源自双星并合的亮蓝变星与超亮超新星

证据表明，某些核坍缩超新星（CCSNe）的直接前身星是亮蓝变星（LBVs），其中可能包括一些“超亮超新星”（SLSNe）。我们研究了大质量恒星在核心氢燃烧结束后不久获得质量的模型。这些模型主要旨在代表早期 Case B 质量转移期间短暂接触阶段后的并合，但也可能代表由于其他原因在赫氏间隙或主序阶段极晚期获得质量的恒星。吸积后的恒星在核心氦燃烧阶段表现为蓝超巨星（BSGs），许多实例与核心坍缩时为 LBVs 的情况一致。其他实例在爆发时为黄超巨星。我们还研究了此类吸积后恒星是否能在核心坍缩后成功爆发。吸积后模型的最终核心性质与具有相同初始质量（即并合前主星质量）的单星模型大致相似。更令人惊讶的是，当早期 Case B 吸积确实影响最终核心性质时，其效应似乎有利于成功的超新星爆发，即使核心性质更像较低质量的单星。然而，这些核心的详细结构有时与我们计算的任何单星模型显示出定性差异。适当的双星并合率可能与具有即时 LBV 前身星的超新星率相匹配；在适度乐观的假设下，我们估计前身星的出生率约为 CCSN 率的 1%。