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。
2001-02-08 astro-ph
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。
2007-11-07 astro-ph
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。
2004-07-16 astro-ph
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。
2005-03-08 astro-ph
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。
2002-09-28 astro-ph
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。
2003-11-17 astro-ph
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。
2005-01-31 astro-ph
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。
2007-03-16 astro-ph
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。
2006-03-09 astro-ph
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。
1998-09-16 astro-ph
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。
2007-12-20 astro-ph
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。
1999-12-16 astro-ph
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。
2004-10-28 astro-ph
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。
2001-08-14 astro-ph
[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。
2007-11-15 astro-ph
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。
2007-09-02 astro-ph
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。
2006-03-31 astro-ph
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。
2004-01-19 astro-ph
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…
2001-09-17 astro-ph
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。
2004-03-10 astro-ph
High-gravity central stars
NLTE光谱分析的高重力中心恒星的最先进的模式大气技术的手段提供有关的先驱AGB星的信息。缺氢的后AGB星允许研究壳层间物质，这显然是在恒星表面展出。我们总结了最近的结果，从成像，光谱学和分光偏振。
2006-07-11 astro-ph
A stellar endgame -- the born-again Sakurai's object
这颗恒星的表面化学成分显示，它缺氢，富碳，富含轻s过程元素。1996年5月和10月的光谱表明，随着Li，Sr，Y和Zr丰度的增加，表面氢丰度在5个月内减少了0.7 dex。丰度的变化与恒星是一个快速发展的“再次”AGB恒星经历最后的He壳闪光的假设一致，类似于FG Sge。10月的C^12/C^13比值非常低，也表明氢的摄入。根据化学成分，樱井的物体类似于R Coronae Borealis（R CrB）恒星。
1997-04-01 astro-ph
Helium recombination spectra as temperature diagnostics for planetary nebulae
由\ion{He}{1}复合线比率导出的电子温度，命名为$T_{\rm e}$（\ion{He}{1}），给出了48个行星状星云（PNe）的电子温度。我们研究了星云内部温度波动对$T_{\rm e}$（\ion{He}{1}）值的影响。我们表明，比较$T_{\rm e}$（\ion{He}{1}）和从\ion{H}{1}复合谱的巴耳末跳跃导出的电子温度，命名为$T_{\rm e}$（\ion{H}{1}），提供了区分具有温度和密度变化的化学均匀等离子体的范例的机会，以及一个双丰度星云模型，其中氢缺乏物质嵌入"正常“化学成分的扩散气体中（即$\sim$太阳），作为从碰撞激发线推导出的丰度与从复合线推导出的丰度之间的二分法的可能原因。我们发现，$T_{\rm e}$（\ion{He}{1}）值显著低于$T_{\rm e}$（\ion{H}{1}）值，平均差值为$<T_{\rm e}$（\ion{H}{1}）- $T_{\rm e}$（\ion{He}{1}）$>=4000$ K。这一结果与双丰度星云模型的预期一致，但与温度波动和/或密度不均匀性的预测相反。从观测到的$T_{\rm e}$（\ion{He}{1}）和$T_{\rm e}$（\ion{H}{1}）之间的差异，我们估计缺氢组分的填充因子具有典型值$10^{-4}$。尽管它的质量小，缺氢夹杂物的存在可能有潜在的深远影响，在增强…
2005-01-10 astro-ph
Hot DQ White Dwarf Stars: A New Challenge to Stellar Evolution
我们报告发现了一类新的缺氢恒星：白矮星，其大气主要由碳组成，几乎没有氢或氦的痕迹。我们的分析表明，这些恒星的大气参数不符合目前已知的任何理论的后渐近巨星分支（AGB）的演变令人满意，虽然这些对象可能是独特的和广泛研究的PG 1159恒星H1504+65较冷的部分。这些恒星与H1504+65一起，可能会形成一个新的演化后AGB序列。
2007-11-21 astro-ph
Extreme helium stars: non-LTE matters Helium and hydrogen spectra of the unique objects V652 Her and HD144941
对低质量缺氢（超）巨星（所谓的极端氦星）的定量分析迄今面临两个主要困难。首先，理论无法完整地再现所观察到的氦线，包括机翼和线芯。第二，一个普遍的不匹配存在的有效温度来自电离平衡和光谱能量分布。在这里，我们演示了如何使用最先进的非LTE线形成这些化学奇特的对象来解决这个问题。详细讨论了两个独特的高重力B型天体：脉动变星V652 Her和贫金属星HD 144941。在第一种情况下，已发布的LTE分析中的大气参数基本上得到了恢复，在另一种情况下，发现了系统性的偏移。氢丰度系统性地小于之前报道的值，最多为2倍。极端氦星是氦的非LTE模型原子的重要实验平台。改进的非LTE计算表明，假设LTE或基于较旧的非LTE模型原子的分析可以预测等效宽度，特别是HeI 10830A跃迁，误差高达3倍。
2005-10-03 astro-ph
Formation of Low-Mass X-ray Binaries. I. Constraints on Hydrogen-Rich Donors at the Onset of the X-ray Phase
我们确定和量化的一组限制，中子星正常星双星必须满足，以成为可观测的LMXB。这些约束条件与（i）供体的热和流体静力学平衡，（ii）传质过程保守的程度，以及（iii）系统的年龄有关。他们将潜在LMXB的参数空间划分为几个不同的部分，其中在传质开始时实际成为LMXB的部分仅占一小部分。其余的，许多成为不稳定的动态时间尺度的质量传递无论是在开始或稍后的过程中的质量传递，并进入共同的包络演变。其他的经历了超爱丁顿质量转移，但最终可能幸存下来成为LMXB。这些幸存者可以说包括轨道周期超过$100$ \，d的毫秒双星、缺氢供体的超短周期LMXB和巨供体的长周期LMXB。
1995-08-17 astro-ph
FUSE spectroscopy of PG1159 Stars
PG 1159星是热的缺氢后AGB星，有效温度在75000 K到200000 K之间。这些恒星可能是在它们第一次从AGB下降时发生的氦壳闪光的结果。氢的缺乏是由闪光引起的信封混合和燃烧的H在更深的区域。现在，在恒星表面可以看到以前的壳层间物质。因此，恒星大气层的金属丰度与太阳值大不相同。我们的样本包括10颗PG 1159恒星，有效温度在85000 K和170000 K之间。我们目前的第一个结果，我们的光谱分析的基础上获得的FUV光谱与远紫外光谱探测器（FUSE）。
2004-11-12 astro-ph
Stability of helium accretion discs in ultracompact binaries
超致密X射线双星（UCXB）中吸积中子星的伴星是缺氢的。它们的氦或C/O吸积盘受到强烈的X射线照射。化学成分和辐照都决定了盘在热和粘性扰动下的稳定性。在较短的周期，UCXB是持久的，而较长周期的系统大多是瞬态的。为了理解这种行为，必须推导出X射线辐照贫氢吸积盘的稳定性准则。我们使用修改和更新版本的Dubus等。代码描述时间依赖的照射吸积盘周围紧凑的对象。我们得到了相关的稳定性标准，并将结果与观察到的UCXB性质进行了比较。虽然UCXB的稳定性行为的一般趋势与盘不稳定性模型的预测一致，但在少数情况下，理论预测与系统观测特性的不一致性很弱，足以归因于观测和/或理论的不确定性。两个系统可能需要在施主星中存在一定量的氢。
2008-05-23 astro-ph
Visual Observability of the Cassiopeia A Supernova
一般认为，产生仙后座A超新星遗迹的爆炸是由一颗缺氢恒星的核心坍缩造成的。一个失去了所有氢包层和部分氦包层的祖先将导致具有Ic型超新星光学特性的爆炸。有证据表明，如果不是普遍的协议，弗拉姆斯蒂德观察到的Cas A超新星作为一个六等对象在1680年8月。如果一个在Cas A的位置和距离上具有典型SNIc光变曲线的爆发在1679-1680年的冬天达到最大光度，那么它在当时的位置不适合目视观测，因为它的上顶点将在白天发生，而在8月，在峰值光度之后的170-200天，它将是一颗6等星。
2007-11-26 astro-ph
A photoionization modeling study of 30 Doradus: the case for small-scale chemical inhomogeneity
建立了巨HII区30 Doradus的光电离模型，并在黑体或CoStar SED下对可用的UV，光学，IR（ISO）和射电光谱进行了分析。化学均匀的模型显示非常小的均方根电子温度波动，并未能再现星云的重元素光学复合线（ORL）光谱。双丰度模型结合小规模的化学不均匀性的形式的H-缺乏的夹杂物，在压力平衡与正常组成的环境气体，提供了一个更好的适合所观察到的重元素ORL和其他星云线，而大多数光谱特征是令人满意的占。内含物的质量约占总气体质量的2%，比周围星云的温度低2-3倍，密度也高2 - 3倍。它们的O/H丰度比比在正常组成气体中大~0.9 dex，并且具有典型的质量分数X = 0.687，Y = 0.273和Z = 0.040。发现氦在包裹体中的含量与氢一样少，而比Ne重的元素，如S和Ar，很可能以类似于O的比例增加。这表明，假设的缺氢包体可能产生于部分混合的物质，这是核合成处理的超新星事件与气体的正常LMC组成。注意的是，在H-缺乏夹杂物的存在下，在HII区氦丰度的测定的偏见。有人认为，这些结果提供了证据不完全的小规模混合的ISM。在HII地区的丰度不均匀性的存在的情况下，检查在ISM中的均匀化的过程中，根据目前的理论考虑。
2005-09-15 astro-ph
Spectral modeling of gaseous metal disks around DAZ white dwarfs
我们报告我们的第一个非LTE建模的气体金属盘周围的单个DAZ白矮星最近发现的Gaensicke等人。我们假设一个由钙和氢组成的开普勒旋转粘性盘环，计算了详细的垂直结构和出射光谱。我们发现，所观察到的红外CaII发射三重态可以与位于R=1.2 R_sun的缺氢气体环，潮汐破裂半径内，Teff约6000 K和低表面质量密度约0.3 g/cm**2。一个具有这种密度的圆盘，从中心的白矮星向外延伸到R=1.2 R_sun，其总质量为7 × 10**21 g，相当于一颗直径约为160 km的小行星。
2008-09-30 astro-ph
Modelling of the spectra and atmospheres of evolved stars
本文讨论了化学奇特星的模型大气和光谱能量分布的计算方法和结果。模型计算时遇到的特殊问题，特别考虑到计算模型大气的M和C-巨星，和氢缺乏的恒星。我们提出了一些计算模型大气樱井的对象，巨人的球状星团，和C-巨星。
2006-06-11 astro-ph
The discovery of the "21" micron and "30" micron emission features in Planetary Nebulae with Wolf-Rayet central stars
我们报道了在贫氢恒星HD 826和HD 158269周围的行星状星云中发现的“21”微米和“30”微米特征。已知这些特征的载体是在富碳恒星周围的外流中产生的。这一发现表明，这些星云中的大部分尘埃是在这些恒星的大气层变得贫氢之前的富碳阶段产生的。这是第一次在行星状星云中发现“21”微米的特征。它表明，一旦形成，它的载体可以在星云的形成和暴露于热中心恒星的紫外线辐射中幸存下来。这意味着“21”微米特征的载体不是瞬时的：特征的缺失对其载体的生产设置了限制。
2001-09-10 astro-ph
Light and heavy metal abundances in hot central stars of planetary nebulae
我们提出了新的结果，从我们的光谱分析非常热的中心恒星取得的最后一次国际天文学联合会行星状星云在堪培拉举行的2001年。这些分析主要基于哈勃空间望远镜和远紫外光谱探测器进行的紫外和远紫外光谱分析，也基于甚大望远镜和其他观测站进行的地面观测。我们报告的温度，重力和丰度测定的CNO元素的富氢中心恒星。在许多缺氢的中心恒星（光谱类型PG 1159）中，我们发现了特殊的氖和氟线，这是第一次在任何天体物理学物体中观察到。他们的分析有力地证实了这样一种观点，即这些恒星表现出的壳层间物质是后期氦壳闪光的结果。
2005-08-03 astro-ph
CO bands in V4334 Sgr (Sakurai's Object): the 12C/13C ratio
我们提出了一个高分辨率（R ~ 30000）的红外光谱的V4334 Sgr（樱井的对象）周围的第一泛音CO波段，在1998年7月获得的分析结果。12 CO和13 CO带是很好的解决，我们计算合成缺氢模型大气光谱，以确定12 C/13 C的比例。我们发现12 C/13 C ~ 4 +/-1，这与V4334 Sgr作为一个经历了非常晚的热脉冲的天体的解释是一致的。
2004-02-26 astro-ph
The massive binary companion star to the progenitor of supernova 1993J
这颗大质量恒星经历了核心坍缩，产生了SN 1993 J，在爆炸前拍摄的星系M81的图像中被确定为一颗不变的红超巨星。然而，恒星源在紫外线和B波段显示出过量的颜色，这表明它要么有一个热的，大质量的伴星，要么嵌入在一个未解决的年轻恒星协会中。SN 1993 J的光谱经历了富氢II型超新星和富氦（缺氢）Ib型超新星之间的显着转变。光谱和光度的特殊性是由模型来解释的，在模型中，13-20太阳质量的超巨星几乎失去了它的整个氢包层，变成了一个近距离的双星伴星。双星系统是目前最适合产生IIb型超新星的模型，然而，到目前为止，假设的大质量伴星还没有被发现。在这里，我们报告的结果，新的光度和光谱观测SN 1993 J，10年后爆炸。在暗SN的位置，我们探测到一颗大质量恒星的明确信号，它是母星的伴星。这是证据表明，这种类型的SN起源于相互作用的双星系统。
2004-01-08 astro-ph
Molecular hydrogen in damped Ly-alpha systems: clues to interstellar physics at high-redshift
为了解释阻尼Ly-alpha系统（DLAs）和子DLAs的H2（分子氢）类星体吸收线观测，我们将它们的H2丰度建模为尘气比的函数，包括H2自屏蔽和尘埃对解离光子的消光。然后，我们约束气体的物理状态，通过使用H2数据。利用DLA的H2激发数据和H2探测数据，我们得出气体密度1.5 < log n [cm^-3] < 2.5，温度1.5 < log T [K] < 3，内部紫外辐射场（以银河值为单位）0.5 < log x < 1.5。然后，我们发现，所观察到的分子分数和样品的尘气比之间的关系自然地解释了上述条件。然而，缺乏H2的DLAs和H2分数小于~ 10^-6的亚DLAs仍可能处于更扩散和更温暖的状态。内部紫外辐射场的有效光解解释了当κ< 1/30（κ是尘埃与气体的比值，单位为银河值）时观测到的极小的H2分数（< 10^-6）;当κ> 1/30时，H2的自屏蔽导致了H2丰度的快速增加和大的变化。最后，我们提出了一个独立的方法来估计恒星形成率的DLAs从H2丰度，这样的利率，然后严格比较来自其他提出的方法。DLAs对宇宙恒星形成历史的贡献的影响进行了简要的讨论。
2004-11-10 astro-ph
A Near-Solar Metallicity, Nitrogen-Deficient Lyman Limit Absorber Associated with two S0 Galaxies
利用FUSE记录的亮类星体PHL 1811的紫外光谱和STIS上的E140 M组态，我们确定了一个Lyman极限系统中各种原子的丰度，z = 0.0809，logN（HI）= 17.98.相当多的氢可能以电离形式存在，因为当与它们各自的太阳丰度比相比时，C II、Si II、S II和Fe II的丰度与O I的丰度相比非常大。我们在含氢气体中测定的[O/H] = -0.19表明，对于河外类星体吸收系统来说，气体的化学富集度异常高。然而，这种物质的氮丰度非常低，[N/O] <-0.59，表明在这种富集过程中，可能没有足够的时间让次生氮从低质量和中等质量的恒星中产生。在早期的研究中，我们发现了两个星系，它们的红移几乎与这个吸收系统相同，并且从视线中位移了34和87千秒差距。ACS在HST上记录的r波段图像表明这些是S 0星系。这两个星系中的一个或两个可能是气体的来源，这些气体可能是在快速风中被驱逐的，通过潮汐剥离，或通过冲压压力剥离。从类星体的图像中减去ACS点扩散函数，可以发现在类星体的强光下存在一个正面的螺旋星系;虽然这个星系可能是莱曼极限吸收的原因，但类星体与星系中心的精确对齐表明螺旋星系是类星体的宿主。
2005-01-21 astro-ph
The Element Abundances in Bare Planetary Nebula Central Stars and the Shell Burning in AGB Stars
我们回顾了光谱型为[WC]和PG 1159的极热缺氢后AGB星的观测性质。它们的氢缺乏可能是由（非常）晚期的氦壳闪光或AGB最后的热脉冲引起的，暴露了通常隐藏在氢壳层之下的恒星内部区域。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。我们总结了最新的恒星演化模型，模拟AGB的演变和晚He壳层闪光的发生。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。未来的工作可以有助于一个更完整的图片在AGB星的核过程。
2005-12-13 astro-ph
Integral field spectroscopy of planetary nebulae: mapping the line diagnostics and hydrogen-poor zones with VLT FLAMES
（摘要）提供了使用VLT FLAMES Argus IFU通过光学积分场光谱法对银河系PNe进行首次专门研究的结果。利用11.5“× 7.2”的Argus阵列对三个典型的星系盘PNe进行了成像：在亚弧秒分辨率下获得了NGC 5882、6153和7009的二维光谱图，每个目标有297个空间像元，在396.4-507.8 nm范围内获得了297个光谱。空间分辨的发射线和星云的物理性质的地图制作。氦、双电离碳和氧的丰度来自光学复合线（ORL），而O^2+的丰度也来自碰撞激发线（CEL）。丰度差异问题的研究是通过绘制PNe面上O^2+的ORL/CEL丰度比（丰度差异因子; ADF）来进行的。ADF在目标之间变化，并且在NGC 6153的情况下，目标内的位置也达到~40的值。ADF与几何距离的核，以及与[O III]电子温度，等离子体电离状态和其他物理性质的相关性建立。在所有的情况下，发现在天空的平面中的温度波动参数的非常小的值。有人认为，这些结果提供了进一步的证据，在典型的PNe的一个独特的星云组成部分组成的氢缺乏等离子体的存在。在C II和C II ORL丰度诊断中，包含这一假定成分的区域表现为约2个空间像素的起伏;任何相关结构的物理尺寸都应小于~1000天文单位。我们建议，拱星盘，阿贝尔30型结，或螺旋型彗星球状体可能参与。
2008-02-06 astro-ph
