The Formation of Hydrogen Deficient Stars through Common Envelope Evolution
Steven Diehl, Chris Fryer, Falk Herwig
我们提出了初步的结果，从光滑粒子流体动力学（SPH）模拟共同的包络演变。我们定性地比较了0.9 M红巨星与两个不同质量的伴星：0.05 M褐矮星和0.25 M白矮星伴星之间的相互作用。
We present preliminary results from Smooth Particle Hydrodynamics (SPH) simulations of common envelope evolution. We qualitatively compare the interaction between a 0.9M red giant with two different companion masses: a 0.05M brown dwarf and a 0.25M white dwarf companion.
机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。
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Hydrogen deficient donors in low-mass X-ray binaries
许多X射线双星（中子星或从伴星吸积而来的黑洞）的轨道周期如此之短，以至于普通的富氢恒星都不适合。相反，失去质量的恒星必须是一颗紧凑的、演化的恒星，导致缺氢物质转移到中子星。我讨论了这些对象的当前知识，重点是光谱学。
Improved parameters of the hydrogen-deficient binary star KSPer
利用6米望远镜的Nasmyth Echelle摄谱仪NES获得的高分辨率光谱观测结果，我们分析了缺氢双星KSPer的光谱。得到的大气参数为：有效温度Teff=9500 ± 300 K，地面重力log g=2.0 ± 0.5，微湍流速度Vt=9.5 ± 0.5km/s。缺氢为H/He= 3x 10 ^{-5}，铁丰度降低0.8dex;氮丰度很高[N/Fe]=1.4，但碳和氧丰度较低。恒星的光度是log L/Lo=3.3。揭示了NaI D双态的复杂吸收和发射结构。我们认为，发射成分形成于环双星的气体包层。
On the formation of hydrogen-deficient post-AGB stars
我们提出了一个低质量恒星从渐近巨星分支（AGB）通过其后AGB阶段的演化序列，在此期间，其表面化学成分的变化从富氢到强烈的氢缺乏的结果，一个非常晚的热脉冲，以下所谓的再次的情况。在此脉冲的内部结构和丰度的变化计算与数值方法，它允许物理上一致的计算恒星层热核和混合的时间尺度是可比的-发生的情况时，氦闪光驱动的对流区扩展到富氢的表面层在脉冲峰值。最终的表面质量分数为[He/C/O]=[0.38/0.36/0.22]，其中高氧丰度是由于在AGB演化期间采用的扩散过冲。这些模型是第一个实现一般协议的表面丰度模式中观察到的氢缺乏后AGB星-例如PG 1159星或WR型中心恒星的行星状星云-，确认了一个物理上一致的计算和支持对流超冲发生在热脉冲AGB星的再一次的情况。
Physical properties of the pulsating hydrogen-deficient star LSS 3184 (BX Cir)
我们报告的半径和质量的脉动氦丰富，氢缺乏的恒星LSS 3184（BX Cir）的径向速度和角半径的测量在整个脉动周期的新的测定。径向速度的测量，从而恒星半径的变化，是使用英澳望远镜阶梯光谱。哈勃太空望远镜的紫外光谱和地面BV测光被用来寻找整个脉动周期的温度和通量。温度和通量被用来找到恒星的角半径（α）。由此得到的α、δ-α和δ-半径值被用来计算平均恒星半径<R_star>= 2.31 +/- 0.10 R_sun。如果我们使用先前确定的LSS 3184的logg = 3.35 +/- 0.1和我们的半径估计，我们发现它的质量是M_star = 0.42 +/- 0.12 M_sun。
Three-dimensional photoionisation modelling of the hydrogen-deficient knots in the planetary nebula Abell 30
我们用三维蒙特卡罗程序MOCASSIN对Abell 30行星状星云的一个缺氢结（J3）建立了一个光电离模型。该模型由球形结组成，包括一个寒冷，致密，缺氢的核心，具有非常高的金属丰度。内核被密度较低的贫氢和富含金属的气体包层包围，丰度较低。结的外壳可能是由结的物质与周围的星云气体混合而形成的。这种双化学、双密度模型没有产生足够的热量来匹配在结的光谱中观察到的碰撞激发发射线（CEL）和光学复合线（ORL）的通量。因此，我们在热平衡计算中包括了尘埃颗粒的光电发射加热，并发现尘埃与气体的质量比分别为0.077和0.107的结的中心核心和信封，足以拟合光谱。令人惊讶的是，来自谷物的光电发射是结的热包层中加热的主要来源，而氦和重元素的光电离加热在冷核中占主导地位。从我们的模型中推断出的化学丰度表明，与Wesson等人（2003）的经验分析相一致，结的两个区域的C/O比小于1，与理论预测的复返星云相反。
Iron abundance in hot hydrogen-deficient central stars and white dwarfs from FUSE, HST, and IUE spectroscopy
我们首次系统地研究了极热（Teff>50，000 K）缺氢后AGB星的铁丰度。我们的样本包括16颗PG 1159恒星和4颗DO白矮星。我们使用最近的FUSE观测以及HST和IUE档案数据进行光谱分析与线覆盖的NLTE模式大气。铁元素在PG 1159恒星中没有发现。在大多数情况下，由于HST和IUE数据的质量有限，这与太阳铁丰度是一致的，尽管铁丰度不足的趋势可能会被认识到。然而，在优秀的FUSE光谱中没有铁谱线表明在两个物体中（K1-16 NGC 7094）至少有1 dex的丰度不足。最近在[WC]-PG 1159跃迁天体Abell 78中也报道了类似的结果（Werner et al. 2002）。我们讨论尘埃分馏和s过程中子捕获可能的起源。我们还宣布在PG 1159恒星中首次发现硫。
Evolution on the AGB and beyond: On the formation of H-deficient post-AGB stars
回顾了AGB及以后的演化，讨论了Wolf-Rayet中心星的起源。我们专注于热脉冲，因为它们对氢缺乏恒星的演化特别重要。研究表明，应用于所有对流区域的过冲是模拟这些物体的关键因素，导致壳间丰度已经接近沃尔夫-拉叶中心星的表面丰度。与标准的进化计算相反，超调模型确实显示了非常低的包络质量和有效的疏浚，即使在后AGB阶段。沃尔夫-拉叶中心恒星的三种热脉冲场景现在可以区分：AGB最终热脉冲（AFTP）发生在AGB演化的最后阶段，晚期热脉冲（LTP）发生在后AGB演化期间，氢燃烧仍然存在，以及甚晚期热脉冲（VLTP）发生在冷却分支时，氢燃烧已经停止。所有的情况下导致氢缺乏后AGB恒星的碳和氧丰度观察沃尔夫-拉叶星。氢气可以通过疏浚（AFTP，LTP）或完全燃烧（VLTP）来稀释。
The hydrogen-deficient knot of the `born again' planetary nebula Abell 58 (V605 Aql)
我们分析了行星状星云Abell 58及其缺氢结的深可见光光谱，该星云围绕V605 Aql，在1919年经历了一次新星般的喷发。我们得出的电子温度的中心结变化很大，这取决于所使用的诊断。[O III]星云-极光跃迁比给出的温度为20800 K，而[N II]星云-极光跃迁比给出的温度为Te=15200 K。氦谱线比5876/4471和6678/4471分别表示温度为350 K和550 K。弱温度敏感的O II复合线的比率意味着同样低的电子温度。来自重组线的丰度大大高于碰撞激发线发现的丰度，O2+的丰度差异因子（adf）达到89 -第二高的已知值后，发现在Abell 30的氢缺乏结。观察到的温度诊断和丰度支持这样的想法，即像Abell 30一样，Abell 58的结包含一些非常冷的电离物质。虽然中心恒星富含碳（C/O>1），但发现结富含氧，这是单星“重生”理论所没有预测到的情况。我们认为，在A 30和A 58中观察到的喷出物中的丰度与氖新星比与樱井的物体有更多的共同点，樱井的物体被认为经历了最后的氦闪光。特别是，C/O比小于1和存在大量的氖在喷出物的阿贝尔30和阿贝尔58没有预测非常晚的热脉冲模型。
Identification of neon in FUSE and VLT spectra of extremely hot hydrogen-deficient (pre-) white dwarfs
在许多PG 1159星的远紫外FUSE光谱中观测到的最强吸收线之一至今仍未被发现。我们表明，这条线，位于973.3A，源于NeVII。我们还提出了新的光学高分辨率光谱的PG 1159恒星，获得与ESO VLT，其中包括NeVII 3644 A线和一个新发现的NeVII多重态在3850- 3910 A区域。我们比较所观察到的氖线与NLTE模型，并得出结论，大量的氖过剩的对象。虽然详细的分析仍有待进行，以定量地比较丰度与演化理论的预测，这证实了这样的想法，即PG 1159恒星和它们的直接祖先，[WC]型行星状星云的核，显示其前身AGB星的壳层间物质。可能是由于后期的氦壳闪光，缺乏氢和（s处理）铁贫化的物质，这是强烈富集的3 α处理元素（C，O，Ne），被疏浚到表面。因此，在这些奇特的恒星的元素丰度模式的详细研究提供了独特的可能性，探测混合和核合成过程中的前体AGB星。
An Extremely Large Excess of 18O in the Hydrogen-Deficient Carbon Star, HD 137613
我们报告的发现，一个独特的大过剩的18 O的氢缺乏碳（HdC）的恒星，HD 137613，基于光谱的第一泛带的CO在2.3-2.4微米，其中三个强吸收带的12 C18 O明显存在。12 C16 O的带也存在，但没有看到13 C16 O或12 C17 O的带。我们估计了同位素比值16 O/18 O ~1。这个比例的太阳值约为500。氦核燃烧和氦壳闪燃都不能产生HD 137613中观察到的氧和碳的同位素比。然而，一个显着的相似性之间存在的观测到的丰度和那些发现在外层的广泛的He壳层的早期AGB星，不久后结束的He核心燃烧。目前还不知道下至氦壳层的外层是如何损失的，但一定涉及到某种增强质量损失的机制。HD 137613可能是一颗后早期AGB星，其外层是燃烧氦的壳层。HdC星的元素丰度与北冕座R（RCB）星相似，但HdC星不会产生导致亮度下降的尘埃云。其他观测到的RCB或HdC星都没有明显的18 O。
Stellar wind bubbles around WR and [WR] stars
我们使用数值模拟研究了贫氢恒星周围的恒星风气泡的动力学与时间和离子相关的冷却。我们考虑两种类型的缺氢恒星，大质量WR恒星，产生环形星云，和低质量[WR]恒星，产生行星状星云。我们发现，对于行星状星云，氢缺乏风的不同冷却特性导致后来从动量到能量驱动的流动，这可以解释这些星云观察到的湍流。我们发现，环形星云应该都是能量驱动的，并显示如何比较泡沫的动量和动能的输入风的动量和动能，可以给误导信息的动态泡沫。
The Rapidly Rotating, Hydrogen Deficient, Hot Post-Asymptotic Giant Branch Star ZNG 1 in the Globular Cluster M5
本文报道了用远紫外光谱探测器（FUSE）对球状星团M5（NGC 5904）中的热后渐近巨星分支星ZNG 1的观测结果。从得到的光谱，我们得到一个有效的温度T_eff = 44300 +/- 300 K，表面重力log g = 4.3 +/- 0.1，旋转速度v sin i = 170 +/- 20 km/s，和光度log（L/L_sun）= 3.52 +/- 0.04。大气层富含氦（Y = 0.93），碳（2.6%）、氮（0.51%）和氧（0.37%）的丰度增加。光谱显示了终极速度接近1000 km/s的风和恒星周围富含碳和氮物质的膨胀壳的证据。ZNG 1的丰度模式暗示了“再一次”的情况，即白矮星冷却曲线上的恒星经历了一个非常晚的壳闪光并返回AGB，但恒星的快速旋转更容易解释为先前与双星伴星的相互作用。
The formation and evolution of hydrogen-deficient post-AGB white dwarfs: the emerging chemical profile and the expectations for the PG1159-DB-DQ evolutionary connection
本文旨在探索缺氢后AGB白矮星的形成和演化。为此，我们计算了一个初始2.7 M太阳恒星从零龄主序星经过热脉冲和质量损失阶段到白矮星阶段的完整演化过程。特别注意的是在整个演化过程中的化学丰度的变化。考虑了同时处理由核反应、扩散过冲、盐指和对流引起的丰度变化的时间依赖性方案。我们采用了双扩散混合长度对流理论的流体成分梯度（Grossman & Taam 1996）。因此，这项研究可以被认为是对其在低质量恒星中性能的测试。此外，在白矮星演化过程中，考虑了多组分气体随时间变化的元素扩散。详细探讨了白矮星早期冷却分支上最后一次氦热脉冲和随后的再一次氦热脉冲所对应的演化阶段。在这些考虑了白矮星祖先演化历史的新的演化模型框架下，研究了PG 1159星和DB白矮星演化的相关问题。计算的范围扩展到富氦、碳污染的DQ白矮星，目的是探索PG 1159-DB-DQ演化联系的可解释性。在这方面，在脉动DB白矮星的双层化学结构的影响进行了研究。研究的另一个方面涉及PG 1159阶段质量损失事件对DB和DQ白矮星外层化学分层的影响。
Very Large Excesses of 18O in Hydrogen-Deficient Carbon and R Coronae Borealis Stars: Evidence for White Dwarf Mergers
我们发现至少有7颗缺氢碳星（HdC）和北冕座R星（RCB）的16 O/18 O比值接近于1，在某些情况下小于1，比其他恒星的测量值低几个数量级（太阳值为500）。在我们测量的每一个HdC和RCB中，18 O都明显增强，这些HdC和RCB足够冷，可以检测到CO带。三颗HdC星的16 O/18 O < 1，比任何一颗RCB星都低。这些发现是确定HdC和RCB星演化路径的重要线索，目前已提出两种模型：双简并（白矮星（WD）合并）和最终氦壳闪光（FF）。在FF方案中，预计18 O不会过量生产。我们已经定量地探讨了HdC和RCB星起源于CO-和He-WD合并的想法。合并过程估计只需要几天时间，吸积速率为150兆太阳/年，在吸积包层底部产生的温度为1.2 ~ 1.9 × 10^8 K。一个简化的单区计算的分析表明，在动态吸积材料的核合成可能提供了一个合适的环境，显着生产的18 O，导致非常低的值16 O/18 O，类似于那些观察到的。我们还发现定性协议与观测值的12 C/13 C和CNO元素比。在吸积过程中的H-混合物从小富H的C/O WD信封可能会发挥重要作用，在产生所观察到的丰度。总的来说，我们的分析表明，WD合并很可能是O 18丰富的RCB和HdC星的祖先，更详细的模拟和建模是合理的。
AGB star intershell abundances inferred from analyses of extremely hot H-deficient post-AGB stars
光谱类别为PG 1159的极热后AGB恒星的氢缺乏可能是由（非常）晚期的氦壳闪光或AGB最后的热脉冲消耗了氢包层，暴露了通常隐藏的壳层间区域。因此，这些恒星的光球元素丰度允许得出结论的细节核燃烧和混合过程中的前体AGB星。我们比较预测的元素丰度与先进的非LTE模型大气进行定量光谱分析所确定的。一个很好的定性和定量的协议被发现为许多物种（He，C，N，O，Ne，F，Si），但其他（P，S，Fe）的差异点在AGB星恒星演化模型的缺点。
Dynamical condition of neutral hydrogen envelopes of dwarf galaxies and their possible morphological evolution
我们研究了富气体矮星系的恒星形成历史，考虑了它们的中性氢（H{ \sc i}）包层的动力学演化。富气矮星分为蓝致密矮星（BCD）和矮不规则矮星（dIrrs）。在本文中，它们的H{ \sc i}包络清楚地表明，不会被吹走的恒星反馈。这是因为观测到的富含气体的矮星的恒星形成速率（SFR）通常小于一个临界SFR，$ψ_{\rm crit}$，在这个临界SFR下，恒星反馈将H{ \sc i}包线加速到逃逸速度。从这一观点和样品BCD的化学性质出发，我们提出两种可能性：（1）BCD包层中的H{ \sc i}气体被消耗以促进其恒星形成;（2）BCD具有类似的恒星形成历史。我们还讨论了矮星系之间的形态演化。只要富含气体的矮星是孤立的，它们就很难演化成矮椭圆星系（dEs）。当富含气体的矮星中的H{ \sc i}包层在随后的恒星形成过程中被消耗掉时，仍然可以预期BCD和dIrrs之间的形态交换，这与以前的研究一致。有趣的是，如果富气矮星的SFR在过去比$ψ_{\rm crit}$高得多，那么从dEs到富气矮星的演化情景是可能的。
The formation of DA white dwarfs with thin hydrogen envelopes
我们研究了DA白矮星的形成和演化，DA白矮星的祖先在离开热脉冲AGB后不久经历了一个晚期热脉冲（LTP）。为此，我们计算了一个最初的2.7钼恒星的完整演化的方式从零年龄的主序星的白矮星阶段。我们发现，AGB后残留物中的大部分原始富氢物质在LTP后演化过程中被烧毁，结果是，在进入白矮星冷却轨道时，剩余的氢包层变成了10^-6 Mo，这与某些鲸鱼座ZZ星的星震学推断一致。
Mass loss in metal deficient Red Giants
我们调查的最终命运的金属缺乏（MD）H燃烧的红巨人在各种假设下的质量损失量。采用金属丰度Z= 10^（-8），根据质量损失的大小，我们跟踪了0.8 Mo模型从主序星阶段到He闪或最终冷却为He白矮星的演化过程。我们发现，MD红巨星需要特别大的富氢信封，以支持H-壳燃烧，并允许最后点火的他，从而有利于发生他退化的矮星无论是作为结果的单星演化或MD双星系统。简要地讨论了我们的模型沿氦燃烧阶段或作为冷却的白矮星的演化。
Fossil Imprints of the First Generation Supernova Ejecta in Extremely Metal-Deficient Stars
利用核合成理论计算不同质量的核心坍缩超新星模型的结果，表明[Fe/H] < -2.5的极端缺金属恒星中C、Mg、Si、Ca和H的丰度分布与单个第一代超新星遗迹（SNRs）中的丰度分布相似。这表明大多数[Fe/H] < -2.5的恒星都是由单个超新星（SN）事件形成的。为了获得重元素与氢的比值，推导了在原始丰度的星际物质中，信噪比扫过的氢质量的估算公式。我们用[Mg/H]代替[Fe/H]来表示金属丰度。从这些SNRs预测的金属丰度[Mg/H]范围从~-4到~-1.5，SN中Mg的质量与其祖先的质量有很好的相关性。因此，在一个极度缺乏金属的恒星中观察到的[Mg/H]与其前身的质量是一致的。较大的[Mg/H]对应于较大的祖细胞质量。因此，所谓的“年龄-金属丰度关系”对于[Fe/H] <-2.5的恒星不成立。与此相反，[Mg/Fe]比的理论信噪比有一个不同的趋势，从那些极端缺乏金属的恒星。它还表明，观察到的趋势[Mg/Fe]可以预测每个SN的铁产量的对应关系[Mg/H]的祖细胞的质量。由此获得的Fe产率与SN光变曲线分析的结果一致。这表明，在爆炸或质量削减开始时对核心坍缩超新星进行建模仍然存在问题。
H2 Formation in Low Metallicity Galaxies
研究了银河系尺度上氢分子的一种可能形成机制。我们对氢分子在原始星系形成和演化中的作用特别感兴趣。然后，研究了一个金属丰度很低的星系（最典型的缺金属星系I Zw 18）中氢分子的形成过程。采用最近对I Zw 18中氢分子吸收线的观测结果，我们得到了氢分子可以通过H $^{-}$ -过程形成的情况下电离度的上限，尽管一般认为氢分子是在尘埃颗粒表面形成的。此外，我们提出了一个临界电离度，在该电离度以上，H $^{-}$ -过程可以占主导地位的形成过程中的颗粒表面。有趣的是，该临界电离度与I Zw 18的电离度上限相当。为了确定氢分子的形成过程，未来的观测设施可能是有用的。因此，我们研究了在某些波长的金属缺乏星系的可探测性。根据我们的估计，氢分子的近红外线发射在10 $μ$ Jy量级，自由-自由射电发射在mJy量级，氢分子形成的尘埃的远红外线发射在16 K时也在10-mJy量级。近红外线和远红外连续谱线对于ASTRO-F观测是可行的。
Determining element abundances of [WC]-type Central Stars for probing stellar evolution and nucleosynthesis
[WC]型CSPN是行星状星云的贫氢中央恒星，显示出强烈的恒星风和富碳的化学物质。我们分析了新的高分辨率光谱[WC]型CSPN与波茨坦沃尔夫-拉叶（PoWR）非LTE膨胀大气模型，使用升级的模型原子和原子数据。以前的分析是重复的基础上，目前的模型占铁线覆盖。我们特别专注于确定化学成分，包括一些微量元素，如氮，这对理解缺氢中央恒星的进化起源至关重要。
Evidence of thin helium envelopes in PG1159 stars
我们提出的证据表明，PG 1159恒星可以窝藏他丰富的信封大大薄于目前的进化模型与目前的估计质量损失，这可能是由于广泛的质量损失插曲期间出生-再次AGB阶段的预测。具体而言，我们表明，薄的He-丰富的信封模型预测的捕获和未捕获的模式在脉动星PG 1159 $-$ 035中观察到的周期变化率显着大的幅度。这是一个结果的演化时间尺度短得多的模型与薄的He-丰富的信封在低重力PG 1159制度。我们的发现是特别有趣的，因为我们认为缺氦的PG 1159恒星H1504+65和最近发现的几乎具有纯碳大气的白矮星之间存在进化联系。
Late Emission from the Type Ib/c SN 2001em: Overtaking the Hydrogen Envelope
Ib/c型超新星SN 2001 em在2.5年左右被观测到有强烈的射电、X射线和H α辐射。虽然射电和X射线辐射被认为是离轴的伽马射线暴，但我们将其模拟为正常SN Ib/c喷出物与距离约为7 x 10^{16} cm的致密、大质量（3 Msun）的星周壳层的相互作用。我们调查两个模型，其中拱壳已经或尚未被超越的前向冲击在X射线观测的时间。星周壳层可能是在超新星爆发前1000-2000年以（2-10）× 10^{-3} Msun/年的速率剧烈质量损失而形成的。氢包层完全消失，随后被前超新星恒星的快风卷起并加速到30-50 km/s的速度。虽然与壳层的相互作用可以解释SN 2001 em的大部分晚期发射特性，但我们需要调用气体的聚集来解释X射线和无线电波长的低吸收。
Diffusive Nuclear Burning in Neutron Star Envelopes
我们提出了一种新的氢在中子星（NS）上燃烧的模式，称为扩散核燃烧（DNB）。在DNB中，燃烧发生在氢的指数抑制尾部，该尾部延伸到包层的更热区域，在那里质子很容易被捕获。扩散核燃烧改变了时间尺度$\sim 10^{2-4} {\rm yrs}$上包层的组成结构，比预期的要短得多。这种机制适用于年轻射电星、毫秒射电星和静止低质量X射线双星的物理学。
Internal mixing and surface abundance of [WC]-CSPN
介绍了近年来在构造缺氢后渐近巨星分支（AGB）星恒星演化模型方面的进展。氢缺乏可以起源于混合和随后的对流燃烧质子在较深的层在热脉冲的后AGB（VLTP）。疏浚单独也可能是负责后AGB星的氢缺乏。AGB上的最后一个热脉冲的模型具有非常小的包层质量，显示出有效的第三次挖掘。包层的氢含量被稀释到足以产生缺氢的后AGB星（AFTP）。此外，单独的疏浚也可能导致H-缺乏再生阶段（LTP）。在第二个AGB阶段的对流包络发展。一个以前未知的锂富集在表面的重生恒星模型可以用来区分对象与不同的后AGB的演变。观测到的C，O和He的丰度比可以重现所有的情况下，如果AGB启动模型，包括超调是用于后AGB模型序列。附录是专门的质子俘获核合成模型的数值方法，在热脉冲期间的氦闪对流区。
The peculiar type Ib supernova 2005bf: explosion of a massive He star with a thin hydrogen envelope?
本文介绍了SN 2005 bf在极大光附近的BVRI测光和光谱。最大阶段是广泛的，发生在2005年5月7日左右，大约40天后的冲击突破。SN 2005 bf的峰值热星等M_{bol} =-18.0 \pm 0.2：虽然这不是特别亮，但它发生的时间明显晚于其他SNe Ibc，这表明SN可能喷射了~0.31 M_{sun}的56 Ni，这比典型的量要多。超新星2005 bf在爆发后25-35天的光谱与Ib型超新星1999 ex和1984 L的光谱非常相似，显示出明显的He I，Fe II，Ca II H & K和近红外三重态天鹅座P线。除最强谱线外，He Ⅰ谱线蓝移<6500 km/s，Fe Ⅱ谱线蓝移7500-8000 km/s。据报道，没有其他超新星Ib的Fe II吸收峰蓝移超过He I吸收峰。相对较弱的H-α和非常弱的H-β也可能存在，蓝移约15，000 km/s。我们认为SN 2005 bf是一颗大质量He星的爆炸，可能有氢包层的痕迹。
On the Evolutionary Status of Extremely Hot Helium Stars - are O(He) Stars Successors of RCrB Stars?
95%的恒星都以白矮星的形式结束生命。大约20%的热的后AGB恒星是氢缺乏的。其中大部分是晚期氦壳层闪光的结果，但约10-20%最热的缺氢恒星，即四颗O（He）星的演化状态尚未得到解释。它们可能是RCrB星的长期寻找的热门继任者，迄今尚未确定。如果这被证明是真的，那么第三个后AGB进化序列被揭示，这可能是一个双重简并合并过程的结果。更一般地说，了解合并双退化恒星的细节是在超新星Ia事件的背景下感兴趣的，因此宇宙学。
SwSt 1: an O-rich planetary nebula around a C-rich central star
研究了贫氢富碳[WCL]型中心星HD 167362及其富氧行星状星云（PN）SwSt~1。星云的化学成分可能表明了富碳恒星光谱的近期起源。因此，它的恒星和星云性质可能会进一步了解[WCL]中央恒星类的起源。用程序状态模拟了紫外-红外光谱，发现中心恒星为~ 40 kK，有风和C/O~3，表明存在有效的第三次疏浚。合成的恒星通量分布是用来模拟高密度，紧凑的PN，它具有太阳能的C/O比，仍然笼罩着1200 K和230 K的尘埃壳，并在这里首次报道，在分子氢。虽然看起来C/O比的变化是最近的，但自1895年以来发表的光谱已经被重新检查，没有看到明显的光谱变化。如果发生了一个事件，使它成为一个缺氢的中心恒星，它没有发生在过去的100年。
[WC] and PG1159 Central Stars of Planetary Nebula: the Need for an Alternative to the Born-Again Scenario
行星状星云的缺氢中心星如Wolf-Rayet和PG 1159中心星以及一些弱发射线星主要由氦和碳组成。这种丰度很好地解释了一个场景，一个单一的后AGB恒星经历了最后的氦壳闪光，吸收和燃烧，或简单地稀释，剩余的氢气氛。但是，尽管它成功地匹配了这些恒星的光球丰度，但这种情况面临着几个观测挑战。这里提出了一个二元方案，作为一种更自然的方式来面对一些最严格的观测约束。在这种情况下，在AGB上的一个共同包层期间形成的密近双星中的富氢主星遭受最后的氦壳闪光，这导致了一个缺乏氢的主星，具有一些与观测相匹配的特征。
Supernova 2002ic: the collapse of a stripped-envelope, massive star in a dense medium ?
我们重新审视SN 2002 ic的情况下，最近恢复了关于SNeIa的祖先的辩论后，前所未有的存在氢线稀释SNIa光谱的索赔。作为先前解释的替代方案，我们认为SN 2002 ic实际上是Ic型SN，是一颗失去氢和氦包层的大质量恒星的核心坍缩。在这种情况下，所观察到的与致密的星周物质（CSM）的相互作用是可预测的结果，强烈的质量损失的祖细胞和/或存在的气体丰富的环境。有了这个观点，我们建立了一个充满活力的SNeIc和高度相互作用的SNeIIn之间的联系，并添加一些学分的建议协会的一些SNeIIn伽玛暴。
Diffusive Nuclear Burning on Neutron Star Envelopes
我们计算了具有氢大气层和能够捕获质子的核的潜在储备的中子星（NS）的氢燃烧速率。这种燃烧发生在H的指数抑制扩散尾部，该尾部延伸到包层的更热的深度，在那里质子被迅速捕获。这个过程，我们称之为扩散核燃烧（DNB），可以在短至$10^{2-4}$年的时间尺度上改变NS光球层的氢丰度。在没有扩散的情况下，光球层（$T\approx 10^6 {\rm K}$和$ρ\sim 0.1 {\rm g cm^{-2}}$所在的地方）的氢将持续比哈勃时间长得多的时间。我们的工作影响了对孤立NS表面丰度演化的理解，这对它们的热谱和有效温度-核心温度关系很重要。在本文中，我们计算的总消耗率的核时标，而不是扩散时标控制时的H燃烧速率。直接的应用是毫秒射电望远镜上的氢燃烧和吸积的NS Cen X-4的静止。一旦我们把强$B>10^{12} {\rm G}$磁场的影响考虑进去，我们将把这项工作应用于年轻的射电双星和磁星。
A Comparison of the Interiors of Jupiter and Saturn
木星和土星的内部模型的计算和比较的框架内的三层假设，这依赖于这两个行星包括三个全球均匀的区域：致密的核心，金属氢信封，和分子氢信封的看法。在这个框架内，对核心的质量和丰度的重元素（即元素以外的氢和氦）的限制，通过占测得的引力矩，表面温度，表面氦丰度的不确定性，并推断原太阳氦丰度，状态方程，温度分布和固体/差分内部旋转。
Identification of NeVIII lines in H-deficient (pre-) white dwarfs: a new tool to constrain the temperature of the hottest stars
这是我们第一次在光谱类型为PG 1159的已知最热（Teff> 150，000 K）缺氢（前）白矮星的远紫外光谱中发现NeVIII吸收线。它们起源于光球，可以通过合成的非LTE线轮廓进行匹配。我们还表明，在这些恒星的紫外线和光学发射线的数量可以解释为光球NeVIII功能，而不是迄今为止怀疑，作为沿激波区在恒星风中创建的电离OVIII线。因此，我们认为，在热[WR]型中心恒星的相同的发射线的长期识别是由于超高电离物质（OVII-VIII，CV-VI）必须修改。这些线可以完全归因于热激发的物种（NeVII-VIII，NV，OVI）。在已知最热的富氦白矮星KPD 0005 +5106中也发现了光球NeVIII谱线，其中一些以前也被认为是OVIII谱线。这是一个惊喜，因为必须得出结论，KPD 0005 +5106比迄今为止假设的（Teff = 120，000 K）热得多（Teff = 200，000 K）。这是证实了一个重新评估的HeII线光谱。我们推测，温度高到足以解释神秘的，硬X射线发射（1千电子伏）作为光球起源。
Full evolutionary models for PG1159 stars. Implications for the helium-rich O(He) stars
我们提出了完整的演化计算适合后AGB PG 1159恒星广泛的恒星质量。我们考虑到PG 1159祖先的完整进化阶段从零年龄主序列开始。我们考虑了两种重生的情况下，非常晚的热脉冲（VLTP）和晚热脉冲（LTP），引起氢缺乏的成分。我们的PG 1159轨道的有效温度-重力图中的位置和他们的比较与以前的计算，以及由此产生的表面成分进行了讨论，在一定的长度。我们的研究结果加强了这样一种想法，即在那些PG 1159恒星表面观察到的不同丰度的$^{14}$ N与未检测到的氢是一个迹象，这些恒星的祖先将通过VLTP情节，其中大部分的氢含量的残余物被烧毁，或LTP，其中氢没有燃烧，而是稀释到非常低的表面丰度。基于这些新模型，我们推导出光谱质量的新值。我们讨论了行星状星云的存在和$^{14}$ N丰度之间的相关性，作为另一个指标，$^{14}$ N丰富的对象应该来自VLTP情节，而$^{14}$ N缺乏的应该是一个LTP的结果。最后，我们讨论了一个进化的情况下，可以解释存在的PG 1159恒星异常高的氦丰度和这些恒星和低质量的O（He）星之间可能的进化连接。
Chandra Observations of the Three Most Metal-Deficient Blue Compact Dwarf Galaxies known in the Local Universe, SBS 0335-052, SBS 0335-052W, and I Zw 18
我们提出了一个X射线研究的三个最缺乏金属的蓝色紧凑矮（BCD）星系在本地宇宙中已知的，基于深钱德拉观测SBS 0335-052（0.025太阳丰度），SBS 0335- 052 W（0.02太阳丰度）和I Zw 18（0.02太阳丰度）。所有这三个都被探测到，它们90%以上的X射线发射来自点状源。这些点源的0.5- 10.0keV亮度范围为（1.3-8.5）× 1 e ~（39）erg/s。我们解释它们是单一的或高质量X射线双星的集合，其光度可能已被气体的低金属丰度增强。SBS 0335-052和I Zw 18都有微弱的扩展扩散X射线发射的迹象，可能与两个BCD中可见的超级气泡有关。IZw 18的光谱显示出OVIII类氢发射线。最佳光谱拟合给出了X射线点源中气体的O过剩，相对于太阳为~7倍，或相对于HII区域确定的O丰度为~350倍。
Cooling neutron stars with localized protons
我们分析冷却的中子星，假设存在本地化的质子在其核心的致密区域。选择一个单一的质子定域阈值密度，并调整中子星质量，我们重现了Vela和PSR 0656+14的有效表面温度的观测数据，包括吸积氢包层的存在与否。然而，在这个模型中，为了再现Geminga数据，必须存在微小的氢包层。
Modelling the closest double degenerate system RXJ0806.3+1527 and its decreasing period
在假设5.4 m双星RXJ 0806.3 +1527是由一个低质量的氦白矮星（施主）向其质量更大的白矮星伴星（主伴星）转移质量的前提下，我们认为白矮星是可能的施主，它们是在母巨星的氦核质量仍然很小时发生的共同包层演化的结果（~ 0.2Msun），因此它们被相当大质量的氢包层（~1/100 Msun或更大）包围，并在质子-质子燃烧的支持下生存了很长时间。质量如此低的白矮星的质量转移很可能在氢燃烧阶段开始，并且施主结构将保持由燃烧的壳层主导，直到它失去所有的氢包层并开始转移氦。我们从这些低质量的白矮星模型的质量传递，并显示，捐助者的半径减小，而他们脱落的氢信封。这种半径行为是由于白矮星没有完全简并，对双星的演化有两个重要的影响：1）轨道周期减小，其时间尺度与双星RXJ 0806.3 +1527的周期减小一致; 2）质量转移速率比完全简并的白矮星小约10倍，缓解了与该物体的小X射线光度有关的问题。这种演化描述系统RXJ 0806.3 +1527的可能性也与恒星的光谱中可能存在氢相一致，其确认将成为对模型的测试。
The He abundance in the metal-deficient blue compact dwarf galaxies Tol 1214-277 and Tol 65
我们提出了高质量的凯克望远镜光谱观测的两个缺金属的蓝色紧凑矮（BCD）星系Tol 1214-277和Tol 65。这些数据被用来推导重元素和氦的丰度。我们发现Tol 1214-277和Tol 65的氧丰度是相同的，12+logO/H=7.54+/-0.01，或Zsun/24，尽管这些星系的电离条件不同。这两个星系的氮氧丰度比都是logN/O=-1.64+/-0.02，与其他大多数缺乏金属的BCD处于狭窄的范围内。我们使用五个最强的HeI发射线3889，4471，5876，6678和7065，校正自洽的碰撞和荧光增强机制的强度，并推导出他的丰度。基本的恒星吸收被认为是重要的HeI 4471发射线在两个星系，被较大的Tol 65。当使用三条HeI发射线4471、5876和6678时，Tol 1214-277和Tol 65中的加权He质量分数分别为Y=0.2458+/-0.0039和0.2410+/-0.0050，并且分别为：0.2466+/-0.0043和0.2463+/-0.0057，当排除HeI 4471发射线时。这些值与Izotov及其同事最近对其他最缺金属的BCD中He质量分数的测量非常一致。我们发现，由于基础的HeI恒星吸收线，电离和温度结构的HII区域和碰撞激发的氢发射线的系统不确定性的综合影响可能很小，不超过~2%（误差为2 σ）。我们的结果支持核合成的标准大爆炸模型的有…
Envelope models for the supersoft X-ray emission of V1974 Cyg
本文用氢稳定燃烧的白矮星包层模型模拟了天鹅座V1974的软X射线辐射的演化。从ROSAT观测的结果与我们的包络模型的结果的比较表明，爆发后的新星的演化可以解释为稳定的H-燃烧的0.9 Msun的白矮星与50%的混合度之间的类太阳吸积物质和ONe的简并核心，或1.0 Msun的ONe的白矮星与25%的混合。
HI and CO Observations of Circumnebular Envelopes of Planetary Nebulae
用甚大天线阵对10个致密行星状星云进行了21厘米谱线和连续谱观测。在行星状星云SwSt 1、M3-35和可能的Hu 2 -1中发现了星云周围的氢原子。环星云氢原子的光学深度和电离星云的线性半径之间的负相关的可能性进行了研究，但没有被证明是统计上显着的。本文介绍了用詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜对22个行星状星云的J=2-1CO发射和16个行星状星云的J=3-2CO发射的观测结果。在行星状星云M1-59中检测到J=2-1CO发射，并证实了先前在IC 5117、M1-16和NGC 6302中检测到的CO发射。在行星状星云IC 5117和NGC 6302中检测到J=3-2CO的发射。
Far-UV Spectroscopic Analyses of Four Central Stars of Planetary Nebulae
本文分析了具有强风特征的行星状星云的四颗中心恒星NGC 2371、Abell 78、IC 4776和NGC 1535的远紫外/紫外光谱，并利用高分辨率FUSE（远紫外光谱探测器）数据和HST-STIS和IUE数据，在非LTE线覆盖的球形模型大气中模拟了它们的远紫外和紫外光谱参数。Abell 78是一个缺氢的过渡[WR]-PG 1159天体，我们发现NGC 2371处于同一阶段，都从恒光阶段迁移到白矮星冷却序列，Teff ~= 120 kK，Mdot ~= 5 × 10 ^-8 Msun/yr。NGC 1535是一个“富氢”O（H）CSPN，IC 4776的确切性质是模糊的，尽管它似乎是氦燃烧。这两个天体都位于后AGB演化的常光度分支，Teff ~= 65 kK，Mdot ~= 1 × 10 ^-8 Msun/yr。因此，在我们的样本中代表了PN演化的H-丰富和H-缺乏通道。我们还调查的影响，包括更高的电离阶段的铁（最多FeX）在模型大气计算这些热的物体（通常被忽略在以前的分析），并发现铁是一个有用的诊断恒星参数在某些情况下。所有四个天体的远紫外光谱都显示出在其星周环境中存在热（T ~ 300 K）分子氢的证据。
The Post-Common Envelope and Pre-Cataclysmic Binary PG 1224+309
我们对PG 1224+309进行了广泛的光谱和光度观测，PG 1224+309是一个包含DA白矮星主星和M4+主星的近距离双星。由于M星受到热白矮星的照射，H α线处于发射状态，并且可以看到围绕轨道变化。由H α线的径向速度，我们得到周期P = 0.258689 +/- 0.000004天，半振幅K_H α = 160 +/- 8 km/s。我们估计修正量Delta_K = 21 +/- 2 km/s，其中K_M = K_H α + Delta_K。白矮星的径向速度变化显示出K_WD = 112 +/- 14 km/s的半振幅。白矮星的蓝色光谱与T_eff = 29，300 K和log（g）= 7.38的合成光谱非常吻合。白矮星贡献了4500埃的97%的光，几乎所有的3800埃的蓝光。没有观察到日食。白矮星的质量取决于薄的剩余氢包层的假设质量：0 < M_H <4.0 E-4太阳质量的氢包层质量为0.40 < M_WD < 0.45太阳质量。我们认为，白矮星的质量更接近0.45太阳质量，因此，它似乎是白矮星有一个相对较大的残余氢信封。M星的质量是M_M = 0.28 +/- 0.05太阳质量，倾角是i = 77 +/- 7度。我们简要地讨论了PG 1224+309如何可能被用来约束密近双星演化的理论，以及PG 1224+309本身的过去和未来的历史。这颗恒星既是一颗“后共轨”恒星，…
On mode trapping in pulsating DA white dwarf stars
本文研究了含时元素扩散对不同氢包层厚度的DA白矮星模型模捕获特性的影响。我们的预测进行了比较与标准的假设中的微量元素近似的扩散平衡。我们发现，元素扩散显着削弱了模式捕获起源于模型的外层的存在，即使是薄的氢信封的情况下。
Hydrogen Phases on the Surface of a Strongly Magnetized Neutron Star
一些中子星的最外层可能主要是氢，这是重元素快速引力沉降的结果。这些层直接介导来自恒星的热辐射，并决定X射线/EUV光谱的特征。对于表面温度为$T\lo 10^6$ K，磁场为$B\go 10^{12}$ G的中子星，包层中可以存在各种形式的氢，包括原子、聚合分子和凝聚金属。我们研究了强磁化中子星表面不同氢相在较宽的磁场强度$B$和表面温度$T$范围内的物理性质。根据$B$和$T$的值，外壳可以是非简并气相或简并金属相。对于$T\go 10^5$ K和中等强度的磁场，$B\lo 10^{13}$ G，包络是非简并的，并且随着密度的增加，表面材料逐渐转变为简并的库仑等离子体。对于更高的场强，$B>> 10^{13}$ G，存在一个一级相变从非简并气相到凝聚金属相。随着磁场的增大和温度的降低，金属氢上方饱和蒸汽的柱密度迅速减小。因此，热辐射可以直接从简并的金属氢表面发出。讨论了不同相的表面X射线/EUV发射特性。本文还提出了一个关于中子星表面磁场引起氢核聚变的可能性的单独研究。
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