On the origin of white dwarfs with carbon-dominated atmospheres: the case of H1504+65
我们探索不同的演化方案来解释在H1504+65中观察到的氦缺乏，H1504 +65是已知质量最大的PG 1159恒星。我们主要集中在这种可能性，这颗恒星可能是质量损失后不久，再次通过[WCL]阶段的后续演变。这种可能性是由樱井的对象中广泛的质量损失事件的最新观测证据支持，并且与最近的发现一致，即这种质量损失导致PG 1159模型具有薄的富氦包层和大的周期变化率，正如脉动恒星PG 1159 -035所要求的那样。我们通过考虑不同的质量损失率的历史计算后出生的大规模序列的再次演变。我们的研究结果表明，在再生后的演化过程中，静止风不能完全消除富氦包层，从而解释在H1504+65中观察到的氦缺乏。在樱井和[WCL]阶段的定常风最多只能去除一半的包层，这些包层在再次燃烧阶段的剧烈氢燃烧中幸存下来。根据我们的研究结果，最近提出的进化联系再次恒星--> H1504+65 -->白矮星与富碳大气是难以维持的，除非整个富氦的信封可以在樱井阶段的非静止质量损失事件喷出。
2008-11-25 astro-ph
New Constraints on the Composition of Jupiter from Galileo Measurements and Interior Models
利用伽利略测量的木星大气中氦的丰度和内部模型再现观测到的外部引力场，我们得到了新的约束的组成和结构的行星。我们的结论是，除了氦在金属内部比在分子包层中更丰富之外，木星可能是均匀的（没有核心），或者可能有一个中心致密的核心，最大可达12个地球质量。重元素的质量分数在金属包层中小于太阳值的7.5倍，在分子包层中在1到7.2倍之间。除了氢和氦之外，行星中的元素总量在11到45个地球质量之间。
1997-07-17 astro-ph
Gamma Ray Burst progenitors - a case for helium star mergers
近年来，伽马射线暴（GRB）的研究主要集中在揭示爆发机制的本质和寻找GRB的起源。提出了几种类型的伽玛暴的祖细胞。最有希望的天体是双星、致密双星、氦星合并和最近讨论的超新星。本文考虑了四种可能的伽玛暴的双星祖先：双中子星（NS-NS）、黑洞中子星（BH-NS）、黑洞白矮星（BH-WD）合并和氦星合并（He-BH）。氦星合并是一个紧凑的物体进入一个有氦核的巨星的包层的共同包层演化的可能结果。使用人口合成，我们计算的双祖星的数量，并表明BH-WD和氦星合并占主导地位的建议的双祖星的人口。通过比较不同双星并合星系在其诞生星系周围的分布，以及它们的宿主星系中GRB余辉的局部化，发现只有氦并合可能是产生GRB余辉的原因，而NS-NS、BH-NS和BH-WD系统则不可能是GRB的祖先。假设所有的伽玛暴都来自氦星并合，并将氦星并合的数目与观测到的BATSE伽玛暴率进行比较，我们可以得出伽玛暴准直度的上限为4度。
2000-11-08 astro-ph
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。
1999-07-28 astro-ph
Overluminous Blue Horizontal Branch Stars Formed by Low Mass Companions
我们构建了一个推测的情况下，旋转诱导的额外氦混合的信封水平分支（HB）的明星。这种情况与以前的情况不同，因为混合发生在恒星离开红巨星分支（RGB）之后。我们跟踪了一颗低金属丰度恒星从RGB到HB的演化过程，并研究了核包边界区域的密度分布和半径。在从RGB到HB的过渡中，包络在尺寸上收缩两个数量级，并且核心膨胀，使得RGB上的任何不可忽略的旋转将导致核心-包络边界处的强旋转剪切。对于RGB上存在的不可忽略的旋转，恒星必须由在其包络内螺旋的伴星旋转（常见的包络演化）。我们推测，剪切不稳定性的HB可能混合富氦的核心材料的信封。HB上的浅密度分布不太可能阻止混合。如前所述，额外的氦混合可以解释在某些球状星团中发现的过亮蓝色HB星。虽然是推测性的，这项研究支持的想法，存在的低质量的同伴，从行星到低质量的主序星，影响恒星的演化，并可以解释的颜色星等（赫兹斯普朗罗素）图的球状星团的一些性质。也就是说，低质量的伴星可能是球状星团所谓的“第二参数”的一个组成部分。
2007-01-26 astro-ph
Mixing, Enhanced Helium and Blue Tails in Globular Clusters
我们研究了球状星团中前氦闪红巨星的包层氦丰度增加的后果。比较预测与CM图的几个关键的GC，人们发现没有证据表明，这些集群的HB成员的表面氦含量的大幅增加，至少在RR天琴座区域或接近它的对象。最奇特的巨人属于渐近巨星分支的可能性进行了讨论。氦闪光延迟的后果进行了简要的研究。
2000-12-15 astro-ph
A New Formation Mechanism for the Hottest Horizontal-Branch Stars
红巨星分支上质量损失非常大的恒星可以在白矮星冷却曲线下降时经历氦闪。在这些条件下，闪速对流区将把氢包层与热的氦燃烧核心混合起来.这样的"闪光混合“恒星将带着富含氦和碳的包层到达极端水平分支（EHB），并且将处于比最热的典型恒星更高的温度（即，未混合）EHB星。闪速混合提供了一个新的进化通道，人口的热端的EHB和可能解释的起源，高重力，富氦的sdO和sdB星。
2002-07-16 astro-ph
Helium Mixing in Globular Cluster Stars
在球状星团红巨星中观测到的丰度变化表明，这些恒星可能将氦从氢壳层向外混合到包层中，这可能是内部旋转的结果。我们已经调查的影响，这样的氦混合的红巨星支（RGB）和水平支（HB）阶段通过计算一些非典型的进化序列不同的假设混合深度和质量损失率。我们发现，氦混合模型在RGB阶段发展到更高的光度，因此失去了更多的质量比他们的典型同行。这种增强的质量损失与氦混合模型的更高的包层氦丰度一起产生了明显更蓝和更亮的HB形态。因此，氦混合可以模拟年龄作为第二个参数，并可以减少来自HB和主序列关闭之间的光度差异的贫金属球状星团的年龄。氦的混合也可能导致更大的RR型Lyrics周期偏移和RR型Lyrics光度-金属丰度关系的更陡的斜率，如果混合在低金属丰度更广泛，如所观察到的丰度变化。我们讨论了氦混合的其他一些主题，包括低重力的蓝色HB星，极端HB星的起源，和sdO星的演化状态的影响。各种各样的观测测试，以测试这种氦混合的情况。
1997-08-18 astro-ph
The Role of Helium Stars in the Formation of Double Neutron Stars
为了研究双中子星系统的形成，我们计算了60个由质量范围为2.5- 6 Msun的氦星和1.4Msun的中子星伴星组成的模型双星系统的演化，轨道周期为0.09 - 2天，对应于从氦主序开始到核内碳燃烧点燃后的罗氏瓣溢出。我们还研究了通过长期不稳定性，延迟动力学不稳定性，以及物质填充中子星洛希瓣的结果，演化成一个共同的包络相。某些氦星中子星双星在最后一次质量转移阶段（动力学稳定或不稳定的质量转移阶段）的存活导致了极短周期双中子星系统的形成（P<~ 0.1d）。此外，我们发现，在整个计算的质量范围内的系统可以演变成一个共同的包络相，这取决于在开始的质量转移的轨道周期。临界轨道周期一般随M_He的增加而增加，在此周期以下，共包线演化发生。此外，在低氦星质量（~ 2.6-3.3Msun）下，轨道周期为0.1-0.5天的系统可能会在短时间内出现共同的包络相。短周期双中子星的存在增加了地面引力波探测器对螺旋事件的预测探测率，并影响了它们在宿主星系中的合并位置及其作为伽马射线暴祖先的可能作用。我们使用一组人口合成计算和调查的DNS人口的轨道性质的质量转移结果的影响。
2003-07-13 astro-ph
Helium Star/Black Hole Mergers: a New Gamma-Ray Burst Model
我们提出了一个伽马射线暴的模型，其中一个恒星质量的黑洞通过与它的红巨星伴星的氦核合并而获得一个巨大的吸积盘。黑洞进入氦核之前，它或它的中子星祖先首先经历一个共同的包层阶段，将它带进氢包层。最后几个太阳质量的氦的吸积发生在大约一分钟的时间尺度上，并提供大约10^51 - 10^52 erg/s的中微子光度。沿着旋转轴的0.01%至0.1%效率的中微子湮灭然后产生电子-正电子对和辐射（总共约10 $^{50}$ erg）的重子加载火球，其与星周物质的光束和相对论相互作用使得GRB（例如，Rees & Meszaros 1992）。如果能通过与圆盘的磁相互作用从黑洞的转动能中提取能量，则可以大大增加有用能量。这样的事件发生的速率应该与合并中子星和黑洞中子星对的速率相当，并且可能是长的复杂伽玛暴的原因，但不是短的硬伽玛暴。
1998-05-24 astro-ph
Can pulsating PG1159 stars place constraints on the occurrence of core overshooting?
本文旨在探讨前白矮星祖先恒星中心氦燃烧过程中的过冲对PG 1159恒星脉动性质的影响。为此，我们遵循完整的演化中间质量白矮星的祖先从零年龄的主序列通过热脉冲和再循环阶段的域的PG 1159星。我们的研究结果表明，这些热脉动星的周期间隔中存在的模式捕获功能可能是由于碳氧核心的结构。我们特别发现，为了得到足够的核心结构与观测要求相一致，在中央氦燃烧过程中的过冲事件的发生是必要的。这一结论对于我们详细的进化计算所预测的厚氦包层是有效的。如果包层厚度明显更小，则堆芯过冲的发生将更难以从与包层过渡区相关的影响中解脱出来。
2005-07-11 astro-ph
Radiation-Pressure Ejection of Planetary Nebulae in Asymptotic-Giant- Branch Stars
我们研究了在渐近巨星支（AGB）星的氦壳层闪光中辐射压力可能触发行星状星云（PN）喷射的可能性。我们发现，在闪光过程中的氢信封的基础上向外通量将达到爱丁顿极限时，信封质量下降到一个临界值，这取决于核心的质量和组成。这些结果可能有助于解释在麦哲伦云中发现的氦燃烧PN核。
1999-09-28 astro-ph
A New Evolutionary Path to Type Ia Supernovae: Helium-Rich Super-Soft X-Ray Source Channel
我们发现了一个新的演化路径Ia型超新星（SNe Ia）已被忽视在以前的工作。在这个假设中，一颗碳氧白矮星（C+O WD）不是起源于一颗拥有C+O核心的渐近巨星分支星，而是起源于一颗拥有$\sim 0.8-2.0 M_\odot$氦核心的红巨星。氦星是在第一次共同包层演化之后形成的，它演化为一个C+O WD $\sim 0.8-1.1 M_\odot$，并将一部分氦包层转移到次级主序星上。这条新的进化路径，加上质量吸积的白矮星产生的光学厚风，为超新星Ia提供了比以前更宽的通道。一部分的祖先系统被确定为发光的超软X射线源或像U Sco这样的复发新星，其特征是富氦物质的吸积。这颗白矮星以临界速率从一颗充满叶瓣、稍微进化的伴星上吸积富含氢、氦增强的物质，并将多余的物质随风吹散。这颗白矮星的质量增长到了克拉塞卡质量极限，并爆炸成为超新星Ia。理论估计表明，这个通道在我们银河系中的Ia型超新星的推断速率中占了相当大的一部分，即，这个速率比先前对有轻微进化伴星的白矮星的理论估计大约大10倍。
1999-02-21 astro-ph
Long Gamma-Ray Burst Progenitors: Boundary Conditions and Binary Models
观测到的长伽马射线暴（LGRB）与奇特的Ic型超新星的关联支持了Woosley的超新星/超新星模型，其中GRB是由大质量恒星的快速旋转核心坍缩成黑洞产生的。LGRB与小型恒星形成星系的关联表明，低金属丰度是大质量恒星演化到巨恒星阶段的条件。完全混合的单星模型和双星模型都是可能的。在双星模型中，伽马射线暴的前身是一颗大质量的氦星和一颗近伴星。我们发现，在核心氦燃烧的潮汐同步达到一个很短的时间尺度（不到几千年）。然而，在随后的演化阶段，强烈的核-壳耦合可能会排除氦星与主序星的同伴作为超新星/伽玛暴的祖先。另一方面，氦星与中子星或黑洞伴星组成的密近双星，尽管在氦燃烧后的阶段有很强的核壳耦合，仍然可以保持足够的核角动量来产生超新星/伽玛暴。
2007-04-04 astro-ph
The Origin of Hot Subluminous Horizontal-Branch Stars in Omega Centauri and NGC 2808
位于极水平分支（EHB）下方0.7等的热亚亮恒星出现在欧米茄Cen和NGC 2808的紫外色等图中。这样的恒星是无法用经典HB理论解释的。为了探索这些亚发光恒星的起源，我们演化了一组低质量的恒星从主序星通过氦核闪光的HB沿红巨星分支（RGB）的质量损失范围很广。质量损失最大的恒星在核心点燃氦之前会从RGB演化到高有效温度。我们的研究结果表明，如果这些恒星在白矮星冷却曲线上经历了晚期氦核闪光，则可以解释NGC 2808的亚发光EHB恒星以及EHB内的间隙。在这些条件下，闪速对流将渗透到恒星的包层中，从而将大部分（如果不是全部的话）的包层氢混合到热氦燃烧的内部。这种现象类似于在氦壳层闪光很晚的时候产生缺氢恒星的“再次”情景。“闪速混合”极大地提高了包层氦和碳的丰度，结果导致HB有效温度的突然增加。我们认为，NGC 2808中的EHB间隙是由理论上预测的HB形态的二分法引起的。使用新的氦和碳丰富的恒星大气，我们表明，闪光混合星有相同的减少紫外线通量的亚发光EHB星。此外，我们证明，没有闪光混合的模型谎言，最多，约0.1等EHB以下，因此无法解释的意见。闪速混合也可能为产生高重力、富氦的sdO和sdB星提供一个新的演化通道。
2002-03-05 astro-ph
A New Estimation of Mass Accumulation Efficiency in Helium Shell Flashes toward Type Ia Supernova Explosions
我们计算了氦壳层闪光过程中的质量积累效率，以检验碳氧白矮星（C+O WD）是否增长到克拉塞卡质量极限而引发Ia型超新星爆炸。经常有人认为明亮的超软X射线源和共生星是Ia超新星的祖先。在这样的系统中，C+O WD从伴星吸积富氢物质，并在其表面稳定地燃烧氢。WD在富氢包层下形成氦层，并经历周期性的氦壳闪光。利用OPAL不透明度，我们重新分析了1.3 M_ \odot C+O WD上氦壳层闪光的一个完整周期，证实了WD的氦包层膨胀产生强风。一部分积聚的物质被风吹走了。当-7.3 < \log \dot M <-5.9时，质量积累效率为η_{He} = -0.175（\log \dot M + 5.35）^2 + 1.05，其中质量积累速率\dot M的单位为M_ \odot yr^{-1}。在相对高的质量吸积率中，如最近的超新星Ia祖先模型所预期的，质量积累效率足够大，使得C+O WD增长到克拉塞卡质量，即，当\log \dot M =-6.3时，η_{He} = 0.9;当\log \dot M =-7.0时，η_{He}=0.57。风的速度（\sim 1000 km/s）比双星的轨道速度（< 300 km/s）快得多，因此风不能被伴星的运动进一步加速。
1999-01-08 astro-ph
Helium accreting CO white dwarfs with rotation: helium novae instead of double detonation
提出了氦吸积碳氧白矮星的演化模型，其中考虑了角动量吸积引起的吸积星自旋上升、旋转引起的化学混合和旋转能量耗散的影响.初始质量为0.6 Msun和0.8 Msun，并且富氦物质的吸积速率为10^{-8} Msun/年的几倍，这是Ia型超新星亚克拉塞卡质量祖先的典型情况。研究发现，吸积白矮星中的氦包层在差速旋转的旋起层中受到摩擦的有效加热。因此，氦点燃更早，在更少的简并条件下相比，相应的非旋转的情况下。因此，氦爆炸可能会被避免，这对Ia型超新星的亚克拉塞卡质量祖星方案提出了质疑。我们讨论了我们的研究结果的演变氦星加上白矮星双星系统作为可能的祖先经常性氦新星。
2004-02-12 astro-ph
Formation of the binary pulsars J1141-6545 and B2023+46
PSR J1141-6545和PSR B2303+46似乎都包含一颗在中子星之前形成的白矮星。我们描述了一个进化的途径来产生这两个系统。在这种情况下，主星把它的包层转移到次级星上，后者是两颗恒星中质量较大的一颗，而且质量确实足够大，后来通过超新星产生中子星。主星的核心产生一颗巨大的白矮星，当次级星演化出主星序时，白矮星与次级星的核心进入一个共同的包层。在共同的包层阶段，白矮星和次级螺旋的核心在包层被喷射时一起。PSR J1141-6545和PSR B2303+46的进化历史在此阶段之后有所不同。在PSR J1141- 6545的例子中，次级恒星（现在是一颗氦星）演化成接触，将其包层转移到白矮星上。我们认为，绝大多数这种物质实际上是从系统中喷射出来的。次级的残余物然后爆炸成为超新星，产生中子星。一般来说，白矮星和中子星将保持紧密的，往往是偏心的，类似PSR J1141-6545的系统。这些系统将在相对较短的时间尺度内螺旋式地合并，并可能对伽马射线暴祖先的数量做出重大贡献。在PSR B2303+46中，氦星次级恒星和白矮星从未接触过。相反，氦星通过风失去了它的外壳，这稍微增加了双星的分离。当中子星形成时，只有一小部分这样的系统会保持束缚（因为系统更宽）。那些被分裂的系统将产生大量高速的白矮星和中子星。
2002-04-30 astro-ph
Axi-symmetric Models of B[e] Supergiants: I. The Effective Temperature and Mass-loss Dependence of the Hydrogen and Helium Ionization Structure
我们计算了B[e]包层中的氢和氦电离，并探讨了它们对质量损失和有效温度的依赖性。我们还提出了模拟观测的H α发射线和C IV 1550的双重，并研究它们的行为。本文报道了我们正在进行的B[e]超巨星研究的第一个结果，并在自洽数值模拟中提供了最重要元素电离的一瞥。我们新开发的二维恒星大气程序，ASTAROTH，用于数值模拟。该代码自洽地解决了连续辐射，非LTE水平的人口，和电子温度轴对称恒星信封。观察到的配置文件进行了计算的辅助程序独立开发的ASTAROTH。在我们的所有模型中，除了一个模型之外，H仍然完全电离。由于从激发态电离，得到H中性盘比以前的分析计算要困难得多。在两极附近，电离在所有模型中都很高，而氦在赤道地区重新结合，但我们的质量损失率最低。虽然模型参数没有被调整以提供对任何特定恒星的拟合，但理论轮廓显示了R126轮廓中的一些特征。这些包括部分解析的双峰轮廓的H α，和弱发射与UV C IV共振线。
2007-12-06 astro-ph
The evolution of helium white dwarfs: II. Thermal instabilities
我们计算了具有氦核的白矮星的演化模型网格，并研究了由于CNO循环引起的不稳定氢燃烧引起的氢壳闪光的发生。我们的计算表明，这种热不稳定性被限制在一定的质量范围内（M=0.21…0.30Msun），与早期研究一致。在这个质量范围内的模型经历的氢壳闪光越多，它们的质量就越小。这是由于包层质量对白矮星核心质量的强烈依赖造成的。闪光期间氢燃烧产生的最大亮度约为10^5 Lsun。由于脉冲驱动的对流区的发展，其上边界暂时达到表面层，包层的氢含量减少了德尔塔（X）=0.06每闪光。我们的研究进一步表明，一个额外的高质量损失插曲在闪光驱动的洛希叶溢出到白矮星的同伴不影响最终的冷却行为的模型。与氢壳层闪光无关，沿最终白矮星冷却分支的演化是由氢通过pp反应燃烧到低至8000 K的有效温度所决定的。
1999-08-14 astro-ph
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。
2005-07-18 astro-ph
The late stages of evolution of helium star-neutron star binaries and the formation of double neutron star systems
为了了解双中子星的形成，我们研究了质量为2.8 - 6.4 Msun的氦星与1.4 Msun中子星伴星的双星系统演化的晚期阶段。我们发现2.8 - 3.3Msun氦星和3.3 - 3.8Msun在很近的轨道（P_orb > 0.25d）的质量转移将由于对流氦包层的发展而以共包层（CE）和螺旋进入相结束。如果中子星有足够的时间在核心坍缩之前完成螺旋过程，系统将产生非常紧凑的DNSs（P_orb ~ 0.01d），合并时间尺度为100万年或更短，这些系统将对GWR的探测率和对GRB祖先的理解产生重要影响。另一方面，如果爆炸前的剩余时间短于轨道衰变时间尺度，系统将在CE阶段经历SN爆炸。质量为3.3 - 3.8 Msun的氦星在较宽的轨道上（P_orb > 0.25d）和质量大于3.8 Msun的氦星不经历CE演化。这些大质量氦星的残余物是周期在0.1 - 1 d范围内的DNS。这表明这个质量范围包括了轨道接近的星系DNS的祖先（B1913+16和B1534+12）。脉冲星的伴星诞生时，最小反冲速度为70 km/s和0 km/s（分别为B1913+16和B1534+12）。具有较宽轨道的DNS（J1518+4904，可能还有J1811-1736）是由避免RLOF的氦星-中子星双星产生的，其中氦星的质量大于2.5 Msun。对于这些系统，最小反冲速度为50 km/s和10 km/s（分别为…
2003-06-03 astro-ph
The Infrared Evolution of Sakurai's Object
红外光谱学和光度学揭示了樱井天体从1996年到现在的显着演变。从1996年到1998年，观测到一个冷却的、富含碳的光球光谱。相当大的变化发生在1998年作为连续红由于吸收和发射的新形成的尘埃位于光球。此外，一个强大的和广泛的氦1.083 $μ$ m P天鹅座线的发展，标志着加速的外层信封的材料高达1000公里的速度$^{-1}$。与此同时，中心恒星的光球层保持静止。到了1999年，光球层几乎完全被尘埃遮蔽，氦发射线是1-5 $μ$ m波段中唯一可探测到的光谱特征。在2000年，尘埃的排放变得更加占主导地位，因为包层继续膨胀和冷却，氦线减弱。
2001-02-02 astro-ph
Origin of the early-type R stars: a binary-merger solution to a century-old problem?
早期的R型恒星是富碳的K型巨星。它们在C12、C13和N14中的含量都得到了增强，具有近似太阳的氧、镁同位素、s-过程和铁丰度，具有核心氦燃烧星的光度，不是快速旋转星，是银河系厚盘的成员，最特别的是，它们都是单星。传统的单星恒星演化模型无法解释这样的恒星，但双星系统的合并已经被提出来解释它们的起源。我们已经合成了双星群体，以计算合并的恒星的数量与氦核心，这可能是早期的R星。我们发现了许多可能的进化途径。其中最常见的是氦白矮星与燃烧氢的红巨星分支星在共同的包层阶段合并，然后在旋转的核心中氦闪光，将碳混合到表面。所有的通道加在一起给出的早期R星比我们最近的依巴谷观测所需的多十倍-我们讨论哪些通道可能是真正的早期R星，哪些不是。我们第一次构建了一个可行的早期R星模型，我们可以用它来测试我们的一些想法，关于巨星的共同信封演变，恒星合并，旋转，氦闪光和早期R星的起源。
2007-05-07 astro-ph
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。
2006-06-23 astro-ph
Revised analysis of the supersoft X-ray phase, helium enrichment, and turn-off time in the 2000 outburst of recurrent nova CI Aquilae
在2001年5月之前，天鹰座CI新星已经进入了最后的衰退阶段，大约在光学极大值之后的300天，显示出在周期性新星中演化最慢的。根据热核逃逸模型的光学厚风质量损失理论，我们估算了CI Aql 2000爆发的关闭时间。2000年11月至2001年3月，在一次持续150天的发光超软X射线源阶段之后，于2001年3月下旬完成。用1917年和2000年的爆发拟合理论光变曲线，得到白矮星的质量为M_{WD} = 1.2 \pm 0.05 M_（\sun），包层的氦丰度为He/H = 0.5，在光学最大值时WD上富氢包层的质量为Δ M_{max} = 8.0 × 10^{-6} M_ \sun，在1917 - 2000年爆发之间的平静期，平均质量吸积速率为\dot M_{acc} = 1.0 × 10^{-7} M_ \sun /yr。利用这些得到的值，我们一致地再现了平静期以及两次爆发的光变曲线。我们还讨论了CI Aql在未来是否会爆炸为Ia型超新星的可能性。
2002-10-28 astro-ph
Subluminous B Stars and Progenitors of Helium Core White Dwarfs
亚亮B（sdB）星可能是由稳定的洛希瓣溢出或密近双星系统中的共同包层抛射产生的。伴星要么是低质量的主序星，要么是白矮星。我们讨论了这样的系统的sdB星的质量测定和报告发现的明亮的附近的sdB星，HD 188112，是一个非常低的质量（0.23太阳质量）的近距离双星系统。从质量函数可以明显看出，伴星是一个质量至少为0.72太阳质量的致密天体。sdB HD 188112的质量太低，不足以演化成C/O白矮星，但它可能是氦核白矮星的祖先。
2002-12-20 astro-ph
The polarization effects of radiation from magnetized envelopes and extended accretion structures
给出了磁化球形光学厚包层和光学薄包层线偏振的数值计算结果。给出了利用观测到的偏振度和位置角的谱分布区分磁化光学薄包层和光学厚包层的方法。数值计算的结果被用来分析OB和WR星、具有黑洞候选者的X射线双星（天鹅座X-1，SS 433）和超新星的偏振观测。所开发的方法允许估计上述对象的磁场强度。
2004-06-16 astro-ph
Investigations of Pointwise Ignition of Helium Deflagrations on Neutron Stars
我们着眼于非旋转中子星的吸积燃料层中局部温度扰动的传播。吸积燃料层底部的压力很大，材料只是部分退化。任何温度扰动和由此产生的压力梯度将导致燃料层中的材料的巨大加速度（横向和垂直）。如果这种燃料的燃烧不能比扰动的传播更快地进行，那么局部燃烧就不能发生，而且很可能点火必须在整个包层内同时进行。本文对中子星氦大气中温度扰动的传播进行了多维模拟。
2002-11-14 astro-ph
Instabilities and Mixing in SN 1993J
采用二维流体动力学模拟方法研究了SN 1993 J爆炸过程中的瑞利-泰勒（R-T）不稳定性。研究发现，混合的程度是敏感的祖的核心质量和包络质量。由于氦核质量（3 - 4 \ms）小于SN 1987 A，He/C+O界面处的R-T不稳定性发展导致氦核中大规模混合，而H/He界面处的不稳定性由于包层质量小而相对较弱。预测的丰度分布，特别是量的\ni ~混合，进行比较与那些所需的理论光变曲线和后期的时间光谱。这使我们能够详细地确定SN 1993 J的祖先。
1997-01-15 astro-ph
Origin of multiple stellar populations in globular clusters and their helium enrichment
提出的各种方案的起源的多个，氦丰富的人口在大规模的球状星团的关键相比，相关的约束性意见。在既存恒星吸积富氦物质、大质量AGB恒星或快速旋转大质量恒星喷出物形成恒星、以及第三星族恒星污染的情况下，只有AGB选项似乎是可行的。从外流盘中吸积或恒星形成将导致氦丰度的扩散，从而无法产生独特的、化学上均匀的子种群，如星团$ω$ Cen和NGC 2808中的子种群。第三星族恒星的污染将无法产生选择性地富含氦的子星族，但保持相同的重元素丰度。尽管如此，有人认为，要使AGB选项发挥作用，应该满足两个条件：i）AGB恒星经历热底部燃烧过程（即，那些比$\sim 3 \msun$更大的星系团）在到达AGB时应该迅速地喷射出它们的包层，因此只经历了几个三分之一的疏浚事件，和ii）具有多个氦富集群体的星系团应该是更大质量系统的残余物，例如有核矮星系，正如人们普遍认为的那样。
2008-08-29 astro-ph
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。
2006-11-03 astro-ph
In Beam Tests of Implanted Helium Targets
用低能（约20、40或100 keV）的强（几μ A）氦束制备了由3，4 He注入薄铝箔（约100、200或600 ug/cm ^2）组成的靶。通过穿过12 mm直径的钽准直器的光束光栅以垂直方向0.1 Hz和水平方向1 Hz的速率实现注入的均匀性。由于SRIM代码对射程的估计过低，氦注入到非常薄（约80-100 μ g/cm ^2）的铝箔中未能产生有用的靶（仅保留约10%的氦）。另一方面，观察到Northcliffe和Shilling预测的铝中低能氦离子的范围以及NIST在线列表过高估计了铝中低能氦离子的范围。还尝试通过注入第二个更深的层来增加氦的量，但它没有显著增加氦含量超过起泡极限（约6 x 10^17氦/cm ^2）。注入的目标被轰击与中等强度的4 He和16 O束的50-100粒子nA。用1.0和2.5MeV质子束和15.0MeV氧束反冲氦的卢瑟福背散射研究了轰击前、轰击中和轰击后氦的含量和分布。我们观察到的氦含量和配置文件是非常稳定的，即使经过长时间的轰击（长达两天）与中等强度的16 O或4 He束。氦注入薄（铝）箔是一个很好的选择薄氦靶所需的，例如，用于测量的3 he（a，g）7 Be反应和相关的S34天体物理截面因子（S因子）。
2006-08-16 astro-ph nucl-ex physics.ins-det
Discrete Self-Similarity Between RR Lyrae Stars And Singly-Excited Helium Atoms
被称为天琴座RR型的经典变星具有由激发原子组成的脉动外层。在这里，我们表明，定性和定量性质的RR Lyrant变量和它们的原子尺度成分的一个子类：单激发氦原子经历里德伯态之间的转换，共享一个显着程度的自相似性。在质量，半径，振荡周期，形态和运动学的恒星和原子的类似物服从一个简单的离散自相似标度方程组。恒星/原子自相似性的概念可能会被证明是有用的，在搜索更深入地了解恒星和原子系统。
2008-03-29 astro-ph nlin.CD physics.atom-ph
