Effects of Metallicity on the Instability Mass Ratio of Low Mass Contact Binary Systems
Surjit S. Wadhwa, Natalia R. Landin, Petar Kostic, Oliver Vince, Bojan Arbutina, Ain Y. De Horta, Miroslav D. Filipovic, Nicholas F. H. Tothill, Jelena Petrovic, Gojko Djuravsevic
备注：
9 pages, 7 Figures and 5 Tables Accepted Monthly Notices of Royal Astronomical Society (MNRAS)
The orbital stability of contact binary systems has been receiving considerable attention recently. Theoretical studies indicate that merger is likely to occur at very low mass ratios, but the actual mass ratio at which merger may take place is likely to be variable and dependent on the mass of the primary. We consider the effects of metal content on the orbital stability of contact binary systems by modelling the gyration radius of a rotating and tidally distorted primary component at various values of metallicity in the range -1.25 to +0.5. We determine the instability mass ratio range for contact binary systems with a low mass primary in the range 0.6M(sun) to 1.4M(sun) at various metallicity levels and show that systems with low metallicity have an instability mass ratio lower than those with higher metal content and therefore are likely to be more stable. We illustrate the effect through light curve analysis of two otherwise very similar contact binary systems, except for different metallicity. While both would be considered unstable if metallicity was not taken into consideration, only one remains in that category after appropriate adjustments based on metallicity have been made.
A low-metallicity massive contact binary undergoing slow Case A mass transfer: A detailed spectroscopic and orbital analysis of SSN 7 in NGC 346 in the SMC
本文对小麦哲伦云 NGC 346 中的大质量相接双星 SSN 7 进行了多历元光谱与轨道分析，发现其主星质量小于次星且正经历缓慢 Case A 质量转移，为低金属丰度环境下的大质量双星演化提供了重要观测约束。
Bridging theory and observations in stellar pulsations: The impact of convection and metallicity on the instability strips of Classical and Type-II Cepheids
A discontinuity in the luminosity-mass relation and fluctuations in the evolutionary tracks of low-mass and low-metallicity stars at the Gaia M-dwarf gap
盖亚M-矮星间隙是最近在色星等图中发现的一个特征，显示在主序低端缺乏低质量和低金属丰度的恒星。我们的目标是在低金属丰度进行理论恒星建模，使用一个精细的质量步骤和精细的时间步长，特别是寻找从部分到完全对流的过渡模型，因为对流接吻不稳定，发生在这个过渡被认为是差距的原因。用MESA方法模拟了金属丰度为Z = 0.01、Z = 0.001和Z = 0.0001的恒星演化模型，质量步长为0.00025 M $_{\odot}$，时间步长为50，000年。小的时间步长产生的模型在Hertzsprung-Russell（HR）图中的进化轨迹中经历循环。有效温度和光度的波动对应于对流包层底部与对流核心顶部合并的重复事件，将$^3$ He从核心输送到表面。除了从部分对流到完全对流的切换事件外，还发现了几个产生低振幅波动的近合并事件，低金属丰度模型经历对流接吻不稳定性的时间更长，波动振幅比金属丰度更高的模型更高。模型中使用的小质量步长揭示了所有三种金属丰度下光度-质量关系的不连续性。
当初始分离双星的主星充满它们的洛希叶时，质量转移的稳定性在从分离双星形成接触双星的过程中是重要的。利用Eggleton的恒星演化程序，考虑质量传递不稳定性的影响，研究了接触双星的形成和短周期极限。发现初始质量从0.89 M $_{\rm \odot}$减小到0.63 M $_{\rm \odot}$时，对于经历稳定质量转移并演化为接触的分离双星，初始质量比的范围减小。当初始质量小于0.63 M $_{\rm \odot}$时，当分离双星的初始质量充满洛希瓣时，分离双星将经历动力学不稳定的质量转移。这些系统将演变成一个共同的信封的情况下，然后可能在一个相当短的时间尺度上的两个组成部分的完全合并。这就导致了接触双星的初始质量下限为0.63 M $_{\rm \odot}$，这可能是接触双星的周期分布只有0.22天的主要原因。通过对理论周期分布与实际观测资料的比较，发现观测到的双星都在双星初始质量下限以上，没有观测到低于这一下限的双星。这表明，接触双星的短周期限制可以解释的不稳定性的质量转移时发生的初步脱离双星填充他们的洛希叶。
The DESI Y1 RR Lyrae catalog II: The metallicity dependency of pulsational properties, the shape of the RR Lyrae instability strip, and metal rich RR Lyrae
University of Toronto（多伦多大学）；Dunlap Institute for Astronomy & Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学邓普勒天文学与天体物理研究所）；Universidad de La Laguna (ULL)（拉各拉纳加大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）；Observatório Nacional（巴西国家天文台）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）
Theoretical RR Lyrae Instability Strip from MESA-RSP Pulsation models and updated BaSTI Evolutionary Tracks
INAF-Osservatorio astronomico di Capodimonte（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）；Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics (IUCAA)（大学间天文学与天体物理学中心）；INFN – Sezione di Pisa（意大利国家核物理研究所比萨分部）；INAF – Osservatorio Astronomico di Abruzzo（意大利国家天体物理研究所阿布鲁佐天文台）；Istituto Nazionale di Fisica Nucleare (INFN)—Sez. di Napoli（意大利国家核物理研究所那不勒斯分部）
Explosion and nucleosynthesis of low redshift pair instability supernovae
最近的观测和恒星演化模型都表明，在本宇宙中可能发生对不稳定超新星（PISNe），其金属丰度低于Z_Sun/3。以前的PISN模型大多是在早期宇宙的背景下在非常低的金属丰度下产生的。我们提出了新的PISNe模型在Z=0.001的金属丰度，这是相关的本地宇宙。我们采用Langer et al.（2007）提出的初始质量为150和250太阳质量、金属丰度为Z=0.001的对不稳定祖先的自洽恒星演化模型，并使用包含200种同位素的广泛核网络的流体力学恒星演化代码，跟踪这些模型在超新星爆炸中的演化。两种模型都以PISNe的形式爆炸，而不会留下致密的恒星残骸。我们的模型产生的核合成模式，一般是类似于人口III PISN模型，其主要特点是生产大量的α-元素和强烈缺乏的奇数电荷的元素。然而，我们模型中的奇偶效应明显弱于人口III模型中的奇偶效应。与核心坍缩超新星在类似的金属丰度（Z=0.002）的核合成产率的比较表明，PISNe可能强烈影响Z=0.002以下的化学演化，假设一个标准的初始质量函数。奇偶效应预计是最突出的硅和钙之间的中间质量元素。随着未来对星族II恒星化学丰度的观测，我们的结果可以用来限制我们银河系过去演化过程中发生的PISNe的数量。
New theoretical instability regions, period-luminosity relations and masses for blue large-amplitude pulsators
Inter-University Center for Astronomy and Astrophysics（天文与天体物理大学间中心）；Konkoly Observatory, HUN-REN Research Centre for Astronomy and Earth Sciences（孔科利天文台，匈牙利研究网络天文学与地球科学研究中心）；Masaryk University（马萨里克大学）
