Modeling He-rich subdwarfs through the hot-flasher Scenario
M. M. Miller Bertolami, L. G. Althaus, K. Unglaub, A. Weiss
备注：
13 pages, including 8 figures and 6 tables. Accepted for publication in A&A. Replaced to match the final version, including a note added in proof regarding PG 1544+488
We present 1D numerical simulations aimed at studying the hot-flasher scenario for the formation of He-rich subdwarf stars. Sequences were calculated for a wide range of metallicities and physical assumptions, such as the stellar mass at the moment of the helium core flash. This allows us to study the two previously proposed flavors of the hot-flasher scenario ("deep" and "shallow" mixing cases) and to identify a third transition type. Our sequences are calculated by solving simultaneously the mixing and burning equations within a diffusive convection picture, and in the context of standard mixing length theory. We are able to follow chemical evolution during deep-mixing events in which hydrogen is burned violently, and therefore able to present a homogeneous set of abundances for different metallicities and varieties of hot-flashers. We extend the scope of our work by analyzing the effects of non-standard assumptions, such as the effect of chemical gradients, extra-mixing at convective boundaries, possible reduction in convective velocities, or the interplay between difussion and mass loss. Particular emphasis is placed on the predicted surface properties of the models.
We find that the hot-flasher scenario is a viable explanation for the formation and surface properties of He-sdO stars. Our results also show that, during the early He-core burning stage, element diffusion may produce the transformation of (post hot-flasher) He-rich atmospheres into He-deficient ones. If this is so, then we find that He-sdO stars should be the progenitors of some of the hottest sdB stars.
我们讨论是否支持的假设，即“所有（或大多数）的次矮星是在密切的双星”经常报道的观测光度或光谱复合字符的许多热次矮星。通过一个可能的反论点，我们专注于解决同伴（光学对）的热亚矮星。在统计的基础上，其中许多都与热次矮星有物理联系，即是常见的自行对。这些被分辨出来的双星对在每十年的预测分离中对热亚矮星的目录做出了百分之几的贡献。如果它们只是一个类似于本地G矮星双星群（Duquennoy & Mayor 1991）的双星群中相对较宽的成员，而G矮星双星群的轨道间距分布很广，那么许多未解决但复合的热亚矮星双星在天体物理学意义上可能并不“接近”。在这种情况下，形成热亚矮星的双星通道可能没有想象的那么重要，或者必须涉及不会导致复合光谱系统的伴星（白矮星）。
Searching for the "Missing" PG Hot Subdwarfs in SDSS and GALEX Data
许多EHB星都是在短周期双星中发现的，这些后共包络系统中的伴星不是白矮星就是dM星;这些系统被归类为热亚矮星，因为亚矮星是更明亮的组成部分。假设的洛赫瓣溢出系统（有更大质量的伴星）可能在很大程度上无法被编目，因为伴星的G带或Ca II K线可能导致它们被忽略或丢弃。特别是，许多候选天体由于这种光谱指标而被排除在PG目录之外。这些废弃物中是否包含大量“失踪”的热次矮星？我们已经检查了2 MASS，SDSS和GALEX档案数据的大子集，这些被拒绝的恒星，并得出结论，只有少数（约3%）显示的迹象，联星;大多数是一致的（单）金属贫F星，因为最初的假设。
Detection of a Hot Subdwarf Companion to the Be Star FY Canis Majoris
Be星的快速自转可能是由相互作用双星中过去的质量和角动量吸积引起的，其中质量供体目前被视为一个小的，热的亚矮星剥离了它的外壳。在这里，我们报告的光谱检测这样的亚矮星的Be二元系统FY大犬座从IUE航天器和KPNO Coude Feed望远镜在16年和21年的过程中获得的数据分析，分别。我们提出了一个双线光谱轨道的基础上的径向速度从IUE光谱和使用的轨道解与多普勒层析成像算法来重建组件的紫外光谱。次矮星温度很高（T_eff = 45+/-5 kK），质量约为1.3 M_sun，半径约为0.6 R_sun。它贡献的通量大约是Be星在FUV中的4%。我们还提出的H-α和He I 6678发射功能，形成在拱盘的Be星的观测。He I 6678的轨道通量和速度变化表明，大部分的排放形式沿盘边缘面临的热亚矮星的磁盘可能被加热的入射辐射从亚矮星。对1980年代发现的FUV落壳线的研究证实了它们的存在，但也揭示了它们往往在两个正交相位附近被发现，这与大陵五双星的模式不同。相依赖的变化，在UV N V的双重建议存在的N-增强风从亚矮星和可能的冲击之间的相互作用区域的恒星，亚矮星的风碰撞的磁盘的Be星。
The evolution of a hot subdwarf: observations of the pulsating subdwarf B star Feige~48
自从脉动亚矮星B（sdBV或EC 14026）首次被发现（Kilkenny et al，1997）以来，观测工作一直试图实现其限制极端水平分支（EHB）恒星内部物理的潜力。一路上遇到的困难包括不确定的模式识别和缺乏稳定的脉动模式属性。在这里，我们报告的Feige~48，一个sdBV星的后续观测已获得跨越四年多，它显示出一些稳定的脉动模式。我们将时间谱分解为幅度小于1%的340至380秒范围内的五个稳定脉动周期，以及每个数据集中出现的两个额外周期。三个最大的振幅周期几乎是等距的，我们探讨的后果，确定它们作为一个旋转分裂$\ell=1$三重咨询与代表性的恒星模型。脉动振幅和相位的一般稳定性使我们能够使用脉动相位来约束这颗sdBV恒星演化的时间尺度。此外，我们能够对Feige~48的任何恒星或行星伴星进行有趣的限制。
How Many Hot Subdwarf Stars Were Rejected from the PG Survey?
对紫外线过量天体的Palomar-Green（PG）测量选择了U-B<-0.46的天体进行光谱跟踪。用照相光度法进行颜色选择，其典型误差σ_（U-B）=0.38。光谱检测到的Ca II K线的颜色选择的候选人被认为是一个弱金属冷星（sdF-sdG）已经进入名单，由于光度误差。大约有1100颗这样的“K线”恒星在最终公布的PG星表中被拒绝，因为它们没有“真正的”紫外线过量。然而，另一种可能性是其中一些天体是由一颗热的次矮星（sdB或sdO）和一颗冷的伴星（F-G-K）组成的复合（双星）。特别是最近对sdB星的双星形成通道的兴趣重新引起了人们对已知热亚矮星列表完整性问题的关注，特别是那些有冷伴星的亚矮星。我们已经研究了“拒绝”PG候选星的性质，通过收集现有的信息，为173颗恒星的子集之间的r星等14.0和16.0，有光度数据从数据发布2的斯隆数字巡天（SDSS）和2微米全天巡天（2 MASS）。其中两颗恒星有SDSS光谱。根据它们在（u-g，g-r）和（g-r，r-K_s）双色图中的位置，以及单星模型对光谱能量分布的详细拟合，我们得出结论：绝大多数这类恒星可以被解释为贫金属的F和G亚矮星，这与PG巡天作者最初的解释是一致的。我们将分别讨论这七个异常值;它们可能是双星系统，其中包括一颗热的亚矮星，或者它们是偶然进入被拒绝的恒星列表的热恒星。
