Formation of ultra-massive carbon-oxygen white dwarfs from the merger of carbon-oxygen and helium white dwarf pairs
质量大于1.05 Msun的超大质量白矮星（UMWD）基本上被认为拥有氧-氖（ONe）核。最近，盖亚数据揭示了增强UMWDs的赫兹-罗素图（HRD），这表明额外的冷却延迟机制，如结晶和元素沉淀可能存在于UMWDs。进一步的研究表明，一部分UMWDs应该经历了相当长的冷却延迟，这意味着它们是碳氧（CO）WD。然而，这些UMCOWD的形成机制仍在争论中。在这项工作中，我们研究了大量的CO WD与氦WD（He WD）的合并是否可以演变为UMCOWD。利用恒星演化程序MESA，我们构造了双WD合并残留物来研究它们的最终命运。我们发现，合并后的残留物的演化类似于R CrB星。He壳层的氦燃烧导致CO核的质量以2.0*10^-6 ~ 5.0*10^-6 Msun/yr的速率增长。最终的CO WD质量的影响，风质量损失率在合并后的演变，并不能超过约1.2Msun。核心质量大于1.2Msun的残留物将经历表面碳点火，这可能最终结束它们的生命。目前的结果表明，至少有一部分的UMWDs经历超长的冷却延迟可能源于合并的CO WD和He WD。
2022-02-04 astro-ph.SR
Properties of Carbon-Oxygen White Dwarf Merger Remnants
最近的研究表明，在合适的初始条件下，超和亚克拉塞卡质量的碳-氧白矮星合并都会产生类似于观测到的超新星Ia的爆炸。然而，问题仍然是，要产生这些条件，需要进行多大程度的微调。我们进行了大量的SPH合并模拟，扫描可能的参数空间。我们发现合并残余属性的趋势，并讨论我们的结果如何影响我们最近提出的亚克拉塞卡合并通道SNe Ia的可行性。
2011-09-20 astro-ph.SR
Oxygen in the early Galaxy: OH lines as tracers of oxygen abundance in extremely metal-poor giant stars
氧是银河系化学演化的强有力的示踪元素。不幸的是，在紫外-红外恒星光谱中只有少数氧谱线可用于可靠地确定其丰度。此外，使用不同的谱线获得的氧丰度通常显著不一致。因此，在这方面的贡献，我们调查是否在1D流体静力学模型大气中使用的丰度测定对流处理不当可能是造成这种分歧。为此，我们使用VLT CRIRES光谱的三个EMP巨星，以及三维流体动力学CO $^5$ BOLD和一维流体静力学LHD模型大气，研究对流的红外（IR）OH线的形成中的作用。我们的研究结果表明，对流的存在导致显着更强的IR OH线。结果表明，用3D流体动力学模型和经典的1D流体静力学模型大气，由IR OH线确定的氧丰度的差异可达-0.2 ~1.5。-0.3dex。对于所研究的三颗EMP巨星，我们用1514-1626 nm的振动-转动IR OH谱线测定的3DLTE氧丰度与以前用[O I] 630 nm禁戒谱线测定的氧丰度有很好的一致性。
2014-09-10 astro-ph.SR
Chromospheric Models and the Oxygen Abundance in Giant Stars
半人马座欧米茄中两颗典型贫金属巨星的真实恒星大气模型，包括色球层影响氧I光学线的形成：禁戒线（630 nm，636 nm）和红外三线（777.1-777.5 nm）。一维半经验非LTE模型的基础上，观察到的巴耳末线。一个完整的非LTE制定适用于评估线强度的O I包括光电离的莱曼连续和光激发的Ly-alpha和Ly-beta。色球模型（英语：Chromosphere models）产生的禁戒氧跃迁比辐射/对流平衡（英语：Radiation/Conventional equilibrium）模型（英语：Radiation/Conventional equilibrium model）更强。来自高水平的三重态氧谱线也比RCE模型中产生的更强。这两颗恒星的实际CO2模型中推断的氧丰度与RCE模型中的值相比减少了3倍。较低的氧丰度表明，中等质量的AGB星有助于观察到的丰度模式在球状星团。贫金属场巨星的氧丰度的变化可能会影响红巨星分支的深混合事件模型。氧丰度的变化会影响其他对天体物理学至关重要的丰度测定，包括化学标记技术和星系化学演化。
2016-03-23 astro-ph.SR
Chemical Homogeneity in the Orion Association: Oxygen Abundances of B Stars
我们提出了非LTE氧丰度的样本中的猎户座协会的B星。丰度计算包括非LTE谱线形成，并使用完全覆盖的非LTE模型大气。恒星参数与Cunha & Lambert（1994）先前研究中采用的参数相同。我们发现，年轻的猎户座恒星在这个样本中的10颗恒星被描述为一个单一的氧丰度的平均值为A（O）=8.78和一个小的分散度为+/- 0.05 dex，这是在分析中的不确定性的顺序。这一平均氧丰度与Cunha & Lambert（1994）先前获得的平均氧丰度相当：A（O）= 8.72 +/- 0.13，尽管这一早期研究基于LTE中的非覆盖模型大气，显示出更大的分散性。在我们以前对氖和氩的研究中也发现了猎户座B星化学丰度的小分散;所有这些都基于相同的有效温标。猎户座星协的氧丰度分布与太阳附近的氧丰度的其他结果比较好。
2011-10-26 astro-ph.SR
Oxygen abundances in G- and F-type stars from HARPS
我们提出了一个详细的和统一的研究，从两个不同的氧线在6158 $Å$和6300 $Å$在一个大样本的太阳型恒星的氧丰度。结果被用来检查这些谱线的氧丰度指标的行为，并研究在厚和薄盘人口的银河系氧的演变。对[OI]~6158 $Å$和OI~6300 $Å$谱线进行了等效宽度测量。从这两条谱线分别获得了610颗和535颗恒星的LTE丰度。我们能够从447颗恒星的两个指标中测量氧丰度，这使我们能够首次以统一的方式比较它们。进行了细致的误差分析。我们发现，从6158 $Å$和6300 $Å$线得到的氧丰度在我们样本中58%的恒星中在0.1 dex以内，并且这个结果在更高的信噪比值下有所改善。我们证实了在厚盘的恒星氧增强，也已经看到其他$α$元素。新的氧丰度证实了以前的研究结果，即从太阳金属丰度到[Fe/H] $\sim$-1，氧铁比呈线性上升，斜率为0.78。然而，我们测量的斜率比以前基于氧三重态的研究中发现的斜率更陡。在[Fe/H]= $-$ 0.6以下，我们的恒星显示出的[O/Fe]比高达$\sim$ 0.8，这可以解释为银河系厚盘中氧过剩的证据。这些高氧丰度不构成问题的化学动力学模型，因为有一系列的参数，可以容纳我们的结果。
2015-01-23 astro-ph.SR
The photospheric solar oxygen project: III. Investigation of the centre-to-limb variation of the 630nm [OI]-NiI blend
太阳光球层的氧气丰度仍然是一个有争议的问题。大约10年来，一些测定结果支持低氧丰度，这与日震学推断的值不一致。在氧丰度指标中，630 nm处的禁止线通常被认为是最可靠的，即使它与NiI线混合。在本系列的论文I和论文II中，我们报道了在包括太阳在内的矮星中，由630 nm和636 nm处的从属[OI]线得出的氧丰度的差异。在这里，我们分析了几个，部分新的，太阳观测的光谱区域的中心到边缘的变化，包括在630 nm的混合，以分离的氧和镍的个人贡献。我们分析了在不同的肢体角度观察到的强度谱进行比较线形成计算的CO 5 BOLD三维流体动力学模拟的太阳大气。如果在我们的局部热力学平衡计算中假设通常采用的镍丰度为6.25，则从不同肢角的禁戒线获得的氧丰度是不一致的。在镍丰度略低的情况下，A（Ni）~6.1，我们获得一致的拟合，表明氧丰度为A（O）=8.73+/-0.05。在该值下，与辅助氧气管线的差异仍然存在。导出的氧丰度值支持太阳热层中氧丰度相当低的概念。然而，令人不安的是，在630和636 nm处的禁氧线给出了明显不同的结果，并且从630 nm混合物中获得的镍丰度低于其他镍线的预期。
2015-06-02 astro-ph.SR
Carbon and Oxygen Isotopic Ratios. II. Semiregular Variable M Giants
本文报道了51颗SRb和Lb型变星的碳氧同位素比值。振动-旋转第一和第二泛音CO线在1.5-2.5妈妈光谱进行了测量，以获得12 C/13 C，16 O/17 O和16 O/18 O的同位素比。与以前的测量个别恒星和各种样本的演化恒星，在现存的文献中，进行了讨论。利用氧同位素比值，可以推导出SRb恒星的质量。结合质量和盖亚光度，SRb星被证明是米拉变星的前身。探讨了平面平行流体静力平衡模型大气可用于M巨星丰度分析的极限参数。
2019-12-09 astro-ph.SR
Carbon and oxygen in metal-poor halo stars
碳和氧是银河系化学演化的关键示踪物;特别是，在贫金属晕星中，[C/O]向[O/H]下降的报告可能是大质量第三星族恒星核合成的标志。我们重新分析了39颗贫金属关闭恒星的碳、氧和铁丰度。在确定恒星参数和元素丰度时，我们首次考虑了三维（3D）流体动力学效应以及对局部热力学平衡（LTE）的偏离，方法是从3D非LTE H $β$轮廓中推导出有效温度，盖亚视差的表面重力，3D LTE Feii等效宽度的铁丰度，以及来自3D非LTE Ci和Oi等效宽度的碳和氧丰度。我们发现[C/Fe]与[Fe/H]保持平稳，而[O/Fe]线性增加到$0.75$ dex，[Fe/H]下降到$-3.0$ dex。因此，与先前的发现相反，[C/O]单调地朝向减小的[O/H]减小，这主要是由于我们改进的计算在低[Fe/H]下对Oi的非LTE效应不太严重。
2019-02-01 astro-ph.SR
Oxygen depletion in dense molecular clouds: a clue to a low O2 abundance?
暗云化学模型通常预测大量的O2，通常高于观测极限。目的：我们调查的原因，这种差异从理论的角度来看，灵感来自研究的詹金斯和Whittet对氧气消耗。研究方法：我们使用的气体颗粒代码鹦鹉螺与最新的气相网络来研究的灵敏度的分子氧丰度的氧元素丰度。我们使用KIDA（天体化学动力学数据库）专家推荐的10 K下O + OH反应的速率系数。结果如下：我们的气相化学网络的速率系数和分支比的更新，特别是N + CN和H3+ + O，改变了模型对氧元素丰度的敏感性。此外，气相丰度计算与我们的气体颗粒模型是不太敏感的元素C/O比比与纯气相模型计算。颗粒表面化学起着缓冲吸收大部分额外碳的作用。最后，为了再现在任何时候都在暗云中观察到的低丰度分子氧，我们需要小于1.6E-4的氧元素丰度。结论：稠密云层中的分子氧化学对模型参数非常敏感，这些参数不一定受到很好的约束。O2丰度可能对氮化学敏感，这表明星际化学的复杂性。
2011-04-08 astro-ph.SR
Spatially resolved measurements of the solar photospheric oxygen abundance
目的。我们报告的结果，一个新的太阳氧丰度的测定使用空间分辨观测和反演。我们试图推导出光球太阳氧丰度的方法，是强大的对模型大气中的不确定性。方法.我们使用真空塔望远镜（VTT）获得的空间分辨率的观测，以获得在40个不同的空间位置在颗粒和颗粒间的车道的氧丰度。我们首先获得一个模型，每个位置通过反转的Fe I线与NICOLE反转代码。然后将这些模型集成到一个分层贝叶斯模型中，该模型用于推断与所有观测结果兼容的氧丰度的最可能值。丰度是从6300 nm处的[O I]禁止线导出的，考虑了可能影响丰度的所有可能的干扰参数。结果我们的研究结果表明，在推断的氧丰度的所有像素分析，证明了对可能的系统误差的模型分析的鲁棒性良好的协议。我们发现，当分别处理时，颗粒中的氧丰度略高于颗粒间通道中的氧丰度（log（ε_O）= 8.83 \pm 0.02 vs log（ε_O）= 8.76 \pm 0.02），这是大约2-σ的差异。这种紧张关系表明，在模式或辐射转移的一些系统误差仍然存在，但很小。当将所有像素放在一起时，我们得到log（ε_O）=8.80 \pm 0.03的氧丰度，这与1-σ内的颗粒和泳道都相容。结果的分散是由于系统误差和随机误差。
2020-10-05 astro-ph.SR
Oxygen in dense interstellar gas - the oxygen abundance of the star forming core rho Oph A
氧是宇宙中第三丰富的元素，但它在星际介质中的化学性质仍然没有得到很好的理解。为了严格审查整个氧的预算，我们试图在这里最初估计丰度的原子氧，O，在唯一的一个区域，其中分子氧，O2，已被检测到的日期。我们分析ISOCAM-CVF光谱图像数据对rho Oph A推导出的温度和柱密度的H2在两个[OI] 3P_J线的ISO-LWS观测的位置。（J=1-2）63 μ m与（J=0-1）145 μ m谱线的强度比大大超过10，证明这些谱线在光学上是细的。辐射转移计算证实了这一点，使这些线适合丰度测定。为此，我们计算线强度，并将它们与LWS观测进行比较。观察到过量的[OI]发射与VLA 1623的分子流出有关。对于这个区域，我们确定的物理参数，T和N（H ~ 2），从CAM的观测和气体密度，n（H ~ 2），是由[O I] 63 μ m和[O I] 145 μ m线的流量比确定。对于氧丰度，我们的分析导致基本上三种可能性：（1）具有标准ISM O丰度的扩展的低密度气体，（2）具有标准ISM O丰度的紧凑的高密度气体和（3）具有降低的氧丰度的扩展的高密度气体，[0/H] ~ 2 E-5。由于选项（1）忽略了有效的[O I] 145 um数据，我们认为它不是很有说服力;我们赞成选项（3），因为化学云演化的结果预计丰度较低，但我们不能完全排除选项（2）。在这两种可能性之间作出决定需要比LWS提供的更高…
2009-03-20 astro-ph.SR
Measuring oxygen abundances from stellar spectra without oxygen lines
氧是恒星和宇宙中最丰富的“金属”元素。但是，确定恒星中的氧丰度已被证明是具有挑战性的，因为它们的光谱中缺乏可检测的原子氧谱线，以及这些谱线的观测和理论复杂性（例如，共混物、3D、非LTE）。尽管如此，Ting等人（2017）最近能够证明，可以通过低分辨率（R $\simeq$ 2000）光谱确定氧丰度。在这里，我们调查的物理过程，使这样的测量冷恒星，如K-巨星。我们发现，最强的光谱诊断氧来自CNO原子分子网络，但表现在光谱特征，不涉及氧。在外层大气层中，大部分碳被锁定在CO中，氧丰度的变化直接影响所有其他含碳分子的丰度，从而改变CH、CN和C $_2$特征在光谱中的强度。在更深的大气层中，大多数碳以原子形式存在，氧丰度的任何变化对其他含碳分子的影响都很小。实现这种氧丰度测量的关键物理效应是光学中的光谱特征来自CO主导和原子碳主导区域，提供对C和O的非简并约束。除了手头的情况下，结果表明，物理健全的丰度测量不需要局限于那些元素，有可观察到的线本身。
2018-05-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Off-centre carbon burning in He-accreting carbon-oxygen white dwarfs
碳氧白矮星（CO WD）+He星道是产生短延迟Ia型超新星（SNe Ia）的一种有希望的途径。最近的研究发现，如果CO WD的质量吸积速率高于临界速率（约2 * 10 ^-6 Msun/yr），则He壳层下的碳可以被点燃，引发向内传播的碳火焰。以前的研究通常假设偏离中心的碳火焰会到达中心，导致形成氧氖（ONe）WD，并坍塌成中子星。然而，偏离中心的碳燃烧过程没有得到很好的研究。这可能会对CO WD的最终命运产生一些不确定性。采用MESA，我们模拟的长期演变的偏离中心的碳燃烧在氦吸CO WD。我们发现，由于燃烧前沿的高温，向内传播的碳火焰直接将CO WDs转变为OSi芯，而不是ONe芯。我们认为，COWD的最终命运可能是OSi WD在偏离中心的碳燃烧的条件下，或爆炸的铁芯崩溃SNe，如果质量吸积继续。我们还发现，硅的质量分数的OSi核心是敏感的质量吸积率。
2019-04-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Masses, Oxygen and Carbon abundances in CHEPS dwarf stars
上下文我们报告的结果，从恒星的质量，碳和氧的丰度在大气中的107颗恒星的CHEPS计划的测定。我们的恒星来自一个具有显著超太阳金属丰度的群体。其中至少有10颗已知拥有轨道行星。目的。在这项工作中，我们着手了解在富含金属的恒星星族中具有不同光谱类、金属丰度和V sin i的恒星中碳和氧丰度的行为。方法.这些恒星的质量是使用盖亚DR 2发布的数据确定的。通过拟合吸收线确定氧和碳的丰度。通过拟合6300.304 A O I线来确定氧丰度，并且对于碳丰度的确定，我们使用Cl原子的3条线和C2分子的12条线。结果我们测定了107颗CHEPS星的质量和丰度。没有证据表明[C/O]比取决于V sin i或恒星的质量，在我们的质量限制范围内，即0.82 < Mstar/Msun < 1.5和金属丰度-0.27 < [Fe=H] < +0.39，我们证实，与非行星宿主恒星相比，富含金属的矮星更富含碳，统计学显著性为96%。结论.我们发现初步的证据表明，有一个轻微的偏移，以较低的丰度和更大的分散在氧丰度相对于碳，并解释这可能是由于生产的氧更有效地在更多的金属贫时代。我们还发现证据表明，对于低质量的恒星的角动量损失的恒星的行星作为测量的V sin i是陡峭的比恒星的没有行星。一般来说，我们发现快速旋转恒星（V sin i > 5 km/s）是大质量恒星。
2018-11-19 astro-ph.SR
Carbon-to-Oxygen Ratios in M dwarfs and Solar-type stars
在太阳型恒星中，通过相对于太阳的差分光球丰度分析，已经获得了星周盘的初始C/O比。我们提出的C/O比的M矮星的绝对丰度分析来自CO和H_2O的光谱在K带。我们用Kolmogorov-Smirnov检验比较了M矮星和太阳型恒星的C/O比分布。M矮星的C/O分布与太阳型恒星中高C/O比率的低频率相一致。
2016-07-26 astro-ph.SR
Oxygen abundances in low- and high-alpha field halo stars and the discovery of two field stars born in globular clusters
通过对777 nm O-I三重线的非LTE分析，获得了67颗金属丰度范围为-1.6<[Fe/H]<-0.4的矮星的氧丰度。尼森和舒斯特测量了这些恒星精确的大气参数，他们发现它们根据运动学和α元素（Mg，Si，Ca，Ti）丰度分为三组：厚盘，高α晕和低α晕。我们发现厚盘和高α晕星的氧丰度趋势非常相似。低α星在给定的[Fe/H]下显示出更大的[O/Fe]星间散射，并且与其他两组相比具有系统性较低的氧丰度。因此，我们发现这些恒星群中氧丰度的行为与α元素的行为相似。我们利用先前发表的盘星和贫金属晕星的氧丰度数据，给出了太阳附近恒星氧丰度趋势的总体视图（-2.3<[Fe/H]<+0.3）。两颗场晕矮星的O和Na丰度很高。G53-41和G150-40都具有非常低的氧丰度和非常高的钠丰度，这是在球状星团（GC）恒星中观察到的丰度异常的关键特征。因此，它们很可能是在GC中诞生的场晕星。如果这是真的，我们估计至少有3+/-2%的局部场贫金属恒星是在GC中诞生的。
2012-08-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stark Broadening of Carbon and Oxygen Lines in Hot DQ White Dwarf Stars: Recent Results and Applications
传统上，人们发现白矮星的表面成分主要是氢或氦。然而，最近发现了一个新的家族，即所谓的热DQ白矮星，其表面成分以碳和氧为主，几乎没有氢和氦（Dufour et al. 2007，2008，2010）。要推导出这些物体的精确大气参数（如有效温度和表面重力），就需要对谱线剖面进行详细的建模。斯塔克加宽参数在这方面至关重要。我们提出了初步的结果，从我们的新一代模型大气，包括最新的斯塔克加宽计算CII线，并讨论的影响，以及未来的工作，仍然需要做的。
2011-07-15 astro-ph.SR
Oxygen and Neon Abundances of B-Type Stars in Comparison with the Sun
为了重新审视长期存在的关于当前银河系气体和太阳大气中氧成分可能不一致的问题（即，前者比后者低约0.3dex），这显然与银河系化学演化相矛盾，我们利用OI 6156-8谱线在考虑非LTE效应的情况下对64颗B型中晚期恒星进行了氧丰度测定，并与用同样方法建立的太阳氧丰度进行了比较。由此得到的平均氧丰度为<A（O）> = 8.71（+/- 0.06），这意味着[O/H]（恒星-太阳差异丰度）约为-0.1，差异比以前认为的要小。此外，由于3D校正可能会进一步降低参考太阳氧丰度（8.81）约0.1德克斯，我们得出结论，这些B星的光球O丰度几乎与太阳相同。我们还测定了来自Ne I 6143/6163谱线的样本B星的氖的非LTE丰度为<A（Ne）> = 8.02（+/- 0.09），导致Ne/O比约为0.2，与最近的研究一致。这排除了相当高的Ne/O比的可能性，一旦提出作为解决所面临的太阳模型问题。
2010-08-06 astro-ph.SR
Three-dimensional hydrodynamical CO5BOLD model atmospheres of red giant stars. V. Oxygen abundance in the metal-poor giant HD 122563 from OH UV lines
虽然氧是早期星系演化的重要示踪物，但在[Fe/H] <-2.5时，其丰度与金属丰度的趋势仍然相对知之甚少。这部分是由于缺乏可靠的贫金属恒星氧丰度指标，部分是由于一维LTE丰度分析的缺点。在这项研究中，我们确定了贫金属晕巨星HD 122563使用三维流体动力学CO 5 BOLD模式大气中的氧丰度。我们的主要目标是了解3D LTE分析是否有助于提高从OH UV线确定的氧丰度的可靠性，与使用标准1D LTE方法获得的氧丰度相比。使用位于308-330 nm波长范围内的71条OH UV线测定HD 122563中的氧丰度。分析是使用高分辨率VLT UVES光谱与一维LTE谱线合成使用SYNTHE包和经典的ATLAS 9模型大气。随后，一个三维流体动力CO 5 BOLD，和一维流体静力LHD模型的气氛中使用，以计算3D-1D丰度校正。为此，与一维LHD模式大气中使用的微湍流速度来自流体动力学CO 5 BOLD模式大气。在以前的研究中，我们发现的1D LTE氧丰度的趋势确定从OH UV线与线参数，如线激发电位和线强度。这些趋势在3D LTE中变得明显不那么明显。使用OH UV线，我们确定HD 122563中的3D LTE氧丰度为A（O）= 6.23 +/- 0.13。这与从OH IR线获得的氧丰度A（O）= 6.39 +/-0.11相当一致，但它明显低于使用禁[OI]线确定的氧丰度A（O）= 6…
2016-11-10 astro-ph.SR
New phase diagrams for dense carbon-oxygen mixtures and white dwarf evolution
冷白矮星是可靠的独立恒星计时器。最常见的白矮星具有碳氧致密的核心。因此，非常冷的白矮星的冷却年龄敏感地依赖于所采用的碳氧二元混合物的相图。利用直接分子动力学模拟得到了一个适用于白矮星内部的致密碳氧混合物相图。在本文中，我们探讨了这种相图在冷白矮星演化中的作用。为了做到这一点，我们采用了详细的恒星演化代码和准确的初始白矮星配置，来自祖星的完整演化。我们使用了两种不同的相图，Horowitz et al.（2010）的相图呈现了一种非对称性，Segretain & Chabrier（1993）的相图呈现了纺锤形。我们计算了0.593和0.878 M_sun白矮星模型在结晶阶段的演化，发现当使用Horowitz等人（2010）的新相图时，碳氧相分离释放的能量较小。这转化为时间延迟，平均约为2倍，小于当采用Segretain & Chabrier（1993）的相图时获得的时间延迟。我们的结果对白矮星宇宙年代学具有重要意义，因为在两种相图中，非常老的白矮星的冷却年龄是不同的。这可能会对非常古老的球状星团的年龄测定产生明显的影响，对于这些球状星团，白矮星的色星等图提供了一种独立的方法来估计它们的年龄。
2011-10-25 astro-ph.SR
SN 2010lp---a Type Ia supernova from a violent merger of two carbon--oxygen White Dwarfs
SN 2010 lp是一颗Ia型超新星（SN Ia），具有缓慢演化的光变曲线。此外，它是迄今为止观察到的唯一一个亚发光的Ia型超新星，在后期光谱中显示出窄的OI发射线，表明喷出物中心附近有未燃烧的氧气。大多数Ia超新星爆炸模型不能解释窄OI辐射。在这里，我们提出的流体动力爆炸和辐射转移计算表明，两个碳氧白矮星的0.9和0.76太阳质量的暴力合并，分别充分再现了SN 2010 lp的早期观测。此外，我们的模型预测氧气接近爆炸喷出物的中心，在SN 2010 lp中观察到的星云光谱中窄OI发射的先决条件。
2013-11-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
The photospheric solar oxygen project: II. Non-concordance of the oxygen abundance derived from two forbidden lines
在太阳中，630和636 nm处的两条禁[OI]线先前被发现提供了不一致的氧丰度。我们调查这种差异是否是太阳特有的，或者它是否也在其他恒星中观察到。方法：我们利用THEMIS、HARPS和UVES观测到的四颗矮星到关闭星、五颗巨星和一颗次巨星的高分辨率、高信噪比光谱来研究这两条谱线的相干性。结果：这两条谱线提供的氧丰度在我们观测的所有巨星中是一致的，在观测误差范围内。另一方面，对于可以测量的两颗矮星，南河三和次巨星五车二，636 nm的谱线提供了系统性的更高的氧丰度，就像太阳一样。结论：造成这种差异的唯一两个可能原因是NiI线与630 nm线混合的振子强度存在严重误差，或者在636 nm线中存在未知的混合物，这使得特征更强。CN谱线与636 nm谱线的混合不能对该差异负责。在红翼上形成636 nm线的CaI自电离线，不能很好地用我们的合成光谱模拟。然而，更好地再现这条线将导致来自636 nm的更高丰度，从而增加差异。
2013-05-08 astro-ph.SR
Uncertainties in the solar photospheric oxygen abundance
这项工作的目的是为了更好地了解来自三维模型的光球太阳氧丰度的置信限，使用禁止[OI]线在6300 ° C，包括与其他参数的相关性。我们使用了一个三维经验模型和两个太阳强度图集。我们采用贝叶斯推断作为一种工具，以确定最有可能的太阳氧丰度的值所选择的模型。我们考虑了一些误差源，如在连续推导中的不确定性，在波长校准和丰度/强度的镍。我们的研究结果表明，在推导中采用的几个参数的影响之间的相关性。贝叶斯分析提供了稳健的置信限，以严格的方式考虑了所有这些因素。我们得到，给定的经验三维模型和阿特拉斯观测在这里，太阳氧丰度的最可能的值是$\log(ε_O) = 8.86\pm0.04$。然而，我们注意到，这种不确定性没有考虑由于模型选择而导致的系统误差的可能来源。
2017-01-24 astro-ph.SR
Equation of state for partially ionized carbon and oxygen mixtures at high temperatures
在等离子体化学图像的框架下，用自由能最小化方法计算了部分电离的碳、氧和碳氧混合物在3 \times 10^5 K <~ T <~ 3 \times 10^6 K范围内的物态方程.自由能模型是我们以前为纯碳开发的模型的改进扩展（Phys. Rev. E，72，046402; arXiv：physics/0510006）。结合物种的内部配分函数的计算通过在考虑压力电离的等离子体环境中的每个电离阶段的自洽处理。长程库仑离子之间的相互作用和筛选的离子由自由电子包括使用我们以前发表的分析模型，最近改进，特别是对于混合物的情况下。我们还提出了一个简单而准确的方法计算的部分电离的二元混合物的状态方程的基础上详细的电离平衡计算纯物质。
2011-11-02 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Double-Degenerate Carbon-Oxygen and Oxygen-Neon White Dwarf Mergers: A New Mechanism for Faint and Rapid Type Ia Supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）起源于碳氧白矮星（CO WD）的热核爆炸，产生发光的光学瞬变。一个相对常见的各种亚发光超新星Ia事件，被称为超新星Iax，被认为是由一个CO WD的爆炸失败。本文在合并白矮星的双简并通道背景下研究了爆轰失败的Ia超新星。特别是，我们已经进行了第一次完全三维模拟的合并的一个ONe WD与CO WD。虽然热的，潮汐破坏的富碳盘材料起源于CO WD二次是容易受到爆炸在这样的合并，ONe WD的主要核心是不是。这种合并产生了一个失败的爆炸，导致少量的质量喷射，并留下了一个被踢的，由核燃烧产物的回落而富集的超rasekhar ONe WD残留物。由此产生的爆发是一个快速衰落的光学瞬态与少量的放射性$^{56}$ Ni供电的光变曲线。因此，ONe-CO WD合并自然产生非常微弱和快速衰落的瞬变，甚至比迄今为止观测到的最微弱的Iax型事件，如SN $2008$ ha和SN 2010 ae还要微弱。比这里考虑的更大质量的ONe原色可能会产生更亮和更长持续时间的瞬变。
2018-10-31 astro-ph.SR
Crystallization of Carbon Oxygen Mixtures in White Dwarf Stars
我们确定了致密的碳/氧混合物的相图白矮星（WD）的内部使用分子动力学模拟涉及液相和固相。我们的相图与Ogata等人以及Medin和Cumming的预测相吻合，并且给出了比Segretain等人更低的熔化温度。Winget等人对球状星团NGC 6397中WD结晶的观测表明WD核的熔化温度接近于纯碳的熔化温度。如果这是真的，我们的相图意味着这些恒星的中心氧丰度小于60%。这一限制，以及恒星演化模型中关于对流的假设，将$^{12}$ C（$α,γ$）$^{16}$ O反应的有效S因子限制在S_{300} <= 170 keV的能量范围内。
2010-05-14 astro-ph.SR cond-mat.stat-mech nucl-th
The Solar Oxygen Abundance from an Empirical Three-Dimensional Model
太阳光球层中的氧丰度，以及由此产生的太阳金属丰度本身，仍然是一个有争议的问题，在天体物理学的许多领域具有深远的影响。本文提出了一种新的测定方法，它是用观测的三维模型拟合6300 A的禁氧线而得到的。这里提出的方法是新颖的，因为以前的决定是基于一维经验分层或三维理论模型。得到的最佳拟合丰度为lg E（O）=8.90和lg E（Ni）=6.15。然而，在模型和程序中引入微小的调整，可以检索非常不同的值，甚至低至lg E（O）=8.70。丰度对可能的系统效应的这种极端敏感性并不是这项特定工作所特有的，但可能反映了基于规定的模型大气的所有丰度测定所固有的真正不确定性。
2014-09-24 astro-ph.SR
On the origin of carbon- and oxygen-rich hot subdwarfs: an sdB merger scenario
Institute for Frontier in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（前沿天文学与天体物理研究所，北京师范大学）；School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（物理与天文学院，北京师范大学）
本研究提出并合场景解释富碳富氧热亚矮星，通过MESA模拟验证，与观测一致，为这类罕见恒星提供可行形成通道。
2026-09-30 astro-ph.SR
The solar carbon, nitrogen, and oxygen abundances from a 3D LTE analysis of molecular lines
碳、氮和氧是太阳中第四、第六和第三丰富的元素。由于所谓的太阳模型问题已经持续了几乎$20$年，它们的丰度仍然是激烈的争论。我们重新审视这个问题，提出了一个均匀的分析的$408$分子线在$12$诊断组，观察到的太阳强度谱。利用一个真实的三维辐射流体动力学模型和局部热力学平衡线的形成，我们发现了$\logε_{C} = 8.47\pm0.02$、$\logε_{N} = 7.89\pm0.04$和$\logε_{O} = 8.70\pm0.04$。规定的不确定度主要反映了结果对模式大气的敏感性;这种敏感性在不同诊断组之间是相关的，这些诊断组都与平均结果一致，在$0.03$ dex内。对于碳和氧，分子结果与我们对原子线的3D非LTE分析非常一致。然而，对于氮，分子指标给出的$0.12$ dex比原子指标更大，我们对太阳氮丰度的最佳估计是平均值：$7.83$ dex。这里所提倡的太阳氧丰度接近于我们早先确定的$8.69$ dex，因此目前的结果并不能显著缓解太阳模型的问题。
2021-09-10 astro-ph.SR
Oxygen abundance distribution in Galactic disc
我们对用Hobby-Eberly望远镜获得的大量造父变星红外氧三重态光谱进行了NLTE分析。这些数据与我们以前的NLTE结果相结合，用马克斯普朗克天文望远镜观测的恒星，目的是研究银河系薄盘中的氧丰度分布。我们发现径向（O/H）梯度值的斜率等于-0.058 dex/kpc。尽管如此，我们发现可能有一个暗示，即在圆盘的外部，分布可能会变得更平坦。这也得到了其他研究疏散星团、行星状星云和H II区的作者的支持。并对压扁的机理进行了讨论。
2014-08-26 astro-ph.SR
Incomplete carbon-oxygen detonation in Type Ia supernovae
在白矮星的低密度外层可能发生不完全的碳-氧爆轰，在12 C +12 C反应（C-爆轰）中，12 C燃烧后反应终止。以前对低密度下碳-氧爆轰结构和稳定性的研究是在假设爆轰波的“速度”来自碳和氧完全燃烧成铁的情况下进行的。事实上，当密度小于10^6 g/cm 3时，超新星Ia的爆炸释放的能量可能不到现有核能的一半。本文研究了这类爆轰波的基本性质。我们发现，一个无支撑的稳态C-爆轰的长度是30-100倍以上，比以前估计的，减少的能量有一个剧烈的爆轰稳定性的影响。与一维稳定的完全爆轰相反，C爆轰可能是一维不稳定的，并通过自发燃烧周期性地重新点燃自己来传播。rho < 10^6 g/cm 3时的重燃期估计大于SNIa爆炸的时间尺度。这表明在这些密度下C爆轰的传播和猝灭可能受到不稳定性的影响。这种效应的潜在观测影响进行了讨论。
2011-02-04 astro-ph.SR physics.flu-dyn
[O/Fe] Estimates for Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars from Near-IR Spectroscopy
我们报告的氧丰度确定从中等分辨率近红外光谱的样本的57个碳增强贫金属（CEMP）从汉堡/ESO调查的明星。我们的大多数程序恒星的氧铁比在+0.5 < [O/Fe]<+2.0的范围内。该样本的[O/Fe]值与已知CEMP恒星的高分辨率估计值以及一组碳正常贫金属恒星的高分辨率估计值进行了统计比较。碳，氮，氧丰度模式的子样本，这些恒星相比，在最近的文献中产生非常贫金属渐近巨分支丰度的预测。我们发现，我们的大多数样品表现出的模式是一致的，与以前研究的CEMP星具有s-过程元素增强，因此很可能被污染的碳和氧增强的材料从金属贫渐近巨分支同伴。
2011-01-12 astro-ph.SR
Magnetized Moving Mesh Merger of a Carbon-Oxygen White Dwarf Binary
白矮星（WD）双星合并可能是一些不寻常的恒星和瞬态现象的祖先，包括Ia型超新星。到目前为止，合并的模拟还没有包括磁场，即使他们被认为在合并残留物的演变中发挥了重要作用。我们在磁流体动力学移动网格程序Arepo中模拟了0.625 - 0.65 $M_{\odot}$碳氧WD双星合并。每个WD被赋予表面值为$\sim10^3$ G的初始偶极场。在合并双中子星双星的模拟中，我们发现在两颗恒星合并过程中，开尔文-亥姆霍兹不稳定性产生的漩涡内的场呈指数增长。最后一个磁场具有复杂的几何形状，在合并残余物的中心有一个强度为$>10^{10}$ G的磁场。其能量为$\sim2\times10^{47}$尔格，占残骸总能量的$\sim0.2$ %。强磁场可能通过提供角动量转移和额外加热的机制来影响合并残余物的进一步演化，可能有助于点燃碳聚变。
2015-06-05 astro-ph.SR
He-accreting carbon-oxygen white dwarfs and type Ia supernovae
碳氧白矮星（COWD）的吸积作用在研究Ia型超新星（SNe Ia）的形成过程中起着重要的作用。利用MESA恒星演化程序，计算了氦吸积COWD的长期演化。以往的研究通常认为WD在稳定的He燃烧区质量可以增长到Alasekhar极限，并最终产生Ia超新星。然而，在这项研究中，我们发现，如果吸积速率超过临界值（~2.05*10^{-6}{M $_\odot$ }{yr}^-1），则在稳定的He燃烧区会发生偏心碳点火，导致吸积诱导的坍缩，而不是超新星Ia。如果吸积速率低于临界值，爆炸性碳点火将最终在中心发生，产生Ia型超新星。考虑到偏离中心的碳点火的可能性，我们已经重新确定了初始参数空间，产生SNe Ia在他的恒星供体通道，一个有前途的渠道，以产生SNe Ia在年轻的人口。由于该参数空间小于Wang等人（2009）先前研究中发现的参数空间，因此SN Ia发生率也相应较小。我们还确定了爆炸性碳点火时刻的He吸积WDs的化学丰度分布，这可以作为Ia超新星爆炸模型的初始输入。
2017-08-23 astro-ph.SR
Polycyclic aromatic hydrocarbons and molecular hydrogen in oxygen-rich planetary nebulae: the case of NGC6720
演化的恒星是多环芳烃（PAH）和尘埃颗粒形成的主要来源。它们的星周化学通常被称为富氧或富碳，尽管双尘埃化学物体，其红外光谱显示硅酸盐和碳尘埃特征，也是已知的。这种双重尘埃化学的确切起源和性质尚不清楚。斯皮策-IRS对附近富氧行星状星云NGC 6720的中红外光谱成像显示了11.3微米芳香族（PAH）发射带的存在。这归因于中性多环芳烃的排放，因为在7至8微米范围内没有观察到条带。多环芳烃的空间分布与暖团分子氢的空间分布密切相关。从中性多环芳烃和温暖的H2的排放很可能产生与密集的结，位于主环内的光解区域。多环芳烃的存在与先前获得的高丰度的游离碳（相对于CO）表明，在富氧环境中的局部条件也可以成为有利于原位形成的大碳质分子，如多环芳烃，通过自下而上的化学途径。在这种情况下，同一个恒星源可以使星际介质富含富氧尘埃和大的碳分子。
2015-11-27 astro-ph.SR
Oxygen lines in solar granulation. II. Centre-to-limb variation, NLTE line formation, blends and the solar oxygen abundance
背景：关于太阳氧丰度和3D模型在最近向下修订中的作用有一场激烈的辩论。这些模型已经用高分辨率的太阳地图集进行了测试。进一步的测试可以使用中心到肢体的变化来完成。目的：使用高质量的观测整个太阳表面的氧线，我们试图测试，如果3D和1D模型再现其所观察到的中心到边缘的变化（CLV）。特别是，我们试图评估是否三维模型是适当的，以获得太阳氧丰度。研究方法：利用我们最近对OI 777 nm、OI615.81nm、[OI] 630.03nm和其他元素的9条谱线的观测结果，对宁静日面的5个视角（0.2我们将它们与使用最新的线路形成代码，线路数据和允许LTE偏离计算的3D和1D模型的预测线路轮廓进行比较。OI 777 nm谱线的CLV也被用于获得对与H的非弹性碰撞的知之甚少的效率的经验校正。结果：3D模型通常很好地再现了管线的CLV观察结果，特别是氧气管线。从OI 777 nm线，我们发现，经典的Drawin配方稍微高估了H碰撞。OI 615.82 nm谱线的临边观测使我们能够确定这条谱线的分子的一个以前未知的贡献，在太阳临边普遍存在。[OI] 630.03 nm谱线的详细处理表明，3D建模与观测结果非常吻合。用三维模型导出的氧丰度分别为8.68（OI 777 nm）、8.66（[OI] 630.03 nm）和8.62（OI 615.82 nm）。结论：这些额外的测试加强了丰度分析的3D模型和线条形…
2009-09-12 astro-ph.SR
Residual Carbon in Oxygen-Neon White Dwarfs and its Implications for Accretion-Induced Collapse
我们探讨了氧氖白矮星（ONe WDs）中存在的剩余$\mathrm{^{12}C}$对它们向吸积诱导坍缩（AIC）演化的影响。我们产生了一组ONe WD模型使用MESA和说明如何的量和位置的残余碳取决于初始质量的恒星和假设旋转和对流超调。我们发现一个广泛的范围内可能的$\mathrm{^{12}C}$质量分数大致从0.1%到10%不等。对流和热盐混合发生的ONe WD冷却导致几乎均匀的内部组成的时间，AIC会发生。我们发展这些ONe WD模型和一些玩具WD模型对AIC和发现，无论碳分数，Urca过程冷却由于$\mathrm{^{23}Na}$的发生意味着该模型是不可能达到碳点火之前，电子捕获$\mathrm{^{24}Mg}$发生。与这些ONe WD中的电子捕获驱动的对流区域建模相关的困难阻止了我们将MESA模型一直发展到热核氧点火和崩溃的开始。因此，关于碳对这些物体最终命运的影响的确切结论有待改进的建模。然而，很明显，包括残余碳可以改变以前在文献中描述的演变，并应包括在未来的模型。
2019-01-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
The survey of planetary nebulae in Andromeda (M31). IV. Radial oxygen and argon abundance gradients of the thin and thicker disc
我们获得了仙女座（M 31）盘PNe的星等有限的样品与化学丰度估计通过直接检测的[OIII] 4363 $\mathring{\mathrm A}$线。这导致分别具有氧和氩丰度的$205$和$200$ PNe。我们发现，高和低消光M31盘PNE有统计上不同的氩和氧丰度分布。在径向范围$2-30$ kpc内，较老的低消光盘PNe平均上是贫金属的，具有稍微正的径向氧丰度梯度（$0.006 \pm 0.003$ dex/kpc），氩略呈阴性（$-0.005 \pm 0.003$ dex/kpc），而较年轻的高消光盘PNe平均更富含金属，氧和（$-0.013 \pm 0.006$ dex/kpc）和氩（$-0.018 \pm 0.006$ dex/kpc），类似于为M 31 HII区域计算的梯度。M 31盘的丰度梯度与主要合并模拟计算的值是一致的，大多数低消光PNE是较老的合并前盘星在较厚的磁盘，和大多数的高消光PNE是年轻的恒星在薄盘，合并事件期间和之后形成。由于主要的合并，M31厚盘的化学丰度已经径向均匀化。考虑到星盘尺度长度，M31厚星盘的正径向氧丰度梯度与MW厚星盘的负径向氧丰度梯度形成鲜明对比。然而，MW和M31的薄圆盘具有非常相似的负氧丰度梯度。
2022-09-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Exploring the Milky Way stellar disk. Carbon, nitrogen, oxygen, sulphur, potassium, and copper abundances for 714 F- and G-type dwarf stars in the solar neighbourhood
Lund University（隆德大学）
通过测量714颗邻近F/G矮星和亚巨星的C、N、S、K、Cu丰度及修正后的O丰度，发现O、S、K、C等元素丰度比具有强年龄敏感性，能清晰区分银河薄盘和厚盘种群，扩展了化学演化诊断能力。
2026-09-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The outcomes of carbon-oxygen white dwarfs accreting CO-rich material
双简并模型涉及双碳氧白矮星（CO WD）的合并，是Ia型超新星（SNe Ia）起源的两个经典模型之一。以前的研究表明，如果在合并过程中质量吸积率（Macc）相对较高，则会发生偏离中心的碳燃烧，导致形成氧氖（ONe）核心，可能会坍缩成中子星。然而，偏心碳燃烧仍然没有完全理解，特别是当向内传播的燃烧波到达中心时。在本文中，我们的目标是调查燃烧波的传播特性和随后的演变结果，这些CO核心。利用基于厚盘假设的恒星演化程序MESA模拟了COWD的长期演化过程。我们发现，基于厚盘假设，CO WDs的最终结果强烈依赖于Macc（Msun/yr），可以分为四个区域：（1）中心爆炸性碳点火，然后是SNe Ia（Macc < 2.45*10^-6）;（2）OSi核，然后是中子星（2.45*10^-6 < Macc < 4.5*10^-6）;（3）ONe核，然后e-capture SNe（4.5*10^-6 < Macc < 1.05*10^-5）;（4）偏离中心的氧和氖点火，然后偏离中心爆炸或硅铁芯（Macc > 1.05*10^-5）。研究结果表明，双CO WD合并的最终命运强烈地依赖于合并过程（如缓慢合并、快速合并、复合合并、暴力合并等）。
2018-11-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Direct MD simulation of liquid-solid phase equilibria for two-component plasmas
我们使用两相MD模拟确定碳-氧和氧-硒等离子体混合物的液-固相图。我们确定了液体，固体和界面区域使用键角度量。为了研究有限尺寸效应，我们进行了27648和55296离子模拟。为了帮助监测非平衡效应，我们计算扩散常数$D_i$。对于碳-氧系统，我们发现固体中氧离子的$D_O$比碳离子的$D_C$小得多，并且这两个扩散常数都比液相中的扩散常数小80倍或更多。我们的碳-氧相图与Medin和Cumming的预测结果非常吻合。这表明，有限尺寸和非平衡效应的误差很小，碳-氧相图现在是准确的。氧硒系统是一个简单的两组分模型，用于描述吸积中子星更复杂的快速质子俘获核合成灰成分。氧在主要为硒的晶体中的扩散非常快，与液相中的扩散相当。我们发现一个稍低的熔化温度的氧硒系统比Medin和Cumming的预测。这可能是因为电子屏蔽效应。
2012-05-17 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Oxygen and zinc abundances in 417 Galactic bulge red giants
氧和锌在银河系核球的化学演化的理解的关键元素。氧与铁的丰度比提供了一个最可靠的恒星形成率和核球化学演化的指标。锌在贫金属恒星中被增强，表现为一种$α$元素，其产生可能需要在超新星中进行核合成。大部分的中性气体在高红移是在阻尼莱曼α系统（DLAs），其中锌也被观察到作为一个α元素。本工作的目的是从中等分辨率（R~ 22，000）的FLAMES-GIRAFFE光谱中导出417颗球巨星中α元素氧、氮和铁峰元素锌的丰度。对于具有较高分辨率（R~ 45，000）UVES谱的恒星，进行了比较。结果与文献数据和化学动力学模型进行了比较。
2018-03-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The formation of type Ia supernovae from carbon-oxygen-silicon white dwarfs
碳-氧白矮星（CO WD）+ He星通道被认为是产生年轻Ia型超新星（SNe Ia）最有希望的通道之一。以前的研究发现，如果质量吸积率大于一个临界值，氦吸积CO WD将进行向内传播（偏离中心）的碳点火时，它增加了它的质量接近的Ekrasekhar极限。在以前的研究中，向内传播的碳火焰应该到达中心，导致氧氖（ONe）WD的产生，它可能坍缩成中子星，但不是SN Ia。然而，在混合机制的影响下，碳火焰如何传播仍然是不确定的。在目前的工作中，我们的目标是调查的偏离中心的碳燃烧的氦吸CO WD考虑对流混合的影响。我们发现，即使考虑对流过冲，火焰的温度也足以将CO核心外部的碳燃烧成硅族元素，但火焰会在WD内部的某个地方熄灭，从而形成C-O-Si WD。由于热盐混合的低效率，C-O-Si WD如果继续质量增长，可能会爆炸为超新星Ia。我们的辐射传输模拟表明，SN喷出物与富硅外层将形成高速吸收线在Si II，导致一些相似的一类高速SNe Ia的光谱演化。我们估计，在银河系中，具有富硅包层的Ia超新星的诞生率约为10^（-4）/年。
2020-05-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
