Minimal models of cooling neutron stars with accreted envelopes
我们研究了具有核子核的超流中子星的“最小”冷却方案，其中直接Urca过程被禁止，而增强的冷却是由中子的Cooper配对引起的中微子发射产生的.扩展我们以前的考虑（Gusakov等人，2004 a），我们包括轻元素的吸积包络的影响。我们采用唯象密度依赖的星核单态质子和三态中子配对的临界温度T_{cp}（ρ）和T_{cnt}（ρ），以及星壳单态中子配对的临界温度T_{cns}（ρ）。我们表明，吸积包层的存在简化了对Gusakov等人（2004 a）方案中孤立中子星热辐射观测结果的解释，并扩大了与观测结果一致的中子星内部核子超流性模型的类别。
2005-11-07 astro-ph
Atomic Carbon in the Envelopes of Carbon-Rich Post-AGB Stars
在三颗富碳演化恒星的包层中发现了碳原子：HD 44179（=AFGL 915，“红矩形”）; HD 56126;以及暂时的碳星V Hya。这使得已经探测到CI的演化恒星包络的数量达到了7个。在其他几颗恒星中也发现了上限，包括R CrB。在几颗富氧的后渐近巨星分支（AGB）恒星（例如OH 231.8 +4.2）中没有检测到CI，尽管在它们的富碳类似物中检测到了CI。数据中有两个明显的趋势。首先，拱星信封与可检测的CI是压倒性的富碳，这表明大部分的CI是由CO以外的分子的解离产生的。第二，更发达的信封远离AGB，更高的CI/CO比。富氧的超巨星猎户座阿尔法星仍然是唯一一颗拥有可探测到的CI风的富氧恒星。这些数据表明，冷拱星包层的CI/CO比的演化序列。当恒星位于AGB上时，这个比例很小（几个百分比），CI位于外壳中，由光解产生。当恒星远离AGB演化时，这个比值增加到约0.5，因为在AGB演化结束时出现的快风引起的冲击会使CO和其他含碳分子解离。最后，当中心恒星变得足够热而使CO光解离时，该比率变为>> 1。
1999-12-23 astro-ph
Mass Transfer Cycles in Close Binaries with Evolved Companions
我们给出了低质量X射线双星和激变变星的质量转移变化的全球分析，其演化是由次级恒星的核膨胀驱动的。我们表明，极限环所造成的辐射的次级吸积主要是可能的，在一个大类，这些二进制文件。在高态，伴星在热时间尺度上转移了其包层质量的很大一部分。在大多数情况下，这意味着超爱丁顿转移率，因此可能导致共同的包络演化和超短周期双星的形成。观测到的具有（次）巨次级粒子的系统，通过瞬变或以某种方式屏蔽次级粒子不受辐射而使自己稳定下来，以对抗这种可能性。
1997-01-28 astro-ph
Dynamos and Chemical Mixing in Evolved Stars
在低质量的红巨星分支（RGB）和渐近巨星分支（AGB）恒星中，异常混合必须将氢燃烧壳层附近的物质输送到对流包层。最近，有人提出，浮力磁通量管可以提供必要的传输速率（Busso等人，2007年）。这些场被假定为起源于恒星内部运行的发电机。在这里，我们展示了AGB星的包络中的$α-Ω$发电机需要什么来维持这些字段。差分旋转和旋转通过湍流耗散和坡印亭通量流失，因此，如果剪切可以通过对流补充，那么大规模的环向场强度的$\left<B_ϕ\right>\simeq3\times10^4$ G可以维持在对流区的底部。
2007-12-14 astro-ph
Internal temperatures and cooling of neutron stars with accreted envelopes
利用状态方程和中子星外层不透明度的新数据，计算了在T_e > 5 \times 10^4 K时，有和没有吸积包层的中子星（NS）的有效表面T_e与内部温度之间的关系.我们研究各种模型的吸积层（H，He，C，O壳核的吸积物质的转变）。我们采用新的不透明度库（OPAL）辐射不透明度的H，He和Fe。在最外层NS层，我们实现了现代OPAL状态方程的Fe，和Saumon-Chabrier状态方程的H和He。简并电子的更新的热导率包括固化物质中的电子-声子散射的Debye-Waller因子，而在液体物质中，它们包括来自电子-离子碰撞（用非玻恩校正和响应电子背景中的离子结构因子评估）和来自电子-电子碰撞的贡献。当T_e < 10^{5.5} K时，电子在包层非简并层中的传导变得重要，从而显著地降低了温度梯度。在T_e > 10^5 K时，吸积物质进一步降低了这一梯度。即使是少量的吸积物质（质量> 10^{-16} Msun）也会对NS冷却产生明显的影响，导致中微子冷却阶段的T_e较高，而随后的光子阶段的T_e较低。
1997-08-21 astro-ph
Cooling neutron stars with localized protons
我们分析冷却的中子星，假设存在本地化的质子在其核心的致密区域。选择一个单一的质子定域阈值密度，并调整中子星质量，我们重现了Vela和PSR 0656+14的有效表面温度的观测数据，包括吸积氢包层的存在与否。然而，在这个模型中，为了再现Geminga数据，必须存在微小的氢包层。
2000-04-13 astro-ph
On the spectroscopic nature of the cool evolved Am star HD151878
最近，Tiwari，Chaubey，& Pandey（2007）发现了可见双星HD 151878的明亮部分，它通过Johnson B滤波器表现出快速的光度振荡，周期为6 min（2.78 mHz），高的调制振幅高达22 mmag峰-峰，使这颗恒星成为迄今为止已知振幅最高的roAp恒星。作为一颗新的roAp星，HD 151878在北天是一颗罕见的例子，也是第二颗已知的演化的roAp星，另一颗是HD 116114。我们使用北欧光学望远镜的FIES摄谱仪在高色散下获得高时间分辨率光谱，试图验证快速振荡。我们在这里表明，在这个时代的恒星是光谱稳定的快速振荡不超过几十米/秒。此外，高分辨率的光谱显示，该恒星是Am型，而不是Ap型，我们发现该恒星缺乏快速振荡Ap型恒星的大部分已知特征。我们的结论是，这是一个不以6分钟周期脉动的Am星。最初发现的脉动很可能是仪器的人工制品。
2008-07-17 astro-ph
Fast Cooling of Neutron Stars: Superfluidity vs. Heating and Accreted Envelope
一般认为，中子星冷却方案涉及快速中微子发射，从K介子或π介子凝聚，夸克物质，或直接Urca过程，需要在恒星的中央核心重子配对的存在，以控制强中微子发射和产生与观测相符的表面温度。我在这里表明，在K介子凝聚体的情况下，配对是不必要的，如果：1）状态方程足够硬，恒星有一个厚的地壳，其中可以发生足够的摩擦加热恒星和2）一个薄层，质量大于10^{-12} Msol的轻元素（H和He）是在恒星表面。光元件的作用是增加热流，从而产生更高的表面温度。加热的发生和表面H和/或He的存在（在超新星后期吸积期间沉积）都可能通过未来的观测得到证实或证实。
1996-10-29 astro-ph
An observational signature of evolved oceans on extra-solar terrestrial planets
主序星的光度随时间增加，最终会导致绕地行星上的海洋大量蒸发。随后，行星上层大气中的气相水可以被恒星紫外线光解，产生的氢原子可能会在风中消失。这个气体包层可能会经过主星的前面，在年龄超过1 Gyr的系统中产生短暂的、可检测到的莱曼线紫外吸收。
2004-02-25 astro-ph
How Evolved are the Mass Donor Stars inCataclysmic Variables?
最近的光谱观测已经确定了几个灾难性的变量非太阳金属丰度。我们提出的理论模型，检查CV secondaries接触前预期的核心进化水平。我们的研究结果表明，很少有次级恒星演变过去的10%，其主要序列的生命开始之前的质量转移，这是在协议与目前的观测结果。因此，观测到的非太阳金属丰度必须是由于在初始接触或在经典新星爆发期间收集的喷出物之前的普通包络扫描期间由次级恒星吸积的核燃烧副产品。
2001-06-12 astro-ph
On the Energy Equation and Efficiency Parameter of the Common Envelope Evolution
我们研究了质量为3-10 M_sun的演化巨星的结构，以估算密近双星系统中物质转移前包层与核心的结合能。这个结合能是由一个参数λ表示的，λ对于确定通过共同包络（CE）和螺旋相位演化的二进制的结果是至关重要的。我们讨论了λ参数和效率的信封喷射在CE阶段，并表明，λ强烈依赖于演化阶段（即恒星半径）的施主恒星在开始的质量转移。这种关系的存在使我们能够引入一种新的方法来解决能量方程。对于一个给定的观测双星系统，我们可以得到一个唯一的解，原始的质量和年龄的施主星，以及前CE轨道周期。我们发现lambda的值通常在0.2和0.8之间。但在某些情况下，特别是在低质量恒星的渐近巨星分支上，λ可能大于5。高λ值（而不是假设高效率参数，eta_CE >1）足以解释在那些被认为已经通过CE阶段演化的双星毫秒双星中观察到的长的最终轨道周期。我们还提出了一个表格的lambda作为恒星半径和质量的函数，这是有用的快速估计的轨道衰减在一个共同的信封和螺旋阶段。
2000-07-04 astro-ph
Mass Loss From Evolved Stars in Elliptical Galaxies
早期型星系中的大多数X射线发射气体可能来自红巨星质量损失，在这里，我们模拟了这种恒星质量损失和热环境介质之间的相互作用。使用二维流体动力学模拟，我们采用的环境介质的温度为3E 6 K随着一系列的环境密度和恒星速度。当恒星的速度相对于周围的介质是超音速时，弓形激波会发生，伴随着一个被驱动到恒星喷出物中的激波，它只加热了一小部分气体。在弓形激波的后面，一个冷的尾流发展，但是热介质的快速流动导致开尔文-亥姆霍兹不稳定性增长，这些指状物受到冲击和加热（没有辐射冷却）。伴随着尾流物质与热介质的混合，大多数恒星喷出物在距离恒星2 pc的范围内被加热到接近热环境介质的温度。加上辐射冷却，一些尾流物质仍然很冷（<1 E5 K），占恒星质量损失的25%。当环境密度较低或恒星速度高于我们的参考情况时，冷却程度较低的气体会存活下来。这些结果表明，一些冷却的气体应该存在于具有热环境介质的早型星系的内部。这些计算可以解释观测到的分布光学发射线气体以及在早型星系的尘埃的存在。
2008-05-27 astro-ph
The Circumstellar Environments of NML Cyg and the Cool Hypergiants
我们提出了高分辨率的HST WFPC 2图像的紧凑星云周围的冷M型超巨星NML Cyg，VX Sgr和S Per。强大的OH/IR源NML Cyg呈现出一个奇特的豆状不对称星云，与其H2O蒸气脉泽的分布一致。我们表明，NML天鹅座的拱星信封可能是由光解离的强大，附近的协会天鹅座OB 2天鹅座X超泡内。OH/IR源VX Sgr和S Per具有边缘分辨包络。S Per的拱星星云看起来像是在NE/SW方向上拉长的，类似于它的OH和H2O脉泽，而VX Sgr则嵌入在一个球状的包层中。我们没有发现中间型超巨星rho Cas，HR 8752，HR 5171 a周围的星周星云的证据，也没有正常的M型超巨星mu Cep。我们的结论是，没有证据表明，高质量损失事件之前，500-1000年前，这四颗星。
2005-09-30 astro-ph
Discovery of unusual pulsations in the cool, evolved Am stars HD 98851 and HD 102480
化学奇特（CP）星HD 98851和HD 102480是在"Naini Tal Cape巡天“方案中发现的不寻常的脉动变星，该方案旨在寻找CP星的脉动变星。本文报道了这些新发现恒星的时间序列光度和光谱观测结果。时间序列测光的傅立叶分析表明，HD 98851主要以0.208 mHz和0.103 mHz的频率脉动，HD 102480以0.107 mHz、0.156 mHz和0.198 mHz的频率脉动。频率标识都受到1 d $^{-1}$循环计数模糊性的影响。我们已经匹配了观测到的低分辨率光谱的HD 98851和HD 102480在3500-7400欧姆与理论合成光谱，使用Kurucz模型与太阳金属丰度和微湍流速度2公里秒$^{-1}$。这些生成了HD 98851的$T_{eff}=7000\pm250$ K，log $g=3.5 \pm 0.5$和HD 102480的$T_{eff} = 6750 \pm 250$ K，log $g = 3.0 \pm 0.5$。我们确定这些恒星的等效H线光谱类分别为F1 IV和F3 III/IV。HD 98851和HD 102480在HR图中的位置与理论恒星演化轨迹的比较表明，这两颗恒星都是大约1-Gyr-old，2- $M_{\odot}$恒星，位于$δ$ Sct不稳定带的红边。我们得出结论，HD 98851和HD 102480是很酷的，进化的调…
2003-05-20 astro-ph
Full polarization study of SiO masers at 86 GHz
我们研究的偏振的SiO脉泽发射在一个有代表性的样本演化的恒星，以获得一个估计的磁场的强度，从而确定这种磁场对演化的恒星的影响。我们同时进行光谱测量的4斯托克斯参数，从中我们推导出圆偏振和线偏振水平。这些观测是使用安装在IRAM 30 m望远镜上的IF旋光计进行的。根据我们的观测结果，对现有的SiO脉泽模型进行了讨论。在塞曼分裂假设下，我们得到了磁场强度的估计。平均磁场在0到20高斯之间变化，平均值为3.5高斯，在整个拱星包络中遵循1/r定律。因此，磁场可能扮演了一个塑造的角色，或者可能是演化物体中星周包络的准直剂。
2006-01-05 astro-ph
Common envelope evolution through planetary nebula eyes
共同的包络相互作用是负责发展密切的双星。其中有少数行星状星云（PN）的中心恒星。然而，最近的观测结果表明，大多数PN实际上是在二进制系统中。因此，我们提出这样一个问题，即大部分甚至所有的银河系PN是否都来自于一个共同的包络相互作用。我们最近的计算发现，如果所有质量在~1-8 Mo之间的单主星和双星都喷射出一个PN，那么星系中的PN将比观测到的多得多。另一方面，预测的后公共包络PN的数量与银河系中PN的总数更一致。这是一个新的迹象表明，二进制相互作用在创建PN和鼓励加强努力，以检测二进制同伴发挥功能性作用。
2005-11-11 astro-ph
Comments on the Final Orbital Separation in Common Envelope Evolution
我研究了一些常见的信封演变，其中一个紧凑的恒星进入一个巨星的信封。我表明，在一些二元系统下的一个狭窄的参数范围内，一个巨大的恒星信封的相当大的一部分是失去了发病前的共同信封。在共同包层开始时包层质量的减少意味着双星系统以相对较大的轨道间隔从共同包层中出现。因此，在研究通过一个共同的包络相演化并以一个相对较大的轨道间隔结束的系统时，我警告不要采取忽略这一过程的简单处理方法，例如，PG1115+166。当伴星仍然在巨大的恒星包层之外时，包层的一小部分被伴星吸积。伴星可能会形成一个吸积盘并喷出两股喷流。我提出的双极行星状星云NGC 2346的形成，它有一个双核心的轨道周期比任何其他已知的行星状星云的双系统长。因为这种情况下，一个后期的共同包络阶段，发生在一个狭窄的参数范围内，我希望它适用于一个小的，但不可忽略的系统数量。
2002-05-07 astro-ph
Neutron star envelopes and thermal radiation from the magnetic surface
讨论了中子星包层的热结构，重点讨论了分析结果。从脉冲星冷却和磁星的应用角度，进一步评述了化学成分和强磁场对不透明度和热结构影响的最新研究进展。
2001-03-31 astro-ph
The structure of protostellar envelopes derived from submillimeter continuum images
使用詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜上的SCUBA亚毫米相机，对金牛座和英仙座恒星形成区8颗年轻原恒星的包层发射的亚毫米尘埃进行了高动态范围成像。良好的对应关系的光谱分类的原恒星和它们的尘埃排放的空间分布的观察，在这个意义上说，那些具有较冷的光谱能量分布也有一个更大的部分的亚毫米波通量起源于一个扩展的信封相比，磁盘。这是因为冷源有更大质量的包层，而不是温暖的源有更大的盘。尘埃辐射的方位平均径向廓线被用来导出包络密度分布的幂律指数p（由与r^-p成比例的ρ定义），并且发现大多数源的p值与云坍缩模型预测的值一致。然而，在我们的样本中，最年轻的原恒星，L1527和HH 211-mm，偏离理论预测显着，表现出的p值有点低于可以占现有的模型。对于L1527，激波对包层的加热，其中外流冲击周围介质，可以解释我们的结果。对于HH 211-mm，需要另一种解释，一种可能性是磁场和/或湍流在外壳中保持了较浅的密度分布。如果是这样的话，恒星的形成必须由支撑物从云中消失的速率决定，而不是由包层的流体动力学性质决定，比如声速。
1999-09-29 astro-ph
Influence of Planets on Parent Stars: Angular Momentum
我回顾了一些可能的过程，行星和褐矮星可以影响其母恒星的演化。当类太阳恒星在红巨星分支（RGB）和渐近巨星分支（AGB）上演化时，它们将与它们的近距离行星（如果存在）相互作用。相互作用开始于潮汐相互作用：这将导致行星将大部分角动量沉积到巨星的包络中，然后螺旋进入包络。(Too许多论文讨论了围绕演化恒星的近距离行星[小于约3-6 AU]，忽略了潮汐相互作用，因此他们的结果是值得怀疑的。它们可以使母星的自转速度加快几个数量级。星下天体与演化恒星的相互作用可能会增加质量损失率，主要是在赤道面。可能的结果是：（i）行星系统与其母星AGB的相互作用可能导致中等椭圆行星状星云的形成。(ii)失去更多质量的RGB恒星变成更蓝的水平分支（HB）恒星。因此，行星可以解释蓝色HB恒星的形成。这可以解释在许多球状星团中存在许多蓝HB星（行星是第二个参数），以及在银河系中存在一些热HB星（sdB星）。(The使用哈勃太空望远镜在没有蓝色HB恒星的球状星团中寻找行星的8.3天是错误的。）(iii)大多数已知的有行星的恒星不会形成行星状星云，因为它们会失去RGB上的大部分包络。
2003-09-19 astro-ph
Transients Among Binaries with Evolved Low-Mass Companions
我们发现，稳定的磁盘吸积应该是非常罕见的低质量的X射线双星和激变的变量，其演变是由第一个巨大的分支上的二级恒星的核膨胀驱动。稳定的吸积仅限于中子星系统，那里的次级恒星仍然相对较大，以及一些超软的白矮星吸积体。所有其他系统，包括所有黑洞系统，都表现为软X射线瞬变或矮新星。所有的长周期中子星系统在大部分包层质量转移之前就变成瞬变的，并保持瞬变直到包层耗尽。这使得比较银盘中毫秒脉冲星与它们的LMXB祖先的数量变得复杂，也意味着脉冲星的自旋速率在瞬态而不是稳定的系统中是固定的，这与通常的假设相反。长周期持久源Sco X-2、LMC X-2、Cyg X-2和V395 Car如果包含中子星，则其最小伴星质量必须大于0.75 Msun，如果包含黑洞，则质量更大。中子星瞬变GRO J1744-2844中的伴星质量必须小于0.87 Msun。任何稳定源在长周期内的存在都支持这样的观点：（a）即使不是全部，也有许多LMXB中的吸积盘受到中心源的强烈辐照;（b）在长周期超软X射线源中，质量传递是热不稳定的。
1997-02-18 astro-ph
A Molecular Line Survey of the Highly Evolved Carbon Star CIT 6
本文介绍了用亚利桑那射电天文台（ARO）12米望远镜和海因里希赫兹亚毫米望远镜（SMT）在2 mm和1.3mm波段对CIT 6的富C包线进行的谱线测量。观测频率范围为131- 160 GHz，219- 244 GHz和252- 268 GHz，典型灵敏度极限T_R<10 mK。共检测到74个单独的发射特征，其中69个被确定为来自21个分子物种和同位素体，5个微弱的线仍未被确定。在该天体中首次发现了两个新分子（C_4H和CH_3CN）和七个新同位素体（C_17O、29SiC_2、29 SiO、30 SiO、13 CS、C_33S和CS）。柱密度，激发温度，和检测到的分子的丰度分数使用旋转图分析确定。CIT 6与IRC+10216的光谱比较表明，CIT 6的光谱特性与IRC+10216的光谱特性基本一致。对于大多数的分子种类，在两个对象中检测到的线的强度比是在良好的协议彼此。然而，有证据表明CIT 6中的CN和HC 3 N排放增加，HCN、SiS和C4 H排放减少。基于它们的远红外光谱，我们发现CIT 6的尘埃与分子气体比可能比IRC+10216低。为了研究演化恒星的化学演化，我们比较了AGB包层CIT 6和IRC+10216以及明亮的原行星状星云CRL 618中的分子丰度。对星周化学的影响进行了讨论。
2008-08-24 astro-ph
Submillimeter Array Observations of CS J=14--13 Emission from the Evolved Star IRC+10216
本文介绍了演化星IRC+10216在685.4GHz的CS J=14- 13谱线上的成像观测结果，以及用部分建成的亚毫米波阵在约2“分辨率下对相关亚毫米波连续谱的成像观测结果。恒星包层的CS J=14- 13线辐射在空间和光谱上都有很好的分辨。强的中心浓度的线发射提供了直接的证据，CS是一个母分子，形成接近恒星光球，符合以前的图像较低的激发CS J=2- 1线和推论，从未解决的观察振动激发转换。连续发射主要由一个紧凑的，未解决的组件，与光球发射一致，占约20%的宽带450微米通量。这是在半透明的450微米大气窗口中进行的第一次干涉仪成像观测。
2004-03-17 astro-ph
Evolved stars hint to an external origin of enhanced metallicity in planet-hosting stars
系外行星优先在高金属量的主序星周围发现。我们的目标是调查进化的恒星是否也具有这种性质，以及这对行星形成有什么启示。统计工具和恒星演化理论的基本概念被应用到发表的结果以及我们自己的径向速度和化学分析的演变恒星。我们发现，行星托管（P-H）的矮星和巨星的金属分布是不同的，后者不赞成富金属系统。相反，这些恒星遵循与我们样本中没有行星的巨星相同的年龄-金属丰度关系。简单的解释是，将矮星和巨星之间的差异归因于巨星对流包层的质量要大得多。如果主序上的金属过剩是由于污染造成的，那么稀释效应自然就解释了为什么在演化的恒星中没有观察到它。虽然我们不能排除其他解释，但在P-H巨星中缺乏对富金属系统的偏好可能是富金属物质吸积的强烈迹象。我们将讨论进一步的测试，以及这个假设的一些预测和后果。
2007-07-05 astro-ph
Asteroseismic determination of helium abundance in stellar envelopes
太阳振荡的中间度模式以前曾被用来确定太阳氦丰度的高精度。然而，我们不能指望在其他恒星中观察到这种模式。在这项工作中，我们调查是否可以使用低度模式，应该从天基asteroseismology任务，以确定氦丰度，Y，在恒星信封具有足够的精度。我们发现，由氦第二电离区中的Γ_1压低引起的频率振荡信号可以用来确定低质量主序星的包层氦丰度。对于1/10^4的频率误差，我们预计估计的氦丰度的误差σ_Y范围为0.03（0.8M_sun星）至0.01（1.2M_sun星）。在演化的恒星中，如亚巨星，这个任务更加复杂，但如果频率的相对误差小于10^{-4}，仍然是可行的。
2004-02-15 astro-ph
Collisions of Free Floating Planets with Evolved Stars in Globular Clusters
我们估计了球状星团中恒星与自由浮动行星（FFP）的碰撞率，特别是FFP与红巨星分支（RGB）恒星的碰撞。最近的动力学模拟显示，在丰富的球状星团核心附近，这类天体的密度可能超过每立方秒差距百万。我们发现，在这些集群中，核心附近的所有RGB恒星中有5- 10%会与FFP发生碰撞，并且这种碰撞可以使RGB恒星的包络旋转一个数量级。反过来，更高的旋转速率可能导致RGB上的质量损失率增加，这可能导致更蓝的水平分支（HB）恒星。因此，在一个球状星团中大量的FFP的存在可能会在可检测的程度上影响该星团HB上恒星的分布。
2001-11-11 astro-ph
Multi-wavelength diffraction-limited imaging of the evolved carbon star IRC +10216, II
给出了IRC +10216在近红外h、k和l波段不同带通下的高角分辨率图像。该地图具有最高的角分辨率尚未恢复，并重建干涉测量在凯克1望远镜在1997年12月和1998年4月，形成了一个子集的7历元监测计划提出了较早的[文件1]。系统的观测波长的变化，发现和讨论的背景下，目前的几何模型的拱星信封。利用这些新的高分辨率、多波长数据和同期测光，我们还重新审视了星云明亮致密的核心（组分“A”）标志着中心碳星位置的假设。我们发现，直接测量的核心属性（角大小，通量密度，色温）是一致的红碳星光球（视线τ =5.3）。
2005-03-09 astro-ph
The new infra-red view of evolved stars in IZw18
我们报告的结果，从近红外成像IZw 18，最贫金属星系在本地宇宙与NICMOS上的哈勃太空望远镜（HST）。观测是在宽的F205 W滤波器（$\sim$ K）和中宽带F171 M和F180 M中获得的，后者覆盖了冷星中强分子吸收的特征。新的数据，加上先前获得的HST/NICMOS图像在F110 W（$\sim$ J）和F160 W（$\sim$ H）过滤器，提供了一个普查的冷恒星星族在这个化学未演化的星系。我们发现，恒星一样古老的$\sim 1$陀螺需要解释所观察到的颜色星等图。结合宽波段测光和中波段测光，对观测到的恒星进行了分类。观测到的恒星星族，在我们数据的深度，主要是发光的红超巨星。然而，也存在中年人的成分。我们已经确定了碳星候选人，并表明他们主导的恒星内容的中间质量和年龄。我们发现，低金属丰度的中间年龄的恒星，对于一个给定的颜色，F110 W（$\sim$ J带）相比，本地碳星过剩。IZw 18中发现的碳星是迄今发现的最遥远（超过10 Mpc）的例子。
2004-11-09 astro-ph
Red giant depletion in globular cluster cores
我们研究了在核坍缩后的球状星团中观测到的红巨星的耗尽现象。特别是，我们考虑的演化场景是一个由两个低质量的恒星，经历了两个共同的信封阶段组成的二进制。当主星是红巨星，导致氦白矮星和主序星在一个分离的双星系统中时，第一个共同的包层相就会出现。第二个共同的包层阶段发生在次级恒星变成红巨星之后不久。在第二个共同包层阶段，简并氦核合并，导致核心质量大于氦燃烧极限，并形成水平分支星。我们表明，这种演化路线是增强后核心坍缩集群恒星遭遇。这些相遇增加了双星系统的数量，而双星系统在不久的过去可能会进化到红巨星分支。
2003-01-23 astro-ph
Almost Analytic Models of Ultramagnetized Neutron Star Envelopes
最近的ROSAT测量表明，来自孤立中子星的X射线发射在恒星自转周期上受到调制。为了解释这些测量结果，我们需要精确计算通过中子星薄的绝缘外壳的热传递。本文提出了超磁化中子星包层热结构的近似解析模型。具体来说，我们研究的限制，只有地面朗道水平填充。我们使用的模型来估计预期的调制幅度的非均匀性在强磁化中子星的表面温度。此外，我们估计冷却率与字段$B \sim 10^{15}-10^{16}$ G的相关模型，调用“磁星”，以占软$γ$射线发射从一些重复的来源。
1998-05-13 astro-ph
Heat blanketing envelopes and thermal radiation of strongly magnetized neutron stars
强（B >> 10 ^9 G）和超强（B > 10^{14} G）磁场深刻地影响着中子星包层中稠密等离子体的许多热力学和动力学特性。特别是，它们在中子星地壳中产生强烈的各向异性热导率，并修改状态方程和大气中的辐射不透明度，这是冷却理论和光谱大气模型的主要成分。因此，中子星的辐射光谱和热光度都会受到磁场的影响。本文简要回顾了这些效应，并论证了磁场强度对孤立中子星热结构的影响，重点讨论了磁星的超强磁场和高温所带来的差异。对于后者，重要的是要适当考虑磁场对热传导和密度ρ> 10^{10} g cm^{-3}的中微子发射的综合影响。我们表明，中微子发射提出了一个B-依赖的冷却中子星的有效表面温度的上限。
2007-09-04 astro-ph
Water ice growth around evolved stars
我们提出了一个模型的水冰的增长在硅酸盐颗粒的渐近巨星分支（AGB）恒星和红超巨星的拱星信封。我们认为，气体颗粒碰撞，冰的热蒸发从一个粮食，和溅射的冰的增长。我们的模型包含几个改进，与早期的模型相比，包括溅射的影响，对粮食的辐射压力的详细计算的详细治疗，和亚音速漂移速度的治疗。在漂移速度之间的颗粒和气体的信封，我们发现，冰的形成过程可以分为三个制度：（i）溅射为主的制度，冰的生长受到严重抑制，（ii）中间制度与适度有效的冷凝和（iii）热为主的制度，冰的形成是非常有效的。溅射是决定是否会形成冰的关键因素。我们发现，在红超巨星中，冰的形成受到抑制，而OH/IR恒星的风允许有效的冷凝，并可以将大部分可用的水蒸气（百分之几十）转化为颗粒上的冰幔。星族II的AGB星很难形成冰，因为它们的尘埃与气体的比例很低。我们还修改了描述凝结和贫化的分析方程（Jura和Morris，1985），以便对高和低漂移速度给出合理的结果。最初，冰会以晶体形式凝结，但在低温下继续凝结，以及星际紫外光子造成的破坏也有利于无定形冰的产生。我们预测，形成的冰中有很大一部分将是无定形的。
2003-01-29 astro-ph
