New observations of chemically peculiar stars with ESPaDOnS
我们提出的第一个结果估计重力和有效温度的一些研究不足的化学奇特的恒星，最近观察到的分光偏振仪ESPaDONS在CFHT。我们分析了HD 71030、HD 95608和HD 116235的光谱，以确定它们的径向速度、Vsin（i）和几种化学物种的平均丰度。我们还分析了我们的结果，以验证这些恒星中可能的铁和铬垂直丰度分层。
2014-05-23 astro-ph.SR
Project VeSElkA: Analysis of Balmer line profiles in slowly rotating chemically peculiar stars
我们目前的结果估计重力，有效温度，和径向速度差的研究化学奇特的恒星最近观察到的分光偏振仪Echelle分光偏振装置在加拿大-法国-夏威夷望远镜的框架中的元素丰度的垂直分层的恒星观测。我们首次确定了样本中四颗恒星（HD23878，HD 83373，HD 95608和HD 164584）的有效温度和表面重力值。用PHOENIX程序的第15版计算了恒星大气模型的网格和相应的通量，有效温度范围为5000- 15000 K，表面重力对数范围为3.0-4.5，金属丰度范围为-1.0至+1.5。我们使用这些通量来拟合巴耳末线轮廓，采用代码FITSB 2来估计每个恒星的有效温度，重力和径向速度。在可能的情况下，我们的结果与以前发表的结果进行了比较。本文讨论了16颗程序星的物理特征，旨在进一步研究其大气化学组分的丰度异常和可能的垂直丰度分层。
2015-05-29 astro-ph.SR
Discovery of Raman-scattered lines in the massive luminous emission-line star LHA 115-S 18
LHA 115-S 18是一颗非常奇特的发射线恒星，表现出B[e]现象。它位于小麦哲伦星云，光谱显示出非常广泛的激发和电离阶段的特征，从紫外和光学区域的高电离原子线（Si IV，C IV，He II）延伸到光学和红外区域的CO和TiO分子发射带。LHA 115-S 18最显著的光谱特征是在He II λ4686发射线中检测到的高可变性，这可能是一个非常明显或完全不可见的特征。在这项工作中，我们报告的另一个特点LHA 115-S 18。从2000年至2008年拍摄的高分辨率光谱中，我们发现了两个发射特征的出现和加强，分别是λ6825和λ7082，我们将其确定为拉曼散射线。这是第一次在大质量发光B[e]星的光谱中检测到这些谱线。由于LHA 115-S 18的分类是非常有争议的，我们讨论如何在这个特殊的恒星拉曼散射线的外观的发现可能有助于我们解决这个难题。
2012-09-11 astro-ph.SR
A Luminous Peculiar Type Ia Supernova SN 2011hr: More Like SN 1991T or SN 2007if?
本文介绍了对NGC 2691星暴星系中一颗缓慢衰退的明亮Ia型超新星SN 2011 hr的光度和光谱观测。发现SN 2011 hr在$M_{B}=-19.84 \pm 0.40\,\rm{mag}$处达到峰值，最大后下降速率$Δ$ m $_{15}$（B）= 0.92 $\pm$ 0.03\，$\rm{mag}$。根据最大光辐射光度$L=(2.30 \pm 0.90) \times 10^{43}\,\rm{erg\,s^{-1}}$，我们估计SN 2011 hr中合成的\Nifs的质量为$M(\rm{^{56}Ni})=1.11 \pm 0.43\,M_{\sun}$。SN 2011 hr在最大亮度附近似乎比SN 1991 T更明亮，并且其中等质量元素（IMEs）的吸收特征明显弱于后者。光谱模型表明SN 2011 hr在外部喷出物中具有$\sim$ 1，0.07 M $_{\sun}$的IME，这远低于正常SNe Ia的典型值（即，0.3- -0.4 M $_{\sun}$），并且也低于SN 1991 T的值（即，$\sim$，0.18 M $_{\sun}$）。这些结果表明SN 2011 hr可能来自于一颗质量为100亿克拉塞卡的白矮星，它在爆炸中经历了更有效的燃烧过程。然而，如果SN 2007在所有相位都显示出非常弱的IME，SN 2011 hr仍然有可能作为连接SN 199…
2016-01-07 astro-ph.SR
Abundance and stratification analysis of the CP star HD 103498
缓慢的旋转和缺乏强烈的混合过程中的大气化学奇特的恒星发展的理想条件下出现的丰度异常通过微观粒子扩散的机制。这使得这些物体在光谱和光度上看起来与它们的“正常”类似物不同。因此，通常很难准确地确定这些恒星的大气参数，需要特殊的方法来对其大气进行一致性分析。本文的主要目的是分析化学奇特星HD 103498大气中化学元素的丰度和层结。我们发现，两个模型的大气计算与个人和分层的丰度提供合理的适合观察到的光谱和光度指标：Teff = 9300 K，logg = 3.5和Teff = 9500 K，logg = 3.6。结果表明，镁有一个大的丰度梯度，在恒星的大气中积累的镁离子在最上层的大气层，而硅表现出相反的行为与积累在深层。此外，详细的非LTE分析表明，所考虑的Mg转变都不是明显的非LTE效应的主题。比较观测到的光度转换为物理单位，我们估计HD 103498的半径为R =（4.56 +/-0.77）Rsun（Teff = 9300K，logg = 3.5）和R =（4.39 +/-0.75）Rsun（Teff = 9500K，logg = 3.6）。我们注意到，缺乏合适的绝对单位的观测，使我们无法在目前的分析阶段唯一地确定恒星的Teff。
2011-06-19 astro-ph.SR
Empirical chemical stratifications in magnetic Ap stars: questions of uniqueness
在过去的几十年里，模拟的不均匀垂直丰度分布的各种化学元素在磁性特有的A型在很大程度上依赖于简单的阶梯函数近似。相比之下，最近推出的正则化垂直逆问题（VIP）是不是基于参数化的分层配置文件，并已被要求产生独特的解决方案，而无需先验假设的轮廓形状。本文的中心问题是经验分层的独特性问题。误差分析建立置信区间的丰度配置文件，它表明，许多不同的阶跃函数，有时有很大的不同幅度给适合所观察到的光谱，等于VIP适合的质量。理论上的论点是先进的赞成丰度的配置文件，依赖于磁纬度，即使在中等强度的磁场。包括云模型、帽模型和环模型的讨论表明，如果没有相位分辨的高信噪比（S/N）和高光谱分辨率（R）的偏振分光光度计，在所有4个Stokes参数下，解的唯一性是不可能实现的。
2009-01-06 astro-ph.SR
Abundances and search for vertical stratification in the atmospheres of four HgMn stars
利用高分辨率、高信噪比的紫外可见光谱资料，我们对4颗HgMn星（HD 71066、HD 175640、HD 178065和HD 221507）进行了详细的光谱分析。利用光谱合成方法，得到了16种元素的22种离子的平均光球化学丰度。我们发现我们的衍生丰度和以前发表的其他作者之间的协议。对于5个元素，目前有足够数量的合适的线，我们试图通过分析作为光学深度的函数导出的丰度的依赖性来检测垂直化学分层。对于大多数元素和大多数恒星，我们没有发现化学分层的证据，其典型的3σ上限为Δ \log N_elem/N_tot~0.1-0.2 dex/单位光学深度。然而，对于锰在大气中的HD 178065，我们发现令人信服的证据分层。使用Mn丰度的两步模型对谱线剖面进行建模，得到局部丰度在光学深度范围log τ_5000=-3.6至-2.8内近似线性变化约0.7 dex。
2010-02-17 astro-ph.SR
Significantly super-Chandrasekhar limiting mass white dwarfs as progenitors for peculiar over-luminous type Ia supernovae
自2012年以来，我们已经开始系统地开发从简单到严格的模型，以证明高度超白矮星和高度亚白矮星，限制质量的白矮星可能存在。我们表明，高度磁化或修改的爱因斯坦引力诱导的白矮星的质量可能显着超钱德拉塞卡，并且此类白矮星可能完全具有不同的质量极限。另一方面，Ia型超新星（SNeIa）是解开宇宙演化历史的关键，被认为是在质量接近克拉塞卡极限的白矮星中触发的。然而，对几个特殊的、过亮和欠亮的SNeIa的观测表明，爆炸的质量与这个极限有很大的不同。我们认为，爆炸的超拉塞卡极限质量的白矮星的结果，在过度发光的SNeIa。我们得到这个启示，首先考虑简单的，球形的，牛顿的白矮星与恒定的磁场。然后，我们放松牛顿假设，考虑变化的领域，但得到类似的结果。最后，我们考虑了一个全尺度的广义相对论磁流体动力学描述的白矮星允许他们的自洽离开从一个球体到椭球。随后，我们还探讨了修改后的爱因斯坦引力的影响。我们的发现质疑的唯一性的Ekrasekhar极限。它进一步论证了可能的第二个标准蜡烛，这有许多深远的影响。
2015-09-30 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
A self-consistent empirical model atmosphere, abundance and stratification analysis of the benchmark roAp star alpha Circini
化学奇特（CP）星是研究化学元素微观扩散过程的独特天然实验室。在重力和辐射压的影响下，元素的分凝导致CP星大气中出现强的丰度梯度。因此，这些天体的大气温度-压力结构可能与丰度均匀的正常恒星的大气层有很大差异。在这项研究中，我们进行了一个自洽的，经验模型大气研究的最明亮的快速振荡Ap星α Cir。我们占模式大气计算中的化学分层和评估的重要性，非均匀的垂直元素分布的模式结构，能量分布和氢线配置文件。基于35种元素的52种离子的化学丰度分析，4种元素（Si，Ca，Cr和Fe）的分层建模和随后的大气结构的重新计算的迭代过程，我们推导出一个新的模型大气的α Cir，这是与推断的大气化学的恒星。我们发现Teff=7500 K，logg=4.1，并表明，化学分层模型结构上有显着的影响，并修改氢巴耳末线的形成。我们用光谱测定的α Cir的Teff与这颗恒星的基本有效温度一致。这表明，在冷磁CP星的详细光谱分析推断的温度不受大的系统偏差。
2009-03-20 astro-ph.SR
Abundance stratification in type Ia supernovae -- VII. The peculiar, C-rich iPTF16abc: highlighting diversity among luminous events
本研究通过光学光谱时间序列建模分析奇特富碳Ia型超新星 iPTF16abc 的丰度分层，揭示其兼具91T/99aa型与SN 2003fg-like事件特征，挑战现有爆炸模型并凸显高光度SNe Ia的多样性。
2024-03-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Initial Flash and Spectral Formation of Type Ia Supernovae with An Envelope: Applications to Over-luminous SNe Ia
过亮的Ia型超新星（SNe Ia）显示出特殊的观测特征，基于它们的高光度和缓慢的光变曲线演化，有人认为这是一颗超过经典的克拉塞卡极限质量的超大质量白矮星（WD）的爆炸。然而，它们的观测特征是多种多样的，有几个非常特殊的特征，其起源尚未澄清;强烈和持续的C II线，晚时间加速光度下降和红色光谱，以及一个亚日时间尺度的初始闪光，到目前为止，至少有三个过亮的Ia型超新星被清楚地识别出来。在目前的工作中，我们提出了一个方案，提供了一个统一的解决方案，这些特点，通过流体动力学和辐射传输模拟与分析的考虑;一个C+ O丰富的信封（~0.01 - 0.1 Msun）连接到爆炸WD。强的C II线在冲击包络内产生。尘埃的形成是可能的，在后期阶段，提供了足够的光学深度之后。这里考虑的包层质量的范围预测初始闪光的时间尺度为~0.5 - 3天。因此，该方案可以通过不同的包络量来解释一些关键的不同观测特性，但还需要其他因素;我们认为包络分布在盘状结构中，并且喷出物的特性，例如，WD的质量起着关键作用。在假设的背景下，超amerasekhar质量WD的情况下，我们推测提出了一个祖先WD的演变，包括自旋吸积阶段，然后由自旋下降的质量喷射阶段。
2023-03-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multi-band optical light-curve behavior of core-collapse supernovae
我们介绍了2002-2012年期间使用印度奈尼塔尔阿雅巴塔观测科学研究所（缩写为ARIES）运营的1 m级光学望远镜对19个明亮的核心塌陷SNe进行UBVRI光学光度跟踪获得的调查结果。这组均匀的数据已被用来研究光学光/色曲线的行为，并深入了解对象到对象的特性。我们推导出IIP、Ibc和发光SNe型的积分亮度。两个特殊类型的IIP事件的光度性质类似于正常的IIP和光谱性质类似于亚发光IIP已被确定。
2013-04-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
An excess of luminous white dwarfs in the peculiar Galactic globular cluster NGC 2808
本研究利用哈勃深近紫外数据和BaSTI模型，发现特殊球状星团NGC 2808存在30%-70%的亮白矮星超量，该现象或与星团内氦核白矮星及延展蓝水平支相关。
2025-10-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Project VeSElkA: Search for vertical stratification of element abundances in HD157087
本文分析了CFHT的ESPaDOnS最近获得的HD 157087的新偏振光谱，以验证该天体的性质。通过对HD 157087的两个光谱中的九条巴耳末线剖面的分析，获得了该恒星的基本恒星参数：$T_{\rm eff}$ = 8882 K，$\log{g}$ =3.57。将我们的丰度分析结果与先前公布的数据进行比较，发现某些化学物种的平均丰度随时间变化，而其他元素的丰度几乎保持不变。丰度分析还显示，C、S、Ca、Sc、V、Cr、Mn、Co、Ni和Zr的丰度向大气深层显著增加。再加上发现的Ca和Sc的丰度增加，这一事实与HD 157087作为边缘Am星的分类相矛盾。对径向速度的可用测量结果的分析导致长周期和短周期变化的检测。长周期的变化支持了HD 157087是一个周期大于6年的天体测量双星系统的观点。$V_{\rm r}$的短周期变化的存在，以及平均丰度的时间变化的检测表明，HD 157087可能是一个三重系统，其中一个短周期双星围绕第三颗恒星旋转。在这种情况下，短周期双星可能由缓慢旋转的Am和A（或弱磁场的Ap）星组成，它们具有相似的有效温度和表面引力，但丰度不同。
2018-02-28 astro-ph.SR
Abundance stratification in Type Ia supernovae - V. SN 1986G bridging the gap between normal and subluminous SNe Ia
对SN 1986 G进行了详细的光谱分析。SN 1986 G是正常和次发光Ia型超新星（SNe Ia）之间的“桥梁”。丰度层析成像技术用于确定喷出物中元素的丰度分布。SN 1986 G是一个低能量的大爆炸。其动能为标准W7模型的70%（0.9 × 10 $^{51}$ erg）。氧在从最外层到$\sim$ 9000 kms $^{-1}$的喷出物中占主导地位，中等质量元素（IME）在从$\sim$ 9000 kms $^{-1}$到$\sim$ 3500 kms $^{-1}$中占主导地位，Ni和Fe在内层$<\sim$ 3500 kms $^{-1}$中占主导地位。喷出物中主要元素的最终质量为O=0.33M，IME=0.69M，NSE=0.21M，$^{56}$ Ni=0.14M。碳质量的上限设定为C=0.02M。SN 1986 G的光谱几乎完全由单电离物质组成。SN 1986 G可以被认为是Ia型超新星主体的低光度延伸，有一个大的爆燃阶段，产生比标准Ia型超新星更多的IME。
2016-08-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
A chemically peculiar Be-shell star in a sub-solar metallicity solution for the post-mass-transfer eclipsing binary V658 Car
Bundesdeutsche Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne e.V. (BAV)（德国变星爱好者协会）
V658 Car中一个化学异常的Be壳星：一个亚太阳金属含量解决方案的后质量转移食双星系统
2026-02-01 astro-ph.SR
The Peculiar Chemical Inventory of NGC 2419 -- An Extreme Outer Halo "Globular Cluster"
NGC 2419是一个巨大的外晕星系球状星团，其恒星先前已被证明具有某种特殊的丰度模式。我们用Keck/HIRES在合理的信噪比下观测到了NGC 2419的7颗亮巨星。其中一颗巨行星非常特殊，[Mg/Fe]极低，[K/Fe]极高，但大多数其他元素的丰度正常。丰度模式与任何超新星模型的核合成产率都不匹配。其他六颗恒星的丰度比是典型的内晕星系球状星团，图中以附近球状星团M30中的巨星为代表。虽然我们的测量表明NGC 2419在某些方面是不寻常的，但它的整体性质并没有提供令人信服的证据来证明内晕和外晕球状星团之间的差异。
2011-07-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Photospheric and coronal abundances in solar-type stars: the peculiar case of Tau Bootis
太阳型恒星的化学丰度是一个备受争议的话题。已知行星所在的恒星富含金属，但这一特性是否也适用于外层恒星大气的化学成分仍有待澄清。更一般地说，晚型恒星的日冕和光球丰度在许多情况下似乎是不同的，但要了解恒星大气中的化学分层效应如何工作，需要比目前更大的观测基础。我们获得了Tau Bootis的XMM-牛顿高分辨率X射线光谱，Tau Bootis是一颗著名的附近恒星，有一颗木星质量的近距离行星。我们分析了这些数据，目的是进行详细的线为基础的发射测量分析，并得出单独的元素在日冕中的丰度与两种不同的方法独立应用。我们将牧夫座τ的日冕丰度与基于高分辨率光谱的已公布的光球丰度进行了比较，并与其他具有不同磁活动水平的晚型恒星（包括太阳）进行了比较。我们发现，这两种方法提供了一致的结果内的统计不确定性的热等离子体的发射测量分布和日冕丰度，在2西格玛水平的差异限制在3-4 MK的温度和O和Ni丰度的等离子体的量。在这两种情况下，日冕和光球测量都可用的元素（C，N，O，Si，Fe和Ni）在日冕中的丰度系统地降低了3倍或更多，除了日冕Ni丰度，它与光球值相似。与其他类似活动水平的晚型恒星的比较表明，这些日冕/光球丰度比是牧夫座τ所特有的，可能与这颗行星宿主恒星的特征性金属丰度有关。
2010-12-23 astro-ph.SR
Magnetic Doppler imaging of the chemically peculiar star HD 125248
中等质量的，化学性质奇特的恒星具有强磁场，这给我们提供了一个极好的机会来研究它们表面磁场的拓扑结构，以及它们大气层中磁性几何形状和丰度不均匀性之间的相互作用。我们重建的表面磁场和丰度分布的磁Ap星HD 125248的详细地图。我们进行了分析的基础上，相位分辨，四斯托克斯参数spectropolarimetric观测与HARPSpol仪器。这些数据与磁多普勒成像技术进行了解释。我们改进了该恒星的大气参数，T_eff = 9850K +/-250K，logg = 4.05 +/-0.10。我们进行了详细的丰度分析，发现垂直分层效应的Fe II和Cr II离子。我们计算了LSD斯托克斯轮廓，并研究了它们的行为与旋转相位。我们改进了恒星的自转周期P_rot = 9.29558（6）d。HD 125248的磁多普勒成像显示其磁场主要为极向和准偶极，具有两个不同极性和场强的大斑点。Fe、Cr、Ce、Nd、Gd、Ti等元素的丰度对比度为0.9 - 3.5 dex。在这些元素中，Fe丰度图没有显示出高对比度的特征。Cr在负磁极附近富集，丰度范围为3.5 dex。稀土元素和Ti在正磁极附近富集。HD 125248的磁场与经典的轴对称偶极场几何形状有很大的偏差。其他恒星使用四斯托克斯磁多普勒成像得出的结果的比较表明，随着年龄的增加，该领域的拓扑结构变得更简单。丰度图显示出与磁场几何形状的弱相关性，但它…
2016-01-27 astro-ph.SR
The Peculiar Balmer Decrement of SN 2009ip: Constraints on Circumstellar Geometry
我们目前的光学和近红外光谱观测明亮的蓝色变量SN 2009 ip在其显着的光度演变的2012年。光谱采样了SN 2009 ip光变曲线中的三个关键点，对应于它在8月的初始增亮（2012-A）和在10月初的戏剧性再增亮（2012-B）。基于在我们的光谱中测量的线通量和速度，我们在2012-B光谱中发现了令人惊讶的低I（H-alpha）/I（H-beta）~ 1.3-1.4。这样的比率意味着要么是一种罕见的B情况下的复合情况，即H-α而不是H-β具有光学厚度，要么是一种极高密度的星周物质，n_e > 10^13 cm^（-3）。在SN 2009 ip的光度演化的峰值时，H-α谱线强度产生的最小辐射表面积为>~ 20，000 AU^2。结合2012年该天体光谱演化的性质，高的星周密度和大的辐射表面积意味着在中心恒星周围存在薄盘几何结构（因此，可能是一个双星伴星），这表明，观察到的SN 2009 ip的2012-B再亮可以归因于快速-由2012-A的潜在事件产生的移动喷出物。
2013-11-09 astro-ph.SR
ASASSN-15nx: A luminous Type II supernova with a "perfect" linear decline
本文报道了一颗高亮度的II型超新星ASASSN-15 nx，其峰值亮度M_V=-20等，介于典型的核塌缩超新星和超亮超新星之间。峰后光学光变曲线显示出具有2.5 mag/100天的陡峭斜率的长的线性下降（即，通量呈指数下降），直至约260天阶段的观察结束。相比之下，富氢超新星（SNe II-P/L）的光变曲线总是在相位约100天时出现中断，然后以约1 mag/100天的下降率沉降到Co 56放射性衰变尾。ASASSN-15 nx的光谱没有表现出I型In SNe的窄发射线特征，而I型In SNe的光变曲线形状多种多样，通常归因于与致密的星周介质（CSM）的强相互作用。ASASSN-15 nx具有许多光谱特性，包括相对较弱的三角形H-α发射轮廓，没有吸收成分。这些特征的物理起源尚不清楚，但没有中断的长而线性的峰后光曲线表明存在单一的主导动力机制。大量Ni 56（M_Ni56 = 1.6 +/- 0.2 M_sun）的衰变可以为ASASSN-15 nx的光变曲线提供动力，而陡峭的光变曲线斜率需要大量的伽马射线从喷出物中逃逸，这是可能的，因为原始物质的氢包层质量较低。另一种可能性是强烈的CSM相互作用为光变曲线提供动力，但CSM需要被雕刻以产生独特的光变曲线形状，并避免产生类似SN IIn的窄发射线。
2018-06-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Unusual Temporal and Spectral Evolution of SN2011ht. II. Peculiar Type IIn or Impostor?
SN 2011 ht被描述为一颗真正的超新星和一颗冒名顶替者。在本文中，我们的结论是，它不符合一些基本的核心崩溃事件的预期。我们讨论了SN 2011 ht的光谱演化从一个热的密集风到一个冷的密集风，其次是一个更快的低密度风在光度迅速下降的后高原外观。我们确定了一个缓慢的密集的风，扩大只有500- 600公里/秒，目前整个喷发。更快的风速V ~ 900 km/s可能被确定为爆发的第二阶段。没有直接或重要的证据表明气流速度超过1000 km/s;在热风阶段，巴耳末辐射线的宽不对称翼是由于汤姆逊散射，而不是整体运动。我们估计的质量损失率为0.04 Msun/年的热密风阶段的事件。没有证据表明动能实质上超过了光能，大约是2 × 10^49尔格;因此总能量远远小于真正的SN。我们认为，SN 2011 ht是一个巨大的爆发驱动的超级爱丁顿辐射压力，可能开始约6个月前发现。强非球形SN也可以解释数据，代价是更多的自由参数。
2012-10-18 astro-ph.SR
Realistic model atmosphere and revised abundances of the coolest Ap star HD101065
在已知的Ap星中，HD 101065可能是最有趣的天体之一，它展示了非常丰富的稀土元素（REE）光谱。这颗恒星的光度参数非常特殊，任何现代理论计算都无法完全重现，即使是那些解释其大气层化学的计算。在这项研究中，我们调查的作用，失踪稀土线不透明度和准确的丰度和化学分层分析的基础上构建一个自洽的大气模式。我们采用LLmodels恒星模式大气程序，结合DDAFit和SynthMag软件包，推导了52种化学元素的均匀和分层丰度，并构建了一个自洽的HD 101065大气模型。通过最新的大量理论计算，详细地解释了稀土元素谱线的不透明度。结果表明，REE元素在HD101065大气辐射能量平衡中起着关键作用，导致了与正常恒星不同的Balmer跃迁和能量再分配的强烈抑制。引入新的稀土元素谱线列表使我们能够首次重现HD 101065的光谱能量分布，并在异常小的观测Strömgren c1指数与模型预测之间实现了更好的一致性。结合光度法和光谱法，根据丰度和分层分析的迭代过程，我们得到HD 101065的有效温度为Teff=6400K。
2010-04-01 astro-ph.SR
The first spectroscopically confirmed Mira star in M33
我们目前的光度学和中等分辨率光谱的明亮的红色变量[HBS 2006] 40671最初检测到的可能新星在星系M33。我们发现这颗恒星是一颗脉动的Mira型变星，在R波段有665天的长周期和超过7等的振幅。[HBS 2006] 40671是M33中第一颗被确认的Mira型恒星。它是最明亮的Mira型变星之一。在K波段，它的平均绝对星等为M_K =-9.5，在最大光下测得的热星等也很极端，M_bol =-7.4。最大值时的光谱类型为M2 e-M3 e。恒星的径向速度为-475 km/s。[HBS 2006] 40671星的径向速度相对于其邻域恒星的平均径向速度有较大的负盈余（-210 km/s），表明该星存在异常的特殊运动。新的Mira星的所有极端性质使其对进一步的研究非常重要。
2011-01-15 astro-ph.SR
The luminous red nova variety: AT 2020hat and AT 2020kog
我们介绍了对NGC 5068中的发光红新星（LRNe）AT 2020 hat和NGC 6106中的AT 2020 kog的监测结果。这两个物体在被发现之前通过常规调查行动进行了成像（和探测）。它们显示出光度缓慢上升的一般趋势，至少持续几个月。随后的主要LRN爆发在光度学和光谱学中得到了广泛的关注。光变曲线呈现出一个初始的短暂峰值，随后是一个较红的平台期。AT 2020 kog是一个中等亮度的事件，峰值约为7 x 10^40 erg/s，而AT 2020 hat比AT 2020 kog暗近一个数量级，尽管它仍然比V838 Mon更明亮。与其他LRNe类似，AT 2020 kog的光谱随时间发生显著变化。它们在早期阶段类似于IIn型超新星，然后在平台期变得类似于K型星，在非常晚的阶段变得类似于M型星。相比之下，AT 2020在早期已经显示出更红的连续谱，它的光谱显示出分子带的晚期出现。AT 2020在最大值后+37天拍摄的中等分辨率光谱显示了一片狭窄的天鹅座P金属线森林，速度为180 km/s，以及半最大速度为250 km/s的H α发射。对于AT 2020 hat，哈勃太空望远镜的档案图像提供了对其静止祖先的强大约束。它的前身星被清楚地探测到是一颗中K型恒星，绝对星等为MF 606 W = -3.33+-0.09等，颜色为F606 W-F814 W = 1.14+-0.05等，这与一…
2021-01-14 astro-ph.SR
SN 2009bb: a Peculiar Broad-Lined Type Ic Supernova
介绍了宽线Ic型超新星（SN）2009 bb的紫外、光学和近红外测光和光谱学，以及B带极大值后-10到+285天的通量演化。由于非常早的发现，有可能对SN爆发时代进行严格的限制。从近最大光谱测得的膨胀速度被发现只是略小于那些从光谱的原型宽线SN 1998 bw与GRB 980425。对SN 2009 bb的伪测热光变曲线进行拟合的分析模型表明，4.1+-1.9兆太阳能的物质被喷射出来，其中0.22 +-0.06兆太阳能是56镍。得到的动能为1.8+-0.7x10^52尔格。加上绝对峰值星等MB=-18.36+-0.44，SN 2009 bb位于宽线Ic型序列（SN Ic）的能量和发光端。在早期的光谱中探测到氦，伴随着强烈的射电辐射，以及其环境的高金属含量，使SN 2009 bb成为一个特殊的天体。与GRB的情况类似，我们发现SN 2009 bb的大爆炸参数不能解释与相对论喷出物耦合的丰富能量，并得出结论，需要另一个能量库（中央发动机）来为无线电发射提供动力。然而，对SN 2009 bb星云光谱的分析表明，GRB探测失败并不是由于视线和GRB波束辐射之间的大角度造成的。因此，如果伽马射线暴是在SN 2009 bb爆炸过程中产生的，那么它低于当前一代伽马射线仪器的阈值。
2010-11-29 astro-ph.SR
A self consistent chemically stratified atmosphere model for the roAp star 10 Aquilae
内容：化学奇特A型（Ap）星是CP 2星的一个亚群，具有异常的超丰度，包括Fe、Cr、Sr和稀土元素。脉动子群的Ap星，roAp星，目前理想的实验室，观察和模拟脉动签名，以及相互作用的脉动与强磁场和垂直丰度梯度。目的：基于高分辨率光谱观测和观测到的恒星能量分布，我们构建了一个自洽的模型大气，占调制的温度压力结构所造成的垂直丰度梯度，为roAp星天鹰座10（HD 176232）。我们证明，这样的分析可以用来精确地确定脉动建模所需的基本大气参数。方法：对56种鸟类的平均丰度进行计算。对于Mg，Si，Ca，Cr，Fe，Co，Sr，Pr和Nd垂直分层配置文件是经验性地使用ddafit最小化例程与磁谱合成代码EMAG一起导出的。模型大气是用LLModels代码计算的，该代码考虑了化学元素的个体丰度和分层。结果：对于最终模型，采用Teff=7550 K和log g=3.8。虽然Mg、Si、Co和Cr表现出陡峭的丰度梯度，但Ca、Fe和Sr表现出在log tau_5000=-1.5和0.5之间宽得多的丰度梯度。元素Mg和Co被认为是最分层的，而Ca和Sr显示出强烈的深度变化，丰度高达~ 6 dex。
2012-12-13 astro-ph.SR
Spitzer SAGE-SMC Infrared Photometry of Massive Stars in the Small Magellanic Cloud
我们提出了一个小麦哲伦星云（SMC）中的5324颗大质量恒星的目录，从文献中编译出准确的光谱类型，以及这些恒星中3654颗恒星的一个子集的测光目录，目的是探索它们的红外特性。测光表包括与斯皮策，SAGE-SMC调查数据库中的红外对应的恒星，我们提出了统一的测光从0.3-24 μ m的UBVIJHKs+IRAC+ MIPS 24波段。我们比较了色星等图和色-色图与大麦云（LMC）的图，发现SMC中最亮的红外源也是红超巨星、超巨星B[e]（sgB[e]）星、亮蓝变星和沃尔夫-拉叶星，后者表现出较少的红外过量，红超巨星的尘埃较少，sgB[e]星平均亮度较低。在24 μ m处探测到的天体中，有几颗非常明亮的超巨星，4颗光谱能量分布奇特、平坦的B型恒星，以及所有3颗已知的明亮蓝色变星。我们检测到一个独特的Be星序列，位移到红色，并提出了一种新的方法，确认恒星候选人光度。我们发现一个更高的比例Oe和Be星之间的O和早期B星的SMC，分别相比，大麦哲伦星云，和SMC Be星发生在较高的光度。我们估计红超巨星的质量损失率，确认即使在SMC的金属丰度与光度的相关性。最后，我们确认了一类新的具有复合A & F型光谱的恒星，2dFS 1804的sgB[e]性质，并发现F0超巨星2dFS 3528是一个候选的冷尘埃亮蓝变星。
2010-07-04 astro-ph.SR
Super-luminous supernovae: 56Ni power versus magnetar radiation
超亮超新星（SNe）的起源有很多不确定性。受Ic型SN 2007 bi发现的启发，我们研究了它与对不稳定SN（PISN）的拟议关联。我们计算原始~ 200 Msun恒星的恒星演化模型，模拟由于对生产不稳定性的内爆/爆炸，并使用它们作为详细的非LTE时间相关的辐射传输模拟，包括非本地能量沉积和非热过程的输入。我们从红超巨星、蓝超巨星和Wolf-Rayet（WR）恒星祖先中检索了PISN光变曲线的基本形态。虽然我们确认，一个祖100 Msun氦核心（PISN模型He 100）很好地符合SN 2007 bi的光变曲线，其低比率的动能和56 Ni质量的喷出物的质量，类似于标准的核心崩溃SNe，合谋产生冷光球，红色光谱受到强线覆盖，和窄线轮廓，所有与SN 2007 bi的观测相冲突。氦核模型增加56镍-喷出物的质量比有更蓝的光谱，但仍然太红，以匹配SN 2007 bi，即使是模型He 125 - 56镍加热的影响是抵消了相关的增加覆盖。相比之下，磁星延迟注入的能量代表了一个更有吸引力的替代方案，可以重现超亮SNe的蓝色，弱覆盖和宽线光谱。额外的热源是免费的覆盖，并没有明确地绑定到喷出物。实验与~ 9 Msun WR-恒星的祖先，最初爆炸产生一个~1.6B SN Ib/c喷出物，但后来受到可调磁星辐射的影响，我们产生了多样性的蓝色光谱形态联想到SN 2007 bi，奇特的Ib型SN 2005 …
2012-08-06 astro-ph.CO astro-ph.SR
Stellar Tidal Disruptions by Newborn Neutron Stars or Black Holes: A Mechanism for Hydrogen-poor (Super)luminous Supernovae and Fast Blue Optical Transients
本文提出新生中子星或黑洞受natal kick撞击并潮汐瓦解双星伴星，通过超爱丁顿吸积风与超新星抛射物碰撞转化为辐射，从而解释贫氢（超）亮超新星与快速蓝色光学暂现源的机制。
2025-04-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
An abundance analysis from the STIS-HST UV spectrum of the non-magnetic Bp star HR 6000
Bp星HR 6000的锐线光谱有一些特殊性，使它与HgMn星区别开来，HgMn星有时与它相关。这颗恒星的位置接近于狼疮3号分子云的中心，估计其年龄为9.1 +/- 2.1 Myr，这导致了HR 6000的异常特征可以用恒星的年轻年龄来解释的假设。来自HST的观测材料提供了扩展以前对光学区域进行的丰度分析的机会，并澄清了这颗非凡的奇特恒星的性质。我们的目标是获得1250 - 10000 A这一广阔区域内观测到的所有元素的大气丰度。将LTE合成光谱与STIS设备在1250-3040 A间隔中观测到的高分辨率光谱进行了比较。所采用的模型是ATLAS 12模型，该模型已用于ESO UVES观测到的高分辨率光谱的丰度分析。恒星参数为Teff= 13450 K，logg=4.3，微湍流速度为零。28种元素的丰度和7个上限来自紫外光谱。加上以前的工作结果，我们现在有37个元素的定量结果，其中一些显示出鲜明的对比与广泛的样本的HgMn星。分析指出了电离异常和线间变化的衍生丰度，特别是硅。推断的差异可以解释非LTE效应和扩散和垂直丰度分层的发生。在最后一个假设的框架中，我们得到了，通过试错，经验阶跃函数丰度与光学深度测井（τ_5000）的碳，硅，锰，金，而我们没有找到这样的函数磷。
2017-01-31 astro-ph.SR
The CO White Dwarf + Intermediate Mass/Massive Star Binary Evolution: Possible Merger Origins for Peculiar Type Ia and II Supernovae
双星恒星演化是引发超新星等瞬变事件的重要途径。虽然双星的共同包层（CE）、CE的结果和CE阶段SN爆炸的条件都不确定，但有人认为CE阶段可以触发SN爆炸。在这项工作中，我们探索的形成和演化路线的碳/氧（CO）WD的二进制为了调查合并的CO WD和核心的非简并恒星在CE阶段作为可能的起源SNe下的核心合并爆炸（CMD）的情况下，考虑几个二进制物理模型。CO WD +中等质量正常（非简并和富氢）恒星双星的演化导致CE阶段的合并仍然可能触发Ia型SNe（SNe Ia）在不同的模型下与星周物质的相互作用。与其他CE合并事件相比，CE阶段内CO WD与He（非简并和富氦）恒星核心之间的合并是罕见的。这两个通道可能会产生特殊的超新星Ia，如过亮/超钱德拉塞卡质量超新星Ia，因为它们中的某些部分具有组合的核心质量$\geq2M_\odot$。在CO WD +大质量恒星（$\geq8M_\odot$）CE事件通道中，我们发现CO WD与大质量恒星He核的合并速率为（0.85 - 12.18）$\times10^{-5}{M_\odot}^{-1}$，可能引发类似SN 2006 gy的II型超亮超新星，其延迟时间在34 - 120 Myr之间。我们基于CMD模型的结果与奇异SNe的观测结果是一致的。
2021-07-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hubble Space Telescope STIS Spectroscopy of Three Peculiar Nova-Like Variables: BK Lyn, V751 Cygni and V380 Oph
我们获得了三个类新星变星的哈勃STIS光谱：V751 Cygni，V380 Oph，以及-唯一被证实的类新星变星已知低于周期间隙- BK Lyn。在所有三个系统中，光谱都是在高光学亮度状态下拍摄的，并且发光的吸积盘主导了它们的远紫外（FUV）光。我们通过应用\citet{Knigge2006}的红外光度法评估了距离的下限。在所施加的限制，由鲜为人知的系统参数（如倾角，白矮星的质量，和稳态吸积盘的适用性），我们得到了满意的适合BK林恩使用光学厚吸积盘模型与吸积率$\dot{M} = 1\times10^{-9} M_{\odot}$年$^{-1}$的$M_{wd} = 1.2 M_{\odot}$和$\dot{M} = 1 \times 10^{-8} M_{\odot}$年$^{-1}$为$M_{wd} = 0.4 M_{\odot}$的白矮星质量。然而，对于VY Scl型新星类变量V751天鹅座和SW性星V380 Oph，我们无法获得令人满意的合成光谱拟合的高状态FUV光谱使用光学厚稳态吸积盘模型。FUV光谱信息的缺乏到莱曼极限阻碍了在这些类新星系统的高状态期间关于吸积白矮星的信息的提取。
2009-08-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
The birth rate of subluminous and overluminous type Ia supernovae
基于Chen & Li（2009）和Pakmor et al.（2010）的结果，我们进行了一系列的二进制布居合成计算，并考虑了两种处理公共包络（CE）演化的方法，即$α$ -形式主义和$γ$ -算法.我们发现，这些独特的SNe Ia的出生率的演变在很大程度上取决于如何对待CE的演变。过亮的超新星Ia只可能出现在CE喷射效率低的$α$形式中，超新星Ia的延迟时间在0.4和0.8 Gyr之间。超新星对所有Ia超新星贡献率的上限小于0.3%。对于$α$ --用$α=3.0$的形式主义，等质量DD系统的亚发光超新星Ia的延迟时间在0.1和0.3 Gyr之间，而对于$α=1.0$则大于9 Gyr。$γ$算法的延迟时间范围很宽，即长于0.22 Gyr，甚至长达15 Gyr。来自等质量DD系统的次亮Ia超新星可能只占所有观测到的Ia超新星的不到1%。Chen & Li（2009）提出的超Bracrasekhar质量模型可以解释部分2003年的类fg超新星事件，Pakmor等人（2010）提出的等质量DD模型也可以解释部分1991年的类bg事件。此外，通过对1991 bg类超新星事件的诞生率和延迟时间等理论和观测结果的比较，我们发现，如果等质量DD系统是1991 bg类超新星Ia的前身，那么$γ$算法比$α$算法更适合于DD系统的CE演化.
2010-10-26 astro-ph.SR
Bolometric Lightcurves of Peculiar Type II-P Supernovae
我们研究了五个II-P型超新星（SNe 1998 A，2000 cb，2006 V，2006 au和2009 E）的辐射热光变曲线，这些超新星被认为是来自蓝超巨星的祖先，使用一个新的Python软件包命名为SuperBoL。有了这个代码，我们计算SNe光变曲线使用三种不同的技术在文献中常见的：准测辐射热法，它集成了观测到的测光，直接积分法，它另外校正未观测到的通量在紫外线和红外线，和测辐射热校正方法，它使用观测到的颜色和V-波段测辐射热校正之间的相关性。我们在这里提出的光变曲线计算的SuperBoL与以前公布的光变曲线，以及峰值亮度和Ni-56产量。我们发现，直接集成和热辐射校正光变曲线在很大程度上同意与以前公布的光变曲线，但我们认为是更强大的误差计算，与$0.2 \leq δL_{bol}/L_{bol} \leq 0.5$。峰值亮度和Ni-56质量与以前的工作类似。SN 2000 cb仍然是这个子群中不寻常的成员，因为它比样本中的其他超新星上升得更快，平台更平坦。与NLTE大气代码PHOENIX的初步比较表明，当给定光谱的合成测光作为输入时，直接积分技术将模型超新星光谱的光度再现到~5%。我们的代码是公开的。从观测到的宽波段光变曲线中产生测辐射热光变曲线的能力应该有助于解释其他类型的超新星，特别是那些没有很好表征的超新星，如极亮的超新星和微弱的快速物体。
2016-08-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Broad-emission-line dominated hydrogen-rich luminous supernovae
本文研究了6颗Hα轮廓特殊的富氢高光度II型超新星，发现其光变曲线和光谱特征支持超新星抛射物与低密度星周物质相互作用驱动机制，证明此类暂现源不一定具有持久窄发射线。
2023-06-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Modified Einstein's gravity to probe the sub- and super-Chandrasekhar limiting mass white dwarfs: a new perspective to unify under- and over-luminous type Ia supernovae
Ia型超新星（SNeIa），被用作天体物理学中的标准烛光之一，被认为是当白矮星的质量接近卡拉塞卡质量极限时形成的。然而，在过去的几十年里，观测发现了一些特殊的SNeIa，它们被预测来自质量远小于或远高于乌拉塞卡质量极限的白矮星。虽然我们的小组早些时候试图统一SNeIa的这两个子类，但在这项工作中，我们首次，用白矮星的一个特性来解释这个现象，那就是它的中心密度。因此，我们不改变基本的重力模型的基本参数，与早期的尝试相反。我们有效地考虑高阶修正的Starobinsky- $f(R)$重力模型，揭示统一。我们证明了在相同的模型参数下，对于中心密度为$ρ_c \sim 1.4\times10^8$ g/cc的白矮星，其极限质量为$\sim M_\odot$;对于中心密度为$ρ_c \sim1.6\times 10^{10}$ g/cc的白矮星，其极限质量为$\sim 2.8M_\odot$.我们进一步证实，这些模型是可行的，相对于太阳系的测试。这可能非常强烈地启发了长期存在的难题在于预测的SNeIa祖细胞质量的变化。
2018-09-07 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
New mass limit for white dwarfs: super-Chandrasekhar type Ia supernova as a new standard candle
Ia型超新星是由质量接近克拉塞卡极限的白矮星爆炸而产生的，它对理解宇宙的膨胀率起着关键作用。然而，最近对几颗奇特的Ia型超新星的观测表明，它的前身质量明显是超克拉塞卡。我们表明，强磁化的白矮星不仅可以显着违反钱德拉塞卡质量极限，而且还表现出不同的质量极限。我们从基础水平确定了白矮星的类属质量极限为2.58太阳质量。这解释了超亮的奇特Ia型超新星的起源。我们的发现进一步论证了可能存在的第二标准烛光，这具有许多深远的影响，包括可能重新考虑宇宙的膨胀历史。
2013-01-25 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
The Subluminous and Peculiar Type Ia Supernova PTF09dav
PTF 09 dav是帕洛玛瞬变工厂（PTF）发现的一颗奇特的Ia型超新星。从光谱上看，它表面上看起来与类SN 1991 bg的亚发光SNe相似，但它有几个不寻常的特征，使它从这个种群中脱颖而出。它的峰值亮度比之前发现的任何类似SN 1991 bg的Ia（M_B-15.5）都要暗，但没有预期的异常红色光学颜色，如果这种微弱的亮度是由于消光造成的。光球光谱中有非常不寻常的Sc II和Mg I的强谱线，可能还有Sr II，以及强于平均水平的Ti II和~6000 km/s的低速。PTF 09 dav的宿主星系是不明确的。SN要么位于旋涡星系的最外围（~ 41 kpc），要么位于一个非常微弱（M_R>-12.8）的矮星系中，不像其他1991 bg类SN那样总是与大质量的古老恒星星族有关。PTF 09 dav也是其他次发光Ia型超新星的光变曲线宽度光度和颜色光度关系的异常值。推断的56 Ni质量很小（0.019+/-0.003 Msun），估计的喷出物质量为0.36 Msun。综合考虑，这些特性使PTF 09 dav成为一个引人注目的事件。我们讨论了各种物理模型，可以解释PTF 09 dav。氦壳爆轰或爆燃表面的CO白矮星可以解释PTF 09 dav的一些功能，包括存在的Sc和低光球速度，但观察到的Si和Mg的预测不是很丰富，在这些模型。我们的结论是，目前没有一个单一的模型能够解释所有观察…
2011-03-09 astro-ph.CO astro-ph.SR
Modified Einstein's gravity as a possible missing link between sub- and super-Chandrasekhar type Ia supernovae
我们探讨的效果修改爱因斯坦的引力在白矮星的第一次在文献中，尽我们所知。这就导致了白矮星的极限质量明显低于或超过拉塞卡极限质量，这由一个单一的模型参数决定。另一方面，Ia型超新星（SNeIa）是解开宇宙演化历史的关键，被认为是在质量接近克拉塞卡极限的白矮星中触发的。然而，对几个特殊的、欠亮和过亮的SNeIa的观测表明，爆炸的质量与这个极限有很大的不同。我们认为，爆炸的修改重力引起的子和超的Bracrasekhar极限质量白矮星的结果在下和过亮SNeIa分别，从而统一这两个明显不相交的子类，因此，作为一个缺失的环节。我们的发现提出了两个基本问题。拉塞卡极限是唯一的吗？爱因斯坦的引力是理解天文现象的终极理论吗？两个答案似乎都是否定的。
2015-05-29 astro-ph.SR gr-qc
