Ia型超新星祖先的超爱丁顿风方案：富氦物质在白矮星上的吸积

Ia型超新星超软X射线位相的二元布居合成研究

Binary population synthesis study on supersoft X-ray phase of single degenerate type Ia supernova progenitors

在Ia型超新星（SNe Ia）的单简并（SD）方案中，质量吸积的白矮星预计将经历超软X射线源（SSS）阶段。然而，最近的一些观测表明，无论是在螺旋星系还是椭圆星系中，质量吸积WD的预期数量都远低于理论预测。本文采用二元布居合成方法研究了WDs导致SNe Ia的SSS阶段相对于其整个质量增长阶段的持续时间。我们发现，约40%的祖先系统的相对持续时间小于2%，平均相对持续时间的演变表明，无论是年轻的还是年老的Ia型SNe，其相对持续时间都小于5%。另外，在超新星Ia爆发前，超过55%的祖星系统处于矮新星阶段，只有不到10%的祖星系统处于SSS阶段。这些结果与最近的观测结果是一致的，并暗示，无论是在早期和晚期类型的星系，只有一小部分的质量吸积WD导致超新星Ia有助于超软X射线通量。因此，尽管我们的结果与超新星Ia的前身星系的X射线输出没有直接关系，但早期型星系中观测到的低超软X射线光度并不能排除SD模型的有效性。相反，这是支持SD情景的证据。

合并黑洞双星：母体金属丰度、质量损失率和爱丁顿因子的影响

Merging black hole binaries: the effects of progenitor's metallicity, mass-loss rate and Eddington factor

LIGO探测到的前四次引力波事件都被解释为合并黑洞双星（BHB），为研究此类系统开辟了新的视角。在这里，我们使用我们的新的人口合成代码MOBSE，BSE（Hurley et al.2002）的升级版本，调查合并BHB的人口统计学。MOBSE包含了大质量热恒星的质量损失的金属性依赖处方。它还占电子散射爱丁顿因素对质量损失的影响。我们对12种不同金属丰度的孤立大质量双星进行了>10^8次模拟，以研究质量损失、核心坍缩超新星和共同包络对合并BHB的影响。考虑到恒星风对爱丁顿因子的依赖性，导致形成质量高达65 Msun的黑洞（BH），金属丰度Z~0.0002。然而，合并BHB中的大多数BH具有<40 Msun的质量。我们发现合并BHB的质量比在0.1 - 1.0范围内，即使质量比>0.6更有可能。我们预测像GW 150914、GW 170814和GW 170104这样的系统只能由金属丰度分别为Z<=0.006、Z<=0.008和Z<=0.012的祖细胞形成。大多数合并BHB经历了一个共同的信封阶段，但高达17%的合并BHB在低金属丰度没有经历任何共同的信封阶段。我们发现，贫金属祖先的合并数量远高于富金属祖先：在低金属丰度（Z = 0.0002 ~ 0.002）时，每单位质量的BHB合并数量约为10^-4 Msun^-1，而在高金属丰度（Z = 0.02）时，每单位质量的BHB合并数量降至约…

MOCCA-SURVEY数据库I.球状星团中的吸积白矮星双星系统-- II。突变变量-出生时的祖细胞和人口

MOCCA-SURVEY database I. Accreting white dwarf binary systems in globular clusters -- II. Cataclysmic variables -- progenitors and population at birth

这是与灾变变星（CV）和相关天体相关的一系列论文中的第二篇，这些变星和相关天体是用MOCCA蒙特卡罗代码模拟球状星团演化形成的。我们研究我们的模拟CV人口在整个集群演化的属性。我们发现，动态扩展的范围内的二元CV祖属性，导致CV形成的二元祖细胞，否则不会成为CV。在我们的模拟CV的形成率可以分为两个制度：一个初始的爆发（$\lesssim$ 1 Gyr）与最大质量的白矮星的形成，其次是一个几乎恒定的形成率。无论采用何种初始条件，此结果都适用于所有模型，即使大多数CV是动态形成的。鉴于星系团年龄依赖的CV属性，我们认为，直接比较观察到的银河场CV可能会产生误导，因为星系团CV可以高达4倍以上的年龄比他们的领域同行。我们的研究结果还表明，主要是由于不稳定的传质，在我们的模拟中形成的一些CV被破坏之前，目前的一天。最后，一些场CV可能起源于球状星团，正如我们在模拟中所发现的那样，尽管相对于整个银河场CV的人口，这种逃逸者的比例应该很小。

HD 49798的X射线脉动伴星是Ia型超新星的可能祖先吗？

Is the X-ray pulsating companion of HD 49798 a possible type Ia supernova progenitor?

HD 49798（一颗贫氢的亚矮星O 6）和它的大质量白矮星（WD）伴星被认为是Ia型超新星（SNe Ia）的候选祖先。然而，目前还不确定HD 49798的伴星是碳-氧（CO）WD还是氧-氖（ONe）WD。当一颗CO WD的质量增长到接近于Oasasekhar质量时，它将爆炸成为一颗超新星Ia，而一颗ONe WD的吸积结果很可能是一颗中子星。我们采用一系列Monte Carlo双星布居合成方法模拟了一个WD + He星系统的形成过程。我们发现在这些ONe WD + He恒星系统中几乎没有HD 49798及其WD伴星的轨道周期，这意味着HD 49798的伴星可能不是ONe WD。我们认为HD 49798的伴星很可能是一个CO WD，它可以通过吸积HD 49798的富He物质来增加质量，使其质量达到布拉迪斯拉发的质量极限。因此，HD 49798和它的伴星可能会在未来的演化中产生一个Ia型超新星。

与O型亚矮星成对的Be星的前身星：保守质量交换阶段Be星的自旋加速

The progenitors of Be-stars paired with O-subdwarfs: the spin-up of a Be star at the stage of conservative mass exchange

本文研究了主序Be星与O型亚矮星双星系统前身在保守质量交换过程中的吸积星自旋加速，发现子午环流将80-85%的角动量转移至表面并被盘移除，最终使吸积星呈现典型Be星旋转特征。

来自非吸积祖先的Ia型超新星

Type Ia supernovae from non-accreting progenitors

Ia型超新星（SNe Ia）是缺乏氢和氦的恒星在热核失控中破裂的表现。虽然碳氧白矮星的爆炸被认为是大多数事件的原因，但观察到的多样性的一部分可能是由于不同的祖先通道。我们表明，氦恒星的质量之间的$\sim$ 1.8和2.5 M $_{\odot}$可能会演变成高度退化，近的Ekrasekhar质量核心与氦免费信封，随后点燃碳和氧爆炸密度$\sim(1.8-5.9)\times 10^{9}$ g cm $^{-3}$。这是由于来自壳燃烧的核生长（当核具有混合CO/NeO组合物时），或在由$^{24}$ Mg上的放热电子捕获触发的残余碳的点燃之后（对于NeOMg为主的组合物）而发生的。我们认为，由此产生的热核失控可能会阻止核心崩溃，导致恒星的完全分裂。爆炸性氧燃烧开始时的可用核能足以产生动能为$\sim$ 10 $^{51}$ erg的喷出物，如典型的超新星Ia。相反，如果这些失控导致部分中断，则对应的瞬变将类似于SN 2002 cx的SN Iax事件。如果在这个质量范围内的氦星确实以Ia型超新星爆炸，那么事件的频率将与观测到的超新星Ib/c速率相当，从而足以解释恒星形成星系中的大多数Ia型超新星。

吸积CO白矮星中离心中碳燃烧的元素丰度：对SN 2021yfj-like事件的影响

Elemental Abundances from Off-center Carbon Burning in Accreting CO White Dwarfs: Implications for SN 2021yfj-like events

通过模拟CO白矮星吸积富氦物质时的离心中碳燃烧，发现可产生与SN 2021yfj星周物质相当的Si和S丰度，支持双白矮星并合作为其前身星通道。

爱丁顿光度附近大质量恒星在爆炸前不久由核心中微子发射引起的质量损失

Mass loss of massive stars near the Eddington luminosity by core neutrino emission shortly before their explosion

我们提出了一种新的机制，以提高质量损失率的大质量恒星爆炸前不久。大质量恒星的恒星核心的中微子光度随着它们接近核心坍缩的时间而变大。当发射出的中微子自由地从核心逃逸时，当中微子光度很大时，核心的质量会显著减少。当中微子光度较大时，如果恒星接近爱丁顿光度，由于核心中微子的质量损失，恒星可以超过爱丁顿光度。我们认为，恒星表面的质量损失率，由于核心中微子发射可以高于1 e-4 Msun/年，从1年前的核心崩溃。在堆芯坍塌前的10天内，质量损失率可超过1 e-2 Msun/yr。这种质量损失机制也许能够解释在一些超新星祖先爆炸前不久观察到的增强的质量损失。即使恒星没有足够接近爱丁顿光度来增加质量损失，恒星仍然可以因为减少的引力而膨胀。这种机制可以在沃尔夫-拉叶星中被激活，它可以在一些超新星中观察到贫氢和富氢的致密星周介质。

Formation of Mass-gap Black Holes from Neutron Star X-ray Binaries with Super-Eddington Accretion

Electromagnetic and gravitational wave observations indicate that there is dearth of compact objects with mass $\sim 2.5-5~{\rm M_\odot}$. This so-called "mass gap" may be linked to the supernova explosion mechanisms that produce neutron stars (NSs) and black holes (BHs). However, the existence of a few mass-gap compact objects, some of which have been confirmed to be BHs, poses a challenge to the traditional theory of black hole formation. In this work we investigate the possible formation channel of BHs from accretion-induced collapse (AIC) of NSs in X-ray binaries. In particular, we conside…

Chandra观测的10个Ia型超新星祖先的辐射热光度上限

Upper limits on bolometric luminosities of ten type Ia supernova progenitors from Chandra observations

我们对钱德拉观测到的10颗附近（< 25 Mpc）Ia型超新星的位置进行了分析，这些超新星是在爆炸前拍摄的。在任何观察中都没有发现与祖细胞相对应的来源。我们计算的辐射热光度的上限假设黑体X射线光谱的温度为30-150 eV的祖先。这是因为发光的超软X射线源被认为是Ia型超新星的直接祖先。在我们的样本中，两颗超新星的上限与观测到的最亮的超软源的光度相当，排除了这些超新星的祖先。与Liu et al（2012）相比，我们发现对于SN 2011 fe，我们可以在黑体温度低至40 eV时排除爱丁顿光度系统。我们的研究结果是一致的统计研究比较所观察到的Ia型超新星的超软源的数量或外部星系的综合X射线光度。这表明Ia型超新星的祖先不是吸积的、核燃烧的白矮星，或者它们看起来不像经典的超软源，例如因为它们被遮蔽了。

用环双星物质遮蔽超软X射线源--一种隐藏Ia型超新星祖先的方法？

Obscuration of Supersoft X-ray Sources by Circumbinary Material - A Way to Hide Type Ia Supernova Progenitors?

Ia型超新星（SNe）的前身通常被认为是一颗由非简并伴星吸积的白矮星（SD通道）或两颗白矮星合并的结果（DD通道）。然而，目前还没有达成共识，哪一个祖细胞的情况是正确的，或是否观察到的SN Ia率是由两个通道的组合。与DD祖先不同的是，SD祖先预计会在很长一段时间内（约100万年）发射超软X射线，这是WD表面吸积物质燃烧的结果。反对SD通道作为Ia型超新星的重要生产者的论点是缺乏观测到的超软X射线源（SSS）和来自椭圆星系的低于预期的综合软X射线通量。我们希望确定在吸积单简并双星系统中是否有可能遮蔽核燃烧白矮星的超软X射线辐射。对于被遮蔽的系统，我们希望确定它们的一般观测特性。我们研究了一个被球对称物质包围的典型SSS系统的出射X射线发射，假设黑体谱T_BB=50 eV，L=10^38 erg/s。环双星的物质被认为是太阳的化学丰度，我们离开的机制，背后的质量损失到环双星区域未指定。如果稳定吸积，核燃烧的WD是典型的SSS，我们的分析表明，它们可以被相对温和的环双星质量损失率所掩盖。如果SD祖细胞场景对SN Ia发生率有显著影响，则这可以解释SSS与从观察结果推断的SN Ia发生率相比的差异。来自被遮蔽系统的反射辐射在X射线以外的其他波段也可以看到。这也可以解释在共生双星系统中观测到的SSS的缺乏。

近表面能沉积驱动的超爱丁顿恒星风

Super-Eddington Stellar Winds Driven by Near-Surface Energy Deposition

我们开发了超级爱丁顿恒星风特性的分析和数值模型，这些模型是由恒星演化中的阶段激发的，当超级爱丁顿能量沉积（例如，不稳定的聚变、波加热或双星伴星）加热恒星表面附近的区域。这种情况似乎发生在亮蓝变星（LBV）、IIn型超新星祖先、经典新星和X射线爆发中。我们表明，当风动能超过爱丁顿，光子被捕获，表现得像一种流体。对流在风能传输中不起重要作用。风的性质取决于问题vc ~（Edot G）^{1/5}（Edot为加热率）中的特征速度与加热区附近恒星逃逸速度vesc（r_h）的比值。对于vc > vesc（r_h），大半径处的风动能功率Edot_w ~ Edot。对于vc < vesc（r_h），大部分能量用于使风材料解绑，因此Edot_w < Edot。利用FLASH进行的无辐射扩散的多维流体动力学模拟和利用MESA进行的有辐射扩散的一维流体动力学模拟与解析预测吻合较好。来自风的光子光度本身是超爱丁顿的，但在许多情况下，光子光度很可能是由风中的“内部冲击”主导的。我们讨论了我们的模型的应用程序，从大质量恒星的喷发质量损失，并认为这里描述的风模型可以解释广泛的性质LBV外流和增强的质量损失在几年前的IIn型核心坍缩超新星。

Low Mass X-ray Binary Simulation Data Release

We present DABS (Database of Accreting Binary Simulations), an open-access database of modelled Low Mass X-ray Binaries (LMXBs). DABS has been created using evolutionary tracks of neutron star and black hole LMXBs, spanning a large set of initial conditions for the accretor mass, donor mass, and orbital period. The LMXBs are evolved with the Convection and Rotation Boosted Magnetic Braking prescription. The most important asset of this online database is the tool PEAS (Progenitor Extractor for Accreting Systems). This tool can be used to predict the progenitors of any user-entered LMXB system …

He II复合线作为椭圆星系中SN Ia祖先性质的检验

He II recombination lines as a test of the nature of SN Ia progenitors in elliptical galaxies

到目前为止，哪一个祖先通道可以重现Ia型超新星（SNe Ia）的观测速率的问题仍然没有解决，单和双简并方案仍然是主要的竞争者。前者意味着在它们的吸积历史的某个阶段，存在着大量的热吸积白矮星，它们的光球温度为T ~ 10^5-10^6 K。我们表明，在早期类型的星系，人口的吸积白矮星大到足以重现SN Ia率将有助于显着的电离紫外辐射预期从恒星星族。对于平均年龄< ~5 Gyr的恒星，单一的简并祖先将主导恒星产生的电离背景，使连续谱超过He II电离极限10倍以上。这开辟了一个新的途径，限制超新星Ia的祖先，通过考虑空间扩展的低电离发射线区域，现在发现在许多早期类型的星系。模拟预期的排放，我们表明，可以限制的贡献，单一的简并通道的SN Ia速率在E/S 0星系的上限，他II复合线的光学和FUV的光度。我们讨论了未来的发展方向，以及可能的影响，超新星Ia在老恒星星族的演变。

中子扩散在吸积中子星壳中的关键作用

Crucial role of neutron diffusion in the crust of accreting neutron stars

观测到的静止状态下瞬间吸积的中子星的温度通常被认为是由地壳深部加热支持的，与地壳中的非平衡放热反应有关。传统上，这些反应是通过考虑核演化受压缩的吸积物质的研究。在这里，我们表明，这种方法有一个基本的弱点，即在某些地区的地壳内的保守力，适用于物质成分（核和中子），是不是在机械平衡。原则上，力平衡可以通过耗散力来恢复，然而所需的扩散通量与爱丁顿吸积时的重子总通量在同一量级。我们认为，在现实的增生地壳模型中，应该考虑中子在内壳的再分布。

Iax型超新星的发光的蓝色祖先系统

A luminous, blue progenitor system for a type-Iax supernova

Iax型超新星（SN Iax）是一种恒星爆炸，在最大亮度下的光谱与某些Ia型超新星（SN Ia）相似，只是喷出物的速度较低。它们也以较低的光度区分。在晚期，它们的光谱性质与其他SN不同，但它们的组成（主要由铁族和中等质量元素组成）表明它们与正常的Ia型SN有物理联系。这些并不罕见; SN Iax的发生率为正常SN Ia发生率的5%至30%。SN Iax的主要模型是碳氧白矮星的热核爆炸，这并没有完全解除恒星的束缚，这意味着它们是正常SN Ia的“不太成功”的表亲，在那里观察到完全的破坏。在这里，我们报告的发光，蓝色祖系统的类型Iax SN 2012 Z在深爆炸前成像检测。SN 2012 Z的光度、颜色、环境，以及与银河系氦新星船尾座V445的相似性，都表明SN 2012 Z是一颗白矮星从氦星伴星吸积而来的爆炸。在SN 2012 Z消失后的几年里，观测可以验证这一假设，或者表明这颗超新星实际上是一颗大质量恒星的爆炸死亡。

作为Super-PeVatron加速器的银河系超吸积X射线双星

Galactic Super-Accreting X-ray Binaries as Super-PeVatron Accelerators

研究提出银河系超吸积X射线双星可作为Super PeVatron，其跨相对论喷流或风能把质子加速至数PeV以上，并可通过超高能γ射线晕和星云探测。

Understanding the high-mass binary black hole population from stable mass transfer and super-Eddington accretion in BPASS

With the remarkable success of the LVK consortium in detecting binary black hole mergers, it has become possible to use the population properties to constrain our understanding of the progenitor stars' evolution. The most striking features of the observed primary black hole mass distributions are the extended tail up to 100M$_\odot$ and an excess of masses at 35M$_\odot$. Currently, isolated binary population synthesis have difficulty explaining these features. Using the well-tested BPASS detailed stellar binary evolution models to determine mass transfer stability, accretion rates, and remnan…

Ia型超新星的前身：它们是超软源吗？

The Progenitors of Type Ia Supernovae: Are They Supersoft Sources?

在经典模型中，Ia型超新星（SNe Ia）的前身是吸积的、核燃烧的白矮星（NBWD），当白矮星达到克拉塞卡质量M_C时，NBWD爆炸。这种大质量的NBWD是热的（kT ~100 eV），发光的（L ~ 10^{38} erg/s），并且可能作为发光的超软X射线源（SSS）被观察到。在过去几年中，对星系外的软X射线源进行了调查。本文表明，结果证伪的假设，即大部分的祖细胞是NBWD，目前可观察到的SSS。这些数据也限制了亚M_C模型。虽然Ia型超新星的祖先可能会经历一个或多个SSS活动阶段，但这些阶段远远短于吸积大部分物质所需的时间，使它们接近M_C。

通过超爱丁顿稳定质量转移形成低质量间隙黑洞-中子星双星并合

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。

准星体的诞生：作为金属licity无关路径的吸积准星体的形成与演化

A quasi-star is born: formation and evolution of accreting quasi-stars as a pathway to Little Red Dots at non-zero metallicity

研究准星体的光学发射，探讨其形成与演化，发现其寿命和性质与金属licity无关，为Little Red Dots的光发射提供解释。