On the abundance of Lithium in T Coronae Borealis
我们获得了复发新星T CrB的高分辨阶梯光栅光谱。我们发现，在T CrB的表面锂丰度显着增强相比，现场M巨星，它是不可检测的。我们对此提供了可能的解释，无论是在巨恒星对流的开始延迟，增强日冕活动由于星点或增强的Li导致的新星爆炸（S）。
1999-02-16 astro-ph
A cool R Coronae Borealis star Z UMi
本文分析了一颗R CrB型星ZUMi的高分辨光谱。估算了ZUMi的大气参数：Teff=5250+/-250K和logg =0.5+/-0.3。这使Z UMi成为最酷的R CrB明星之一。证实了ZUMi的缺氢性。其他元素的丰度类似于少数R CrB星的丰度。我们注意到非常低的铁丰度，[Fe/H]=-1.85，以及过量的锂，[Li/Fe]=+1.9。
2007-06-22 astro-ph
Surface Compositions of R Coronae Borealis Stars and Extreme Helium Stars - Some Connections
讨论了北冕R星和极氦星的丰度。最近对热极氦星中的$s$过程元素的估计表明，相对于较重的$s$过程元素，较轻的$s$过程元素（Y，Zr）增强，这是RCB星共有的特征。这也表明，至少有一些EHe星经历了$s$ -过程元素的合成在他们的早期演化插曲。大多数RCB星的大气层中都有很高的$^{12}$ C/ $^{13}$ C比值。最近的一项分析光谱的少数RCB明星V铬，但是，显示出较低的价值之间的4 $-$ 10。这些结果的影响进行了讨论。
2004-10-27 astro-ph
Infrared Space Observatory Spectra of R Coronae Borealis Stars. I. Emission Features in the Interval 3 - 25 microns
本文给出并讨论了北冕座R星V854 Cen、R CrB和RY Sgr的红外空间天文台3 - 25 $μ$ m光谱。尖锐的发射特征与众所周知的未识别发射特征在波长上一致，存在于V854 Cen的光谱中，但不存在于R CrB或RY Sgr的光谱中。由于V854 Cen并不是特别缺乏氢，并且比其他恒星的氢含量高出1000倍，因此其发射特征可能是来自含氢的载体。氢化无定形碳的特征与实验室样品的排放之间存在对应关系。在发射或吸收中检索C $_{60}$，结果为阴性。无定形碳颗粒解释了每颗恒星光谱中6 - 14 $μ$ m之间的广泛发射特征。
2001-03-23 astro-ph
New binary parameters for the symbiotic recurrent nova T Coronae Borealis
椭球变化的幅度，质量函数，和演化限制组件的质量已被用来约束的二元系统参数。与以往的研究结果相反，我们的分析表明，TCrB的质量比q（M_giant/M_hot）=0.6，这意味着一个低质量的双星系统，恒星质量M_giant=0.7太阳质量，M_hot=1.2太阳质量。这一结果强烈支持了这颗复发新星的热核失控模型，并解决了有关热成分性质及其喷发物理原因的所有争议。
1998-04-19 astro-ph
The optical spectrum of R Coronae Borealis close to 2003 decline
两套高分辨率光谱的R CrB在2003年光衰退期间获得的描述。当V ~12.0时，在光变曲线的下降分支上获得第一组，并且当V ~7.5时，在恢复阶段获得第二组。通常的尖锐和广泛的排放进行了描述和线的径向速度测量。在第一组中发现C_2 Swan系统（0，0）带发射。其余C_2带为吸收带。CN红系（5，1）带转动谱线和低激发FeI谱线均处于吸收状态。表中列出了各种光谱特征的实测径向速度。
2007-06-21 astro-ph
Discovery of Five New R Coronae Borealis Stars in the MACHO Galactic Bulge Database
我们已经确定了五个新的R Coronae Borealis（RCB）恒星在银河系的隆起使用的CANOO项目测光数据库，提高已知的银河系RCB恒星的总数约40。我们已经获得了光谱，以确认身份。新发现的5颗RCB星中有4颗是“冷”星（T（eff）< 6000 K），而不是“暖”星（T（eff）> 6000 K），这一事实表明，暖RCB星在现有样本中的优势是一种选择偏差。这些冷的RCB恒星比温暖的恒星更红更暗，可能在用蓝板进行的调查中被错过了。根据在BMO球区发现的新RCB星的数量，在朝向球区的红色“排除”区可能有大约250颗RCB星。
2005-09-21 astro-ph
EROS 2 photometry of probable R Coronae Borealis stars in the Small Magellanic Cloud
EROS 2（Experience de Recherche d 'Objets Sombres）在1996年7月至2003年2月期间用两种EROS宽带颜色（V_E和R_E）对SMC进行了一次调查。420万颗恒星的光度数据已经被搜索，以寻找北冕座R（RCB）候选者的典型行为，例如星等的剧烈变化。发现了五个天体，其中四个在Simbad数据库中被编目为RAW 21，RAW 233，RAW 476和[MH 95] 431，并确认了富碳大气，这是RCB的特征。根据RAW 21的EROS 2光变曲线和Morgan等（2003）报道的光谱，我们确认它是在SMC中发现的第一个RCB。其他天体是新的RCB候选天体，其绝对光度和颜色接近于LMC中RCB的绝对光度和颜色。我们认为其中2个是DY Per-like RCB。
2004-05-27 astro-ph
A Planet Orbiting the Star Rho Coronae Borealis
我们报告发现的近正弦径向速度变化的G 0 V星rhoCrB，周期为39.6天，振幅为67米/秒。这些变化与在圆形轨道上存在轨道伴星是一致的。主星的质量为1.0 M（太阳），伴星的最小质量约为1.1木星质量，轨道半径约为0.23 AU。这样的轨道半径是太大的潮汐循环的初始偏心轨道在恒星的一生中，因此，我们认为，低偏心率是原始的，正如预期的行星形成在一个耗散的星周盘。
1997-04-24 astro-ph
A New Interpretation for the Second Peak of T Coronae Borealis Outbursts: A Tilting Disk around a Very Massive White Dwarf
基于热核逃逸（TNR）模型，对北冕座T（T CrB）爆发的第二峰提出了一种新的解释。该系统由一颗具有倾斜吸积盘的超大质量白矮星（WD）和一颗充满叶瓣的红巨星组成。T-CrB爆发的可见光曲线的第一个峰值被TNR模型很好地再现在一个WD上，该WD接近于Ekrasekhar质量（$M_{\rm WD} \gtrsim 1.35 ~M_\odot$），而第二个峰值则被辐照的M-巨星和辐照的倾斜盘的组合再现。导出的拟合参数为WD质量$M_{\rm WD} \sim 1.35 ~M_\odot$、M巨星伴星质量$M_{\rm RG} \sim 0.7 M_\odot$（$0.6-1.0 M_\odot$是可以接受的）、轨道倾角$i \sim 70 \arcdeg$和盘倾角$i_{\rm prec} \sim 35 \arcdeg$。这些参数与最近导出的T-CrB的二进制参数是一致的。
1999-03-18 astro-ph
On the Statistical Significance of the Hipparcos Astrometric Orbit of rho Coronae Borealis
最近，盖特伍德、汉和布莱克提出了对依巴谷恒星位置的分析和他们自己对rho CrB的地面测量，提出了一个1.5质量的天体测量轨道，轨道倾角极小，为0.5度。这表明行星候选者可能是一颗晚M星。我们使用依巴谷的rho CrB数据与Noyes等人的个体径向速度一起独立研究恒星轨道并评估其统计意义。我们的分析得出了相同的天体测量轨道。然而，我们对依巴谷卫星的测量结果进行的排列检验表明，天体测量轨道的统计意义仅为2-sigma。因此，我们可以预期，在40个具有类似数据集的系统中，大约有一个系统会显示出错误的天体测量轨道。
2001-04-05 astro-ph
The fall and rise of V854 Centauri: long-term ultraviolet spectroscopy of a highly-active R Coronae Borealis star
我们研究长期的低色散IUE，SWP和LWP光谱的R Coronae Borealis（RCB）明星V854岑，在深1991年，1992年至1993年和1994年的下降。我们还报道了该恒星在1987-1998年期间的光学光变曲线，包括在1989-1998年期间获得的多色测光。紫外线发射线光谱的分析表明，大多数线衰减过程中的深下降的特征时间尺度相媲美的光学功能报告。Fe、Mg和中性C线在典型的50-100天的时间尺度上衰减。其他谱线，特别是电离C谱线，在更长的时间尺度上（> 200天）衰减，或者似乎不受衰减的影响。下降过程中的紫外线发射线和其他紫外线功能的一般性质是一致的E1/E2/BL线区域模型，从下降过程中的光谱特征的行为。然而，详细的线行为表明下降事件之间的大的内在变异性与简单的E1/E2/BL模型不一致。有限的时间覆盖范围阻止了对发射线区域或模糊灰尘的几何形状的详细检查。我们还报告的过渡区线C IV 1550的光谱中的RCB星的第一次检测。
1999-05-18 astro-ph
Morphology of Circumstellar Environment and Some Characterictics of Circumstellar Shells of Stars with the R Coronae Borealis Variability
具有北冕座R变率的恒星的光极小值是由于在永久壳层内形成了额外的星周尘埃壳层，即屏蔽壳层。在物质均匀分布的假设下，我们估计了永久性气尘壳层的光学厚度为0.2-0.7，其几何厚度不小于自身半径的0.4。消光的波长依赖性接近中性。根据1985年极小期对R CrB本身的光谱观测，我们追踪了恒星线性和分子吸收光谱到发射光谱的转变，并确定了在光衰中U-B色指数快速变化-0.6纯粹是光谱类型的变化引起的。光谱转换导致U，B和V波段的恒星亮度分别增加了约1.4，0.75和0.75 mags。有人认为，在光球通量减弱的光极小期，通过星周环境的高速（>200公里/秒）物质流激发了观测到的辐射。
2001-04-20 astro-ph
An XMM-Newton Study of the Coronae of $σ^2$ Coronae Borealis
本文给出了RS CVn双星$σ^2$ Coronae Borealis的XMM-牛顿观测结果。RGS和EPIC MOS 2光谱同时与碰撞电离平衡等离子体模型拟合，以确定各种元素的日冕丰度。与太阳第一电离势（FIP）效应相反，在这种效应中，与太阳光球层相比，日冕中具有低FIP的元素过多，并且与在几个活跃的RS CVn双星中观察到的“逆”FIP效应相反，$σ^2$ CrB的日冕丰度比显示了一种复杂的模式，这一点得到了钱德拉HETGS用不同方法对$σ^2$ CrB进行分析的类似结果的支持（Osten等人，2003年）。低FIP元素（$<10$ eV）相对于Fe的丰度比与太阳光球层的比值一致，而高FIP元素的丰度比随着FIP的增加而增加。我们发现日冕Fe丰度与恒星光球值一致，表明$σ^2$ CrB中没有金属贫化。然而，我们获得了比Osten等人（2003）更高的Fe绝对丰度。除Ar和S外，我们的绝对丰度约为Osten等人（2003）报道的绝对丰度的1.5倍。然而，他们的模型与我们的XMM-牛顿数据的比较（反之亦然）表明，这两个模型在一般情况下都能充分工作。我们发现，因此，没有偏好的一种方法，而不是其他的日冕丰度。尽管绝对丰度存在系统差异，但我们的丰度比非常接近Osten等人（2003年）获得的丰度比。最后，我们确认了\ion{O}{7}中低密度的测量结果（$< 4 \times 10^{1…
2005-06-10 astro-ph
Zeta^2 Coronae Borealis, a Spectroscopic Triple System Including an Asynchronous Close Binary
我们使用里特天文台的1米望远镜，用光纤光栅摄谱仪对北冕座ζ ^2进行了36次观测。根据这些观测结果，我们发现zeta ^2 CrB是一个三重系统，并计算出了一个新的光谱轨道。该轨道有两个周期，由zeta ^2 CrB A & B组成的内双星的周期为1.72357天，由zeta ^2 CrB AB & C组成的外双星的周期为251天。内联星是由两颗B7 V星组成的双线光谱联星。内双星的质心（zeta ^2 CrB AB）描述了一个与外双星相同的长周期单线变化。内双星周期比Abhyankar & Sarma（1966）之前计算的12.5842天周期短得多。内双星的轨道基本上是圆形的（e = 0.01），而外双星的轨道是偏心的（e = 0.48）。根据Si II 6371 A谱线的宽度，计算出zeta^2 CrB A的vsini为46 +/- 7 km s^-1，zeta^2 CrB B的vsini为7.5 +/- 2 km s^-1。由于zeta^2 CrB A和B的质量相似，它们的旋转速度不同，这使得该系统成为同步理论的一个灵敏测试。
1996-11-12 astro-ph
ASCA Observation of MS 1603.6+2600 (=UW Coronae Borealis): a Dipping Low-Mass X-ray Binary in the Outer Halo?
MS 1603.6+2600是一颗轨道周期为111分钟的高纬度X射线双星，被认为是一颗不寻常的激变变星或低质量X射线双星。在1997年8月的ASCA观测中，我们发现了一个爆发，其光变曲线表明它是I型（热核闪光）的起源。我们还发现了MS 1603.6+2600的轨道X射线调制，这可能是周期性的下降，可能是由于方位角结构的吸积盘。两者都表明这个系统是一个正常的低质量X射线双星，其中有一颗中子星，但距离很远。我们初步认为MS 1603.6+2600位于银河系的外晕，可能与天空中距离MS 1603.6+2600 11度的球状星团Palomar 14有关，估计距离为73.8 kpc。
2001-07-18 astro-ph
Three-Dimensional Doppler Images of the Disk-like and Stream-like States of U Coronae Borealis
本文用三维射电天文多普勒层析方法研究了北冕U中的H $α$发射源。这些3D断层图像提供了比投影的2D版本更高的分辨率，并突出显示了横向于轨道平面的$V_z$方向上的射流状气流。在本文中，三维断层图像进行了比较，在两个不同的时代时，U CrB的盘状状态（1993年的数据）和流状状态（1994年的数据）。这两种状态都显示出一个突出的发射源，即环主星凸起，它是当气流撞击质量增加者的光球层时产生的。在$V_z$ = $\pm$ 150 km s{ $^{-1}$ }范围内探测到该源，并表明该凸起并不局限于轨道平面，尽管它在$V_z$ =0 km s{ $^{-1}$ }附近达到最大强度。其他的发射源包括流星和流盘激波，以及旋转盘物质撞击进入气流的局部区域（LR）。LR在盘状状态下的$V_z$速度为200至500 km s{ $^{-1}$ }。在$V_z$速度的范围内可以看到圆盘发射，并且有证据表明圆盘倾斜于轨道平面或者可能有两个臂。气流在流状状态下沿着其预测的轨迹流动，与盘状状态的比较表明，在这两种状态下，气流的密度都高于盘。
2008-05-07 astro-ph
Flickering variability of T Coronae Borealis
我们目前的电光度UBV和高速U-波段闪烁观测的经常性新星T CrB在一段时间内，当其U亮度变化超过2马格。V波段主要是由椭球变化的红巨星，然而，热分量的变化也导致0.15马格的变化，在V。我们定义了一组参数，其中闪烁。所有27个夜晚的傅立叶光谱彼此相似。变化的功率谱密度具有幂律分量（平均f^{-1.46}）。我们没有检测到傅立叶光谱和自相关函数对物体亮度的依赖性。减去红巨星的贡献后，我们发现闪烁幅度与吸积分量的平均通量相关。与CH Cyg和MWC 560的比较表明，T CrB的闪烁比喷流共生星更稳定（至少在我们的观测期间）。数据以电子形式提供给作者。
2004-02-19 astro-ph
What are the Hot R Coronae Borealis Stars?
我们研究了银河系中的V348 Sgr、DY Cen和MV Sgr以及大麦哲伦星系中的HV 2671四颗恒星的演化状态。这些恒星都有共同的随机深度亮度下降，这是北冕座R星（RCB）的特征。RCB星是典型的冷、缺氢超巨星。本文所研究的四颗恒星的温度（T $_{\rm eff}$ = 15 - 20 kK）比大多数RCB恒星的温度（T $_{\rm eff}$ = 5000 - 7000 K）要高。虽然这些通常被归为\emph{hot RCB stars}，但它们不一定有共同的进化史。我们提出了新的观测数据和广泛收集的档案和以前发表的数据，重新评估，以确保内部一致性。我们发现在不同的时间尺度上的各种属性的时间变化，这将最终帮助我们揭示这些对象的进化历史。DY Cen和MV Sgr具有典型的RCB氦丰度，排除了任何目前已知的后AGB演化模型。此外，它们的碳和氮丰度给我们的解释带来了进一步的问题。V348 Sgr和HV 2671的丰度与PN的Wolf-Rayet中心星相似，与AGB后的一次又一次演化基本一致。样本中的三颗银河系恒星都有产生禁戒线辐射的拱星星云（HV 2671我们没有任何信息）。V348 Sgr和DY Cen有低密度、低膨胀速度的星云（在V348 Sgr的情况下得到解决），而MV Sgr有一个密度更高、膨胀速度更高的星云。
2002-03-08 astro-ph
The R Coronae Borealis stars - carbon abundances from forbidden carbon lines
研究了几颗北冕座R星的[C I] 9850 A和8727 A吸收线在最大光下的光谱。9850 A线与Fe II和CN线混合，但对R CrB和SU Tau进行了[C I]线的阳性鉴定。8727 A线是在这一波长区域观测到的五颗恒星的光谱中检测到的。碳丰度是使用Asplund等人（2000年）使用的模型大气和大气参数从[C I]线得出的。虽然从冷到热的RCB恒星观察到的C I线的强度是恒定的，但强度比预测的弱，其量相当于线的GF值减少四倍。Asplund等人称之为“碳问题”，并讨论了可能的解决方案。在R CrB和SU Tau中清晰可见的[C I] 9850 A线证实了C I线揭示的碳问题的严重性。[C I] 8727 A在五颗星上测量的线显示了一个增强的碳问题。拟合观察到的[C I] 8727 A线所需的gf值比充分确定的理论gf值小15倍。我们认为，碳的问题，所有的线路可能会在一定程度上缓解色球的温度上升，这些恒星。这种上升远远超过了我们的非LTE计算所预测的，并且需要大量的机械能沉积。
2004-05-29 astro-ph
Detection of Near-IR CO Absorption Bands in R Coronae Borealis Stars
北冕座R星（RCB）是贫氢、富碳的脉动后AGB恒星，经历了由星周尘埃形成引起的大规模不规则亮度下降。RCB恒星周围尘埃形成的机制还没有很好的理解。有人提出，CO分子在冷却星周气体中起着重要作用，因此尘埃可能会形成。我们报告的调查CO在RCB星的样本。我们获得了八颗RCB星、类RCB星DY Per和最终氦闪星FG Sge的H-和K-波段光谱，包括第一和第二泛音CO带。在温度较低（T（eff）<6000 K）的RCB星Z Umi，ES Aql，SV Sge和DY Per中检测到第一和第二泛音CO带。在较温暖的（T（eff）>6000 K）RCB星R CrB，RY Sgr，SU Tau，XX Cam中不存在这些带。此外，在FG Sge中还可以看到第一泛音带，FG Sge是一颗最终的氦闪星，目前处于RCB阶段。这八颗RCB星的有效温度在4000 ~ 7250 K之间。所观察到的光球CO吸收带进行了比较，线覆盖模型光谱的RCB星。正如模型预测的那样，CO带在最冷的RCB星中最强，而在最热的RCB星中不存在。没有相关性之间的存在或强度的CO带和尘埃形成活动的恒星。
2005-03-23 astro-ph
The MACHO Project LMC Variable Star Inventory: X. The R Coronae Borealis Stars
本文报道了利用CAMO项目测光数据库在大麦云云（LMC）中发现的八颗新的北冕座R星（RCB）。这些新恒星的发现使大麦哲伦星云中已知的RCB恒星数量增加到13颗。我们还发现了四颗类似于银河系变星DY Per的恒星。这些恒星比RCB恒星衰退得更慢，温度也更低。银河系RCB恒星的绝对光度是未知的，因为没有直接测量到任何银河系RCB恒星的距离。因此，LMC RCB恒星的重要性。我们发现一个更大的范围内的绝对星等（M（V）= -2.5至-5等）比推断的小pre-ESTO样本的LMC RCB星。很可能存在温度- M（V）关系，较冷的恒星本质上较暗。冷（~5000 K）RCB恒星比以前基于银河系RCB恒星样本所认为的要常见得多。利用在BMO区域发现的相当完整的RCB星样本，我们估计银河系中RCB星的可能数量约为3，200。在SMC的BMO区域也搜寻过RCB星，但没有发现。
2001-02-15 astro-ph
Rapid H-alpha variability in T Coronae Borealis
我们报告我们的搜索的H-α发射线的周期性新星T CrB的时间分辨率为10-15分钟的变化。这与在该对象中观察到的光度闪烁的时间尺度相当。这是第一次观测到发射线的短时间尺度变化。在两个晚上（990106和990107），我们检测到H-α谱线具有统计学显著性变异性（置信水平为0.99）。尽管FWZI（H-α）约为800 km/s，但这种可变性仅限于发射线的中心部分（\pm 100 km/s）。线轮廓的变异性伴随着总等效宽度EW（H-alpha）的变异性，990106的\pm为8%，990107的\pm为6%（根据EW的平均值计算）。假设开普勒运动，这种变化产生于距离白矮星约20-30 R_Solar的地方，这大约是气体流离开L_1时形成的环的半径。在其他三个晚上，我们只能设定变异性的上限，980415的ΔEW（H-α）\pm 2%，980802的\pm 4%，980803的\pm 3%。
2004-12-23 astro-ph
Winds in R Coronae Borealis Stars
我们提出了新的光谱观测的He I $λ$ 10830线的R Coronae Borealis（RCB）的明星提供了第一个强有力的证据，大多数，如果不是所有的，RCB的明星风。长期以来，人们一直认为当尘埃在RCB恒星周围形成时，辐射压力会加速尘埃远离恒星，并将气体拖离恒星。新的光谱显示，在观测到的10颗恒星中，有9颗在He I $λ$ 10830线上具有P-天鹅座或不对称的蓝移轮廓。在所有情况下，He I线都表示质量外流-具有一定的强度和速度范围。在RCB星周围，这种状态很可能是由碰撞激发而不是光电离/复合填充的。线的轮廓已被建模与SEI代码导出的光学深度和氦气的速度场。结果表明，典型的RCB风具有陡的加速度，其终极速度\Vinf = 200-350 \kms，He I $λ$ 10830线的柱密度为N $\sim10^{12}$ cm $^{-2}$。RCB星的光变曲线与它的He I $λ$ 10830轮廓之间可能存在某种联系。那些已经运行了数百天而没有尘埃形成的恒星往往具有较弱的He I特征。不寻常的RCB星，V854 Cen，并没有遵循这一趋势，尽管有很高的质量损失活动，但几乎没有或没有He I吸收。He I $λ$ 10830线在R CrB中，在1978年至2001年的四个时期被观测到，似乎在任何时候都显示出P-Cygni或不对称的蓝移轮廓，无论是在下降还是在最大光下。
2003-06-04 astro-ph
Photometric Observations of an SU UMa-type Dwarf Nova VW Coronae Borealis during Outbursts
本文报道了在2001年和2003年两次超爆发和2003年一次正常爆发期间对SU UMa型矮新星VW CrB的测光观测。在2003年的超级爆发中观测到了周期为0.07287（1）d的超级峰。超峰期的变化率为正值。在正常的爆发期间，有一些调制的暗示，幅度高达0.2等。正常爆发和超级爆发的重现周期分别为> ~50 d，270-500 d，距离690（+230，-170）pc。这些复发周期是具有这种超级驼峰周期的SU UMa型矮新星的通常值。VW CrB的超峰周期在具有正导数的SU UMa星中是最长的。然而，我们的观察的覆盖范围是不够的，并且VW CrB的Psh变化率的变化仍然是未知的。在平台期结束时，观察到一个超峰再生长和一个增亮。测量增亮和超峰再生长开始时间的偏差（在大众CrB中>2天）将是揭示这些现象的机制的关键。
2003-12-31 astro-ph
H-alpha variability of the recurrent nova T Coronae Borealis
我们分析了过去十年中获得的复发新星T CrB的H α观测结果。这是第一次在减去红巨星贡献后分析H-α发射轮廓。根据我们新的径向速度测量的H-α发射线，我们估计的组件质量的T CrB。发现热成分极有可能是一颗大质量的白矮星。我们估计倾角和分量质量分别为i~67 deg，Mwd = 1.37 +/-0.13 Msun和Msec=1.12 +/-0.23 Msun。在H-α剖面中，中心倾角的径向速度几乎与红巨星的吸收线同相变化。这表明，这种下降很可能是由巨行星风的吸收产生的。我们的观测涵盖了一个区间，当H-α和U-带通量变化的一个因素~6，而在B和V的变化要小得多。根据我们的观察，和档案紫外和光学数据，我们表明，光学，紫外和H-α通量强烈相关。我们认为，存在的吸积盘可以占大多数观察到的性质的T CrB。
2003-11-13 astro-ph
Retired A Stars and Their Companions II: Jovian planets orbiting kappa Coronae Borealis and HD167042
我们报告了两颗演化恒星kappa CrB（HD 142091）和HD 167042的精确多普勒测量结果，这两颗恒星是在利克天文台获得的，这是我们寻找中等质量亚巨星行星的一部分。两颗恒星径向速度的周期性变化揭示了亚恒星轨道伴星的存在。这两颗恒星的质量分别为1.80 Msun和1.64 Msun，表明它们是从主序星演化出来的A型矮星，现在是K型次巨星。这颗行星的最小质量为Msini = 1.8 Mjup，离心率e = 0.146，周期为1208天，半长轴为2.7 AU。围绕HD 167042的行星最小质量为Msini = 1.7 Mjup，公转周期为412.6天，半长轴为1.3 AU。HD 167042 b的离心率与圆形一致（e = 0.027+/-0.04），加入了罕见的长周期圆形轨道的系外行星，类似于太阳系气体巨星。与之前发现的所有围绕演化A型恒星的行星一样，kappa CrBb和HD 167042 b的轨道超过0.8天文单位。
2007-11-28 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
The MACHO Project LMC Variable Star Inventory: III. New R Coronae Borealis Stars
本文报道了在大麦云星云中利用CAMO项目测光数据库发现的两颗新的北冕座R星。这两颗恒星的身份已经通过光谱得到证实。一种是冷RCB星（T_eff约5000 K），其特征是C_2的Swan带和CN的紫带很强，而Balmer线、G带和12 C-13 C带很弱或不存在。第二颗恒星是一颗热的RCB恒星，其中只有3颗已知存在于银河系中，而没有一颗存在于大麦哲伦星系中。它的光谱特征是在发射几个C II线。这两颗恒星的亮度都有超过4等的深度下降。新恒星在最大亮度下比之前已知的三颗LMC RCB恒星要暗得多。这两颗恒星的红化程度有些不确定，但它们的绝对星等M_V似乎都比其他三颗恒星暗半个星等。对M_Bol的估计发现，热RCB星位于其他三颗星的范围内，而冷RCB星则较暗。两颗冷的LMC RCB恒星是M_Bol最暗的。这两颗新恒星的发现使大麦哲伦星云中已知的RCB星数量达到了5颗，并证明了OOO测光数据库在发现新RCB星方面的实用性。
1996-05-07 astro-ph
Spectropolarimetry of R Coronae Borealis in 1998--2003: Discovery of Transient Polarization at Maximum Brightness
我们提出了一个扩展的光学偏振光谱的R CrB从1998年1月至2003年9月。在最大亮度阶段，偏振几乎是恒定的，与过去的观测结果一致。然而，我们检测到，时间变化的偏振（$\sim 0.5$ %）在2001年3月和8月，这是第一次检测到大的偏振变化R CrB附近的最大亮度。在这两个事件中的“瞬态偏振”的振幅和位置角几乎是恒定的波长。两个事件之间的位置角相差约20度。每一个事件都可以用短暂的尘埃偶尔从视线中喷出而引起的光散射来解释。偏振对波长的平坦性表明散射体是具有各种尺寸的尘埃颗粒的混合物。瞬态偏振的快速增长和衰减有利于恒星光球附近尘埃形成的现象学模型（例如，在两个恒星半径内）提出的亮度和色球发射线的时间演化在深度下降的时期，虽然衰落的时间尺度很难解释一个简单的扩散的尘埃膨胀的速度为$\sim 200-350$公里s $^{-1}$。应该需要更高的膨胀速度或某种机制来破坏尘埃颗粒。
2007-08-16 astro-ph
R Coronae Borealis stars in the Galactic Bulge discovered by EROS-2
稀有类型的变星可能会对恒星演化的短暂阶段提供独特的见解。对数百万颗恒星的系统监测和微透镜巡天的先进光变曲线分析技术使它们成为发现这种罕见的变星的理想方法。一个例子是北冕座R（RCB）恒星，一种罕见的富碳超巨星。我们对EROS-2数据库进行了系统的搜索，寻找银河系膨胀和旋臂目录，以找到银河系RCB星。对$\sim$ 1亿颗恒星的光变曲线进行了6.7年的观测（从1996年7月到2003年2月），以寻找RCB星的主要特征，即光度大而迅速的下降。后续光谱学已被用来确认光度候选人。我们已经发现了14颗新的RCB恒星，它们都位于银河系隆起的方向，使已确认的银河系RCB恒星总数达到约51颗。经红化校正后，至少有9颗星的颜色和绝对星等与麦哲伦RCB星相似。这表明这些恒星实际上位于银河系隆起，使它们成为在隆起中发现的第一颗RCB恒星。剩下的5个RCB的位置更加不确定：其中4个要么位于隆起的后面，估计最大距离为14 kpc，要么有一个不寻常的厚壳;另一个是DY Per RCB，它可能位于隆起中，即使它比已知的麦哲伦DY Per更暗。根据使用9个新Bulge RCB、$61<h^{RCB}_{Bulge}<246$ pc（95% C.L.）发现的小规模高度，我们的结论是，RCB星遵循盘状分布在隆起。
2008-01-11 astro-ph
R Coronae Borealis at the 2003 Light Minimum
讨论了2003年3月获得的R CrB的高分辨光谱。2003年的光谱进行了比较，从1995年至1996年的最低光谱的广泛收集。这两个极小值共同的光谱特征包括中性和单电离原子的尖锐发射线，宽发射线，包括He {\sc i}、[N {\sc ii}] 6583 π、Na D和Ca {\sc ii} H & K线，以及Na D和K {\sc i}共振线的蓝移吸收线。2003年和1995 - 96年的光谱之间存在显著差异。2003年的配置文件的钠D，钙II H和K是适合由一个单一的高斯，但在1995 - 1996年两个高斯分开约200公里秒$^{-1}$是必需的。然而，He {\sc i}宽发射线在任何时候都由单个高斯拟合;发射的He和Na-Ca原子可能不是共位的。2003年的光谱显示C {\sc i}尖锐的发射线在最小光的速度变化在五天内约20公里秒$^{-1}$时，'金属'尖锐线的速度不变; C {\sc i}发射可能产生于冲击加热的气体。光谱在最大显示延伸的蓝色翅膀强线与扩展依赖于线的较低的激发潜力，一个签名的恒星风。Al {\sc i}和Na D的共振线和Ca {\sc ii}红外线的核心的变化表明光球附近的复杂的流动模式。光谱差异在两个mimima显示的重要性，继续审查的下降R CrB。
2006-05-09 astro-ph
The 1995-1996 Decline of R Coronae Borealis - High Resolution Optical Spectroscopy
一组高分辨率的光学光谱的RCrB收购之前，期间和之后，其1995-1996年下降进行了讨论。从早些时候的下降报告的所有组成部分都可以看到。这个新的数据集提供了关于这些成分的新信息，包括以前在RCrB和其他RCB下降中没有看到的几个方面。在后一类中，发现下降的开始以高激发线的吸收线的扭曲为标志，并且随后迅速地在这些和低激发线中发射。这种“光球触发器”意味着导致下降的尘埃是在恒星附近形成的。这些发射线很快就消失了。1995年11月2日以后，低激发窄谱线（FWHM ~12 km s-1）仍然存在.这些似乎是一个永久性的功能，从系统速度略有蓝移，并不受下降，除了后期和轻微减少的通量在最低光。提供这些线的温暖、稠密的气体的位置是不确定的。当来自恒星的散射光比直接穿过新鲜煤烟云的光贡献更大时，吸收线不受上覆的尖锐发射的影响，在最微弱的量级上被大大加宽、减弱和红移。在最低光下和接近最低光时可以看到几条宽线，通量近似恒定：其中突出的是He I三重态系列，Na I D和[N II]线。这些谱线相对于系统速度蓝移了约30 km/s，在观测到谱线的几个月里，系统速度没有变化。这些谱线，特别是He I谱线，可能是由围绕着一个看不见的致密伴星的吸积盘产生的，伴星可能是一颗低质量的白矮星。如果是这样的话，R CrB与不寻常的后AGB恒星89 Her相似。
1999-07-07 astro-ph
UBVJHKLM photometry and modeling of R Coronae Borealis
本文介绍了1976 - 2001年期间对R-CrB的UBV-JHKLM测光结果。对光学光变曲线的研究表明，在恒星辐射的变化中没有任何稳定谐波的证据。在L波段，我们发现了两个主周期分别为~3.3年和11.9年，全振幅分别为~0.8等和~0.6等的半规则振荡。暖尘壳层的颜色（Ohnaka等人在2001年解析）与其亮度相比非常稳定。这表明内半径是尘埃壳层的一个常数，与时间无关。在τ（V）= 0.2-0.4区间内，观测到的红外光变曲线行为主要是由尘埃壳层光学厚度的变化引起的。没有发现光学亮度的反相关变化（特别是P ~ 3.3yr），这表明RCrB的星风偏离了球对称。光变曲线表明恒星风是可变的。恒星风的变化和尘埃云的产生可能是由恒星表面的某种活动引起的。随着时间的推移，质量损失的增加会导致扩展尘埃壳层内边界处尘埃形成速率的增加，并增加其红外亮度。我们导出了尘埃壳层的下列参数（在平均亮度下）通过辐射转移建模：尘埃壳内半径r_in ~ 110 R_*，温度T_dust（r_in）~ 860 K，尘埃密度ρ_dust（r_in）~ 1.1 × 10 ^{-20} g cm^-3，光学深度τ（V）~ 0.32（0.55 μ m），平均尘埃形成速率[dM/dt]_dust约为3.1x10^-9 M_sun / yr，质量损失速率[dM/dt]_gas约为2.1x10^-7 M_sun / yr，无定形…
2002-09-25 astro-ph
The Ever Changing Circumstellar Nebula Around UW Centauri
我们提出的反射星云周围的北冕座R星，UW岑新的图像。这个星云于1990年首次被发现，它的外观发生了重大变化。在UW Cen的估计距离上，这个星云的半径约为0.6 ly，因此星云不可能在短短8年内发生物理变化。相反，星云的形态似乎发生了变化，因为不同的部分被来自中央恒星的光照亮，这些光被其表面附近移动的厚厚的尘埃云所调制。这些尘埃云以不规则的间隔形成和消散，导致了北冕座R（RCB）恒星的著名衰退。通过这种方式，中央恒星就像一座灯塔，穿过尘埃云中的小孔，照亮了星云的不同部分。这个星云的存在为RCB星的演化历史提供了线索，可能将它们与行星状星云和最后的氦壳闪光星联系起来。
1999-03-27 astro-ph
A High-resolution Spectrum of the R CrB Star V2552 Ophiuchi
光度学和低分辨率光谱学将V2552 Oph添加到罕见的北冕座R变星中。我们确认这一分类的V2552 Oph通过我们的高分辨率光谱的比较，这颗星和R CrB和其他F型成员的类。我们发现，V2552 OPH最接近Y Mus和FH Sct，恒星中的Sr，Y和Zr的增强。
2003-08-25 astro-ph
First detection of dust clouds around R CrB variable stars
利用RY~Sgr的VLT/NACO衍射极限图像，首次直接探测到了北冕座R型变星的星周包层不均匀性。在距离RY Sgr几百个恒星半径的不同方向上，可以看到几个明亮而非常大的尘埃云，揭示了R CrB变星喷射恒星物质的高活动性。这些观测结果确实支持了目前的解释，即光学厚度的尘埃云形成于这类变星的表面周围，当尘埃云在恒星和观测者之间经过时，产生了巨大而突然的衰减，这是这些天体在可见光中的特征。这是对大约70年前提出的一种设想的首次直接确认。
2004-11-26 astro-ph
Structure and Evolution of Nearby Stars with Planets. I. Short-Period Systems
利用耶鲁大学的恒星演化程序，我们已经计算出了在短周期近圆形轨道上有行星质量伴星的邻近恒星的理论模型：飞马座51、牧夫座τ、仙女座uppermendae、巨蟹座ρ和北冕座ρ。我们提出的表格列出关键恒星参数，如质量，半径，年龄和对流信封的大小作为可观察参数（光度，有效温度和金属丰度）的函数，以及未知的氦分数。对于每颗恒星，我们构建最佳模型的基础上最近公布的光谱数据和目前的理解银河系化学演化。我们讨论我们的结果的背景下，行星形成理论，特别是，潮汐耗散的影响和恒星金属丰度增强。
1998-10-26 astro-ph
DQ white-dwarf stars with low C abundance: Possible progenitors
本论文主要研究贫氢白矮星的演化，目的是探索不同的初始包层结构对富氦、碳污染的DQ白矮星中碳丰度的影响。特别是，DQ与低检测到的碳丰度和PG 1159，极端水平分支，富氦的北冕座R星（RCrB）之间的进化联系进行了探索。我们提出了完整的进化计算，考虑到元素扩散的自洽处理，以及进入白矮星制度后的外层化学分层的祖星的期望。我们发现PG 1159星不可能与任何低碳丰度的DQ白矮星有关。相反，我们认为后者可能是巨大的富氦RCrB恒星的后代。
2006-02-08 astro-ph
Abundance similarities between the R CrB star V854 Cen and the born-again Sakurai's object
对轻度缺氢的北冕座R（R CrB）恒星V854 Cen的元素丰度进行了估算。根据丰度模式，R CrB星被分为多数和少数两类。类分配以前是明确的，但V854 Cen具有少数和多数类的特征。无论是V854 Cen还是三个明显的少数成员都没有显示出任何明显的丰度特征，例如受到后AGB恒星中经常观察到的尘埃-气体分离的影响。从化学成分来看，V854 Cen与樱井的天体非常相似，后者可能最近经历了最后一次氦壳闪光。因此，V854 Cen和樱井的天体可能有相同的演化背景，这将增加对最终闪光场景的支持，作为R CrB恒星的可行起源。如果是这样的话，恒星之间丰度比的少数差异中的大多数可以归因于与V854 Cen最后的He壳闪光有关的较温和的H-摄入。然而，由于V854 Cen的成员身份尚不清楚，因此大多数或少数群体（如果有的话）作为最终闪光物体的识别仍然不确定。
1998-01-09 astro-ph
The Coronae of AB Dor and V471 Tau: Primordial angular momentum vs tidal spin-up
0岁的主序星AB Dor和V471 Tau近距离双星中的K矮星有着基本相同的自转速率和光谱类型。对它们的高分辨率{ \it Chandra} X射线谱的分析表明，它们在温度结构和元素丰度方面具有非常相似的日冕特征。这两颗恒星都显示出低FIP元素的损耗，损耗的倍数为$\sim 3$，而高FIP元素的损耗更温和。与其他低FIP元素相比，没有发现非常低FIP（$< 7$ eV）的元素（如Na、Al和Ca）的丰度异常增强的证据。AB Dor和V471 Tau的丰度异常模式与活动的RS-CVn型双星的丰度异常相似，但不那么极端。虽然我们发现统计上显着的结构，这些恒星的差分发射测量分布在狭窄的温度间隔，这种结构是强烈依赖于在分析中使用的线，可能是虚假的。基于它们的X射线相似性，我们得出结论，恒星的确切演化状态对日冕特征的影响很小，并且主导日冕结构和组成的参数只是旋转速率和光谱类型。
2004-11-22 astro-ph
Are coronae of late type stars made of solar-like structures? The Fx-HR diagram and the pressure-temperature correlation
我们表明，恒星日冕可以组成的X射线发射结构，像那些在太阳日冕，使用一个大型的ROSAT/PSPC观测晚型恒星，和一个大型的太阳X射线数据收集与Yohkoh/SXT。我们已经考虑了太阳日冕在不同阶段的周期和各种X射线日冕结构的数据，从耀斑到背景日冕。表面通量（F_x）-光谱硬度比（HR）图是我们研究的基本工具。我们发现，$F_X$是强烈相关的恒星日冕，在太阳日冕的所有阶段的周期，并在个人的太阳日冕结构的HR，都遵循相同的法律。因此，我们认为晚型恒星的日冕是由与太阳非常相似的X射线结构形成的。在这种情况下，恒星表面被活动区覆盖的部分及其明亮的核心随着活动的增加而增加;最活跃的恒星比完全被活动区覆盖的恒星更明亮和更热，因此它们只能用在任何时候额外存在的几个耀斑（或类似耀斑的结构）来解释。利用F_x与HR的关系式（F_X ~ T^6），我们导出了所有晚型恒星上日冕等离子体的温度、压力、体积加热和特征环长度之间的新的关系式。单个日冕结构和整个日冕都遵循同样的规律。我们认为，表面通量与温度的强相关性和上述定律，只是晚型恒星日冕结构从新磁结构出现到消散的更基本的物理机制的结果。
2004-05-14 astro-ph
