Three-dimensional hydrodynamical simulations of common envelope evolution are often terminated soon after the initial dynamical plunge of the companion transitions into a long-lasting post-dynamical inspiral with slowly varying semi-major axis, $a_\text{b}$. This premature termination is often due to insufficient numerical resolution and challenges associated with the softening of the gravitational potential of the two cores. In this work, we use statically-refined 3D hydrodynamical simulations to study binaries orbiting inside a common envelope, exploring the effects of varying numerical resolution, $δ$, gravitational potential softening prescriptions, and the associated softening lengthscale, $ε$. We find that quantities such as the binary inspiral timescale or the volume-averaged shearing rate typically converge to asymptotic values only for $ε\le 0.1 a_\text{b}$ and $δ\le 6 \times 10^{-3}a_\text{b}$ with smaller $ε$ requiring correspondingly smaller $δ$. After a few tens of binary orbits, the two cores become surrounded by a corotating, nearly hydrostatic gas structure, resembling the shared envelope of a contact binary. We propose that this structure is responsible for the slowing down of the dynamical inspiral, leading to an asymptotic inspiral timescale of approximately $10^5$ orbital periods for a binary mass ratio $q=1/3$, and approximately $10^6$ orbital periods for a binary mass ratio $q=1$. By investigating kinetic helicity, we argue that the magnetic field is unlikely to organize into large-scale structures via the usual $α$--effect during the post-dynamical phase. Even in the absence of magnetic fields, we observe intermittent polar outflows collimated by partially centrifugally evacuated polar funnels. (abridged)
Weakened inspirals -- I: High mass ratio common envelope interactions in RGB stars
School of Mathematical & Physical Sciences, Macquarie University（麦考瑞大学数学与物理科学学院）；Institut d’Astronomie et d’Astrophysique, Université Libre de Bruxelles (ULB, BLU)（布鲁塞尔自由大学天体物理学与天文学研究所）；RIKEN Cluster for Pioneering Research (CPR), RIKEN（理化学研究所前沿研究集群）；School of Physics and Astronomy, Monash University（蒙纳士大学物理与天文学院）
Local simulations of common-envelope dynamical inspiral. Impact of rotation, accretion, and stratification
Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg（海德堡大学天文中心）；Astronomisches Rechen-Institut（天文计算研究所）；Heidelberger Institut für Theoretische Studien（海德堡理论研究所）；Institut für Theoretische Astrophysik（理论天体物理研究所）
The Complete Evolution of a Neutron-Star Binary through a Common Envelope Phase Using 1D Hydrodynamic Simulations
超过四十年的研究表明，共同包层阶段，即演化恒星在膨胀时吞没其伴星的阶段，是形成短周期致密天体双星系统的关键演化阶段，例如合并的双致密天体、X射线双星和激变变星。在这项工作中，我们采用一维流体动力学恒星演化程序MESA，模拟了1.4 M $_{\odot}$中子星（NS）在12 $M_{\odot}$红超巨星包层内的内旋。我们自洽地计算NS所经历的阻力以及NS螺旋进入时对膨胀包络的反作用。几乎所有的氢包层都逃逸出来，膨胀到大半径（$\sim$ 10 $^2$ AU），在那里它形成了一个光学厚度的包层，温度低到足以形成尘埃。我们模拟NS轨道，直到只有0.8 M $_{\odot}$的氢包层仍然围绕巨星的核心。我们的研究结果表明，内旋将继续，直到另一个$\approx$ 0.3 M $_{\odot}$被删除，在这一点上，剩余的信封将收回。在分离时，很可能会出现一个动态稳定的质量转移到NS吸积体上的阶段，这可能是一个可以观察到的超亮X射线源。由此产生的双星，包括一个分离的2.6 M $_{\odot}$氦星和一个NS与3.3- 5.7 R $_{\odot}$的分离，预计将演变成一个合并的双中子星，类似于最近由LIGO/室女座探测到的。对于我们选择的二元参数组合，我们估计的最终分离（包括稳定传质阶段）表明$\approx$ 5具有非常高的$α_{\rm CE}$等效效率。
Stability and Coalescence of Massive Twin Binaries
大质量恒星通常存在于双星系统中，周期小于10天的双星系统可能倾向于接近相等的质量。在本文中，我们研究了这些双星系统的演化过程，以及它们可能是双中子星双星的祖先的可能性。观测到的双中子星双星的小轨道分离表明，祖先系统在其演化过程中至少经历了一次共同的包络相。Bethe & Brown（1998）提出，当两颗双星同时沿红巨星分支或渐近巨星分支上升时，它们将经历一个共同的包络演化，也称为双核演化。使用从恒星演化代码Evolve Zero Age Main Sequence生成的模型，我们确定了质量比的范围，导致两个组件同时上升RGB或AGB作为出生时间t的差异的函数。我们发现，即使是慷慨的t= 500万年，最小质量比qmin=0.933的8太阳质量的主要和增加较大的主要。我们使用的流体动力学代码，StarSmasher，专门研究q=1的共同信封系统作为初始组件的质量，年龄和轨道分离的函数的演变。我们发现的动力学稳定极限，最大的轨道分离的二进制变得动态不稳定，作为组件的质量和年龄的函数。最后，我们计算了喷射物质的效率，在螺旋阶段外推的剩余二进制从我们的数值结果的属性，假设共同的信封是完全弹出。我们发现，对于标称的核心质量，有一个最小的轨道分离，对于一个给定的组件质量，这样的氦核心生存的共同信封演变在一个紧密结合的二进制和可行的祖双中子星。
Dust Formation in Common Envelope Binary Interactions -- III. Lightcurves
Macquarie University（麦考瑞大学）；Monash University（莫纳什大学）；OzGrav: The ARC Centre of Excellence for Gravitational Wave Discovery（OzGrav：ARC引力波发现卓越中心）；Astrophysical Big Bang Laboratory (ABBL), RIKEN Pioneering Research Institute (PRI)（理化学研究所前沿研究院天体物理大爆炸实验室）；IPAG, Univ. Grenoble Alpes, CNRS（格勒诺布尔阿尔卑斯大学CNRS IPAG研究所）；Institut d’Astronomie et d’Astrophysique, Université Libre de Bruxelles（布鲁塞尔自由大学天文与天体物理研究所）
Atmospheric Signatures of Common Envelope Evolution in White Dwarf Planets
Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；University of Wisconsin-Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）；University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）
Testing Spin Prior Assumptions of Binary Black Hole Parameter Inference and Their Astrophysical Implications
Lester B. Pearson United World College of the Pacific（莱斯特·B·皮尔逊太平洋联合世界学院）；Nanyang Normal University（南阳师范学院）；Zhejiang University of Technology（浙江工业大学）；Anhui Normal University（安徽师范大学）
