The central 1000 AU of a pre-stellar core revealed with ALMA. I. 1.3 mm continuum observations
像我们的太阳这样的恒星形成于星际云中的自引力密集和寒冷的结构中，称为前恒星核心。虽然我们对原恒星启动前和启动后不久的致密云的物理结构了解很多，但前恒星核心的中心几千个天文单位（au）尚未探索。正是在这些中心区域内，恒星系统聚集和分裂可能发生，从而形成双星和多系统。本文介绍了8兆太阳前星核L1544尘埃连续辐射的ALMA波段6观测（ACA和12米阵列），角分辨率为2“× 1.6”（线分辨率270 au × 216 au）。在初级光束中，一个0.1兆太阳的紧凑区域，我们称之为“内核”，已经被揭开。核是细长的，具有半径Rker ~ 10“（~ 1400 au）的中心平坦区。Rker内的平均数密度约为1 x 10^6 cm^{-3}，可能有局部密度增强。Rker内的区域似乎已经破碎，但详细的分析表明，类似的子结构可以通过对具有类似中心平坦区的平滑中心集中致密核心的合成干涉观测来再现。在致密的核心中存在一个光滑的内核，这与对收缩云核的非理想磁流体动力学模拟结果一致，云核的峰值数密度为1 x 10^7 cm^{-3}。在模拟12米台阵观测时，中心密度较低的致密岩心被完全滤除。这些观测结果表明，动态演化的致密核的内核，可以在高角分辨率ALMA调查。
2019-02-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Collapse of a molecular cloud core to stellar densities: the formation and evolution of pre-stellar discs
我们报告的结果从辐射流体动力学模拟分子云核心崩溃，形成原恒星。计算遵循的第一个流体静力学核心/盘的形成和演化，崩溃形成一个恒星核心，和周围的磁盘和信封上的恒星核心形成的影响。过去的正压计算表明，快速旋转的第一个核心演变成半径高达100 AU的“前星盘”，在恒星核心形成之前可能持续数千年。我们调查如何列入一个现实的状态方程和辐射转移改变这种行为，发现定性的行为是相似的，但前恒星光盘可能持续1.5-3倍更长的时间在更现实的计算。质量，半径和寿命的光盘增加的初始分子云核心与更快的旋转速率。在我们模拟的最极端的情况下，质量为0.22 Msun，半径约为100 AU的前恒星盘可以在太阳质量的云中形成，并在恒星核心形成之前持续数千年。这种大质量物体可以使用ALMA成像。这些大质量盘的碎裂也可能提供一个有效的途径来形成双星和多星，在恒星核心吸积的辐射反馈可以抑制碎裂之前。一旦坍缩形成一个恒星的核心发生在前星盘，辐射流体动力学模拟产生定性不同的行为从正压计算由于吸积能量释放。这驱动了一个冲击波通过拱星盘，甚至在没有磁场的情况下也会产生双极外流。
2011-07-29 astro-ph.SR
Hunting pre-stellar cores with APEX: Corona Australis 151, the densest pre-stellar core or the youngest protostar?
本研究利用APEX望远镜的分子谱线观测，确认了前恒星核Corona Australis 151具有极高密度和低温，并发现高氘化程度及高速翼迹象，表明其可能处于高度演化阶段或为极低光度原恒星。
2025-02-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
NH_3(1_0-0_0) in the pre-stellar core L1544
星前核代表了恒星和行星形成的初始条件，对其物理化学结构的研究具有重要意义。由于它们的挥发性，含氮分子是研究星前核心中稠密和寒冷气体的关键。Herschel-HIFI探测到的NH_3转动跃迁为进一步研究星前核的物理和化学过程提供了独特的灵敏度和光谱分辨率。本文利用Herschel-HIFI方法对572 GHz的ortho-NH_3（1_0-0_0）线进行了速度分辨观测，并研究了星前核L1544中氨的丰度分布，以检验目前关于其物理和化学结构的理论。最近计算的碰撞系数已被纳入我们的非LTE辐射转移代码再现赫歇尔观测。本文还利用一个包含自旋态化学的气粒化学模型，结合L1544的（静态）物理结构，推测了邻位NH3的丰度分布。首次在空间上解析了邻位NH_3（1_0-0_0）的超精细结构。所有的超精细组分都是强烈的自吸收。如果地核处于准平衡收缩状态（与以前的工作一致），并且如果NH_3丰度向地核中心方向略有上升（与以前对para-NH_3（1，1）的干涉观测结果一致），则可以再现该剖面。化学模型高估了~ 4000 ~ 15000 AU半径处的NH_3丰度约两个数量级，低估了核中心附近的NH_3丰度一个数量级以上。我们的观测结果表明，应用于静止云的化学模式在重现NH_3观测时存在问题。
2017-06-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Core-Halo Age Gradients and Star Formation in the Orion Nebula and NGC~2024 Young Stellar Clusters
我们分析了猎户座分子云复合体中附近两个富星团--NGC 2024（火焰星云）和猎户座星云团（ONC）的年龄分布。我们的分析是基于MYStIX调查的样本和一个新的主序前（PMS）恒星年龄的估计，来自X射线和近红外测光数据的X-JX。为了克服不确定的个人年龄和年龄分布的整个集群大的蔓延的问题，我们计算的恒星样本的年龄中位数和置信区间内的环形子区域的集群。我们发现在NGC 2024星团和ONC的核心晕年龄梯度：PMS星在集群核心出现年轻，因此形成晚于PMS星在集群外围。这些发现进一步支持的空间梯度的磁盘部分和K-波段多余的频率。我们的年龄分析是基于对PMS星的估计，并且独立于对OB星的任何考虑。这一结果对年轻星团的形成具有重要意义。一个基本的含义是，星团形成缓慢，表观年龄在年轻的星团中传播，这往往是有争议的，是（至少部分）真实的。结果进一步表明，简单的模型，集群形成由内而外是不正确的，需要更复杂的模型。我们提供了几个恒星形成的情况下，单独或组合可能会导致观察到的核心晕年龄梯度。
2014-03-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dense Cores in Perseus: The Influence of Stellar Content and Cluster Environment
我们提出的化学，温度和动力学状态的一个样本的193个致密的核心或核心候选人在英仙座分子云，并比较与年轻恒星和集群的核心与那些没有。我们的NH3和CCS观测与以前的毫米，亚毫米和斯皮策数据相结合，使我们能够精确地确定核心属性，并准确地将核心分类为无星或原恒星。在不同的集群环境和恒星形成前后的核心的属性提供了重要的限制恒星形成的模拟，特别是在恒星形成的本质是由星前核心的湍流形成的范例。我们将恒星含量的影响与星系团环境的影响分开，发现星系团内部的核心具有（1）较高的动力学温度和（2）较低的CCS和NH3丰度。与原恒星相关的核心具有（1）略高的动力学温度（2）较高的NH3激发温度），（3）具有较高的柱密度，（4）具有略大的非热/湍流NH3线宽，（5）具有较高的质量，（6）具有较低的CCS丰度。我们发现，无论是集群环境，也没有原恒星的内容作出显着的差异，核心的动力学状态的维里参数估计-大多数核心在每个类别中的引力约束。总体而言，集群环境和原恒星的内容有一个较小的影响，核心的属性比通常假设的，和类别内的变化是大于类别之间的差异。
2009-02-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Impact of Feedback During Massive Star Formation by Core Accretion
我们研究大质量恒星形成过程中的反馈，使用半分析方法，考虑磁盘风，辐射压力，光蒸发和恒星风的影响，而下面的原恒星演化在崩溃的大质量气体核心。我们发现，盘风是占主导地位的反馈机制设置恒星形成效率（SFE）从初始核心的~0.3-0.5。然而，辐射压力对加宽外流空腔也有重要作用，与只有盘风的情况相比，这导致了SFE的减少，特别是对于> 100 Msun的恒星形成，当团块表面密度σ <0.3g/cm 2时。由于尘埃对电离光子的衰减，光蒸发的重要性相对较小。恒星风在吸积阶段的影响甚至更小。对于核心质量Mc~10- 1000 Msun和Sigma~0.1-3g/cm ~ 2，我们发现总的SFE为0.31（Rc/0.1pc）^{-0.39}，这可能是一个有用的亚网格恒星形成模型，可以在模拟中解决前恒星核心半径，Rc=0.057（Mc/60 Msun）^{1/2}（Sigma/g/cm ~ 2）^{-1/2}pc。随着Mc的下降，SFE是逐渐的，没有证据表明反馈过程设定的最大恒星质量达到~ 300 Msun。因此，我们的结论是，所观察到的截断的高质量端的IMF的形状主要是由前恒星的核心质量功能或内部恒星过程。要形成观测到的最大质量约为150- 300 Msun的大质量恒星，初始核心质量需要>500- 1000 Msun。我们还将我们的反馈模型应用于零金属丰度原始恒星的形成，表明在没有尘埃的情况下，光…
2016-12-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
The core and stellar mass functions in massive collapsing filaments
星前核心质量函数（CMF）和恒星初始质量函数（IMF）之间的联系是所有恒星形成理论的核心。在本文中，我们研究了恒星形成的最早阶段与一系列高分辨率的数值模拟，包括形成的汇。特别是，我们专注于从核心的过渡到一个巨大的分子丝内的水槽。我们比较CMF和IMF磁化和未磁化的模拟，以及不同的分辨率之间。我们发现，选择核心的基础上，他们的运动维里参数排除崩溃的对象，因为他们主机大的速度分散。只选择热不稳定的磁化核心，我们观察到，他们的质量-通量比跨越几乎两个数量级的给定质量。我们还看到，当包括磁场，CMF峰值在较高的核心质量值相对于纯流体动力学模拟。尽管如此，所有的模型都产生了与萨尔彼得一致的高质量斜率的下沉质量函数。最后，我们检查了分辨率的影响，并发现在等温模拟中，即使是动态范围非常高的模型也无法在质量函数中收敛。我们的主要结论是，虽然所得到的CMFs和IMF在所有模拟中具有相似的斜率，但当包括磁场时，芯的尺寸和运动学性质略有不同。然而，如果我们不考虑热稳定性，仅仅基于质量通量比的核心选择不足以改变CMF的形状。最后，我们得出结论，极端小心应给予解决问题时，研究汇的形成与等温状态方程。
2019-02-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
From the CMF to the IMF: Beyond the Core-Collapse Model
观测表明，星前核心质量函数（CMF）与恒星初始质量函数（IMF）相似，只是向更大质量偏移。这导致了核心和恒星之间存在一对一关系的想法，这样整个恒星的质量库都包含在引力约束的星前核心中，正如核心坍缩模型所假设的那样，并且在最近的恒星IMF理论模型中假设。我们测试这一假设的有效性，通过比较最终质量的恒星与他们的祖先核心的质量在一个高分辨率的恒星形成模拟，产生一个现实的货币基金组织的物理条件下观察到的分子云的特征。使用类似于以前的作品，我们得到了一个CMF的约束核心的定义，随着数值分辨率的增加而收敛。我们发现，CMF和IMF是密切相关的统计意义上的，对于任何一个单独的恒星只有一个弱的相关性之间的祖核心质量和最终的恒星质量。特别是对于高质量恒星，只有一小部分的最终恒星质量来自祖核，即使对于低质量恒星，这一部分也是高度可变的，中位数只有大约50%。我们的结论是，核心崩溃的情景和相关的模型的起源国际货币基金组织是不完整的。我们还表明，竞争性增长是不是一个可行的替代方案。
2021-03-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust opacity variations in the pre-stellar core L1544
内容：毫米波长尘埃发射的研究对于揭示星前核心的尘埃性质和物理结构以及恒星和行星形成过程的初始条件非常重要。目标：使用两个新的连续体设施，AzTEC在LMT和MUSTANG-2在GBO，我们的目标是检测尘埃颗粒的光学性质的变化作为半径的函数为著名的前恒星核心L1544。研究方法：我们确定在1.1和3.3毫米的排放曲线，并检查它们是否可以复制在目前最好的物理模型L1544。我们还利用各种工具，以自洽的方式确定密度，温度和尘埃不透明度的径向分布。结果：我们发现，我们的观察不能复制，而不调用不透明度的变化。新的数据，新的温度和密度分布，以及整个核心的不透明度的变化，已经推导出来。不透明度的变化是一致的未凝结的裸颗粒之间的预期变化，对核心的外部区域，和颗粒厚的冰地幔，对核心中心。一个简单的分析晶粒生长模型预测的存在下，约3-4微米的新的密度分布在中央2000金。
2019-01-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deuterated methanol in the pre-stellar core L1544
利用IRAM 30 m望远镜，我们绘制了前星核L1544的甲醇辐射图，并观测到了L1544尘埃峰附近的单氘代甲醇（CH $_2$ DOH和CH $_3$ OD）。在96.7 GHz的三个CH $_3$ OH发射线上进行非LTE辐射转移建模，使用Bonnor-Ebert球体作为源的模型。我们还假设了一个中心递减的丰度分布，以考虑到分子在内核中的冻结。假设LTE激发和光学薄发射，推导出CH $_2$ DOH的柱密度。CH $_3$ OH发射具有高度不对称的形态，类似于围绕尘埃峰的不均匀环，其中CO主要冻结在尘埃颗粒上。这些观测提供了一个准确的测量甲醇氘在冷的星前气体。导出的丰度比为[CH $_2$ DOH]/[CH $_3$ OH] $= 0.10\pm 0.03$，明显小于在低质量0类原恒星中发现的丰度比，也小于在L1544的其他分子中测量到的氘分数。在L1544中观察到的低氘分馏和CH $_3$ OH发射的形态表明，我们主要追踪核心的外部，在那里CO刚刚开始冻结到尘埃颗粒上。
2014-08-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Principal Physical Effects in Collapsing Stellar Cores
对描述坍缩恒星核的物理过程的主要重要课题进行了综述。它们是：中微子热传导理论、核统计平衡条件下的物态方程以及稠密、亚核和核环境中可能的相变。
2013-08-20 astro-ph.SR
The Spatial Distribution of Complex Organic Molecules in the L1544 Pre-stellar Core
复杂有机分子（complex organic molecules，COMs）在星前核（T<10 K）等冷源中的探测，对我们理解星际介质中COMs的形成过程提出了挑战。最近的COM化学建模在低温下提供了新的见解，这些过程预测COM的形成强烈依赖于参数，如视觉消光和CO冻结的水平。我们报告了对L1544星前核心两个位置的COMs的深度观测：在2700 au内部的Av>=30等的高密度，高度熄灭的连续峰;以及位于距离核心中心4000 au的低密度壳层，平均Av约为7.5-8等，明亮的CH 3OH。我们的观察表明，CH 3 O，CH 3 OCH 3和CH 3CHO是更丰富的（约2-10倍）朝向低密度壳比朝向连续峰。其他COM如CH 3 OCHO、c-C3 H2O、HCCCHO、CH 2CHCN和HCCNC显示出轻微的增强（因子<=3），但相关的不确定性很大。这表明COM正在活跃地形成，并且已经存在于星前核心的低密度壳层中。L1544中含氧化合物的化学模拟表明，这些物质在这个壳层中得到增强，因为i）CO开始冻结到尘埃颗粒上，从而驱动活性表面化学; ii）视觉消光足够高，以防止外部星际辐射场对COM的紫外光解离; iii）密度仍然适中，以防止COM严重耗尽到颗粒上。
2016-09-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dense Gas Tracers in Perseus: Relating the N2H+, NH3, and Dust Continuum Properties of Pre- and Proto-Stellar Cores
我们调查了英仙座分子云中的35个前恒星核和36个原恒星核。我们发现描述N2 H+和NH3气体的物理参数之间有非常紧密的相关性。N2 H+和NH3的速度质心和线宽的相关性比任何一种与CO的相关性都好得多，正如所预期的那样，如果含氮物质主要探测CO已经耗尽的致密核心气体。我们还发现，在所有岩心中，N2 H+和对位NH3之间的推断丰度比具有紧密的相关性，N（p-NH3）/N（N2 H+）= 22 +/- 10。我们发现NH3（和N2 H+）柱密度和（亚）毫米尘埃连续体导出的H2柱密度之间存在轻微的相关性，N（p-NH3）/N（H2）~ 10 e-8，但没有发现一个固定的比例为原恒星的核心。观测结果表明，在英仙座分子云中，无论致密核心气体的物理条件如何，两种含氮物质的形成和破坏机制都是相似的。虽然N2 H+和NH3作为致密气体的强大示踪剂的等效性得到了验证，但这些物质与原恒星核心的（亚）毫米尘埃连续观测之间缺乏对应性令人不安，目前无法解释。
2010-01-20 astro-ph.SR
First mapping of prebiotic molecule CH2NH in a pre-stellar core
研究首次在预星云核心L1544中发现并空间成像了预生物分子CH2NH，揭示其在碳链丰富区域到尘埃峰值区域的丰度分布，表明预生物氮-碳化学在引力坍缩前仍持续高效。
2025-12-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Planck Cold Clumps in the lambda Orionis Complex. III. A chemical probe of stellar feedback on cores in the lambda Orionis cloud
大质量恒星对其周围环境有很大的影响。然而，恒星反馈如何调节恒星形成仍在争论中。在这种情况下，我们研究了80个致密的核心组成的猎户座分子云复杂的猎户座A（39个核心），B（26个核心），和λ猎户座（15个核心）云的化学性质，使用多个分子线数据与韩国甚长基线干涉测量网络（KVN）21米望远镜。猎户座λ星云在O型恒星猎户座λ的周围有一个H ii气泡，因此它暴露在大质量恒星的紫外线（UV）辐射场中。C2 H和HCN的丰度，这是敏感的紫外线辐射，似乎是较高的核心在λ猎户座云比猎户座A和B云，而HDCO H2 CO的丰度比显示出相反的趋势，表明在λ猎户座云温暖的条件。在猎户座λ云中，N2 H+、HCO+和H13 CO+线等致密气体示踪剂的检测率也较低。这些化学性质意味着猎户座λ星云的核心被猎户座λ星云的紫外光子加热。此外，与猎户座A和B云不同，猎户座λ云的核心在HCO+（1 - 0）的下落特征中没有显示出任何统计上显着的过量。我们的研究结果支持这样一种观点，即来自大质量恒星的反馈通过加热和蒸发致密的物质以负面的方式影响恒星的形成，就像在猎户座λ星云中一样。
2021-03-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
One size does not fit all: Evidence for a range of mixing efficiencies in stellar evolution calculations
内容：中、高质量恒星内部的化学混合在恒星演化模型中具有很大的不确定性，除了延长主序星的寿命外，化学混合还显著增加了恒星核心的质量。有几项研究试图校准不同对流边界混合机制的效率，有时看起来相互矛盾的结果。目的：我们的目标是证明恒星模型经常低估对流恒星核心的质量。研究方法：我们收集对流核心质量和分数核心氢含量的推论，从许多独立的二进制和asterosephic研究，并比较它们与MESA恒星演化代码计算的恒星演化模型。结果如下：我们证明，核心质量的推断，从文献中普遍更大的质量比预测的恒星演化模型没有或几乎没有对流边界混合。结论：独立于内部混合的形式，恒星模型需要一个有效的混合机制，在整个主序星产生更多的质量核心，以重现高精度的观测。这对所有在主序星上有发达对流核的恒星的主序星后演化有影响。
2021-07-21 astro-ph.SR
Hydrodynamic simulations of shell convection in stellar cores
恒星核心核燃烧驱动的壳层对流是许多类型恒星演化中常见的流体动力学事件。我们遇到并模拟这种对流（一）在氦核心的低质量红巨星在核心氦闪光导致疏浚下来的质子穿过熵垒，（二）在碳-氧核心的中等质量恒星在核心碳闪光，（三）在氧和碳燃烧壳以上的硅-硫丰富的核心的大质量恒星超新星爆炸前。我们的结果，这是获得与流体动力学代码HERAKLES，表明熵梯度和熵垒是不太重要的恒星结构比通常假设的。我们的模拟进一步揭示了一个新的动态混合过程下运行的外壳对流区的基础。
2011-08-23 astro-ph.SR
A 3D physico-chemical model of a pre-stellar core. I. Environmental and structural impact on the distribution of CH$_3$OH and $c$-C$_3$H$_2$
本研究构建嵌入动态云中的星前核三维MHD模型并经辐射转移与化学后处理，发现L1544的化学二分性源于三维不对称结构导致的不均匀照射，凸显了核心-云团过渡处三维结构对星前核化学的重要影响。
2023-05-10 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Slowing the Spins of Stellar Cores
恒星内部的角动量（AM）演化，以及由此产生的恒星残骸的旋转速率，仍然知之甚少。对红巨星的天文地震测量显示，它们的核心旋转速度比表面快得多，但比理论预测的要慢得多，这表明在它们的辐射核心中有一个未知的AM传输源。受此启发，我们调查的磁泰勒不稳定性，并认为它饱和时的扰动磁场能量的湍流耗散等于通过绕组产生的磁能。这导致更大的磁场振幅，更有效的AM传输，和更小的剪切比经典泰勒-斯普鲁特发电机预测。我们提供了有效AM扩散率的处方，并将其纳入数值恒星模型，发现它们在很大程度上再现了（1）太阳和主序星的近刚性旋转，（2）氢壳和氦燃烧期间低质量红巨星的核心旋转速率，以及（3）白矮星的旋转速率。我们讨论恒星旋转演化，内部旋转配置文件，旋转混合，和紧凑的对象的自旋的影响。
2019-03-06 astro-ph.SR
Wave-Driven Mass Loss in the Last Year of Stellar Evolution: Setting the Stage for the Most Luminous Core-Collapse Supernovae
在大质量恒星的恒星演化的后期（C核聚变及以后），恒星核心的聚变光度超过了恒星的爱丁顿光度。这可以驱动强烈的对流运动，反过来激发内部重力波。在恒星生命的最后几年，由对流激发的局部波能通量本身远高于爱丁顿。我们认为，一个有趣的部分能量在重力波，在某些情况下，转换成声波的重力波传播（隧道）朝向恒星表面。声波随后的消散可以解开恒星包层的几个$M_\odot$。这种波驱动的质量损失可以解释在核心坍缩之前存在非常大的恒星质量损失率，这是通过一些核心坍缩超新星中的星周相互作用推断的（例如，SNe 2006gy和PTF 09uj，甚至更普遍的IIn型超新星）。一个突出的问题是了解什么恒星参数（质量，旋转，金属丰度，年龄）是最容易受到波驱动的质量损失。这取决于大质量恒星精确的内部结构和恒星对流激发的内部重力波的功率谱。
2012-03-27 astro-ph.SR
Examining the Relationship Between Convective Core Overshoot and Stellar Properties Using Asteroseismology
核心超调是恒星模型构建中的一个很大的不确定性来源。超调量是恒定的还是依赖于质量的，并不完全清楚，即使模型有时假设基于质量的趋势。在这项工作中，我们使用从恒星观测到的\textit{Kepler}的asteroseismic数据来研究各种恒星属性之间的关系和正确建模一个给定的恒星所需的过冲量。我们发现恒星质量和过冲量之间的恒星1.1和1.5 $M_\odot$，与0.89的斜率有很强的正向趋势。此外，我们研究如何推断恒星属性的变化作为一个函数的过冲。我们的模型网格显示，推断的恒星质量和半径可以分别变化高达14%和6%，这取决于超调的程度。这种大规模传播的结果是在年龄相称的蔓延。
2020-09-20 astro-ph.SR
Non-ideal magnetohydrodynamics vs turbulence II: Which is the dominant process in stellar core formation?
非理想磁流体动力学（MHD）是主导过程。通过跟踪1~M $_\odot$气体云通过第一流体静力核到恒星密度的引力坍缩过程，研究了磁场（理想和非理想）和湍流（亚音速和跨音速）对原恒星形成的影响.云施加旋转和湍流速度，并线程与磁场是平行/反平行或垂直于旋转轴，我们调查两个旋转速率和四个马赫数。恒星核的初始半径和质量仅弱依赖于初始参数。在包含理想MHD的模型中，在原恒星诞生时植入的磁场强度远高于观测值，与初始湍流水平无关;只有非理想MHD才能将此强度降低到接近或低于观测值。这表明，理想的磁流体动力学不仅是恒星形成的不完整图像，而且低质量恒星中的磁场是在生命后期通过发电机过程注入的。非理想的磁流体动力学抑制磁发射的恒星核心流出，但湍流允许热发射的流出形成后几年的恒星核心形成。
2020-05-11 astro-ph.SR
Sounding stellar cores with mixed modes
CoRoT和Kepler星载飞行任务开辟了恒星物理学的新纪元，特别是对演化恒星，精确的星震测量有助于确定精确的恒星参数和进行系综星震学。本文讨论的质量的信息，我们可以检索的振荡。它集中在获得最准确的测量的径向和非径向振荡模式的条件。这种准确性是充分利用星震数据的先决条件。从径向模式，我们得到代理的恒星质量和半径与前所未有的准确性场星。对于数十颗次巨星和数千颗红巨星，混合模式的识别（对应于核心中传播的重力波与包层中传播的压力波的耦合）明确地表明了它们的演化状态。作为恒星核心的探测器，这些混合模也揭示了内部的差异旋转，并显示了红巨星分支上升的恒星的核心旋转的旋转。为了说明混合模的许多特性，本文提出了一个构成混合模的波耦合模型。
2013-10-17 astro-ph.SR
On the inference of stellar ages and convective-core properties in main-sequence solar-like pulsators
特定的诊断工具可以通过小的对流核心的存在来隔离在振荡频率上留下的签名。它们的频率导数有望提供有关对流核性质和恒星年龄的信息。这项工作的主要目标是研究潜在的诊断工具方面的推断恒星的年龄和恒星核心的属性。为此，我们计算了诊断工具和它们的频率导数的振荡频率的主序列模型与质量之间的1.0和$1.6\,{\rm\,M}_{\odot}$和不同的物理。我们考虑了诊断工具对恒星年龄和对流不稳定区域边缘声速平方相对不连续性的大小的依赖性。我们发现，诊断工具的频率导数的绝对值的增加，作为恒星的主序列上的演变。质量为$>1.2\,{\rm\,M}_{\odot}$的模型的恒星主序星演化的分数可以从两个诊断工具的频率导数估计。对于较低质量的模型，对流核心的超调的约束，可以潜在地推导出相同的衍生物的分析的基础上。对于至少35%的恒星模型样本，诊断工具的频率导数在预期可能观测到振荡的频率范围内取其最大绝对值。
2014-01-08 astro-ph.SR
The Central 1000 au of a Pre-stellar Core Revealed with ALMA. II. Almost Complete Freeze-out
星前核代表了恒星和行星形成过程中的初始条件。它们的低温（$<$ 10 K）允许形成厚厚的冰质尘埃地幔，这些地幔将在未来的原行星盘中部分保存下来，最终影响行星系统的化学组成。先前的观测表明，含碳和含氧物质，特别是CO，由于有效的分子冻结在冷尘埃颗粒的表面上，在星前核心中严重耗尽。然而，含N物质如NH $_3$，特别是其氘代同位素体，似乎在CO分子主要处于固相的情况下保持高丰度。由于ALMA，我们在这里提出的第一个明确的观测证据NH $_2$ D冻结出对L1544前星核，暗示存在一个“完全耗尽区”内的$\simeq$ 1800 AU半径，与天体化学前星核模型预测。我们的国家的最先进的化学模型加上非LTE辐射转移代码表明，NH $_2$ D成为主要纳入在中央2000 AU的冰冷地幔，并开始冻结已经在$\simeq$ 7000 AU。星前核内的辐射转移效应导致NH $_2$ D（1 $_{11}$-1 $_{01}$）发射出现中心集中，在中心$\simeq$ 3000 au内具有平坦的分布，而不像1.3 mm尘埃连续发射在中心$\simeq$ 1800 au内显示出清晰的峰值。这阻止了NH $_2$ D冻结在以前的观测中被检测到，在那里中央1000 au不能被空间分辨。
2022-02-27 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Star formation: statistical measure of the correlation between the prestellar core mass function and the stellar initial mass function
我们提出了一个简单的统计分析，最近的数值模拟探索的核心质量函数之间的相关性，从分子云的碎片和恒星质量函数，形成从这些崩溃的核心。我们的分析表明，在模拟中得到的绑定的核心和下沉颗粒的分布是一致的，形成的主要是从他们的母核质量水库，统计分散的顺序的三分之一的核心质量的下沉。这样的特征色散表明恒星的初始质量函数与母核质量函数的相关性相对紧密，导致两个相似的分布，正如观察到的那样。这反过来又认为，国际货币基金组织基本上是在核心形成的早期阶段确定的，只有微弱的影响，由各种环境因素以外的初始核心质量水库，至少在本研究中探索的质量范围。因此，恒星形成区的最终IMF应该从统计上讲，从初始核心质量函数中合理准确地确定，提供一些统一的效率因子。计算还表明，这些统计波动，例如由于核心属性之间的变化，扩大了低质量尾部的国际货币基金组织相比，母CMF，提供了一个解释的事实，即后者似乎低估了“前棕矮星”的核心数量相比，观测得出的棕矮星国际货币基金组织。
2010-11-04 astro-ph.SR
$α$ Centauri A as a potential stellar model calibrator: establishing the nature of its core
如果要将半人马座A星用于恒星模型物理学的校准，了解负责$α$核心能量传输的物理过程是至关重要的。采用不同的视差测量文献中的结果在恒星建模中使用的干涉半径约束的差异。此外，这也是这颗恒星不同动力学质量测量报告的起源。为了重现Pourbaix和Boffin推导出的修正动力学质量，我们使用两个恒星网格模拟了该恒星，这些网格在所采用的核反应速率上各不相同。在优化过程中，补充了不同的干涉半径约束的天文地震和光谱观测。我们的研究结果表明，最佳拟合模型再现修订后的动力学质量有利于对流核心的存在（$\gtrsim$ 70%的最佳拟合模型），这一结果是强大的对模型物理的变化。如果这个质量是准确的，那么$α$半人马座A可以用来校准恒星模型参数在对流核心的存在。
2018-05-24 astro-ph.SR
Rotation, convective core overshooting, and period changes in classical Cepheid stellar evolution models
经典造父变星是恒星演化和近场宇宙学的有力探测器，这要归功于它们的高光度、脉动和遵循莱维特（周期光度）定律。然而，关于它们的演变仍然存在一些问题，如旋转的作用，对流核心超射和风。特别是，这些过程如何影响造父变星的演化和预测的基本性质，如恒星质量。在这项工作中，我们比较了一个样本的周期变化，实时观测的恒星演化与新的演化模型，以测试这前两个过程的影响。在我们之前的研究中，我们发现增强的质量损失对于描述样品是至关重要的，在这里，我们继续分析，但旋转混合和核心过冲。我们表明，虽然旋转是重要的恒星演化的研究，旋转，本身是不够的，从所观察到的样本的周期变化率的分布模型。另一方面，对流核心过冲需要解释的幅度的周期变化率，但不能解释的恒星数量与积极和消极的周期变化率。总之，我们确定，对流核心过冲和恒星自转本身是不足以解释所观察到的造父变星周期变化率的分布和另一种机制，如脉冲驱动的质量损失，可能需要。
2020-05-13 astro-ph.SR
Seismic signatures of stellar cores of solar-like pulsators: dependence on mass and age
恒星振荡器内层的有用信息可以从研究它们的振荡中得到。在本文中，我们分析了三个诊断工具建议在文献中建立的振荡频率计算的一组主序列模型之间的质量$1.0\, {\rm M}_{\odot}$和$1.6\, {\rm M}_{\odot}$，检查他们可能持有的信息恒星的核心。对于模型与对流核心（$M \geq 1.2\,{\rm M}_{\odot}$），我们发现之间的关系的诊断工具的频率斜率和在核心的边缘处的声速跳跃的大小。我们表明，这种关系是独立的模型的质量。在实践中，由于声速跳跃的大小与恒星的年龄有关，使用这些地震工具，我们原则上可以推断恒星的演化状态。我们还表明，当结合研究的三个诊断工具中的两个时，我们能够区分具有对流核心的模型与没有对流核心但在内层具有强声速梯度的模型。
2010-08-16 astro-ph.SR
Stellar Populations in Globular Cluster Cores: Evidence for a Peculiar Trend Among Red Giant Branch Stars
我们以56个球状星团为样本，研究了一个球状星团核心的质量与其各个恒星星族大小之间的关系。核心红巨星分支星的数量被发现与核心质量在3- $σ$置信水平下呈次线性关系，而主序星和次巨星分支星的关系在一个标准差内呈线性关系。我们解释我们的结果作为证据的盈余红巨星分支星在最小的质量集群核心，这是没有看到主序星关闭和次巨星分支星。我们探讨这种差异的来源的各种可能性，讨论我们的结果主要是在集群动力学和恒星演化之间的相互作用。
2009-09-15 astro-ph.IM astro-ph.SR
Probing stellar cores from inversions of frequency separation ratios
随着星震学的快速发展，由于空间测光任务，如CoRoT，开普勒，TESS，并在未来，PLATO，和使用的反演技术，准模型无关的恒星性质的约束，可以提取一个给定的恒星振荡谱。在这种情况下，反演的频率分离比的基础上，是不太敏感的表面效应，出现作为一个有前途的技术来约束恒星对流核心的属性。我们开发了一种基于频率分离比的反演方法，目的是抑制振荡频率的表面效应。使用这个新的反演，我们定义了一个新的指标来约束边界混合性质的对流核心类太阳振荡器。我们通过在受控环境中进行测试来验证我们的反演技术，在受控环境中，恒星的质量和半径是确切知道的，并进行了广泛的野兔和猎犬练习。反演不受表面效应的影响。通过构建一组广泛的模型，可以在参数空间中突出显示有利区域和禁止区域。如果比率拟合得很好，反演不提供额外的信息也就不足为奇了。该指标加上反演的基础上频率分离比似乎有希望在探测对流核心的性质，特别是F-型恒星表现出类似太阳的振荡。
2022-05-19 astro-ph.SR
Structure, Dynamics and Deuterium Fractionation of Massive Pre-Stellar Cores
在某些星前核中观测到高水平的N $_2$ H $^+$氘分率。单区化学模型发现，达到观测值（$D_{\rm frac}^{{\rm N}_2{\rm H}^+} \equiv {\rm N}_2{\rm D}^+/{\rm N}_2{\rm H}^+ \gtrsim 0.1$）所需的时间尺度比自由落体时间长，可能长十倍。在这里，我们探讨了氘化的湍流，磁化的核心与三维磁流体力学模拟。我们使用一个近似的化学模型来跟踪N $_2$ H $^+$和N $_2$ D $^+$丰度的增长。然后，我们检查使用每个示踪剂的核心的动态观察比较。我们发现，速度分散的核心跟踪N $_2$ D $^+$出现轻微的亚维里相比，麦基和谭的湍流核心模型的预测，除了在晚的时候，就在原恒星形成的开始。通过改变初始质量的表面密度，磁能，化学年龄，和邻-对位比的H $_2$，我们还确定所需的高氘的物理和时间属性。我们发现，低的初始邻-对-对位比（$\lesssim 0.01$）和/或多个自由落体时间（$\gtrsim 3$）之前的化学演化是必要的，以达到观测值的氘分数在星前核。
2016-10-30 astro-ph.SR
The collapse of a molecular cloud core to stellar densities using radiation non-ideal magnetohydrodynamics
我们目前的结果辐射非理想磁流体动力学（MHD）的计算，遵循崩溃的旋转，磁化，分子云核心恒星密度。这是第一次这样的计算，包括所有三个非理想效应：双极扩散，欧姆电阻率和霍尔效应。我们采用的电离模型中，宇宙射线电离占主导地位，在低温和热电离接管在高温下。我们探讨了宇宙射线电离率从$ζ_\text{cr}= 10^{-10}$到$10^{-16}$ s $^{-1}$的变化的影响。具有电离率$\gtrsim 10^{-12}$ s $^{-1}$的模型产生的结果与理想MHD没有区别。宇宙射线电离率的降低使第一流体静力学核心的寿命延长了两倍，但寿命仍然比没有磁场的寿命短得多。在所有模型中，第一流体静力学核心阶段的流出都被发射，但是随着电离率的降低，流出变得更宽和更慢。恒星核心形成后的外流形态是复杂的，强烈依赖于宇宙射线电离率。高电离率的计算很快产生一个快速（~ 14 km s $^{-1}$）的双极流出，这是不同于第一个核心流出，但与最低的电离率较慢（~3-4 km s $^{-1}$）锥形流出逐渐发展和无缝融合到第一个核心流出。
2018-01-03 astro-ph.SR
G133.50+9.01: A likely cloud-cloud collision complex triggering the formation of filaments, cores and a stellar cluster
我们提出了令人信服的观测证据，G133.50+9.01是一个真正的云-云碰撞的候选人与签名的诱导丝，核心，和团簇形成。CO分子谱线观测结果表明，G133.50+9.01复合体是由两个碰撞分子云组成的，它们的系统速度分别为-16.9km·s ~（-1）和-14.1km·s ~（-1）。云的交叉点的特征是具有碰撞特征的宽桥接特征。相互作用前沿的冲击层形态类似于弧形结构，激发温度和H2柱密度增加。在SCUBA 850 μm图像中检测到一个复杂的细丝网络，其中有14个嵌入的致密核，所有这些都与冲击层在空间上有很好的相关性。发现一个星团，通过一个超密度的确定I类和II类年轻恒星的对象位于沿弧的交叉区域证实了可能的碰撞引起的起源。
2020-09-29 astro-ph.SR
On the stellar core physics of the 16 Cyg binary system: constraining the central hydrogen abundance using asteroseismology
美国航天局的开普勒望远镜等空间飞行任务提供的太阳型恒星的高质量的星震数据使探索恒星内部结构成为可能。这提供了限制恒星核心属性（如核心大小，丰度和物理）的可能性，为提高推断恒星年龄的精度铺平了道路。我们采用16天鹅座A和B作为我们的基准星的asteroseismic研究中，我们提出了一种新的方法，旨在选择从可接受的恒星模型的样本返回正向建模技术，到那些更好地代表每个恒星的核心。这是通过比较每个恒星的观测频率比的特定属性，从可接受的恒星模型。我们证明，通过这种方式，我们能够进一步限制核心中的氢质量分数，建立恒星精确的演化状态和年龄。对于16 Cyg A和B，导出的核心氢质量分数的范围分别为[0.01 - 0.06]和[0.12 - 0.19]，考虑到恒星是同时代的，年龄和金属质量分数参数分别跨越[6.4 - 7.4] Gyr和[0.023 - 0.026]区域。此外，我们的研究结果表明，使用一个单一的氦重元素富集比，（$ΔY/ΔZ$），前向建模的16 Cyg双星系统时，可能会导致一个可接受的模型，不同时适合观察到的频率比的样本，进一步强调，这样的方法来定义的氦含量的恒星可能不足以在个别恒星的研究。
2022-05-10 astro-ph.SR
Magnetic braking of stellar cores in red giants and supergiants
长期稳定的磁结构似乎存在于不同的演化阶段，从主序星到白矮星和中子星。这些磁场的大规模有序性质（通常近似偶极）以及根据通量守恒方案进行的缩放有利于化石磁场模型（Duez等人，2010年）。本文对红巨星和超巨星的星核与外层之间的磁耦合作了初步估计。建立了对流包络和水平湍流旋转辐射区场耦合截断半径的解析表达式。考虑了角动量内部交换的时间尺度。根据最近的模型网格进行了数值估计。核心与红巨星和超巨星的扩展对流包层的直接磁耦合似乎不太可能。然而，我们发现，中间辐射区是完全耦合到核心在氦燃烧和以后的阶段。这种耦合能够使红巨星和超巨星的核心产生强烈的自旋下降，也导致相对缓慢旋转的恒星残骸，如白矮星和双星。一些角动量也转移到红巨星和超巨星的外对流信封在氦燃烧阶段和以后。
2014-08-06 astro-ph.SR
Partial tidal disruption events by stellar mass black holes: gravitational instability of stream and impact from remnant core
在稠密的星团中，如球状星团和疏散星团，恒星和黑洞（BH）之间的动力学相互作用可能非常频繁，导致各种天体物理瞬变。恒星和恒星质量BH的近距离相遇使得恒星有可能被BH潮汐扰动。由于BH的质量相对较低，并且对于高穿透率的情况，潮汐扰动事件（TDE）的截面较小，因此由近距离相遇引起的扰动通常是部分扰动。残余恒星核心的存在及其与恒星质量BH相比不可忽略的质量显著改变了吸积过程。我们研究了这个问题，SPH模拟使用代码{ \tt幻影}，包括辐射压力，这是很重要的小质量黑洞。此外，我们开发了一种新的，更一般的方法计算回退率，不依赖于任何近似。我们的研究表明，幂律斜率的回落率有很强的依赖于BH的质量在恒星质量BH政权。此外，在这种制度下，自重力的回落流和局部不稳定性变得更加显着，并导致破碎的材料崩溃成小块，然后返回到BH。这导致回退率的突然增加，这可能显著偏离幂律。我们的研究结果将有助于识别TDE的恒星质量BH在密集的集群。
2021-03-16 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Rotation rate of the solar core as a key constraint to magnetic angular momentum transport in stellar interiors
背景：在模拟恒星内部的角动量传输时，太阳的内部旋转构成了一个基本的约束。除了通过压力模式探测太阳辐射区的更外部区域之外，重力模式的旋转分裂的测量将对太阳核心的旋转提供宝贵的约束。目的：本文研究了太阳核自转速率的测量对恒星辐射带磁角动量输运的约束。结果如下：我们首先表明，模型计算的角动量输运磁不稳定性和最近的处方制动的恒星表面的磁化风可以重现观测的表面速度的恒星在疏散星团。这些太阳模型预测，在太阳辐射区的外部，压力模式探测到一个平坦的旋转剖面，太阳核心的旋转速率增加，其中化学梯度的稳定作用起着关键作用。一个快速旋转的核心的太阳，所建议的重力模式的检测报告，因此发现是兼容的角动量输运的磁不稳定性。此外，我们表明，在强化学梯度区域的磁角动量输运的效率可以独立于未知的太阳旋转历史的太阳核心旋转速率校准。特别是，我们发现，最近修订的泰勒不稳定性的角动量的运输处方可以很容易地从原来的泰勒-Spruit发电机区分，与一个更快的旋转太阳能核心支持原来的处方。
2019-11-14 astro-ph.SR
Testing stellar evolution with asteroseismic inversions of a main sequence star harboring a small convective core
恒星演化理论的目标是预测恒星一生的结构。通常，这些预测只能间接评估，例如通过比较预测和观测到的有效温度和光度。由于现在有了可以揭示恒星内部结构的星震学，将恒星演化理论的预测与实际的恒星结构进行比较成为可能。在这项工作中，我们提出了从太阳型恒星KIC 6225718，这是由\emph{Kepler}空间天文台在其名义上的使命期间观察到的振荡数据的逆分析。由于它的质量比太阳大20%，预计这颗恒星将通过其核燃烧核心的对流来传输能量。我们发现显着差异的预测和实际结构的恒星在辐射内部靠近对流核心。特别是，预测的声速比在恒星内部深处观察到的要高，并且在0.25及以上的分数半径处太低。这些差异的原因是未知的，并且不能通过对流过冲或元素扩散形式的已知物理学来补救。
2019-10-01 astro-ph.SR
A study of convective core overshooting as a function of stellar mass based on two-dimensional hydrodynamical simulations
本文对质量范围从3 $M_\odot$到20 $M_\odot$的零年龄主序星的核心对流进行了二维数值模拟。用完全可压缩的时间隐式码MUSIC进行了仿真。我们研究了过冲的效率，它描述了穿越对流边界的对流流的弹道过程，作为恒星质量和光度的函数。我们还研究了人为增加恒星光度对3个$M_\odot$模型的影响。模拟涵盖数百至数千对流周转时间尺度。应用框架的极端羽流事件以前开发的对流信封，我们得到过冲长度作为恒星质量的函数。我们发现超调距离（$d_{\rm ov}$）与恒星光度（$L$）和对流核心半径（$r_{\rm conv}$）成正比。我们推导了一个标度律$d_{\rm ov} \propto L^{1/3} r_{\rm conv}^{1/2}$，它是在一个1D恒星演化代码和由此产生的恒星模型进行了比较，观察。缩放预测的超调距离，显着增加恒星质量的值，在定性与观测一致。然而，在定量上，预测值被低估的群众$\gtrsim 10 M_\odot$。我们的二维模拟显示，形成一个接近绝热层的史瓦西边界的对流核心，在最近的三维模拟对流。最明亮的模型显示了近绝热层的尺寸随时间的增长。随着近绝热层的上边缘越来越接近最大过冲长度，并且随着模拟时间超过过冲层中的典型热扩散时间尺度，这种增长似乎会减慢。
2023-01-06 astro-ph.SR
Forward asteroseismic modeling of stars with a convective core from gravity-mode oscillations: parameter estimation and stellar model selection
我们提出了一个方法框架，进行前向asteroseismic模拟恒星的对流核心，重力模式振荡的基础上。这些探测器探测恒星内部深处的近核心区域。建模依赖于一组观测到的高精度振荡频率的低阶相干重力模式与长寿命和他们的观测不确定性。模式的程度和方位角的顺序的识别被认为是实现从旋转分裂和/或从周期间隔图案。本文件有两个主要成果。第一个是一个全面的列表和讨论的主要不确定性的理论预测的重力模式振荡频率的基础上线性脉动理论，固定选择的输入物理演化模型所造成的。在这些理论频率的不确定性之间的层次结构的指导下，我们随后提供了一个全球性的方法方案，以实现前向asteroseismic建模。我们适当地考虑到恒星模型中包含的自由参数之间的相关性。除了恒星质量、金属丰度和年龄外，需要估计的主要参数是近核旋转速率、对流核过冲量和辐射区的化学混合水平。这种建模方案允许极大似然估计的恒星参数为固定的输入物理的平衡模型，其次是恒星模型的选择，考虑到各种选择的输入物理。我们的方法使用Mahalanobis距离，而不是经常使用的$χ^2$统计，并包括异方差。它提供了理论上预测的振荡频率的未知方差的估计。
2018-06-18 astro-ph.SR
Magnetic field amplification in collapsing, non-rotating stellar cores
上下文磁场对恒星核坍缩和爆炸的影响还没有得到很好的研究。这取决于放大崩溃前磁场的可能性。在没有旋转的情况下，这可以通过压缩、对流、静止吸积激波不稳定性以及吸积流中阿尔芬波的积累和增长来实现。目标。我们调查这样的放大机制的磁场的坍缩和反弹后的演变过程中的一个非旋转的15太阳质量的恒星的核心与不同的初始场强，考虑到微物理状态方程和中微子物理的超新星核心至关重要。方法.本文模拟了轴对称条件下中微子输运的理想磁流体动力学。利用解析闭合关系求解二维能量相关的辐射能量和动量方程组，得到了电子中微子和反中微子输运的新方案。结果磁场通过湍流而被放大。我们发现放大的迹象相互作用波吸积流。这些场可以达到与速度场均分。非常高的磁场强度需要非常强的预塌缩场，并且能够塑造反弹后的流，从而导致由低阶多极主导的图案。这样的模型最接近成功的爆炸。结论.磁场甚至可以在非旋转坍缩的恒星核心中建立到有趣的强度。从目前的恒星演化模型预测的坍缩前核心的磁场开始，典型的中子星磁场出现，而更强的祖磁场导致磁星强度的磁场。只有在后一种情况下，这些场才对超新星核心的流动产生动力学效应。然而，在我们的2D模拟中，我们发现直到反弹后500 ms才发生爆炸。
2011-01-06 astro-ph.SR
Stochastic Gravitational-Wave Background from Stellar Core-Collapse Events
我们估计的随机引力波背景所产生的所有恒星核心坍缩事件在宇宙中的基础上最近的数值模拟的引力波信号预测。我们专注于从缓慢或非旋转的恒星的波形，包括快速旋转，高质量的祖细胞作为极端情况下的限制。我们最现实的估计比第三代地球引力波探测器的灵敏度低100多倍，而且可能比宇宙学对随机引力波背景的贡献更弱。
2022-03-28 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
The spin rate of pre-collapse stellar cores: wave-driven angular momentum transport in massive stars
大质量恒星的核心旋转速率对核心坍缩超新星及其致密残余物的性质有重大影响。我们表明，内部重力波（IGW），通过信封对流激发在红超巨星阶段或在激烈的后期燃烧阶段，可以有显着的影响的旋转速率的前SN核心。在典型的（$10 \, M_\odot \lesssim M \lesssim 20 \, M_\odot$）超新星祖先中，IGW可能会大大降低核心的自旋，导致铁核心旋转周期$P_{\rm min,Fe} \gtrsim 30 \, {\rm s}$。超新星爆发期间的角动量（AM）守恒将需要$P_{\rm min,NS} \gtrsim 3 \, {\rm ms}$的最小NS旋转周期。在大多数情况下，磁转矩和IGW AM传输的组合效应可能导致实质上更长的旋转周期。然而，在壳燃烧阶段由IGW提供的AM的随机涌入不可避免地旋转了一个缓慢旋转的恒星核心，导致最大可能的核心旋转周期。我们估计了典型的核心坍缩超新星祖先的$P_{\rm max,Fe} \lesssim 5 \times 10^3 \, {\rm s}$的最大铁核旋转周期，以及新生中子星的$P_{\rm max, NS} \lesssim 500 \, {\rm ms}$的相应自旋周期。这与大多数射电双星的典型诞生自转周期相当。因此，在壳层O/Si燃烧期间通过IGW的随机自旋可能决定大多数中子星的初始旋转速率。对于一个给定的祖先，这…
2015-09-04 astro-ph.SR
Three-dimensional Hydrodynamic Instabilities in Stellar Core Collapses
球对称的流体动力学恒星核在重力作用下的坍缩是随时间变化的，一旦受到扰动可能变得不稳定。特别是对于多变指数为Γ=4/3的恒星核的同系坍缩，我们研究了三维广义多变扰动的振荡和/或不稳定性。对于可压缩三维扰动，扰动的多变指数γ可以不同于一般多变流体动力学背景流的Γ=4/3。我们的模型公式在这里是更一般的，并允许内部重力g（-）-模式和/或g（+）-模式的存在。计算了各种振荡和不稳定扰动模式的本征值和本征函数。在Goldreich & Weber和Cao & Lou的几个特殊情况下进行了研究，我们进一步证实了声学p模式和表面f模式在当前更一般的情况下保持稳定。相比之下，g（-）模和足够高的径向阶g（+）模是不稳定的，导致坍缩恒星内部不可避免的对流运动。三维g模扰动的不稳定增长主要受角动量守恒的控制，并受气压回复力的影响.我们特别注意到，即使当特定熵分布变得均匀且γ=Γ=4/3时，也存在三维涡扰动的不稳定的时间增长。从概念上讲，不稳定的g模可能会对超新星爆炸、新生原中子星（PNS）的初始反冲和坍缩核心的分裂产生可以想象的物理后果，而涡旋扰动的不稳定增长可能导致致密物体的快速自旋和其他相关结果。
2011-11-12 astro-ph.SR
Stellar neutrino energy loss rates due to $^{24}$Mg suitable for O+Ne+Mg core simulations
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。最近对亚发光II-P型超新星的观测（例如，2005 cs，2003 gd，1999 br，1997 D）能够重新激发人们对具有O+Ne+Mg核的8-10 M $_{\odot}$星的兴趣。O+Ne+Mg堆芯的模拟结果显示了不同的结果，在转换崩溃到爆炸。中微子能量损失率是核塌缩模拟的重要输入参数。用质子-中子准粒子无规相近似（pn-QRPA）理论计算了恒星物质中由$^{24}$ Mg引起的中微子能量损失率。速率在适合于模拟目的的详细密度-温度网格上呈现。与壳层模型计算相比，计算出的中微子能量损失率提高了一个数量级以上，并且有利于这些大质量恒星核心的熵降低。
2011-08-02 astro-ph.SR nucl-th
On the shape of core overshooting in stellar model computations, and asteroseismic tests
慢脉动B星（SPB）和$γ$ Dor星以高阶重力（g-）模式脉动。g模的频率对具有对流核的恒星的详细结构和演化历史非常敏感。在OB型恒星中，后退的对流核心留下了化学不均匀的$\nabla_μ>0$辐射区。一旦g模式在这些层的边界附近具有径向节点，模式被捕获并且其周期偏离渐近周期间隔。仔细研究这种被困模式允许约束这些层的程度，通过拟合个人的脉动频率。我们采用了19个非常丰富的开普勒SPB振荡器，KIC 10526294的召唤偶极g-模式，以证明模式捕获的权力，在B星研究的热和化学分层的过冲层。
2015-08-10 astro-ph.SR
A stellar evolutionary grid for binary population synthesis: from the main sequence to helium ignition
针对现有种群合成代码未考虑恒星风与双星质量转移导致的质量变化问题，研究基于MESA代码构建涵盖1-16倍太阳质量恒星的新演化网格与插值表，可精准复现恒星演化关键特征，适用于binary_c等种群合成代码。
2025-03-22 astro-ph.SR
Convective core entrainment in 1D main sequence stellar models
恒星深部对流的三维流体动力学模型在对流-辐射边界处表现出湍流卷吸，其遵循卷吸定律，随边界穿透率而变化。我们在一维Geneva恒星演化程序中实现了卷吸定律。然后，我们计算模型之间的1.5和60 M $_{\odot}$在太阳金属丰度（$Z=0.014$），并将它们与前几代的模型和观测的主要序列。边界穿透性，量化的散装理查森数，$Ri_{\mathrm{B}}$，随质量和随时间在较小程度上变化。$Ri_{\mathrm{B}}$随质量的变化是由于核心典型对流速度的质量依赖性，因此恒星的光度。对流核上方的化学梯度主导了$Ri_{\mathrm{B}}$随时间的变化。因此，卷吸定律方法可以通过$Ri_{\mathrm{B}}$解释对流边界混合的表观质量依赖性。新的模型，包括夹带可以更好地再现质量依赖的主要序列宽度使用夹带法律参数$A \sim 2 \times 10^{-4}$和$n=1$。我们比较这些经验约束值的三维流体动力学模拟的结果，并讨论影响。
2021-03-11 astro-ph.SR
Perturbation Analysis of a General Polytropic Homologously Collapsing Stellar Core
对于Goldreich & Weber和Lou & Cao的动力学背景模型，我们研究了多变指数为4/3的相对论性热介质的一般多变同系坍缩星核的振荡和不稳定性的三维扰动性质.我们识别声学p模式和表面f模式以及内部重力g $^{+}-$和g $^{-}-$模式。我们证明，全球能源标准的Ehrasehkar是不够的，以保证稳定的一般多方平衡。我们证实了Goldreich & Weber的声学p模稳定性，即使他们的p模本征值出现在系统误差中。不稳定模式包括g $^{-}-$模式和高阶g $^{+}-$模式。这种不稳定性发生在恒星核心反弹之前，与其他超新星爆炸模型中的不稳定性形成对比。到目前为止，球对称性的破坏比数值模拟中预期的要早。中央致密物体的形成和运动被推测受到这种g模式不稳定性的影响。通过典型参数的估计，不稳定的低阶l=1 g模可能会产生中心紧凑对象的初始踢。
2009-08-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraining mixing processes in stellar cores using asteroseismology. Impact of semiconvection in low-mass stars
低质量恒星的整体演化很大程度上受到恒星内部过程的影响。特别是，对流不稳定区和过冲区的混合过程会影响观测值和主序列寿命。我们研究了低质量恒星对流核心中不同对流边界定义和混合处方的影响，利用星震学方法来判别中心混合区的存在、大小和演化阶段。我们实现了勒杜标准对流在我们的恒星演化代码，连同随时间变化的扩散方法混合的元素时，对流区存在。我们比较了质量范围为1 M* 至2 M* 的模型，这些模型是用两种不同的对流边界定义标准计算的，并且包括对流区域正式限制以内和以外的不同混合处方。通过计算大量模型的绝热振荡频率，我们根据Roxburgh & Vorontsov（2003）定义的小间距与大间距r01和r10的比值，仅使用l=0和l=1模式进行了星震诊断。这些变量几乎是线性的，在预期的可观察到的频率范围内，我们表明，它们的斜率同时取决于中央的氢含量，对流核心的程度，和在核心边界处的声速不连续的振幅。通过考虑约25种模式和准确度的频率测定预期从CoRoT和开普勒任务，我们提出的技术使我们能够检测到对流核心的存在，并区分不同大小的均匀混合的中心区域，而不需要一个强大的先验恒星质量。
2011-02-03 astro-ph.SR
Fast core rotation in red-giant stars revealed by gravity-dominated mixed modes
当核心的氢在恒星演化过程中耗尽时，恒星的中心区域收缩，外层膨胀并冷却，形成红巨星，其中对流占据了恒星的很大一部分。角动量守恒要求这些恒星的核心比它们的外壳旋转得更快，间接的证据支持这一点。关于角动量分布的信息是无法直接观测的，但它可以从旋转对探测恒星内部的振荡模式的影响中提取出来。在这里，我们报告的非刚性旋转的检测在红巨星内部利用最近检测到的混合模式的旋转频率分裂。我们证明了从恒星表面到恒星核心的旋转速率不断增加。与理论恒星模型比较，我们得出结论，核心必须旋转至少比表面快十倍。这一观测结果证实了理论预测的一个陡峭的梯度在旋转配置文件向恒星内部深处。
2011-12-13 astro-ph.SR
The mass discrepancy in intermediate- and high-mass eclipsing binaries: the need for higher convective core masses
（节略）光谱双线双星系统（SB 2）是校准恒星内部结构和演化理论的优秀实验室。我们的目标是研究双星的质量差异。我们研究了近核混合对恒星对流核质量的影响，并在质量差异的背景下解释了结果。两种情况被认为是，在一个单独的恒星组成的二元系统被视为彼此独立的，他们被迫有相同的年龄和初始化学成分。我们发现，在我们的样本中存在的质量差异，它是反相关的恒星的表面重力。没有发现与其他基本参数和大气参数，包括恒星质量的相关性。这种质量差异可以通过增加恒星演化模型中近核混合的数量来部分解释。我们还发现，忽略微湍流速度和湍流压力在恒星大气模型的热演化恒星的结果高估其有效温度高达8%。再加上增强的近核心混合，这几乎可以完全解释V380 Cyg演化的主要成分的30%质量差异。我们发现质量差异和对流核心质量之间有很强的联系。在热演化恒星的光谱分析中，考虑额外的近核边界混合和一致性处理的联合作用，可以解决质量差异问题。我们的二进制模拟结果对流的核心质量之间的17%和35%的恒星质量，在很好的协议与结果重力模式asteroseismology的单星。这意味着在主序末期氦核的质量比目前预期的要大。
2020-03-19 astro-ph.SR
