LSQ13ddu: A rapidly-evolving stripped-envelope supernova with early circumstellar interaction signatures
本文描述了La Silla-QUEST巡天发现的快速演化和不寻常的超新星LSQ 13 ddu。LSQ 13 ddu在$\mathit{LSQgr}$波段显示出仅4.8 $\pm$ 0.9 d的快速上升，达到$-$ 19.70 $\pm$ 0.02 mag的峰值亮度。LSQ 13 ddu的早期光谱显示，与星周物质（CSM）相互作用产生的微弱而狭窄的He I特征。这些相互作用的签名迅速减弱，与带状信封SNe中看到的一致的广泛特征在最大值后两周左右成为主导。狭窄的He I速度与亮蓝色变星的风速一致，但其光谱缺乏典型的氢特征。快速和明亮的早期光曲线是不一致的放射性$^{56}$镍供电，但可以解释通过CSM相互作用和一个潜在的$^{56}$镍衰变组件，占主导地位的LSQ 13 ddu的后期时间行为的组合。基于潜在的广泛特征的强度，与标准SNe Ib相比，LSQ 13 ddu似乎缺乏He。
2019-12-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
A survey for post common-envelope binary stars using GALEX and SDSS photometry
我们报告的第一个结果，我们的计划，以获得多时代的径向速度测量的恒星具有较强的远紫外线过剩，以确定后共同包络双星（PCEBs）。已确定的目标使用光学光度法从SDSS DR 4，紫外光度法从GALEX GR 2和自行信息从SDSS DR 5。我们获得了36个目标的两个或多个历元的光谱。我们的三个目标在几小时或几天的时间尺度上显示出大的径向速度变化（> 50公里/秒），几乎可以肯定是PCEB。对于其中一个目标（SDSS J104234.77+644205.4），我们已经获得了进一步的光谱，以确认这是一个轨道周期为4.74小时，半振幅K =165 km/s的PCEB。两个目标是快速旋转的K-矮星，似乎表现出小的径向速度变化，并有很强的钙II H+K发射线。这些可能是风致快速旋转（WIRRing）星。这些结果表明，我们可以使用GALEX和SDSS测光来识别单独使用SDSS测光无法识别的PCEB，并识别新的WIRRing恒星。一个更全面的调查，使用本文开发的方法确定的恒星将导致一个更好的了解共同的信封演变。
2009-08-20 astro-ph.SR
Anomalously fast core and envelope rotation in red giants
本研究基于Kepler对约1517颗红巨星的观测推断核心与包层自转，发现自转比率的系统变化及核心或包层异常快速自转现象，并提出双星相互作用作为可能解释。
2025-06-06 astro-ph.SR
Common envelope events with low-mass giants: understanding the transition to the slow spiral-in
我们提出了一个三维（3D）的共同信封事件（CEE）的研究提供了一个基础，为未来的一维（1D）的方法来模拟的自我调节阶段的CEE。所考虑的具有低质量红巨星的CEE以三种不同的结果之一结束-合并，缓慢的螺旋进入或迅速形成双星。为了了解哪些物理过程决定了不同的结果，并评估1D模拟如何模拟CEE的自我调节阶段，我们引入了将3D模型映射到1D配置文件的工具。我们讨论了角动量和能量重新分配在一维和三维代码中的差异。我们确定了四种类型的喷射过程：前投入喷射，在投入期间的流出，流出驱动的重组，和喷射引发的收缩的circumbinary信封。在所有情况下，包括合并，都会损失大量物质。因此，自我调节的螺旋进入只能从大大减小的外壳质量开始。我们推导出的条件，开始一个重组流出，它可以继续作为一个失控或稳定的流出。我们表明，在1D研究中，吸气伴侣的能量被添加到信封中的方式加剧了信封的熵增加，改变了重组流出的开始，并导致1D和3D研究中的不同结果。稳定的重组流出可能会消除大部分的信封在所有缓慢的螺旋在情况下，使长期自我调节阶段的存在值得商榷，至少对低质量的巨型捐助者。
2016-07-08 astro-ph.SR
Rapidly rotating neutron star progenitors
旋转的原中子星可能是现今和未来的干涉探测器寻找的重要引力波源。伊姆申尼克证明，在极端情况下，坍缩恒星核心的快速旋转可能导致裂变和形成二元原中子星，随后由于引力波发射而合并。在本文中，我们表明，这种动态不稳定的崩溃恒星核心可能是前合并过程中的两个恒星核心在一个共同的信封的产品。我们应用人口合成计算，以评估预期的比例，这种快速旋转的恒星核心，可能会导致裂变和形成一对原中子星。我们已经使用了BSE人口合成的代码补充了一个新的治疗过程中通过有效的核心-包络耦合，其特征在于耦合时间，$τ_c$的恒星核心旋转。这种方法的有效性检查的直接MESA计算的旋转15 $M_\odot$星的演变。通过比较Popov和Turolla报道的年轻中子星自旋分布的计算值和观测值，我们推断出$τ_c \simeq 5 \times 10^5$年的值。我们表明，合并的恒星核心在共同的信封可以导致崩溃的动力学不稳定的原中子星，其形成率是总核心崩溃的$\sim 0.1-1\%$，取决于共同的信封效率。
2016-08-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Dynamic Voids Surrounded by Shocked Conventional Polytropic Gas Envelopes
通过适当的物理机制，从自引力多方气体球的中心周围输入能量和动量，可能会出现一个质量非常小的中心球形“空隙”或“空腔”或“气泡”，然后动态地扩展到周围各种更大质量的气体包层中，无论是否有冲击。我们探讨了自相似演化的自引力多方流体动力学流的球对称与这样一个不断扩大的“空洞”嵌入周围的中心。支持一个大规模的信封的空隙边界代表了压力平衡的接触不连续的质量密度和温度发生剧烈变化。我们得到的数值空洞的解决方案，可以跨越声波的临界表面顺利或冲击。使用传统的多方状态方程，我们构建了全球空洞的解决方案与冲击旅行到各种信封，包括静态多方球，流出，流入，微风和收缩类型。在超新星的背景下，我们讨论了一个中心塌陷的紧凑的对象从一个外向的气体信封与一个强大的空洞在动态膨胀分离的可能方案。最初，一个中心气泡是由一个非常强大的中微子层雕刻出来的。在退耦过程中中微子逃逸后，强电磁辐射场和/或电子-正电子对等离子体继续驱动腔膨胀。在一个自相似的动态演变，跨接触不连续的压力随着时间的推移而降低到一个可以忽略不计的水平，足够长的时间流逝，最终，气体包层继续扩大的惯性。我们使用$ε>0$描述多变指数$γ=4/3-ε$的模型案例，并讨论相关要求来证明我们提出的场景的合理性。
2011-10-04 astro-ph.SR
Energy transport by convection in the common envelope evolution
我们认为，在一个共同的信封演变（CEE）的巨星的对流和光子扩散的向外运输的能量大大减少了部分的氢和氦的重组能量，可用于信封删除。我们的估计基于未扰动的渐近巨分支（AGB）球形模型的性质，并在一些简单的参数。由于在CEE的信封扩大和光子扩散的能量去除变得更有效，我们的论点低估了逃逸的复合能量。因此，我们加强早先的主张，复合能量并没有多大贡献，共同的信封删除。另一方面，喷射流沉积在包层上的大部分能量，可能是膨胀和逆时针上升的热气泡的动能形式。这些快速上升的气泡从包层中去除质量。我们演示了这一过程进行三维流体动力学模拟，我们存放在一个位置的第二颗恒星，一个巨大的恒星的信封内的轨道热气体。尽管我们不包括由螺旋状二级恒星释放的大量引力能，但仅热气泡就以约0.1 Mo/年的速度去除质量，这远远高于常规的质量损失率。
2017-10-15 astro-ph.SR
SALT revisits DY Cen: a rapidly-evolving strontium-rich single helium star
贫氢星DY Cen被认为是一颗R CrB型变星，一颗极端氦星（有一些氢），是一颗单线光谱联星。在上个世纪，它与视觉亮度和颜色的急剧变化有关，对应于有效温度（$T_{\mathrm eff}$）的变化约为20，000 K。为了更精确地表征双星轨道和$T_{\mathrm eff}$的变化，用SALT获得了新的高分辨率光谱。先前的轨道周期没有得到确认;先前的测量可能被脉动的存在所混淆。包括早期（1987年，2002年和2010年）的数据，所有四个时期的自洽光谱分析表明，1987年至2015年期间，$T_{\mathrm eff}$从18，800 K增加到24，400 K。线剖面表明，表面旋转在相同的时间间隔内增加了两倍。这与$T_{\mathrm eff}$的变化和总体收缩相当。如果收缩继续，旋转将超过临界值。1987年的光谱显示了s过程元素锶丰度非常高的证据。非常快速的演化，不可忽略的表面氢和高表面锶指向一个非常晚的热脉冲的历史。在接下来的30年里，观测应该寻找一个减少的脉动周期，重新激活的R CrB型活动，因为恒星试图摆脱角动量和增加照明的发射线从星云物质喷射在过去。
2020-02-10 astro-ph.SR
Seismic evidence for a rapidly rotating core in a lower-giant-branch star observed with Kepler
自转被认为对恒星的结构和演化有重要影响。然而，恒星角动量传输的机制在理论上仍然是不确定的，在恒星模型中考虑起来非常复杂。为了更好地理解这些过程，我们迫切需要对恒星内部旋转的观测约束，直到最近才被限制在太阳上。在本文中，我们报告了混合模式的检测-即在核心中表现为g模式和在包络中表现为p模式的模式-在早期红巨星KIC 7341231的光谱中，这是用开普勒航天器在一年内观察到的。通过对恒星振荡谱的分析，我们发现它的非径向模式被恒星旋转清楚地分裂，我们能够精确地确定18个模式的旋转分裂。然后，我们找到一个恒星模型，再现非常好的观察到的大气和地震性质的明星。我们使用这个模型来进行反演的内部旋转配置文件的明星，这使我们能够表明，核心的明星是旋转至少五倍的速度比信封。这将使我们对恒星角动量的输运过程有新的认识。特别是，这个结果可以用来限制早期红巨星的核心和外壳之间的角动量耦合，这可以帮助我们区分过去几十年提出的理论。
2012-06-14 astro-ph.SR
The effects of diffusion in hot subdwarf progenitors from the common envelope channel
元素在恒星大气层和外壳中的扩散可以极大地改变其表面成分，导致极端的化学特性。我们考虑的情况下，热的次矮星，表面氦丰度范围从几乎为零到几乎100%。由于热的次矮星可以通过许多不同的演化通道形成，一个关键问题是形成机制如何与目前的表面化学相联系。一系列极端水平分支星模型是通过从红巨星中产生后共包络星而产生的。用MESA计算了从包层弹射到核心氦点火的演化过程。在零年龄水平分支的模型与扩散和不扩散的表面丰度计算。一些模拟还包括辐射悬浮。目标是研究从冷巨星到热亚矮星演化过程中的表面化学，并确定特征亚矮星表面何时形成。只有在接近核心氦点燃时离开巨分支的恒星，才会在零年龄水平分支变成富氢的次矮星。扩散，包括辐射悬浮，在所有情况下耗尽初始表面氦。所有的次矮星模型都比观测所允许的更迅速地变得更加耗尽。其他元素的地表丰度总体上遵循观测到的趋势，但不详细。需要更多的物理学。
2018-02-01 astro-ph.SR
Differential rotation in rapidly rotating early-type stars. I. Motivations for combined spectroscopic and interferometric studies
由于快速旋转的早型星包层的外部区域对对流不稳定，因此对流和内旋转之间可能存在耦合。我们探索可以学到的光谱和干涉观测的性质，在这些对象的外层的旋转定律。使用简单的熵和特定的旋转量之间的关系，其中一些被发现是有效的占太阳的差异旋转在对流区，我们推导出的解析解，代表可能的差异旋转的信封中的早期型恒星。表面纬向差异自转不仅是内部自转的外部印记，而且还引起恒星几何形状、引力暗化、谱线轮廓的形态和发射光谱能量分布的变化。通过研究非保守旋转定律的恒星表面方程，我们得出结论，物体经历的几何变形是纬度差异旋转的函数，可以通过光谱和干涉测量进行详细检查。将谱线的傅立叶分析与模式大气相结合，可提供对地表纬向差异旋转和倾斜角的独立估计。对不同演化阶段的恒星模型进行了计算，结果表明，罗氏近似可以安全地用于解释引力势。快速旋转体的表面温度梯度会引起表面角速度的加速。一个非零的微分自转参数可能表明恒星表面下的自转既不是刚性的，也不是球状的。
2010-12-08 astro-ph.SR
The metallicity dependence of envelope inflation in massive stars
最近发现大质量恒星模型的内部达到爱丁顿极限，这导致了稀释的扩展包层。我们对不同金属丰度的大质量恒星的包层性质进行了比较研究，目的是建立恒星金属丰度对包层膨胀效应的影响。我们分析出版的网格的核心氢燃烧的大质量恒星模型计算与金属丰度适合大质量恒星在银河系中，LMC和SMC，非常金属贫矮星系我Zwicky 18，和无金属的化学成分。所有研究的金属丰度的恒星模型在其内部达到并超过爱丁顿极限，并得到铁、氦和氢的不透明度峰值的帮助，从而形成膨胀的包络。包络暴胀导致零龄主序列的向红弯曲和赫兹-罗素图上部主序列带的加宽。我们推导出的限制L/M值的函数的恒星表面温度以上的膨胀发生，并发现它们是更大的较低的金属丰度。虽然银河系模型显示膨胀超过~29 Msun，但第三星族恒星的相应质量限制为~150 Msun。虽然膨胀的信封的质量一般都很小，我们发现，他们可以达到1-100 Msun的有效温度低于8000 K的模型，与较低的金属量的模型达到较高的质量。包层暴胀预计会发生在所有金属丰度的足够大的恒星中，并预计会导致快速增长的脉动，高宏观湍流速度，并且很可能与在明亮的蓝色变星（如S Doradus和Eta Carina）中观察到的无法解释的变化有关。
2016-11-22 astro-ph.SR
A Second Kelvin-Helmholtz Timescale of Post Helium-Flash Evolution
我表明，在“氦闪光”突然结束其第一次上升红巨星演化后，太阳型恒星主要是由其氦核心的引力收缩提供动力，而不是核聚变。由于这些能量是在核心而不是在包层中释放的，因此恒星的整体结构，以及它的光度，都是从红巨星分支（TRGB）顶端的初始位置向红团星的方向移动的。这发生在第一个（且公认的）开尔文-亥姆霍兹时间尺度t_{KH,1} ~ E_env/L_TRGB ~ 1 e4年，其中E_env是存储在包封中的热能，L_TRGB是TRGB处的光度。然而，一旦恒星呈现出团状恒星的近似结构，它仍然主要由{ \it秒}开尔文-亥姆霍兹时间尺度t_{KH,2} ~ E_core/L_clump ~ 1 e6 yrs的收缩提供动力，其中E_core是储存在核心的热能，L_clump是团状恒星的光度。这第二个开尔文-亥姆霍兹时间尺度决定了恒星作为一个成熟的团块星返回核能发电的适度暴力过程的总体速度。重力能量的储存器充当最终调节器，提供为L_clump提供动力所需的任何补充能量，并偶尔吸收来自氦迷你闪光的大量瞬时过量能量。当这个储存库逐渐耗尽时，氦融合接近稳态团簇星的水平。
2011-11-29 astro-ph.SR
Bright common envelope formation requires jets
本研究比较三种能量来源，证明只有喷流才能驱动中等光度光学瞬变在共包层演化中快速上升的明亮峰值，并预测V1309 Sco抛射物呈双极形态。
2023-08-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Core-envelope coupling of gravito-inertial waves in pre-main-sequence solar-type stars
INAF – Osservatorio Astrofisico di Catania（意大利国家天体物理研究所卡塔尼亚天文台）；STAR Institute, Université de Liège（列日大学STAR研究所）；Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学、巴黎西岱大学、法国原子能和替代能源委员会、法国国家科学研究中心、天体物理学和分子生物学研究所）；Institute of Science and Technology Austria (ISTA)（奥地利科学与技术研究所）；INAF – IAPS, Istituto di Astrofisica e Planetologia Spaziali（意大利国家天体物理研究所空间天体物理学和行星学研究所）；Universität Innsbruck, Institut für Astro- und Teilchenphysik（因斯布鲁克大学天体与粒子物理研究所）
研究前期主序星中包层惯性波与辐射内层g模的耦合，探讨其对恒星深层动力学的探测作用，发现旋转频率高的恒星能产生可被空间光度计观测到的惯性凹陷。
2026-03-02 astro-ph.SR
Further Results from the Galactic O-Star Spectroscopic Survey: Rapidly Rotating Late ON Giants
利用银河系O星光谱巡天的新数据，我们确认并扩展了晚O、富氮（N）、快速旋转（n）巨星的ONn类别。特别是，我们已经发现了两个“克隆”（HD 102415和HD 117490）的一个最快速旋转的O型恒星（HD 191423，“豪沃思星”）。我们将这些天体在理论HR图中的位置与那些缓慢旋转的ON矮星和超巨星进行了比较。迄今已知的所有ON巨星都是快速旋转的，而没有ON矮星或超巨星是;但所有ON恒星都是它们各自光谱类型/光度类别/旋转子类别的一小部分。ONn巨星在中间进化阶段显示出大量的加工材料和高旋转，可能提供有关这些性质发展的重要信息。它们可能保持了较高的初始旋转速度，或者是由于TAMS核心收缩而旋转起来的;但另一种可能性也更大，它们可能是二元质量转移的产物。至少他们中的一些也是失控的明星。
2011-09-02 astro-ph.SR
An AMR Study of the Common Envelope Phase of Binary Evolution
用高分辨率方法在三维空间中研究了由1.05Msun红巨星和0.6Msun伴星组成的低质量双星的共包络相的流体动力学演化。在快速螺旋阶段，伴星与红巨星扩展的大气层的相互作用导致大约25%的公共包层从系统中喷出，在模拟结束时质量继续以约2 Msun/yr的速度损失。在这个过程中，角动量和能量的损失使轨道间隔减少了7倍。在这个螺旋阶段之后，轨道的偏心率随时间迅速减小。在演化过程中，引力阻力始终占主导地位，常用的Bondi-Hoyle-Lyttleton公式估计伴星的吸积率明显高估了真实的吸积率。在与轨道分离相当的尺度上，两个核心附近的轨道平面内的气体流动是亚音速的，气体几乎与红巨星核心共转，并围绕红巨星伴星循环。在更大的尺度上，90%的外流包含在轨道平面的30度范围内，这种材料中的螺旋激波会在密度和速度结构上留下印记。在内核螺旋释放的能量中，只有大约25%用于弹射外壳。
2012-01-16 astro-ph.SR
From Giant Envelopes to Rapidly Contracting Cores in Rotating Population III Stars from $500$ to $1000 \, M_\odot$
Department of Astronomy, The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校天文系）；Cosmic Frontier Center, The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校宇宙前沿中心）；Weinberg Institute for Theoretical Physics, University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校温伯格理论物理研究所）；Institute of Cosmology and Gravitation, Portsmouth University（朴茨茅斯大学宇宙学与引力研究所）；Institut für Theoretische Physik und Astrophysik, Christian-Albrechts-Universität zu Kiel（基尔大学理论与天体物理研究所）；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, Astronomisches Rechen-Institut（海德堡大学天文中心，天文计算研究所）；Research School for Astronomy and Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天文与天体物理研究学院）
本研究通过GENEC演化不同质量、旋转速度的零金属丰度第三星族恒星模型，揭示其可产生强原生氮特征与快速旋转黑洞前身星，包层决定早期宇宙化学增丰的产物。
2026-10-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Imprint of the Protoplanetary Disk in the Accretion of Super-Earth Envelopes
超级地球是迄今为止最主要的系外行星类型，但它们的形成仍然没有得到很好的理解。特别是，行星形成模型预测，它们中的许多应该已经吸积了足够的气体，成为气体巨星。在这里，我们研究的作用，原行星盘在冷却和收缩的原行星信封。特别是，我们调查的影响1）盘的热状态设置由吸积或辐射加热的相对大小，以及它的能量是通过辐射或对流传输，和2）平流的熵进入外层信封的磁盘流，穿透希尔球，在3D全球模拟中发现。我们发现，在5和1 AU，在非等温模拟中报告的水平，它只穿透到~ 0.3倍的希尔半径的流量对冷却速率几乎没有影响，因为大部分的信封质量集中在靠近核心，远离流量。另一方面，在0.1天文单位时，包层迅速变成全辐射，接近等温，因此无法冷却，停止气体吸积。这种效应在对流盘中明显更明显，导致包络质量的数量级更低。因此，无论是在辐射盘还是对流盘中，0.1天文单位的熵平流都可以解释为什么超级地球没有经历失控的吸积。这些结果突出了原行星盘中的条件和能量输送对行星包层吸积的重要性。
2020-03-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Enhanced magnetic activity in rapidly rotating binary stars
本研究通过观测主序双星，发现快速旋转双星（尤其是相接双星）的色球活动增强而非饱和，支持共同包层演化中的大尺度α-ω发电机理论，并首次在色球活动中观察到超饱和现象。
2025-05-26 astro-ph.SR
Acoustic modes in M67 cluster stars trace deepening convective envelopes
通过测量M67星团27颗恒星的声学振荡，发现小间隔与大间隔的偏差源于加深的对流包层底部，证明结合两者可改善主序后场星的质量与年龄估计。
2025-04-04 astro-ph.SR
Type IA supernovae from very long delayed explosion of core - WD merger
在Ia型超新星的核心简并（CD）框架下研究了快速旋转白矮星（WD）的自旋下降时间尺度。在CD方案中，质量为1000万的WD是在共同包层阶段或行星状星云阶段结束时，由WD伴星与一颗大质量渐近巨星分支星的热核心合并而形成的。在CD方案中，快速旋转的WD形成于恒星形成幕之后不久，恒星形成到爆炸的延迟时间基本上取决于快速旋转的合并残余物的自旋下降时间。我们发现，引力辐射是低效的自旋下WD，而磁偶极子辐射扭矩可以导致延迟时间，需要解释超新星Ia。
2011-09-14 astro-ph.SR
Angular Momentum Transport In Solar-Type Stars: Testing the Timescale For Core-Envelope Coupling
我们批判性地研究内部角动量输运的限制，可以推断出的自旋下降的疏散星团恒星。从旋转速度和周期推断的旋转分布是一致的较大和较新的样本，但较小的样本旋转周期出现偏差相对于vsini研究。因此，我们专注于在恒星形成区观察到的旋转周期分布是否可以演变成在昴星团，NGC 2516，M34，M35，M37，和M50与合理的假设，从磁化太阳风的星盘耦合和角动量损失的观察。固体模型与低质量完全对流恒星的数据是一致的，但对于更高质量的恒星，表面对流区可以从辐射内部解耦角动量的目的是高度不一致的。泰勒-斯普鲁特磁角动量输运机制，通常用于大质量恒星的模型，预测固体在极短的时间尺度上旋转，因此不太可能在太阳型前MS和MS恒星中以预测的速率运行。核心-包层解耦模型可以解释1.0和0.8太阳质量的慢转子的自旋下降，其特征耦合时标分别为55+-25Myr和175+-25Myr。旋转分布的上包络线比旋转分布的下包络线耦合得更强，这与理论预测一致，即旋转更快的恒星的角动量输运时间尺度应该更短。还讨论了太阳自转曲线所施加的约束（节略）
2009-11-05 astro-ph.SR
The Nature of Class I Sources: Periodic Variables in Orion
我们提出了一个定量的，基于经验的论点，至少有一些I类源是低质量的，前主序星周围的空间扩展信封的尘埃气体。源光度主要来自恒星的引力收缩，如在光学可见的主序前恒星中没有这样的包层。我们的论点是基于这样一个事实，即在猎户座和其他恒星形成区域的一些I类源已被斯皮策观察到在中红外线的周期性变量，并与金牛座T的旋转速率一致的周期。使用一个辐射转移代码，我们构建了各种尘埃信封周围旋转，斑点恒星，看看是否信封，产生一个I类SED至少大致匹配所观察到的亮度调制。可接受的封套可以是球形的或扁平的，并且可以有也可以没有极腔。关键的要求是，它们在斯皮策波段有一个适度的赤道光学厚度为3.6 $μ$ m，通常为${τ_{3.6}}$ ${\approx}$ 0.6。根据这项有限的研究，总的包层质量至多约为0.1 $\text{M}_{\odot}$，比典型的恒星质量小。未来的研究应该集中在包层的动力学上，以确定物质是否真的落在星周盘上。
2019-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Colder and Hotter: Interferometric imaging of β Cassiopeiae and α Leonis
近红外干涉仪最近对一些快速旋转的A型恒星进行了成像，发现重力变暗的程度与理论预期不一致。在这里，我们使用CHARA阵列和MIRC仪器在H波段对较冷的恒星β Cas（F2 IV）和较热的恒星α Leo（B7 V）进行了新的成像。采用一个简单的重力暗化公式的固体旋转模型，我们模拟了恒星的几何特性和表面温度分布，证实了两颗恒星都在快速旋转，并显示出重力暗化异常。我们估计的质量和年龄，这些快速旋转的L-Rpol和HR图构建的非旋转的恒星通过跟踪其非旋转的等价物。演化中的次巨星β Cas出人意料的快速旋转为恒星核壳耦合提供了一个独特的测试，揭示了过去~ 0.5 Gyr的相当有效的耦合。最后，我们总结了我们所有的干涉测定的重力暗化系数的快速旋转，发现没有匹配的期望，从广泛使用的冯Zeipel重力暗化法律。由于冯蔡佩尔定律的条件已知会在快速旋转的恒星中被违反，我们建议对这类具有辐射主导包层的恒星使用计算得出的β = 0.19。此外，我们注意到，不存在自洽建模严重重力暗化恒星的范式，这些恒星显示热辐射极和冷对流赤道。
2011-05-04 astro-ph.SR
A Common Envelope Binary Star Origin of Long Gamma-ray Bursts
伽马射线暴的恒星起源可以用高度准直、极端相对论性喷流中能量的快速释放来解释。这反过来似乎需要一个快速旋转的高度磁化的恒星核心，在一个相对巨大的外壳内坍缩成磁性中子星或黑洞。它们似乎与Ib/c型超新星有关，但每个星系每年的出生率约为10^{-6}-10 ^{-5}，比一般的超新星要罕见得多。为了满足所有这些要求，我们假设了一个双星模型，最终合并的氧氖白矮星与碳氧核心的一个裸露的氦星在一个共同的信封阶段的演变。快速自旋和高磁场是这种合并的自然结果。导致这些祖先的进化是错综复杂的，所以自然发生的很少。为了检验这一假设，我们进化了一群祖细胞，发现速率是所需的。在低金属丰度时，我们计算出类似比例的恒星演化到这一点，因此可以预期伽马射线暴速率与任何星系中的恒星形成速率相关。这也与观察相符。这些母星的质量是中等的，与通常假设的大质量恒星有着根本的不同。因此，我们可以调和观测结果，即爆发发生在大质量恒星协会附近，而不是在大质量恒星协会内。
2010-09-01 astro-ph.SR
Regular Oscillation Sub-spectrum of Rapidly Rotating Stars
我们提出了一个渐近理论，描述了在快速旋转的恒星压力模式的定期频率间隔。我们使用的渐近方法的基础上的压力波方程的近似解构造从一个稳定的周期解的射线限制。近似解在稳定射线周围具有高斯包络，并且其量化产生频谱。我们构造了快速旋转恒星中一类压力模式的正则频率间距和模式空间分布的半解析公式。这些公式的结果与多变恒星模型中振荡的数值结果符合得很好。规则的频率间距取决于明确的内部性质的恒星，和他们的计算不同的旋转速率提供了新的见解模式频率的演变与旋转。
2012-05-30 astro-ph.SR nlin.CD
Core-Envelope Coupling in Intermediate-Mass Core-Helium Burning Stars
质量在两到三个太阳质量之间的恒星在主序星上快速旋转，在这些恒星的核心氦燃烧阶段检测到缓慢的核心和表面旋转，对它们的角动量传输和损失产生了很大的限制。从一个详细的混合偶极模式模式在一个精心挑选的，有代表性的恒星样本的asteroseismic研究，我们发现，在以前的研究报告的范围内，缓慢的核心旋转速率是一个普遍的现象，而不是一个选择效应。我们发现，这些恒星的核心旋转速率下降强烈的表面重力下降，在核心氦燃烧阶段。我们认为，这是一个模型独立的指示显着的快速角动量传输的核心和信封之间的这些恒星。我们看到一个显着的范围内的核心旋转速率在所有的表面重力，几乎没有证据表明收敛到一个统一的值。我们证明使用进化模型，测量表面旋转周期是一个有偏见的示踪剂的真实表面旋转分布，并主张使用恒星模型解释核心和表面旋转速率之间的对比。我们测量的核心旋转速率没有很强的质量或金属丰度依赖性。我们认为，新兴的数据强烈支持的模型，角动量传输是更有效的核心他燃烧阶段比在壳燃烧阶段之前和之后。
2019-11-04 astro-ph.SR
A Multi-Wavelength View on the Rapidly-Evolving Supernova 2018ivc: An Analog of SN IIb 1993J but Powered Primarily by Circumstellar Interaction
SN 2018 ivc是一颗不寻常的II型超新星（SN II）。它是SNe IIL的一个变体，可能代表了SNe IIP和IIb之间的过渡情况，前者有大量的富氢包层，后者只有少量的富氢包层。然而，SN 2018 ivc的光学光变曲线演化比标准SNe IIL更复杂。在本文中，我们提出了及时的后续观测SN 2018 ivc与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的结果。它的同步辐射类似于SN IIb 1993 J，这表明它本质上是一颗氦星的类SN IIb爆炸，具有适度（~0.5 - 1 Msun）的富氢扩展包层。它的无线电，光学和X射线光变曲线主要是由SN喷出物和拱星物质（CSM）之间的相互作用来解释的;因此，我们认为这是一个罕见的例子（第一个涉及“规范”SN IIb喷出物），其中多波长发射主要由SN-CSM相互作用提供动力。内部CSM的密度，反映了最后十年的祖先活动，与SN IIb 2013 cu的密度相当，显示出闪光光谱特征。外层CSM的密度，以及最后200年的质量损失率，比SN 1993 J大5倍。我们认为，SN 2018 ivc代表了SNe IIP和IIb/Ib/Ic在二进制演化的情况下缺失的链接。
2022-11-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetization of cloud cores and envelopes and other observational consequences of reconnection diffusion
Crutcher（2012）最近对分子云中磁场的观测结果似乎与恒星形成的双极扩散理论的预测不一致。这些包括测量到的包层和核心之间的质量通量比下降，未能检测到任何自引力磁亚临界云，总磁场强度的平坦PDF的确定意味着有许多云具有非常弱的磁场，以及观测到的缩放$B \propto ρ^{2/3}$意味着弱磁场的引力收缩。考虑了湍流分子云中的磁场演化问题，讨论了由磁重联介导的磁场扩散过程。对于这个过程，我们称之为“重联扩散”，我们提供了一个简单的物理模型，并解释说，这个过程是不可避免的，鉴于目前的理解MHD湍流。我们解决的问题，预期的磁化的核心和信封在恒星形成的过程中，并表明，重连扩散提供了一个有效的去除磁通量，仅取决于在核心和信封的MHD湍流的属性。结果，在包层坍缩期间捕获的磁通量比捕获在核心中的磁通量释放得更快，导致包层中的场比核心中的场弱得多，如所观察到的。我们提供了简单的半解析模型计算，支持这一结论，并定性地同意与观测结果。我们认为，磁重联提供了一个解决恒星形成的磁通量问题，同意更好地与观测比长期存在的双极扩散范例。
2012-08-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic field evolution of white dwarfs in strongly interacting binary star systems
观测到白矮星的表面磁场强度从很小到10^9 G左右不等。在这里，我们研究的建议，最强的领域所产生的发电机行动在共同的信封阶段的强烈相互作用的恒星，导致包含至少一个白矮星的二元系统。由此产生的磁场在很大程度上取决于白矮星的电导率、对流包层的寿命和磁发电机的可变性。我们评估各种可用的能源，并估计必要的寿命的共同信封。在发电机引导随机取向的磁场的情况下，我们发现感应场被限制在白矮星表面的薄边界层内。然后，当公共包层散开时，它迅速衰减。剩余场一般小于外场强度的10^-8倍。只有在发电机产生的磁场有某种优先方向的情况下，才能产生避免快速衰减的感应场。我们表明，表面场的幅度百分之几的外部领域可能会产生后，几万年。在这种情况下，剩余场强大致与发电机活动的寿命成比例。
2009-11-18 astro-ph.SR
Rapidly rotating red giants
恒星振荡提供了恒星内部性质的地震信息。红巨星是感兴趣的目标，因为它们呈现混合模式，在对流包层中表现为压力模式，在辐射核心中表现为重力模式。因此，混合模式直接探测红巨星核心，特别是允许研究它们的平均核心旋转。CoRoT和开普勒卫星获得的高质量数据代表了一个前所未有的视角，可以获得数千个红巨星核心旋转的测量结果，以提高我们对恒星内部深处恒星物理学的理解。我们开发了一种自动化的方法来获得这样的核心旋转测量，并验证了红巨星分支上的恒星。在这项工作中，我们特别关注这种方法在具有快速核心旋转的红巨星中的具体应用。他们显示复杂的光谱，这是棘手的解开旋转分裂的混合模式的周期间隔。我们证明了基于模式交叉识别的方法是精确和有效的。核心平均自转的确定直接来自于对渐近周期间隔Δ τ 1和观测到旋转分量交叉的频率的精确测量。
2016-11-02 astro-ph.SR
An eclipsing CEMP candidate discovered in a search for dwarf carbon stars in post-common envelope binaries
University College London（伦敦大学学院）；University of Sheffield（谢菲尔德大学）
研究通过地面光变曲线分析879颗确认的矮碳星，发现31个存在显著p<15d调制，支持潮汐锁定的后共包层双星中的恒星斑和自转。其中一颗明确的晕星每1.224天发生一次食，30%的食深排除了白矮星遮挡的可能性。
2026-07-09 astro-ph.SR
Rapidly-evolving episodic outflow in IRAS 18113-2503: clues to the ejection mechanism of the fastest water fountain
喷泉是演化的恒星，在从渐近巨星分支过渡的早期阶段显示出准直的质量损失，为非对称行星状星云的形成提供了有价值的见解。我们报告的多历元VLBI观测结果，确定的空间和三维运动学结构的H2O脉泽与喷泉IRAS 18113-2503。脉泽跟踪三对高速（~150-300 km/s）双极弓形激波，尺度为0.18“（~2000 au）。膨胀速度的弓冲击表现出指数下降的函数，从中央恒星的距离，这可以解释为一个情节，喷气驱动的外流减速由于在拱星信封的阻力。利用我们的模型，我们估计初始喷射速度约为840 km/s，喷射周期约为10年，最年轻的喷射周期约为12年，H2O脉泽区域内的平均包络密度n（H2）约为10^6 cm^（-3）。我们假设IRAS 18113-2503拥有一颗中心双星，间距约为10 au，揭示了喷泉中高速准直外流发射机制的新线索。
2018-10-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Effects of the core-collapse supernova ejecta impact on a rapidly rotating massive companion star
我们研究了核心坍缩超新星喷出物对快速旋转的大质量伴星的影响。我们表明，剥离质量提高了两倍时，与一个巨大的，但非旋转的伴星。在轨道周期约为1天的密近双星中，剥离质量可达$\sim 1 M_\odot$。通过模拟不同剥离质量的大质量伴星自转速度的演化，发现剥离质量大于$1 M_\odot$时，自转速度大大降低。在所有已知的高质量X射线双星中，天鹅座X-3和1 WGA J0648.024418的轨道周期最短，分别为0.2天和1.55天。前者的光学对应物是沃尔夫-拉叶星，而后者则是一颗热的亚矮星。将我们的模型应用于两个HMXB，我们认为它们的光学对应物的富氢信封可能已被CCSN喷出物剥离。
2017-01-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
PROSAC: A Submillimeter Array survey of low-mass protostars. II. The mass evolution of envelopes, disks, and stars from the Class 0 through I stages
关于早期原恒星演化的关键问题是，物质是如何从大尺度分子云中通过星周盘吸积到中央恒星上的。用亚毫米波阵列在高角分辨率下连续观测了20颗0类和I类原恒星。使用详细的尘埃辐射转移模型，我们已经开发了一个框架，解开从信封和磁盘的连续发射，并从估计其质量。对于样品中的I类源，还用亚毫米阵列观察到HCO+ 3-2线发射。其中四个源显示出开普勒旋转的迹象，限制了中心恒星的质量。0类和I类原恒星都被典型质量约为0.05 M太阳的圆盘所包围。没有证据表明盘的质量和年轻恒星的演化阶段之间的相关性。这与包层质量形成对比，包层质量从0级的1 M_sun急剧减少到I级的<0.1 M_sun。通常，盘具有的质量是0类阶段中相应包膜质量的1-10%和I类阶段中相应包膜质量的20-60%。对于开普勒旋转的I类源，中心恒星的质量占星盘包层系统总质量的70-98%，这证实了这些天体在嵌入的原恒星阶段的演化较晚。理论模型倾向于高估盘质量相对于恒星质量的后期I级阶段。这些结果支持这样一种观点，即星周盘在原恒星演化的早期就形成了，并迅速处理从大尺度包层吸积到中央恒星上的物质。
2009-09-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
The ionised and molecular mass of post-common-envelope planetary nebulae. The missing mass problem
大多数行星状星云（PNe）显示出美丽的轴对称形态，尽管它们的祖先恒星基本上是球形的。近双星被广泛用来帮助喷射轴对称星云，在次级星云被渐近巨星分支（AGB）恒星的包层（称为共同包层（CE））短暂吞没之后。因此，AGB的演化会突然中断，它的包层会被迅速地喷射出来形成PN，而PN的质量会比来自同一颗恒星的PN更大，如果它是单个的话。我们的目的是通过调查21个CE后PNE样本的质量来验证这一假设，该样本约为已知总人口的1/5，并将其与大样本的“常规”（即不知道宿主近距离双星）PNE进行比较。我们已经收集了关于我们样品的电离和分子含量的数据，并进行了新的分子观测。我们推导出的电离和分子质量的样品通过一个系统的方法，使用列表，dereddened H-β通量找到电离质量，和CO 2-1和3-2的分子质量的观测。除了少数例外，CE后PNE中普遍缺乏分子含量。一旦我们推导出电离质量和分子质量，我们发现，从单简并（SD）系统中产生的后CE PNe的质量与“常规”PNe的质量一样大，而从双简并（DD）系统中产生的后CE PNe的质量要大得多，并且比SD系统和“常规”PNe显示出更大的线性动量和动能。对四个天体CE的重建表明，SD星云的质量实际上只占其祖先恒星包层的很小一部分。这就引出了一个令人不安的问题，即信封的其余部分在哪里，以及为什么我们不能在恒星附近探测到它，从而对我们对这些有趣的物体的理解提出…
2021-10-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Interferometric view of the circumstellar envelopes of northern FU Orionis-type stars
FU猎户座型天体是年轻的低质量恒星，在可见光中有大的爆发，持续数年或数十年。它们被认为代表了每颗年轻恒星生命中的一个演化阶段，当来自星周盘的吸积在重复出现的时间段内增强时。这些爆发能够迅速地形成恒星，同时影响星周盘，从而影响正在进行或未来的行星形成。在许多模型中，从星周包层进入似乎是触发爆发的必要条件。我们观测了$^{13}$ CO和C $^{18}$ O的J=1 $-$ 0向8颗北FU猎户座型星（V1057 Cyg，V1515 Cyg，V2492 Cyg，V2493 Cyg，V1735 Cyg，V733 Cep，RNO 1B和RNO 1C）的转动跃迁，导出了温度和包层质量，并讨论了星周物质的形态和运动学.我们检测到与所有目标相关的CO排放。较小尺度的CO团块被发现与5个半径为2000 $-$ 5000 AU，质量为0.02 $-$ 0.5 $M_{\odot}$的天体有关;这些天体显然是被中心恒星加热的。其中三个信封也强烈检测到在2.7毫米的连续。在V733 Cep和V710 Cas周围没有检测到中心CO团块，但在它们的环境中有许多其他团块。在V1735 Cyg、V733 Cep和V710 Cas方向观察到流出活动痕迹。观察到的信封的多样性使我们能够建立一个对象之间的进化序列。我们发现它们的演化状态范围从早期的嵌入式I类阶段到晚期的II类具有非常低质量的拱星物质的物体。这些结果加…
2017-09-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Rapidly-Evolving and Luminous Transients from Pan-STARRS1
在过去的十年中，已经发现了几个快速演变的瞬变现象，其时间尺度和光度不容易用传统的超新星（SN）模型来解释。这些对象的样本量仍然很小，至少部分是由于传统的调查节奏检测短时间尺度瞬变的挑战。在这里，我们提出了从泛星1中深调查（PS1-MDS）的快速发展和发光瞬变搜索的结果。我们确定了10个新的瞬变，其半峰值以上的时间小于12天，-16.5 M > -20 mag.这增加了SN相空间这一区域中已知事件的数量，大约是三倍。PS1-MDS样本的平均红移为z=0.275，它们都在恒星形成星系中爆炸。通常，瞬态具有比下降时间尺度更快的上升和在最大光下的蓝色（g-r < -0.2）。最佳拟合黑体揭示光球温度/半径，扩大/冷却随着时间的推移和爆炸光谱附近的最大光占主导地位的蓝色连续，热，光学厚，喷出物一致。我们发现，很难将在许多瞬变过程中观察到的短时间尺度、高峰值亮度（L > 10^43 erg/s）和缺乏紫外线覆盖与主要由Ni-56的放射性衰变提供动力的爆炸相协调。相反，我们发现，许多是一致的，要么（1）冷却包层排放的恒星爆炸与低质量的扩展包层喷射非常少（<0.03 M_sun）的放射性物质，或（2）冲击爆发内的密集，光学厚，风周围的祖星。在计算了PS1-MDS中具有快速时标的天体的探测效率之后，我们发现体积速率为4800 ~ 8000个事件/年/Gpc ^[3]（z=0.2时地核坍缩SN速率的4…
2014-08-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Self-consistent 2D models of fast rotating early-type star
本文首次建立了孤立快速自转星的二维模型，并以自洽的方式导出了微分自转和纬向环流，利用多域谱方法和牛顿算法求解了孤立非磁性快速自转早型星的稳态解，包括微分自转和纬向环流。特别地，我们设计了一种小Ekman数（小粘度）的渐近方法，该方法去除了Ekman边界层，提高了无粘斜压解的简并性。首次用实际斜压流计算了真实的快速旋转恒星的二维模型，预测了中等质量和大质量恒星的差旋和纬向环流。这些模型很好地与附近一些快速旋转的早型恒星如Ras Alhague（$α$ Oph），Regulus（$α$ Leo）和Vega（$α$ Lyr）的现有数据进行了比较。结果表明，斜压性驱动的差异旋转与一个慢极，一个快赤道，一个快速的核心，和一个缓慢的信封。发现差异旋转随质量、演化（这里通过核心中的氢质量分数测量）和金属丰度而增加。核心-信封界面被发现是一个强剪切的地方，混合将是efficient. Two维models提供了一个新的视图的快速旋转的恒星，特别是他们的差异旋转，这原来是强大的核心-信封界面。它们还提供了更精确的模型，用于解释早期恒星的干涉和光谱数据。
2013-03-19 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Wave-driven mass loss of stripped envelope massive stars: progenitor-dependence, mass ejection, and supernovae
由星周相互作用提供动力的快速上升和衰减的超新星的发现表明，超新星爆发前阶段是大质量恒星演化中的一个临界现象。从理论上预测的物质抛射机制来理解星周介质的质量和径向范围是非常重要的。在这项工作中，我们研究了大质量贫氢恒星的波加热过程，运行一套恒星模型，以预测波能量和预爆炸的时间尺度的表面能沉积。我们调查恒星模型的主序星祖质量从20- 70 $M_{\odot}$和金属丰度从0.002到0.02。这些模型中的大多数预测，只有不到$\sim \! 10^{47} \, {\rm erg}$的能量沉积在包层中，大部分能量沉积在恒星演化的最后一周。这意味着CSM的质量小于$\sim \! 10^{-2} \, M_\odot$，延伸到小于$\sim \! 10^{14} \, {\rm cm}$，太小而不会对后续超新星的光变曲线或光谱产生很大影响，除非是在冲击爆发阶段。然而，一些模型预测有点较高的波能通量，我们进行流体动力学模拟的质量喷射过程。对后续超新星的辐射转移模拟预测了一个明亮但短暂的冲击冷却阶段，如果在爆炸后几天内发现某些Ib/c型超新星，就可以在其中检测到。
2021-12-09 astro-ph.HE 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
SN 2018ijp: the explosion of a stripped-envelope star within a dense H-rich shell?
在本文中，我们讨论了SN 2018ijp后续活动的结果，这是Zwicky瞬态设施光学瞬态调查的一部分。它的第一个光谱显示出与最大光附近的宽线Ic型超新星的相似性，而后来的光谱显示出快速膨胀的喷出物和致密的富含H的星周介质之间相互作用的强烈特征，与瞬态光度演化的第二个峰值相吻合。这种演化，以及第一个光变曲线峰值的模拟结果，表明了一种情况，即一颗剥离的恒星在致密的星周介质中爆炸。瞬态演化的两个主要阶段可以解释为第一阶段主要是放射性衰变，而后来的相互作用主导阶段，喷出物与预先存在的壳碰撞。因此，我们讨论SN 2018jp的背景下，一个大质量的恒星耗尽其外层爆炸在一个密集的富H星周介质。
2021-04-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Ionized carbon around IRC +10216
渐近巨星分支（AGB）恒星在其演化的后期阶段失去质量时，在其外壳中产生了丰富的分子库存。这些分子无法在星际空间的条件下生存，在那里它们暴露在星际辐射场的紫外光子中。因此，子分子是注入太空的分子，预计这些分子的光环将存在于冷演化的恒星周围。除了H2外，包层中最丰富的分子是CO，它分解成C，C在恒星周围的光环中迅速电离，该光环相对于星际辐射场来说是光学薄的。我们开发的电离碳晕的大小和柱密度的详细研究，附近的恒星IRC +10216的具体预测。我们将这些模型与使用SOFIA和Herschel的[C II] 157.7微米远红外精细结构线的观测结果进行了比较。向恒星的明亮发射和扩展[C II]的上限的组合与任何标准模型都不一致。朝向恒星的[C II]的存在需要外流内部的一些解离和电离，可能是由于一颗热伴星。扩展[C II]发射的缺乏需要从CO光解的子产物在外壳中保持冷。朝向恒星的[C II]分布是不对称的，由于寒冷的外层包层，吸收发生了蓝移。
2021-12-07 astro-ph.GA 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
The photometric periods of rapidly rotating field ultra-cool dwarfs
我们使用1米级望远镜和凌日系外行星调查卫星（TESS）来探索所有已知的快速旋转的光度变化（$v\sin{i}\gtrsim30$ km\，s $^{-1}$）超酷（$\geq$ M7）矮星比$I\approx17.5$等明亮。对于13个没有先前光度周期的M7-L1.5矮星的样本，我们用SMARTS 1.3米和WIYN 0.9米望远镜获得了$I$波段的光变曲线，并在其中三个望远镜中探测到了旋转调制的光度变化。我们的七个目标也被TESS观测到，其中六个显示出与目标估计旋转周期相一致的显著周期性。我们研究了TESS在寻找超冷矮星旋转调制光度变化方面的潜力，发现它的长凝视使得$<$ 80 h周期变化能够以$\leq$ 1的振幅被检索到TESS星等为16.5的超冷矮星。我们将这些结果与文献中所有其他已知的光度周期超冷矮星的周期相结合，发现超冷矮星的周期范围在1到24 h之间，尽管上限可能是观测偏差。我们还观察到，最小旋转周期遵循一个较低的包络线，从$\approx$ 2 h（光谱类型$\approx$ M8）到$\approx$ 1 h（光谱类型T）。
2023-01-24 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
