Binary evolution using the theory of osculating orbits: conservative Algol evolution
我们的目标是计算的密切轨道理论的框架内的大陵五双星的演化，它认为通过罗氏瓣溢出（RLOF）质量交换所产生的每个恒星的轨道上的摄动力。该计划相比，从一个“经典”的处方计算的结果。利用我们的双星演化程序BARGAR，我们计算了大陵五双星在A、B两种情况下的轨道演化。在弹道近似下，通过求解受限制的三体运动方程来计算喷射和吸积物质的速度。这使我们能够确定每个恒星的线性动量的变化，以及质量传递流施加的引力。还考虑了潮汐和质量转移对恒星自旋的影响。使用密切形式主义给出了较短的后质量转移轨道周期通常由一个因素的4相比，经典的计划，由于引力施加到恒星上的质量转移流。此外，在质量交换的快速阶段，供体星的自转时间比潮汐同步时间短，导致次同步旋转。因此，离开内拉格朗日点的物质中有15%至20%吸积回施主（所谓的“自吸积”），进一步加强了轨道收缩。自吸积和质量转移提供的轨道角动量汇可能会导致更多的接触双星。尽管主要考虑的是Algols，密切处方适用于所有类型的相互作用的双星，包括那些偏心轨道。
2014-09-19 astro-ph.SR
Occultations from an active accretion disk in a 72 day detached post-Algol system detected by K2
双星系统中的食可以引起奇异的食事件。MWC 882（BD-22 4376，EPIC 225300403）就是这样一个在K2任务的第11次活动期间观测到的盘状食系统。我们认为MWC 882是一个后大陵五系统，它有一颗质量为$0.542\pm0.053\,M_\odot$的B7施主星围绕一颗质量为$3.24\pm0.29\,M_\odot$的A0吸积星运行72天。吸积星周围的$59.9\pm6.2\,R_\odot$盘在每一个轨道上都会遮挡施主星一次，导致了19天的7%深食，这被K2所确认，随后在发现前的ASAS和ASAS-SN观测中被发现。我们协调了MWC 882的光度和光谱观测活动，以测量组件的动态质量并在日食期间监测系统。我们发现测光日食是灰色的$\approx 1$ %。我们发现主星表现出吸积活跃的光谱特征，并在食期间观察到来自盘的气体吸收特征。我们认为MWC 882最初由一颗$\approx 3.6\,M_\odot$供体星组成，通过罗氏瓣溢出将质量转移到$\approx 7$日初始轨道上的$\approx 2.1\,M_\odot$吸积体。通过角动量守恒，施主恒星在质量转移过程中被向外推到其目前的72天轨道。观测到的系统状态对应于施主恒星在约300万年前离开红巨星分支，终止了活跃的质量转移。目前的磁盘预计是短暂的（$10^2$年），没有一个积极的喂养机制，提出了挑战，这一模…
2018-01-18 astro-ph.SR
Critically-rotating accretors and non-conservative evolution in Algols
在大陵五系统的质量转移阶段，大量的质量和角动量被加速到临界开普勒速度的增益星吸积。一旦达到这个临界值，赢家的命运就不清楚了。我们研究了半分离双星系统中的轨道和恒星自旋演化，特别是对于具有快速旋转吸积体的系统。我们的目的是更好地区分不同的自旋下降机制，提出了一致的解释在Algols的最终状态观察到的缓慢旋转，并评估由于热点的形成的非保守性的程度。我们使用我们的国家的最先进的二进制演化代码，Binstar，其中包含了详细的治疗轨道和恒星的自旋，包括所有的扭矩由于质量转移，恒星和它的吸积盘之间的相互作用，潮汐效应和磁制动。我们还提出了一个新的处方的质量损失，由于形成一个热点的基础上的能量守恒。星形和圆盘之间通过边界层的耦合防止增益器超过临界旋转。磁场效应，虽然操作，是不是占主导地位的自旋下降机制，为敏感的磁场强度。由于潮汐引起的自旋下降是2-4个数量级，太弱而不能补偿由于质量吸积引起的自旋上升扭矩。此外，我们发现最终的分离强烈依赖于自旋下降机制。热点的形成导致在质量传递的快速阶段期间质量损失的大事件。保守性的程度很大程度上取决于受冲击材料的不透明度。需要进行统计研究和新的观测约束，以找到最佳参数集（磁场强度，热点几何形状，.）来重现大陵五的演化
2013-07-08 astro-ph.SR
Stellar properties of an actively accreting Algol-type eclipsing binary 2M16212643+2136590
本研究分析了含食双星2M16+21的分级三合星系统，发现其经历活跃质量转移，吸积星表面存在极小型高温热斑，供星或为亚亚巨星，可为双星演化及这类恒星形成研究提供参考。
2023-11-03 astro-ph.SR
Structural changes in the hot Algol OGLE-LMC-DPV-097 and its disk related to its long-cycle
双周期变星（DPV）是热藻，显示出起源不确定的长光度周期。我们报告发现OGLE-LMC-DPV-097的轨道光变曲线的变化取决于其长光度周期的相位。在长周期的上升分支期间，第一正交处的亮度大于第二正交期间的亮度，在长周期的最大值期间，两个正交处的亮度基本相同，在下降分支期间，第二正交处的亮度大于第一正交期间的亮度，并且在长周期的最小值期间，次最小值消失。我们模拟了长周期不同阶段的光变曲线，发现数据与吸积盘和两个盘斑的性质变化一致。盘的大小和温度随长周期的变化而变化。我们发现一个更小，更热的磁盘在最小和更大，更冷的磁盘在最大。在长周期期间，斑点温度、位置和角度大小也表现出变化。
2018-03-12 astro-ph.SR
Interacting binaries on the Main Sequence as in-situ tracers of mass transfer efficiency and stability
University of Arizona（亚利桑那大学）；Argelander-Institut für Astronomie（阿尔格兰德天文学研究所）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Royal Observatory of Belgium（比利时皇家天文台）；Nanjing University（南京大学）
研究主序星内二元系统质量转移效率和稳定性，发现不同星系中质量转移效率差异显著。
2026-02-04 astro-ph.SR
TYC~2990-127-1: an Algol-type SB2 binary system of subgiant and red giant with a probable ongoing mass-transfer
本文介绍了LAMOST巡天中光谱双星TYC 2990-127-1的研究结果。我们使用全谱拟合来获得径向速度和谱参数。高质量比表明该系统在过去经历了传质。我们计算了它的轨道解，发现它是一个非常接近的亚巨星/红巨星对，在圆形轨道上，稍微倾斜于天球平面。TESS光度数据的拟合证实了这一点，并建议倾斜度为i \sim 39.8度。光变曲线和H_α附近的光谱显示出不规则变化的迹象，这支持了正在进行的质量传递。双星演化模拟表明，双星可能经历非保守质量转移，吸积效率为0.3，在随后的演化过程中，双星将进入共包络相.共同包层抛射后的残余产物可能是一颗分离的双氦白矮星（He WD）或一颗并合。
2022-04-22 astro-ph.SR
Evolution of the progenitor binary of V1309 Scorpii before merger
最近的研究表明，V1309 Sco的爆发是一个冷接触双星的成分合并的结果。我们计算了一组具有不同初始参数的分离双星的演化模型，并将其与V1309 Sco爆发前的观测结果进行了比较。这些模型是基于我们最近开发的冷接触双星形成的演化模型。对于初始质量为1.8-2.0太阳质量、初始周期为2.5-3.1天的双星，得到了与观测最好的一致性。这些双星的演化包括三个阶段：首先，双星被分离，两个组件通过磁化风失去质量和角动量。这几乎占据了整个进化生命的三分之二。剩下的三分之一是在阿尔戈型的半分离构型中度过的，在最初更大质量的成分溢出罗奇瓣之后。当另一个组分离开主序并向巨分支移动时，形成短时间的接触构型，随后两个组分合并。
2011-05-13 astro-ph.SR
White Dwarf/M Dwarf Binaries as Single Degenerate Progenitors of Type Ia Supernovae
在Ia型超新星（SNIa）起源的单一简并方案中，对白矮星伴星的限制越来越严格。在SNIa的伴星SNR 0509 - 67.5和SN 1572中，唯一能在极限条件下存活的非简并恒星是M矮星。M型矮星有一些特殊的性质，这些性质在大多数关于超新星Ia祖先的研究中都没有被考虑到：它们有很小但有限的磁场，而且它们经常耀斑。在SNIa祖细胞的背景下探索这些属性。白矮星/M矮星对可能足够多，足以提供足够的爆炸速率。即使白矮星和M矮星上有适度的磁场，也会产生足够的扭矩将两颗恒星锁定在一起，从而形成一颗缓慢旋转的白矮星，其磁极在轨道平面上相互指向。质量损失将通过一个连接两颗恒星的"磁瓶"引导，降落在白矮星上的一个集中的极地区域。与球形吸积相比，这提高了吸积的有效速率。白矮星表面吸积和氢燃烧产生的亮度可能会引起自激质量转移。自激质量损失、极性吸积和吸积层混合的磁抑制的综合效应给出了可能的方法，即使在相当温和的质量吸积速率下，也可以击败"新星极限"，使白矮星增长到克拉塞卡质量。
2012-09-18 astro-ph.SR
Progenitors of the Accretion-Induced Collapse of White Dwarfs
最近对氧-氖-镁白矮星吸积引起的坍缩成中子星的计算[Piro & Thompson 2014]允许潜在的可检测的瞬态电磁信号。受这些结果的启发，我提出了理论速率和物理性质的双星，可以产生吸积诱导崩溃。速率是为各种类型的宿主星系（如老椭圆星系与螺旋星系），并区分由捐助者的恒星类型（如大型巨星与紧凑的氦丰富的捐助者）。本论文的结果可能有助于指导不久的将来电磁瞬变搜索活动，以找到可能的候选人吸积诱发的崩溃事件。我的预测是基于双星演化的计算，其中包括最近更新的质量吸积和长期质量增长的白矮星。我发现最有可能发生吸积诱导坍缩的系统是由一颗ONeMg白矮星和一颗赫氏间隙星或一颗红巨星伴星组成的。在大旋涡星系和老椭圆星系中，典型的速率分别约为1-5 x 10^-5 l/yr和10^-4-10^-5 l/yr。最亮的电磁信号被预测来自演化的巨星型施主，我发现其速率约为2.5 x 10^-5 1/年（大螺旋星系）和1.3 x 10^-5 1/年（老椭圆星系）。
2015-12-02 astro-ph.SR
A Sample of Extreme Eclipsing Binaries with Accretion Disks from LAMOST and ZTF
本研究结合LAMOST光谱与ZTF测光数据，筛选出23个大陵五型极端食双星候选体（22个新发现），其轨道周期2.57-19.21天，含吸积A型星与剥离亚巨星捐赠星，为研究质量吸积及双星演化提供样本。
2025-04-15 astro-ph.SR
Hunting for the progenitor of SN 1006: High resolution spectroscopic search with the FLAMES instrument
Ia型超新星在宇宙的演化中扮演着重要的角色，并且有着广泛的应用。人们普遍认为，这些事件是碳氧白矮星的热核爆炸，其质量接近1.38 M \odot。然而，CO白矮星出生时的质量远低于克拉塞卡极限，因此需要质量吸积才能成为Ia型超新星。吸积主要有两种情况。第一，两颗白矮星的合并，第二，来自伴星的稳定质量吸积。根据预测，这颗伴星（也被称为供体星）在爆炸中幸存下来，因此应该在Ia型遗迹的中心可见。在本文中，我们仔细检查了SN 1006残骸的中心恒星（共79颗），以寻找这种情况下预测的幸存的供体恒星。我们在SN 1006中没有发现与传统吸积方案一致的恒星。
2012-07-18 astro-ph.SR
A Super-Eddington Wind Scenario for the Progenitors of Type Ia Supernovae
富氢物质在碳氧白矮星（CO WD）上的吸积是从单简并模型理解Ia型超新星（SN Ia）的关键，但由于在吸积过程中处理H和He闪光的数值困难，这一过程一直没有得到很好的理解。对于质量从0.5到$1.378\,{M}_\odot$，吸积率从$10^{-8}$到$10^{-5}\,{M}_\odot\,\mbox{yr}^{-1}$的COWD，我们用最先进的恒星演化程序{ \sc MESA}模拟了太阳组分物质在COWD上的吸积过程.与稳态模型进行比较（例如\citet{nskh07}），在确定爱丁顿吸积率时，我们首先忽略了核燃烧对光度的贡献，发现吸积CO WD模型中H燃烧的性质与稳态模型相似，除了WD变成红巨星或H壳层闪光的临界吸积率略高于稳态模型。然而，当核燃烧对总光度的贡献包括在内时，超级爱丁顿风的吸积率比以前认为的要低得多。这种超爱丁顿风自然地阻止了具有高吸积率的CO WD成为红巨星，从而提出了\cite{hkn96}提出的光学厚风的替代方案。此外，超爱丁顿风在低金属丰度环境中起作用，这可以解释在高红移下观测到的Ia超新星。
2013-10-25 astro-ph.SR
Super-Eddington wind scenario for the progenitors of type Ia supernovae: Accreting He-rich matter onto white dwarfs
Ia型超新星（SNe Ia）被认为是碳氧白矮星（CO WD）的热核爆炸。然而，到CO WD的质量吸积过程仍然没有完全理解。在本文中，我们研究了富氦物质到CO WD的吸积，并探讨了一种情况下，强风形成的WD的表面上，如果总光度超过爱丁顿限制。利用一个名为恒星天体物理实验模块（MESA）的恒星演化程序，模拟了质量为0.6- 1.35 Msun的CO WD对He的吸积过程，并计算了不同吸积率（10 - 8 - 10 - 5 Msun/yr）下的吸积率。如果在确定爱丁顿吸积率时包括总光度的贡献，那么超爱丁顿风可以在比以前基于稳态模型的研究相对较低的吸积率下触发。超爱丁顿风可以阻止具有高吸积率的WD演化成红巨星状He星。我们发现，从我们的模拟判断，来自WD的热能的贡献是不可忽略的，即使核燃烧能量是光度的主要来源。我们还提供了稳定的He燃烧制度，其中WD不失去任何吸积物质，并增加其质量稳定的限制，并计算了质量保留效率在He层闪光的WD质量和吸积率。这些结果可用于未来的二进制人口合成计算。
2015-10-12 astro-ph.SR
Implications of the measured parameters of PSR J1903+0327 for its progenitor neutron star
利用从射电观测中得到的PSR J1903+0327的内禀参数（质量、自转周期和偶极磁场），我们计算了它的前身中子星M_i在吸积开始时的质量。同时，我们导出了平均吸积率Mdot和预吸积磁场B_i的约束条件。自旋上升是由一个薄盘吸积的模型，使用Kluzniak和Rappaport（2007）提出的磁转矩盘-脉冲星耦合模型，改进了相对论边缘稳定的圆形轨道的存在。在广义相对论的框架下，利用旋转中子星产生的时空，得到了圆盘中的轨道参数。我们采用了一个观测激励模型的表面磁场衰减。我们还寻求印记的鲜为人知的致密物质的状态方程的自旋上的轨道-三个致密物质的状态方程，符合2 Msun中子星的存在，被认为是。我们发现，最小平均吸积率应大于2-8 × 10^（-10）Msun/yr，这是最硬状态方程对应的最高下限。我们的结论是，磁场的影响，在“回收”过程中是至关重要的-它导致了显着降低的自旋速度和更大的吸积质量，相比B=0模型。M_i的允许的B_i相关值在1.0-1.4 Msun内，即，远低于过度简化但广泛使用的B=0结果，其中得到M_i>1.55 Msun。估计的初始中子星质量取决于假设的稠密物质状态方程。
2011-12-13 astro-ph.SR
Three-dimensional simulations of accretion flow in the progenitor of Tycho's supernova
本文对第谷超新星（SN）前身系统中白矮星（WD）周围的吸积流进行了三维数值模拟。通过对第谷超新星遗迹（SNR）的理论和观测研究，确定WD质量为1 $M_{\odot}$，伴星质量为1.6 $M_{\odot}$，轨道周期为0.794天。我们发现，当吸积物质中的磁场可以忽略时，外流风集中在赤道面附近。当磁场与内能能量均分时，极风与赤道风具有可比性。在上述两种情况（$B=5.44\times10^3 \rm{G}$）之间精心选择的磁场可以大致再现形成第谷SNR的特殊外围所需的纬度依赖风。
2020-03-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Effect of the Circumstellar Material on the Light Curves of Eclipsing Binary Systems
利用SHELLSPEC程序，研究了吸积盘和星周物质的各种效应和自由参数对具有星周吸积盘的食双星系统出射光变曲线的影响。结果表明，圆盘、光斑、射流、流场和壳体的温度和倾角对出射光变曲线有显著影响，而圆盘密度的幂律指数、微湍流度、圆盘内外半径等参数对出射光变曲线影响不显著。应用到大陵型食双星系统AV Del和吸积盘模型的系统使用SHELLSPEC代码包括在内。
2011-08-18 astro-ph.SR
How much mass and angular momentum can the progenitors of carbon-enriched stars accrete?
化学性质奇特的钡星、CH星和大多数CEMP星都被认为是已经灭绝的AGB主星在双星系统中质量转移的产物。AGB星的质量和系统的轨道参数是确定有多少质量转移到低质量主序星伴星上时通常考虑的关键因素。然而，通常被忽略的是吸积物质的角动量，它应该使吸积恒星旋转起来。如果恒星达到临界旋转，进一步的吸积应该停止，直到多余的角动量以某种方式处理。如果主星在AGB上时不能重新分配或失去角动量，则吸积的质量可能比预期的要低得多。在这里，我们提出的计算，详细的恒星演化模型的基础上，可以通过推定的Ba和CEMP恒星的祖先，在他们达到临界旋转的假设下，没有角动量损失发生在质量转移的质量吸积。我们考虑不同的吸积速率和特定的角动量值。对吸积质量最严格的限制来自于考虑开普勒吸积盘的吸积，这可能是在大多数外部污染的富碳恒星形成过程中存在的。我们的计算表明，在这种情况下，只有大约0.05太阳质量的物质可以添加到吸积恒星达到临界旋转之前，这是太低，以解释许多Ba和CEMP恒星的化学富集。要么吸积物质的特定角动量必须有效地比开普勒值低约10倍，要么必须发生显著的角动量损失才能发生实质性的吸积。
2017-07-25 astro-ph.SR
The jet-feedback mechanism in common envelope evolution of planetary nebula progenitors
本研究利用MESA程序模拟行星状星云前身星共包层演化中的负喷流反馈，推导了反馈系数表达式，证实了喷流在共包层演化早期及亮红新星等暂现事件中的重要作用。
2025-09-04 astro-ph.SR
A super-Eddington wind scenario for the progenitors of type Ia supernovae: binary population synthesis calculations
超爱丁顿风的假设被认为是产生Ia型超新星的另一种方法。超级爱丁顿风可以自然地阻止具有高质量吸积率的碳-氧白矮星（CO WD）成为红巨星般的恒星。此外，它在低金属含量的环境中起作用，这可能解释了在高红移时观察到的Ia超新星。在这篇文章中，我们系统地研究了最突出的单简并WD+MS信道的基础上的超级爱丁顿风的情况。我们结合Eggleton恒星演化代码与快速二进制人口合成（BPS）的方法来预测SN Ia出生率的WD+MS通道采用超爱丁顿风的情况下，详细的质量积累效率的H壳闪光的WD。BPS计算发现，如果采用Eddington吸积率作为临界吸积率，WD+MS通道的Ia超新星诞生率估计值为~0.009-0.315*10^{-3}{yr}^{-1}，远低于观测值（小于观测值的10%）。这表明WD+MS通道仅占所有SNe Ia的一小部分。在本模拟中的诞生率低于以往的研究，这主要是由于采用了新的质量积累效率的H壳层闪光。我们还发现，临界质量吸积率对Ia超新星的诞生率有重要影响。同时，我们的BPS计算结果对共包线引射效率的值很敏感。
2015-02-23 astro-ph.SR
V4142 Sgr: a Double Periodic Variable with an accretor surrounded by the accretion-disk's atmosphere
内容：本文对密近相互作用双星V4142，Sgr进行了详细的光度和光谱分析，该系统属于一个神秘的类大陵变星，具有一个未知性质的长光度周期。目的：执行测光数据挖掘和光谱观测覆盖的轨道周期，我们得到的轨道参数和恒星的性质的双星系统，以及物理性质的吸积盘位于周围的热恒星。深入了解系统的演化路径。研究方法：利用双星系统的理论光变曲线，考虑两颗恒星和热星的吸积盘对光变曲线的贡献，采用逆模型方法对光变曲线进行建模，得到基本参数。为了限制主要的恒星参数的质量比是固定的，以及施主温度使用从我们的光谱分析，包括去混方法，以隔离恒星成分的谱线获得的值。系统参数与双星演化模型网格进行了比较，以了解系统的演化历史。结果：重新计算了轨道周期和长周期，发现轨道周期和长周期分别为$30.633 \pm 0.002 ~\mathrm{days}$和$1201 \pm 14 ~\mathrm{days}$。光谱分析揭示了H $α$双发射，并具有持续的$V \leq R$不对称性，这被认为是热点区域可能出现风的证据。
2023-02-21 astro-ph.SR
Modeling the Accretion Structure of AU Mon
AU Mon是一个长周期（11.113 d）的大陵型双星系统，具有持久的吸积盘，明显的双峰H-α发射。我们提出了以前未发表的光学光谱的AU Mon，获得了几年的密集轨道相位覆盖。我们利用这些数据，以及档案紫外光谱，模拟的温度和结构的吸积盘和气体流。合成光谱线，包括H-α，H-β，和Al III和Si IV双峰计算与Shellspec程序。对于一个内/外半径为5.1/23 R_sun、厚度为5.2 R_sun、密度为1.0 e-13 g/cm ^3、最高温度为14000 K的吸积盘，以及一个温度为8000 K、传输量为2.4 e-9 M_sun/yr的气流，得到了模型谱和观测谱之间的最佳匹配。我们显示的H-α多普勒断层图像的气体的速度结构，构造通过顺序减去贡献的恒星和吸积结构计算的差异配置文件。断层图像提供了独立的支持Shellspec建模，同时也说明了残余排放在亚开普勒速度持续甚至减去磁盘和流的排放。在多周和多年的时间尺度上，H-α分布的光谱变异性超出了轨道或长周期周期的预期，可能反映了质量转移速率或盘结构的准随机变化。最后，一个瞬态的紫外光谱吸收功能可以被建模为一个偶然的流出推出附近的磁盘流相互作用区域。
2012-10-18 astro-ph.SR
The single-degenerate model for the progenitors of accretion-induced collapse events
氧氖白矮星（ONe WD）的吸积诱导坍缩（AIC）是恒星演化的一种理论预测结果，可能与某些中子星系统的形成有关。然而，AIC事件的起源模型还没有得到很好的研究，最近的研究表明，当CO WD表面发生偏离中心的碳点火时，CO WD+He星系统也可能通过AIC过程参与中子星系统的形成。本文系统地研究了AIC事件的单简并（SD）模型，包括CO WD+He星通道和ONe WD+MS/RG/He星通道的贡献。首先，在详细的双星演化计算的基础上，给出了在轨道周期--次质量平面内产生AIC事件的这些SD通道的初始参数空间。然后，根据一种二进制总体综合方法，基于初始参数空间，给出了这些SD通道的AIC事件发生率和延迟时间。我发现我们银河系中AIC事件的发生率在$\sim0.3-0.9\times10^{-3}$ \，yr $^{-1}$的范围内，它们的延迟时间为$>$ 30\，Myr。研究还发现，ONe WD+He星通道是产生AIC事件的主要途径，而CO WD+He星通道在研究AIC事件的起源时不可忽略。
2018-08-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Modeling the progenitors of low-mass post-accretion binaries
本研究构建2700个低质量吸积后双星吸积模型网格，结合观测样本拟合AGB供体星质量，揭示不同类型s-过程增丰星的吸积质量与最终质量特征，验证了多数样本的质量分布可被模型重现。
2025-05-28 astro-ph.SR
Progenitors of Supernovae Type Ia
尽管Ia型超新星（SNeIa）在天体物理学的许多领域都具有重要意义，但SNeIa缺乏理论解释。标准的场景包括碳/氧白矮星接近克拉塞卡质量的热核爆炸;要么是来自伴星的吸积，要么是两颗白矮星的合并。我们调查的贡献，从两个渠道的SNIa率与二进制人口合成（BPS）代码SeBa，以约束二进制过程，如质量保留效率的WD吸积和共同的信封演变。我们确定的理论速率和延迟时间分布的SNIa祖细胞，特别是研究假设如何影响预测率。
2013-02-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Luminous Blue Variables and superluminous supernovae from binary mergers
有证据表明，一些核心坍缩超新星（CCSNe）的直接祖先星是亮蓝变星（LBV），可能包括一些“超亮超新星”（SLSNe）。我们研究模型中，大质量的恒星获得质量后不久，核心氢燃烧结束。这些主要是用来表示在B型早期质量转移的短暂接触阶段后的合并，但也可能表示在赫兹弹簧间隙或在主序星阶段因其他原因而非常晚获得质量的恒星。吸积后的恒星在核心燃烧氦的阶段是蓝超巨星（BSG），许多例子与核心坍缩时的LBV一致。其他的例子是爆炸时的黄超巨星。我们还研究了这种吸积后的恒星是否可能在核心坍缩后成功爆炸。后吸积模型的最终核心性质大致类似于合并前主星具有相同初始质量的单颗恒星。更令人惊讶的是，当早期的情况B吸积确实影响最终的核心性质时，这种影响似乎可能有利于成功的SN爆炸，即，使其核心的性质更接近于低质量的单星。然而，这些核心的详细结构有时会显示出与我们计算过的任何单星模型的质的差异。适当的二元合并率可能与SNe与直接LBV祖细胞的比率相匹配;对于适度乐观的假设，我们估计祖细胞出生率约为CCSN率的1%。
2014-10-09 astro-ph.SR
What is the role of wind mass transfer in the progenitor evolution of Type Ia Supernovae?
Ia型超新星（SNe Ia）是碳氧白矮星（WD）的热核爆炸，从双星伴星吸积质量，伴星可以是非简并恒星（主序星或巨星），也可以是双星合并中的另一颗WD（分别是单简并和双简并）。在Ia超新星的星族合成研究中，渐近巨星分支（AGB）星对这两种情况的贡献都是微不足道的。然而，这些研究大多采用简化的假设来计算风的质量损失和吸积的影响，在双系统。这项工作调查的影响，风的质量转移人口的双星，并讨论了AGB星的作用，作为祖先的超新星Ia。
2017-07-25 astro-ph.SR
Progenitor-dependent Explosion Dynamics in Self-consistent, Axisymmetric Simulations of Neutrino-driven Core-collapse Supernovae
我们提出了自洽的，轴对称的核心塌陷超新星模拟进行普罗米修斯顶点代码的18个前超新星模型在11-28太阳质量的范围内，包括最近由其他团体调查的祖先。所有的模型都会产生爆炸，但根据原型结构的不同，它们可以分为两类。随着Si/Si-O界面处密度的急剧下降，该界面到达激波前沿导致质量吸积速率的突然下降，从而触发快速接近爆炸。随着吸积速率的逐渐降低，中微子加热需要更长的时间来克服吸积冲压压力和爆炸。反弹后的高质量吸积率和相应的高中微子光度结合在Si/Si-O界面处的吸积率和冲压压力的显着下降，促进了早期的爆炸。由于快速收缩的中子星半径和通过其最大值后后退的冲击前锋，我们的模型表现出短的平流时间尺度，这有利于有效的增长的常设吸积激波不稳定性。后者至少对失速激波在逃逸前的再膨胀起支持作用。考虑到增益层中的湍流压力的影响，我们推导出一个广义的临界中微子光度的条件，捕捉所有模型的爆炸行为非常好。我们通过测试随机性、数值分辨率和近似在微观物理学某些方面的影响来验证我们研究结果的稳健性。
2016-05-18 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
A remarkable recurrent nova in M31 - The optical observations
2013年11月下旬，M31经常性新星M31 N 2008- 12 a在五年内第五次爆发。目的：在这封信中，我们解决的光学光变曲线和祖系统的M31 N 2008- 12 a。研究方法：2013年的光学成像数据从利物浦望远镜，拉帕尔马，丹麦1.54米望远镜，拉西拉，和档案哈勃太空望远镜近红外，光学和近紫外数据的爆发进行天体测量和光度分析。结果如下：2013年爆发的光度测量，结合之前的三次爆发，使一个非常快的新星，t2（V）~4天的模板光变曲线的建设成为可能。档案数据允许恢复的祖先系统的光学和近紫外数据，表明一个红巨星二次与明亮的吸积盘，或者是一个系统与亚巨星二次，但占主导地位的磁盘。结论：M31 N 2008- 12 a的爆发和一些历史性的X射线探测表明，这是一个独特的系统，重现时间约为1年。这意味着一个非常高质量的白矮星和高吸积率的存在。我们鼓励更多的观测，特别是在2014年底。
2014-02-10 astro-ph.SR
Progenitors of type Ia supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）在天体物理学中具有重要的地位，对恒星演化、星系演化和宇宙学的研究具有重要意义。它们通常被认为是密近双星中吸积碳氧白矮星（CO WD）的热核爆炸，然而，质量供体恒星的性质仍然不清楚。在这篇文章中，我们回顾了过去几年提出的各种祖先模型，并总结了许多观测结果，可以用来限制其祖先的性质。我们还讨论了超新星Ia多样性的起源和超新星Ia祖先在某些领域的影响。目前较好的祖先模型是单简并（SD）模型，其中WD吸积来自非简并伴星的物质。这个模型可以解释大多数Ia超新星的相似性。长期以来，人们一直认为，双简并（DD）模型，其中涉及两个CO WD的合并，可能会导致吸积诱导的崩溃，而不是热核爆炸。然而，最近对少数超新星Ia的观测似乎支持DD模型，并且该模型在一定条件下可以产生正常的超新星Ia爆炸。此外，亚亮超新星Ia可以用亚克拉塞卡质量模型来解释。目前，似乎可能需要不止一个祖先模型，包括SD和DD模型的一些变体，来解释所观察到的Ia型SNe的多样性。
2012-04-28 astro-ph.SR
Chandrasekhar-mass white dwarfs are the progenitors of a small fraction of Type Ia supernovae according to nucleosythesis constraints
Ia型超新星（SNe Ia）的精确祖先系统，无论它是一个接近于克拉塞卡极限的白矮星（WD）还是质量小得多的白矮星，几十年来一直是一个争论的问题。我们小组最近对大规模WD爆炸前的吸积和沸腾阶段的研究表明，热失控时的中心密度在$(3.6-6.3)\times10^9$ g cm $^{-3}$范围内，以便合理选择WD上的吸积速率和祖金属丰度。在这项工作中，我们已经计算了一维模拟爆炸的这种WD，特别强调喷出物的化学成分，这在所有情况下是非常丰富的中子化同位素铬（$^{54}$铬）和钛（$^{50}$钛）。我们表明，为了使这样的核合成与太阳系的同位素丰度相一致，质量为1000亿克拉塞卡的白矮星最多可以占到正常光度的Ia超新星的26%，或者说最多占到所有Ia超新星的20%。
2022-09-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
White dwarf -- red giant star binaries as Type Ia supernova progenitors: with and without magnetic confinement
各种白矮星（WD）双星方案已被提出，试图了解Ia型超新星（SNe Ia）的性质和多样性。在这项工作中，我们研究了碳氧WD -红巨星（RG）双星（包括磁约束的作用）作为可能的SN Ia祖（所谓的共生祖通道）的演变。使用\textsc{mesa}恒星演化程序，我们计算了RG星的结构，风的质量损失，罗氏瓣溢出（RLOF）的质量转移率，极性质量吸积率（在磁约束的情况下）的时间依赖性，以及轨道和角动量的演变。我们考虑的情况下，WD是非磁性的情况下，磁场是强大到足以迫使吸积到两个小极冠的WD。在一个小的区域内的限制吸积允许更有效的氢燃烧，潜在地抑制新星爆发。这使得WD更容易在质量上增长到阿布拉塞卡质量极限，并爆炸成Ia型超新星。与没有磁约束的情况相比，磁约束使Ia型超新星共生通道的初始参数空间向更短的轨道周期和更低的施主质量移动。对低质量He WD或相对低质量的巨星进行重新定位，这些巨星在超新星爆炸中幸存下来，并在SN遗迹中发现，这将为我们理解这种共生通道的贡献提供重要的见解。
2023-01-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pre-explosive accretion and simmering phases of Type Ia Supernovae
在吸积WD接近Ekrasekhar极限，流体静力学碳燃烧之前的动力学突破。在这个\textit{simmering}阶段，$e-$俘获在恒星的中心区域是能量上有利的，而$β-$衰变则更倾向于外部，这两个区域通过不断增长的对流不稳定性连接起来。我们分析了弱相互作用和对流之间的相互作用，所谓的对流URCA过程，在酝酿阶段的SNe Ia祖先和它的影响的物理和化学性质的爆炸时期。与以前的研究不同，我们发现，由碳燃烧提供动力的对流核心仍然局限在${^{21}(Ne,F)}$ URCA壳内。因此，在爆炸之前必须消耗大量的碳，最终发生的密度比以前估计的要大。此外，我们还发现，对流核的扩展和平均中子化依赖于WD前身的初始金属丰度。对于爆发时期对流核的平均中子化，我们得到了${\overlineη_{exp}} = (1.094\pm 0.143)\times 10^{-3} + (9.168\pm 0.677)\times 10^{-2}\times Z$。在对流核之外，中子化则由原始恒星中C+N+O的初始量决定。由于S、Ca、Cr和Mn这些通常被用来评估爆炸前中子化的元素主要产生于重中子化的核心之外，因此对历史上第谷和开普勒超新星Ia的祖先的金属丰度估计过高的问题仍然没有解决。
2022-01-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Observational Properties of SNe Ia Progenitors Close to the Explosion
我们通过假设旋转双简并场景，确定了超新星Ia祖先在爆炸前的各个观测波段的预期信号。我们的研究结果也适用于所有的演化场景调用旋转的吸积过程的驱动机制，以及进化到爆炸。我们发现，观测性质主要取决于爆炸物体的质量，即使角动量演化后的质量吸积阶段结束之前的C燃烧的发病起着不可忽视的作用。爆发前的M_V星等为9 ~ 11等，色（F225 W-F555 W）约为-1.64等，在爆发前的几十年中光度特性保持不变。在过去的几个月里，亮度下降得非常快。光学波段的相应下降从百分之几变化到一个量级，确切值取决于WD总质量和质量传递结束时的制动效率。这一特征与能量生产呈指数级增长有关，这种增长驱动着对流核心的形成，迅速延伸到爆炸物体的大部分。角速度也会下降。我们发现，在软X波段（0.5 - 2千电子伏）的观测可以用来检查是否SNe Ia祖先演化到爆炸是由旋转驱动，因此，区分不同的祖先的情况。
2017-12-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Magnetized White Dwarf + Helium star Binary Evolution with Accretion-induced Collapse
由氧/氖/镁组成的白矮星（ONeMgWD）+剥离氦（He）星双星的吸积诱导坍缩（AIC）是形成特殊中子星天体的一个有希望的途径。讨论了WD的磁场可能改变WD双星演化过程中的吸积阶段。通过考虑非磁性和充分磁化的WD，我们研究了ONeMg WD + He双星的演化与详细的恒星演化和二进制人口合成模拟。磁约束吸积在类毫秒双星和磁星可能形成途径中的作用也进行了研究。与球对称吸积情况相比，磁约束模型下，在低质量传递速率下，WDs的质量积累效率得到了提高。由于磁约束的影响，潜在AIC祖先系统的初始参数空间向更短的轨道周期和更低的施主质量移动（但不那么显著）。这也允许最终的MSP具有较低质量的WD同伴和较短的轨道周期。有和没有磁约束，这意味着WD的磁场不会显着改变的ONeMg WD + He星双星，可以产生AIC的银河系的出生率之间没有显着差异。值得注意的是，由于ONeMg WD和CO WD的吸积阶段相似，这些结论也适用于作为Ia型超新星祖先的CO（碳/氧）WD + He双星。磁星的银河速率可能是通过高磁化WD的AIC形成的$0.34\times10^{-4}\,{\rm yr}^{-1}$。
2021-12-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
The violent white dwarf merger scenario for the progenitors of type Ia supernovae
最近的观测表明，一些Ia型超新星（SNe Ia）起源于两个碳氧白矮星（CO WD）的合并。同时，最近的流体动力学模拟表明，在一定的条件下，当双WDs剧烈合并时，吸积诱导的坍缩是可以避免的。然而，从这个激烈的合并方案的超新星Ia的属性是高度依赖于一个特定的质量吸积阶段，所谓的WD + He亚巨星通道，在此期间，主WD是能够增加其质量吸积富He物质从He亚巨星系统演化成双WD系统之前。在这篇文章中，我们的目标是系统地研究这一特定的演化阶段，并给出暴力WD合并的性质。利用Eggleton恒星演化程序，对WD + He亚巨星通道进行了大量的双星计算，得到了参数空间中发生剧烈合并的区域。根据这些模拟，我们发现，在质量吸积阶段，主要的WD可以增加它们的质量约0.10-0.45 Msun。然后，我们进行了一系列的二进制人口合成计算，发现银河系SN Ia从这个通道的出生率约为0.01-0.4*10-3 yr-1。这表明来自这个通道的剧烈WD合并可能只占我们银河系所有SNe Ia的0.3%-10%。该通道的WD合并延迟时间大于1.7 Gyr，对老年人群的SNe Ia有贡献。我们还发现，WD + He亚巨星通道是产生剧烈WD合并的主要途径，最终可能爆发为超新星Ia。
2016-07-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Neutrino signature of supernova hydrodynamical instabilities in three dimensions
第一个全尺寸三维（3D）核心坍缩超新星（SN）模拟与复杂的中微子输运显示了两个高质量的祖星（20和27 M_sun）的显著的稳定吸积激波不稳定性（SASI）效应。在一个低质量的祖先（11.2 M_sun），大尺度对流是主要的非径向流体动力学不稳定性的激波后吸积层。与SASI相关的中微子信号调制（在我们的两个例子中为80 Hz）将在IceCube或未来的Hyper-Kamiokande探测器中清楚地检测到，这取决于祖先的属性，距离和观察者相对于SASI主要晃动方向的位置。因此，来自下一个星系SN的中微子信号可以诊断流体动力学不稳定性的性质。
2013-09-19 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ex
Effect of binary evolution on the inferred initial and final core masses of hydrogen-rich, Type~II supernova progenitors
大多数大质量恒星，核心坍缩超新星（SNe）的祖先，都是在近距离双星系统中发现的。Zapartas等人（2019）对富氢II型SN祖细胞的比例进行了建模，这些祖细胞的演化受到与其同伴的质量交换的影响，发现对于大多数假设，这一比例在1/3和1/2之间。在这里，我们更深入地研究了这种二进制历史的II型SN祖先的最终前SN核心质量分布的影响，使用人口合成模拟。我们发现，II型SNe的双星祖先通常会以比孤立生活时更大的核心质量结束生命，因为它们在爆炸前获得了质量或与伴星合并。不同的二元演化路径的组合通常会导致一个稍微浅的最终核心质量分布。在红超巨星问题的背景下讨论我们的结果，即，由于没有发现高亮度的祖先星，我们认为双星演化似乎并没有显著影响这个问题。这个结论与我们在二元物理假设中的变化是相当可靠的。我们还预测，推断的初始质量的II型SN祖从“年龄测定”其周围环境系统地产生较低的质量相比，探测前SN的核心质量或光度的方法。从这些不同的技术推断的SN祖先的初始质量之间的一个强大的差异可能表明一个演化历史的二元质量吸积或合并。
2020-12-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nuclear Burning in Collapsar Accretion Disks
大质量快速旋转恒星的核心坍缩被认为是长持续时间伽马射线暴（GRB）及其相关高能超新星（SNe）的前身。在坍缩后的早期，相对较低的角动量物质会从下落的恒星包层中循环到位于黑洞视界外的吸积盘中，从而产生高吸积率，为伽马射线暴喷流提供动力。在这些小半径的磁盘中平面的温度是足够高的离解核，而从磁盘的流出可以是中子丰富，并可能合成r-过程的核。然而，在稍后的时间，对于高的祖先角动量，恒星包层的外层可以在更大的半径$\gtrsim 10^{7}$ cm处圆化，在那里核反应可以在盘中平面发生（例如~ $^{4}$ $^{16}$ Ne + $γ$）。在这里，我们探讨了核燃烧的影响，通过流体动力学$α$ -粘性环面模拟耦合到一个19-同位素核反应网络，这是为了模仿晚落时代在Eksar演化时，环面的粘性时间已成为可比的信封回落时间的Eksar吸积盘和它们的流出。我们的研究结果解决了几个关键问题，如静态燃烧和吸积与爆轰的条件和产生的$^{56}$镍盘流出，我们表明，这可能有助于显着供电GRB超新星。位于最慢的，最内层的喷出物，后者可以提供必要的放射性加热源，使光谱特征的r-过程元素可见的晚时间GRB-SNe光谱。
2020-08-10 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Hydrodynamic Simulations of Oxygen-Neon Classical Novae as Galactic $^7$Li Producers and Potential Accretion Induced Collapse Progenitors
本研究使用NOVA代码模拟氧氖白矮星上的经典新星热核失控过程，发现抛射物中7Be大量富集，表明经典新星是银河系7Li的重要来源，且白矮星质量因抛射少于吸积而增长，可能成为吸积诱导坍缩事件的重要通道。
2024-01-04 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
