很强的质量损失，因此旋转和恒星风这两种效应都有很强的影响。总之，自转是恒星模型和前超新星阶段以及单星和近距离双星演化的关键物理成分。此外，在整个宇宙历史中，预期会有重要的影响。
2017-11-21 astro-ph.SR
The Impact of $^{12}$C($α, γ$)$^{16}$O Reaction on the Presupernova Evolution and Supernova Explodability of Massive Stars
本文研究太阳金属丰度、13–40倍太阳质量恒星中$^{12}$C($α, γ$)$^{16}$O反应率的影响，发现较低反应率增强碳壳燃烧并使核心结构更易爆发，从而扩大形成中子星的初始质量范围。
2025-02-18 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Neutrino energy loss rates and positron capture rates on $^{55}$Co for presupernova and supernova physics
质子-中子准粒子无规相近似（pn-QRPA）理论最近被成功地用于计算$fp$壳层核素的恒星弱相互作用率。原中子星的中微子损失在决定这些恒星是否会被压碎成黑洞或爆炸成超新星方面起着关键作用。$^{55}$ Co的丰度和正电子捕获率的乘积是相当大的，因此可以在模拟代码的输入参数的微调中发挥作用，特别是在超新星前演化中。最近，我们介绍了我们的计算$^{55}$ Co上的捕获率，在一个豪华的模型空间$7 \hbar ω$，采用pn-QRPA理论与可分离的相互作用。然而，模拟器可能需要精细尺度上的这些速率。在这里，我们首次提出了一个扩展的计算中微子能量损失率和正电子捕获率的$^{55}$ Co在广泛的温度-密度标度。这些类型的尺度适合于插值目的，并且对于仿真代码具有更大的实用性。pn-QRPA计算的中微子能量损失率与大尺度壳模型计算相比提高了大约两个数量级，并且有利于大质量恒星核心的较低熵。
2011-08-03 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Nuclear inputs of key iron isotopes for core-collapse modeling and simulation
从大质量恒星超新星前演化的模拟结果中发现，铁的同位素$^{54,55,56}$ Fe在恒星核内起着重要作用，主要通过电子俘获过程降低电子-重子比（$Y_{e}$），从而降低压力支持。作为这些捕获过程的结果，产生的中微子对恒星物质是透明的，并有助于冷却核心，从而减少熵。超新星爆发前恒星的结构会因$Y_{e}$和核心物质熵的变化而改变。在这里，我们提出了微观计算的Gamow-Teller强度分布的铁同位素。计算结果与其他理论模型和实验数据进行了比较。还提出了恒星的电子捕获率和相关的中微子冷却率，由于铁的同位素，在模拟和建模代码适合的形式。人们希望，这里提出的核输入应协助核心坍缩模拟器在大质量恒星的超新星前演化的各个阶段的$Y_{e}$参数的微调过程中。可靠和准确的时间演化是一个可能的关键，产生成功的核心坍缩超新星爆炸的模拟。
2014-08-20 astro-ph.SR nucl-th
Expanded calculation of weak-interaction mediated neutrino cooling rates due to $^{56}$Ni in stellar matter
为了研究大质量恒星恒星演化的各个阶段，需要精确地估计中微子冷却速率。原中子星的中微子损失在决定这些恒星是否会被压碎成黑洞或爆炸成超新星方面起着至关重要的作用。纯轻子过程和弱相互作用过程都对中微子在恒星物质中的能量损失有贡献。在低温度和低密度下，作为前超新星演化的早期阶段的特征，通过由弱相互作用产生的中微子冷却是重要的。质子-中子准粒子无规相近似（pn-QRPA）理论最近被成功地用于计算$fp$壳层核素的恒星弱相互作用率。在大质量恒星演化的早期阶段，轻子-重子比（$Y_{e}$）的变化主要是由于电子在$^{56}$ Ni上的俘获。恒星物质对大质量恒星超新星前演化过程中产生的中微子是透明的。这些中微子逃离了这个位置，帮助恒星核心保持较低的熵。本文用pn-QRPA理论对恒星物质中$^{56}$ Ni引起的弱相互作用介导的中微子和反中微子冷却速率进行了扩展计算。这种详细的比例尺适用于插值目的，并且对于仿真代码具有更大的实用性。将计算出的比率与先前的计算进行比较。在恒星物质的相关温度和密度区域，所报道的速率与壳层模型的速率差别不大，可能有助于大质量恒星恒星演化的前超新星阶段轻子-重子比的微调。
2014-08-15 astro-ph.SR nucl-th
Supernovae from massive stars
大质量恒星，我们指的是那些以核心坍缩超新星形式爆炸的恒星，在宇宙的演化中起着关键作用。因此，对它们的演化和爆炸的理解是物理学和天体物理学许多分支的基础，其中包括星系演化、核合成、超新星、中子星和中子星、黑洞、中微子和引力波。在这一章中，作者概述了恒星的超新星前演化，其范围在13和120 $\rm M_\odot$之间，初始金属丰度在[Fe/H]=-3和[Fe/H]=0之间，初始旋转速度为$\rm v=0,~150,~300~km/s$。重点放在那些决定恒星最终命运的演化特性上，特别注意质量损失、混合和旋转之间的相互作用。作为初始质量，金属丰度和旋转速度的函数，一代大质量恒星的演化和结果的一般图片，最后概述。
2017-06-06 astro-ph.SR
Towards a Realistic Explosion Landscape for Binary Population Synthesis
在涉及大质量恒星的星族合成研究中，一个至关重要的组成部分是确定它们最终是爆炸还是内爆。虽然大质量恒星的最终命运对其坍缩开始时的核心结构很敏感，但现有的二元星群合成研究并未达到核心坍缩。相反，他们使用简单的处方来推断它们的最终命运，而不知道超新星爆发前的核心结构。我们探索一个潜在的解决方案，这个问题的治疗碳氧（CO）的核心独立于其余的恒星。使用隐式流体动力学代码KEPLER，我们已经计算了一个广泛的网格3496 CO核心模型从不同的初始条件范围内，每个演变从碳点火，直到核心崩溃。最终的核心结构，从而爆炸性，非单调变化，并依赖于敏感的质量和初始组成的CO核心。虽然裸CO核心嵌入在大质量恒星的核心不是完美的替代品，我们的模型比较以及与MESA和完整的氢和氦星计算。我们的结果可以用来推断前超新星核心结构的人口合成估计的CO核心的属性，从而确定最终的结果的基础上，现代中微子驱动的爆炸模拟的结果。一个示例应用程序是人口的IIb型超新星的祖先。我们所有的模型都可以在https://doi.org/10.5281/zenodo.3785377上找到。
2020-05-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Binary Evolution and the Progenitor of SN 1987A
由于大多数大质量恒星都是双星系统的成员，因此了解双星相互作用的复杂性对于了解超新星类型和子类型的多样性至关重要。因此，我简要回顾了双星演化理论的基本要素，并讨论了双星相互作用如何影响大质量恒星的超新星前结构和由此产生的超新星。SN 1987 A是一颗高度异常的超新星，几乎可以肯定是因为之前的双星相互作用。目前最有可能的情况是，这颗母星是一颗大质量近距离双星的成员，在第二个红超巨星阶段经历了动力学质量转移，并因此与其伴星完全合并。这自然可以解释SN 1987 A的三个主要异常：蓝色的祖先，化学异常和复杂的三环星云。
2017-02-13 astro-ph.SR
Analysis of strange-mode instability with time-dependent convection in hot massive stars
本文首次对含时对流的大质量热恒星奇异模进行了非绝热分析。虽然对流光度在热的大质量恒星的信封是不占主导地位的恒星在经典的造父变星不稳定带的红边附近的赫兹-罗素（H-R）图，我们已经发现，奇异模不稳定性可以通过对流的处理。然而，在Humphreys-Davidson（H-D）极限附近和之上的不稳定性的存在与处理无关。这意味着奇异模不稳定性可能是导致在H-D极限以上没有观测到恒星的原因，而不管对流理论的不确定性。
2013-11-12 astro-ph.SR
Vibrational instability of Population III very massive main-sequence stars due to the $\varepsilon$-mechanism
超大质量恒星被认为是在早期宇宙中形成的，因为缺乏重元素的冷却过程，并且可能是宇宙后来演化的原因。我们对它们演化的振动稳定性很感兴趣，并使用$500-3000M_{\sun}$对星族III超大质量主序星的径向和非径向振荡进行了线性非绝热分析。我们发现，只有径向基模变得不稳定，由于$\varepsilon$ -机制，这些恒星。这种不稳定性出现在CNO循环被激活，核能产生率大到足以停止主序前收缩之后，并在堆芯氢燃烧的早期阶段继续存在。此外，我们还粗略地估算了由于不稳定性而引起的质量损失量，以了解其重要性。
2012-01-04 astro-ph.SR
The evolution of rotating solar metallicity stars extending in mass from 13 to 120 msun: the hydrostatic evolution and the explosive yields
我们提出了第一套新一代的太阳组成的大质量恒星的模型之间延伸13和120 \msun，计算和不旋转的影响。我们包括两个由旋转引起的不稳定性，即纬向环流和剪切不稳定性。我们实施了两种替代方案来处理角动量的传输：对流扩散形式主义和简单的纯扩散。从主序前到超新星前阶段的完整演化，详细地跟随着一个非常扩展的核网络。提供了各种可能的质量切割的爆炸当量，可在网站\url{http://www.iasf-roma.inaf.it/orfeo/public{\_}html}上查阅。我们发现He和CO的核心质量都大于它们的非旋转对应物。氦燃烧后留下的C丰度也比非旋转情况下的低，特别是对于初始质量为13-25 \msun的恒星，这影响了超新星前阶段的最终质量-半径关系，基本上是最终结合能。最初以300 km/s旋转的一代恒星产生的元素产额与非旋转大质量恒星产生的产额相比没有实质性变化，主要区别是弱s-分量的略微过量产生和F的较大产生。由于旋转也会直接或间接地影响质量损失率，我们发现旋转和非旋转模型之间的O型和WR亚型的寿命存在很大差异。在这两组模型中，IIP型超新星爆炸的最大质量在15到20 \msun之间（这个值基本上取决于红超巨星阶段由于包含尘埃驱动风而导致的较大质量损失率）。这一极限值与目前的估计值非常吻合。
2012-12-12 astro-ph.SR
Effects of Triple-$α$ and $^{12}\rm C(α,γ)^{16}O$ Reaction Rates on the Supernova Nucleosynthesis in a Massive Star of 25 $M_{\odot}$
我们研究了三重$α$和$^{12}\rm C(α,γ) ^{16}O$反应速率对一颗质量为25 $M_{\odot}$的大质量恒星的超新星产额的影响。我们结合反应速率来研究速率依赖性，其中速率被认为涵盖了基于地球上的实验和理论的速率的可能变化。我们采用了四种反应速率的组合，从两个三重- $α$反应速率和两个$^{12}\rm C(α,γ)^{16}O$的。首先，我们研究了20和25 $M_{\odot}$的大质量恒星的演化，它们的氦核分别对应于6和8 $M_{\odot}$的氦星。虽然25颗$M_{\odot}$星在所有反应速率组合下都演化到超新星前阶段，但20颗$M_{\odot}$星在某些组合下的演化路径明显不同，这对于超新星的祖先来说是不可接受的。其次，我们在球对称的限制下进行超新星爆炸的计算，并将计算出的丰度比与太阳系的丰度进行比较。我们可以推导出对反应速率的一些限制。作为结果，常规速率对于三重$α$反应速率是足够的，并且在实验不确定度的上限内的相当高的反应速率值对于$^{12}\rm C(α,γ)^{16}O$速率是有利的。
2015-04-23 astro-ph.SR
Clumping in the inner winds of hot, massive stars from hydrodynamical line-driven instability simulations
我们研究了恒星边缘变暗和光球扰动对线驱动恒星风的强的、内在的线消影不稳定性（LDI）所产生的风结构的影响。线性扰动分析表明，包括临边暗化降低了散射辐射的稳定作用，导致净不稳定增长率，即使在风基地。数值辐射流体动力学模拟的非线性演化的这种不稳定性，然后表明，与以前的模型相比，假设一个均匀明亮的恒星没有基地扰动，风结构现在发展得更接近（$r \la 1.1 R_\star$）的光球。这与O型星的观测结果更吻合，O型星通常表明在风底附近存在强烈的聚集。
2012-10-05 astro-ph.SR
Instability, finite amplitude pulsation and mass-loss in models of massive OB-type stars
光变和质量损失是大质量OB型恒星的普遍现象。有人认为，它们是由相应的恒星模型中确定的暴力奇怪的模式不稳定性。我们提出了一个系统的线性稳定性分析与太阳的化学成分和质量之间的23至100 M $_{\odot}$的大质量OB型恒星的径向扰动。对于选定的不稳定的恒星模型，我们进行非线性模拟的不稳定性的演变成非线性政权。有限振幅脉动的周期在小时和100天之间的范围内被认为是最终的结果的不稳定性。脉动与平均声学光度相关，这可能是脉动驱动风的起源。相应的质量损失率介于10 $^{-9}$和10 $^{-4}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$之间，因此可能影响大质量恒星的演化。
2018-02-05 astro-ph.SR
The Role of the Magnetorotational Instability in Massive Stars
磁旋转不稳定性（MRI）是吸积盘中的关键物理现象，被广泛认为在恒星核坍缩过程中起一定作用。旋转大质量恒星的模型自然会在成分边界处产生非常强的剪切，这是MRI不稳定的必要条件，并且MRI在辐射区域会受到三重扩散不稳定效应的影响。我们已经使用MESA恒星演化代码计算由于Spruit-Taylor机制和MRI的磁效应，单独和一起，在一个样本的大质量恒星模型。我们发现，在大质量恒星演化的后期阶段，MRI可能是活跃的，从而导致忽略MRI的模型无法捕获的混合效应。MRI和相关的磁旋转效应可以将给定ZAMS质量的模型从简并CO核心移动到简并O/Ne/Mg核心，从简并O/Ne/Mg核心移动到铁芯，从而影响最终的演化和核心坍缩的物理学。MRI单独作用可以减缓内核的旋转，这与所观察到的恒星的“初始”旋转速率基本一致。MRI分析表明，在铁芯的边界处可能存在约10^{12} G的局部场。在20太阳质量模型中，ST和MRI机制都很活跃，我们发现氦壳层完全混合到包层中。增强的混合可能产生一群黄色甚至蓝色的超巨星超新星祖先，而不是标准的SN IIP。
2014-11-20 astro-ph.SR
Stability Analysis of Strange-Modes in Hot Massive Stars with Time-Dependent Convection
本文对具有含时对流（TDC）的热大质量恒星中的奇异模进行了非绝热分析。在这类恒星的包层中，对流光度不像经典不稳定带红边恒星的包层那样占主导地位。然而，在Fe不透明凸起周围，对流对能量传递的贡献不可忽略。事实上，不稳定的模式激发在铁凸点很可能被抑制与TDC相比，采用冻结对流近似的情况下。但我们确信，即使考虑到TDC，不稳定的奇异模也肯定会出现在热的大质量恒星中。我们还研究了奇异模不稳定性的性质，这与奇异模不稳定没有绝热对应物。在这种类型的不稳定性，密度和压力之间的相位滞后变化从0到$180^{\circ}$在激发区不同于的情况下的$κ$ -机制。此外，我们通过比较模型与$Z=0$和$Z=0.02$，辐射压力的优势是重要的，这种类型的不稳定性。
2014-04-21 astro-ph.SR
Prominence instability and CMEs triggered by massive coronal rain in the solar atmosphere
日珥不稳定性的触发过程和由此产生的日冕物质抛射还没有完全被理解。日珥是由抵抗重力的洛伦兹力维持的，因此日冕雨导致日珥质量的减少可能会导致力平衡的改变，从而导致结构的不稳定。我们的目的是研究日冕雨对日珥稳定性和随后爆发的日冕物质抛射影响的观测证据。我们从不同角度使用AIA/SDO和SECCHI/STEREO航天器的同步观测来跟踪日珥/暗条的动态，并研究日冕雨在其不稳定性中的作用。使用SDO和STEREO获得的观测结果分析了2011-2012年期间观察到的三种不同的折射率/细丝。在这三种情况下，来自日珥体的大量日冕雨导致日珥的不稳定，随后导致CME的爆发。上升过程分为缓慢上升和快速上升两个阶段。日冕雨引发了初始的不稳定性缓慢上升，导致了18-28小时后的最终不稳定（快速上升阶段）。估算的日冕雨滴携带的质量通量表明，在质量损失40%后，日冕物质流变得不稳定。我们认为，最初的缓慢上升阶段是由大量日冕雨引起的日珥质量损失所触发的，而快速上升阶段，即随后的不稳定性，是由环面不稳定性和/或与上覆日冕场的磁重联所引起的。因此，日冕雨触发了日冕物质抛射的不稳定性和随之而来的日冕物质抛射。如果是这样的话，那么日冕雨可以用来预测日冕物质抛射，从而改善空间天气的预测。
2021-10-04 astro-ph.SR
The Pair-Instability Mass Gap for Black Holes
恒星演化理论预言了由对不稳定性引起的黑洞出生函数中的“缺口”。核心质量低于某个极限值Mlo的前超新星恒星，在所有的脉动活动结束后坍缩成黑洞，而质量更大的恒星，达到某个极限值Mhi，迅速而彻底地爆炸，成为对不稳定性超新星。以前的工作表明Mlo大约是50个太阳质量，Mhi大约是130个太阳质量。这些计算受到了最近LIGO观测的挑战，这些观测表明许多黑洞与单个质量合并，Mlo至少有65个太阳质量。在这里，我们探讨四个因素影响的理论估计的边界的质量差距：核反应速率，在分离的双星，旋转，超爱丁顿吸积后，黑洞出生的演变。目前反应速率本身的不确定性使Mlo上升到64个太阳质量，Mhi高达161个太阳质量。快速旋转可能会进一步增加Mlo到大约70个太阳质量，这取决于对磁矩的处理。分离双星的进化和超艾丁顿吸积可以在很大的不确定性下进一步增加Mlo。在密近双星中产生的质量更大的黑洞允许接近1的无旋克尔参数，尽管它们通常更小。
2021-03-14 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Mass ejection by pulsational pair instability in very massive stars and implications for luminous supernovae
具有40-60 M $\sim$ CO核心的大质量恒星在碳燃烧后经历脉动对不稳定性（PPI）。这种不稳定性引起整个恒星的强烈脉动，并将一部分外层包层抛出。我们研究了贫金属大质量恒星的演化和质量抛射。我们使用的恒星模型的初始质量为140，200和250 M $_\odot$和金属量Z=0.004。由于质量损失，它们的质量在燃烧前分别下降到54.09、58.65和61.03 M $_\odot$，表面He的质量分数约为20%。在$\sim$ 1-2000年的PPI周期内，它们分别经历了6次、4次和3次脉动。更大的CO核心模型具有更长的PPI周期和更大的质量。由于几乎所有的表面He都被脉动丢失，这些恒星如果爆炸就会成为Ic型超新星。在PPI阶段和超新星的光变曲线进行了研究，并牵连到发光超新星。不同PPI喷出物相互作用产生的亮度变为$M_{\rm bol} \sim -16$到$-20$。PPI喷出的拱星壳层与超新星喷出物之间的相互作用可以更加明亮。这些发光的瞬变现象可能是I型超亮超新星和有前兆超新星的起源。
2016-01-18 astro-ph.SR
The ZZ Ceti Instability Strip for The Most Massive White Dwarf Pulsators
本研究观测了31颗大质量DA白矮星，确认16颗为脉动变星，并发现已知质量最大的脉动白矮星J0959-1828，揭示了其周期与温度、质量的规律及高质量端不稳定带不纯的原因。
2025-10-10 astro-ph.SR
The Impact of Helium-Burning Reaction Rates on Massive Star Evolution and Nucleosynthesis
研究了大质量恒星的超新星前演化和超新星核合成产额对氦燃烧反应速率变化的敏感性。我们使用Lodders（2009）的当前太阳丰度作为初始恒星组成。我们计算了一个包含12个初始恒星质量和176个模型的网格，以探索独立改变12 ^C（a，g）16 ^O和3a反应速率（分别表示为R_a12和R_3a）的影响。中质量元素（A=16-40）和纯s同位素沿弱s过程路径的产生因子（70 Ge，76 Se，80 Kr，82 Kr，86 Sr，87 Sr）的R_3a和Ra_（12）的变化与预测值（± 25%）基本一致;然而，纯s同位素倾向于比中质量同位素更高的R_3a值。R_3a（R_a12）的实验不确定度（一个标准偏差）约为+/-10%（+/-25%）。结果表明，一个更准确的测量这些速率将减少在其他的不确定性，从目前的计算推断。我们还观察到急剧变化的生产因素和标准偏差的小变化的反应速率，由于恒星的对流结构的差异。紧凑性参数被用来评估哪些模型可能会爆炸为成功的超新星，从而有助于爆炸性核合成产量。我们还提供了每个模型的近似剩余质量和核心氦燃烧结束时的碳质量分数作为后期演化阶段的关键参数
2013-02-12 astro-ph.SR
The Impact of Enhanced Iron Opacity on Massive Star Pulsations: Updated Instability Strips
最近，Bailey等人（2015）在太阳速跃层的物理条件下直接测量了铁不透明度。他们发现，波长积分的铁不透明度比OP和OPAL模型预测的高出约75%。在这里，我们计算新的不透明度表与增强铁和镍的贡献Rosseland平均不透明度的75%，并计算三个密集的MESA网格的银河系O-和B-型恒星的进化模型，从2.5到25 M $_\odot$从ZAMS，直到$T_{\rm eff}=10\,000$ K核心氢耗尽后。利用GYRE软件对非绝热模的稳定性进行了分析，更新了热驱动p模和g模双稳子以及混合脉动SPB - $β$ Cep星的不稳定带的扩展.我们比较了两个已证实的晚O型$β$ Cep和八个已证实的混合B型闪烁星与新的不稳定域的位置，并证明$\sim$ 75%的增强，仅在铁不透明度，是足够的一致再现观察到的位置，这些恒星的$\log T_{\rm eff}$与$\log g$平面。我们建议将这种不透明度的改善纳入新恒星模型的输入物理中。为了重现结果，所有软件、不透明度表和新的不稳定性条带都可以从以下URL免费下载：https://fys.kuleuven.be/ster/Projects/ASAMBA。
2015-09-29 astro-ph.SR
The IACOB project: IV. New predictions for high-degree non-radial mode instability domains in massive stars and connection with macroturbulent broadening
星震学是了解恒星内部结构的有力工具。除了理论发展的重要影响外，这一领域的进展通常与时间分辨观测的分析有关。最近，所谓的宏观湍流加宽被认为是一种补充和更便宜的方法-就观测时间而言-来研究大质量恒星中的脉动。我们评估在何种程度上这种无处不在的非旋转增宽的组成部分塑造的O型星和B超巨星的线轮廓是由热机制驱动的脉动模式的光谱签名。我们用ATON恒星演化程序计算了3 ~ 70 Msun的恒星主序星和主序星后模型，用绝热和非绝热程序LOSC和MAD计算了l=1-20度的热驱动模的不稳定域。我们使用Simón-Díaz等人（2016）提出的观测材料来研究~260颗O型和B型恒星样本的单次快照谱线展宽特性与它们在各种预测的不稳定域内外的位置之间可能存在的相关性。我们提出了一个同质预测的非径向不稳定域的大质量恒星的度l至20。我们提供了一个全球性的图片，从观测的角度来看，在激发模式的频率范围，并调查的行为与恒星演化和增加程度的模式的不稳定性。此外，我们的脉动稳定性分析，一旦与Simón-Díaz等人（2016）的经验结果进行比较，表明由热机制引起的恒星振荡不能单独解释在O星和B超巨星域中通常检测到的大的非旋转线加宽分量的发生。
2016-08-19 astro-ph.SR
The magneto-rotational instability in massive stars
弱磁场和自转之间的相互作用可以导致不稳定性，从而传输角动量（AM）和影响大质量恒星演化的化学元素。我们探索大质量恒星中磁旋转不稳定性（MRI）的影响，以确定其对恒星演化的影响。我们使用GENEC程序模拟了一个15 $M_\odot$模型在太阳金属丰度到氧燃烧结束的演化。在不同的触发条件下计算MRI（取决于通过任意但常用的因子对化学梯度的加权），并对平流或扩散的对流循环进行不同的处理。我们还比较了MRI与泰勒Spruit（TS）发电机，在模型中，包括两个不稳定性线性相互作用。磁共振成像在整个恒星演化中都有触发。它的激活对经鼻循环的治疗和化学梯度的存在高度敏感。磁共振成像在传输物质和AM方面非常有效，导致旋转速率和化学结构的明显差异，这可能在年轻的主序星中观察到。虽然TS发电机是转移AM的主要机制，但MRI在包括两种不稳定性的模型中仍然具有相关性。我们的结果外推表明，包括MRI的模型往往会发展出更紧凑的核心，这可能会产生失败的爆炸和黑洞，而不是只包括TS发电机的模型（其中中子星的爆炸可能更频繁。MRI是大质量恒星演化的一个重要因素，但对模型中其他过程的实现非常敏感。由于磁共振成像，AM和化学元素的传输改变了恒星从核心到表面的旋转速率和化学组成，并可能改变大质量恒星的爆炸性。
2022-07-28 astro-ph.SR
Impact of the Tayler magnetic instability on the surface abundance of boron in massive stars
本文利用 Geneva 恒星演化程序研究 Tayler 磁不稳定性对大质量 B 型恒星表面硼丰度的影响，发现纯流体动力学模型高估高转速恒星的硼损耗，而引入 Tayler 不稳定性可同时解释表面丰度、演化状态和旋转速度，但可能高估慢速旋转恒星中的角动量输运。
2025-07-06 astro-ph.SR
Convective boundary mixing in a post-He core burning massive star model
对流边界混合（CBM）在大质量恒星的高级演化阶段还没有得到很好的理解。对流引起的结构变化对演化以及随后的超新星有影响，或者没有影响。利用MESA恒星演化程序，研究了在$25\mathrm{M}_{\odot}$、太阳金属丰度、非旋转恒星模型的He核燃烧后的演化过程中对流驱动的对流边界混合效应. CBM的建模使用指数衰减的扩散系数方程，其中，$f_{\mathrm{cbm}}$，自由参数，系统地改变整个过程中的恒星模型的演变与值的$(0.002, 0.012, 0.022, 0.032)$。改变该参数的效果分别产生$(1.82\mathrm{M}_{\odot}, 4.36\mathrm{M}_{\odot})$、$(1.67\mathrm{M}_{\odot}, 1.99\mathrm{M}_{\odot})$和$(1.46\mathrm{M}_{\odot}, 1.70\mathrm{M}_{\odot})$的ONe、Si、Fe核心塌陷时的质量范围，与具有最小CBM的模型的百分比差异高达86.3%。在前超新星阶段，O'Connor & Ott（2011）的恒星核心的致密性表现出$(0.120, 0.354)$的范围，这表明大质量恒星高级燃烧阶段的CBM程度是对致密残余物的爆炸性和类型的重要考虑。从模型的核合成产率，最显着的C，O，Ne，Mg和Si也显着地受到CBM假设的影响，表现…
2017-11-30 astro-ph.SR
A Systematic Survey of the Effects of Wind Mass Loss Algorithms on the Evolution of Single Massive Stars
质量损失是大质量恒星演化过程中的一个关键不确定因素。恒星演化的计算必须使用质量损失的参数算法，并且通常只包括恒星风。利用开源的恒星演化程序MESA，对风质量损失对大质量恒星演化的影响进行了参数研究。我们提供了一个系统的比较风的质量损失算法的太阳金属丰度，非旋转，单星的初始质量范围内的$15-35\,M_\odot$。我们考虑从两个热相算法，三个冷相算法，和两个沃尔夫-拉叶算法的组合。我们考虑$1$、$0.33$和$0.1$的线性风效率比例因子，以解释由于风的不均匀性而导致的质量损失率的降低。我们发现，初始到最终的质量映射为每个零年龄的主序列（ZAMS）质量有一个$\sim 50\%$的不确定性，如果所有的算法组合和风效率被认为是。特设的效率规模因素主导这种不确定性。虽然我们的模型的最终总质量和内部结构随质量损失处理而变化很大，但最终可观察参数对ZAMS质量$\lesssim 30\,M_\odot$的敏感性要低得多。这表明风质量损失的不确定性不会对爆炸前观测的大多数单星超新星祖先的ZAMS质量产生负面影响。此外，我们表明，超新星爆发前的恒星的内部结构是敏感的主序星和主序星后的质量损失的变化。我们发现，紧凑性参数$ξ\propto M/R(M)$变化多达$30\%$为一个给定的ZAMS质量演变与不同的风效率和质量损失算法组合。[删节]
2017-03-28 astro-ph.SR
Nucleosynthetic Constraints on the Mass of the Heaviest Supernovae
假设一个Salpeter初始质量函数，以太阳丰度为代表样本，我们探讨了大质量恒星核合成对超新星爆炸截断的敏感性。我们假设，所有质量的恒星都通过它们的爆炸前恒星风来促进核合成，但是超过某个极限主序星质量，前超新星恒星就变成了一个黑洞，并不再喷发。假设根本没有截止，从氧到原子质量90的太阳丰度非常适合，即，假设所有质量不超过120个太阳的恒星都能成功地形成超新星。如果上限降低到25个太阳质量，则拟合度几乎不会降低。这个极限可以进一步降低，但是在剩余的范围内超新星所需的事件率迅速上升，以补偿更大质量恒星失去的核合成。s过程的核合成急剧下降，在风中产生的物质，例如，碳与爆炸中产生的元素相比变得不可接受地大，例如，硅和氧。然而，通过改变不确定的物理学，特别是大质量恒星的质量损失率和氖-22到镁-25的反应速率，可以接受的核合成仍然可以达到18个太阳质量的截止值。这需要超新星的频率比所有恒星爆炸时获得的基准值大三倍，以产生所需的氧-16。还研究了铁-60和铝-26的核合成。
2013-02-27 astro-ph.SR
Local Radiation-Driven Instabilities in Post-Main Sequence Massive Stars
在演化的后期，大质量恒星可能会经历剧烈的不稳定和质量损失，但造成这些事件的机制尚未确定。我们研究一个潜在的贡献者：在主序（MS）和后MS大质量恒星外层的局部辐射驱动的不稳定性的发展。我们构建了一个大规模的恒星演化模型序列，并调查他们受到局部辐射不稳定性，无论是在磁场的存在下，没有他们，并在一定范围内的金属丰度。我们发现，这些类型的不稳定性不发生在太阳金属丰度MS星高达100\，M $_\odot$，但他们设置在立即后MS的恒星比$\sim 25$ \，M $_\odot$。一旦不稳定性出现，它涉及到恒星上层的大量质量（高达初始恒星质量的$\sim 1$ %），这表明辐射驱动的不稳定性是动态质量损失的潜在可行机制。我们发现，存在的磁场的强度低到足以不扰乱恒星的流体静力平衡不会改变这些结果。具有亚太阳金属丰度的恒星也表现出不稳定性，但它们的不稳定性涉及较小的质量，并且在恒星演化的后期出现。
2013-04-08 astro-ph.SR
Core-Collapse Supernovae from 9 to 120 Solar Masses Based on Neutrino-powered Explosions
核合成，光变曲线，爆炸能量，和残余质量的计算网格的超新星产生的大质量恒星与太阳的金属和质量从9.0到120太阳质量。使用多达2000个原子核的自适应反应网络进行完整的进化。调查的一个新方面是使用一维中微子传输模型的爆炸。这个爆炸模型已经被校准，以给出SN 1987 A的观测能量，使用几个标准的祖先，并为蟹状星云超新星使用9.6太阳质量的祖先。由于使用校准的中央引擎，超新星的最终动能是可变的，并且对超新星爆发前恒星的结构敏感。许多具有扩展核心结构的祖星并没有爆炸，而是变成了黑洞，爆炸恒星的质量也不会形成一个单连通集。由此产生的核合成与太阳相当吻合，前提是Ia型超新星的合理贡献也是允许的，但缺乏轻s过程同位素。由此产生的中子星IMF的平均引力质量接近1.4太阳质量。如果只有氦核坍缩，平均黑洞质量约为9个太阳质量，如果整个前超新星恒星坍缩，则为14个太阳质量。只有约10%的超新星来自质量超过20个太阳的恒星，其中一些是Ib型或Ic型。探讨了IIp型光变曲线的一些有用的系统学。
2016-02-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Massive Stars in the Thirties: awaiting new Hubble discoveries
本文通过结合紫外-光学光谱、时域监测和档案基线，提出2030年代利用HST解决大质量恒星在质量损失、内部混合、双星相互作用及初始质量函数上限等关键不确定性的研究计划。
2026-05-27 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Massive Stellar Mergers as Precursors of Hydrogen-rich Pulsational Pair Instability Supernovae
双星系统中大质量恒星之间的相互作用被认为是观测到的超新星多样性的主要原因。随着调查探索更罕见的事件群体，我们应该期待看到超新星产生于越来越不常见的祖先通道。在这里，我们研究了一种情况，即大质量恒星在形成氢耗尽的核心后合并。我们认为，这可能会产生恒星爆炸的对不稳定超新星（PISNe）显着更多的氢，在一个给定的金属丰度，比在单星模型具有相同的爆炸前富氧的核心质量。我们调查了那些恒星合并，后来产生脉动PISNe的子集，并估计，这种合并后，富含氢的脉动PISNe的速度可以接近千分之几的所有核心坍缩超新星。这种富含氢的脉动PISNe的性质和预测速率让人想起非常不寻常的超新星iPTF14hls。对于合理的假设，来自类似合并的PISNe可能主导局部宇宙中PISNe的速率。
2019-04-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Gravitational waves from r-mode instability of massive young sub- and super-Chandrasekhar white dwarfs
本文研究了电子气朗道量子化和磁制动条件下亚、超磁致伸缩磁化白矮星的r模不稳定性窗口、自旋降速和自旋降速率。计算了r模不稳定性引起的引力波应变振幅。主要的阻尼机制被认为是由于简并电子从离子液体中散射而产生的剪切粘度。发现在相同温度下，朗道量子化的磁化白矮星的临界频率最低，非朗道量子化的白矮星的临界频率较高，非磁化白矮星的临界频率最高。这意味着磁制动和朗道量子化都增强了r模不稳定性。我们还看到，由于附加的磁制动项，磁化的白矮星会有快速的自旋下降，但朗道量子化对自旋下降和与白矮星内部相关的磁场强度的自旋下降率没有显著的影响。我们发现，在1 kpc处快速旋转的超巨磁白矮星的r模引力波应变振幅为$\sim 10^{-27}$，这使得孤立的大质量快速旋转的热磁化白矮星成为未来寻找引力波的主要候选者.
2020-02-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Clump formation due to the gravitational instability of a multiphase medium in a massive protoplanetary disc
行星系是在气尘原行星盘中通过固体的生长而形成的。在本文中，我们表明，这种增长的最有趣的阶段-即，1-10米的巨石转化成100米大小的微行星-可以解释的引力不稳定性的机制。目前的工作集中在自引力团块的起源，其中星子的形成可能发生。我们的计算机模拟表明，由于两相不稳定性的发展，形成了这种气体和巨石的团块。这种不稳定性揭示了原行星盘中所谓的“相互影响效应”，其中系统的动力学由由初级固体组成的低质量子盘的无碰撞集体运动决定。我们发现，0.1 $c_s$的速度分散在巨石subdisc是足以导致形成的气体和巨石的自重力团块。在这种状态下，崩塌物体形成所需的时间小于巨砾在介质密度波中的消散时间。
2012-10-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Pair-instability evolution and explosions in massive stars
本文综述了大质量恒星对不稳定演化与爆炸的现有研究，梳理了理论预测、观测现状与不确定性，探讨了相关电磁对应体及未来搜寻前景，对引力波天文学等领域具有重要意义。
2024-08-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
One-, Two-, and Three-dimensional Simulations of Oxygen Shell Burning Just Before the Core-Collapse of Massive Stars
我们执行两个（2D）和三维（3D）对流氧壳燃烧的流体动力学模拟，发生在一个大规模的核心坍缩超新星的祖星深处。利用一维恒星演化程序，我们首先计算了初始质量为9-40 $M_\odot$的大质量恒星的演化。四个不同的超调参数的应用，和CO核心质量的趋势类似的以前的作品中得到的一维模型。选择11个一维模型，有硅和氧共存层，我们进行二维流体动力学模拟的演变$\sim$ 100秒，直到发病的核心崩溃。我们发现，对流与大规模的漩涡和湍流马赫数$\sim$ 0.1得到的模型具有Si/O层的规模为10 $^8$厘米，而大多数模型具有扩展的O/Si层高达几个$\times 10^9$厘米表现出较低的湍流速度。我们的研究结果表明，具有较厚的Si/O层的超新星祖先可以提供一个较好的条件，微扰辅助爆炸。我们进行3D模拟的25 $M_\odot$模式，其中表现出大尺度对流的2D模式。3D模型产生了与2D模型类似的大对流（$\ell = 2$），但湍流速度较低。通过对3D模型的中微子发射特性的估计，我们指出，如果在KamLAND和Hyper-Kamiokande中观察到事件率的时间调制，将提供有关超新星前对流层结构变化的重要信息。
2019-06-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Gravitational-wave constraints on the pair-instability mass gap and nuclear burning in massive stars
Cardiff University（卡迪夫大学）；H. H. Wills Physics Laboratory, Tyndall Avenue, Bristol（布里斯托 H.H. 威尔斯物理实验室）；The University of Chicago（芝加哥大学）；Northwestern University（西北大学）；University of Oxford（牛津大学）；ICREA（加泰罗尼亚高级研究院）；Institut de Ciències del Cosmos (ICCUB), Universitat de Barcelona（巴塞罗那大学宇宙科学研究所）；Universität Heidelberg（海德堡大学）
研究通过引力波观测数据发现双星不稳定性质量间隙，并测量了碳-氧核反应速率，揭示了黑洞形成与恒星演化的关系。
2026-05-07 astro-ph.HE 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
Fossil field decay due to nonlinear tides in massive binaries
表面磁场已经在5%到10%的孤立的大质量恒星中被检测到，它们承载着外部辐射包层。它们通常被认为有化石起源，来自恒星形成阶段。然而，在短周期双星中，磁性大质量恒星是罕见的，正如BinaMIcS（Binarity and Magnetic Interaction in various classes of Stars）合作报告的那样。分子云中不同的物理条件产生了孤立的恒星和双星，这是经常被引用的。此外，我们提出，观测到的低磁场入射近双星可能是由于非线性潮汐。实际上，密近双星很可能倾向于潮汐不稳定，一种通过非线性效应在平衡潮汐流上增长的流体不稳定。然而，分层效应迄今在很大程度上被忽视。本文从理论和数值两方面研究了磁场作用下快速旋转、稳定分层流体中的潮汐不稳定性。我们使用短波长的稳定性方法，提出了一个全面的（本地）理论的潮汐不稳定性的线性发病，讨论阻尼效应。然后，我们提出了一个混合长度理论的混合所产生的潮汐不稳定的非线性制度。我们成功地评估了我们的理论预测对概念验证，直接数值模拟。最后，我们比较我们的预测与短周期，双线光谱双星系统的观察。使用新的分析结果，交叉验证的稳定性方程的直接集成，我们表明，潮汐不稳定性可以产生的非线性耦合的惯性重力波与平衡潮汐流在短周期大规模的二进制文件，甚至对焦耳扩散。在非线性区域，饱和潮流引起的湍流磁扩散可以耗散古磁场。我们预测，动荡的焦耳扩散的化石领域将发生在…
2019-09-12 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Filling the Black Hole Mass Gap: Avoiding Pair Instability in Massive Stars through Addition of Non-Nuclear Energy
在标准的恒星演化中，质量在$150$到$240 M_\odot$之间的恒星会演化成不稳定的超新星对，并且没有黑洞（BH）残留。这种演化行为导致预测的差距，在黑洞的质量函数从大约$50$到$140 M_\odot$。然而，LIGO和Virgo合作组[1]最近在引力波事件GW 190521中发现了质量为$66 M_\odot$和$85 M_\odot$的黑洞。我们提出了一种新的填充BH质量间隙的方法。如果除了核聚变之外，还在整个恒星中加入一个能量源，那么改变的演化就有可能避免一颗不稳定对超新星的完全毁灭，而是留下一颗BH遗迹。一个额外能量来源的例子是恒星内的暗物质湮灭，但我们的结果更普遍。我们使用MESA一维恒星演化软件，通过探索向$180 M_\odot$恒星添加与温度和密度无关的能量源的效果来展示这种现象。如果$\sim50$ \%的恒星能量来自这个新的来源，那么恒星就能够完全避免对的不稳定性，并朝着核心坍缩超新星的方向发展，最终形成质量为$\sim 120 M_\odot$的BH残骸。
2020-10-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Angular momentum transport in massive stars and natal neutron star rotation rates
大质量恒星的内部旋转动力学知之甚少。如果角动量（AM）的核心和包层之间的传输是无效的，大的核心AM核心坍缩时将产生快速旋转的中子星（NS）。然而，对低质量恒星的观测表明，一种有效的AM传输机制正在发挥作用，这可能会大大降低NS的自旋速率。在这里，我们研究的斜压不稳定性和磁泰勒不稳定性的差异旋转辐射区的影响。虽然斜压不稳定可能发生，泰勒不稳定可能是更有效的AM传输。我们将Fuller等人2019年规定的泰勒扭矩应用到大质量恒星的模型中，发现它们在演化的主序和氦燃烧阶段之间收缩时消除了绝大多数核心的AM。如果核心AM是保守的核心崩溃期间，我们预测出生NS旋转周期的$P_{\rm NS} \approx 50-200 \, {\rm ms}$，这表明这些扭矩有助于解释相对较慢的旋转速率的大多数年轻的NS，和罕见的快速旋转发动机驱动的超新星。在核心坍缩、不对称爆炸和各种双星演化情景之前通过波的随机自旋可能会增加许多NS的初始旋转速率。
2019-07-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Exploring the conditions required to form giant planets via gravitational instability in massive protoplanetary discs
我们进行全球三维辐射流体动力学模拟的自引力吸积盘，以确定是否，以及在什么条件下，光盘可能会碎片形成巨行星。我们探索的参数空间（在光盘的不透明度，温度和大小），包括恒星辐射的影响。我们发现椎间盘混浊在决定椎间盘是否碎裂中起着至关重要的作用。具体来说，比星际Rosseland平均值小的不透明度会促进碎片化（即使在小半径，R <25 AU），因为低的不透明度允许盘快速冷却。如果盘具有低金属性或如果发生晶粒生长，则可能发生这种情况。具体参考HR 8799行星系，考虑到它的恒星是贫金属的，我们的研究结果表明，它的成像行星系的形成可能是由引力不稳定性引起的。我们还发现，恒星辐射的存在通常会抑制碎片化（因为圆盘只能冷却到恒星辐射定义的温度）。然而，如果辐射足够弱，它允许光盘获得低的Toomre稳定性参数，则可能发生碎裂。
2010-04-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Pulsation-driven mass loss from massive stars behind stellar mergers in metal-poor dense clusters
最近发现的高红移（z > 6）超大质量黑洞（SMBH）有利于原星系中大质量种子黑洞的形成。一种可能的情况是在致密的星团中通过失控的恒星碰撞形成~ 1 e3 - 1 e4 Msun的大质量恒星，留下大质量的BH而没有显著的质量损失。我们研究了零龄主序星（ZAMS）质量Mzams/Msun = 300-3000和金属丰度Z/Zsun = 0-0.1的大质量恒星的脉动不稳定性，并讨论了脉动驱动的质量损失是否阻止了大质量BH的形成。在MS阶段，由ε机制激发的脉动不稳定性在~ 1 e3 yr内增长。随着恒星质量和金属丰度的增加，质量损失率增加到<1 e-3 Msun/yr。在红超巨星（RSG）阶段，不稳定性主要由氢电离区的κ机制激发，在10年内增长较快，其质量损失率几乎与金属丰度无关，分布在1 e-3- 1 e-2 Msun/yr之间。进行恒星结构的计算，包括由于脉冲驱动的风的反馈，我们发现，恒星模型的Mzams/Msun = 300-3000可以留下残余BH大于~ 200-1200 Msun。我们的结论是，大规模合并产品可以在z > 6时观察到巨大的SMBH。
2020-08-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Impact of Initial Composition on Massive Star Evolution and Nucleosynthesis
本文通过 KEPLER 和 OMEGA 程序对比按比例缩放太阳丰度与 GCH 模型两种初始成分，发现 GCH 模型能更好地重现弱 s-过程峰并更符合银河化学演化观测，还用机器学习验证了其自由参数。
2024-10-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the ALMA observability of nascent massive multiple systems formed by gravitational instability
大质量年轻恒星天体（MYSO）是在高质量前恒星核心坍缩期间形成的，在那里，下落的分子物质通过离心平衡的吸积盘吸积，该吸积盘受到有效的引力不稳定性的影响。在MYSO碎片化的吸积盘中，可以形成气体团块和低质量的恒星同伴，这将影响赫罗图中大质量原恒星的未来演化。我们进行尘埃连续辐射转移计算和计算合成图像的光盘结构建模的重力辐射流体动力学模拟形成的MYSO，为了研究阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的可观测性的拱星气体团块和形成多个系统。通过ALMA第7周期C43-8和C43-10的干涉测量观测，在波段6（1.2 mm），使用最大0.015”光束角分辨率和至少10-30 min的曝光时间（对于1-2 kpc距离的源），可以分辨出距离原恒星约100 au的旋臂和气体团块。我们的研究表明，子结构是可观察到的，无论他们的观察几何形状或可以推断的情况下，边缘观察光盘。随着盘的演化，引力不稳定性的作用效率逐渐增加，团块的观测概率也随之增加。因此，在接近零年龄主序线的MYSO周围的大圆盘，比在引力坍缩的末期表现出更多的亚结构。我们的研究结果激发了进一步的观测活动，致力于大规模原恒星S255 IR-NIRS 3和NGC 6334 I-MM 1，其最近的爆发是一个可能的签名光盘碎片和吸积变化的密切环境。
2019-09-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Pair Instability Supernovae of Very Massive Population III Stars
对原始恒星形成的数值研究表明，宇宙中的第一批恒星可能质量非常大。恒星模型显示，初始质量为140-260 Msun的非旋转星族III恒星会以高能对不稳定超新星的形式死亡。我们提出了新的二维模拟的原始对不稳定超新星与CASTRO代码。我们的模拟比以前的多维模型更早开始，在核心崩溃的开始，捕捉任何动力学不稳定性，可能是崩溃和爆炸燃烧的种子。这种不稳定性可以通过将热灰与燃料混合来提高爆炸产量，从而加速核燃烧，并通过在早期从恒星更深处挖掘重元素来影响超新星的光谱。我们的模型网格包括蓝超巨星和红超巨星，这些事件的前身质量范围都在预期之内。我们发现，由氧和氦燃烧驱动的流体不稳定性出现在氧壳层$\sim$的上，下边界的核心反弹后20 - 100秒。在SN激波离开氦核后，由燃烧驱动的不稳定性冻结。当冲击随后传播通过氢包层时，形成强烈的反向冲击，从而驱动Rayleigh-Taylor不稳定性的增长。在红超巨星的祖先中，这些不稳定性的振幅足以混合超新星喷出物。
2014-07-16 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
