Merged white dwarfs and nucleosynthesis
轨道衰变机制认为，双白矮星合并是不可避免的，但极其罕见。虽然一些合并会导致爆炸，但幸存者会重新点燃氦并明亮地燃烧数万年或数百万年。候选的幸存者包括极端氦星，R CrB变星和各种富含氦的亚亮星。幸存者表面的核废料提供了恒星在合并之前的核历史和合并期间的核合成的证据。广泛而深入的光谱调查为未来的发现提供了丰富的前景。
2020-11-04 astro-ph.SR
Stripped red giants - Helium core white dwarf progenitors and their sdB siblings
最近发现的氦核白矮星（通常称为极低质量（ELM）白矮星）是第一个巨分支天体的剥离核心，填补了双星演化马赛克中的一些空白。可以区分出两种类型。一类是由SB 1双星组成，伴星也是白矮星，另一类是所谓的EL CVn星，是复合光谱双星，有A型伴星。在这两类恒星中都发现了脉动恒星。一个谜是由显然单一的对象。有一个一对一的对应关系的现象发现这些新的恒星类观察到的sdB星。事实上，标准的演化理论解释了sdB星的起源，它们是在第一个红巨星分支的尖端附近被剥离的红巨星。亚亮B星的一个子群也可以被认为是红巨星的剥离氦核。它们形成ELM序列向更高温度的延伸。因此，低质量的氦核白矮星和双星中的sdB星在恒星演化方面是近亲。
2016-10-24 astro-ph.SR
New Observational Evidence of Flash Mixing on the White Dwarf Cooling Curve
蓝钩星是在大质量球状星团欧米茄Cen和NGC 2808的紫外图像中发现的一类亚发光的极端水平分支星。这些恒星占据了HR图中一个无法用经典恒星演化理论解释的区域。使用新的理论演化和大气模型，我们已经表明，蓝钩星很可能是恒星的后代，经历了广泛的内部混合在后期氦核闪光的白矮星冷却曲线。这种“闪速混合”产生了比正常温度更高的EHB恒星，其大气中的氦和碳显着增强。较大的热辐射修正，加上氢不透明度的降低，使得这些恒星在光学和紫外线下看起来是亚发光的。闪速混合更可能发生在氦丰度高的恒星中，因为它们在主序星序转折处的质量较低。由于这个原因，这种现象在那些大质量的球状星团中更为常见，这些星团显示出氦中次级粒子数增加的证据。然而，高氦丰度本身并不能解释大质量球状星团中蓝钩星的存在。在这里，我们提出了新的观测证据闪光混合，使用最近的HST观测。其中包括六个大质量球状星团的紫外色星等图以及其中一个星系团（NGC 2808）中热亚矮星的远紫外光谱。
2012-01-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The helium-rich subdwarf CPD-20 1123: a post-common envelope binary evolving onto the extended horizontal branch
亚发光B星有多种类型，包括单星、近距离和远距离联星以及脉动和非脉动变星。大多数表面氦含量不足（nHe<1%），少数表面氦含量极高（nHe>90%）。少数有中间的表面氦丰度（~ 10 - 30%），伴随着其他元素的特殊丰度。所提出的问题是：i）这些丰度特性是否与恒星从富氦祖先演变为正常贫氦sdB恒星时光球层内元素的辐射驱动和时间相关分层有关; ii）这些现象是否只发生在单sdB恒星中，或者也与双星中的sdB恒星有关。我们提出了一个明亮的中间氦sdB星CPD-20 1123（阿不思1）的精细分析，这表明它是冷的，热亚矮星，与Teff~23 000 K和表面氦丰度~17%的数量。其他的元素并没有表现出异常;与大多数sdB星一样，碳和氧基本上是耗尽的，而氮是富集的。镁通过硫似乎减少了约0.5 dex，但氯和氩大大增加。我们还提出了一系列的径向速度测量表明，该恒星是一个接近的二进制的轨道周期为2.3天，这表明它是一个后共包络系统。在密近双星中发现的一颗中间富氦sdB星，除了已知的和显然是单一的样本之外，支持了这样一种观点，即这些是非常年轻的sdB星，其中光球层的辐射驱动分层是不完整的。
2012-04-21 astro-ph.SR
Hot subluminous stars
光谱类型为B和O的热亚亮星是水平分支蓝端的核心氦燃烧星，或者已经进化到甚至超过了这个阶段。引人注目的是，球状星团omega Cen和NGC~2808的富氦和贫氦热亚矮星在赫兹-罗素图中的分布与它们的场对应物不同。热次矮星的金属丰度模式的典型特征是一些较轻元素的强烈缺乏以及重元素的大量富集。很大一部分sdB星是在有白矮星或质量很低的主序星伴星的近距离双星中发现的，它们一定经历了一个共同的演化包络阶段，它们为研究这一重要但又完全理解的恒星演化阶段提供了一个干净的实验室。对于HW~Vir系统，伴星质量分布从恒星区延伸到棕矮星区。V391 Peg是第一个发现在红巨星演化过程中幸存下来的行星。在热的次矮星中已经发现了几种类型的脉动星，最常见的是引力模sdB脉动星（V1093 Her）和它们更热的兄弟，p模脉动星V361 Hya。在球状星团欧米茄Cen中发现了另一类多周期脉动的热次矮星，这是任何场星都无法比拟的。热亚矮星的质量是了解恒星演化的关键。在食双星中发现了一些脉动sdB星，可以测定质量。结果与二进制人口合成的预测吻合得很好。最近发现了一类新的双星，其中包含极低质量（ELM）白矮星（M <0.3兆太阳），填补了双星恒星演化马赛克中的空白。（略）
2016-04-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Anatomy of the hyper-runaway star LP 40-365 with Gaia
LP 40-365（也称为GD 492）是一颗附近的低光度超逃逸恒星，具有极不寻常的大气成分，被认为是一颗白矮星的残骸，在单简并的情况下，它在一颗次发光的Ia型超新星（SN Ia）中幸存下来。采用盖亚数据发布（DR 2）视差，1.58 +/- 0.03 mas，我们估计半径为0.18 +/- 0.01 Rsun，确认LP 40-365是一个亚发光的恒星，比典型的白矮星大15倍，与SN Ia遗迹的情况是一致的。我们提出了一个更新的运动学分析，利用盖亚视差和自行，并确认Lp 40-365是离开银河系约1.5倍的逃逸速度的太阳附近的静止帧速度为852 +/- 10公里/秒。综合LP 40-365过去的轨迹，我们确认它在5.0 +/- 0.3百万年前朝着船底座的方向穿过银河系圆盘，可能来自飞机下面。最后，我们估计LP 40-365是以至少600 km/s的速度从其祖先双星中喷出的，这与包含白矮星和氦星供体的近距离双星的理论预测是一致的。
2018-06-08 astro-ph.SR
The distribution, kinematics and luminosities of extreme helium stars as probes of their origin and evolution
本研究利用 Gaia DR3、径向速度和光谱能量分布分析极端氦星的轨道与光度，发现其遍布各银河星族并按约2500倍太阳光度分为两类，分别对应两种白矮星并合演化通道。
2023-12-11 astro-ph.SR
Heavy metals in intermediate He-rich hot subdwarfs: The chemical composition of HZ44 and HD127493
热的次亮星在光谱上可以分为次矮星B（sdB）和O（sdO）。虽然后者主要是氢缺乏，但前者主要是氦缺乏。大多数sdOs的大气层几乎没有氢，而一小群混合H/He成分的热亚矮星存在，显示出极端的金属丰度异常。这种中间富氦（iHe）亚矮星是否提供了主导类之间的进化联系是一个悬而未决的问题。HZ $\,$ 44的紫外光谱中存在强的Ge、Sn和Pb谱线，表明该iHe-sdO恒星中重元素的强烈富集，需要对反式铁元素进行详细的定量光谱分析。使用TLUSTY计算的非LTE模式大气与HZ $\,$ 44及其较热的兄弟HD $\,$ 127493的高质量光学、UV和FUV光谱相结合，以确定其大气参数和金属丰度模式。通过从文献中收集原子数据，我们成功地确定了HZ $\,$ 44中29种金属的丰度，包括反式铁元素Ga、Ge、As、Se、Zr、Sn和Pb，并提供了10种其他金属的上限。这使它成为化学成分方面描述最好的热亚矮星。对于HD $\,$ 127493，导出了15种金属（包括Ga、Ge和Pb）的丰度以及另外16种金属的上限。重元素的丰度比太阳高出一到四个数量级。Zr和Pb是最富集的元素。这两颗恒星的C、N和O丰度可以用CNO循环中氢燃烧的核合成以及氦的富集来解释。另一方面，重元素异常不太可能是核合成引起的。相反，扩散过程是由辐射悬浮克服重元素的重力沉降引起的。
2019-07-17 astro-ph.SR
The SALT survey of helium-rich hot subdwarfs: unsupervised classification and kinematic analysis
Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）；Armagh Observatory and Planetarium（阿马天文台和天文馆）
SALT巡天通过PCA和SC对氦丰富热亚矮星进行无监督分类，揭示了新的光谱序列和运动学特征。
2026-01-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The SALT survey of helium-rich hot subdwarfs: final sample and classification
Armagh Observatory and Planetarium（阿马赫天文台和天文馆）；Institut für Physik und Astronomie, Universität Potsdam（波茨坦大学物理与天文学研究所）；School of Mathematics and Physics, Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学数学与物理学院）；Astrophysics Research Cluster, School of Mathematical and Physical Sciences, University of Sheffield（谢菲尔德大学数理科学学院天体物理学研究集群）；Department of Astronomy, University of Cape Town（开普敦大学天文学系）；South African Astronomical Observatory（南非天文台）；Australian Astronomical Optics, Faculty of Science and Engineering, Macquarie University（麦考瑞大学科学与工程学部澳大利亚天文光学）
SALT调查通过光谱学研究，扩展了富含氦的热亚矮星样本，揭示了多种亚类及演化序列，为后续研究提供数据基础。
2025-12-11 astro-ph.SR
Hot subdwarf stars from the Hamburg Quasar Survey
Dr. Karl Remeis-Observatory & ECAP, Astronomical Institute, Friedrich-Alexander University Erlangen-Nuremberg（弗里德里希·亚历山大埃尔朗根-纽伦堡大学）；Institut für Physik und Astronomie, Universität Potsdam（波茨坦大学）；Institut für Astrophysik und Geophysik, Georg-August-Universität Göttingen（哥廷根大学）
研究通过分析HQS观测数据，探讨了热亚矮星的形成途径，发现He-rich sdOB和sdO星体分布于氦主序，支持了氦白矮星合并的起源模型。
2026-02-27 astro-ph.SR
HD144941: The most extreme helium-strong star
自50年前被发现以来，HD 144941一直被归类为极端氦超巨星的特殊成员，这是一种非常罕见的低质量缺氢恒星。我们报告了一个强的纵向磁场的检测与FORS 2的ESO VLT的表面平均纵向磁场强度高达-9KG的基础上的分光偏振。这是进一步限制的检测塞曼分裂的谱线的场强至少为15 kG，解释了最近发现的表面斑点的这颗恒星。基于混合非定域热力学平衡方法和新的光谱对恒星大气进行定量分析，得到恒星大气的有效温度为22000 $\pm$ 500 K，对数表面重力为4.20 $\pm$ 0.10，表面氦分数为0.950 $\pm$ 0.002。虽然金属丰度在绝对数量上大约是太阳之下的10倍，但金属与氢的比例是大质量早期型恒星的典型比例，表明氦在磁场存在的情况下在微弱的分馏恒星风中回落-这是形成氦强现象的典型机制。光谱和盖亚EDR 3视差都暗示HD 144941是一颗明亮的大质量恒星。在运动学上，我们认为HD 144941已经达到了它的高银河系纬度作为一个失控的恒星。我们的结论是，HD 144941不是一个相对高重力的低质量EHe星，而是迄今为止磁性大质量氦强星中最极端的成员，几乎所有的大气氢都被氦取代。
2021-10-21 astro-ph.SR
Hot Subdwarf Stars Identified in Gaia DR2 with Spectra of LAMOST DR6 and DR7. II. Kinematics
结合LAMOST视向速度、Gaia弛豫和自行，给出了银河系的三维空间运动和182颗单线热亚矮星的轨道。这些恒星已经被Lei等人（2020）在Gaia DR2中用LAMOST DR6和DR7光谱识别出来。log（y）> 0的富氦热亚矮星显示出银河系速度分量和轨道参数的最大标准偏差，而-1 <log（y）<0的富氦热亚矮星显示出第二大标准偏差。log（y）<-1的两组缺氦星显示出相似的标准偏差，与富氦星相比，标准偏差系统地较低。根据它们在U-V速度图、J_z偏心率图和银河系轨道中的位置，给出了四个热亚矮星氦群的运动学布居分类。四个热亚矮星氦群在晕、薄盘和厚盘中的分数分布的总体趋势与Luo等报道的结果基本一致。（2019）基于LAMOST DR5，这似乎支持二元种群合成的预测（Han et al. 2003; 2008）。log（y）<-2.2的贫氦星可能起源于稳定的洛希瓣溢出通道，log（y）<-2.2的贫氦星可能起源于共同包层喷射通道，log（y）> 0的富氦星可能起源于双氦白矮星的合并通道。薄盘和晕中-1 <log（y）<0的富He热亚矮星的比例远高于厚盘，这意味着这些恒星在薄盘和晕中有不同的形成通道。
2020-06-01 astro-ph.SR
A faint type of supernova from a white dwarf with a helium-rich companion
超新星（SNe）被认为是由两种不同的物理过程产生的。大质量短寿命恒星的核心经历引力核心坍缩，通常在爆炸期间喷射出几个太阳质量。它们被认为是Ib/c型和II型SNe，与年轻的恒星星族有关。Ia型超新星被认为是由一颗主要由碳和氧组成的白矮星的热核爆炸产生的，它的质量接近克拉塞卡极限。这样的SNe在年轻和年老的恒星环境中都可以观察到。在这里，我们报告了我们在附近的孤立星系NGC 1032的晕中发现的暗淡的Ib型SN 2005 E。在SN位置附近没有任何最近恒星形成的痕迹（图1），并且导出的喷出质量非常低（~0.3 M_sun），强烈反对该事件的核心坍缩起源。光谱观测和衍生的核合成输出表明SN喷出物具有很高的速度，并且主要由氦燃烧产物组成，这表明SN 2005 E既不是亚发光的也不是规则的SN Ia（图2）。因此，我们发现了一种新型的恒星爆炸，它起源于一个低质量的古老恒星系统，可能涉及一个由一颗主星白矮星和一颗富氦的副星组成的双星系统。SN喷出物含有比任何已知类型SN中观察到的更多的钙，并且可能含有大量的放射性44 Ti。因此，这种SNe可能有助于解决基本的物理难题，从原始太阳系和最古老恒星的组成，到银河系产生正电子。
2010-05-24 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Quantitative spectroscopy of extreme helium stars - Model atmospheres and a non-LTE abundance analysis of BD+10$^\circ$2179?
极端氦星（EHe星）是光谱类型为A和B的缺氢超巨星。它们被认为是由双简并系统中的合并引起的。在本文中，我们提出了一个详细的定量非LTE光谱分析BD+10 $^\circ$ 2179，这类罕见的恒星的原型，使用UVES和FEROS光谱覆盖范围从$\sim$ 3100至10 000。大气模型的计算在两个方面得到了改进。首先，由于UV金属线覆盖对温度-密度分层有很强的影响，我们使用了Wavelas 12代码。此外，我们测试了CO2 12对基准代码Sterne 3，发现只有很小的差异，在温度和密度分层，和光谱能量分布的良好协议。第二，在非LTE中处理了12种化学物质。显著的非LTE效应发生在个别谱线中，但对于大多数谱线，这些效应是中等至小的。光谱参数给出$T_\mathrm{eff}$ = 17 300 $\pm$ 300 K和$\log g$ = 2.80 $\pm$ 0.10，以及0.55 $\pm$ 0.05 $M_\odot$的演化质量。因此，这颗恒星比以前的研究中发现的更热，更紧凑，质量更小。运动学性质意味着厚盘成员，这是一致的金属丰度$[$ Fe/H $]\approx-1$和$α$增强。精炼的轻元素丰度与白矮星合并的情况一致。我们在附录中进一步讨论了观测到的氦光谱，从大约150个多重态加上迄今为止已知/预测的最全面的孤立禁用组件中检测偶极允许的跃迁。此外，迄今未报道的一系列明…
2017-06-16 astro-ph.SR
Hot subdwarf stars in close-up view - II. Rotational properties of single and wide binary subdwarf B stars
亚发光B星（sdBs）形成水平支的极热端，因此与蓝色水平支（BHB）星有关。虽然BHB星的旋转特性已被广泛研究，sdB星的研究集中在近距离双星，其组件之间的潮汐相互作用的影响。在这里，我们提出了一个研究的105 sdB星，这是单星或宽双星潮汐效应变得可以忽略不计。投影的旋转速度已被确定通过使用高分辨率的光谱测量金属线的加宽。我们样本中的所有恒星都是慢自转恒星（${v_{\rm rot}\sin{i}}<10\,{\rm km\,s^{-1}}$）。此外，$v_{\rm rot}\sin{i}$ -分布的单一sdBs是类似的热次矮星在宽的双星与主序星的同伴，以及密切的双星系统看不见的同伴和周期超过$\simeq1.2\,{\rm d}$。我们发现，蓝色水平和极端水平分支恒星也相关的表面旋转和角动量。热蓝水平分支恒星（$T_{\rm eff}>11\,500\,{\rm K}$）的大气层以扩散为主，它们是缓慢的旋转体，就像位于极端水平分支的热亚矮星，在红巨星阶段失去了更多的包层和角动量。单星和宽星双星的均匀自转分布对我们理解热亚矮星的形成提出了挑战。特别是理论预测的氦白矮星合并的高比例似乎与本文的结果不一致。
2012-06-29 astro-ph.SR
Discovery of a second pulsating intermediate helium-enriched sdOB star
我们目前的发现长周期，低振幅，g-模式脉动的中间氦丰富的热亚矮星（sdOB）的恒星Feige 46。到目前为止，只有另外一颗富含氦的sdOB恒星（LS IV-14116）显示出这样的脉动。从Feige 46的地面光变曲线中，我们提取了五个独立的周期，范围从2294 s到3400 s。我们用我们的非LTE模型大气网格拟合了该恒星的低分辨率、高信噪比光谱，并推导出以下大气参数：Teff = 36120 $\pm$ 230 K，log g = 5.93 $\pm$ 0.04和log N（He）/N（H）= -0.32 $\pm$ 0.03（仅限正式拟合误差）。这些参数与LS IV-14116非常相似，Feige 46位于富氢g模sdB跃迁带之外。我们利用Feige 46的盖亚视差和自行对该恒星进行了运动学分析，发现它很可能属于星系晕族。这无疑是一个有趣的结果，因为LS IV-14116也是一个晕天体。在这两个奇特的物体中负责脉动的机制仍然不清楚，但可能的情况涉及$ε$机制。虽然它们是同类变星中仅有的两个成员，但这些变星似乎有更多的共同点，而不仅仅是它们的脉动特性。
2019-03-08 astro-ph.SR
Is the semi-regular variable RU Vulpeculae undergoing a helium-shell flash?
半规则变星狐狸座RU（RU Vul）自1935年以来一直被观测到。自$\sim1954$以来，其脉动周期和振幅都在下降。一个解释渐近巨星分支（AGB）恒星（如RU Vul）周期减少的主要假设是恒星内部持续的氦燃烧壳闪光，也称为热脉冲（TP）。本文给出了RU Vul的CCD测光光变曲线，推导了它的基本参数，并检验了TP假设是否能描述观测周期的下降。我们用CCD测光法测定了三个测光波段的现今脉动周期和振幅，用高分辨光谱法求出了基本参数。RU Vul的时期演变相比，预测的AGB阶段的演变模型。我们发现RU Vul是一颗贫金属星，金属丰度为$[{\rm M}/{\rm H}]=-1.59\pm0.05$，有效表面温度为$T_{\rm eff}=3634\pm20$ K。RU Vul的低金属量和它的运动学表明它是厚盘或晕群中一个古老的低质量成员。从我们的测光测定的今天的脉动周期是$\sim108$ d，在V波段的半振幅是$0.39\pm0.03$ MAG。观察到的周期下降被发现是很好地匹配的演化AGB模型与恒星参数相媲美的RU Vul。我们的结论是TP假设是在很好的协议与所观察到的周期演变的RU Vul。
2015-11-10 astro-ph.SR
G112-43/44: A metal-poor binary star with a unique chemical composition and kinematics like the Helmi streams
G112-43/44，别名BD+00_2058 A和B，是一颗贫金属（[Fe/H] = -1.3）的宽轨道双星。我们使用高精度的测定94个贫金属矮星的化学成分在太阳附近的丰度比G112-43/44与恒星具有类似的金属丰度的比率，考虑到从本地热力学平衡的偏差对导出的丰度的影响，和盖亚EDR 3数据被用来比较的运动学。G112-43/44的两个组分的丰度几乎对所有元素都在0.05 dex之内，但[X/H]的差异与元素凝聚温度之间存在相关性，这可能是由于行星-恒星相互作用。G112-43/44的Mg/Fe、Si/Fe、Ca/Fe和Ti/Fe比值与吸积星（Gaia-Enceladus）的相应比值一致，但Mn/Fe、Ni/Fe、Cu/Fe和Zn/Fe比值明显增大。运动学分析表明，G112-43/44属于太阳附近的Helmi流，并据此讨论了G112-43/44丰度的特殊性是否可以用Helmi流的前身矮星系中超新星事件的化学富集来解释。有趣的是，氦壳爆轰Ia型超新星模型计算的产额可以解释G112-43/44和其他三颗星系晕中贫α星的Mn/Fe、Ni/Fe、Cu/Fe和Zn/Fe的增强，其中一颗星具有Helmi流运动学。氦壳爆轰模型预测，但是，也增强丰度比的Ca/Fe，Ti/Fe，和Cr/Fe与观察到的比例不一致。
2021-05-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The enigmatic He-sdB pulsator LS IV$-$14$^\circ$116: new insights from the VLT
中间氦亚矮星B星LS IV $-$ 14 $^\circ$ 116是一个独特的天体，显示出极其奇特的大气丰度以及无法用通常的不透明度机制解释的长周期脉动。一个假设是，一个强大的磁场可能是负责。基于FORS 2光谱偏振仪，我们不相信这种可能性，它使我们能够排除平均纵向磁场低至300 G。使用相同的数据，我们推导出LS IV $-$ 14 $^\circ$ 116的大气参数为$T_{\rm eff}$ = 35，150 $\pm$ 111 K，$\log{g}$ = 5.88 $\pm$ 0.02和$\log{N(\rm He)/N(\rm H)}$ = $-$ 0.62 $\pm$ 0.01。高表面重力尤其与LS IV $-$ 14 $^\circ$ 116还没有固定在氦主序列上的理论不一致，并且脉动是由作用于氦主闪光后存在的氦燃烧壳层的$ε$机制激发的。档案UVES光谱显示LS IV $-$ 14 $^\circ$ 116具有149.1 $\pm$ 2.1 km/s的径向速度。运行一个完整的运动学分析，我们发现，它是在一个逆行轨道周围的银河系中心，与银河系径向速度分量$U$ =13.23 $\pm$ 8.28 km/s和银河系旋转速度分量$V$ = $-$ 55.56 $\pm$ 22.13 km/s。这意味着LS IV $-$ 14 $^\circ$ 116属于晕族，这是一个有趣…
2015-02-20 astro-ph.SR
Kinematics and chemical abundances of the B star HD 28248
我们对早型B星HD 28248进行了详细的元素丰度研究，并估算了它在银河系中的轨道。2001年10月7日在拉西拉欧洲南方天文台进行的光谱观测与非LTE合成光谱的比较，使用一种新的包装器同时拟合给定原子种类的几条线，首次确定了He，C，N，O，Mg，Al，Si，P，S，Ar和Fe的丰度。HD 28248的视向速度也是根据9条中性氦线和Mg ii 4481 A的质心位置估算的，从而可以计算出它的右银河系空间速度分量U、V和W，并首次估算出它在银河系中的轨道。我们的化学分析描绘了几种原子种类的显著富集，特别是[Fe/H] = +0.25 dex和[O/Fe] = +0.32 dex。运动学参数表明，它的轨道被限制在银盘的标度高度为400秒差距和恒星已经从它的诞生地到目前的位置移动了约4千秒差距。元素丰度不遵循目前为银河系建立的预测[Fe/H]和[O/Fe]梯度。一个假设的情况下，污染可能是质量转移的二元系统在以前的演变阶段。
2012-10-25 astro-ph.SR
The Evolution of Helium Star Plus Carbon-Oxygen White Dwarf Binary Systems and Implications for Diverse Stellar Transients and Hypervelocity Stars
氦吸积引起的CO白矮星（WD）爆炸被认为是许多观测到的恒星瞬变类型的有希望的候选者，包括Ia型和Iax型超新星（SNe）。然而，一个明确的最喜欢的结果还没有出现。我们探讨了白矮星中氦的点火条件，以及氦星-WD双星的最终命运与它们的初始轨道周期和组分质量的函数关系。我们计算274模型二进制系统的二进制演化代码（BEC），其中两个组件都完全解决。恒星和轨道的演化是同时计算的，包括质量和角动量转移，潮汐，和引力波发射，以及差分旋转和内部流体动力学和磁角动量输运。我们发现，氦爆炸预计只有在系统的最短的初始轨道周期，并为初始质量的白矮星（MWD > 1.0 MSun）和较低的质量施主（Mdonor < 0.8 MSun），积累的氦层大多超过0.1 MSun。爆炸后，这些系统将释放捐助者作为超高速前WD失控的明星，我们预测的运动学和恒星性质的预期范围。具有更大质量供体或初始周期超过1.5小时的系统在积累0.1 - 0.001 MSun的氦后可能会发生氦爆燃。在氦供体星低于-0.6 MSun的系统中，白矮星中的氦点火被避免，并导致三组明显不同的双白矮星系统。氦爆炸的参数空间大小仅相当于银河系超新星Ia速率的3%和超新星Iax速率的10%，而预测的大量氦（>0.1 MSun）在祖先中并不容易与原型超新星Ia的观测相一致。...
2019-04-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Predicted spatial and velocity distributions of ejected companion stars of helium accretion-induced thermonuclear supernovae
热核超新星（SNe），其中一个子集是非常重要的SNe类型，Ia，仍然是现代天体物理学中了解较少的现象之一。近年来，单一的简并氦（He）供体通道，其中一个白矮星（WD）吸积富氦物质从一个氢耗尽的伴星，已成为这些事件的一个有前途的候选祖先场景。在这种情况下，一个悬而未决的问题是伴星的命运，这将是明显的失控热亚矮星（He sdO/B）在SN事件的后果。以前的研究表明，弹射伴星的运动学特性提供了一个机会，更仔细地检查SN祖系统的属性。然而，由于观测到的物体数量与理论预测不符，这种机制的可行性受到质疑。在这项研究中，我们首先合成了一个人口的伴星弹出上述机制，考虑到预测的喷射速度，推断人口密度在银河系（Gal.）质量分布和随后的运动学在Gal。潜力然后，我们讨论这个人口的天体测量性质。我们提出了$10^{6}$个人弹射轨迹，数值计算与一个新开发的，轻量级的仿真框架。预计在Gal方向上会出现近距离物体密度分布的峰值。中心如果实现了整个考虑的质量范围，径向速度分布应在500 \kms处显示峰值。如果仅考虑接近的US 1，708类似物，则在（$\sim750-850$）\kms处应存在峰。我们发现，令人费解的缺乏确认幸存的伴星的热核SNe，虽然可能是一个观测相关的选择效应，可能表明选择对高质量的捐助者在SD的他捐助者通道。（-abridged-）
2021-01-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
The White Dwarfs within 25 Parsecs of the Sun: Kinematics and Spectroscopic Subtypes
本文给出了距太阳25秒差距以内的白矮星的光谱亚型的分数分布、表面温度的范围和分布以及运动学性质。在224颗白矮星的25 pc总样本中，没有令人信服的晕白矮星存在的证据。在25秒差距内，也没有什么证据表明存在真正的厚盘亚组分。看来，整个25 pc样本可能属于薄磁盘。我们也没有发现显着的运动学差异与光谱亚型。总DA非DA比的25 pc的样品是1.8，加深信封对流的表现，转换DA星足够薄的H表面层到非DA。我们将这一比例与其他研究的结果进行了比较。我们发现，至少有11%的白矮星在25秒差距的太阳（DAZ和DZ星）有光球金属，可能来自吸积的拱星材料（碎片盘）在他们周围。如果这种解释是正确的，那么它表明类似百分比的行星，小行星状天体或碎片盘绕着它们运行的可能性。我们的体积有限的样品揭示了DC白矮星的堆积在著名的截止DQ白矮星在Tef约6000 K。考虑到小数字统计，我们推测其可能的进化意义。我们发现，在25 pc的样品中，磁性白矮星的发生率至少为8%，在我们的体积有限的样品中，冷白矮星占主导地位。我们得到了DB和DQ简并的近似形成率，并提出了一个初步的测试的演化方案，所有冷却DB星成为DQ白矮星通过氦对流疏浚与扩散尾部的碳从他们的核心向上延伸。
2014-01-22 astro-ph.SR
EC 19529-4430: SALT identifies the most carbon- and metal-poor extreme helium star
本文通过 SALT 高分辨率光谱精细分析 EC 19529-4430，测定其大气参数与极端 CNO 丰度，确认其为最贫碳、贫金属且温度最低的富氮 EHe 星，并支持双氦白矮星并合起源。
2024-04-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The first heavy-metal hot subdwarf composite binary SB 744
对长周期sdOB+ G1 V型光谱双星SB 744的径向速度跟踪显示，sdOB星的光谱中有很强的氟和铅线，G1 V伴星中有太阳下的金属丰度。通过高质量的观测和盖亚天体测量数据，我们的目标是测量该系统的化学成分和银河系运动学，将其与已知的热亚矮星种群联系起来。这样的双星系统具有很高的潜力，因为它们可以深入了解双星演化的后期阶段以及剥离核心的氦燃烧恒星的神秘形成。我们已经分析了均匀大气模型的光谱，从直接的波长空间分解得到的二元成员的表面参数和独立测量的冷伴星的大气特性。这两种独立的方法得出了一致的结果，其中，修正了光谱能量分布的限制，提供了一个亚矮星质量。盖亚天体测量使我们能够推导出该系统的银河运动学。SB 744原来是一个古老的人口II系统，经历了戏剧性的事件。热的亚矮星属于重金属的sdOB星的子类，我们报告超太阳的铅丰度，基于铅III/IV线。热亚矮星的He丰度是已知重金属sdOB星中最低的。氟的存在意味着SB 744曾经是一个等级分明的三元系统，内部的双星系统在不久的过去已经合并。作为一种替代方案，通过晚期核心氦闪光和大气混合的单星演化也可以产生观测到的氟丰度。目前观测到的大气金属过量可能是形成过程中的混合过程和辐射支持相结合的结果。
2021-07-07 astro-ph.SR
New binaries among UV-selected, hot subdwarf stars and population properties
我们测量了7个密近双星的轨道参数，包括6个新的对象，在径向速度调查的38个对象，包括一个热的亚矮星，轨道周期从~0.17到3 d。其中一个新的星系GALEX J2205-3141显示了M矮星伴星的反射。其他三个物体显示出明显的短期变化，但其轨道参数无法受到限制。两个系统包括一个热的亚矮星与一个明亮的主序星/巨伴星配对，显示短周期光度变化，可能是由于辐射或恒星活动，也是短周期候选者。除了两个候选者外，所有候选者都是从银河演化探测器紫外线巡天中选择的亚发光恒星中选出的。我们的新发现还包括一颗低质量亚矮星B星，以及一颗低质量白矮星（GALEX J 0805 -1058）的可能祖先，它与一颗看不见的、可能是亚恒星的伴星配对。新发现的双星的质量函数意味着最小的次级质量范围从0.03到0.39 M_solar。测光时间序列表明，除了GALEX J 0805 -1058和J2205-3141，伴星很可能是白矮星。我们更新了二进制人口统计数据：接近40%的热亚矮星有一个同伴。此外，我们还发现次级质量分布显示出一个低质量的峰归因于晚型矮星，和一个高质量的峰和尾部分布归因于白矮星和一些光谱复合。此外，我们发现，人口运动学意味着一个老年，包括一些可能的晕人口成员。
2015-04-13 astro-ph.SR
A spectroscopic and kinematic survey of fast hot subdwarfs
为寻找类似US 708的SN Ia抛射伴星，本文通过SDSS光谱与地面自行巡天筛选候选体并结合Gaia EDR3数据，分析了53颗快速热亚矮星的运动学性质，发现它们均未脱离银河系且整体更符合老年银晕族特征，而非超新星抛射起源。
2024-07-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Discovery of a variable lead-rich hot subdwarf: UVO 0825+15
UVO 0825 +15是一颗炽热明亮的富氦次矮星，位于{ \it K2}视场5和一个由{ \it Subaru/HDS}观测到的中间富氦次矮星样本中。{ \it K2}光变曲线显示低振幅变化，而{ \it Subaru}光谱显示Pb{ \sc iv}吸收线，表明铅过量非常高。UVO 0825 +15也有一个高的自行，其运动学特征是一个厚盘星。对紫外和中等色散光谱的分析排除了短周期双星伴星的可能性，并提供了基本的大气参数$T_{\rm off}=38\,900\pm270$ \，K，$\log g/{\rm cm\,s^{-2}}=5.97\pm0.11$，$\log n_{\rm He}/n_{\rm H}=-0.57\pm0.01$，$E_{B-V}\approx0.03$和角半径$θ= 1.062\pm0.006\times10^{-11}$弧度（形式误差）。高分辨率光谱显示，碳是$>2$ dex subsolar，铁近似太阳和所有其他元素比氩重至少2 - 4 dex过剩，包括锗，钇和铅。在蓝色光谱中大约有150条谱线仍未被识别.光球层的化学结构被认为是由辐射为主的扩散。{ \it K2}光变曲线在10.8\，h附近有一个主周期，其一次谐波振幅可变，另一个周期为13.3\，h。首选的解释是多周期非径向振荡由于g模式具有非常高的径向顺序，虽然这提出了脉动理论的困难。其他解释由于…
2016-11-05 astro-ph.SR
The Hubble Space Telescope UV Legacy Survey of Galactic Globular Clusters. X. The radial distribution of stellar populations in NGC 2808
由于其极端的氦丰度，球状星团NGC 2808的多个恒星星族已经从光度学、光谱学和运动学的角度进行了广泛的研究。NGC 2808的色星等图中最显著的特征是三重主序（MS），红色的MS对应于含有原始氦的恒星星族，中间和蓝色的MS被氦增强到Y $\sim$ 0.32和$\sim$ 0.38。最近的一项研究表明，这个巨大的星团至少有五个不同的恒星星族（A、B、C、D和E）。其中，人口A，B和C对应的红色MS，而人口C和D连接到中间和蓝色MS。在本文中，我们利用哈勃空间望远镜测光研究的径向分布的红色，中间和蓝色MS从集群中心到约8.5弧分。我们的分析表明，每个MS的径向分布是不同的。特别是，如从多群体形成模型预测的，蓝色MS和中间MS似乎比红色MS更集中，该结果的显著性水平高于3σ。
2016-08-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Hubble Space Telescope UV Legacy Survey of galactic globular clusters. VI. The internal kinematics of the multiple stellar populations in NGC 2808
大量的观测研究揭示了球状星团中普遍存在的多个恒星星族，这给研究这些恒星系统的形成和动力学历史带来了许多挑战。在这封信中，我们提出了一项研究的结果，在NGC 2808的多个群体的运动学特性的基础上，高精度的哈勃太空望远镜自行测量。在最近的一项研究中，Milone等人在NGC 2808中确定了五个不同的种群（A，B，C，D和E）。居群D和E与Piotto等人先前发现的中间的氦增强居群和蓝色主序列（mMS和bMS）相吻合;星族A、B和C对应于在Piotto等人的研究中与原始恒星星族有关的较红的主序。我们的分析表明，在最外面的区域探测（约1.5和2倍之间的集群半光半径），人口D和E的速度分布是径向各向异性（从各向同性分布的偏差是显着的~3.5西格玛水平）。星族D和E的恒星的切向速度色散比星族A、B和C的小，而径向速度色散没有显著差异。我们提出的数值模拟的结果表明，观察到的这些恒星星族的运动学之间的差异是一致的预期的运动学指纹的扩散到集群外部区域的恒星星族最初更集中。
2015-08-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
EC 22536-5304: a lead-rich and metal-poor long-period binary
燃烧氦的O型和B型（sdO/B）热亚矮星被认为是通过各种类型的双星相互作用产生的。最近发现富氦热亚矮星EC 22536 -5304的铅含量极其丰富。在这里，我们证明了EC 22536 -5304是一颗双星，有一颗贫金属的亚矮星F型（sdF）伴星。我们对高分辨率SALT/HRS和VLT/UVES光谱进行了详细的分析，得出了热亚矮星的金属丰度，以及这两种成分的大气参数。因为我们考虑了sdF恒星的贡献，所以sdOB的铅丰度，相对于太阳的+6.3 +/- 0.3 dex，甚至比以前认为的要高。对于sdF组分，我们推导出Teff = 6210 +/- 70 K，log g = 4.64 +/- 0.10，[Fe/H] = -1.95 +/- 0.04，[ $α$ /Fe] = +0.40 +/- 0.04。径向速度的变化，虽然目前采样不足，表明该双星系统有一个长的轨道周期约457天。这表明该系统可能是通过稳定的罗氏瓣溢出（RLOF）形成的。运动学分析表明，EC 22536 -5304是在银河系中心的偏心轨道上。这一点，以及sdF型伴星的低金属丰度和强烈的α增强，表明EC 22536 -5304是星系晕或金属弱厚盘的一部分。EC22536-5304是第一个低于[Fe/H] =-1的长周期热亚矮星双星，可能有助于限制低质量、低金属丰度红巨星支（RGB）星向主序星伴星的质量转移的RLOF机制。
2021-07-30 astro-ph.SR
A joint JWST and HST view of Omega Centauri: Multiple stellar populations and their kinematics
Univ. di Padova（帕多瓦大学）；Istituto Nazionale di Astrofisica - Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所-帕多瓦天文台）；Research School of Astronomy & Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天文与天体物理研究学院）
通过联合JWST和HST观测，研究omega人马座的多星族及其动力学特性，发现不同星族的运动学差异和能量分布特征。
2025-12-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
An eccentric binary millisecond pulsar with a helium white dwarf companion in the Galactic Field
低质量白矮星（LMWD）被认为是双星演化的唯一产物，因为宇宙还没有老到足以从单个恒星产生它们。由于在双星相互作用阶段有很强的潮汐力作用，今天观测到的残留宿主系统的离心率可以忽略不计。在这里，我们报告的第一个明确的识别LMWD在偏心（e=0.13）轨道与毫秒脉冲星，这直接矛盾的图片。我们使用我们的光谱和无线电定时解决方案（来自其他地方）推断WD温度T_eff = 8600 +/- 190 K）和三维系统速度（179.5 km \s）。我们还对WD半径（R_WD = 0.024+/- 0.004/0.002 R_sun）和表面重力（log g = 7.11 +/- 0.08/0.16 dex）设置了与模型无关的约束。WD和运动学特性与低质量X射线双星演化的预期一致，不利于三体形成通道。在高离心率是自发相变的结果的情况下，我们推断脉冲星的祖先质量为1.6 M太阳，这对于Jiang等人（2015）提出的夸克新星机制来说太低。类似地，Freire & Tauris（2014）的场景中，WD通过旋转延迟吸积引起的坍缩坍缩到中子星上，在我们的约束下，需要高质量的差分旋转祖星和出生时的显著动量反冲。首先，我们发现通过与瞬态环双星盘的相互作用产生的离心泵与所有推断的性质一致。最后，我们报告脉动的初步证据，如果得到证实，将把恒星变成一个前所未有的实验室WD物理和恒星对流。
2016-09-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
A comprehensive search for hot subdwarf stars using Gaia and TESS I. Pulsating hot subdwarf B stars
本研究整合多源数据构建已确认脉动热亚矮B型星数据集，提出基于Gaia DR3样本的搜寻方法，利用TESS数据发现61颗新脉动sdB星及20颗待后续光谱观测确定变源的sdB星，助力该星族的全面研究。
2024-01-31 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
The hot white dwarf in the peculiar binary nucleus of the planetary nebula EGB6
EGB 6是一个扩展的、暗淡的古老行星状星云（PN），拥有一个神秘的核心。中心恒星（PG 0950 +139）是一颗热的DAOZ型白矮星（WD）。在距离WD 0.166”处发现了一个未解的致密发射结，它被证明是围绕着一颗被尘埃笼罩的低光度恒星。有人认为，伴星周围的尘埃盘和蒸发气体（被热WD光电离）是WD前身星作为渐近巨星分支（AGB）恒星时捕获的风物质形成的盘的残余。在本文中，我们评估热WD，以确定其大气和恒星参数。我们进行了一个模型大气分析的紫外线（UV）和光学光谱。我们发现Teff = 105，000 +/- 5000 K，log g = 7.4 +/- 0.4，太阳氦丰度（He = 0.25 +/- 0.1，质量分数）。我们测量了另外10种物质（C、N、O、F、Si、P、S、Ar、Fe、Ni）的丰度，发现基本上是太阳的丰度值，表明辐射驱动的风质量损失，理论速率为log（dot-M/M_sun/yr）= -11.0（+1.1）（-0.8），阻止了光球中元素的引力分离。WD的质量为M/M_sun = 0.58（+0.12）（-0.04），其AGB后年龄（log（t_evol/yr）= 3.60（+1.26）（-0.09））与PN运动学年龄log（t_PN}/yr）= 4.2一致。此外，我们检查了具有紧凑发射区的类似物体TOL 26（PN G298.0+34.8）的热核的紫外光谱，…
2018-07-31 astro-ph.SR
Masses of RR Lyrae Stars with Different Chemical Abundances in the Galactic Field
表面重力和有效温度已被添加到先前出版的汇编目录中，该目录包括100个RR型天琴座恒星的几种化学元素的相对丰度。这些大气参数和来自达特茅斯数据库的演化轨迹被用来确定恒星的质量，并对具有不同化学成分的RR天琴座恒星的性质进行比较分析。具有薄盘运动学的富金属（$\rm{[Fe/H]}> -0.5$）RR型天琴座星的质量在$(0.51-0.60)M_{\odot}$范围内。只有初始质量超过$1M_{\odot}$的恒星才能在这个子系统的生命周期内到达水平分支。要成为天琴座RR型变星，一颗恒星必须在红巨星阶段失去大约一半的质量。这种年轻的、富含金属的天琴座RR型恒星的出现可能是由于它们的祖先具有高的初始氦丰度。根据Y = 0.4的达特茅斯演化轨迹，一颗初始质量低至$0.8M_{\odot}$的恒星在这段时间内可能演化成RR~天琴座变星。这样的恒星应该在红巨星阶段失去了$(0.2-0.3)M_{\odot}$，这似乎是相当现实的。
2019-03-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Asteroseismology of Carbon-Deficient Red Giants: Merger Products of Hierarchical Triple Systems?
本文对129颗碳缺乏巨星进行星震学分析，发现其可分为两个主要化学演化群组，并揭示低质量群组可能源于核心氦闪混合，而大质量群组则可能由等级三星系统中涉及氦白矮星的并合形成。
2025-08-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
HdC and EHe stars through the prism of Gaia DR3: 3D distribution and Gaia's chromatic PSF effects
本文利用Gaia DR3数据研究HdC、EHe和DYPer型恒星的三维分布，发现Gaia色差PSF效应导致RCB恒星天体测量拟合无效，并揭示这些恒星主要分布于厚盘、核球和晕，同时发现其运动学、族群与金属丰度之间存在可由双简并并合模型解释的关系。
2024-01-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The environment of formation as a second parameter for globular cluster classification
我们进行了一个进化的多元分析的样本的54个银河系球状星团与高品质的颜色星等图和确定的年龄。分析所采用的四个参数是：金属丰度、年龄、水平分支上的最高温度和绝对V星等。我们的分支分析将样本分为三个新的组。后验运动学分析将组1和组2置于晕中，将组3置于厚盘中。晕和盘状星团分别遵循比星系弱得多的斜率的光度-金属丰度关系。利用这一性质提出了一个区分晕和盘簇的新判据。将这两个晕群与星系晕场星的不同性质进行比较表明，第1群的星团起源于星系的内晕，而第2群的星团则形成于星系的外晕。内晕星团可能是最初质量最大的一个，这使得更强烈的氦富集的第二代恒星得以形成，从而解释了造父变星和非常热的水平分支恒星只存在于这个群中。因此，我们得出结论，“第二个参数”是链接到环境中的球状星团的形式，有利于形成的最大质量的集群，随后成为更强烈的自我丰富比他们的银河系外晕和光盘的内部晕。
2009-06-18 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
