Extra-Mixing in Luminous Cool Red Giants. Hints from Evolved Stars with and without Li
在测定低质量恒星亮度和演化状态的基础上，分析了低质量恒星在红巨星支（RGB）和渐近巨星支（AGB）阶段的Li丰度。通过应用最近提出的模型额外的混合，磁浮力引起的，我们表明，锂丰富和锂穷人的明星可以占。最简单的情况意味着在RGB上快速不稳定性的发展，其中Li被产生。当磁场强度增加时，浮力就会减弱，Li就会被破坏。3他被消耗，以可变的速度。这一过程在AGB上继续进行，但由于时间短，中等质量循环速率对Li的影响很小。富O和富C的恒星显示出不同的Li产生/毁灭历史，可能表明不同的质量。磁浮力允许更复杂的传输方案，对Li有更大的影响，但大多数正常的LMS似乎只显示这里讨论的Li变化范围。
2009-05-27 astro-ph.SR
À Propos Nonlinear Pulsations of R CrB Variables
本研究通过MESA代码演化氦星模型至R CrB变星区域，捕捉到与观测周期相符的脉动不稳定性，并暗示这些脉动可能为奇异模。
2023-12-22 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
Study of instabilities and outbursts in luminous blue variables AF And $\&$ R 127
本文对亮蓝变星 AF And 和 R 127 在宁静与爆发阶段进行线性稳定性分析，发现多个不稳定模式及频繁的模式相互作用，并指出这些不稳定性可能与观测到的不规则变异性和表面喷发有关。
2023-07-06 astro-ph.SR
Computing the dust distribution in the bowshock of a fast moving, evolved star
研究了快速运动的红超巨星湍流相互作用区的流体动力学行为。在这种风-星际介质碰撞中，形成了常见的弓形激波、接触间断和风终止激波形态，并伴随着局部不稳定性的发展。我们的模型包括对恒星风中尘埃颗粒的详细处理，并考虑到尘埃和气体之间的阻力。粉尘被视为按粒度分类的无压气体成分，我们使用十个有代表性的粒度箱。我们的模拟可以推断不同大小的尘埃颗粒如何分布在整个拱星介质中。我们发现，较小的尘埃颗粒（半径<0.045微米）往往强烈绑定到气体，因此密切遵循气体密度分布，由于风相关的接触不连续性本质上是流体动力学不稳定性，具有复杂的精细结构。较大的晶粒，阻力更大，有自己独特的灰尘分布，与气体形态的渐进偏差。具体来说，小尘埃颗粒完全停留在受冲击的风物质所约束的区域内。大颗粒能够离开冲击风层，并能穿透冲击甚至未冲击的星际介质。根据尘埃颗粒的数量如何随颗粒大小而变化，这应该会在红超巨星和其他演化恒星的弓形激波的红外观测中留下清晰的印记。
2011-05-12 astro-ph.SR
Non-linear pulsations in Wolf-Rayet stars
数值模拟了沃尔夫-拉叶星奇异模不稳定性演化到非线性区域的过程。已经表明，Wolf-Rayet模型达到径向速度，该径向速度高达其逃逸速度的30%。声学光度表明与观测到的质量损失有关。大多数的模型显示了跳跃的平均有效温度后，达到非线性政权。该跳跃与不透明度的运行有关。
2009-08-07 astro-ph.SR
Angular momentum transport within evolved low-mass stars
开普勒卫星对1.0-2.0 Msun的红巨星进行的星震学研究，首次对第一个上升的红巨星分支（RGB）恒星和氦燃烧团上的恒星的内部自转进行了明确的测量。在RGB星上，~0.2Msun He简并核的自转速率为10-30天，而在团簇星上，He燃烧核的自转速率为30-100天。利用MESA程序，我们计算了低质量旋转恒星从零龄主序星到冷却白矮星（WD）阶段的最新恒星演化模型。我们包括由于旋转引起的不稳定性和环流的角动量的运输，以及辐射区的磁场（由泰勒-斯普鲁特发电机产生）。我们发现，所有的模型都无法预测核心旋转的RGB上观察到的慢，在核心他燃烧，这意味着一个未建模的角动量输运过程必须在早期的RGB低质量恒星。后来演变的恒星从他燃烧团冷却WD阶段似乎是在几乎恒定的核心角动量。我们还将绝热脉动代码，ADIPLS，明确强调这一不足时，适用于一个特定的开普勒asteroseisic目标，KIC 8366239。本文中用于计算模型的MESA inlist可在\url{https://authorea.com/1608/}（文档底部）中找到。
2014-05-06 astro-ph.SR
Rings and arcs around evolved stars. II. The Carbon Star AFGL 3068 and the Planetary Nebulae NGC 6543, NGC 7009 and NGC 7027
利用高质量的多历元HST图像，对行星状星云NGC 6543、NGC 7009和NGC 7027的晕中的弧和破碎的环状特征以及碳星AFGL 3068周围的螺旋图案进行了详细的比较研究。这种比较使我们能够研究AGB星周围的规则图案和PNe周围的不规则同心图案之间的联系和可能的演化。这些特征的径向自行约为15 km/s，与AGB风一致，其线性大小和间隔时间（500 - 1900年）也与AGB星周围的一致，表明它们有共同的起源。我们发现使用辐射流体动力学模拟的证据表明，在AGB阶段结束时产生的规则图案变得高度扭曲的相互作用与扩大PN和各向异性照明和电离模式所造成的阴影不稳定性。这些过程将破坏AGB恒星周围的规则（主要是螺旋形）图案，可能成为在PNe晕中观察到的弧形和破碎的环。
2020-04-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The most metal-rich asymptotic giant branch stars
我们提出了新的恒星演化序列非常富含金属的恒星与莫纳什恒星结构代码和MESA。莫纳什模型包括质量的$1-8M_{\odot}$与金属丰度$Z=0.04$到$Z=0.1$，并从主序演化到热脉冲渐近巨星分支（AGB）。这些是文献中的第一个$Z=0.1$ AGB模型。MESA模型包括$Z=0.06$到$Z=0.09$的中间质量模型，这些模型演化到热脉冲阶段的开始。第三，仅在中等质量模型$Z \le 0.08$中出现挖掘。热底燃烧（HBB）对金属丰度的依赖性较弱，最小质量从$Z=0.014$的4.5 $M_{\odot}$增加到Z = 0.04时的$\approx 5.5 M_{\odot}$、$ 0.05 \le Z \le 0.07$的$6M_{\odot}$和$Z\ge 0.08$的6.5 $ M_{\odot}$以上。$Z=0.1$模型的行为是不寻常的，大多数没有经历由于快速质量损失的早期部分的AGB的He壳不稳定性。关闭质量损失产生氦壳层不稳定性，但热脉冲是弱的，不会导致第三次疏浚。碳点火的最小质量从$Z=0.04$的8 $M_{\odot}$减少到$Z=0.1$的7 $M_{\odot}$，这意味着核心坍缩超新星的最小质量减少。类似高金属丰度（$Z=0.06 - 0.09$）的MESA模型显示碳点火的最小质量的相同降低：在最高金属丰度（$Z=0.09$）的$6 M_{\odot}…
2021-11-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dimming events of evolved stars due to clouds of molecular gas. Scenarios based on 3D radiation-hydrodynamics simulations with CO5BOLD
针对参宿四调光事件揭示的大质量恒星演化认知缺口，通过CO5BOLD三维辐射流体模拟提出三种分子气体云遮挡情景，解释暗斑形成与调光机制，为超巨星调光事件提供理论依据。
2024-11-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust properties and disk structure of evolved protoplanetary disks in Cep OB2: Grain growth, settling, gas and dust mass, and inside-out evolution
本文给出了Cep OB 2区34颗中低质量恒星的31个TTS和IRAM/1.3mm观测的Spitzer/IRS光谱。包括我们以前发表的数据，我们分析了56个TTS和3个中等质量的恒星在Tr 37（~ 400万年）和NGC 7160（~ 1200万年）的硅酸盐特征。硅酸盐发射特征很好地再现与无定形（橄榄石，镁橄榄石，和二氧化硅化学计量）和结晶颗粒（镁橄榄石，顽火辉石）的混合物。我们探索晶粒尺寸和磁盘结构使用辐射转移磁盘模型，发现大多数对象遭受了重大的演变（晶粒生长，沉降）。大约有一半的磁盘显示由内而外的演变，要么灰尘清除内孔或径向依赖的灰尘分布，通常有较大的颗粒和更多的沉淀在最里面的磁盘。典型的强硅酸盐的功能，但需要存在的小灰尘颗粒，并可以解释为根据颗粒大小，异常的灰尘分布，和/或光学薄的尘埃种群内磁盘间隙的差异沉降。M型恒星往往比K型天体有更弱的硅酸盐发射和更陡的SED。推断出的低尘埃质量与相对较高的气体吸积率形成强烈对比，表明全球颗粒生长和/或异常的气尘比。过渡盘（TD）在Cep OB 2区域显示强烈的加工颗粒，这表明它们主要是由尘埃演化和沉降。最后，罕见但引人注目的在年老时具有强烈吸积作用的盘的存在揭示了一些非常巨大的盘可能仍然存在于颗粒生长，引力不稳定和行星形成中。
2011-08-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the origin of variability in $α$ Cygni variable $ε$ Ori (HD 37128) using TESS observations and modelling
National Institute of Technology Rourkela（印度国家技术学院鲁尔克拉）；Georg-August-Universität Göttingen（哥廷根大学）；Czech Academy of Sciences（捷克科学院）
研究通过TESS观测和建模揭示HD 37128的低频随机变异性，分析不同质量模型中径向和非径向模式的稳定性，发现低阶模式与strange modes相关，非线性模拟显示其导致包层膨胀和脉动。
2026-05-11 astro-ph.SR
Hydrodynamic instabilities in long-term three-dimensional simulations of neutrino-driven supernovae of 13 red supergiant progenitors
Universitat de València（瓦伦西亚大学）；Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理学研究所）
针对13个红超巨星progenitor开展长期三维超新星模拟，通过中微子加热参数化建模，揭示${}^{56}$Ni混合与氦核质量、氦壳层$ρr^3$的相关性，为超新星模型改进和progenitor结构推断提供依据。
2026-10-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Triple Star Origin For T Pyx and Other Short-Period Recurrent Novae
周期性新星是一种恒星系统，其中一颗巨大的白矮星以如此高的速度吸积物质，以至于每1 - 100年经历一次热核逃逸。它们是唯一一种白矮星可以在质量上增长的新星，使得其中一些系统成为Ia型超新星祖先的候选者。几乎所有已知的周期新星都是长周期（P_orb > 12小时）双星系统，其中所需的质量供应率可以由演化的（亚）巨施主星提供。然而，至少有两颗复发新星是短周期（P_orb < 3小时）双星，其中质量转移通常由引力辐射驱动，其速率比所需的小3-4个数量级。在这里，我们表明，这个类的原型- T Pyxeurs-有一个遥远的自行同伴，因此可能是从一个分层的三星系统演变而来。三重演化可以自然地产生奇异的紧凑的二进制作为三体动力学的结果，无论是通过Kozai-Lidov偏心周期的动态稳定系统或通过质量损失引起的动力学不稳定性。通过数值进化的三重祖物理合理的参数向前的时间，我们明确地表明，内部的二进制可以变得如此偏心，质量转移被触发在近星点，驱动次级的热平衡。我们认为，短周期的经常性新星可能通过这种极端的状态，解释他们偏离标准的二进制演化轨道。
2022-04-29 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
A Detailed Study of Spitzer-IRAC Emission in Herbig-Haro Objects (II): Interaction Between Ejecta and Ambient Gas
我们提出了一个新的分析的物理条件在三个赫比格-哈罗复合体（HH 54，HH 212，和L 1157原恒星喷流）使用档案数据的红外线阵列相机（IRAC）的斯皮策太空望远镜。如论文I中详细描述的，与用8.0微米滤光片观察到的发射相比，在相对高的温度或密度下，在分子冲击（T=1000-4000 K）中，用4.5微米滤光片观察到的发射增强。使用这些数据集，我们调查不同的气体分布之间的高和低的温度/密度。我们的分析揭示了一些温暖/密集的结，其中大部分似乎与工作表面，如头部的弓冲击和彗星的功能，并在喷出物的反向冲击的存在。这些不仅如预期的那样沿着射流轴线分布，而且还横跨射流轴线分布。虽然一些棘手或破碎的结构可以用冲击流中的不稳定性来解释，但其他结构可以更简单地用质量喷射源作为“猎枪”的情况来解释，沿着相似但不相同的轨迹周期性地喷射物质子弹。这样的解释在某种程度上挑战了目前与低质量原恒星有关的喷流范式。它也提供了线索，以协调我们的理解，在高，低质量的原恒星和演化的恒星的质量喷射机制。
2011-09-29 astro-ph.SR
HD 144812: A transition-phase massive star in a binary system
本研究通过IGRINS光谱和多波段成像揭示HD 144812为双星系统中的后红超巨星，其红外过量、双峰发射及CO带首发射表明存在盘状伴星，为超新星前演化研究提供新视角。
2025-03-25 astro-ph.SR
Dynamical Mass Loss at the End of TP-AGB stars
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学天文与前沿科学研究院）；Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences (CAS)（中国科学院云南天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Henan Normal University（河南师范大学）
研究TP-AGB阶段恒星参数与包层动力学的关系，探讨包层不稳定性作为末期质量损失机制的可能性，发现包层质量下降导致脉动周期和径向振幅增加，可能在数百年内引发剧烈脉动并抛射剩余包层。
2026-01-26 astro-ph.SR
The Role of the Magnetorotational Instability in the Sun
我们计算增长率的非轴对称不稳定性，包括整个太阳的磁旋转不稳定性（MRI）。我们首先推导出一个色散关系的非轴对称不稳定性，包括剪切，对流浮力的影响，和三个扩散系数（热导率，电阻率和粘度）。然后，我们使用一个太阳模型演变的恒星演化代码MESA和角速度配置文件确定的全球振荡网络组（GONG）日震学，以确定不稳定的模式存在于太阳的每个位置和相关的增长率。在整个对流区和略低于对流区的中高纬度地区，总体不稳定性具有不稳定模式。它包含三类模式：大尺度流体动力学对流模式、大尺度流体动力学剪切模式和小尺度磁流体动力学（MHD）剪切模式，这些模式可以适当地称为MRI模式。虽然大规模的对流模式是最迅速增长的模式，在大多数的对流区，MRI模式是重要的稳定分层和对流不稳定的位置附近的速跃层在colatitudes θ小于53度。非轴对称MRI模式的增长速度比相应的轴对称模式;对于某些极向磁场，非轴对称MRI增长率类似于角旋转频率ω，而轴对称模式是稳定的。我们简要地讨论了MRI模式产生的磁场的饱和度，发现在太阳对流区的基础上隐含的场与基于在速跃层中活跃的发电机得出的场相当，并且即使在上层对流区中，MRI产生的场的饱和度也可能是重要的。
2014-07-17 astro-ph.SR
Wind properties of variable B supergiants. Evidence of pulsations connected with mass-loss episodes
变星B超巨星（BSG）是一组异质的恒星，具有复杂的光度和光谱行为。它们表现出质量损失的变化，并经历不同类型的振荡模式，越来越多的证据表明，可变的恒星风和光球脉动密切相关。为了讨论演化的B型恒星的风的性质和变化，我们推导出新的恒星和风参数的样本19银河系BSG拟合理论线轮廓的H，He，和Si的观察到的，并与以前的测定进行比较。首次获得了三颗恒星的质量损失率。所有恒星都遵循已知的经验风动量-光度关系，BSG晚期表现出BSG中期的趋势。我们发现了一个经验关系，将质量损失变化的幅度与数十天的时间尺度上的光度/光谱变化相关联。我们发现，位于冷侧的双稳态跳跃的恒星显示出终端和逃逸速度比的减少，而其相应的质量损失率是类似于或低于发现的值为恒星的热侧。特别地，对于那些变星，终端速度和逃逸速度比的降低伴随着质量损失率的降低。我们的研究结果还表明，径向脉动模式的周期大于6天，可能是负责风的变化在中/晚型BSG。这些径向模式可能与奇怪的模式，这是已知的促进（增强）质量损失。另一方面，我们建议，风的行为的双稳定性跳跃的冷侧的恒星可以适合与预测的三角洲慢流体动力学解决方案的辐射驱动的风与高度可变的电离。
2019-02-04 astro-ph.SR
A companion star launching jets in the wind acceleration zone of a giant star
通过进行三维（3D）流体动力学模拟，我们发现，喷气机的主序星同伴发射，因为它的轨道内的风加速区的渐近巨星分支（AGB）的明星可以有效地删除该区域的质量。我们假设在强风阶段，加速区的大部分气体没有达到逃逸速度。因此，在数值模拟中，我们以刚好低于逃逸速度的速度吹风。我们假设主序星伴星通过吸积盘吸积慢风中的质量，并垂直于赤道面发射两个相反的喷流。这种新颖的流动相互作用表明，通过发射喷流，在巨星外部的伴星，但足够接近，处于缓慢密集风的加速区，可以通过喷射一些气体来提高巨星的质量损失率，否则这些气体会落回巨星。喷流在风加速区内弯曲，在赤道面两侧形成一条带状喷射物质。喷流与风的相互作用包含了不稳定性，它将冲击喷流的气体与风混合，导致能量从喷流转移到风中。同样，我们的新模拟增加了进化恒星中喷射诱导外流形态的丰富多样性。
2020-01-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar envelope inflation near the Eddington limit. Implications for the radii of Wolf-Rayet stars and luminous blue variables
有人提出，发光恒星的包层可能会受到半径膨胀的影响。暴胀效应已经被讨论过与WR星的半径问题有关，但还没有解释银河系WR星的大半径。我们希望获得一个物理角度的膨胀效应，并研究WR星的半径的后果，和LBV。对于WR星，观测到的半径比理论预测的大一个数量级，而S剑鱼座型LBV的半径变化很大，这仍然解释不清。我们使用一个双重的方法来调查信封通货膨胀，在爱丁顿极限附近的恒星的数值模型的基础上，和一个新的分析形式主义来描述的效果。另一个新的方面是，我们考虑到外部恒星信封内的密度不均匀性（聚集）的影响。由于聚集的影响，我们能够使观察到的WR半径与理论一致。基于我们的新形式，我们发现径向膨胀是无量纲参数W的函数，这在很大程度上取决于Fe不透明度峰的拓扑结构，即，在材料属性上。当W>1时，我们发现了一个不稳定极限，在这个极限下，恒星包层变得引力不受约束，即不再存在静态解。在这个框架内，我们也能够解释S-Doradus型LBV不稳定性，如AG Car，由于恒星旋转的变化可能会触发。在HR图的上部，恒星的有效温度可能会受到暴胀效应的强烈影响。这可能对演化中的大质量LBV和WR星在最终坍缩之前产生特别强烈的影响，因为它们是SNe Ibc、SNe II和长伽玛暴的祖先。
2011-12-12 astro-ph.SR
Return of the TEDI: revisiting the Triple Evolution Dynamical Instability channel in triple stars
三星系统表现出一种被称为三重演化动力学不稳定性（TEDI）的现象，其中演化中的三重星系的质量损失引发短期动力学不稳定性，可能导致恒星碰撞，交换和喷射。先前的工作表明，TEDI是银河系中恒星迎头碰撞的重要途径，大大超过了球状星团中随机碰撞的碰撞率。在这里，我们重新审视TEDI的进化途径，使用国家的最先进的人口合成方法，自洽地考虑到恒星演化和二元相互作用，以及引力动力学和扰动通过恒星在该领域。我们发现银河系TEDI引起的碰撞率的顺序为1 e-4/年，与以前的研究是基于更简化的方法。大多数TEDI引起的碰撞涉及主序星，可能产生蓝色离散星。碰撞也有可能涉及更演化的恒星，可能产生偏心的后共包络系统，以及白矮星碰撞导致Ia型超新星（尽管后者对银河系速率的贡献可以忽略不计）。在我们的模拟中，TEDI不仅是由绝热风质量损失触发的，也是由内双星中的洛希瓣溢出触发的：当施主星的质量小于吸积星时，内双星轨道变宽，触发三重动力学不稳定性。我们发现，碰撞率增加了约17%时，飞在外地考虑。除了碰撞，我们发现TEDI产生~ 1 e-4/yr的未束缚恒星，尽管没有逃逸速度超过1 e3 km/s。
2021-12-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Neutron Star Mass Distribution
近年来，具有安全质量测量的中子星的数量已经增加到一个水平，使我们能够详细探测潜在的中子星质量分布。我们严格审查无线电脉冲星的质量测量，并提出了一个详细的检查，通过它，我们能够把严格的限制基本的中子星质量分布。这是第一次，我们能够分析一个相当大的人口的中子星白矮星系统，除了双中子星系统的技术，占系统不同的测量误差。我们发现，中子星，已经通过不同的演化路径演化反映了不同的签名，通过不同的分布峰值和质量截止值。双中子星和中子星-白矮星系统中的中子星分别在1.35 Msun和1.50 Msun处显示出一致的峰值，这表明在自旋上升阶段发生了显著的质量吸积（Δ m~0.15 Msun）。双中子星系统所暗示的质量分布的宽度表明了一个紧密的初始质量函数，而对于经过再循环的中子星，推断的质量范围明显更宽。我们发现一个质量截止在2 Msun的中子星与白矮星的同伴，建立了一个坚定的下限的最大中子星质量。这排除了大多数奇异夸克和软状态方程模型作为中子星物质的可行构型。在最大质量截断点附近没有截断表明2兆太阳的极限是由演化限制而不是核物理或广义相对论决定的，并且稀有的超大质量中子星的存在是可能的。
2010-11-18 astro-ph.GA astro-ph.SR stat.AP
The Neutron Star Mass Distribution
近年来，具有安全质量测量的中子星的数量已经增加到一个水平，使我们能够详细探测潜在的中子星（NS）质量分布。本文对射电脉冲星质量测量进行了评述。这是第一次，我们能够分析一个相当大的人口NS与灵活的建模方法，可以有效地适应倾斜的基础分布和不对称的测量误差。我们发现，已经通过不同的进化路径演变的NS反映不同的签名，通过不同的分布峰值和质量截止值。双中子星和中子星-白矮星系统中的NS在1.33 Msun和1.55 Msun处显示出一致的峰值，表明在自旋上升阶段发生了显著的质量吸积（Δ m~0.22 Msun）。由双NS系统暗示的质量分布的宽度指示紧密的初始质量函数，而推断的质量范围对于已经经历再循环的NS是显著更宽的。我们发现一个质量截止在~2.1 Msun的NS与白矮星同伴，建立了一个坚定的最大NS质量的下限。这排除了大多数奇异夸克和软状态方程模型作为NS物质的可行配置。在接近最大质量截断点处缺少截断，以及推断的质量分布的偏斜性质，都加强了2.1 Msun极限是由进化约束而不是核物理或广义相对论设定的建议，并且可能存在罕见的超大质量NS。
2013-09-25 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The Rate, Amplitude and Duration of Outbursts from Class 0 Protostars in Orion
至少有一半的原恒星质量是在0级阶段被吸积的，这时中心的原恒星深深地嵌入一个致密的、不断下落的包层中。我们提出了第一个系统的搜索从0级原恒星在猎户座云爆发。使用Spitzer/IRAC 2004年至2017年的测光，我们检测到3次来自0级原恒星的爆发，$\ge 2$的星等变化为3.6或4.5 $μ$ m。这与已知的原恒星FU Ori爆发的震级变化相当。其中两个是新发现的来自原恒星HOPS 12和124的爆发。探测到的数量意味着0级原恒星每438年爆发一次，95%的置信区间为161年至1884年。结合斯皮策和WISE/NEOWISE 2004-2019年的数据，我们发现爆发持续了9年多，每次爆发都有显著的变化。最后，我们用SOFIA，Spitzer和Herschel的$19-100$ $μ$ m测光测量了爆发的振幅。根据爆发间隔，持续时间为15年，和观测到的振幅范围，3-100%的质量吸积在0级阶段发生在爆发。总的来说，我们表明，从0类原恒星的爆发是频繁的，甚至更频繁，比那些更进化的原恒星。这与由快速质量下降触发的盘中的不稳定性驱动的爆发是一致的。此外，我们发现，爆发可能是一个重要的，如果不是占主导地位的，质量吸积模式在0级阶段。
2022-01-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Signature of a massive rotating metal-poor star imprinted in the Phoenix stellar stream
凤凰星流在速度和金属丰度上具有较低的固有色散，这意味着其前身可能是一个低质量的球状星团。在这项工作中，我们使用麦哲伦/MIKE高色散光谱的8个凤凰流红巨星，以确认这种情况。特别是，我们发现金属丰度（$σ(\mathrm{[Fe~II/H]}) = 0.04^{+0.11}_{-0.03}$）的内在散射可以忽略不计，[Na/Fe]和[Al/Fe]丰度比的峰-峰范围很大，与大多数贫金属球状星团中的轻元素丰度模式一致。然而，与其他球状星团不同的是，我们还发现[Sr II/Fe]中的固有扩展跨越$\sim$ 1 dex，而[Ba II/Fe]几乎没有显示出固有扩展（$σ(\mathrm{[Ba~II/H]}) = {0.03}^{+0.10}_{-0.02}$）。这种丰度特征最好解释为来自大质量快速旋转贫金属恒星（$15-20 \mathrm{M}_\odot$，$v_\mathrm{ini}/v_\mathrm{crit} = 0.4$，$[\mathrm{Fe/H}] = -3.8$）的慢中子捕获元素生产。推断的星团质量较低，表明该系统无法保留超新星喷出物，这意味着任何富含星际介质的大质量快速旋转贫金属恒星都必须在球状星团形成之前形成和演化。从渐近巨星分支星或核心坍缩超新星的磁旋转不稳定性中产生的中子捕获元素与观测结果的拟合较差。我们还报告了一个凤凰星流是一个富锂巨星（$A(\math…
2021-09-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The coupling between internal waves and shear-induced turbulence in stellar radiation zones: the critical layer
由于重力重力波在角动量输运中的重要作用，它被认为是解释太阳、太阳型主序星和演化恒星角速度分布的候选者之一。我们带来的关注临界层，一个在恒星物理学中很少探索的过程，定义为给定波的局部相对频率与流体旋转频率趋于零的位置（即对应于共旋转共振）。IGW通过稳定分层的辐射区域传播，在那里它们通过两个过程提取或沉积角动量：辐射和粘性阻尼以及临界层。我们的目标是获得后者的影响的全貌。首先，我们揭示了IGWs在绝热和非绝热情况下的临界层附近的传播方程的数学解决方案。然后，使用一个动力学恒星演化程序，它处理角动量的长期输运，使我们能够将这些结果应用到类太阳恒星的情况。分析揭示了两种情况，取决于临界层的Richardson数的值：一个稳定的，IGW衰减，因为他们通过一个临界水平，以及不稳定的湍流情况，其中它们可以被具有大于1的系数的临界水平反射/透射。这种过度反射/透射可能对我们对恒星内部角动量输运的看法产生强烈的影响。本文强调存在两个制度定义IGW和临界层之间的相互作用。一个应用程序暴露的第一个政权的效果，表现出加强波的阻尼。此外，这项工作开辟了新的途径有关IGW和恒星内部剪切不稳定性之间的耦合。
2013-03-07 astro-ph.SR physics.ao-ph physics.flu-dyn
