首页/论文/0711.4565

arXiv 0711.45652007-11-28astro-ph

残骸的质量对于VLTP重生的重要性。对V4334 Sgr和V605 Aql的影响

The importance of the remnant's mass for VLTP born again times. Implications for V4334 Sgr and V605 Aql

Marcelo M. Miller Bertolami, Leandro G. Althaus

备注：: 4 Pages, 2 Figures, 1 Table. Presented at the Third Conference in Hydrogen Deficient Stars, Tubingen, September, 2007
发表信息：: Hydrogen-Deficient Stars ASP Conference Series, Vol. 391, proceedings of the conference held 17-21 September, 2007, p.203

阅读 PDF ↗

arXiv 页面 ↗HTML 原文 ↗

摘要英文摘要相关论文

摘要：

我们提出了数值模拟的非常晚的热脉冲（VLTP）的情况下，范围广泛的残余质量。我们表明，通过考虑不同的可能的残余质量，V4334 Sgr的快速爆发演化（a.k.a. Sakurai's Object）和V605 Aql可以在标准的一维恒星演化模型中重现。重生的时间尺度的二分法被发现，低质量的残留物在几年内发展和更高质量的残留物（M $\hbox{\rlap{\hbox{\lower4pt\hbox{$ \sim $}}}\hbox{$ > $}}$ 0.6 M $_{\odot}$）未能扩大由于氢闪光，因此，在典型的氦壳闪光驱动的重生的时间尺度（$\sim 100$年）。

英文摘要：

We present numerical simulations of the very late thermal pulse (VLTP) scenario for a wide range of remnant masses. We show that, by taking into account the different possible remnant masses, the fast outburst evolution of V4334 Sgr (a.k.a. Sakurai's Object) and V605 Aql can be reproduced within standard 1D stellar evolution models. A dichotomy in the born again timescales is found, with lower mass remnants evolving in a few years and higher mass remnants (M $\hbox{\rlap{\hbox{\lower4pt\hbox{$\sim$}}}\hbox{$>$}}$ 0.6 M$_{\odot}$) failing to expand due to the H-flash and, as a consequence, evolving in timescales typical of He-shell flash driven born agains ($\sim 100$ yr).

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。

阅读原文

阅读 PDF ↗

arXiv 页面 ↗HTML 原文 ↗

本文内容

摘要英文摘要相关论文

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。

继续探索

相关论文

重生（VLTP）情景的重新审视：残留物的质量和对V4334 Sgr的影响

The born again (VLTP) scenario revisited: The mass of the remnants and implications for V4334 Sgr

我们提出了1-D数值模拟的非常晚的热脉冲（VLTP）的情况下，范围广泛的残余质量。我们表明，通过考虑不同的可能的残余质量，观察到的V4334 Sgr（a.k.a. Sakurai's Object）可以在标准的1D-MLT恒星演化模型中重现，而不包括任何$ad-hoc$降低的混合效率。我们的模拟暗示了与目前对V4334 Sgr的观测一致的图像。从能量学，并在标准的MLT方法，我们表明，低质量的残留物\hbox{($M\lesssim0.6$\msun)}预计表现出显着不同，比高质量的残留物\hbox{($M\gtrsim0.6$\msun)}在这个意义上说，后者预计不会扩大显着的暴力H-燃烧的结果，发生在VLTP。我们还评估了不同作者通过比较VLTP事件中氢燃烧所释放的能量所获得的重生时间的差异。

2007-06-06astro-ph

“再一次”核心V605的祖先及其与其年轻双胞胎V4334 Sgr的关系

The progenitor of the 'born-again' core V605 Aql and the relation to its younger twin V4334 Sgr

通过对V605 Aql周围PN A58的研究，导出了它在最后一个氦闪光脉冲前的性质。我们的光谱数据的光致电离模型，加上一个新的距离估计和更仔细地看在复合时间尺度导致一个一致的模型。比较我们的研究结果与唯一的氢贫双胞胎，即樱井的对象，我们的结论是，这些双胞胎再次对象有正常的PNE核心质量。我们能够证明V605 Aql确实是，类似于V4332 Sgr，一个非常晚的热脉冲对象，并把约束的演变时间尺度的过渡回到AGB。

2004-06-23astro-ph

造父变星的红外线长基线干涉测量距离。七颗银河系造父变星的VINCI/VLTI观测

Cepheid distances from infrared long-baseline interferometry - I. VINCI/VLTI observations of seven Galactic Cepheids

我们报告的角直径测量七个经典造父变星（X Sgr，eta Aql，W Sgr，zeta Gem，beta Dor，Y Oph和L Car），我们已经获得了与VINCI仪器，安装在ESO的VLT干涉仪（VLTI）。我们还提出了重新处理的档案数据获得的FLUOR/IOTA仪器zeta宝石，为了提高我们的观测相位覆盖。我们获得了LD（X Sgr）= 1.471 +/- 0.033 mas，LD（eta Aql）= 1.839 +/- 0.028 mas，LD（W Sgr）= 1.312 +/-0.029 mas，LD（η Aql）= 1.471 +/-0.033 mas的平均肢体暗角直径值。（β Dor）= 1.891 +/- 0.024质量，LD（zeta Gem）=1.747 +/- 0.061质量，LD（Y Oph）= 1.437 +/- 0.040质量和LD（L Car）= 2.988 +/- 0.012质量。对于其中的四颗恒星（eta Aql，W Sgr，beta Dor和L Car），我们检测到它们角直径的脉动变化。这使我们能够使用Baade-Wesselink方法的修改版本直接计算它们的距离：d（eta Aql）= 276 [+55 -38] pc，d（W Sgr）= 379 [+216 -130] pc，d（beta Dor）= 345 [+175 -80] pc，d（L…

2003-12-09astro-ph

樱井天体（V4334 Sgr）光电离的起始

The onset of photoionization in Sakurai's Object (V4334 Sgr)

我们调查的再加热的甚晚热脉冲（VLTP）对象V4334 Sgr（樱井的对象）使用无线电观测从甚大阵列，和光谱获得的甚大望远镜。我们发现在5和8 GHz的无线电通量突然上升-从2005年2月的<= 90 micro-Jy和80 +/- 30 micro-Jy到2006年6月的320 micro-Jy和280 micro-Jy。光学谱线发射也在发展，但发射谱线正在衰落。光学线发射和早期射电通量归因于1998年左右发生的快速激波（而不是之前报道的光电离）。衰减是由于冲击后冷却和复合。最近无线电通量的快速增加是碳的光电离开始于2005年左右的证据。目前的结果表明，恒星温度在2006年增加到12 kK。VLTP喷发喷出的物质M_ej >= 1 e-4 Msol，但也可能高达1 e-2 Msol，这主要取决于喷发的距离和聚集因子。我们得出的距离在1.8和5 kpc之间。高质量损失可能会暴露氦层，并产生与[WC]和PG 1159恒星相容的丰度。

2007-06-26astro-ph

V605 Aql中的氦闪：快速运动中PNe演化和壳层形成

ate helium flash in V605 Aql: PNe evolution and shell formation in quick motion

“再次”PNe V605 Aql（A58）和V4344 Sgr（Sakurai）为我们提供了难得的机会来“实时”跟踪壳的形成和风的建立。高的碳丰度，以及由此产生的高粉尘形成率，增强了这些机制。这样，时间尺度就缩短了。我在这里提供的数据给出了在ESO NTT（2002年8月）获得的V605 Aql及其旧行星状星云（PN）A58的新观测结果的快速浏览。

2002-09-20astro-ph

樱井星（V4334 Sgr）和其他（V）LTP天体的实时演化

The Real-Time Evolution of Sakurai's Star (V4334 Sgr) and other (V)LTP Objects

我们报告的进展，我们正在进行的活动，以监测VLTP对象V4334 Sgr和V605 Aql的演变，以及可疑的（V）LTP对象CK Vul。与我们之前在2004年的观测相比，V4334 Sgr没有显示出电离增强的迹象。我们获得了V605 Aql的第一个无线电探测，表明自1987年以来无线电通量强烈增加。我们还介绍了CK Vul的第一次无线电探测，并讨论了1670年事件期间喷出的物质的膨胀。

2006-05-05astro-ph

更多相关论文收起更多论文

V4334 Sgr的尘壳模型

Modeling the Dust Shell of V4334 Sgr

行星状星云PN G010.4+04.4的中心恒星V4334 Sgr（樱井新星）在1995-1996年经历了一次非常晚的氦闪光。它只是现代天文学时代的两个事件之一（第二个事件是V605 Aql = Nova Aql 1919）。所有其他这类突出的物体都起源于几千年前的事件（例如A30，A78）。因此，只能为这些对象建模快照。V4334 Sgr首次允许从一开始就动态考虑灰尘壳的形成。我们在这里提出了一个模型，它是能够描述完整的光度行为的对象，包括精细结构的光学光变曲线的下降在头两年的质量损失和尘埃形成。

2001-05-08astro-ph

V605 Aql：樱井的对象的老孪生子

V605 Aql: The Older Twin of Sakurai's Object

利用VLT/FORS 2获得了最后一颗氦壳闪光（FF）星V605 Aql的新光谱，它的亮度在1919年达到峰值。新的模型表明，这颗恒星正在经历一个非常晚的热脉冲。从一颗冷的发光巨星到一颗紧凑的热恒星的演化只需要几年的时间。V605 Aql是行星状星云（PN）A58的中心恒星，从1921年的T $_{eff}\sim$ 5000 K演化到今天的$\sim$ 95,000 K。1996年出现的新FF星Sakurai's Object（V4334 Sgr）的丰度与80年前的V605 Aql相似，类似于氦含量为98%、碳含量为1%的缺氢型北冕座R星（RCB）。新的光谱显示，V605 Aql的恒星丰度与PNe的Wolf-Rayet [WC]中心星相似，其中He约为55%，C约为40%。虽然V605 Aql没有被直接探测到，但它的恒星光谱仍然可以被看到。因此，我们可能会看到散射在一个厚厚的尘埃环面边缘周围的光的光谱。在V605 Aql目前的演变状态下，我们可能会看到樱井的对象不太遥远的未来。

2006-06-12astro-ph

V4334 Sgr（Sakurai's Nova）：距离问题

V4334 Sgr (Sakurai's Nova): The Distance Problem

行星状星云PN G010.4+04.4的中心恒星V4334 Sgr（樱井新星）在1995-1996年经历了一次非常晚的氦闪光。它代表了现代天文学时代两个这样的事件之一（第二个事件是V605 Aql = Nova Aql 1919）。所有其他这类突出的物体都起源于几千年前发生的事件（例如A30，A78）。因此，恒星演化理论对模拟过去四年中获得的详细观测结果特别感兴趣。这些模型基本上依赖于基本的恒星参数，如有效温度，表面重力和恒星半径。它们中的大多数强烈地依赖于到物体的假定距离。一些模型可能会对这个参数给出一些约束，但大多数模型都依赖于假设作为输入参数。因此，确定一个可靠的距离是相当重要的，这应该通过模型，给我们的下限和上限，或通过独立于模型的手段来获得。利用目前所能得到的各种测定方法，详细评述了银河系前景消光系数E（B-V）= 0.75+/-0.05，距离D =2.0（-0.6;+1.0）kpc。

2001-05-08astro-ph

V4334 Sgr（樱井天体）的光学测光

Optical photometry of V4334 Sgr (Sakurai's Object)

描述了末级氦闪天体V4334 Sgr从1994年到2000年的光学光度演化。上升到光学最大值（1994 - 1996）的特征是颜色指数的持续增加，表明一个缓慢膨胀，冷却的假光球。这个光球在1997年变得静止。在接下来的几年里，该天体经历了强度越来越大的亮度下降，这与R CrB星的“红色衰退”相似。V4334 Sgr的衰落比R CrB星的亮度下降更引人注目：目前，只有1/100000的可见光到达观测者。大多数辐射被尘埃包层吸收，并以红外线形式重新辐射。2000年的稀疏光学数据表明，遮蔽的强度不再增加。V4334 Sgr的光变曲线类似于1919年爆发的最后一个氦闪光天体V605 Aql。

2001-02-20astro-ph

V4334 Sgr（樱井物语）的兴衰

The rise and fall of V4334 Sgr (Sakurai's Object)

本文介绍了1997 - 1999年期间对最后一个氦闪光天体V4334 Sgr（樱井天体）进行的CCD UBVRi测光，并绘制了从发现前上升到尘埃遮蔽阶段的光变曲线。光学光变曲线可分为四个阶段，上升到最大值，最大值，尘埃开始，和大量的尘埃壳阶段。颜色指数一般随时间增加，首先是因为光球膨胀和冷却，后来是因为尘埃形成事件。1996 - 1999年的能量分布表明，红外波长辐射的能量越来越多。在1996年，红外线过剩可能是由恒星风中的自由-自由辐射造成的。最迟从1997年或1998年开始，碳尘埃颗粒是造成光学辐射越来越大幅度减少和红外过剩越来越大的原因。它在1998 - 1999年的光度行为模仿了R CrB变星的“红衰”，然而，其幅度比在R CrB星中观测到的任何衰落都要极端。有证据表明，一个完整的尘埃壳已形成周围V4334 Sgr。因此，它与形成尘埃的经典新星有相似之处，尽管演化速度要慢20倍。它的亮度在1996年至1998年间增加了4倍。最后一个氦闪天体FG Sge、V605 Aql和V4334 Sgr的时间尺度比较表明，观测到的光度和光谱特征是相似的，而V4334 Sgr是迄今为止发展最快的天体。

2000-01-31astro-ph

经典新星的一个普遍衰减规律。II。GK英仙座1901和2005年的新星

A Universal Decline Law of Classical Novae. II. GK Persei 1901 and Novae in 2005

光学和红外线-曲线的经典新星是近似同源的各种白矮星（WD）的质量和化学成分时，自由-自由发射的光学薄喷出物占主导地位的连续通量的新星。这样一个同源模板光变曲线被称为“普适衰减定律”。“光变曲线的时间尺度强烈地依赖于WD的质量，但对化学成分的依赖很弱，所以我们能够从光变曲线拟合中粗略地估计WD的质量。我们已经将普遍的衰减定律应用于老新星GK Persei 1901和2005年爆发的最近新星。估计的WD质量为GK Per的1.15 M_sun，这与从轨道速度变化确定的WD质量的中心值一致。2005年10颗新星的WD质量也估计为1.05M太阳（V2361 Cyg），1.15 M_sun（V382 Nor），1.2 M_sun（V5115 Sgr），0.7 M_太阳（V378系列），0.9 M_太阳（V5116 Sgr），1.25 M_sun（V1188 Sco）、0.7 M_sun（V1047 Cen）、0.95 M_sun（V476 Sct）、0.95 M_sun（V1663 Aql）和1.30 M_sun（V477 Sct），在± 0.1 M_sun的粗略精度内。在2005年的十颗新星中，有四颗（V382 Nor，V5115 Sgr，V1188 Sco和V477 Sct）可能是O-Ne-Mg WD上的氖新星。每个WD质量弱地依赖于化学组成（特别是质量重量中的氢含量X），即，6颗CO新…

2007-02-21astro-ph