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
Post-main-sequence debris from rotation-induced YORP break-up of small bodies II: multiple fissions, internal strengths and binary production
超过四分之一的白矮星含有可观测到的来自系外小行星分裂的金属碎片。了解这些碎片的物理和轨道历史将使我们能够自洽地将行星系的形成和命运联系起来。一个主要的碎片库是在恒星演化的巨分支阶段由YORP引起的旋转裂变产生的，在这个阶段恒星的光度可以超过太阳四个数量级。在这里，我们确定的功效的巨大分支YORP效应的小行星与非零的内部强度，和模型裂变后的演变施加简单的分析碎片处方。我们发现，即使是最高的现实内部强度不能防止小行星的广泛碎片和生产的碎片场超过100 AU的大小。我们计算连续的裂变事件的数量，因为它们发生在逐渐变小的时间间隔，因为恒星上升的巨大分支，提供了一种方法来生成小行星碎片的大小分布。结果是非常不敏感的祖恒星质量。我们还得出结论，巨大的分支YORP分裂可以产生二进制小行星子系统的容易程度是强烈依赖于内部强度。形成的二进制子系统反过来可能是短暂的，由于所产生的亮度增强BYORP效应。
2020-01-03 astro-ph.EP 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
The First Extensive Spectroscopic Study of Young Stars in the North America and Pelican Nebulae Region
我们使用几台低分辨率（$R\approx$ 1300-2000）摄谱仪：Palomar/Norris，WIYN/HYDROGEN，Keck/DEIMOS和MMT/Hectospec，对北美和鹈鹕星云（NAP）的3400多个潜在成员进行了光谱调查。我们确定了580个年轻的恒星作为可能的成员的NAP区域的基础上的标准，涉及红外线过剩，Li I 6708吸收，X射线发射，视差和自行。个别光谱的光谱类型是通过将它们与前主序星的经验光谱或模型大气的模板拟合而得。模板是人为的面纱，和光谱类型和面纱参数的最佳拟合组合，得出每个明星。我们使用的光谱类型与档案测光推导出$V$波段消光和恒星光度。在H-R图上，年轻恒星的年龄中值约为100万年，光度色散为$\sim$ 0.3- 0.4 dex。我们调查的光度变化的光谱成员样本使用ZTF数据，并得出结论，光度变化，而存在，并没有显着贡献的光度分散。虽然大于形式误差，但光度色散小于在我们的光谱分型过程中不考虑面纱的情况。恒星运动群的测量年龄，结合斯皮策揭示的嵌入式恒星星族的推断年龄，表明NAP区域的恒星形成的顺序历史。
2020-09-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Low-frequency variability in massive stars: Core generation or surface phenomenon?
Bowman等人（2019）报告了用K2和TESS观测到的164颗O型和B型恒星的低频光度变化。他们将这些运动解释为内部重力波，这种重力波可能是由这些恒星核心的对流随机激发的。探测大质量恒星内部的重力波将有助于区分具有对流或辐射核心的大质量恒星，确定核心的大小，并将为大质量恒星的结构和演化提供重要的约束。在这项工作中，我们研究的观测签名的内部重力波产生的核心对流。我们计算了\textit{wave transfer function}，它将辐射区底部的内部重力波振幅与表面光度变化联系起来。该传递函数对于频率$\lesssim 1 \, {\rm d}^{-1}$变化许多数量级，并且由于驻模而在$1 \, {\rm d}^{-1}$附近具有规则间隔的峰值。这与观察到的光谱不一致，观察到的光谱具有平滑的“红噪声”轮廓，没有预测的规则间隔的峰。只有当波主要保持线性时，波传递函数才有意义。接下来我们证明了这一点：低频行波不会破裂，除非它们的光度超过恒星的辐射光度;并且，在高频观察到的光度波动是如此之小，以至于驻模对于非线性不稳定性是稳定的。这些简单的计算表明，在大质量恒星中观测到的低频光度变化不是由于这些恒星核心产生的内部重力波。最后，我们讨论了（次）表面对流，它在低质量恒星中产生低频变化，与Bowman等人（2019）在高质量恒星中观察到的非常相似。
2019-11-12 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.flu-dyn
The nature of very low luminosity objects (VeLLOs)
通过核塌缩模拟与恒星演化计算相结合的数值模拟方法，研究了内光度L_obj <= 0.1 Lsun的极低光度天体的性质.研究了质量范围为0.1-2.0 Msun的大样本模型核的引力坍缩。数值模拟开始于前恒星阶段，并在嵌入阶段结束时终止，此时90%的初始核心质量已被吸积到形成的原恒星加盘系统上。盘的形成和演化是用数值流体力学模拟研究的，而中心恒星的形成和演化是用恒星演化程序计算的。三种情况下，从磁盘到恒星的质量吸积被认为是：混合吸积，其中一小部分吸积的能量吸收的原恒星取决于吸积率，热吸积，其中一小部分吸积的能量是恒定的，和冷吸积，其中所有的吸积能量辐射。我们关于VeLLO性质的结论主要取决于原恒星吸积的性质。在混合吸积的情况下，大多数VeLLO（90.6%）预计是第一流体静力核心（FHSC），只有一小部分（9.4%）是真正的原恒星。在热吸积的情况下，所有的VeLLO是FHSC由于过高的光球光度的原恒星。相反，在冷吸积情况下，大多数VeLLO属于恒星演化的I类阶段。这是因为恒星光球的光度是年轻恒星内部总光度的基础，在冷吸积时较低，因此在原恒星阶段有更多的VeLLO。VeLLO是相对罕见的天体，占嵌入相总持续时间的7%-11%，质量不超过0.3 Msun。（节略）。
2016-12-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Impact of White Dwarf Luminosity Profiles on Oscillation Frequencies
KIC 08626021是一颗最近引起相当大兴趣的脉动DB白矮星，也是开普勒对其脉动特性进行广泛监测的同类中的第一颗。将观测到的KIC 08626021的振荡频率拟合到一个模型中，可以深入了解其隐藏的内部结构。基于模板的白矮星模型选择光度分布，其中光度与封闭的质量$L_r \propto M_r$成比例，与有效温度$T_{\rm eff}$无关。$T_{\rm eff} \gtrsim$ 25，000 K的年轻白矮星的演化模型表明，中微子发射引起了$L_r$ $\not\propto$ $M_r$的光度分布。我们探索这种对比，通过比较两个几乎相同的白矮星模型之间的振荡频率：一个强制性的$L_r \propto M_r$光度配置文件和其他恒星的以前的演化历史确定的光度配置文件。我们发现，低阶g-模式频率相差高达$\simeq$ 70 $μ$ Hz的开普勒观测KIC 08626021的范围内。这表明，通过忽略恒星的适当热结构（例如，考虑到等离子体中微子损失的影响），通过使用$L_r \propto M_r$分布计算的模型频率可能在几十个$μ$ Hz的水平上具有未校正的有效随机误差。平均频率差为30 $μ$ Hz，基于线性外推公布的结果，表明模板模型的拟合精度的不确定性$\simeq$ 12%的白矮星质量，$\simeq$ 9%的半径，和$\simeq$ 3%的中心氧质量分数。
2018-10-09 astro-ph.SR
Two-dimensional simulations of internal gravity waves in a 5 $M_{\odot}$ Zero-Age-Main-Sequence model
本文用MUSIC开展5倍太阳质量ZAMS恒星二维模拟，揭示IGWs传播、辐射阻尼加热及对流核上方非线性效应，并警示光度增强模拟与观测比较需谨慎。
2023-04-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
The SPLASH Survey: Internal Kinematics, Chemical Abundances, and Masses of the Andromeda I, II, III, VII, X, and XIV dSphs
我们提出了新的凯克/DEIMOS光谱观测数百个单独的恒星沿视线仙女座的前三个发现的矮球状星系（dSphs）-和I，II和III，并利用我们的团队最近的观测三个额外的dSphs，和VII，X和XIV，作为SPLASH调查的一部分。每个dSph的成员星被隔离的前景银河系矮星和M31领域的污染使用各种光度和光谱诊断。我们最后一个分光样本的成员星在每个dSph，我们测量准确的径向速度与中位数的不确定性（随机加上系统误差）为4 - 5公里/秒，包括80红巨星在和I，95在和II，43在和III，18在和VII，22在和X，38在和XIV。在六个dSphs的确认成员的样本被用来推导每个系统的平均径向速度，固有的中心速度色散，平均丰度，丰度扩展，和动态质量。这一组合数据集为我们提供了一个独特的机会来执行全球性质的第一次系统比较（例如，金属丰度，大小和暗物质质量）的三分之一的仙女座的总已知dSph人口与银河系对应的相同的光度。我们讨论了这些卫星的光度-金属丰度关系和光度-大小关系，发现它们的化学演化历史是相似的。M31的dSphs的动力学质量估计与相同光度的银河系dSphs相似或更小，尽管它们的大小相似或更大，这表明M31 dSphs的密度低于银河系的对应物。总结了这些结果对一般理解星系形成和演化的意义。节录。
2010-01-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
3D hydrodynamics simulations of internal gravity waves in red giant branch stars
本文利用 PPMstar 对 1.2$M_{\odot}$ RGB 恒星开展首批三维 IGWs 模拟，考察分辨率、光度和分层影响，发现其混合不足以解释 RGB 额外混合，并识别出羽流过冲激发机制。
2023-03-13 astro-ph.SR
Radiative Transfer modeling of EC 53: An Episodically Accreting Class I Young Stellar Object
在幕式吸积的情况下，大部分的原恒星质量吸积在重复和大爆发的吸积。由于原恒星上的爆发通常是在特定的波长下被识别的，解释这些爆发需要将这种通量的变化转换为总光度的变化。巨蛇座主云中的I类年轻恒星EC 53在850 $μ$ m处经历了亮度的反复增加，这可能是由吸积爆发引起的。在这项研究中，我们进行了二维和三维连续辐射转移模型，以量化的内部亮度上升EC 53对应于$\sim$ 1.5增强通量在850 $μ$ m的因素。我们模拟的光谱能量分布和径向强度轮廓在静止和爆发阶段。爆发阶段的内部光度比静止阶段的光度亮$\sim 3.3$倍。径向强度剖面分析表明，EC 53的亚毫米级通量变化来自吸积爆发加热的包层。我们还发现，由星际辐射场的EC 53信封的外部加热的作用是微不足道的。
2020-04-12 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Multi-Dimensional Double Detonation of Sub-Chandrasekhar Mass White Dwarfs
使用二维和三维模拟，我们研究的“鲁棒性”的双爆轰的情况下，Ia型超新星，其中爆炸的氦壳的碳-氧白矮星引起的二次爆炸在下面的核心。我们发现，氦爆炸不能轻易地下降到核心，除非它开始（人为）远远高于最热的层计算的氦壳在目前的前超新星模型。然而，压缩波引起的滑动氦爆轰，强烈地产生热点，触发爆轰的核心。我们的模拟表明，这是真实的，即使是非轴对称的初始条件。如果氦在多个点被点燃，内波可以相互穿过或被反射，但这种增加的复杂性并不能阻止热点的产生。极低质量氦壳层的点火取决于热核逃逸是否能在足够大的区域内同时开始。
2013-07-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
The magnitude of viscous dissipation in strongly stratified two-dimensional convection
在天体物理系统中，对流必须防止耗散。虽然耗散的影响通常被认为是可以忽略不计的，但理论表明，在强分层对流流体中，耗散加热速率可以超过对流所携带的光度。在这里，我们探索这种可能性，使用一系列的数值模拟。我们认为二维数值模型的流体动力学对流在笛卡尔层的滞弹性近似下，并证明耗散加热速率确实可以超过所施加的光度。我们建立了一个理论表达式的耗散加热速率的比率出现在上边界的亮度，仅在层的深度和热标度的高度。特别是，我们表明，这个比例是独立的扩散系数，并确认这与一系列的数值模拟。我们的研究结果表明，耗散加热可能会显着改变恒星和行星的内部动力学。
2017-07-27 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Giant planet occurrence within 0.2 AU of low-luminosity red giant branch stars with K2
每一颗类太阳恒星最终都会演化成一颗红巨星，这一转变会深刻影响周围行星系的演化。行星动态演化和轨道衰减的时间尺度对行星的可居住性以及后主序星和行星的相互作用、演化和内部结构具有重要意义。在这里，我们调查这些影响，估计行星发生在2476低光度红巨星分支（LLRGB）的美国宇航局K2任务观察到的恒星。我们使用星震学测量恒星的质量和半径，平均随机不确定性为3.7%的质量和2.2%的半径。我们将这颗行星的人口与已知的类太阳矮星周围的行星人口进行比较，解释了恒星星族之间的探测效率差异。我们发现0.51% +/- 0.29%的LLRGB恒星拥有比木星大的行星，轨道周期小于10天，暂时高于拥有类似行星的主序星（0.15% +/- 0.06%）。我们的研究结果表明，恒星演化对比木星大的近距离行星的影响并不显著，直到恒星开始大幅上升到红巨星分支（>~ 5-6 Rsun）。
2019-10-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
