Post-merger evolution of carbon-oxygen + helium white dwarf binaries and the origin of R Coronae Borealis and extreme helium stars
引力波辐射导致的轨道衰变将导致一些近距离的白矮星（WD）在哈勃时间内合并。从以前的流体动力学WD合并模拟的结果已被用来指导合并后的碳-氧+氦（CO+He）WD双星的演化计算。我们的模型包括热日冕的形成，除了开普勒磁盘。我们引入了一个“destroyeddisk”模型来模拟直接磁盘摄入膨胀的信封的效果。这些计算表明，在通过更热的极端氦（EHe）星的快速演化之前，稀有的北冕座R（RCB）星的域中存在显著的寿命。由此产生的巨星的表面化学与RCB和EHe星的观测丰度部分一致。讨论了~ 3 He、~（18）O和~（19）F的产生。演化的时间尺度结合双星族群合成的白矮星合并率与现今的RCB和EHes数量一致，前提是大多数来自相对较新（< 2Gyr）的恒星形成。然而，大多数RCB应该是由CO-WD +低质量HeWD合并产生的，其中He-WD的质量在0.20-0.35 Msolar范围内。虽然以前需要高的He-WD质量（> 0.40 Msolar）来匹配RCB星的富碳丰度，但“破坏盘”模型产生了He-WD质量> 0.30 Msolar的高碳产物，与人口合成结果更好地吻合。
2014-08-23 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
Improved hydrodynamic pulsation models for the pulsating extreme helium star V652 Herculis
新的非线性流体动力学模型已经被构建来模拟在极端氦星V652 Her中观察到的径向脉动。这些模型使用更精细的分区，以允许比以前的模拟更高的径向分辨率。模型纳入了更新的OPAL和OP不透明度表，并采用了基于迄今为止最佳大气分析的组成。关键的脉动特性，包括周期，速度振幅和冲击加速度检查作为一个函数的平均恒星参数（质量，光度和有效温度）。新的模型证实，对于大振幅脉动，强烈的冲击在最小半径处发展，并且与最大亮度和最小半径之间的大相位延迟相关。利用观测到的脉动周期来约束一维的参数空间，其他脉动特性被用来进一步约束模型空间，并对观测测量进行了批判性的讨论。类似的模型可能有助于解释其他蓝色大振幅振荡器，这些振荡器也可能表现出脉动驱动的冲击。
2021-10-01 astro-ph.SR
Neon and CNO Abundances for Extreme Helium Stars -- A Non-LTE Analysis
利用NLTE模型大气的光谱数据，对BD+10 2179、BD-9 4395和LS IV+6 002三颗极端氦星（EHes）进行了非LTE（NLTE）丰度分析。NLTE TLUSTY模型大气是用NLTE中处理的H、He、C、N、O和Ne计算的。模型大气参数的选择，从考虑到适合观察到的He I线的配置文件和电离平衡的C和N离子。然后使用SYNSPEC程序确定Ne以及H、He、C、N和O的NLTE丰度。LTE氖丰度从Ne I线的EHes：LSE 78，V1920 Cyg，HD 124448，和PV Tel，来自于已公布的模型和估计的NLTE校正应用，以获得NLTE氖丰度。我们表明，这些关键元素，包括Ne，推导出的丰度与冷合并产生的EHe的半定量预测（即，没有核合成过程中合并）的一个He白矮星与一个C-O白矮星。
2010-11-23 astro-ph.SR
Discovery of extremely lead-rich subdwarfs: does heavy metal signal the formation of subdwarf B stars?
炽热的次矮星代表了一组低质量的氦燃烧恒星，它们是通过双星相互作用形成的，其中包括银河系中一些化学性质最奇特的恒星。恒星演化理论认为，它们应该有富含氦的大气层，但是，由于辐射导致氢向上扩散，大多数都非常缺乏氦。所提出的问题包括：大气层在什么时候变得化学分层，以什么速度分层？几个富氦次矮星的存在提出了进一步的问题;是否有不同的热次矮星亚群，或者热次矮星在演化过程中改变了它们的表面成分？最近的分析揭示了显着的表面化学之间的富氦亚组。本文分析了九颗中等富氦热次矮星的高分辨光谱。我们报告的发现，两颗恒星，HE 2359-2844和HE 1256-2738，显示大气中铅的丰度是太阳中的近一万倍。这是从以前从未在任何恒星中看到的光学Pb IV吸收线测量的。铅的丰度是紫外光谱法在正常热亚矮星大气中测量的10到100倍。HE 2359-2844也显示了类似于锆星LS IV-14 116的锆和钇丰度。这些新发现被解释为从新生的富氦亚矮星过渡到正常的贫氦亚矮星的严重分层大气和表面化学的一般图片。
2014-07-29 astro-ph.SR
Detection of fluorine in hot Extreme Helium Stars
本文的主要目的是探索热极氦星（EHes）中氟的丰度。过量的氟是冷的EHes和R Coronae Borealis（RCB）恒星的特征，并进一步加强了它们的紧密联系。对于热的EHes，这种与较冷的EHes的关系，基于它们的氟丰度是未经探索的。本文首次给出了10颗热EHe星的单电离氟谱线（F_i，{ \sc ii}）的氟丰度估计。在以3505 μ m和3850 μ m为中心的两个窗口中使用F 1，{ \sc ii}线测定氟丰度。10颗恒星中有6颗显示出类似于冷EHes的氟显着增强。两个贫碳热EHE没有显示出氟的签名，并有一个显着的低上限的F丰度。这些氟的丰度与其他元素的丰度在这些恒星中观察到的这些恒星的形成和演化提供了一个想法。氟与C、O和Ne的变化趋势表明，CO-He白矮星合并后显著的氦燃烧可以解释观测到的丰度的大部分。根据观测到的丰度，讨论了从白矮星合并的模拟预测。
2020-01-21 astro-ph.SR
The subdwarf B star SB 290 - A fast rotator on the extreme horizontal branch
热亚矮星B星（sDBs）是演化的核心燃烧氦的恒星，具有非常薄的氢包层。为了形成sdB，在红巨星分支的尖端，祖先必须失去几乎所有的氢包层。在近距离双星系统中，质量转移到伴星提供了形成它们所需的非凡质量损失。然而，显然也存在单一的sdB，几十年来它们的形成并不清楚。氦白矮星的合并导致核心氦燃烧的点火，或者氦核心和低质量恒星在共同包层阶段的合并已经被提出。在这里，我们报告的发现SB 290作为第一个明显的单一快速旋转sdB星位于极端水平分支，表明这些恒星可能形成合并。
2013-01-17 astro-ph.SR
Kinematics of Subluminous O and B Stars by Surface Helium Abundance
大多数热的次矮星是低质量的核心氦燃烧恒星。它们的大气层通常缺乏氦，但少数有极富氦的表面。另外一部分具有中等的表面氦丰度，偶尔伴随着其他元素的特殊丰度。我们已经确定了一个样本的88个热的次矮星，包括38个氦缺乏，27个中间氦和23个极端氦星的径向速度和自行测量，连同距离，允许计算银河系的空间速度。我们已经研究了这三个群体的运动学，以确定它们是否属于相似或不同的银河系人口。在我们的样本中，大多数缺氦次矮星的运动学分布与厚盘星相似。富氦的sdBs表现出更多样化的运动学分布。虽然大多数可能是盘星，少数表现出更高的速度色散符合成员的星系晕人口。其中几颗晕型次矮星是Naslim等人（2011，2013）发现的重金属次矮星。
2017-01-11 astro-ph.SR
A Helium-Carbon Correlation on the Extreme Horizontal Branch in $ω$ Centauri
利用最近FORS 2/VLT光谱样品的极水平分支（EHB）恒星在$ω$ Cen，我们分离出38个光谱非常适合详细的大气研究，并确定其基本参数（$T_{\rm eff}$，日志$g$，日志$N$（He）/ $N$（H））使用NLTE，金属线覆盖模型。我们发现我们的目标可以分为三组：6颗是热的（$T_{\rm eff}$ $\buildrel>\over\sim\ $ 45，000 K）富氢亚矮星O型，7颗是典型的富氢sdB型（$T_{\rm eff}$ $ \buildrel<\over\sim\ $ 35，000 K），其余25颗是中等有效温度的富氦（log $N$（He）/ $N$（H）$ \buildrel>\over\sim\ $ $-$ 1.0）亚矮星。令人惊讶和非常有趣的是，这些富含He的热亚矮星在$ω$ Cen集群中的温度范围很窄（$\sim$ 35，000 K到$\sim$ 40，000 K）。我们还测量了大气中的碳丰度，并发现了一个最有趣的碳和氦大气丰度之间的正相关性。这种相关性当然带有扩散过程的特征--最有可能的是引力沉降受到恒星风或内部湍流的阻碍--但也限制了$ω$ Cen中EHB恒星可能的形成方案。特别是对于富含氦的天体，氦和碳增强之间的明确联系指向了后期的热闪演化历史。
2014-09-14 astro-ph.SR
Planetary influences on photometric variation of the extreme helium subdwarf KIC10449976
我们认为，热次矮星KIC 10449976不稳定的3.9天光度周期是由一颗被热次矮星紫外辐射加热到5000K的潮汐锁定行星造成的。虽然这颗行星的辐射量相对于恒星的辐射量非常小，但在可见光波段，这颗行星贡献了0.07%的光，足以解释观测到的周期性行为。在我们提出的方案中，周期和光振幅的随机变化归因于地球上的天气。也就是说，表面上的气流和行星大气中的热变化由加热和行星旋转驱动，导致行星发射的辐射量发生随机变化。我们预测，仔细的监测将揭示一颗气体巨行星，其轨道距离KIC 10449976为8.3Rsun。
2013-10-12 astro-ph.SR
Four stellar populations and extreme helium variation in the massive outer-halo globular cluster NGC 2419
最近的研究表明，无论是球状星团（GC）内的氦变化，还是第一代和第二代恒星（1G，2G）的相对数量，都取决于主星团的质量。精确测定氦的内部变化和1G恒星的比例是多星族形成的关键约束条件。我们利用多波段哈勃空间望远镜测光研究NGC 2419中的MP，NGC 2419是银河系中最大和最遥远的GC之一，几乎与其潮汐影响无关。我们发现，1G主机的分析恒星的~37%，并确定了三个2G恒星，即2GA，2GB和2GC，其中包括~ 20%，~31%和~12%的恒星，分别。我们比较观察到的颜色，这四个群体的颜色来自适当的合成光谱，以推断相对氦丰度。我们发现2GA、2GB和2GC星的氦质量分数相对于具有原始氦的1G星（Y=0.246）分别增加了约0.01、0.06和0.19。2GC恒星的高氦丰度很难与目前大多数MP的情况相协调。此外，与其他大质量GC相比，1G恒星的比例相对较大（约37%）。利用文献的结果，我们发现，1G星的GC具有大的近星系距离的分数通常高于其他GC具有类似的质量。这表明NGC 2419与其他遥远的GC类似，失去了较低比例的1G恒星。
2019-02-06 astro-ph.SR
OO Dra: an Algol-type binary formed through an extremely helium-poor mass accretion revealed by asteroseismology
基于两分钟的TESS数据，我们分析了主要成分的固有振荡，并确定了七个可信的独立$δ$ Scuti频率（$f_1$，$f_2$，$f_3$，$f_4$，$f_7$，$f_{11}$和$f_{12}$）。计算了单星演化模型和质量吸积模型，再现了$δ$ Scuti频率。拟合结果吻合较好。由星震学方法得到的主星参数为：$M$ = $1.92^{+0.10}_{-0.02}$ $M_{\odot}$，$Z$ = 0.011 $^{+0.006}_{-0.001}$，$R$ = $2.068^{+0.050}_{-0.007}$ $R_{\odot}$，$\log g$ = $4.090^{+0.010}_{-0.002}$，$T_{\rm eff}$ = $8346^{+244}_{-320}$ K，$L$ = $18.65^{+3.31}_{-2.82}$ $L_{\odot}$，与双星模型的动力学参数吻合较好。此外，我们的星震结果表明，OO Dra是另一个大陵五系统，刚刚经历了快速质量转移阶段。单星演化模型的拟合结果表明，该主星是一颗年龄为8.22 $^{+0.12}_{-1.33}$ Myr的贫氦恒星，进一步的质量吸积模型表明，在Case A演化情景下，主星看起来像是一颗由极度贫氦的质量吸积形成的几乎未演化的恒星。
2021-08-06 astro-ph.SR
Stellar Winds and Mass Loss from Extreme Helium Stars
极端氦星是非常罕见的低质量超巨星，处于演化的后期阶段。它们很可能在经历了一个剧烈的演化阶段后收缩成为白矮星，这一阶段使它们成为缺氢巨星，可能是R CrB星。使用最新一代的球形膨胀恒星大气模型，我们着手测量这些恒星的代表性部分的质量损失率。我们已经使用了高分辨率的紫外和光学光谱，紫外，光学和近红外测光从各种档案。总体大气参数主要取自以前的分析，并检查其一致性。质量损失率通过拟合P-Cygni和C、N和Si紫外共振线的不对称轮廓来测量，其范围为10^{-10} - 10^{-7} M_{\odot} yr^{-1}。这些速率遵循卡斯特型（\dot{M} \propto L^{1.5}）关系，它标志着所有类型的热恒星的质量损失的下限。所研究的恒星的质量损失率也显示出与它们接近爱丁顿极限的强烈相关性。虽然在许多情况下都有光球脉动的报告，但没有确凿的证据表明恒星风的变化。
2010-01-25 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
Double white dwarf mergers and elemental surface abundances in extreme helium and R Coronae Borealis stars
从碳氧白矮星与氦白矮星合并的角度讨论了极端氦星（EHe）和北冕座R星（RCB）的表面丰度。该模型表示为两个组成白矮星的各个层的线性混合，考虑到每个恒星的特定演化。在从以前的版本发展这个配方的过程中，特别注意了渐进巨星分支恒星的壳层间丰度，该恒星演化为碳氧白矮星。因此，合并恒星的表面组成估计为初始质量和其祖先金属丰度的函数。在白矮星合并过程中是否发生了额外的核合成的问题已经被研究过了。观测到的碳和氧的高丰度要么是由碳-氧白矮星在冷合并过程中的核心被挖掘出来的，要么是由热合并过程中的α燃烧直接产生的。大量的O 18的存在可能与这两种情况是一致的，因为在我们的一些后AGB模型中，在碳/氦边界处形成了一个重要的O 18口袋。在AGB中间壳层中产生的氟、氖和磷在合并恒星的表面产生了过量的n，但通常数量不足。然而，这些元素的AGB起源的证据指向初始质量在1.9 - 3太阳质量范围内的祖星。目前还没有足够的信息来区分起源（化石或提示）的EHe和RCB恒星中观察到的所有丰度异常。进一步的工作是需要在氩和s-过程中的AGB intershell的元素，并从一个热合并的所有元素的预测产量。
2011-03-08 astro-ph.SR
Detection of Enhanced Germanium in a New Cool Extreme Helium Star A 980: Insights and Implications
本文对新发现的缺氢碳星A 980进行丰度分析，确认其为冷极贫氦星，首次在极贫氦星光谱中探测到锗谱线并测量锗丰度，发现其s-过程元素显著增强，揭示了关键元素的核合成迹象，并结合双星演化模型探讨了其起源。
2024-12-18 astro-ph.SR
The SALT survey of helium-rich hot subdwarfs: methods, classification, and coarse analysis
目前正在利用南部非洲大型望远镜对富氦热次矮星进行中高分辨率光谱测量。目标包括发现奇异的热次矮星和连接不同类型的化学特殊次矮星的序列。第一阶段包括从低分辨率巡天中选出的100多颗恒星的中等分辨率光谱。本文介绍了选择标准、观察方法、分类方法和分析方法。它提出了107个光谱分类的MK类钻井系统和106个粗略的分析（$T_{\rm eff}, \log g, \log y$）的基础上的混合网格的零金属非LTE和线覆盖LTE模型大气。对75颗恒星，首次导出了大气参数。样品可分为6个不同的组，包括光谱类型为（Sp）sdO 6.5-sdB 1（74）的经典“富氦”sdO星，包括富碳星（35）和弱碳星（39），非常热的He-sdO星，光谱类型为Sp $\lesssim$ sdO 6（13），极端氦星，光度类别为$\lesssim 5$（5），氦类25 - 35的中间富氦亚矮星（8）和氦类$10 - 25$的中间富氦亚矮星（6）。最后一个涵盖了一个狭窄的光谱范围（sdB 0-sdB 1），包括两个已知的和四个候选的重金属次矮星。在其他的星系群中，有几颗个别感兴趣的恒星，包括一颗极贫金属的氦星、候选的双氦亚矮星联星和一颗候选的低重力氦-sdO星。
2020-11-18 astro-ph.SR
KIC 1718290: A Helium-rich V1093-Her-like Pulsator on the Blue Horizontal Branch
我们介绍了第一个g-模式振荡器发现驻留在经典的蓝色水平分支。开普勒对KIC 1718290的一年观测揭示了低振幅模式的丰富光谱，周期在1到12小时之间，其中大部分遵循276.3秒的规则间隔。这种模式结构非常类似于V1093 Her振荡器，只有轻微的转向更长的周期。然而，我们的光谱显示KIC 1718290与显示V1093 Her脉动的sdB恒星非常不同，这些恒星的表面重力都高于log g = 5.1，氦丰度相对于太阳成分至少减少了一个数量级。我们发现KIC 1718290的T_eff = 22 100 K，log g = 4.72，氦丰度（log N（He）/N（H）= -0.45）超过太阳。这使它远远高于最远的水平分支，而是在经典水平分支的非常蓝色的一端，那里存在着壳氢燃烧。我们的结论是，KIC 1718290在第一个巨大的阶段一定遭受了极大的质量损失，但不足以到达极端的水平分支。
2012-06-04 astro-ph.SR
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
Discovery of hot subdwarfs with extremely high carbon and oxygen abundances
富氦亚矮星O（sdO）是处于前白矮星演化状态的热致密星。它们中的大多数具有Teff = 40，000 - 50，000 K和log g = 5.5-6.0范围内的有效温度和表面重力。它们的大气以氦为主。如果存在的话，C、N和O都是微量元素。的丰度模式解释在核合成过程中的单星演化（晚氦核心闪光）或二进制氦核心白矮星合并。在这里，我们宣布发现了两个热的缺氢sdOs（PG 1654 +322和PG 1528 +025），它们具有异常强的碳和氧线。对大双筒望远镜和LAMOST巡天获得的光谱进行的非LTE模式大气分析显示，这两颗恒星的C（~20%）和O（~20%）丰度极高，而且它们都位于氦主序星附近。两者都建立了一个新的光谱类别的热缺氢亚矮星（CO-sdO），并可以确定为残留的He-核心白矮星，吸积物质的合并低质量的CO-核心白矮星。我们的结论是，CO-SDOs代表了一个替代的进化通道，创造PG 1159恒星除了经历了一个晚氦壳闪光的单星的进化。
2022-02-11 astro-ph.SR
K2 spots rotation in the helium star HD144941
HD 144941是一颗低质量的贫金属早期型恒星，表面贫氢。它经常与其他中等富氦次矮星和极端氦星联系在一起。以前的光度学研究未能检测到任何变化。K2任务的新观测显示了复杂但周期性的变化，其全振幅为千分之四。据推测，这是由于不均匀的表面亮度分布（斑点）叠加在13.9+/-0.2 d的旋转周期。表面不均匀性的原因尚未确定，尽管倾斜的偶极磁场起源是合理的。
2018-01-30 astro-ph.SR
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
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
Extreme mass loss in low-mass type Ib/c supernova progenitors
许多核坍缩超新星（SNe），如超剥离的SNe和Ibn型SNe，被观测到与致密的星周物质（CSM）相互作用。这些事件可能是由氦星的核心坍缩引起的，这些氦星在生命的最后几周到几年里被一个双星伴星严重剥离并喷射出大量物质。在氦星模型运行前几天的核心崩溃，我们确定了一系列的氦核心质量$\approx 2.5 -3 M_{\odot}$的信封大幅扩大，由于氦壳燃烧，而核心经历氖和氧燃烧。当在双星系统中建模时，这些氦星的快速膨胀会导致极高的后期质量转移（$\dot{M} \gtrsim 10^{-2} M_\odot/{\rm yr}$），在核心坍缩前几周到几十年开始。我们考虑在这些系统中产生CSM的两种情况：要么质量传递保持稳定，质量损失是从系统中的吸积同伴附近的驱动器，或质量传递变得不稳定，并导致一个共同的信封事件（CEE）通过该氦信封是未绑定的。随后的CSM属性是一致的CSM质量（$\sim 10^{-2}-1 M_\odot$）和半径（$\sim 10^{13}-10^{16} {\rm cm}$）推断超剥离SNe和几个类型的伊本SNe。此外，经历CEE的系统可能会产生短周期的NS双星，在不到1亿年的时间内合并。
2022-10-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
TESS Observations of Stochastic Low-frequency Variability in Extreme Helium Stars
Sydney Institute for Astronomy (SIfA), School of Physics, University of Sydney（悉尼大学物理学院天体物理研究所）；Armagh Observatory and Planetarium（阿马赫天文台和行星馆）；School of Physics, University of New South Wales（新南威尔士大学物理学院）；Space Science Institute (SSI)（太空科学研究所）；Department of Physics & Astronomy, Louisiana State University（路易斯安那州立大学物理与天文学系）；Sorbonne Université, CNRS, UMR 7095, Institut d’Astrophysique de Paris（索邦大学，法国国家科学研究中心，UMR 7095，巴黎天体物理研究所）
利用TESS光变曲线对极端氦星进行首次群体研究，发现大多数星体呈现随机低频变率，并通过高斯过程回归表征其特性，表明变率可能由次表层对流驱动。
2026-08-27 astro-ph.SR
Stars on the ascending helium giant branch I. From white dwarf merger to helium giant: the evolutionary state of the rapidly rotating hot subdwarf HE 1518-0948
Universität Potsdam（波茨坦大学）；Instituto de Astrofísica de La Plata, Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas（拉普拉塔天体物理研究所，国家科学研究委员会）；Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas, Universidad Nacional de La Plata（拉普拉塔国立大学天文与地球科学学院）；Hamburger Sternwarte, University of Hamburg（汉堡大学汉堡天文台）
通过光谱分析研究极端富氦热亚矮星 HE 1518-0948，发现其是双氦白矮星并合产物，目前处于氦壳燃烧并沿氦巨星分支上升阶段，为理解大质量热亚矮星在核心氦燃烧后的演化提供了重要实验室。
2026-04-13 astro-ph.SR
A search for heavy-metal stars: abundance analyses of hot subdwarfs with Subaru
在一小群热次矮星中发现了极其富含锆和铅的表面，这引发了关于热恒星大气化学特性及其进化起源的问题。由于2014年只知道三颗，斯巴鲁望远镜开始了对更多“重金属”次矮星的有限搜索。在高分辨率下观测到了5颗表面氦丰度从中等到高的热次矮星，并分析了它们的表面性质和丰度。本文报告了其中四颗恒星的分析结果。PG1559+048和FBS1749 +373只有中等的氦富集度，显示出强的三重电离铅谱线。PG1559+048也显示出锗和钇的强烈过量。Ton 414和J17554+5012表面的氦含量更高，没有重金属富集的迹象。这一有限的调查表明，如果恒星的氦含量太高，那么在热的亚矮星大气中通过选择性辐射悬浮实现的“重金属”的极端富集就会受到抑制。
2019-10-20 astro-ph.SR
Can R CrB stars form from the merger of two helium white dwarfs?
由于引力波辐射的轨道衰变，一些近距离的氦白矮星有望在哈勃时间内合并。合并的直接产物被认为是富含氦的sdO星，本质上是氦主序星。我们提出了新的演化计算，这些合并后的恒星超出核心氦燃烧阶段。质量最大的氦-SDO会发展出一个强烈的氦燃烧外壳，并演化成富氦巨星。我们包括核合成计算合并后的$0.4 \rm M_{\odot}$氦白矮星对金属丰度$Z = 0.0001, 0.004, 0.008$和0.02。由此产生的巨星的表面化学成分与观测到的北冕座R和极端氦星的丰度部分一致。除了CO+He白矮星合并和之前提出的非常晚的热脉冲通道之外，这样的恒星可能代表了后者的第三个（尽管很罕见）演化通道。我们证实了最近的一个建议，在R\，CrB星中看到的锂可以在合并的热阶段自然形成的\iso{3}{He}从施主白矮星的存在。
2012-08-20 astro-ph.SR
Spectroscopic analysis of BPS CS 22940-0009: connecting evolved helium stars
BPS CS 22940-0009是一颗富氦B星，它与富氦B次矮星和极端氦星都有相同的特征。从SALT观测中分析了BPS CS 22940-0009的光谱。发现大气参数为$T_{\rm eff} = 34970 \pm 370$ K、$\log g/{\rm cm \, s^{-2}} = 4.79 \pm 0.17$、$n_{\rm H}/n_{\rm He} \simeq 0.007$、$n_{\rm C}/n_{\rm He} \simeq 0.007$、$n_{\rm N}/n_{\rm He} \simeq 0.002$，但需要进一步改进氦线拟合。这将恒星作为$g$ - $T$空间中He-sdB和EHe群体之间的联系。丰度剖面显示，N富集来自Hoc加工，C富集来自$3α$燃烧。Al、Si、S的耗尽和Fe的上限较低表明该恒星本质上是贫金属的。这一结果与BPS CS 22940-0009是由两颗氦白矮星合并而成，目前正朝着氦主序星的方向演化的结论一致。
2022-08-16 astro-ph.SR
New white dwarf envelope models and diffusion. Application to DQ white dwarfs
最近对富碳（DQ）白矮星大气的研究表明，存在两种不同的种群，它们的区别在于温度范围，但更重要的是，更热的种群的质量极高。经典的DQ低于10000 K被很好地理解为由膨胀的氦对流区疏浚碳的结果。高质量群提出了几个问题，关于他们的起源，也是一个意想不到的有效温度与质量的相关性。我们建议研究这些物体的包络，以确定氢和氦的总质量，作为它们演化的可能线索。我们开发了新的代码信封集成和扩散平衡，是适应不寻常的化学成分，这是不一定占主导地位的氢和氦。使用新的结果的大气参数，特别是，使用盖亚的质量，我们确认，窄序列的碳丰度与Teff在凉爽的经典DQ确实是由一个几乎恒定的氦总质量分数，发现在早期的研究。这个质量分数比恒星演化计算预测的要小。对于10000 K以上的热DQ，我们得到了极低的氢和氦的质量，这被认为是源于双白矮星合并。质量与Teff的相关性仍然无法解释，但氦层质量与Teff以及引力红移的另一种可能的相关性使人们对两者的真实性产生怀疑，并表明当前模型可能存在缺陷。
2020-02-24 astro-ph.SR
The lack of X-ray pulsations in the extreme helium star BD+37$^{\circ}$442 and its possible stellar wind X-ray emission
我们报告了2016年2月对富氦热亚矮星BD+37 $^{\circ}$ 442进行的新\textit{XMM-Newton}观测的结果。在2011年较短的观测中看到的19秒的可能周期性没有得到证实，因此驳回了二元性质的证据。这意味着观测到的软X射线发射，具有几个10 $^{31}$尔格$^{-1}$的亮度，起源于BD+37 $^{\circ}$ 442本身，而不是吸积中子星伴星。X射线谱与温度为0.22 keV的热等离子体发射和非太阳元素丰度很好地拟合。除了从光学/UV研究中已知的过量的He、C和N之外，X射线光谱还指示出显著过量的Ne。软X射线谱和X射线与热光度之比L $_{\rm X}$ /L $_{\rm BOL}\sim2\times10^{-7}$与大质量早型星的观测结果相似。这表明等离子体激波加热机制也可以在低质量热恒星的弱恒星风（质量损失率$\dot M_{\rm W} \leq10^{-8}$ ${\rm M}_{\odot}$ yr $^{-1}$）中起作用。
2016-12-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Doppler imaging of the helium-variable star a Cen
氦特有的恒星a Cen除了其众所周知的极端氦变率外，还表现出铁、氮和氧等元素的线轮廓变化。新的高S/N，高分辨率的光谱被用来执行一个定量测量的丰度的恒星和确定的关系，较重的元素在恒星表面的氦浓度和磁场方向的浓度。多普勒图像已经使用Rice和其他人在早期论文中描述的程序创建。一个替代的表面丰度映射代码已被用来模拟氦线的变化后，我们的多普勒成像的某些个别氦线产生平庸的结果。我们证实了长期存在的氦丰富和氦贫半球的一个岑，我们测量的差异超过两个数量级的氦丰度从一侧的恒星到其他。在氦丰富的半球的大部分地区，氦的过剩系数约为5。特别值得注意的是，我们发现贫氦半球具有非常高的氦-3丰度，约等于氦-4丰度。因此，Cen是氦-3恒星小组的新成员，也是该类中第一个公认的磁性成员。对于这里研究的三种金属，在赤道附近有两个与正磁场最大值相一致的强丰度集中区和两个稍弱的丰度集中区，其中氦浓度集中区位于中心位置，大致位于磁场的负峰值处，另一个强丰度集中区位于赤道附近，这不能用与氦丰度的任何简单对称性来解释或视磁场主极位置。
2010-07-06 astro-ph.SR
The effects of diffusion in hot subdwarf progenitors from the common envelope channel
元素在恒星大气层和外壳中的扩散可以极大地改变其表面成分，导致极端的化学特性。我们考虑的情况下，热的次矮星，表面氦丰度范围从几乎为零到几乎100%。由于热的次矮星可以通过许多不同的演化通道形成，一个关键问题是形成机制如何与目前的表面化学相联系。一系列极端水平分支星模型是通过从红巨星中产生后共包络星而产生的。用MESA计算了从包层弹射到核心氦点火的演化过程。在零年龄水平分支的模型与扩散和不扩散的表面丰度计算。一些模拟还包括辐射悬浮。目标是研究从冷巨星到热亚矮星演化过程中的表面化学，并确定特征亚矮星表面何时形成。只有在接近核心氦点燃时离开巨分支的恒星，才会在零年龄水平分支变成富氢的次矮星。扩散，包括辐射悬浮，在所有情况下耗尽初始表面氦。所有的次矮星模型都比观测所允许的更迅速地变得更加耗尽。其他元素的地表丰度总体上遵循观测到的趋势，但不详细。需要更多的物理学。
2018-02-01 astro-ph.SR
Carbon Synthesis in Steady-State Hydrogen and Helium Burning On Accreting Neutron Stars
来自吸积中子星的超爆发探测极端密度（$ρ\approx 10^{9}~g\,cm^{-3}$）和温度（$T>10^9~K$）下的核反应。这些爆发（$\sim$的能量是I型X射线爆发的1000倍）很可能是由常规I型X射线爆发的rp过程中（积累的氢和氦被燃烧）产生的重核海洋中的碳不稳定点燃引发的。一个悬而未决的问题是足够数量的碳的来源，这些碳在X射线爆发的rp过程中大部分被破坏。我们探讨碳的生产在稳态燃烧通过反相过程，这可能会发生在一起的不稳定燃烧的系统，显示超爆。我们发现，对于广泛的吸积率和吸积氦的质量分数大量的碳产生，即使是吸积太阳能组成的系统。这使得稳定的氢和氦燃烧成为引发超级爆发的可行碳源。我们还研究了结果对核反应的敏感性。我们发现，$^{14}$ O（$α$，p）$^{17}$ F反应速率引入了迄今为止$^{12}$ C产率中最大的不确定性。
2014-05-14 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
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
Complete spectral energy distribution of the hot, helium-rich white dwarf RX J0503.9-2854
在DO型白矮星RX J0503.9-2854的视线范围内，星际介质（ISM）的密度非常低，因此恒星光谱的污染几乎可以忽略不计。这使我们能够在从极紫外到近红外的宽波长范围内识别许多金属线。在之前的光谱分析中，已经识别出RX J0503.9-2854紫外光谱中的许多金属线。此处提供了观察到的和识别出的谱线的完整谱线列表。我们比较了合成光谱，已计算出从模型大气中的非局部热力学平衡，与观测。在从极紫外到近红外的波长范围内，我们总共确定了1272条谱线（其中279条是新分配的）。287条线路仍无法识别。对EUV的仔细检查表明，尽管恒星大气模型中包括He、C、N、O、Al、Si、P、S、Ca、Sc、Ti、V、Cr、Mn、Fe、Cr、Ni、Zn、Ga、Ge、As、Kr、Zr、Mo、Sn、Ba和Ba，但仍然不能很好地拟合恒星连续通量的观测形状。在EUV中观测到的通量和合成通量之间的偏差有两个可能的原因。模式大气计算中迄今未考虑的元素的不透明度可能会丢失和/或有效温度略低于先前确定的温度。
2016-10-28 astro-ph.SR
On the binary helium star DY Centauri: Chemical composition and evolutionary state
在过去的40年里，DY Cen的可见光稳定地衰减了大约1个星等，这表明它的有效温度长期上升。我们已经进行了非LTE和LTE丰度分析，以确定恒星的有效温度，表面重力和化学成分，使用二十多年来获得的高分辨率光谱。导出的恒星参数的三个时代表明，DY Cen已演变在一个恒定的光度，并已成为热约5000 K在23年。我们发现，派生的丰度保持不变的三个时代。导出的F和Ne等关键元素的丰度与He白矮星和C-O白矮星合并产生的极端氦星的观测结果一致。因此，从化学成分来看，DY Cen似乎也是两颗白矮星合并的产物。这似乎与最近提出的DY Cen是单线光谱双星的说法不一致。
2014-08-17 astro-ph.SR
Hydrodynamic simulations of the core helium flash
我们描述和讨论的核心氦闪光的流体动力学模拟使用的初始模型的1.25 M_sol的金属丰度为0.02附近的峰值。过去关于核心氦闪光动力学的研究是不确定的。它的结果范围从确认标准图片，其中恒星在闪光期间保持流体静力平衡（Deupree 1996），到恒星的破坏或重大质量损失（Edwards 1969; Cole & Deupree 1980）。然而，最新的多维流体动力学研究（迪尔伯恩2006）表明，一个静态的行为的核心氦闪光，似乎排除了爆炸的情况。在这里，我们提出了一个新的全面研究的核心氦闪光，这似乎证实了这种定性的行为，并提供了一个更好的洞察操作的对流区提供动力的氦燃烧在闪光的部分结果。水动力学的演变是随后的计算网格在球坐标系中使用我们的新版本的多维流体动力学代码HERAKLES，这是基于直接欧拉实现的分段抛物方法。
2009-04-30 astro-ph.SR
Impact of helium diffusion and helium-flash-induced carbon production on gravity-mode pulsations in subdwarf B stars
真实的恒星模型对于星震学的正演模拟方法至关重要。然而，出于实用性，还需要某些模型假设。例如，在亚矮星B星的情况下，人们通常从零年龄的水平分支结构开始，而不遵循祖先的演化。我们分析了亚矮星B模型中常见假设对g模脉动性质的影响。我们调查的脉动周期是否以及如何影响的核心包层过渡区的H-配置文件。此外，在核心氦闪期间的C-生产和对流混合的影响进行了评估。最后，我们重新分析了恒星不透明度对亚矮B星模激发的影响。我们发现，氦沉降导致的G-模式不稳定域的理论蓝边更高的有效温度的转变。这导致与观察到的长周期sdB振荡器的不稳定带更接近的匹配，特别是对于l<=3模式。我们进一步表明，g-模式的光谱是非常敏感的H-配置文件的核心包络过渡区。如果原子扩散是有效的，那么轮廓的初始形状的细节在演化过程中变得不那么重要。扩散加宽了化学梯度，导致较低的有效模式捕获和不同的脉动周期。此外，我们报告的可能后果的氦闪光的g模式。闪光引起的对流区域的外缘引入了额外的化学过渡的恒星模型，和相应的尖峰在布伦特-Vaisala频率产生一个复杂的模式捕获签名的周期间隔。
2009-10-29 astro-ph.SR
Effects of resolution and helium abundance in A star surface convection simulations
我们目前的结果从二维辐射流体动力学模拟完全可压缩对流的A型星的表面层与ANTARES代码。光球对流速度场的光谱指标显示在Teff ~8000 K附近速度最大。在这个范围内，最大的值是在Am星的子群中测量的。到目前为止，没有预测模型，无论是理论还是数值，能够准确地再现在该温度范围内的尖锐线A和Am星的线轮廓。一般来说，A星的氦丰度无法从观测中得知。因此，我们在模拟中考虑了两种极端情况：太阳氦丰度作为上限，氦丰度为零作为下限。模拟的氦自由的情况下，发现不同的情况下，太阳氦丰度较大的速度，较大的流动结构，并通过一个符号反转的氢电离区内的动能通量。这两个模拟显示扩展冲击波前出现的光学表面，以及混合远低于该地区的部分电离氢，和垂直振荡后出现的初始扰动已被阻尼。我们讨论了与A型星表面快速辐射冷却有关的问题，如分辨率和有效弛豫。目前的工作被认为是朝着系统研究A至F型恒星中的对流迈出的一步，这是受到来自星震学飞行任务和高分辨率光谱学的关于这些天体的新数据的鼓舞。
2009-05-01 astro-ph.SR
SHOTGLAS I: The ultimate spectroscopic census of extreme horizontal branch stars in $ω$ Centauri
银河系球状星团中极水平支星和蓝钩星的存在是恒星演化的一个未解之谜。在本文中，我们专注于$ω$岑，一个特殊的，大质量的GGC，主机多个恒星星族。我们使用非LTE模型的大气，以获得大气参数（Teff，log g和N（He）/N（H））和光谱质量的152 EHB恒星的集群。这构成了GGC中分析过的最大的EHB恒星光谱样本，代表了$ω$ Cen的EHB人口的20%。我们还搜索这些恒星之间的径向速度变化的基础上密切的双星。我们的研究结果表明，$ω$ Cen的EHB布居被分为三个光谱组是非常不同的Teff氦丰度平面。我们的大部分样本由sdOB恒星组成，这些恒星的大气氦丰度大致相当于太阳或超太阳。正是这些天体构成了$ω$ Cen色星等图中位于$V >$ 18.5等的蓝钩。有趣的是，富含氦的sdOBs在银河系中没有显著的对应人口。$ω$ Cen中的EHB星与该区域的EHB星之间的另一个主要区别是近距离双星的比例。从我们的径向速度调查，我们确定了两个二进制的候选人，并估计在$ω$岑EHB密切的二进制分数约5%。这一低比例与其他GGC的发现一致，但与现场的情况形成鲜明对比，其中约50%的sdB恒星位于近距离双星中。最后，所有三个光谱组的质量分布是非常相似的，但平均质量（0.38 Msun）低于预期的恒星演化理论。虽然这个质量难题以前曾在$ω$ Cen的EHB恒星中被注意到，但到目前为止，它似乎是该星团…
2018-06-25 astro-ph.SR
Understanding the Oldest White Dwarfs: Atmospheres of Cool WDs as Extreme Physics Laboratories
对冷白矮星的大气进行可靠的建模，对于理解这些恒星的大气演化和精确的白矮星宇宙年代学至关重要。在过去的十年中，{ \it ab initio}模型进入了许多研究领域，并已成功地预测各种材料在极端条件下的性能。在许多情况下，所研究的物理机制很难甚至不可能通过实验方法获得，而第一性原理量子力学计算是唯一可用的研究工具。利用计算化学和物理学的现代方法，我们研究了富含氦的古老白矮星的大气层。这样的大气达到极端的流体密度（高达每厘米$^3$克），代表了高温高压物理和化学的优秀实验室。我们展示了在稠密氦中$\rm H^-$和$\rm C_2$的稳定性和不透明度的结果，以及我们的工作对理解冷白矮星的影响。
2010-10-08 astro-ph.SR cond-mat.mtrl-sci
The prototype double-faced white dwarf has a thin hydrogen layer across its entire surface
本研究通过分层大气模型分析双面白矮星ZTF J203349.80+322901.1，发现其表面覆盖极薄氢层且厚度不均，解释了光谱反相变化，并探讨了成因。
2025-01-27 astro-ph.SR
Evolution of long-lived globular cluster stars III. Effect of the initial helium spread on the position of stars in a synthetic Hertzsprung-Russell diagram
上下文球状星团中有许多长寿的低质量恒星，它们的起源仍然是一个悬而未决的问题。已经提出了几种方案来解释相关的光度和光谱特性。例如，他们对第二星群恒星的最大氦丰度的预测不同，这些恒星在出生时可以继承第一星群不同类型恒星对星团内部的污染。目的。我们提出了富氦恒星在现今球状星团中的分布，正如在快速旋转大质量恒星情景（FRMS）的原始框架中所预期的那样。我们关注NGC 6752。(to（续）
2016-06-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
An HST/WFC3 view of stellar populations on the Horizontal Branch of NGC 2419
我们使用哈勃空间望远镜广角相机3和新模型获得的图像来探测银河系球状星团（GC）NGC 2419的水平分支（HB）人口。对复合HB的详细分析突出了三个群体：（1）蓝色发光的HB，拥有质量分布非常小的标准氦星（Y=0.25），（2）中等氦含量的小群体（0.26<Y<=0.29），以及（3）人口稠密的极端HB。我们可以用具有高氦丰度（Y \sim 0.36）的模型来拟合最后一组，其中一半（最热的部分，“蓝钩”星）被确定为可能的“晚闪混合星”。这个极端人口的初始氦丰度与预测的氦丰度在大质量渐近巨星分支（AGB）恒星的喷出物中的NGC 2419相同的金属丰度很好的协议。这一结果进一步支持了GC中的第二代恒星是由中等质量AGB恒星的灰烬形成的假设。我们发现蓝钩星的星等分布比理论模型预测的要大。我们讨论了可能的不确定性的星等尺度和不同的尝试来模拟这组恒星。最后，我们建议，可以更好地实现一致性，如果我们假设核心质量大于我们的模型预测。如果祖先是主序列上的快速旋转体，这可能是可能的。如果进一步的研究证实了这一解释，快速的初始旋转将是GC中极端第二代恒星特殊性的强烈标志。
2015-07-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galactic population of black holes in detached binaries with low-mass stripped helium stars: the case of LB-1 (LS~V+22~25)
我们模型的银河系人口的分离双星，港口黑洞与（0.5-1.7）太阳质量的同伴-剩余的情况下B的质量交换，迅速跨越赫兹普龙间隙终止后的罗奇瓣溢出或作为氦壳燃烧的恒星。目前银河系中可能存在几个这样的双星。其中的黑洞质量约为4 ~ 10个太阳质量，轨道周期为数十~数百天。独特的BH-双星LB-1非常适合这种极其罕见的双星。
2020-04-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multiple stellar populations at less evolved stages-II: no evidence of significant helium spread among NGC 1846 dwarfs
在年龄大于2 Gyr的星团中发现的星与星之间的化学变化改变了传统的星团“简单恒星星族“（SSP）的典型例子的观点，成为所谓的“多恒星星族“（MP）。虽然MP的意义似乎与集群总质量相关，但MP的存在似乎是由集群年龄决定的。在这篇文章中，我们使用哈勃空间望远镜的深测光来研究$\sim$ 1.7 Gyr-old星团NGC 1846中的FG型矮星是否有氦扩散。通过与合成的恒星星族的观测结果进行比较，我们估计了NGC 1846主序星之间的氦扩散为$Δ{Y}\sim0.01\pm0.01$。氦的最大扩散不会超过$Δ{Y}\sim0.02$，这取决于富氦恒星所占的比例。为了掩盖这种氦富集所导致的颜色变化，需要至少$Δ{\rm [N/Fe]}$ =0.8 dex的氮富集度，这是之前对该星团红巨星分支的分析所排除的。我们发现我们的结果与银河系球状星团的$Δ{Y}$ -质量关系是一致的。为了检查NGC 1846是否含有MP，需要更高的光度精度。我们的结论是，在所采用的光度质量下，NGC 1846矮星之间没有极端的氦变化。
2021-08-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Helium absorption in exoplanet atmospheres is connected to stellar coronal abundances
10830埃附近氦三重态的凌日观测是研究系外行星大气及其质量损失的成功工具。形成这些谱线需要外行星大气中氦的电离和复合。这种电离是由极紫外线（EUV）波长的恒星光子引起的;然而，目前还没有活跃的望远镜可以观察到这部分恒星光谱。恒星极紫外光谱的相关部分由单独的发射谱线组成，其中许多是由日冕温度下的铁形成的。由于第一电离势（FIP）效应，在高活动低质量恒星中，日冕中的恒星铁丰度经常被观测到耗尽。我表明，恒星与高与低日冕铁丰度遵循不同的标度律，将它们的X射线发射和窄波段EUV通量，导致氦电离。我还表明，恒星的铁，氧丰度比在日冕中可以合理地从X射线CCD光谱测量，产生类似的结果，以高分辨率的X射线观测。考虑到日冕铁丰度，可以减少目前观察到的EUV辐射与系外行星氦过境深度之间的关系的大散射，改善系外行星透射光谱学的目标选择标准。特别是，以前令人困惑的海王星系外行星没有检测到氦，现在符合修订后的标度定律的预期。
2022-02-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
3D Hydrodynamical Simulations of Helium-Ignited Double-degenerate White Dwarf Mergers
Ia型超新星（SNe Ia）的起源仍然存在争议。一些主要的方案涉及双白矮星（WD）系统中的双爆炸。在这些情况下，氦壳爆炸发生在碳氧（CO）WD的顶部，然后驱动CO核心爆炸，产生SN Ia。大量的研究已经完成了双氦爆轰的可能性，以下的动态氦传质阶段到CO-WD。然而，三维自洽模型的双WD系统，质量传递，氦壳爆轰的研究很少。在这里，我们使用3D流体动力学模拟来探索这种情况下，氦爆轰发生在附近的罗氏瓣溢出的施主WD的点，并可能导致通过动态驱动的双简并双爆轰（D 6）机制的SN Ia。我们发现，氦层的吸积主WD没有经历爆炸，而底层的碳氧核心没有，导致一个非常迅速和微弱的新星般的瞬态，而不是一个发光的超新星Ia事件。这种失败的核心爆炸表明，D 6超新星Ia可能仅限于最大质量的碳氧主WD。我们强调的核合成的长寿命的放射性同位素$^{44}$钛爆炸氦燃烧过程中，这可能是一个标志，无论是成功的，以及失败的D 6事件，随后引爆经典的双简并合并。
2022-07-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pre-Explosion Properties of Helium Star Donors to Thermonuclear Supernovae
氦星-碳氧白矮星（CO WD）双星是热核超新星的潜在单简并祖先系统。重新访问一组二进制演化计算使用恒星演化代码$\texttt{MESA}$，我们完善我们以前的预测，哪些系统可以导致热核超新星，然后表征的氦星施主在爆炸时的属性。我们将这些模型属性转换为NUV/光学量级假设黑体光谱，并支持这种方法使用匹配的恒星大气模型。这些模型将是有价值的比较与爆炸前的成像为未来的超新星，虽然我们强调的观测困难，检测极蓝的同伴。与SN 2012 Z相关的爆炸前源被解释为氦星双星，包含一个最初在多天轨道上的超大质量WD。然而，我们的二元模型扩展到初始CO WD质量高达$1.2\,M_{\odot}$，我们发现，这些系统进行偏离中心的碳点火，因此预计不会产生热核超新星。这种张力表明，如果SN 2012 Z与氦星- WD双星相关联，那么来自系统的爆炸前光学光必须被双星环境显着修改和/或WD没有富碳的内部成分。
2021-09-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
HST observations of the globular cluster NGC 6402 (M14) and its peculiar multiple populations
本文介绍了哈勃空间望远镜（HST）对NGC 6402的测光结果，NGC 6402是一个高度变红的非常明亮的银河系球状星团（GC）。最近对它的红巨星的光谱观测表明，它的多个种群的化学行为相当奇特。这些结果促使紫外和光学HST观测，旨在获得集群的“染色体图”（ChM），一个有效的工具来分类GC和表征其多个种群。我们发现，从光谱推断的O，Mg，Al和Na的丰度分布中的不连续性在ChM中更为微妙，这是最敏感的氮。然而，在光学波段的测光揭示了一个双主序列，表明人口的氦含量的不连续性。具有最大化学异常（极端）的总体在氦质量分数Y~0.31处达到峰值。这个氦含量与水平分支恒星的分布分析和红巨星的分光光度测量结果一致。ChM图和色星等图与NGC 2808（一个氦丰度高达Y > 0.35的原型GC）的图进行了比较，两者都证实NGC 6402没有拥有如此极端氦含量的恒星星族。此外，ChM还揭示了一组具有较大金属丰度的恒星的存在，从而表明NGC 6402是一个II型星团。本文概述了NGC 6402中多星族的形成方式，主要是渐近巨星分支和超大质量恒星模型，以及可能的星团合并。
2022-01-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of Second Generation Stars in Globular Clusters
利用基于网格的三维流体动力学模拟研究了质量为10^7 Msun的年轻球状星团（GC）中第二代恒星（SG）的形成过程，该球状星团可能是一个质量为~（1-5）* 10^6 Msun的年老GC的祖先。当它的第一代（FG）渐近巨星分支（AGB）恒星释放它们的喷出物和SG恒星形成时，星团吸积外部气体。我们考虑两种模型，其特征在于不同的外部气体密度。在这两种情况下，我们都发现在星系团的最内部区域形成了一个非常紧凑的SG子系统，其中心密度> 10^5 M sun/pc^3。低密度模型形成了一个人口的极端SG星与高氦增强，其次是形成另一个SG组的混合物的原始气体和AGB喷出物和特点是适度的氦增强。另一方面，高密度模型的形式在流行SG星与适度的氦增强。我们的模拟说明了在GC中SG种群形成的动力学过程，并揭示了在这个阶段结束时出现的结构特性。新诞生的SG组有不同的浓度，更极端的SG星比那些化学丰度不太极端的更集中。SG子系统的密度非常高，这意味着SG大质量恒星如果形成，可能会遭受频繁的近距离碰撞、碰撞和气体剥离，从而可能为SG的形成提供更多的气体。
2019-06-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multi-Phase Shock Cooling Emission in Ultra-Stripped Supernovae
本文研究超剥离超新星中由环双星物质和扩展氦包层分别产生的两阶段冲击冷却辐射，通过解析与数值建模确定其可见参数空间，并用SN2019kbj和SN2019dge验证极端双星质量损失机制可解释部分Ibn型及超剥离超新星。
2025-03-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
