Collisional Plasma Models with APEC/APED: Emission Line Diagnostics of Hydrogen-like and Helium-like Ions
新的X射线天文台（钱德拉和XMM-牛顿）提供了丰富的高分辨率X射线光谱，其中氢和氦离子通常是强特征。我们目前的结果，从一个新的碰撞辐射等离子体代码，天体物理等离子体发射代码（APEC），它使用原子数据的同伴天体物理等离子体发射数据库（APED）计算光谱模型热等离子体。APED包含必要的原子数据，如碰撞和辐射率，复合截面，双电子复合率，和卫星线波长。我们比较亚太经合组织的结果，其他等离子体代码的氢和氦样诊断，并测试我们的结果的灵敏度，包括在模型中的水平的数量。我们发现，双电子复合到高（n=6-10）主量子数的类氢离子影响一些类氦线比从低位（n=2）的转变。
2001-06-26 astro-ph
Collisional excitation of hydrogen and the determination of the primordial helium abundance from H II regions
本文研究了氢谱线的碰撞增强对低金属丰度区氦丰度的影响。为此，我们建立了一个网格的光电离模型相关的巨型\hii地区的蓝色紧凑星系的分析。我们表明，碰撞激发的影响上的Halpha/Hbeta比可以是相当重要的（高达8%以上）。这种效应对氦质量分数的测定的影响已被跟踪的四个低金属含量的蓝色紧凑星系的凯克光谱是可用的，这是最好的对象之一，为追求的银河系前氦丰度。我们发现，考虑到氢的碰撞激发的影响，结果在向上校正的氦质量分数Y高达5%。然而，结合其他系统的影响，通常不考虑在确定低金属丰度星系的氦丰度，由此产生的不确定性应该小得多。
2001-09-17 astro-ph
Freeze-out Effects in Hydrogen and Helium Lines of SN 1987A at the Early Photospheric Epoch
我们建立了SN 1987 A光球期大气电离、激发和能量平衡的含时模型，用以研究氢、氦谱线的早期行为。电离冻结效应在第一个月产生强H-α和在第1.76天产生He I 5876 A散射线中起着关键作用。利用氢分子与其离子之间的扩展反应网络表明，离子-分子过程可能是波鸿事件时期H-α分布中蓝色峰的原因。
2002-09-18 astro-ph
Diagnostics of active and eruptive prominences through hydrogen and helium lines modelling
在这项研究中，我们展示了如何氢和氦线建模可以用来诊断活动和喷发的连续性。这项工作的动机之一是确定日珥激活和爆发期间的物理条件。氢线和氦线是探测日珥结构不同部分和推断等离子体参数的关键。然而，对观测结果的解释，无论是光谱还是成像，都不是直截了当的。它们的共振线是光学厚的，并且由于来自太阳盘的强入射辐射，日珥等离子体处于局部热力学平衡之外。考虑到日珥等离子体径向流动时入射辐射的位移，在日珥诊断中考虑速度场是必要的。因此，我们需要研究日珥等离子体的径向运动对氢线和氦线的影响。我们所用的方法是解决氢和氦线在局部热力学平衡之外的辐射转移问题。我们研究了H和He谱线积分强度随日珥等离子体径向速度的变化。我们可以证实，存在合适的线，可用于诊断的等离子体在活跃和爆发的速度场的存在下的双折射。
2008-04-29 astro-ph
The Ratio of Helium- to Hydrogen-Atmosphere White Dwarfs: Direct Evidence for Convective Mixing
我们确定的氦-氢-大气层的白矮星星的比例作为有效温度的函数从模型大气分析的红外光度数据从2微米全天巡天结合可用的视觉星等。我们的研究超越了任何以前的这种分析，无论是在Teff测定的准确性，以及样本的大小。我们观察到，在Teff = 15，000 K和10，000 K之间，白矮星的氦-氢-大气之比从约0.25的恒定值逐渐增加到10，000> Teff > 8000 K范围内的两倍大的值，这表明当氢对流区的底部到达下面的对流氦包层时发生的对流混合，负责这个逐渐过渡。将我们的结果与用来描述这种对流混合过程的近似模型进行比较，表明在Teff ~ 30，000 K附近，大约15%的从DA到DB转变的DA星的氢质量层在log M_H/M_tot = -10到-8的范围内，其余的可能有更多的质量层，高于log M_H/M_tot ~-6。
2007-10-04 astro-ph
Cool helium-rich white dwarfs from the Hamburg/ESO Survey
我们对汉堡/ESO巡天中发现的40颗冷富氦白矮星进行了分析。它们之所以被选中进行后续光谱学研究，是因为它们的U-B色低于-0.18，没有强吸收线，并且具有类似于类星体的连续体形状。单个恒星的有效温度是通过拟合接近纯氦和少量氢混合物的模型大气来确定的。作为选择标准的结果，除了一个样本星之外，所有样本星的Teff都低于20000 K。四颗恒星在光谱中清楚地显示出氦和氢的谱线。在另外三个的光谱中，可以检测到氦，氢和金属线。对于这些恒星，氢和金属的丰度也通过拟合含有这些元素的适当模型大气来确定。七颗样本恒星很可能有富氦的大气层，但没有显示任何氦线。它们要么具有无特征的光谱，要么显示钙线。
2000-10-16 astro-ph
Cooling curves and initial models for low-mass white dwarfs (<0.25 Msun) with helium core
本文详细计算了低质量氦白矮星的演化过程。这些白矮星（毫秒双星的光学伴星）是通过长期的低质量双星演化形成的。从洛希瓣脱离后，热氦核有一个相当厚的氢层，质量在0.01到0.06 $~M_\odot $之间。由于核心和外壳之间的混合，表面氢含量为0.5至0.35，取决于重元素（Z）的初始值和初始次级质量。我们发现，我们的计算模型的大多数经验一个或两个氢壳闪光。我们发现，氢壳层闪光发生的氦矮星的质量取决于化学成分。发生氢闪的最小氦白矮星质量为0.213 $~M_\odot $（Z=0.003）、0.198 $~M_\odot $（Z=0.01）、0.192 $~M_\odot $（Z=0.02）或0.183 $~M_\odot $（Z=0.03）。闪光的持续时间（与化学成分无关）在几个$\times 10^6 $年到几个$\times 10^7 $年之间。在几次闪光中，白矮星的半径会增加很多，迫使模型再次充满它的洛希瓣。我们的计算表明，氦白矮星的冷却历史与氢层的厚度密切相关。我们表明，从一个冷却白矮星与暂时稳定的氢燃烧壳的冷却白矮星，几乎所有的剩余氢都失去了在几个热闪光（通过罗氏瓣溢出）之间发生的过渡0.183-0.213 $~M_\odot $（取决于重元素值）。
2000-02-11 astro-ph
An Instability in the Radiative Ionization of Atomic Hydrogen/Helium Gas
我们表明，光电离的气体的原子氢和氦的线辐射的能量略高于氦单电离阈值的过程是不稳定的，如果氦分数的数量小于约一半。然而，在我们这里考虑的两种情况下，基于宇宙学再电离的衰变暗物质（DDM）模型，没有显著的增长。在第一种情况下，我们认为电离和复合近似处于平衡状态。这与高光子通量率和早期再电离有关，但在这种情况下，加热被康普顿冷却平衡，这是非常稳定的。在第二种情况下，我们忽略重组。这与低光子通量率或再电离的最后阶段有关。在这种情况下，在宇宙学时间尺度上的增长太少，以至于不重要。
1996-04-14 astro-ph
On the Dissociation Equilibrium of H2 in Very Cool, Helium-Rich White Dwarf Atmospheres
我们研究了$\rm H_2$在非常冷的富氦白矮星大气中的离解平衡。本文给出了氢分子在稠密氦介质中离解的非理想化学平衡解。我们发现，在光球的冷白矮星的$T_{\rm eff}\rm=4000 K$，非理想性的结果增加了分子氢的摩尔分数的一个因素，$\sim 10$，相比于平衡值的理想气体。这使$\rm H_{2}-He$ CIA的不透明度增加了一个数量级，并将影响对非常冷的富氦白矮星中氢丰度的测定。
2005-12-09 astro-ph
Extragalactic Abundances of Hydrogen, Deuterium and Helium: New Steps, Missteps and Next Steps
对类星体吸收体中氘丰度的估计进行了评述，包括作者发表的错误声明的简要说明和氢污染问题的简要回顾。由此得出结论，原始丰度可能是普适的，其值$(D/H)_P\approx 10^{-4}$约为标准大爆炸中的$Ω_B h_{0.7}^2\approx 0.02$或$η_{10}\approx 2.7$的2倍。这与目前对原始氦的限制，$Y_P\le 0.243$，这是令人惊讶的恒星富集模型不敏感。它也同意表中的重子的总密度的总和，在观察到的组件。低得多的原始氘（$\approx 2\times 10^{-5}$）也是可能的，但与目前估计的氦丰度不一致;在这种情况下，较大的重子密度更符合莱曼- $α$森林的现有模型，但需要大部分重子以某种目前未计数的形式存在。
1997-12-02 astro-ph
Plasma diagnostic of a solar prominence from hydrogen and helium resonance lines
我们提出的第一个比较的配置文件的H et He共振线SUMER观察到的理论配置文件计算与我们的非LTE辐射转移代码。我们使用H I Lyman-beta、H I Lyman-beta和He I 584 A线。我们的代码使我们能够获得的等离子体参数的连续性结合多线，多元素的一组观察。日珥核心的等离子体温度约为8600 K，压力为0.03达因/厘米^2。Ly-beta线形成于更高的温度区域（超过11000 K）。
2006-09-23 astro-ph
The Evolution of Helium and Hydrogen Ionization Corrections as HII Regions Age
在低金属丰度、河外、HII区域观测到的氦和氢复合线提供了用于推断原始氦质量分数Y_P的数据。在从观测中推导丰度时，通常假定不存在对看不见的中性氦或氢的校正;即，电离校正因子取为1（ICF = 1）。在之前的一篇论文（VGS）中，我们重新讨论了icf的问题，确认了一个“反向”电离校正：icf < 1。在VGS中，icf是使用更接近真实的非均匀HII区域模型计算的，这表明Y_P的公布值需要减少0.003数量级。随着星团年龄的增长，它们的恒星光谱也会发生变化，它们的icf也会发生变化。这里研究了icf的演化，以及两种交替的辐射光谱“硬度”的测量方法。还探讨了辐射约束和物质约束模型的icf之间的差异，以及He/H比对icf的影响（因为He和H竞争一些相同的电离光子）。特别注意的是双电离氦的预测量，导致我们建议，观察，或界限，他++可能有助于区分不同年龄和光谱的星爆电离的HII地区的模型。我们将我们的分析应用于Izotov & Thuan（IT）数据集，利用辐射软度参数，[OIII]/[OI]比，以及He++的存在或不存在，以找到0.95 < icf < 0.99。这表明，原始氦丰度的IT估计值应该减少Δ Y = 0.006 +- 0.002，从0.244 +- 0.002减少到0.238 +- 0.003。
2001-11-01 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
Spectral distortions to the Cosmic Microwave Background from the recombination of hydrogen and helium
氢氦在z~1000-7000的复合对宇宙微波背景（CMB）谱产生了不可避免的畸变。我们提出了一个详细的计算所产生的线强度的Ly-alpha（2 p-1 s）和双光子（2s-1 s）跃迁的复合氢，以及相应的线从氦。我们给出了一个近似的公式，在不同的宇宙学的CMB上的主要复合线失真的强度，这个峰值发生在约170微米。我们还发现了一个以前未描述的长波长峰（我们称之为预复合峰）从2 p-1 s跃迁的线，这是在相应的原子发生显著复合之前形成的。本文首次详细计算了双光子发射谱线的形状。从双光子跃迁发射的光子的频率具有宽光谱，这使得氢的双光子线的峰的位置几乎位于与Ly-alpha主峰相同的波长处。氦谱线在相似的波长下也会产生畸变，因此组合的畸变具有复杂的形状。这种扭曲的检测将提供直接的支持证据，证明宇宙确实曾经是等离子体。此外，在复合期间，畸变是物理学的敏感探针。虽然光谱失真被来自银河系的尘埃辐射淹没，并且在宇宙远红外背景峰值的波长处最大，但它可能能够定制一个实验来检测它的非平凡形状。
2006-02-23 astro-ph
Helium white dwarf in PSR J0751+1807; too cool, in PSR J1012+5307; too hot?
讨论了短轨道周期毫秒双星PSR J 0751 +1807和PSR J 1012 +5307中低质量氦核白矮星的冷却历史。Alberts等人估计的修正冷却年龄与PSR J1012+5307的年龄估计一致，消除了自旋下降年龄和冷却年龄之间的差异。然而，如果我们接受这个模型，那么脉冲双星系统PSR J 0751 +1807中的氦白矮星一定比观测到的要热得多。我们认为，这种差异可能会得到解决，如果在PSR J 0751 +1807中的二级恒星从其罗氏瓣脱离后，恒星由于脉冲星照射而失去了氢包层。当氢燃烧停止时，白矮星的冷却速度将比氢燃烧外壳的厚氢包层快得多。我们讨论了几种可能性来解释两个系统中白矮星不同的冷却历史。
2000-10-11 astro-ph
Diffusion and the occurrence of hydrogen shell flashes in helium white dwarf stars
研究了元素扩散对低质量氦白矮星（WD）结构和演化的影响。注意力集中在发生氢壳闪光引起的扩散过程中的冷却阶段。初始模型从0.406到0.161太阳质量构建通过应用质量损失率在不同阶段的RGB演变的太阳模型。描述重力沉降，化学和热扩散的多组分流动方程求解和扩散计算耦合到一个进化的代码。此外，计算相同的序列，但忽略扩散。我们发现元素扩散强烈影响氦WD的结构和冷却历史。特别是，扩散导致的氢壳层闪光的发生在质量范围从0.18到0.41太阳质量的模型，这是在鲜明的对比，当扩散被忽略的情况。在进一步的演化中，这些扩散引起的闪光导致了更薄的氢包层，阻止了稳定的核燃烧在演化的高级阶段成为一种可观的能源。这意味着比忽略扩散时的冷却年龄要短得多。本文根据最近一些毫秒脉冲星系统的观测资料，讨论了这些新的WD模型。我们发现，标准进化模型的预测和这样的观察之间的年龄差异似乎是忽略元素扩散在这样的模型的结果。事实上，当考虑到扩散时，这种差异就消失了。
2000-12-29 astro-ph
Multicomponent radiatively driven stellar winds IV. On the helium decoupling in the wind of sigma Ori E
研究了猎户座σ E星风中氦退耦的可能性。为了获得该恒星的可靠风参数，我们首先计算NLTE风模型，并推导出风质量损失率和终极速度。使用相应的力倍增器，我们研究了氦解耦的可能性。我们发现，氦去耦是不可能的现实值的氦电荷（计算NLTE风模型）。氦的退耦似乎只可能在极低的氦充量下发生。这种行为的原因是氦和氢之间的强耦合。我们还发现，由于一些较重的元素和被动组件-氢和氦之间的碰撞，摩擦加热在σ Ori E风的外部变得很重要。对于比太阳低十倍的金属量，氢和氦都与金属分离，并可能落回恒星表面。然而，这并不能解释所观察到的化学特性，因为这两种成分都与吸收离子解耦。虽然我们不包括磁场的影响到我们的模型，我们认为，存在的磁场可能不会显着修改所得出的结果，因为在这种情况下，模型方程描述的运动平行于磁场。
2006-07-18 astro-ph
Non-explosive hydrogen and helium burnings: Abundance predictions from the NACRE reaction rate compilation
由非爆炸性CNO、NeNa和MgAl模式的氢燃烧以及氦燃烧产生的从C到Al的元素的同位素的丰度是用欧洲天体物理学反应速率汇编（NACRE：关于NACRE的细节可以在http://astro.ulb.ac.be上找到）推荐的热核反应速率计算的。这个电子地址提供了许多核天体物理学感兴趣的数据，也提供了为用户选择的网络和温度网格交互生成反应速率表的可能性。在一个简单的参数化天体物理模型的框架内讨论了核物理不确定性对导出丰度的影响。这些计算的优点是可以作为选择核不确定性的指南，这些不确定性必须在详细的模型恒星中进行适当的分析，特别是为了在丰度观测和预测之间进行有意义的对抗。他们还希望帮助核天体物理学家精确定位最迫切需要减少的速率不确定性。
1999-04-29 astro-ph
HeII->HeI Recombination of Primordial Helium Plasma Including the Effect of Neutral Hydrogen
在标准宇宙学模型下研究了原始氦等离子体（z = 1500 - 3000）的HeII->HeI复合。这一过程影响了宇宙微波背景各向异性和光谱畸变的形成。我们研究了中性氢对HeII->HeI复合动力学的影响，在HeI共振线中辐射频率的部分和完全重新分布。结果表明，为了正确地计算HeII->HeI复合动力学，不仅要考虑HeI共振线吸收和发射剖面中的翼，而且要考虑共振光子在频率上重新分布的机制。因此，例如，对于时期z = 1770 - 1920，使用多普勒吸收和发射轮廓的模型和使用频率的部分重新分布的模型的自由电子的数量的相对差是1 - 1.3%。对于时期z = 1750 - 2350，使用频率的部分重新分布的模型和使用频率的完全重新分布的模型的自由电子的数量的相对差为1 - 3.8%。
2008-12-16 astro-ph
Hydrogen and helium traces in type Ib-c supernovae
本文研究了核心坍缩超新星（CCSNe）光球光谱的光谱特性，特别注意早期阶段氢的痕迹。生成的光谱被发现与观察到的相当好地匹配，包括仅23个候选离子的列表。在SN Ib 1990 I的指引下，在几乎所有的Ib型事件中，在6300光年附近观测到的波谷被认为是H $α$，尽管在某些天体中它变得太弱而无法辨别，特别是在后期阶段。讨论了替代线路标识。突出了氢在CCSNe中存在的方式的差异。在Ib型SNe中，H $α$衬度速度（即线速度减去光球速度）似乎在早期随时间增加，在最大值之后的15-20天左右达到高达8000 km s $^{-1}$的值，然后几乎保持不变。得到的光球速度表明，与SN Ic 1994 I和SN IIb 1993 J相比，II型SNe 1987 A和1999 em的速度较低，而Ib型事件显示出更大的变化。在第20天左右，测量的散射为$\sim$ 5000 km s $^{-1}$。根据两种简单的方法，给出了喷出物和氢质量的粗略估计。SN 1990 I得到的氢质量约为0.02 $M_\odot$，而SN 1983 N和2000 H分别喷出$\sim$ 0.008 $M_\odot$和$\sim$ 0.08 $M_\odot$的氢。SN 1993 J有更高的氢质量，$\sim 0.7$ $M_\odot$有很大的不确定性。因此，在氦壳层上方有一个质量低、喷射速度非常高的薄氢层，…
2006-04-04 astro-ph
Hydrogen Burning on Magnetar Surfaces
我们计算氢在磁星（软伽马射线中继器或异常X射线脉冲星）表面的扩散核燃烧率。我们发现，光球层的氢将在几小时到几年的时间尺度上迅速燃烧，这取决于底层物质的组成。改进我们以前的研究，我们探讨了最厚的“惰性”氦层的影响，以前认为降低燃烧速率。由于氢在氦中的扩散速度比通过更重的元素更快，我们发现这种氦缓冲实际上增加了磁星的燃烧速度。我们计算简单的解析标度的燃烧速率与温度和磁场的核心温度范围。我们的结论是磁星光球不太可能含有氢。这激发了重元素大气的理论工作，需要从所观察到的热发射测量有效温度，并限制了依赖于磁星冷却通过厚轻元素信封的AXP模型。
2004-10-18 astro-ph
Hydrogen and helium line formation in OB dwarfs and giants. A hybrid non-LTE approach
目的：氢氦谱线是OB星定量分析的重要特征。我们计算合成光谱的基础上的混合非LTE的方法，以测试这些模型的能力，重现高分辨率和高S/N光谱的矮和巨星，并将它们与非LTE（OSTAR 2002）和LTE（帕多瓦）模型公布的网格进行比较。方法：我们的方法解决了基于经典的线覆盖LTE模型大气的限制非LTE问题。国家的最先进的模型原子和线加宽理论建模的H和He I/II光谱在整个光学范围内，并在近红外。结果：合成光谱匹配几乎所有的可测量的氢和氦线观察到的6个测试星在一个广泛的光谱范围内，从巴耳末极限的NIR，除了只有少数几个很好理解的情况下。我们的方法再现其他已发表的非LTE计算，但避免了与最近在文献中讨论的He I单线态的建模不一致。它在许多方面改进了已发布的LTE模型：非LTE加强和使用改进的谱线展宽数据导致巴耳末和氦谱线的谱线轮廓和等效宽度的总体显着差异。在可能的情况下，对恒星参数测定的系统影响进行量化，例如，来自Hgamma机翼的重力可能会高估高达~0.2德克斯在我们的温度上限在LTE。（节略）
2007-03-05 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
Lines in the cosmic microwave background spectrum from the epoch of cosmological helium recombination
本工作的主要目标是计算氦原子的束缚-束缚跃迁对宇宙复合谱的贡献。我们表明，由于氦在早期宇宙中的存在下，独特的功能出现在总的宇宙复合谱。这些可能提供了一个独特的观测可能性，以确定原始氦的相对丰度，早在第一颗恒星形成之前。我们包括了微量中性氢原子对HeII -> HeI复合动力学的影响，在红移$z\sim 2500$。正如最近所讨论的，这个过程显著加速了HeII -> HeI复合，导致相关复合光谱中相当狭窄和明显的特征。此外，在$z\sim 1100-1500$周围的氢复合的实际时期之前，该过程在氢莱曼- $α$线内诱导一些发射。我们还表明，中性氦的一些精细结构的转变出现在吸收，再次留下独特的痕迹，在宇宙微波背景黑体光谱，这可能允许确认我们的理解早期宇宙和详细的原子物理学。
2008-03-10 astro-ph
On the very long term evolutionary behavior of hydrogen-accreting Low-Mass CO white dwarfs
对初始质量为0.516 \msun的CO白矮星，以吸积率$10^{-8}$和$2\times 10^{-8}$ \msun \yrm 1进行了富氢物质的吸积，并与以相同吸积率吸积纯氦的相同初始质量的白矮星的结果进行了比较.对于选定的吸积率，氢燃烧在一系列经常性的温和的闪光和灰烬的氢燃烧建立一个氦层的基础上，他闪光最终发生。在以前的研究中，涉及吸积在较高的速率，并包括最初更大质量的WD，从H壳闪光区向内的能量扩散有助于在底部的氦层的温度的增加，和质量的氦层时，He闪光开始是显着小于比较模型吸积纯氦;氦壳闪光不足以发展成超新星爆炸。与此相反，在这里采用的条件下，在底部的He层的温度变得逐渐独立的沉积能量由H壳闪光，和质量的He层时，他闪光发生的吸积率的函数，独立的吸积物质的氢含量。当He闪光发生时，由于He层底部的高度简并，闪光区的温度会上升，而压力不会相应增加，核燃烧将继续，直到达到核统计平衡;该模型将成为超新星，但不是经典的Ia型。
1999-06-16 astro-ph
Scattering of X-ray emission lines by a helium atom
本文计算了氦原子对天体物理上重要的X射线发射线散射的微分截面，其精度足以满足天体物理应用的需要。对于氦原子，能量“间隙”（由于能级的结构）比氢原子大两倍，而"康普顿分布“（由于电子动量的分布更宽）明显更浅。这打开了区分氦和氢贡献的原则可能性，观察X射线发射线的散射光谱。随着新一代X射线望远镜的出现，结合大的有效面积和优异的能量分辨率，可能测量银河系中心区域、活动星系核附近或冷耀斑恒星表面分子云中的氦丰度。
1998-01-21 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
On the Spectral Evolution of Cool, Helium-Atmosphere White Dwarfs: Detailed Spectroscopic and Photometric Analysis of DZ Stars
我们提出了一个详细的分析，一个大的光谱和光度样本的DZ白矮星的基础上，我们最新的模型大气计算。我们修正了Bergeron，Leggett和Ruiz（12颗星）三角视差样本的大气参数，并分析了斯隆数字巡天中发现的147颗新的DZ白矮星。包括金属和氢在我们的模型大气计算导致不同的大气参数比那些来自纯氦模型。钙的丰度范围为log（Ca/He）= -12至-8。我们还发现，适合最冷的对象显示的特殊性，这表明我们的物理模型可能无法正确地描述在最冷的DZ恒星中遇到的高气压条件。我们发现，11颗三角对称DZ星的平均质量<M>为0.63 Mo，明显低于纯氦模型的<M>平均质量0.78 Mo，与其它类型的白矮星的平均质量符合得更好。我们确定氢丰度为27%的DZ星在我们的样本中，而只有上限获得低信噪比光谱数据的对象。我们以高度的置信度确认，氢的吸积率至少比金属的吸积率小两个数量级（在某些情况下高达五个），以与观测结果相一致。我们发现的氢丰度和有效温度之间的相关性，建议为第一次的经验证据的较低的温度边界的氢屏蔽机制。最后，我们推测DZA白矮星可能是薄的富氢大气层与下面的氦对流区对流混合的结果。
2007-03-29 astro-ph
Reionization of Hydrogen and Helium by Early Stars and Quasars
计算了恒星和类星体产生的电离辐射场对氢和氦的再电离历史。对于类星体，我们使用一个模型的基础上晕合并率，再现所有已知的性质的类星体光度函数在高红移。用两个自由参数来模拟恒星产生的电离辐射的较少约束的性质：（i）跃迁红移z_tran，在该值以上，恒星星族主要由大质量的零金属丰度恒星构成，在该值以下，则由Scalo质量函数构成;（ii）恒星电离光子从其宿主星系的逃逸分数与恒星形成效率f_esc f_* 的乘积。根据最近的宇宙微波背景（CMB）实验，我们限制了这些自由参数在高红移下的允许范围，这是基于在z<6处缺乏HI Gunn-Peterson槽和电子散射的总星系际光学厚度的上限τ_es<0.18。我们发现类星体以红移z~4吸收氦，但在z~6之前不能吸收氢。一个主要部分的允许的组合f_esc f_* 和z_tran导致早期的峰值电离部分由于在高红移的无金属的恒星。这有时会导致两个再电离时期，即早期的HII或HeIII重叠阶段，随后是重组和第二个重叠阶段。即使早期的重叠没有实现，峰值的可见度函数散射的CMB往往符合早期电离阶段，而不是与实际的再电离时期。因此，τ_es并不直接对应于再电离红移。我们一般发现τ_es> 7%的值，这应该是可检测的MAP卫星。
2002-11-14 astro-ph
A Multi-Species Model for Hydrogen and Helium Absorbers in Lyman-Alpha Forest Clouds
我们进行了一个多物种流体动力学模拟的形成和演化的莱曼α云在一个平坦的CDM占主导地位的宇宙与外部通量的电离辐射。我们求解了H、H^+、H^-、H_2、H_2^+、He、He^+、He^{++}和e^-的完全耦合非平衡速率方程。氢和氦的吸收线的分布和演变的统计特性的提取和观测数据进行比较。我们发现下列中性氢数据非常吻合：柱密度分布符合指数β =1.55的幂律，柱密度10^{15} cm^{-2}以上的线可能不足;积分分布在柱密度10^{13}至10^{17} cm^{-2}的宽范围内与观测数据相匹配;对多普勒参数分布的高斯统计拟合得出的中值为35.6 km s^{-1};云柱密度大于10^{14} cm^{-2}的云的数量的演变遵循指数γ =2.22的幂律。类似的计算HeII吸收线，我们发现多普勒参数之比b_{HeII} / b_{HI} = 0.87。我们的数据还表明，Ly $α$云可能属于两个形态上不同的群体：小的柱密度云，往往居住在片或大陆结构，是非常细长和/或扁平的，和大的柱密度云，通常发现在这些焦散结构的交叉点，是准球形的。
1995-08-29 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
