Carbon Shell or Core Ignitions in White Dwarfs Accreting from Helium Stars
从氦星吸积而来的白矮星可以稳定地以吸积速率燃烧，避免了与不稳定的氦燃烧相关的质量损失的挑战，这是许多Ia型超新星场景的关注点。我们研究的质量为$1.25 M_\odot\le M_{\rm{He}} \le 1.8 M_\odot$，这已经失去了他们的富氢信封在较早的共同信封事件，现在的轨道周期（$P_{\rm orb}$）为几个小时的非旋转$0.84$和$1.0 M_\odot$ C/O WD的氦星的双星。氦星在中心氦耗尽后充满洛希叶（RL），并在其热时标（${\sim}10^5$ yr）上贡献氦。正如其他人所示，这些传质速率与WD的稳定氦燃烧范围相吻合，并使WD核心增长到接近Ketrasekhar质量（$M_{\rm Ch}$）和核心碳点火。然而，我们在这里表明，许多这些情况下导致点燃的热碳灰附近的外缘的WD和向内去碳火焰，不会导致爆炸性的结果。对于$P_{\rm orb} = 3$小时数，具有施主质量$M_{\rm He}\gtrsim1.8 M_\odot$的$1.0 M_\odot$ C/O WD经历壳碳点火，而$M_{\rm He}\lesssim1.3 M_\odot$将下降到稳定氦燃烧范围以下，并在达到堆芯C点火之前经历氦闪光。那些有$1.3 M_\odot \lesssim M_{\rm He} \lesssim 1.7 M_\odot$的将经历核心C点火。我们还…
2016-02-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Mass-accreting Gamma Doradus Pulsator with a Synchronized Core in Kepler Eclipsing Binary KIC 7385478
短周期（P $\approx1.7$ d）的大陵型食双星KIC 7385478由一颗F型主星（$M_1 \approx 1.71M_{\odot}$）和一颗演化的K型伴星（$M_2 \approx 0.37M_{\odot}$）组成（Ozdarcan \& Ali Dal 2017）。我们研究了{ \it Kepler}光变曲线的可变性，并将傅立叶光谱中的许多频率峰归因于点调制。这些频率是轨道谐波的形式，并且在振幅上高度可变。它们最有可能来自质量吸积的主星。此外，我们还从主星中发现了一系列的双极g模，它们具有准线性的周期间隔模式，并且振幅非常稳定。的周期间隔模式揭示了一个渐近的周期间隔值与基本参数的主星，也意味着近对流核心的旋转速率几乎是相同的轨道周期。因此，这个伽玛多普勒的表面和核心都与双星轨道同步。我们发现，一个较低的恒星质量$\approx 1.50 M_{\odot}$和更高的有效温度是必要的，以兼容从单星演化模型的小行星地震的约束。
2019-09-09 astro-ph.SR
Accreting pre-main sequence models and abundance anomalies in globular clusters
我们研究了在主序前阶段通过吸积污染物质在球状星团中产生氦增强星的可能性。我们遵循两个不同的类的前主序星吸积模型的演变，一个忽略和其他考虑到原恒星的演化。我们分析了最终的中央氦丰度的依赖关系，在HR图中的轨道位置和表面锂丰度演化的年龄，在该年龄的污染物质的吸积开始和主要的物理参数，统治的原恒星演化。后者是晚期吸积的开始，而较低的是吸积阶段结束时和ZAMS（零年龄主序列）的中心氦和表面锂丰度。为了使中心氦含量相应地增加，污染物质的吸积应该在小于100万年的年龄开始。原恒星演化的包含对ZAMS模型也有很大的影响。采用一个非常低的种子质量（即0.001 M $_{\odot}$）的结果在模型中具有最低的中心氦和表面锂丰度。吸积速率越高，核心和剩余表面锂中的最终氦含量越低。在最坏的情况下，即种子质量为0.001 M $_\odot$，吸积速率为$\ge 10^{-5}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$，中心氦根本没有增加，表面锂在最初的几百万年内完全耗尽。
2015-10-09 astro-ph.SR
From Giant Envelopes to Rapidly Contracting Cores in Rotating Population III Stars from $500$ to $1000 \, M_\odot$
Department of Astronomy, The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校天文系）；Cosmic Frontier Center, The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校宇宙前沿中心）；Weinberg Institute for Theoretical Physics, University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校温伯格理论物理研究所）；Institute of Cosmology and Gravitation, Portsmouth University（朴茨茅斯大学宇宙学与引力研究所）；Institut für Theoretische Physik und Astrophysik, Christian-Albrechts-Universität zu Kiel（基尔大学理论与天体物理研究所）；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, Astronomisches Rechen-Institut（海德堡大学天文中心，天文计算研究所）；Research School for Astronomy and Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天文与天体物理研究学院）
本研究通过GENEC演化不同质量、旋转速度的零金属丰度第三星族恒星模型，揭示其可产生强原生氮特征与快速旋转黑洞前身星，包层决定早期宇宙化学增丰的产物。
2026-10-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
The formation of black holes from rapidly accreting supermassive stars is not trivial: Simulations of thermonuclear pulsations and explosions
本研究通过首次广义相对论流体动力学模拟发现，快速吸积超大质量恒星的坍缩常被核燃烧阻止，黑洞形成依赖吸积率与金属丰度，挑战了此前的普遍认知，推动高红移类星体起源相关研究。
2024-08-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
3D Radiation-Hydrodynamic Simulations Resolving Interior of Rapidly Accreting Primordial Protostar
本文通过3D辐射流体动力学模拟解析快速吸积原恒星的内部演化，发现膨胀原恒星因湍流快速旋转呈扁球体，表明需考虑自转以阐明超大质量恒星形成的真实3D演化。
2023-06-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of Binary Black Holes Similar to GW190521 with a Total Mass of $\sim 150\,M_{\odot}$ from Population III Binary Star Evolution
在零金属（第三族或第三族）星的情况下，我们证明了从第三族星演化而来的双黑洞的总质量可以是$\sim 150 \,M_{\odot}$，这与LIGO/Virgo最近发现的双黑洞GW 190521的质量一致.这种双星黑洞合并的事件率估计为0.13- 0.66 $~(ρ_{\rm SFR}/(6\times10^5~M_{\odot}/{\rm Mpc}^3))~Err_{\rm sys}~{\rm yr^{-1}~Gpc^{-3}}$，其中$ρ_{\rm SFR}$和$Err_{\rm sys}$分别是依赖于恒星形成率的Pop III星的累积共动质量密度和依赖于Pop III双星参数不确定性的系统误差。用$ρ_{\rm SFR}=6\times10^5~M_{\odot}/{\rm Mpc}^3$和$ Err_{\rm sys}=1$建立的基准模型的事件率为0.13-$~{\rm yr^{-1}~Gpc^{-3}}$，与观测值0.02-$~{\rm yr^{-1}~Gpc^{-3}}$一致。
2020-12-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Protostellar accretion in low mass metal poor stars and the cosmological lithium problem
宇宙学锂问题，即大爆炸核合成预测的锂丰度与观测到的“斯皮特高原”恒星之间的差异，是现代天体物理学长期存在的问题之一。最近的线索，一个可能的解决方案涉及锂燃烧引起的原恒星质量吸积的Spite高原恒星。本文的目的是分析原恒星吸积对低金属丰度低质量恒星的影响，重点是PMS锂的演化。我们计算了从原恒星到MS阶段的演化，最终质量为0.7和0.8 M $_\odot$，三种金属丰度Z=0.0001，Z=0.0010和Z=0.0050的吸积模型。详细研究了影响吸积模型的主要参数，即吸积能量（冷吸积和热吸积）、初始种子质量$M_{seed}$和半径$R_{seed}$以及质量吸积率$\dot{m}$的变化对吸积模型的影响。对于恒星的主要性质和表面$^7 Li$丰度，无论$M_{seed}$、$R_{seed}$和$\dot{m}$的实际值如何，热吸积模型在100万年内都收敛到标准的非吸积模型。此外，具有相对大的$M_{seed}$（$\gtrsim 10~M_{jup}$）或$R_{seed}$（$\gtrsim 1~R_\odot$）的冷吸积模型在小于约10-20~Myr时收敛到标准的非吸积模型。当一个冷的原恒星吸积过程从小的$M_{seed}$和$R_{seed}$值（$M_{seed}\sim 1~M_{jup}$，$R_{seed} \lesssim 1~R_\odot$）开始时，会发生一…
2020-04-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of mass gap compact object and black hole binary from Population III stars
对具有麦克斯韦反冲速度分布的星族III双星在形成质量为2- 5 $\,M_{\odot}$的质量隙致密天体（MGCO）时的星族合成进行了模拟。我们发现，对于$σ_{\rm k}=0$ -- $500$ km/s的八种反冲速度色散模型，黑洞（BH）-MGCO双星的平均质量为$\sim (30 \,M_\odot,\,2.6 \,M_\odot)$ .在我们的模拟数据中，我们发现了质量为$(22.9 \,M_\odot,\,2.5 \,M_\odot)$的BH-MGCO双星的存在，它看起来像GW 190814。
2020-12-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Characterizing accreting double white dwarf binaries with the Laser Interferometer Space Antenna and Gaia
我们展示了一种方法来充分表征质量转移双白矮星（DWD）系统与富氦（He）WD捐助者的基础上的质量-半径关系的He WD。使用一个模拟的银河系人口的DWDs，我们表明，施主和吸积物的质量可以推断为$\sim\, 60$系统观察到的激光干涉仪空间天线（LISA）和盖亚。这些系统中有一半将具有质量约束$Δ\,M_{\rm{D}}\lesssim0.2M_{\odot}$和$Δ\,M_{\rm{A}}\lesssim2.3\,M_{\odot}$。我们还展示了如何轨道频率的演变，由于天体物理过程和引力辐射可以解耦的总轨道频率的演变高达$\sim 50$这些系统。
2018-04-30 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
System mass constraints for the accreting millisecond pulsar XTE J1814-338 using Bowen fluorescence
我们目前的相位分辨光谱的毫秒X射线脉冲星XTE J1814-338在其2003年爆发。该光谱主要由HeII $λ$ 4686、H $β$和Bowen混合物CIII/NIII 4630- 50 μ m的高激发发射谱线控制。我们利用已被证明的Bowen荧光技术建立一套完整的动力学系统参数约束，使用自举多普勒层析成像，第一个吸积毫秒X射线脉冲星二进制。重建的NIII $λ$ 4640 Bowen跃迁的多普勒图在伴星的预期位置显示出统计上显著的（>4 $σ$）斑点特征。如果这个功能是由照射的罗氏瓣填充同伴的表面驱动，我们推导出严格的下限，真正的径向速度半振幅$K_2$。结合我们的施主约束和中子星的轨道约束，可以确定二元质量比：q = $0.123^{+0.012}_{-0.010}$。由于我们缺乏对双星倾角的了解，所以分量质量并没有受到严格的限制。我们不能排除正则中子星质量为1.4 $M_{\odot}$（1.1 $M_{\odot}$ < $M_1$ < 3.1 $M_{\odot}$ ; 95%）。$M_2$的68/95%置信限与伴星是一颗明显膨胀的M型主序星相一致。我们的研究结果，结合XTE J1814-338的静态光学对应物的研究结果，表明在X射线静止状态下，XTE J1814-338中存在旋转供电的毫秒脉冲星。伴星质量是所谓的“红背”脉冲星双星系统（$M_2$ ~ 0.2 $M_…
2016-12-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
SZ Lyncis: A Non-Accreting Neutron Star-delta Scuti Binary Candidate Discovered via Dynamics and Asteroseismology
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）
研究通过恒星地震学和动力学方法发现SZ Lyncis双星候选体，确定其伴星质量超过钱德拉塞卡极限，排除其他天体可能性，表明该方法可发现非吸积致密天体。
2026-03-25 astro-ph.SR
Helium Accumulation and Thermonuclear Instabilities on Accreting White Dwarfs: From Recurring Helium Novae to Type Ia Supernovae
Technion - Israel Institute of Technology（以色列理工学院）；Azrieli College of Engineering（阿茨瑞利工程学院）
研究白矮星上氦的积累，探讨初始白矮星质量及氦吸积率的广泛参数空间，揭示不同吸积率下的不同现象，包括周期性氦新星爆发和Ia型超新星的可能触发机制。
2026-04-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Merger rate density of Population III binary black holes below, above, and in the pair-instability mass gap
我们提出了人口合并率密度（Pop.）III二元黑洞（BH）的广泛使用的二元人口合成代码BSE扩展到非常大质量和极端贫金属的恒星。我们不仅考虑了低质量的BH（lBH：$5-50 M_\odot$），而且考虑了高质量的BH（hBH：$130-200 M_\odot$），其中lBH和hBH分别低于和高于对不稳定质量间隙（$50-130 M_\odot$）。人群III BH-BH可分为三个亚群：无hBH的BH-BH（hBH 0 s：$m_{\rm tot} \lesssim 100 M_\odot$）、有1个hBH的BH-BH（hBH 1 s：$m_{\rm tot} \sim 130-260 M_\odot$）和有2个hBH的BH-BH（hBH 2 s：$m_{\rm tot} \sim 270-400 M_\odot$），其中$m_{\rm tot}$是BH-BH的总质量。它们在当前宇宙中的合并率密度对于hBH 0是$\sim 0.1$ yr $^{-1}$ Gpc $^{-3}$，对于hBH 1 s和hBH 2 s之和是$\sim 0.01$ yr $^{-1}$ Gpc $^{-3}$，前提是Pop. III恒星的质量密度是$\sim 10^{13} M_\odot$ Gpc $^{-3}$。这些速率对初始条件和单星模型不太敏感。hBH 1和hBH 2合并可能在不久的将来发现的hB…
2021-03-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
An Accreting White Dwarf near the Chandrasekhar Limit in the Andromeda Galaxy
对仙女座星系中经常性新星系统RX J0045.4+4154最近爆发的iPTF探测使得对大质量（$M>1.3\ M_\odot$）吸积白矮星（WD）的前所未有的研究成为可能。我们探测到这颗新星，作为对M31进行的近每日iPTF监测的一部分，深度为$R\approx 21$ \，mag，并触发了对爆发的光学测光、光谱学和软X射线监测。它的绝对星等峰值为$M_R=-6.6$等，衰变时间为每天1等，是一颗微弱且非常快的新星。它显示了He/N的光学发射线和光学峰后1- 4天的1900 - 2600 km s $^{-1}$的膨胀速度。对X射线演化的{ \it Swift}监测揭示了一个具有$kT_{\rm eff}\approx 90-110\ {\rm eV}$的超软源（SSS），该超软源在光学峰之后5天内出现，并且仅持续了12天。最值得注意的是，这不是该系统的第一个事件，而是一个周期性的新星，爆发之间的时间约为1年，是已知最短的。ROSAT在1992年和1993年探测到了这对双星的周期性X射线辐射，并将其源确定为$M>1.3\ M_\odot$ WD SSS。基于观测到的不同爆发之间的重现时间，SS相的持续时间和有效温度，吸积WD的MESA模型允许我们将吸积速率约束为$\dot M>1.7\times10^{-7}\ {M_{\odot}\ {\rm yr}}^{-1}$和WD质量$>1…
2014-03-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the origin of outward migration of Population III stars
本研究利用数值模拟分析Population III双星与气体盘间的力矩，发现等质量快速吸积双星因周恒星迷你盘的引力力矩向外迁移并形成宽轨道，而小质量原恒星向内迁移，揭示了双星演化对引力波信号起源的影响。
2024-02-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Completeness of Accreting Neutron Star Binary Candidates from the Chinese Space Station Telescope
本文利用双星演化与机器学习方法研究中国空间站望远镜吸积中子星双星候选体样本的完备性，发现召回率受物质转移率、伴星质量和系统年龄影响，指出需进行完备性修正才能获得完整样本。
2024-09-05 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Stellar Winds and Coronae of Low-mass Pop. II/III Stars
我们研究了来自零/低金属丰度低质量恒星的恒星风，通过磁流体动力学模拟，对来自质量为$M_{\star}=(0.6-0.8)M_{\odot}$和金属丰度为$Z=(0-1)Z_{\odot}$的恒星的\Alfven波驱动的恒星风进行了研究，其中$M_{\odot}$和$Z_{\odot}$分别为太阳质量和金属丰度。由表面对流激发的\Alfvenic波从光球层向上传播，并通过耗散加热日冕。对于较低的$Z$，由于辐射冷却效率低，密度较高的气体可以被加热到日冕温度。具有$Z\le 0.01Z_{\odot}$的Pop.II/III型恒星的日冕密度比相同质量的太阳金属丰度恒星的日冕密度大1-2个数量级，因此，质量损失率$\dot{M}$是$(4.5-20)$倍。这表明在低质量的Pop.III星上的金属吸积是可以忽略的。Pop.II/III型恒星的软X射线通量预计也比太阳金属丰度对应物的大$\approx (1-30)$倍，这是因为它们的日冕密度更大，尽管辐射冷却效率更小。在低$Z$的恒星中，由于光球层和日冕层之间的密度差较小，因此大部分输入的\Alfvenic波能量被传输到日冕层，避免了严重的反射。因此，更大的部分被转换为日冕的热能和恒星风的动能。从这个能量学的论证，我们最终导出了$\dot{M}$的标度为$\dot{M}\propto L R_{\star}^{11/9}M_{\star}…
2018-01-18 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of Rotating 25 M$_{\odot}$ Population III star: Physical Properties and Resulting Supernovae
在这封信中，我们报告的1-D建模的旋转25 M $_{\odot}$零年龄主序人口III星的核心崩溃的发病阶段的结果。快速旋转的模型在主序星阶段之后显示出剧烈和零星的质量损失。与太阳金属丰度模型相比，Pop III模型显示出非常小的超新星前半径。此外，在核心崩溃的发病阶段的模型，我们模拟由此产生的超新星的流体动力学模拟。根据相应的旋转和恒星风造成的质量损失，所产生的超新星跨越了从弱II型到Ib/c型的类别。我们发现，由Pop III型恒星产生的核心坍缩超新星的绝对星等比由太阳金属丰度恒星产生的要暗得多。从我们的模拟结果中，我们还得出结论，在爆炸能量和镍质量的考虑范围内，这些瞬态事件是非常微弱的，使得它们很难被检测到在高红移。
2023-02-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pulsational characteristics of mass accreting stars in close binary systems
本文针对密近双星中吸积质量恒星，以10倍太阳质量仙王座β型星为模型，初步研究双星性与物质转移对其脉动特征的影响，推动潮汐星震学发展。
2025-02-14 astro-ph.SR
Magnetic fields limit the mass of Population III stars even before the onset of protostellar radiation feedback
本研究通过POPSICLE项目首次执行第三星族恒星形成的辐射磁流体动力学模拟，发现磁场在辐射反馈开始前即通过抵抗重力抑制质量传输，将最大恒星质量限制在约100太阳质量，为构建其完整质量函数奠定基础。
2025-04-30 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The Evolution of Supermassive Population III Stars
超大质量的原始恒星在$z \sim15-20$的原子冷却晕中形成，目前被认为是宇宙中最早的类星体的祖先。在这张照片中，恒星以$0.1 - 1$ $M_\odot$ yr $^{-1}$的吸积速率演化，直到广义相对论不稳定性触发它坍缩成质量为$\sim10^5$ $M_\odot$的黑洞。然而，吸积流维持如此高速率的能力关键取决于吸积恒星的光球性质，因为它的电离辐射可以减少甚至停止吸积。在这里，我们提出了新的模型超大质量人口III原恒星吸积率$0.001 - 10$ $M_\odot$年$^{-1}$，计算与日内瓦恒星演化代码，包括广义相对论修正的内部结构。我们使用多变的稳定性准则来估计发生崩溃的质量，这已被证明是在最近的流体动力学模拟崩溃的实际质量的下限。我们发现，在吸积率高于$0.001$ $M_\odot$ yr $^{-1}$的恒星演化为红色，冷超巨星，表面温度低于$10^4$ K向质量$>10^5$ $M_\odot$，并成为蓝色和热，表面温度高于$10^5$ K，只有率$\lesssim0.001$ $M_\odot$ yr $^{-1}$。与以前的研究相比，我们的研究结果扩大了电离反馈仍然很弱的质量和吸积率的范围，加强了直接坍缩作为第一类类星体起源的情况。
2017-05-25 astro-ph.SR
Merger rate density of binary black holes through isolated Population I, II, III and extremely metal-poor binary star evolution
我们调查的形成合并二进制黑洞（BH）通过孤立的二进制演化，进行二进制人口合成计算，涵盖了前所未有的广泛的金属丰度范围的人口（Pop）I，II，III，和极贫金属（EMP）双星。我们发现，预测的合并率密度和初级BH质量（$m_1$）的分布是一致的引力波（GW）的观测。值得注意的是，Pop III和EMP（$< 10^{-2}$ $Z_\odot$）双星产生了大多数的对不稳定性（PI）质量间隙事件与$m_1 = 65$- $130$ $M_\odot$。随着红移的增加，Pop III双星对PI质量隙事件的贡献更大，所有PI质量隙事件都起源于红移为$\gtrsim 8$的Pop III双星。我们的结果可以通过以下两点来评估未来的GW观测。首先，在我们的结果中没有具有$m_1=100$ -- $130$ $M_\odot$的二元BH，因此$m_1$分布应该突然下降到$m_1=100$ -- $130$ $M_\odot$的范围内。第二，PI质量隙事件率应该向更高的红移增加，直到$\sim 11$，因为这些事件主要来自Pop III双星。我们发现，需要以下三个假设来重现当前GW观测：头重脚轻的恒星初始质量函数和存在的密切双星的Pop III和EMP双星，和低效的对流过冲在恒星演化的主序星阶段。如果没有上述任何一项，PI质量间隙事件的数量变得太低，无法重现当前的GW观测结果。
2022-03-02 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolution of Very Massive Population III Stars with Mass Accretion from Pre-Main Sequence to Collapse
我们计算了零金属丰度第三族（Pop III）恒星的演化，其质量从初始质量的$\sim 1M_{\odot}$吸积周围的气体。我们的计算涵盖了一个完整的演化阶段，从主序前，通过各种核燃烧阶段，通过最后的核心崩溃或对创建不稳定阶段。我们采用以下恒星质量相关的吸积率，这些吸积率是从基于红移$z \sim 20$处的低质量暗物质晕的早期结构形成的宇宙学模拟中导出的：（1）第一代（Pop III.1）恒星的吸积率和（2）零金属丰度但受Pop III.1恒星辐射影响的第二代（Pop III.2）恒星的吸积率。为了比较，我们还研究了辐射反馈对吸积率的影响。我们发现，Pop III.1恒星的最终质量可以大到$\sim 1000M_{\odot}$，超出了对不稳定超新星的质量范围（$140 - 300M_{\odot}$）。这样的大质量恒星经历核心坍缩形成中等质量黑洞，这可能是合并树到超大质量黑洞的种子。另一方面，Pop III.2恒星的质量变小（$\lsim 40 - 60M_{\odot}$），处于普通铁核坍缩恒星的质量范围内。这些恒星爆炸并喷射出重元素，有助于早期宇宙的化学富集，正如在星系晕中极贫金属恒星的丰度模式中所观察到的那样。
2009-02-26 astro-ph.SR
LIN 358: A symbiotic binary accreting above the steady hydrogen fusion limit
共生双星是由一颗白矮星（WD）通过星风吸积来自冷演化巨星的物质组成的长周期相互作用双星。在本文中，我们研究了位于SMC中的共生二进制LIN 358。我们用积分场光谱仪WiFeS观测了LIN 358，得到了它的线发射光谱.借助等离子体模拟和光谱合成程序Cloudy，我们建立了LIN 358的二维光电离模型。通过与观测结果的比较，我们确定了LIN 358中WD的色温为19 eV，其热光度为$L = (1.02 \pm 0.15) \times 10^{38}$ erg s $^{-1}$，施主星的质量损失率为$ 1.2 \times 10^{-6}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$。假设风材料中的太阳能H与He比率，LIN 358中吸积质量分数的下限为0.31。风洛希瓣溢出的高质量吸积效率意味着WD在稳定氢聚变的上边界以上吸积，因此质量以最大速率$\approx 4 \times 10^{-7}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$增长。这导致WD光球层膨胀，这解释了它的低色温。我们的计算表明，在LIN 358的拱星材料几乎完全电离，除了一个狭窄的圆锥体周围的施主星，WD排放是自由逃脱的系统。然而，由于其低色温，即使是中等量的中性ISM也可以很容易地衰减这种发射。我们推测，其他共生系统可能在一个类似的制度，从而解释了观测系统的缺乏。
2020-11-05 astro-ph.SR
V1460 Her: A fast spinning white dwarf accreting from an evolved donor star
介绍了V1460~Her的时间分辨光谱、紫外光谱和光度学研究结果。V1460~Her是一颗轨道周期为4.99h的食变星，是一颗超亮的K5型施主星。光学光谱显示了来自吸积盘的发射线以及来自施主的吸收线。我们用这些来测量径向速度，这与限制的轨道倾角从测光，意味着质量的$M_1=0.869\pm0.006\,\mathrm{M}_\odot$和$M_2=0.295\pm0.004\,\mathrm{M}_\odot$的白矮星和捐助者。施主星$R_2=0.43\pm0.002\,\mathrm{R}_\odot$的半径比预期的质量大$\approx 50$ %，而它的光谱类型比预期的质量相近的主序星的M3.5类型要早得多。HST光谱显示出强的$\mathrm{N{\small V}}$ 1240 A发射，但没有$\mathrm{C{\small IV}}$ 1550 A发射，这是经hoc处理的材料的证据。因此，供体是高质量传递的热时间尺度阶段的膨胀的、过度发光的残余物，并且尚未重新建立热平衡。值得注意的是，HST的紫外数据还显示了一个强大的30%的峰到峰，$38.9\,$的脉动，我们解释为由于白矮星的自旋，潜在地把V1460 Her放在螺旋桨系统AE Aqr的类似类别中，就其自旋频率和演化路径而言。AE Aqr还具有后热时标质量供体，而V1460 Her可能是它的弱磁场类似物，因为吸积盘仍…
2020-08-30 astro-ph.SR
On the population III binary black hole mergers beyond the pair-instability mass gap
我们进行了一个二进制人口合成计算纳入非常庞大的人口（人口）。III星高达1500 $M_\odot$，并调查性质的二元黑洞（BBH）合并。在对不稳定质量隙以上，我们发现典型的初级黑洞（BH）质量为135-340 $M_\odot$ .最大原发BH质量为686 $M_\odot$。两个组分都在质量隙以上的BBH具有低的有效内旋自旋$\sim$ 0。到目前为止，没有确凿的BBH合并超出了质量差距已被检测到，并在合并率密度的上限。如果把Pop. III星的初始质量函数（IMF）简单地表示为$ξ_m(m) \propto m^{-α}$（单次幂律），我们发现，为了使合并率密度不超过上界，需要$α\gtrsim 2.8$。未来的引力波探测器如Einstein望远镜和Pre-DECIGO将在高红移处观测到BBH并合。我们建议，我们可能能够施加一个严格的限制，人口。III IMF的合并率密度从未来的观测结果与理论推导的比较。
2021-05-18 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Some First Stars Were Red: Detecting Signatures of Massive Population III Formation Through Long-Term Stochastic Color Variations
在最初的10亿年内，识别在原始环境（Pop III）中形成的恒星对于揭示星系的最早生长和化学演化至关重要。然而，Pop III星系通常被认为太微弱，数量太少，无法被未来的仪器探测到，除非有极长的积分时间和/或极端的透镜效应。然而，在恒星形成被抑制直到晕越过原子冷却极限的环境中（例如，通过适度的莱曼-维尔纳通量、高重子流速度和/或动力学加热效应），原始晕可以形成数量更多、质量更大的恒星。这些恒星中的一些反过来会比它们在任何给定时间的热弛豫更快地吸积。使用高分辨率宇宙学放大模拟大质量恒星形成的高Z晕，我们发现，这种快速吸积的恒星产生突出的光谱特征，这将是可检测的{ \it JWST}。晕内的快速吸积事件导致在长时间尺度上将0- 20%的总恒星发射随机再处理到静止框架光学中，这是一种独特的特征，可以允许仅使用中波段和宽波段近红外照相机颜色进行深层观测以识别$z \sim 10-13$以外的此类物体。
2021-09-27 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The Pre-He White Dwarfs in Eclipsing Binaries. III. WASP 1625-04
1 SWASP J162545.15-043027.9（WASP 1625-04）已被宣布为EL CVn候选者之一，显示了全日食和椭球变化。本文基于我们在2015年至2020年期间进行的高分辨率光谱分析，介绍了双星的绝对属性。从频谱分析，径向速度（RV）的两个组件得到的有效温度$T_{\rm eff,1} = 8990 \pm 200$ K和旋转速率$v_1\sin$ $i=53\pm5$ km s $^{-1}$更大的质量。用存档WASP光度法分析RV测量值。通过建模，我们获得了：$M_1 = 1.745 \pm 0.013$ M $_\odot$、$M_2 = 0.187 \pm 0.002$ M $_\odot$、$R_1 = 1.626 \pm 0.008$ M $_\odot$、$R_2 = 0.290 \pm 0.003$ M $_\odot$、$L_1 = 15.5 \pm 1.4$ L $_\odot$和$L_2 = 1.84 \pm 0.16$ L $_\odot$。在Hertzsprung-Russell图中，WASP 1625-04 A位于零龄主序星上，它的伴星与0.19 M $_\odot$的氦核白矮星模型在常光度相位上符合得很好。我们的改进的结果表明，WASP 1625-04是一个典型的EL CVn型二进制与低质量比和$M_2$组合在薄盘人口，是稳定的，非…
2022-01-08 astro-ph.SR
Metal Pollution of Low-Mass Population III Stars through Accretion of Interstellar Objects like `Oumuamua
我们计算了像Oumuamua这样的星际天体（ISO）在低质量第III星族恒星上的吸积质量（Pop.~ III幸存者），并估计Pop.~三个幸存者。从Oumuamua的发现中估计的ISO数密度是如此之高（$\sim 0.2$ ~au $^{-3}$），以至于Pop.~ III幸存者有机会与ISO碰撞$\gtrsim 10^5$次每$1$ ~Gyr。“Oumuamua本身将在Pop附近升华。III幸存者，因为它具有小尺寸，$\sim 100$ ~m。然而，大小为$\gtrsim 3$ ~km的ISO将达到Pop.~三名幸存者浮出水面。假设尺寸大于$D$的ISO累积数密度为$n \propto D^{-α}$，Pop.~ III期存活者可增加ISO质量$\gtrsim 10^{-16}M_\odot$，或ISO铁质量$\gtrsim 10^{-17}M_\odot$（如果为$α< 4$）。这个铁的质量比星际介质（ISM）的吸积质量大几个数量级。考虑到Pop.~对流区的物质混合，III幸存者，我们得到它们的表面污染典型的是[Fe/H] $\lesssim -8$在大多数情况下，然而表面污染的Pop. III型$0.8M_\odot$幸存者可能是[Fe/H] $\gtrsim -6$，因为对流层非常浅。如果我们应用于位于银河系中心距离为8千秒差距处的第三次爆发的幸存者，金属污染的依赖关系如下…
2018-05-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The Final Fate of Supermassive $M \sim 5 \times 10^4 \; M_\odot$ Pop III Stars: Explosion or Collapse?
我们研究了在氦燃烧阶段由广义相对论不稳定性引起的超大质量（$5 \times 10^4 \;M_\odot$）III族恒星中超新星爆发的可能性。这种爆炸可能是在等熵核心早期收缩期间通过快速的氦燃烧而发生的。这样的爆炸将是可见的未来的望远镜，并可能破坏拟议的直接坍缩形成通道的早期宇宙超大质量黑洞。我们首先使用具有后牛顿近似的1D恒星演化代码模拟氢燃烧的恒星演化;在动力学崩溃点，我们切换到具有Misner-Sharpe度量的1D（广义相对论）流体力学代码。与以前的研究相反，我们在非旋转情况下没有发现爆炸，尽管我们的模型接近爆炸，但与以前的研究中的爆炸质量相似。当我们包括慢旋转时，我们发现一个爆炸模型，我们得出结论，可能存在其他爆炸模型，尽管它们可能很罕见。
2020-06-16 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
On the Role of the $ΩΓ$ Limit in the Formation of Population III Massive Stars
我们探讨的作用，修改爱丁顿限制由于快速旋转（所谓的$ΩΓ-$限制）在形成的第三族恒星。我们进行了一维恒星演化模拟的质量吸积零金属丰度原恒星在一个非常高的速度（$\dot{M} \sim 10^{-3}~\mathrm{M_\odot~yr^{-1}}$）和恒星旋转作为一个单独的后处理。在质量吸积开始后，原恒星很快就会达到开普勒自转，但质量吸积会继续，因为恒星的角动量通过粘性应力向外转移到吸积盘。当恒星质量达到$5\sim7~\mathrm{M_\odot}$时，原恒星的包层迅速膨胀，爱丁顿因子急剧增加。这使得原恒星以明显低于开普勒值的速率临界旋转（即，$ΩΓ-$限制）。在原恒星和开普勒盘之间的边界层中，角速度的正梯度阻止了角动量从恒星到盘的传输，从而进一步快速的质量吸积。这将阻止原恒星的生长显著超过$20 - 40~\mathrm{M_\odot}$。$ΩΓ-$极限的另一个重要结果是，原恒星可以保持相当紧凑（$R \lesssim 50~\mathrm{R_\odot}$），并避免蓬松的结构（$R \gtrsim 500~\mathrm{R_\odot}$），这通常是一个非常高的质量吸积率。这种效应会使原恒星在原恒星阶段不太容易发生双星相互作用。虽然我们的分析是基于Pop III原恒星模型，但$ΩΓ-$极限的作用在大质量恒星的形成过程中是普遍存在的，无论金属丰度如何。
2016-03-25 astro-ph.SR
Neutrino emission from the collapse of $\sim 10^4$ $M_\odot$ population III supermassive stars
我们计算的中微子信号从人口III超大质量恒星坍缩使用中微子转移代码最初开发的核心坍缩超新星和大质量恒星坍缩。使用这个代码，我们能够调查超大质量的恒星质量范围认为进行中微子捕获（$\sim 10^4$ M $_\odot$），质量范围已被忽视，因为中微子转移的困难，以前的作品。对于在这个质量范围内的模型，我们观察到一个中微子球与典型的大质量恒星中微子球相比，具有大半径和低密度。我们计算了从这个中微子球发射的中微子光变曲线。由此产生的中微子光度明显低于以前的分析模型的结果。我们简要地讨论了从超大质量恒星或中微子背景探测中微子爆发的可能性，并得出结论，前者是不太可能与目前的技术，除非SMS崩溃位于接近1 Mpc，而后者也是不太可能的，即使在非常慷慨的假设。然而，超大质量恒星中微子的背景仍然是人们感兴趣的，因为它可能是拟议中的暗物质直接探测实验的噪声源。
2022-04-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
The effects of convection criteria on the evolution of population III stars and the detectability of their supernovae
第一批恒星仍然无法用现代望远镜观测到，但在观测第一批星系的辉光方面已经取得了很大成就。随着探测能力的提高，我们最终将解决这些星系，但在可预见的未来，观察单个恒星的希望仍然渺茫。然而，我们第一次看到一颗单独的第一颗恒星可能是因为它的爆炸。在这项工作中，我们提出了人口III（流行III）恒星及其随后的超新星爆炸的演化计算。我们的演化模型包括15 - 100 M $_\odot$的质量范围，每个初始重元素丰度Z = 10-14。我们的模型是从前主序到铁核的形成，从而接近核心崩溃。我们发现，模拟这些恒星的演变是非常敏感的对流标准的选择，在这里，我们提供的史瓦西和Ledoux标准的演变结果。我们还使用我们的模型的最终结构，使用辐射流体动力学代码的超新星光变曲线的数值模拟。在这样做时，我们估计的初始模型质量的下限，可能在不久的将来观察到。我们还发现，我们的40 M $_\odot$史瓦西演化模型产生最明亮的超新星峰，统计上应该是最频繁观察到的。在我们的最高红移z= 15时，只有60 M $_\odot$史瓦西模型在峰值亮度上开始与40 M $_\odot$模型相媲美。
2015-03-24 astro-ph.SR
WISE J080822.18-644357.3 - a 45 Myr-old accreting M dwarf hosting a primordial disc
WISE J080822.18 $-$ 644357.3最近被确认为一个新的M矮星碎片盘系统，也是4500万年前船底座星协的候选成员。鉴于其红外过剩（$L_{\rm IR}/L_{\rm \star}\simeq 0.1$）的强度似乎更符合年轻的原行星盘，我们提出的第一个恒星的光谱，并重新评估其演化和成员地位。我们发现WISE J 0808 -6443是一颗富锂的M5星，具有强的H $α$辐射（$-125 < \textrm{EW} < -65$持续4个历元），其强度和宽度与盘上低水平吸积（$\sim$ 10 $^{-10}$ $M_{\odot}$ yr $^{-1}$）一致。该恒星的光谱能量分布与原始盘一致，并与$T_{\rm inner}\simeq$ 1100 K和$T_{\rm outer}\simeq$ 240 K的双温黑体模型拟合良好。AllWISE多历元光度测定表明，该系统在3.4 $μ$ m和4.6 $μ$ m波段表现出显着的变化。我们计算了一个改进的自行的基础上存档天体测量，并结合一个新的径向速度，该恒星的运动学是一致的，在船底座的运动学距离为$90\pm9$ pc的成员。光谱和光度数据与WISE J 0808 -6443是一颗$\sim$ 0.1 $M_{\odot}$经典T-金牛座恒星和已知最古老的吸积M-型恒星一致。这些结果提供了进一步的证据，表明在最低质…
2018-02-20 astro-ph.SR
Asteroid belt survival through stellar evolution: dependence on the stellar mass
被污染的白矮星通常是由类似地球的物质吸积而成，这些物质可能来自于像太阳系小行星带那样的碎片带。对于质量为$M_{\rm WD}\gtrsim 0.8\,\rm M_\odot$的白矮星，被污染的白矮星比例显著下降。这意味着质量为$M_{\rm MS}\gtrsim 3\,\rm M_\odot$的主序星周围的小行星带和行星系可能不会因为恒星的强烈辐射而形成。这与目前的碎片盘和系外行星观测结果一致。对于低质量的白矮星$(M_{\rm WD}\lesssim 0.55\,\rm M_\odot)$，显示污染的白矮星比例也显著下降。然而，确实显示出污染的低质量白矮星目前并没有吸积，而是在过去吸积过。我们认为，质量为$M_{\rm MS}\lesssim 2\,\rm M_\odot$的主序星周围的小行星带不太可能在恒星演化过程中幸存下来。破坏可能发生在AGB阶段，可能是小行星与恒星风、高辐射相互作用的结果，或者对于具有异常接近的小行星带的最低质量恒星来说，在内部行星系的潮汐轨道衰变期间散射的结果。
2020-02-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Volatile snowlines in embedded disks around low-mass protostars
年轻太阳星云的模型假设一个热的初始盘，大多数挥发物处于气相。问题仍然是，一个活跃的吸积盘是否足够温暖，使气相水的半径达到50 AU。目前还没有详细的研究已经进行了雪线的程度嵌入吸积盘（阶段0）。量化嵌入主动吸积盘系统中气相挥发分的位置。采用二维物理模型和辐射转移模型计算了嵌入式原恒星系统的温度结构。气体和冰的H $_2$ O，CO $_2$，CO的丰度使用密度依赖的热解吸公式计算。中面水雪线增加从3到55 AU的吸积率通过磁盘到恒星之间的$10^{-9}$ - $10^{-4} \ M_{\odot} \ {\rm yr^{-1}}$。CO $_2$可以在$\dot{M} \leq 10^{-5} \ M_{\odot} \ {\rm yr^{-1}}$到$\sim 20$ AU的磁盘内保持固相。大部分的CO是在一个积极吸积盘独立的磁盘属性和吸积率的气相。预测的光学薄的水同位素发射是一致的检测到H $_2^{18}$ O发射向0级嵌入年轻恒星的对象，起源于磁盘和温暖的内信封（热核心）。一个吸积嵌入盘只能占水排放所产生的$R < 50$ AU，然而，和程度迅速降低低吸积率。因此，发射的径向范围可以用ALMA观测来测量，并与这个极限进行比较。挥发物在年轻的圆盘中升华到50 AU，并且可以在高吸积率时期重新设置从信封继承的化学成分。一个30天文单位的热的年轻太阳星云只能发生在深深嵌入的阶…
2015-07-27 astro-ph.SR
Multi-wavelength spectroscopic analysis of the ULX Holmberg II X-1 and its nebula suggests the presence of a heavy black hole accreting from a B-type donor
本研究首次对ULX Holmberg II X-1进行多波段光谱分析，发现其光学/紫外辐射来自B型超巨星伴星，而非吸积盘，并推断系统包含约66倍太阳质量的黑洞，可能为引力波源前身。
2024-09-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
An intermediate-mass black hole in the centre of the globular cluster 47 Tucanae
中等质量黑洞在理解恒星质量和超大质量黑洞之间的演化联系方面起着关键作用。然而，到目前为止，这些黑洞的存在仍然是模糊的，因此它们的形成过程是未知的。长期以来，人们一直怀疑质量为$10^{2}-10^{4}M_{\odot}$的黑洞应该形成并存在于致密的恒星系统中。因此，几十年来，专门的观测活动一直以球状星团为目标，寻找这些难以捉摸的天体的特征。在这些有针对性的搜索中发现的所有候选者似乎都是射电暗淡的，并且不具有基本平面预测的X射线与射电通量比，以用于吸积黑洞。基于缺乏电磁对应物的情况，分别根据射电和X射线观测，给出了47 Tuccenda（NGC 104）中一个假定的黑洞质量的$2060 M_{\odot}$和$470 M_{\odot}$上限。在这里，我们表明，有证据表明，在47 Tuc中心黑洞的质量为M $_{\bullet}\sim2300 M_{\odot}$ $_{-850}^{+1500}$时的球状星团的动力学状态探测与恒星。在其中一个致密星团的中心存在一个中等质量的黑洞，没有可探测到的电磁对应物，这表明黑洞没有以足够的速度吸积，因此与预期相反，它缺乏气体。这个中等质量的黑洞可能是电磁不可见的黑洞群体中的一员，而这些黑洞群体是导致星系中超大质量黑洞形成的难以捉摸的种子。
2017-05-09 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
He-accreting carbon-oxygen white dwarfs and type Ia supernovae
碳氧白矮星（COWD）的吸积作用在研究Ia型超新星（SNe Ia）的形成过程中起着重要的作用。利用MESA恒星演化程序，计算了氦吸积COWD的长期演化。以往的研究通常认为WD在稳定的He燃烧区质量可以增长到Alasekhar极限，并最终产生Ia超新星。然而，在这项研究中，我们发现，如果吸积速率超过临界值（~2.05*10^{-6}{M $_\odot$ }{yr}^-1），则在稳定的He燃烧区会发生偏心碳点火，导致吸积诱导的坍缩，而不是超新星Ia。如果吸积速率低于临界值，爆炸性碳点火将最终在中心发生，产生Ia型超新星。考虑到偏离中心的碳点火的可能性，我们已经重新确定了初始参数空间，产生SNe Ia在他的恒星供体通道，一个有前途的渠道，以产生SNe Ia在年轻的人口。由于该参数空间小于Wang等人（2009）先前研究中发现的参数空间，因此SN Ia发生率也相应较小。我们还确定了爆炸性碳点火时刻的He吸积WDs的化学丰度分布，这可以作为Ia超新星爆炸模型的初始输入。
2017-08-23 astro-ph.SR
The multipolar magnetic fields of accreting pre-main-sequence stars: B at the inner disk, B along the accretion flow, and B at the accretion shock
塞曼-多普勒成像研究揭示了吸积前主序星大尺度磁场的复杂性。所有这些恒星都有多极磁场，其中八极分量是迄今为止研究的许多恒星的主导磁场模式。具有完全对流内部的年轻吸积恒星通常具有简单的轴对称磁场，其偶极分量为1千高斯（至少是质量为$\gtrsim0.5\,{\rm M}_\odot$的那些），而那些具有大量辐射内部的恒星则具有更复杂的非轴对称磁场，其偶极分量为0.1千高斯。在这里，通过几个简单的例子，我们证明了i）。在大多数情况下，偶极分量可以单独用于估计盘截断半径（但几乎没有其他）; ii）由于高阶磁场分量的存在，吸积点中的场强远远超过假设纯偶极磁场时的预期。（已在吸积点测量了$\sim$ 6 $\,{\rm kG}$的场。）iii）如果这样的高场强被认为代表偶极磁场的极性强度，则盘截断半径将被高估。多极磁场的影响在吸积流模型和吸积激波模型中都必须考虑。
2016-09-01 astro-ph.SR
Mass accretion rate in the jet-driving symbiotic binary MWC 560
基于 MWC 560 在1990—2023年的 B、V 波段测光，本文估算热组分光度与质量吸积率，发现光学闪烁在约1×10^-6 M⊙ yr^-1时消失，并给出短期变化上限。
2023-12-07 astro-ph.SR
Mass Transfer and Stellar Evolution of the White Dwarfs in AM CVn Binaries
计算了轨道周期为$P_{\mathrm{orb}} \approx 5-70$分钟的AM CVn双星中两颗白矮星的恒星演化。我们专注于的情况下，捐助者开始作为一个$M_{\mathrm{He}} < 0.2 \, M_{\odot}$氦WD和吸积是一个$M_{\mathrm{WD}} > 0.6 \, M_{\odot}$ WD。使用恒星天体物理学实验模块（MESA），我们同时发展两个WD假设保守的质量转移和角动量损失的引力辐射。这种自洽的演变产生的重要反馈的质量传递速率，$\dot{M}$，以及吸积WD的热演化的施主的属性。与先前的工作一致，我们发现，在早期的高$\dot{M}$的强制绝热演化的施主$P_{\mathrm{orb}} < 30$分钟，使其质量半径关系主要取决于其初始熵。当供体在$P_{\mathrm{orb}} \simeq 30 $分钟到达$ M_{\mathrm{He}} \approx 0.02-0.03 \, M_{\odot}$时，其变得完全对流，并且在进一步的质量损失下可能损失熵并且膨胀得比预期小得多。然而，我们表明，缺乏可靠的不透明度的捐助者的表面抑制这种可能的冷却安全的预测。我们的计算捕获核心加热，发生在第一个$\approx 10^7$年的吸积和继续到WD冷却阶段的演变如下。当与现有的吸积WD数据相比时，正如Cheng和合作者对孤立WD所看到的那…
2021-09-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pulsational pair-instability and the mass gap of Population III Black Holes: Effects of overshooting
自从发现GW190521以来，已经提出了几个建议来解释由（脉动）对不稳定性（$M = 65-130 M_\odot$）引起的质量间隙中黑洞的形成。我们使用恒星演化和流体动力学程序，通过脉动对不稳定性（PPI）过程计算了Pop III星的质量抛射。如果采用一个相对较小但合理的过冲参数值，恒星在PPI阶段不会成为红超巨星。我们表明，在这种情况下，大部分的氢信封后，仍然由PPI的质量喷射。我们发现BH的质量最多可能是$M = 109 M_\odot$，低于对不稳定超新星的质量范围。
2020-11-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Gravitational wave quasinormal mode from Population III massive black hole binaries in various models of population synthesis
针对双黑洞合并后的残余黑洞，我们证明了在不同的参数和函数下，可以探测到第三族双黑洞合并的引力波，其探测率为$5.9-500~{\rm events~yr^{-1}}~({\rm SFR_p}/ (10^{-2.5}~M_\odot~{\rm yr^{-1}~Mpc^{-3}})) \cdot ({\rm [f_b/(1+f_b)]/0.33})$.该速率是针对第二代引力波探测器（如KAGRA）的SNR $>8$事件估计的。这里，${\rm SFR_p}$和${\rm f_b}$分别是星族III恒星形成率和双星比例的峰值。当我们仅考虑SNR为$>35$的事件时，事件率变为$0.046-4.21~{\rm events~yr^{-1}}~({\rm SFR_p}/ (10^{-2.5}~M_\odot~{\rm yr^{-1}~Mpc^{-3}})) \cdot ({\rm [f_b/(1+f_b)]/0.33})$。这表明，对于剩余黑洞的自旋$q_f>0.95$，当信噪比$>35$小于$0.037~{\rm events~yr^{-1}}~({\rm SFR_p}/ (10^{-2.5}~M_\odot~{\rm yr^{-1}~Mpc^{-3}})) \cdot ({\rm [f_b/(1+f_b)]/0.33})$时，我们得到的事件率为$>35$，而对于第三代探测器如爱因斯坦望远…
2016-06-01 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
OO Dra: an Algol-type binary formed through an extremely helium-poor mass accretion revealed by asteroseismology
基于两分钟的TESS数据，我们分析了主要成分的固有振荡，并确定了七个可信的独立$δ$ Scuti频率（$f_1$，$f_2$，$f_3$，$f_4$，$f_7$，$f_{11}$和$f_{12}$）。计算了单星演化模型和质量吸积模型，再现了$δ$ Scuti频率。拟合结果吻合较好。由星震学方法得到的主星参数为：$M$ = $1.92^{+0.10}_{-0.02}$ $M_{\odot}$，$Z$ = 0.011 $^{+0.006}_{-0.001}$，$R$ = $2.068^{+0.050}_{-0.007}$ $R_{\odot}$，$\log g$ = $4.090^{+0.010}_{-0.002}$，$T_{\rm eff}$ = $8346^{+244}_{-320}$ K，$L$ = $18.65^{+3.31}_{-2.82}$ $L_{\odot}$，与双星模型的动力学参数吻合较好。此外，我们的星震结果表明，OO Dra是另一个大陵五系统，刚刚经历了快速质量转移阶段。单星演化模型的拟合结果表明，该主星是一颗年龄为8.22 $^{+0.12}_{-1.33}$ Myr的贫氦恒星，进一步的质量吸积模型表明，在Case A演化情景下，主星看起来像是一颗由极度贫氦的质量吸积形成的几乎未演化的恒星。
2021-08-06 astro-ph.SR
Effects of axions on Population III stars
随着对轴子作为暗物质成分的重新关注，我们重新审视了轴子发射对第一代恒星演化的能量损失的影响。这些金属丰度为零的恒星被认为是质量更大，更紧凑，比后代更热。因此，重要的是扩大以前的研究局限于太阳金属丰度星。我们的分析首先比较了太阳金属丰度8，10和12 M $_\odot$星的演变，以前的工作。然后，我们计算了8个零金属丰度恒星的演化与无轴子损失和质量范围从20到150 M $_\odot$。对于太阳金属丰度模型，我们确认的蓝环相位的轴子光子耦合，$g_{aγ}=10^{-10} {\rm GeV}^{-1}$的值的消失。关于流行。III星，我们表明，对于$g_{aγ}=10^{-10} {\rm GeV}^{-1}$，它们的演化是不是由轴子损失的影响很大，除了在质量范围内80 $-$ 130 M $_\odot$。这类恒星在$T_c$ - $ρ_c$图中的轨道和中心组成（特别是$^{20}$ Ne和$^{24}$ Mg）上都显示出显著的差异。我们讨论了这些修改的恒星物理学的角度来看，其潜在的观测签名的起源。
2017-07-05 astro-ph.SR
Where Are the r-modes? Chandra Observations of Millisecond Pulsars
本文介绍了对两颗非吸积毫秒双星PSR J1640 $+$ 2224（J1640）和J1709 $+$ 2313（J1709）的{ \it Chandra}观测结果，它们具有低的推断磁场和自旋下降速率，以限制它们的表面温度，获得它们中不稳定$r$模的振幅限制，并与吸积低质量X射线双星（LMXB）中子星样本获得的类似限制进行比较。我们首次在X射线波段探测到这两颗恒星。它们是微弱的，推断的软X射线通量（$0.3-3$ keV）的$\approx$ $6\times10^{-15}$和$3\times 10^{-15}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$分别为J1640和J1709。假设氢大气排放的光谱分析给出了J1640和J1709的全球有效温度上限（$90\%$置信度）分别为$3.3 - 4.3 \times 10^5$ K和$3.6 - 4.7 \times 10^5$ K，其中范围的低端对应于正则中子星（$M=1.4 M_{\odot}$），上端对应于更高质量的恒星（$M=2.21 M_{\odot}$）。在假设$r$模加热提供热支持的情况下，我们得到了J1640和J1709的无量纲$r$模振幅上限分别为$3.2 - 4.8 \times 10^{-8}$和$1.8 - 2.8 \times 10^{-7}$，其中该范围的低端又对应于较低质量的正则中子星（$M=1.…
2017-05-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Possible Indirect Confirmation of the Existence of Pop III Massive Stars by Gravitational Wave
我们进行人口合成模拟人口III（流行III）合并的中子星（NS-NS），中子星-黑洞双星（NS-BH），并在宇宙的年龄合并的双黑洞（BH-BH）。我们发现Pop III BH-BH的典型质量是$\sim 30\ \rm{M}_{\odot}$，因此KAGRA、Adv. LIGO、Adv. Virgo和GEO网络可以探测到z=0.28的引力波的内旋啁啾信号。我们的模拟表明，合并的Pop III BH-BH的检测率是$140 (68) \cdot ({\rm SFR}_{\rm p}/10^{-2.5} \rm{M}_{\odot} {\rm yr}^{-1} {\rm Mpc}^{-3}) \cdot {\rm Err}_{\rm sys} ~{\rm events} ~{\rm yr}^{-1}$的平坦（Salpeter）的初始质量函数（IMF），分别，其中$\rm SFR_p$和$\rm Err_{sys}$的Pop III恒星形成率的峰值和可能的系统误差，由于在Pop III人口合成的假设，分别。$\rm Err_{sys}=1$对应于Pop I星的常规参数。通过对合并的Pop III BH-BH的啁啾信号的观测，我们可以根据普朗克卫星测量的宇宙学参数确定双星的质量和红移。我们的模拟表明，合并的Pop III BH-BH的累积红移分布几乎只依赖于宇宙学参数。如果Pop III大…
2014-05-26 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
The Mass Distribution of Population III Stars
极贫金属的恒星是关于大质量第三星族恒星性质的独特信息。模的几个元素，随着恒星演化，目前在极端贫金属恒星的光球丰度观察到的是其出生的气体云组成的代表。由于这个原因，极端贫金属恒星的化学性质密切反映了来自大质量第三星族恒星的超新星的核合成产率。在这里，我们从文献中整理了53颗极贫金属恒星的详细丰度，并推断出它们的第三星族祖先的质量。我们拟合了一个简单的初始质量函数的一个子集的29个推断的第III星族恒星质量，并发现质量分布是很好地代表了幂律IMF指数$α= 2.35^{+0.29}_{-0.24}$。从第三星族大质量恒星中推断出的超新星的最大祖先质量是$M_{\rm{max}} = 87^{+13}_{-33}$ M $_\odot$，我们在我们的样本中没有发现质量超过$\sim$ 120 M $_\odot$的恒星的贡献。最小质量与第三星族超新星的理论质量下限非常一致。我们的结论是，IMF的大规模人口III星是一致的初始质量函数的今天的大质量恒星，很可能已经形成的恒星远低于超新星质量的限制，可以生存到今天。
2017-04-03 astro-ph.SR
Magnetically Confined Mountains on Accreting White Dwarfs
Escola de Artes, Ciências e Humanidades, Universidade de São Paulo（圣保罗大学艺术、科学与人文学院）；Instituto de Física de São Carlos, Universidade de São Paulo（圣保罗大学圣卡洛斯物理研究所）
本文通过数值求解Grad-Shafranov方程，研究了吸积白矮星上磁约束山脉的结构及其对磁场的影响，发现山脉可使磁场线变形并拖向赤道，吸积可掩埋磁场至原值的10%，并给出了最大可约束质量的数学关系。
2026-09-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Faint Population III supernovae as the origin of the most iron-poor stars
银河系中最缺铁的恒星对天体物理学物体的性质提供了重要的观测限制，这些天体使原始气体富含重元素，这些恒星就是从这些物质形成的。其中，最近发现的缺铁恒星SMSS J031300.36-670839.3显示出显著的化学成分，未检测到铁（[Fe/H] $<-7.1$），碳和镁相对于钙的含量大幅增加。我们调查了无金属（人口III）恒星的超新星产量来解释这颗恒星所观察到的丰度模式。我们报告说，高[C/Ca]和[C/Mg]的比例和上限确定的其他元素丰度与核心塌陷超新星（具有正常的爆炸动能$E$的$E_{51}=E/10^{51}$尔格$=1$）或超新星（$E_{51}\geq 10$）的第三人口的25 $M_{\odot}$或40 $M_{\odot}$星的产量很好地再现。最佳拟合模型假设第三星族祖先的爆炸经历了广泛的物质混合和回落，留下了黑洞遗迹。在这些模型中，钙是由静态/爆炸性O燃烧和不完全的Si燃烧在第III族超新星/超超新星，在对比的建议，钙是起源于热CNO循环在超新星前演化。在5颗具有[Fe/H] $<-4.5$的贫铁星中，有4颗碳增强星与$^{56}$ Ni的质量小于10 $^{-3}M_{\odot}$的暗超新星模型一致。
2014-08-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Accretion-Induced Collapse From Helium Star + White Dwarf Binaries
吸积诱导坍缩（AIC）发生在O/Ne白矮星（WD）增长到接近于克拉塞卡质量（$M_{\rm Ch}$），达到中心密度，触发核心中的电子捕获。利用恒星天体物理学实验模块（$\texttt{MESA}$），我们首次对He星+ O/Ne WD双星进行了真双星模拟，重点是一颗轨道周期为3小时的$1.5 M_\odot$ He星和$1.1-1.3 M_\odot$ O/Ne WD。在核心氦燃烧完成后，氦星充满其洛希叶，并在其热时标上向WD贡献氦，$\dot{M}\approx3\times10^{-6} M_\odot$ /年，这一速率足以使吸积的氦在WD上稳定燃烧。氦燃烧产生的碳/氧灰的积累经历了一个不稳定的壳闪光，启动了向内移动的碳燃烧火焰。这种火焰只有在原始O/Ne核心表面的碳耗尽时才会熄灭。随后新的碳/氧层的积累也经历热不稳定性，但没有质量损失被触发，允许$M_{\rm WD}\rightarrow M_{\rm Ch}$，触发AIC的开始。我们还讨论了吸积的C/O WD的经验壳碳点火成为O/Ne WD，然后，在持续的传质，导致AIC的情况。使用二进制人口合成的AIC事件率的研究应包括所有这些渠道，特别是后者的渠道，这是以前被忽视，但可能占主导地位的速率。
2017-06-12 astro-ph.SR
Can very massive Population III stars produce a super-collapsar?
早期宇宙中第一代恒星的一小部分可能非常大（$\gtrsim 300~\mathrm{M_\odot}$），因为它们形成于无金属的环境中。这些恒星的黑洞形成可能伴随着超大质量的伽玛射线暴，产生一种独特类型的长伽玛射线暴，具有非常高的总能量（$\sim 10^{54}~\mathrm{erg}$），正如最近几位作者所提出的那样。我们提出了新的恒星演化模型的非常大的人口III恒星，包括旋转的影响，提供理论上的超恒星的祖先。我们发现，角动量条件的超磁星可以满足，如果磁转矩被忽略，在这种情况下，Eddington-Sweet环流起主导作用的角动量的运输。我们进一步发现，超类星体祖先的初始质量范围将限于$300~\mathrm{M_\odot} \lesssim M \lesssim 700~\mathrm{M_\odot}$。然而，我们所有这个质量范围的超大质量恒星模型都以红超巨星而不是蓝超巨星的形式结束了它们的生命，这与以前的大多数研究结果非常一致。这些恒星的预测最终命运要么是一个喷气动力型IIP超新星，要么是一个超长的，相对微弱的伽马射线瞬变，这取决于初始角动量的大小。
2015-04-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
