通过星风产生的质量损失在大质量恒星演化中起主导作用。极超巨星（VMSs，$> 100 M_{\odot}$）在主序阶段展现出Wolf-Rayet光谱形态（WNh）。Bestenlehner (2020) 将Castor, Abbott & Klein (1975) 提出且被广泛使用的经典星风理论，从光学薄（O星）扩展至光学厚的主序（WNh）星风区域。新的质量损失描述能够解释质量损失对Eddington参数的经验依赖关系，并适用于纳入大质量与极超巨星演化模型。该公式可利用Vink & Gräfener (2012) 中定义的过渡质量损失率进行校准。基于Bestenlehner et al. (2014) 给出的恒星样本，我们使用Bestenlehner (2020) 的新理论质量损失公式，推导出了适用于大麦哲伦云的质量损失方案。
英文摘要：
Mass loss through stellar winds plays a dominant role in the evolution of massive stars. Very massive stars (VMSs, $> 100 M_{\odot}$) display Wolf-Rayet spectral morphologies (WNh) whilst on the main-sequence. Bestenlehner (2020) extended the elegant and widely used stellar wind theory by Castor, Abbott & Klein (1975) from the optically thin (O star) to the optically thick main-sequence (WNh) wind regime. The new mass-loss description is able to explain the empirical mass-loss dependence on the Eddington parameter and is suitable for incorporation into stellar evolution models for massive and very massive stars. The prescription can be calibrated with the transition mass-loss rate defined in Vink & Gräfener (2012). Based on the stellar sample presented in Bestenlehner et al. (2014) we derive a mass-loss recipe for the Large Magellanic Cloud using the new theoretical mass-loss prescription of Bestenlehner (2020).
Understanding the high-mass binary black hole population from stable mass transfer and super-Eddington accretion in BPASS
随着LVK联盟在探测双星黑洞合并方面取得的显著成功，利用粒子数特性来限制我们对祖星演化的理解已经成为可能。观测到的原始黑洞质量分布的最显著特征是延伸到100 M $_\odot$的尾部和在35 M $_\odot$处的过量质量。目前，孤立的二进制人口合成很难解释这些特点。使用经过良好测试的BPASS详细的恒星双星演化模型，以确定质量转移的稳定性，吸积率，和残余质量，我们假设，稳定的质量转移与超爱丁顿吸积是负责延长尾巴。此外，过量不是由于脉动对不稳定性，如先前所认为的，而是由于稳定的传质。这些系统能够在哈勃时间内合并，这是由于具有极端质量比的更稳定的质量转移，允许轨道充分收缩以允许合并。这些发现与其他人口合成代码，但在协议与其他最近的研究，使用详细的二进制进化模型。
我们研究了一些性质的恒星演化接近经典爱丁顿极限的电子散射不透明度，当这些恒星保持化学均匀的结构作为混合和/或质量损失的结果。我们认为分析关系和模型计算与日内瓦代码。以恒定的爱丁顿因子演化的同质、化学同质的恒星遵循μ ^2 M = const的关系式，例如，这适用于处于无氢阶段的沃尔夫-拉叶（WR）星。该常数的值可能取决于金属丰度，初始质量，演化阶段和物理过程中所考虑的同源演化序列。这个常数的平均值在20到40太阳单位之间，与银河系WR恒星的质量一致。
A systematic study of super-Eddington layers in the envelopes of massive stars
接近爱丁顿光度被认为是在大质量恒星中观察到的几种效应的原因。在计算上，如果辐射携带的光度超过大质量恒星低密度包层中的本地爱丁顿光度，就会导致数值计算上的困难，抑制恒星模型的进一步计算。这个问题由于很少有大质量恒星被观测到超过汉弗莱斯-戴维森极限的事实而变得更加严重，汉弗莱斯-戴维森极限是赫兹-罗素图中的同一区域，在恒星模型中与爱丁顿光度有关的数值问题也发生在这个区域。一维的恒星演化程序必须使用实用的解决方案，通过这个计算困难的阶段来演化大质量恒星。在这项工作中，我们量化了这些解决方案对大质量恒星演化特性的影响。我们使用的恒星演化程序MESA与常用的大质量恒星模型的输入参数计算恒星的演化在10-110 M $_\odot$的初始质量范围内的太阳金属量的十分之一。我们发现，在恒星模型的初始质量大于或等于30 M $_\odot$的数值困难，导致这些模型的核心氦燃烧结束前失败。重新计算这些模型使用相同的物理输入，但三个不同的务实的解决方案来治疗的数值不稳定性，我们发现，由恒星实现的最大径向膨胀可以变化高达2000 R $_\odot$，而恒星的残余质量可以变化高达14 M $_\odot$之间的集合。这些差异可能对二元群体合成等研究产生影响。
The drastic impact of Eddington-limit induced mass ejections on massive star populations
Institute of Astronomy, KU Leuven（鲁汶大学天体物理研究所）；Argelander Institut für Astronomie（阿尔根德天文学研究所）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Sterrenkundig Observatorium, Universiteit Gent（根特大学天文台）；Leuven Gravity Institute, KU Leuven（鲁汶引力研究所）
