Interstellar X-ray Absorption Spectroscopy of Oxygen, Neon, and Iron with the Chandra LETGS Spectrum of X0614+091
我们发现解决星际O-K，Ne-K和Fe-L吸收光谱的钱德拉低能量透射光栅光谱仪光谱的低质量X射线二进制X 0614 +091。我们测量了O和Ne的柱密度，并发现了星际O化学态的直接光谱约束。这些测量可能探测到一个低密度的视线通过银河系，我们讨论的结果，我们的知识的背景下，星际物质的性质之间的区域的旋臂。
2000-08-22 astro-ph
Detailed atmosphere modelling for the neutron star 1E1207.4-5209: Evidence of Oxygen/Neon atmosphere
基于Mori等人2005年对260 ksec XMM-牛顿数据的最新分析，我们对中子星1E1207.4-5209的X射线光谱中观察到的两个宽吸收特征进行了全面的研究。在我们早期工作的基础上（Hailey & Mori 2002），我们检验了所有先前提出的1E1207.4-5209的大气模型。利用我们的原子代码，快速解决薛定谔方程的任意离子在强磁场（Mori & Hailey 2002），我们已经系统地构建了大气模型，通过计算偏振相关的LTE不透明度，并解决了所有的物理相关的强磁化等离子体。我们已经能够排除几乎所有的大气模型，因为它们要么不维持与所声称的大气成分一致的电离平衡，要么因为它们预测的谱线强度和谱线宽度与数据不一致。只有B~10^{12} G的氧或氖大气才能提供具有适当电离平衡的自洽大气解，其谱线宽度、强度和能量与观测结果一致。观察到的功能可能是由几个绑定绑定的过渡线从高度电离的氧/氖，它们主要是由运动斯塔克效应和磁场变化的线发射区域扩大。对中Z大气形成的合理机制的进一步考虑可能会排除霓虹灯大气，并对超新星喷出物的回退机制具有重要影响。未来的高分辨率光谱任务，如星座-X，将能够解决预测的吸收特征的子结构，并将测量磁场强度和引力红移独立到优于10%的精度。
2006-05-12 astro-ph
On the formation of oxygen-neon white dwarfs in close binary systems
在密近双星系统（CBS）中，一颗初始质量为10 $M_{\odot}$，金属丰度为$Z = 0.02$的恒星从主序星开始一直演化到一个0的简并残余星形成。对伴星的特性以及初始轨道参数进行了限制，以避免在核心中点燃碳之前发生反向质量转移。该系统经历了三次质量损失事件。第一个和第二个是案例B罗氏瓣溢出的结果。在第三次质量损失事件恒星风可能发挥的作用相当，甚至比洛希瓣溢出更重要。在本文中，我们扩展了先前存在的计算恒星的中间质量属于密切的双系统仔细以下的碳燃烧阶段的主要组成部分。我们还提出了不同的可能结果，我们的情况下，并讨论我们的研究结果的相关性。特别是，我们的主要结果是，由此产生的质量为$1.1 M_\odot$的白矮星成分更可能具有由氧和氖组成的核心，被富含碳氧物质的地幔包围。富氧氖核的平均丰度为$X({\rm O}^{16})=0.55$、$X({\rm Ne}^{20})=0.28$、$X({\rm Na}^{23})=0.06$和$X({\rm Mg}^{24})=0.05$。这一结果对吸积诱发塌陷情景有重要影响。富碳氧地幔的平均丰度为$X({\rm O}^{16})=0.55$和$X({\rm C}^{12})=0.43$。这个地幔的存在也可能在我们理解激变变星方面发挥重要作用。
2001-06-13 astro-ph
On Possible Oxygen/Neon White Dwarfs: H1504+65 and the White Dwarf Donors in Ultracompact X-ray Binaries
我们讨论了通过Ne过丰度的证据来探测O/Ne白矮星的可能性。已知最热的WD，H1504+65，可能是唯一一个我们可以直接证明其O/Ne性质的WD。除此之外，强Ne丰度仅在双星系统中被发现或怀疑，即来自少数新星和少数LMXB。通过对这些系统中吸积盘的丰度分析，我们试图验证后者可能是强烧蚀O/Ne WD施主的假设。在任何情况下，仅通过强Ne过丰度来推断O/Ne WD是有问题的，因为Ne富集也通过这种物质沉降到C/O WD的核心中而发生。
2004-10-28 astro-ph
Neon and Oxygen Abundances in M33
本文对本星系群螺旋星系M33的13个H Ⅱ区进行了新的光谱观测。观察到的区域范围从1到7千秒差距的距离核。在观察到的13个H II区域中，在6个区域中检测到[O III] 4363埃线。因此，电子温度能够使用[O III] 4959，5007 A/4363 A线比直接从光谱确定。基于这些温度测量，计算了氧和氖的丰度及其径向梯度。对于氖，计算出的梯度为-0.016 +/- 0.017 dex/kpc，这与先前从ISO光谱导出的Ne/H梯度一致。O/H的计算梯度为-0.012 +/- 0.011 dex/kpc，比以前的研究中得出的要浅得多。新计算的O/H和Ne/H梯度是在更好的协议彼此，从恒星核合成的预测预期。我们研究了WC/WN比值和金属丰度之间的相关性，发现新的M33丰度并没有显著影响所观察到的相关性。我们还确定了两个新的He II发射H II区域的M33，第一次被发现在螺旋星系以外的银河系。在这两种情况下，星云中的He II辐射都与沃尔夫-拉叶星无关。因此，在解释星云He II发射和沃尔夫-拉叶星之间的关系时，当两者都在H II区域的综合光谱中观察时，需要谨慎。
2005-10-10 astro-ph
X-ray Absorption Spectroscopy of the Multi-phase Interstellar Medium: Oxygen and Neon Abundances
X射线吸收光谱技术为确定星际介质各相态的金属丰度提供了一个潜在的强有力的工具。我们提出了一个案例研究的视线朝向4U 1820-303（银河系坐标l，b=2.79，-7.91和7.6千秒差距），根据钱德拉光栅观测。OI，OII，OIII，OVII，OVIII和NeIX K α吸收线的检测使我们能够通过银河系盘的大部分测量ISM的中性，热电离和热相的原子柱密度。通过与21厘米氢辐射和脉冲星色散测量沿同一视线的比较，我们估计在中性和总电离阶段的平均氧丰度为0.3（0.2，0.6）和2.2（1.1，3.5）Anders & Grevesse（1989）太阳值的单位。这种显着的氧丰度差异显然是分子/尘埃颗粒破坏和最近的金属富集在温暖的电离和热阶段的结果。我们还从氖的吸收边测量了氖的柱密度，得到中性加暖电离气体的Ne/O比为2.1（1.3，3.5）太阳能。考虑到分子和尘埃颗粒中所含的预期氧，Ne/O比将降低约1.5倍。从联合分析的OVII，OVIII，和NeIX线，我们得到的热相的Ne/O丰度比为1.4（0.9，2.1）太阳能，这是不敏感的吸收线建模中假设的准确的温度分布。因此，这些可比较的高温和低温气体的ISM Ne/O比远小于最近从类太阳恒星的日冕发射中推断的值（2.85+-0.07; 1 σ）（Drake & Testa 2005）。（节略）
2005-12-19 astro-ph
The M33 Metallicity Project: Resolving the Abundance Gradient Discrepancies in M33
我们提出了一个新的确定的金属丰度梯度在M33的基础上，凯克/LRIS测量的氧丰度使用温度敏感的发射线[OIII] 4363 A在61 HII区域。这些数据大约是M33中直接氧丰度样本的三倍。我们发现中心丰度为12 + log（O/H）= 8.36+/-0.04，斜率为-0.027+/-0.012 dex/kpc，与氖丰度梯度的红外测量结果一致，但比大多数以前的氧梯度测量值要浅得多。在M33的任何给定半径处，金属丰度都存在0.11 dex的实质性内在散射，这对依赖于小样本物体的梯度测量的准确性施加了根本限制。我们还表明，氖的电离状态不遵循通常假设的氧的电离状态，这表明从光发射线的氖丰度测量需要仔细处理的电离校正。
2007-11-27 astro-ph
The 21Na(p,gamma)22Mg Reaction and Oxygen-Neon Novae
21 Na（p，gamma）22 Mg反应在氧氖新星的22 Na核合成中可能起重要作用。22 Na的衰变导致了1.275 MeV的特征伽马射线线的发射。这份报告提供了使用放射性21 Na束的这种反应速率的第一次直接测量，并讨论了其天体物理意义。重要态的能量被测量为E $_{c.m.}$ = 205.7 $\pm$ 0.5 keV，共振强度为$ωγ= 1.03\pm0.16_{stat}\pm0.14_{sys}$ meV。
2003-03-13 astro-ph nucl-ex
Oxygen and neon abundances of planetary nebulae in the elliptical galaxy NGC 4697
本文给出了距扁平椭圆星系NGC 4697中心不同角距离的14个行星状星云的深光谱。在中心附近和最外围的PN中，我们都发现了几个非常强的[O III] 5007的例子，大约比H β亮20倍。这与强[Ne III]线一起，意味着在中心附近的太阳附近以及距离NGC 4697中心超过两个有效半径处的O和Ne丰度的下限。因此，我们已经发现，第一次从个别恒星，直接证据的存在，在椭圆星系中的金属丰富的人口，确认来自吸收线指数和扩展的信息，恒星表面亮度太低的吸收线研究的角距离的金属丰度。通过与NGC 4697中心附近的综合吸收线光谱的丰度比较，发现在一个有效半径范围内金属丰度梯度非常陡峭，而在一个有效半径范围外金属丰度梯度就变得不那么明显了。这种解释的唯一替代方案是存在[Z/H]低于-1的非常贫金属的PN人口，我们不能排除这种情况，但需要一个几乎没有中间金属丰度的极端双峰金属丰度分布。
2005-03-29 astro-ph
Double-Peaked X-Ray Lines from the Oxygen/Neon-Rich Accretion Disk in 4U1626-67
本文报道了利用钱德拉X射线天文台的高能透射光栅光谱仪（HETGS）对7.7秒低质量X射线脉冲双星4U 1626 -67的39 k S观测结果。这个超紧凑的系统由一个吸积盘的磁性中子星和一个非常低质量的、氢耗尽的伴星组成。我们已经解决了以前报道的Ne/O发射线复合物近1 keV的多普勒对加宽（2500公里/秒半高宽）线从高度电离的Ne和O。在大多数情况下，蓝线和红线分量的强度相当，蓝移为1550-2610 km/s，红移为770-1900 km/s。这些谱线似乎起源于热（10^6 K）的致密物质，就在开普勒吸积盘外层被X射线加热的表层之下，或者可能起源于脉冲星磁层顶驱动的盘风。观察到的Ne和O的光电吸收边比星际物质的预期强近一个数量级，并且可能在源附近的冷的富含金属的物质中形成。根据所推断的局部丰度比，我们认为该双星的质量施主可能是一颗C-O-Ne或O-Ne-Mg白矮星的0.02M太阳化学分馏核，该核以前曾结晶过。
2001-10-31 astro-ph
Neutrino oscillation signatures of oxygen-neon-magnesium supernovae
我们讨论了中微子的味转换的核心坍缩超新星，有氧-氖-镁（ONeMg）的核心。使用数值计算的演化的恒星高达650毫秒后反弹，我们发现，对于正常的质量层次，在一个检测器中的电子中微子通量显示的两个典型特征的ONeMg核超新星的签名：一个尖锐的步骤，在该基地的密度分布的He壳和更快的冲击波传播相比，铁核超新星。在冲击波达到密度阶跃之前（t ~ 150 ms），电子中微子的存活概率约为0.68，而铁核超新星的存活概率为0.32或更低。冲击波通过台阶的通道及其随后的传播导致地球中的生存概率降低和振荡幅度降低，反映了恒星内部向更绝热传播的过渡。这些变化首先影响到较低能量的中微子;它们在θ_13较大时速度更快，规模更大。它们是ONeMg核心超新星的独特之处，并提供了测试冲击波速度的可能性。地球效应的时间调制及其在中子化峰处的负号是探测器中最鲁棒的特征。
2008-06-16 astro-ph hep-ph
Three-body crystallization diagrams and the cooling of white dwarfs
本文用密度泛函理论研究了白矮星内部C/O/Ne离子混合物的三体结晶图。结晶过程的描述比以前的计算更准确，在以前的计算中，三组分体系被视为有效的双组分混合物（Segretain等人，1994年）。蒸馏过程中，由于反结晶被发现只发生在结晶的后期阶段。起初，氖的存在只起次要作用，相图类似于纯碳-氧图。发现最终的相图显示出具有氖浓度$x_{Ne}=0.22$、碳浓度$x_{C}=0.78$和氧浓度$x_O=0$的共沸点，使得在蒸馏过程期间，流体结晶成纯的碳-碳固体。临界温度为$T_A=0.85\,T_C$，其中$T_C$为纯碳结晶温度。我们利用这个精确的相图计算了白矮星结晶过程中释放的总引力能和相关的时间延迟。最后得到$Δτ\approx 2.6$ Gyr，其中约20%是由蒸馏过程产生的。
1995-10-23 astro-ph
Ionization and Velocity Structure in the Supernova Remnant E0102-72
钱德拉X射线天文台的高能透射光栅（HETG）光谱仪被用来观测小麦哲伦星云中一颗约1000年前的富氧超新星E0102-72。HETG将残余物的图像分散成单个X射线发射线光下的图像光谱。氧气和氖的最强谱线的多普勒频移揭示了高达2000公里/秒的大体积运动，具有复杂的形态。镁、氖、氧和硅的逐步电离阶段的比较为加热恒星喷出物的“反向冲击”机制提供了新的见解。
2001-05-03 astro-ph
On the formation of neon-enriched donor stars in ultracompact X-ray binaries
我们研究了超紧凑X射线双星（轨道周期P<80 min）中富氦施主星的形成，并表明它们的祖先必须是低质量（0.3 - 0.4太阳质量）的“混合”白矮星（具有CO核和厚氦地幔）。如果在质量交换的初始阶段，质量从系统中损失，带走吸积体的特定轨道角动量（"各向同性再发射“），则稳定的质量转移是可能的。在被转移的物质中氖的过量是由于白矮星的化学分馏，这必须在供体溢出洛希瓣之前发生。估计下限的轨道周期的系统与氘富集捐助者接近10分钟。我们表明，X射线脉冲星4U 1626-67，这可能也有一个氘富集的同伴，可能已经形成通过吸积诱导崩溃的氧氖白矮星吸积体，如果捐助者是一个混合白矮星。
2002-04-11 astro-ph
The Laminar Flame Speedup by Neon-22 Enrichment in White Dwarf Supernovae
碳氧白矮星含有氖-22，它是在母星核心氦燃烧时，由α俘获到氮上形成的。在白矮星（Ia型）超新星中，氖-22丰度部分决定了中子与质子的比例，因此决定了放射性镍-56的丰度，为光变曲线提供动力。氖-22丰度也改变了燃烧速率，从而改变了层流火焰速度。我们列出了不同的初始碳和氖-22丰度和密度范围内的火焰加速。层流火焰速度的这种增加--氖-22质量分数为6%时约为30%--影响了白矮星中心附近点火后的爆燃，在那里火焰的层流速度主导了浮力上升，在密度较低的区域（约10^7 g/cm 3），过渡到分布燃烧是必然发生的。火焰速度的增加将降低任何向分布燃烧过渡的密度。
2006-12-18 astro-ph
Detection of Nitrogen and Neon in the X-ray Spectrum of GP Com with XMM/Newton
利用XMM/Newton对超紧双白矮星双星GP Com进行了X射线光谱观测。利用反射光栅光谱仪（RGS），我们可以探测到类氢氮（N VII）和氖（Ne X）的莱曼α和β线，以及这些相同元素的类氦三重态（N VI和Ne IX）。所有的发射谱线都无法分辨。这是首次探测到双简并AM CVn系统的X射线发射谱线。我们检测到的共振（r）和互组合（i）线的N VI三重态，但没有禁止（f）线。NVI的隐含谱线比R = f/i < 0.3，G =（f + i）/r ~1，结合强共振谱线，与致密的、碰撞主导的等离子体中的形成相一致。RGS和EPIC/MOS光谱都与光学薄热等离子体（XSPEC中的模型cevmkl）的发射很好地拟合。氦、氮、氧和氖需要充分模拟光谱，然而，硫和铁的加入进一步改善了拟合，表明这些元素也可能以低丰度存在。我们确认在X射线的碳和氧相对于氮的丰度不足，第一次推导出的光谱学Marsh等人。平均X射线光度约3e 30尔格/秒意味着质量吸积率约9 e-13太阳质量每年。隐含的温度和密度的发射等离子体，结合存在的狭窄的发射线是一致的生产X射线发射在一个光学薄的边界层刚好在白矮星的表面。
2004-04-27 astro-ph
Elemental Abundances of Blue Compact Dwarfs from mid-IR Spectroscopy with Spitzer
利用Spitzer/IRS获得的$\sim$ 10- 37 $μ$ m高分辨光谱，对13个蓝致密矮（BCD）星系的元素丰度进行了研究。我们推导出我们的样品的氖和硫的丰度使用红外精细结构线探测区域，可能被掩盖的尘埃在光学和比较我们的结果与类似的红外研究的星暴星系从ISO。我们发现一个很好的相关性之间的氖和硫的丰度，虽然硫是下丰富的相对于氖的太阳值。从红外数据测量的元素丰度（氖，硫）与那些来自光学（氖，硫，氧）研究的比较揭示了一个良好的整体协议硫，而红外衍生氖丰度略高于光学值。这表明，在BCD中，尘埃覆盖区域的金属丰度与光学可达区域相似，或者如果它们不同，它们对宿主星系的总红外辐射没有实质性的贡献。
2007-09-28 astro-ph
Local Ignition in Carbon/Oxygen White Dwarfs -- I: One-zone Ignition and Spherical Shock Ignition of Detonations
Ia型超新星的点火细节仍然模糊，尽管这对于任何最终爆炸的大尺度模型都很重要。在这里，我们开始了解这些热点的点火过程，通过检查材料的一个区域的燃烧，然后调查由于在单点快速加热的爆震点火。我们数值测量的点火延迟时间开始燃烧的混合物中的退化材料，并提供拟合公式的条件下的相关Ia型问题。使用氖丰度作为白矮星金属丰度的代理，我们发现，点火时间可以减少约20%，甚至添加5%的氖质量。当成功点燃一个区域的温度波动非常罕见时，点燃时间的这种减少可以增加几个数量级的点燃概率。如果氖主要是以碳为代价的，那么点火时间也会出现类似的增加。然后，我们考虑在一个局部区域的爆炸能量输入的爆震点火，例如Sedov爆炸波导致冲击点火爆震。基于以前关于弯曲爆炸的工作，我们发现需要惊人的大能量输入来成功地发射爆炸，导致所需的火柴头的~4500爆炸厚度-几十厘米到几百米-这比天真的考虑可能建议的大几个数量级。这是一个非常困难的约束，以满足某些图片的爆燃到爆震，如泽尔多维奇梯度机构点火在分布式燃烧制度。
2006-01-02 astro-ph
The metallicity extremes of the Sagittarius dSph using SALT spectroscopy of PNe
在这项工作中，我们提出的第一个光谱结果与南部非洲大望远镜（SALT）望远镜在其性能验证阶段。我们发现人马座矮椭球星系（Sgr）Sgr包含一个最年轻的恒星星族，[O/H]=-0.2，年龄t>1 Gyr，和一个最古老的恒星族，[O/H]=-2.0。这些值是基于两个行星状星云（PNe）的光谱，使用经验丰度测定。计算了O、N、Ne、Ar、S、Cl、Fe、C和He的丰度。我们确认PN Stadium 2 -21的高丰度为12+log（O/H）= 8.57+/-0.02 dex。另一个被研究的PN，BoBn 1，是一个非凡的物体，因为氖的丰度超过了氧。BoBn 1中S、Ar和Cl的丰度为原始恒星金属丰度，相当于12+log（O/H）= 6.72+/-0.16 dex，是太阳值的1/110。实际的[O/H]要高得多：第三次挖掘使材料的氧富集了约12倍，氮富集了约240倍，氖富集了约70倍。氖以及氮和氧的含量可能已经在低质量AGB星的壳层间产生。明确定义的宽WR线存在于Styrene 2 -21的光谱中，而不存在于BoBn 1的光谱中。这使得[WR]型中央PNe恒星的比例为dSph星系的67%。
2008-05-08 astro-ph
Chemical Abundances and Dust in Planetary Nebulae in the Galactic Bulge
我们提出中红外斯皮策光谱的11个行星状星云在银河系隆起。我们推导出氩，氖，硫，氧的丰度，他们主要使用红外线通量结合一些光学线通量从文献中。由于隆起处的高消光，红外光谱使我们能够更准确地确定某些元素的丰度，这比以前单独使用光学数据更准确。在行星状星云中氩和硫的丰度（在大多数情况下还有氖和氧）给出了它们的祖先恒星形成时星际介质的丰度;因此这些丰度提供了关于行星状星云形成和演化的信息。Bulge行星状星云的丰度平均略高于盘状星云，但它们并不遵循盘状行星状星云的趋势，从而证实了Bulge和盘状星云演化的差异。此外，与盘状星云相比，凸出行星状星云显示出特殊的尘埃性质。富氧尘埃特征（结晶硅酸盐）在所有膨胀行星状星云的光谱中占主导地位;这种特征在盘状星云中更为罕见。此外，富碳尘埃特征（多环芳烃）出现在我们样本中大约一半的凸出行星状星云中，这很有趣，因为这种双重化学在整个银河系中相对罕见。
2008-03-12 astro-ph
The late stages of the evolution of intermediate-mass primordial stars: the effects of overshooting
计算和分析了ZAMS上质量在5 ~ 10 M太阳之间的原始恒星在有和没有超调时的演化。我们的主要目标是确定大质量中等质量原始恒星残余物的性质，并检查其演化过程中过冲的影响。我们的计算涵盖了恒星演化从主序星相到简并核的形成和热脉冲相。我们已经获得了导致碳-氧和氧-氖致密核的星族III祖星的极限质量值。此外，我们还得到了孤立的原始恒星在主中心燃烧阶段结束后导致核心坍缩超新星的极限质量。考虑到中等量的过冲，在ZAMS处用于形成碳-氧和氧-氖简并核的质量阈值移动到较小的值约2M_sun。作为我们计算的副产品，我们还获得了由此产生的紧凑的残余物的结构和成分配置文件。与太阳金属丰度天体的情况相反，原始恒星的最终命运并不是由碳燃烧结束时致密核心的质量直接决定的。相反，低金属丰度恒星的星风通常具有较小的质量损失率，这可能会使简并核心的质量增长到阿布拉塞卡质量，其时间尺度比释放包层所需的时间短一到两个数量级。这将导致超新星的形成，其初始质量小至约5 M太阳。
2006-12-11 astro-ph
Nebular Abundances of Nearby Southern Dwarf Galaxies
本文给出了一个南方矮不规则星系样本中H Ⅱ区的光谱结果，该样本由半人马座A群中的5个矮星系、玉夫座群中的4个矮星系和另外8个矮星系组成。氧丰度使用直接法得出，其中检测到[O III]4363;否则，丰度使用McGaugh和Pilyugin校准的亮线法得出。ESO 358-G 060拥有最低的氧丰度（12+log（O/H）= 7.32），这与已知的第二大贫金属星系（SBS 0335 -052）的值相当。总之，新的氧丰度报告的9个矮星系，更新的值为其余的星系。衍生的氧丰度在太阳值的3%至26%之间。在南部样品中的矮星的氧丰度是一致的金属度-光度关系定义的控制样品的矮不规则与[O III]4363丰度和良好的测量距离。然而，NGC 5264似乎有一个（上分支）的氧丰度大约比其他矮星在类似的光度高出两到三倍。还报道了氮与氧和碳与氧的丰度比;特别是，IC 1613和IC 5152显示出其氧丰度的升高的氮与氧比。
2003-01-24 astro-ph
The alpha-element abundances in the most oxygen-poor planetary nebula PN G 135.9+55.9
我们提出了广泛的新光谱和成像PN G 135.9+55.9。我们使用这些数据作为约束条件的光电离模型，以获得限制的氧丰度。我们发现PNG135.9 +55.9的氧丰度小于太阳值的1/50。我们的模型支持12 + \log O/H的值在5.8和6.5 dex之间，证实PN G 135.9+55.9是已知最贫氧的行星状星云（Tovalian et al. 2001）。我们还推导出Ne/O = 0.5 +/- 0.3，S/O < 0.094，Ar/O < 0.23。虽然Ne/O的值名义上很高，但这并不意味着PN G 135.9+55.9的祖先将其任何初始氧丰度转化为氖。氦的丰度似乎很低，He/H ~ 0.08，但精确的测定将需要更详细的研究。我们发现，Ha/Hb低于预期，可能是变量，我们没有明确的解释。
2002-09-09 astro-ph
Oxygen and Nitrogen in Isolated Dwarf Irregular Galaxies
利用21个矮不规则星系中67个HII区的长缝光谱研究了低质量星系中氧、氮、氖、硫和氩的富集情况。通过直接检测25个HII区域的温度敏感发射线获得氧丰度;对于样品的其余部分，通过强线校准估计氧丰度。将直接丰度测定与McGaugh（1991）和Pilyugin（2000）的强线丰度校准进行比较。在开盒和闭盒化学演化模型的背景下，研究了这个矮不规则星系样本的全球氧和氮丰度。虽然有几个星系符合闭盒化学演化，但这个样本的大部分在恒星形成率和Salpeter IMF不变的情况下，有效产额约为预期产额的1/4，这表明要么是富集气体流出，要么是原始气体流入。有效产额与M_H/L_B密切相关，说明富气星系更可能是封闭系统。然而，有效产额似乎与其他全球参数，如动力学质量，绝对星等，恒星形成率或表面亮度无关。相关性被发现之间观察到的氮氧比和颜色的基本恒星星族;红矮不规则星系有较高的N/O比蓝矮不规则星系。相对丰度比解释的背景下，延迟释放的氮和不同的恒星形成的历史。
2005-09-22 astro-ph
The frequency of occurrence of novae hosting an ONe white dwarf
在本文中，我们重新讨论的问题，确定发生频率的银河新星爆发，其中涉及一个氧氖（ONe）白矮星。关于这个问题的以前的工作的改进来自于这样一个事实，即我们使用的结果，我们的进化计算提供的最终质量和化学配置文件的中间到大质量的主要组成部分的密切的二元系统。特别是，最后的进化阶段，如碳燃烧阶段，已被仔细跟踪的整个范围内的利益群众。我们的进化代码获得的化学配置文件是感兴趣的，在确定通过热核失控处理后的喷出物的化学成分，虽然其他因素的吸积材料和底层的白矮星之间的混合效率也必须考虑。在我们的计算涉及一个白矮星的新星爆发的发生频率，我们还考虑到观测的选择效应所介绍的不同复发时间的爆发和新星的空间分布。尽管演化序列非常不同，我们发现，大约1/3的爆发中观察到的新星应该涉及一个氧氖白矮星，与以前的理论估计一致。
2003-06-10 astro-ph
Chandra and FUSE spectroscopy of the hot bare stellar core H1504+65
H1504+65是一颗极热的缺氢白矮星，有效温度接近20万K。我们提出了新的FUV和软X射线光谱获得的FUSE和钱德拉，这证实了H1504+65有一个主要由碳和氧组成的气氛。钱德拉LETG光谱（60-160埃）显示了大量来自高度电离的氧、氖和镁的光球层吸收线，这是该恒星首次发现镁，并表明相对较高的氖和镁丰度。这证实了早期的一个观点，即H1504+65代表一个裸露的C/O恒星核心，甚至是O-Ne-Mg白矮星的C/O包层。
2004-04-16 astro-ph
H1504+65 - The Naked Stellar C/O Core of a Former Red Giant Observed with FUSE and Chandra
H1504+65是一颗极热的缺氢白矮星，有效温度接近20万K。我们提出了新的FUV和软X射线光谱获得的FUSE和钱德拉，这证实了H1504+65有一个主要由碳和氧组成的气氛。钱德拉光谱显示了丰富的吸收线高度电离的氧，氖和镁，并建议相对较高的Ne和Mg丰度。这证实了早期的一个观点，即H1504+65代表一个裸露的C/O恒星核心，甚至是O-Ne-Mg白矮星的C/O包层。
2002-05-06 astro-ph
The Progenitors of Planetary Nebulae in Dwarf Irregular Galaxies
我们目前的化学丰度的行星状星云和H II区域的本群矮不规则星系NGC 6822的基础上获得的光谱在加拿大-法国-夏威夷望远镜使用的多目标摄谱仪。根据这些以及从麦哲伦星云、六分仪A、六分仪B和狮子座A行星状星云文献中收集的类似数据，我们考虑了矮不规则星系中明亮行星状星云的恒星祖先的起源和演化。平均而言，在这些星系中明亮的行星状星云中观测到的氧丰度与在星际介质中测量到的氧丰度一致，这表明，一般来说，矮不规则星系中明亮的行星状星云主要（尽管不完全）来自相对较近的过去形成的恒星。我们还发现，在这些明亮的行星状星云的氖氧丰度的比例是相同的，在星际介质中测量，这表明既不丰富的显着改变作为其恒星的祖先的演变的结果。我们确实发现了两个行星状星云，在六分仪A和NGC 6822的S33中，氧气似乎已经被挖掘出来，但这是例外而不是规则。事实上，我们发现即使是氮也不总是被清除，所以看起来氧的清除对于样品的丰度范围来说是不常见的。
2006-11-28 astro-ph
Carbon burning in intermediate mass primordial stars
计算、分析了一颗零金属丰度为9 M_s的恒星的演化过程，并与一颗相同ZAMS质量的太阳金属丰度恒星的演化过程进行了比较。我们的计算范围从主序星到大质量氧氖白矮星的形成。特别注意的是部分简并条件下的碳燃烧以及随后的热脉冲Super-AGB阶段。后者的发展方式与太阳金属丰度为9 M_s的恒星非常相似，是由于所谓的第三次疏浚事件导致恒星包层中的金属显著富集的结果。演化产生的最终ONe核中主要同位素的质量丰度为X（^{16}O）约0.59，X（^{20}Ne）约0.28，X（^{24}Mg）约0.05。该核心被一个主要由碳和氧组成的0.05M_s缓冲层所包围，其上是一个质量为10^{-4} M_s的He包层
2004-12-17 astro-ph
