Planetary nebulae hosting accreting white dwarfs: A possible solution for the mysterious cut-off of Planetary Nebula Luminosity Function?
许多行星状星云（PNe）中央恒星的双星伴星被发现是膨胀的，这可能表明在PN阶段可能发生了对中央恒星的吸积。在PNE内部发现的一些新星爆发和超软X射线源支持了这一假设。在本文中，我们调查的影响，托管一个不断增长的WD将有一个PN的属性和演变。通过配对已发表的吸积核燃烧WD模型与辐射传输模拟，我们提取的时间演化的发射线光谱和电离特性的PN，围绕一个0.6 $\rm M_{\odot}$稳定的核燃烧WD作为质量吸积率的函数。我们发现，吸积WD能够形成非常广泛的，高激发，[O III]-明亮的PNE，其特征在于高星云电子温度。它们的性质几乎保持不变，并且与由单个WD供电的PNe相比，它们的可见时间可以长得多。我们讨论的影响，我们的研究结果在解释观察到的具体特征PNE。最后，我们研究吸积WD如何影响行星状星云光度函数（PNLF）覆盖WD质量在0.5-0.8 $\rm M_{\odot}$的范围内，并为各种吸积率内的稳定吸积制度。我们发现，除了最低的吸积率，所有的[O III]-光度几乎是恒定的，聚集非常接近PNLF截止值。我们的研究结果表明，质量吸积WD在相互作用的二进制文件可能会发挥作用，在理解不变的截止PNLF。
2023-02-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hot Bottom Burning in the envelope of SAGB stars
我们调查的物理和化学演化的人口II星的初始质量在6.5-8 Msun的范围内，经历了偏离中心的碳点火下部分简并的条件下，随后由一系列的热脉冲，并大力支持CNO燃烧壳，上面的O-Ne简并核心。与其他研究小组的结果一致，我们发现O-Ne核心是通过形成对流火焰而形成的。随后的演变强烈地取决于质量损失机制的描述。使用传统的形式主义与超风阶段有利于长期的演变与许多热脉冲，并实现先进的核合成，由于大的温度达到了底部的外地幔。使用强烈依赖于光度的质量损失配方有利于恒星包层的早期消耗，因此核合成的程度以及喷出物的化学成分不那么极端。对球状星团中的多种群现象进行了讨论。如果在最大质量的星团中存在的“极端”人口是由超级AGB喷出物直接形成的结果，那么它们的丰度可能构成校准这一阶段质量损失率的一种强有力的方法。这种标定也将提供关于超级AGB爆炸为单个电子俘获超新星的部分信息，在星团中留下中子星遗迹。
2010-09-23 astro-ph.SR
Spectroscopic survey of faint planetary-nebula nuclei. II. The subdwarf O central star of Fr 2-30
本文通过成像、光谱和模型大气分析识别 Fr 2-30 的高温 sdO 中央恒星，认为其演化年龄与可见行星状星云不符，并提出该天体可能是恒星与星际云相遇形成的 PN 模拟体。
2023-05-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deciphering the bipolar planetary nebula Abell 14 with 3D ionization and morphological studies
阿贝尔14是一个研究很少的天体，尽管被认为是一个重生的行星状星云。我们使用SHAPE和MOCASSIN代码对其三维形态和电离结构进行了详细的研究。我们发现Abell 14是一个高度演化的双极星云，其运动学年龄为$\sim$ 19,400年，距离为4千秒差距。高He丰度和N/O比表明5 $M_{\odot}$的祖先经历了第三次疏浚和热底部燃烧阶段。中央源的恒星参数显示，在白矮星冷却轨道附近有一颗处于高度演化阶段的恒星，这与重生的假设不一致。该星云显示出出乎意料的强[N I] $λ5200$和[O I] $λ6300$发射线，表明可能存在激波相互作用。阿贝尔14似乎是一小群高度进化的极端I型PNE的成员。该组的成员位于[N II]/H $α$与[S II]/H $α$诊断图上PNe区的左下角，其中也放置了冲击激发区/物体。它们中心恒星的低光度，加上星云的大体积，导致了非常低的光电离率，这使得即使在很小的速度下，也可以很容易地感知到激波相互作用的任何贡献。
2016-01-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
The evolution of Galactic planetary nebula progenitors through the comparison of their nebular abundances with AGB yields
我们研究了142个银河系行星状星云（PNe）的化学丰度，这些星云具有良好的观测质量，其丰度或多或少都是均匀的，从而可以与恒星模型进行合理的比较。其目的是确定质量，化学成分和形成时代的祖先，通过比较的数据与结果从AGB的演变。PNe的尘埃特性，当可用时，也被用来进一步支持我们的解释。我们发现，大多数（$\sim60\%$）的银河系PNE研究的太阳化学成分，而$\sim40\%$的来源调查有太阳下的金属丰度。大约一半的PNE有碳星的祖先，在$1.5~M_{\odot} < M < 3~M_{\odot}$质量范围内，形成于3亿年前到2亿年前。剩余的PNe几乎均匀地分布在富含氮的PNe中，我们将其解释为$M > 3.5~M_{\odot}$恒星的后代，年龄小于2.5亿年，以及一组富氧的PNe，来自从未成为C星的旧（$> 2$ Gyr）低质量（$M < 1.5~M_{\odot}$）恒星。这个分析证实了碳星表面可以积累的碳量存在上限，这可能是由于AGB后期质量损失的加速。本样本的化学成分表明，在太阳（或略低于太阳）金属丰度的大质量AGB恒星中，第三次疏浚的影响与热的底部燃烧相结合，导致富含氮-但不严重碳耗尽-气态物质被喷出。
2017-07-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Overshooting in the core helium burning stage of a $30M_{\odot}$ star using the $k$-$ω$ model
过冲和反流是大质量恒星演化过程中最不确定的现象之一。对于过冲混合，通常采用对流边界外一定距离上的完全混合（Stothers \& Chin 1985）和对流区外的指数衰减扩散（Herwig 2000）。最近，Li（2012，2017）开发了$k$ - $ω$模型，该模型可用于对流区和过冲区。我们把它纳入了$30M_{\odot}$恒星模型的计算中。我们发现，在主层序阶段，$k$模型与对流核外的过冲区完全混合的模型几乎相同，$k$模型中的过冲相当于约$0.15H_P$的过冲距离。在主序后阶段，氢燃烧壳层以外的中间对流区底部以下的过冲可以显著地限制贫氢核的大小，并能有效地穿入氢燃烧壳层。这两种效应对核心氦燃烧阶段的演化至关重要。在堆芯氦燃烧阶段，我们发现基于$k$ - $ω$模型的过冲模型与基于Herwig（2000）的过冲模型相比，得到了相似的完全混合区，但部分混合区要宽得多。特别是，在核心氦燃烧阶段的过冲距离可能显着小于主序星阶段的大质量恒星。
2018-11-16 astro-ph.SR
A Planetary Nebula from a 5.7 $M_{\odot}$ Progenitor in a 90 Myr M31 Star Cluster
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Astronomy and Space Science, University of the Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文学与空间科学学院）；South-Western Institute for Astronomy Research, Yunnan University（云南大学西南天文研究所）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿天文与天体物理研究所）；School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院）
通过哈勃望远镜观测和光谱分析，在M31年轻星团中发现一个行星状星云，其前身星初始质量约为5.66 $M_{\odot}$，为高质量前身星区域提供了罕见的经验约束。
2026-06-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Signatures of dark matter burning in nuclear star clusters
为了描述恒星内部的暗物质（DM）湮灭如何改变星团的面貌，我们计算了具有不同特征的DM晕中0.7 - 3.5 M太阳的恒星直到He燃烧点燃的演化。我们发现，当一个星团被密集的DM晕包围时，星团恒星在H-R图中的位置比在没有DM的经典场景中有一个更亮更热的转折点，因此给了星团一个更年轻的外观。产生这些效应所需的高DM密度预计只在非常特定的位置，例如我们银河系的中心附近。特别是，如果DM是由最近被用来调和直接探测实验结果的8 GeV WIMP形成的，那么这个特征可以预测为密度rho_DM = 3 \cdot 10^5 GeV cm ^3的DM晕。星团内部的DM密度梯度将导致更广泛的主序星区、关闭区和红巨星分支区。此外，我们发现，非常高的DM晕密度的底部的等时线在H-R图上升到更高的光度，导致一个特征的签名上的星团。我们认为，这个签名可以用来间接探测DM粒子在集群的位置的存在。
2011-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR hep-ph
The bimodal initial mass function in the Orion Nebula Cloud
由于猎户座星云（ONC）的年轻、接近和丰富，它是一个理想的测试平台，可以全面了解初始质量函数（IMF）到行星质量状态。使用VLT的HAWK-I相机，我们获得了ONC前所未有的深度和宽度的近红外JHK镶嵌图（在K~ 19.0等，22'x28处完成度为90%）。应用最新的等时线并考虑背景恒星和星系的污染，我们发现ONC的IMF是双峰的，在0.25和0.025 Msun处有明显的峰，在氢燃烧极限（0.08 Msun）处有明显的下降，深度约为对数正态分布的2-3倍。除了约920颗低质量恒星（M < 1.4 M_sun）外，IMF还包含约760颗褐矮星（BD）候选者和约160颗M > 0.005 M_sun的孤立行星质量天体（IPMO）候选者。在0.025太阳黑子处的亚星IMF峰可能是由在恒星形成早期从多个系统或从星周盘中喷出的BD和IPMO引起的。
2016-05-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
New models for the evolution of Post-Asymptotic Giant Branch stars and Central Stars of Planetary Nebulae
后渐近巨星分支（AGB）阶段可以说是低质量和中等质量恒星演化中最不为人所知的阶段之一。目前可用的两种网格模型是基于过时的微观和宏观物理学，彼此不一致。我们研究的时间尺度后AGB和CSPNe的背景下，我们目前的理解恒星的微观和宏观物理。我们希望评估新的后AGB模型，在TP-AGB模型的后期改进的基础上，是否可以帮助理解观察和理论之间的差异，以及理论本身。我们计算了一个网格后AGB完整的进化序列，包括所有以前的进化阶段，从零年龄主序列的白矮星阶段。模型计算的初始质量在0.8和4之间$M_\odot$和广泛的初始金属丰度（$Z_0=$ 0.02，0.01，0.001，0.0001），这使我们能够提供后AGB的时间尺度和性质的H燃烧后AGB对象的质量在行星状星云的形成（$\sim$ 0.5 - 0.8，$M_\odot$）的相关范围。我们发现后AGB的时间尺度至少是$\sim 3$到$\sim 10$倍短于旧的后AGB恒星演化模型。对于整个质量和金属量范围都是如此。新的模型也是$\sim$ 0.1 - 0.3德克斯比以前的模型具有类似的残余质量。后AGB的时间尺度显示只有轻微的依赖金属丰度。较短的后AGB的时间尺度在本工作中得出的是在最近的半经验测定的后AGB的时间尺度从CSPNe在银河系隆起。由于AGB后穿越时间、初末质量关系和光度的差异，这些模型对行星状星云的形成和光度函数的预测将产生…
2016-01-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
HST measures of Mass Accretion Rates in the Orion Nebula Cluster
目前的观测理解的演化的质量吸积率（Macc）在前主序星是有限的，缺乏准确的测量Macc均匀和大的统计样本的年轻恒星。需要这样的观测努力来适当地约束恒星形成和盘演化的理论。基于HST/WFPC 2的观测，我们对猎户座星云团中\sim 700源的Macc进行了研究，范围从氢燃烧极限到M \ast \sim 2 M \odot。在经验地确定了典型的吸积谱的形状和吸积光度（Lacc）与LHα的关系后，我们从U带过剩和Hα光度（LHα）导出了Macc，即Lacc/L \odot =（1.31 \pm 0.03）\cdotLH α/L \odot +（2.63 \pm 0.13）。鉴于我们的大的统计样本，我们能够准确地调查Macc和中心恒星的参数，如质量和年龄之间的关系。我们清楚地发现，Macc随着恒星质量的增加而增加，随着演化时间的推移而减少，但我们也发现了强有力的证据，表明对于更大质量的PMS恒星，Macc随着恒星年龄的衰减发生在更长的时间尺度上。这些参数之间的最佳拟合关系由下式给出：原木（Macc/M \odot \cdotyr）=（-5.12 \pm 0.86）-（0.46 \pm 0.13）\cdot日志（吨/年）─（5.75 \pm 1.47）\cdot日志（M PDMATHAMN/M \odot）+（1.17 \pm 0.23）\cdot日志（吨/年）\cdot日志（M \ast…
2012-06-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Planetary Nebulae in the Small Magellanic Cloud
我们分析了行星状星云（PNe）人口的小麦哲伦星云（SMC），根据恒星的演化模型的金属丰度范围$10^{-3} \leq Z \leq 4\times 10^{-3}$和质量$0.9 M\odot < M < 8M\odot$，通过渐近巨星分支（AGB）阶段演变。所使用的模型占尘埃形成的拱星信封。为了验证SMC的PNE样本，我们将观察到的各种物种的丰度与AGB模型的最终化学组成进行了比较：这项研究使我们能够识别观察到的PNE的祖先，在质量和化学组成方面。根据我们的解释，大部分的PNE下降，低质量（$M < 2 M\odot$）的恒星，成为富碳，经历了反复的第三次疏浚插曲，在AGB阶段。一小部分的PNe显示出先进的CNO处理的签名被解释为大质量AGB星的后代，质量高于$\sim 6 M\odot$，经历强烈的热底部燃烧。根据两个星系不同的恒星形成历史和年龄-金属丰度关系，解释了大麦云（LMC）星系PNe粒子数化学组成的差异。本研究的影响，一些仍然高度争论的点，AGB的演变也进行了评论。
2016-05-30 astro-ph.SR
The HST Large Program on Omega Centauri. I. Multiple stellar populations at the bottom of the main sequence probed in NIR-Optical
作为一个大型调查的一部分，哈勃太空望远镜研究最暗的恒星内的球状星团欧米茄半人马座，在这项工作中，我们提出了早期的结果，其主要序列（MS）的恒星的多样性，基于深光学和近红外观测。通过使用适当的色星等图，我们第一次确定了从关闭到氢燃烧极限的整个MS上的两个主要恒星星族I和II。我们将观测结果与MS星的合成光谱进行了比较，并得出结论，这两个MS与具有不同金属丰度、氦和轻元素丰度的恒星星族是一致的。具体来说，MS-1对应于贫金属恒星星族（[Fe/H]~-1.7），Y~ 0.25，[O/Fe]~0.30。MS-II的主恒星是富氦（Y~0.37-0.40）恒星，金属丰度范围为[Fe/H]~-1.7至-1.4。在MS拐点（mF 160 W ~19.5）以下，我们的测光结果显示，两个主要MS中的每一个都有不同氧丰度的恒星亚群，MS-II中有非常贫氧的恒星（[O/Fe]~-0.5）。这种复杂性在以前对球状星团中M矮星的研究中从未观察到。在詹姆斯·韦伯太空望远镜的午餐前几个月，这些结果证明了光学和近红外测光在研究球状星团中多个恒星星族中的作用。
2017-04-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence for a [WR] or WEL-type binary nucleus in the bipolar planetary nebula Vy 1-2
我们提出了紧凑的行星状星云Vy 1-2的高色散光谱数据，其中高膨胀速度高达100公里/秒的Ha，[N II]和[O III]的发射线。HST图像显示双极结构。Vy 1-2显示一个明亮的环状结构，大小为2.4“x3.2”，在东西方向上有两个微弱的双极叶。还发现了一对微弱的节点，几乎对称地位于星云的两侧，PA=305度。此外，还观测到了深低色散谱，并首次在该星云中探测到了一些发射线，如[Cl III] 5517，5537 A，[K IV] 6101 A，C II 6461 A，C IV 5801，5812 A等。通过与太阳丰度的比较，我们发现了N的增强，C和太阳O的亏损。中央恒星在第二次挖掘阶段一定经历了热的底部燃烧（CN循环），这意味着一颗质量大于3个太阳质量的恒星。非常低的C/O和N/O丰度比表明可能是一个后共包络近距离双星系统。一个简单的球对称几何与黑体或H-缺乏恒星大气模型是不能够重现的电离结构的Vy 1-2。其中心恒星的有效温度和光度表明它是一个年轻的星云，距离约9.7千秒差距，年龄约为3500年。对缺氢恒星的C II 6461 A、C IV λλ 5801、5812 A和O III 5592 A等发射线的探测表明，该恒星存在晚型沃尔夫-拉叶星或WEL型中心星。
2015-06-30 astro-ph.SR
Binaries discovered by the SPY survey VI. Discovery of a low mass companion to the hot subluminous planetary nebula central star EGB\,5 - A recently ejected common envelope?
密近双星系统中的热亚矮星B星（sdBs）被认为是通过共同的包层喷射形成的。根据理论模型，储存在共同包层中的能量和角动量的数量与伴星的质量成比例。接近或低于核心氢燃烧极限的低质量伴星能够触发这个包层的喷射是众所周知的。目前已知的系统具有非常短的周期$\simeq0.1-0.3\,{\rm d}$。本文报道了一个低质量伴星（$M_{\rm 2}>0.14\,M_{\rm \odot}$）的发现，该伴星围绕一个行星状星云EGB\，5的sdB星和中心星运行，轨道周期为$16.5\,{\rm d}$，最小间距为$23\,R_{\rm \odot}$。它的长周期仅仅与普通包线的能量平衡公式相符合。短周期系统和长周期系统之间的显著差异将对公共包络相位提供强有力的约束，特别是如果sdB星的质量可以精确测量的话。由于选择效应，具有低质量伴星和相似或更长周期的sdBs的比例可能相当高。因此，低质量恒星和亚恒星伴星可能对热亚矮星的形成起着重要的作用。此外，EGB 1，5周围的星云可能是被喷射出的共同包层的残余物，使该双星成为研究这一短暂而知之甚少的双星演化阶段的独特系统。
2011-02-23 astro-ph.SR
HST survey of the Orion Nebula Cluster in the H$_2$O 1.4 $μ$m absorption band: III. The population of sub-stellar binary companions
我们提出了新的结果有关的猎户座星云团（ONC）的亚恒星双星人口。使用Karhunen-Loève图像投影（KLIP）算法，我们对安装在哈勃太空望远镜上的宽视场相机3的红外通道拍摄的图像进行了重新处理，以揭示恒星PSF翅膀中的微弱近距离同伴。从一个$1392$真正的不饱和的集群成员的样本开始，我们检测$39$紧密对集群候选人与分离$0.16''-0.77''$。初级质量跨越一个范围M $_p$ $\sim 0.015-1.27$ M $_{\odot}$，而对于同伴，我们导出M $_c$ $\sim 0.004-0.54$ M $_{\odot}$。在这些$39$双星系统中，$18$是已知的，而其余的$21$是新发现的。校正完整性，并结合我们的目录与以前检测到的ONC二进制，我们得到一个整体的二进制部分$11.5\% \pm 0.9\%$。与其他恒星形成区相比，我们的多重性函数是$\sim 2$小于例如金牛座，而相比，在该领域的二进制文件，我们获得可比的值。我们分析了双星的质量函数，发现双星和单星的质量分布之间的差异，以及主和同伴的质量分布。质量比显示底部重的分布，中值为$M_c/M_p \sim 0.25$。总的来说，我们的研究结果表明，ONC二进制文件可能代表一个模板的典型人口的字段二进制文件，支持的假设，ONC可能被视为最典型的恒星形成区域在银河系。
2020-04-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
JWST observations of 47 Tucanae: I. The low-mass main sequence down to the hydrogen-burning limit
Indiana University（印第安纳大学）；University of Notre Dame（圣母大学）
本研究利用JWST观测杜鹃座47，推导高精度自行构建暗弱成员样本，研究低质量主序星扭结，发现质量函数存在结构化特征，表明球状星团低质量恒星演化机制更复杂。
2026-10-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Double-Degenerate Nucleus of the Planetary Nebula TS 01. A Close Binary Evolution Showcase
我们对SBS 1150 + 599 A进行了详细的研究，SBS 1150 + 599 A是一颗由行星状星云PN G135.9+55.9（TS 01，Stasinska et al，2009）托管的近距离双星。该星云位于星系晕中，是迄今为止所知的最贫氧的星云，也是唯一一个拥有双简并核心的星云。我们提出了XMM-牛顿观测这个对象，它允许检测以前看不见的组成部分的二进制核心，其存在推断到目前为止，只有从径向速度和光度变化。双星系统的参数推导出丰富的信息，通过三个独立的路线使用光谱能量分布（从红外线到X射线），光和径向速度曲线，和一个详细的模型大气拟合的恒星吸收功能的光学/紫外组件。我们发现冷的组分必须有0.54+/-0.2 Msun的质量，平均有效温度Teff为58000+/-3000 K，平均半径为0.43+/-0.3 Rsun，重力log g=5.0+/-0.3，并且它几乎充满了它的罗氏瓣。它的表面元素丰度为：12 + log He/H = 10.95+/-0.04 dex，12 + log C/H = 7.20+/-0.3 dex，12 + log N/H < 6.92和12 + log O/H < 6.80，与行星状星云的化学组成基本一致。热分量的Teff = 160-180 kK，光度约为~ 10 e4 Lsun，半径略大于白矮星。它可能是膨胀和加热的结果，强烈的吸积和核燃烧在…
2010-03-02 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The most metal-rich asymptotic giant branch stars
我们提出了新的恒星演化序列非常富含金属的恒星与莫纳什恒星结构代码和MESA。莫纳什模型包括质量的$1-8M_{\odot}$与金属丰度$Z=0.04$到$Z=0.1$，并从主序演化到热脉冲渐近巨星分支（AGB）。这些是文献中的第一个$Z=0.1$ AGB模型。MESA模型包括$Z=0.06$到$Z=0.09$的中间质量模型，这些模型演化到热脉冲阶段的开始。第三，仅在中等质量模型$Z \le 0.08$中出现挖掘。热底燃烧（HBB）对金属丰度的依赖性较弱，最小质量从$Z=0.014$的4.5 $M_{\odot}$增加到Z = 0.04时的$\approx 5.5 M_{\odot}$、$ 0.05 \le Z \le 0.07$的$6M_{\odot}$和$Z\ge 0.08$的6.5 $ M_{\odot}$以上。$Z=0.1$模型的行为是不寻常的，大多数没有经历由于快速质量损失的早期部分的AGB的He壳不稳定性。关闭质量损失产生氦壳层不稳定性，但热脉冲是弱的，不会导致第三次疏浚。碳点火的最小质量从$Z=0.04$的8 $M_{\odot}$减少到$Z=0.1$的7 $M_{\odot}$，这意味着核心坍缩超新星的最小质量减少。类似高金属丰度（$Z=0.06 - 0.09$）的MESA模型显示碳点火的最小质量的相同降低：在最高金属丰度（$Z=0.09$）的$6 M_{\odot}…
2021-11-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
A 3D Photoionization Model of the Extreme Planetary Nebula NGC 6302
我们提出了一个三维光电离模型的PN NGC 6302，其最复杂的对象之一。我们的莫卡辛模型是由一个非常密集的拱盘和一个大对弥漫的双极叶，必要的组合，以重现所观察到的光谱。这些成分的质量给出星云的总质量为4.7Mo。我们的模型拟合和观测结果之间的差异归因于星云中复杂的密度不均匀性。一系列引入小尺度结构的模型证实了用更复杂的模型解决这种差异的潜力。与太阳丰度相比，He增强了50%，C略微低于太阳，O是太阳，N增强了6倍。这意味着第三次疏浚结合热底燃烧CN循环将疏浚的C转化为N。中央恒星部分被边缘的拱星盘所遮蔽，其性质没有受到很好的限制。一些高电离“日冕”谱线的发射限制了高能电离通量的形式。使用太阳丰度的恒星大气，我们无法拟合所有观测到的线通量，但使用220，000 K H缺乏的恒星大气，L*= 14，300 Lo，得到了更好的拟合。中心恒星的缺氢性质表明它经历了一个晚期的热脉冲，与演化轨迹的拟合表明中心恒星的质量为0.73- 0.82 Mo。这些轨道的时间尺度表明，该物体在大约2100年前离开了AGB的顶部，这与最近形成双极叶的质量损失事件的研究一致。基于模拟的星云和中心恒星的质量，我们估计中心恒星的初始质量为5.5Mo，与来自进化轨迹的一致。（摘要截短）
2011-07-22 astro-ph.SR
JWST/NIRSpec Observations of Brown Dwarfs in the Orion Nebula Cluster
本研究利用JWST/NIRSpec获取猎户座星云星团中22个褐矮星候选体的低分辨率光谱，发现其中包含具有CO基频带强发射的HH天体、已知最冷且质量最小的原行星盘，以及探测到冰吸收带的最冷原恒星褐矮星候选体。
2024-10-13 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The primordial and evolutionary abundance variations in globular-cluster stars: a problem with two unknowns
我们证明了在迄今提出的大质量AGB星的热底燃烧和超大质量和快速旋转大质量MS星对流核的H燃烧等球状星团恒星中质子俘获元素原始丰度变化的可能来源中，只有M > 10的超大质量MS星，000 Msun可以解释所有观测到的丰度相关性，而无需对模型参数进行任何微调。我们使用我们假设的原始气体M13（NGC 6205）的化学成分，以及它与60，000 Msun MS模型星中H燃烧部分处理的50%和90%的材料的混合物作为这个球状星团中低质量恒星的正常、中间和极端种群的初始成分，正如其O-Na反相关所表明的那样。我们发展这些恒星从零年龄MS的RGB提示与热盐和参数处方的RGB额外的混合。我们发现，3 He驱动的热盐对流不能解释M13 RGB星中[C/Fe]的演化下降，而另一方面，利用观测到的[C/Fe]随MV的下降在不具有原始丰度变化的球状星团NGC 5466中校准的混合深度和速率的普适值，可以很好地再现这一现象.
2015-01-30 astro-ph.SR
On the Production of He, C and N by Low and Intermediate Mass Stars: A Comparison of Observed and Model-Predicted Planetary Nebula Abundances
本文的主要目标是在35个观测良好的银河系行星状星云（PN）样本中，对He、C和N的测量丰度和模型预测丰度进行直接比较。所有观察、数据简化和丰度测定均在内部进行，以确保最大均匀性。利用两组已发表的后AGB模型轨迹和L、T_eff值推断了祖星质量（M < 4M_sun）。我们得出以下结论：1）在整个原始质量范围内，N/O的平均值超过了太阳值，这表明我们的大多数物体都有显著的N富集; 2）热底部燃烧的开始似乎是在2个太阳质量左右开始的，即，结果表明：（1）大部分样品的C/O平均值为1.23，与第三次疏浚的结果一致;（2）大部分样品的C/O平均值为1.23，与第三次疏浚的结果一致; 5）用于与观测值比较的模型网格成功地跨越了所有C/O和许多He/O的金属度空间分布。H数据点，但在N/O的情况下，大多数情况下都不能这样做。PN中N的明显富集和观测到的和模型预测的N/O丰度比之间的一般差异信号需要额外的混合作为旋转和/或温盐混合的效果在模型中。这里暗示的低质量恒星出乎意料的高N富集，如果得到证实，可能会影响我们关于宇宙中N来源的结论。
2017-09-01 astro-ph.SR
Carbon abundance in Small Magellanic Cloud planetary nebulae through Advanced Camera for Surveys prism spectroscopy: constraining stellar evolution at low metallicity
我们对11个小麦哲伦云行星状星云进行了近紫外ACS棱镜光谱分析，主要目的是获得碳的丰度。对ACS光谱的分析提供了除了几个目标之外的所有目标的可靠的原子碳丰度;计算了所有目标PNe的离子C^（2+）丰度。与本文件中，我们增加了一倍以上的SMC PNe与已知的碳丰度的数量，提供了一个很好的数据库，以研究在低金属丰度的低和中等质量的恒星的元素演化。在恒星演化模型框架下研究了麦哲伦云PNe的碳丰度和元素产额。通过计算的最终产额和观测到的CNO丰度的比较，约束SMC和LMC恒星演化模型现在是可能的。我们发现，SMC PNe几乎完全是富碳的，并且在大多数情况下，它们没有经历热底部燃烧阶段，与所研究的LMC PNe的一半相反。用LMC和SMC金属丰度模型计算的结果与观测结果基本一致。特别是，M $_{\rm to}<3.5 {\rm M}_{\odot}$的进化产量很好地涵盖了SMC中圆形和椭圆形PNe的丰度。我们发现，碳排放线是SMC PNe的主要冷却剂，比LMC对应物更重要，表明金属含量对PNe的物理性质有影响，正如Stanghellini等人（2003）所预测的那样。
2009-06-30 astro-ph.CO astro-ph.SR
The role of lithium production in massive AGB and super--AGB stars for the understanding of multiple populations in Globular Clusters
锂是通过热底燃烧过程在大质量渐近巨星分支（AGB）恒星的包层中形成的。在球状星团中，这一过程是热CNO燃烧的一个可能来源，其核产物随后被喷射到团内介质中并参与第二代恒星的形成，解释了星团恒星中化学元素的特殊分布。我们讨论了金属丰度Z=0.001的AGB星在3-6.3 Msun质量范围内的锂产额，以及超AGB星在6.5-9 Msun质量范围内的锂产额。这些产量的定性行为进行了讨论的不同群众的物理结构。虽然许多不确定性会影响这些恒星的其他产额（例如O、Na和Mg），但更大的不确定性会影响锂产额，因为它极大地依赖于所采用的质量损失描述。当我们采用我们的标准质量损失公式时，得到了非常大的产额，特别是对超AGB星，我们讨论了它们对球状星团中第二代星的锂丰度的可能作用。
2009-12-22 astro-ph.SR
A brown dwarf orbiting around the planetary-nebula central binary KV Vel
本文通过分析行星状星云中心双星 KV Vel 的轨道周期变化，发现其存在 29.55 年的周期性振荡，并将其解释为一颗质量约 0.068 倍太阳质量的褐矮星伴星的光行时效应，提出该系统可能经共有包层演化形成。
2024-09-04 astro-ph.SR
HST survey of the Orion Nebula Cluster in the H$_2$O 1.4 $μ$m absorption band: I. A census of substellar and planetary mass objects
为了获得恒星和亚恒星人口的完整普查，在$\sim1$ Myr古老的猎户座星云星团中，我们使用了哈勃太空望远镜的宽视场相机3的红外通道，带有F139 M和F130 N滤波器。这些带通对应于$1.4 μ$ m H $_2$ O吸收特征和相邻的无线连续区。在探测到的$4,504$源中，$3,352$（约$75\%$）在F130 N滤光片中比m $_{130}=14$（织女星）更暗，亮度对应于$\sim 1$ Myr处的氢燃烧极限质量（M $\simeq 0.072 M_\odot$）。然而，其中只有$742$源具有负的F130 M-139 N色指数，表明吸收中存在H $_2$ O蒸气，因此可以被分类为真正的M和L矮星，有效温度T $\lesssim 2850$ K在假定的$1$ Myr星系团年龄。在我们的色星等图上，这个具有H $_2$ O吸收的源群与具有正F130 M-F139 N色指数的高度变红的恒星和星系的较大背景群明显不同，并且可以追溯到我们调查的灵敏度极限m $_{130}\simeq 21.5$，对应于$1$ Myr老$\simeq 3 $ M $_{Jup}$，行星质量的物体在大约2个星等的视觉消光下。预测$1, 2$和$3$ Myr（下至$\sim 1 $ M $_{Jup}$）的亚恒星等时线的BT-Settl族理论模型未能再现在M $\lesssim 20 $ M $_…
2020-04-29 astro-ph.SR
Progenitor constraints on the Type Ia supernova SN 2014J from Hubble Space Telescope H$β$ and [O III] observations
Ia型超新星被认为是由碳氧白矮星的热核爆炸产生的，但导致这种事件的演化机制仍然未知。许多建议的渠道，包括经典的单简并的情况下，调用一个热的，发光的进化阶段的祖先，在其中它是一个巨大的光致电离发射源。在这里，我们研究了SN 2014 J的环境，在哈勃太空望远镜拍摄的爆炸前和爆炸后的[O III] $\lambda5007$和H $β$图像中寻找光电离星云的证据。由于没有任何扩展的发射，我们排除了SN 2014 J位置在过去~ 10万年中稳定的核燃烧白矮星，假设典型的暖星际介质（ISM）粒子密度为1 cm $^{-3}$。这些限制大大超过了已知超软源典型温度下现有的X射线约束。对于较低的ISM密度（例如，$n_{\rm ISM}\sim 0.1~\rm{cm}^{-3}$）。然而，在这种情况下，任何假定的星云都将更加延伸，允许更深入的后续观测在不久的将来解决这种模糊性。
2019-01-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Thermal Phase Curves of XO-3b: an Eccentric Hot Jupiter at the Deuterium Burning Limit
我们报告了在3.6和4.5 $μ$ m处对偏心热木星XO-3b进行的\textit{Spitzer}全轨道相位观测。我们新的日食深度测量$1770 \pm 180$ ppm在3.6 $μ$米和$1610 \pm 70$ ppm在4.5 $μ$米显示没有证据表明以前报道的昼侧温度反演。我们还根据经验推导出XO-3b和它的宿主恒星的质量和半径使用盖亚DR 3的视差测量，并找到一个行星的质量$M_p=11.79 \pm 0.98 ~M_{\rm{Jup}}$和半径$R_p=1.295 \pm 0.066 ~R_{\rm{Jup}}$。我们比较了我们的\textit{Spitzer}观测与多个大气模型来约束XO-3b的辐射和平流特性。虽然去相关的4.5 $μ$ m观测是原始的，但3.6 $μ$ m相位曲线由于该通道中较大幅度的像素内灵敏度变化而被探测器系统学污染。我们把我们的分析集中在更可靠的4.5 $μ$ m相位曲线和适合的能量平衡模式与固体旋转估计纬向风速和底部的混合层的压力。我们的能量平衡模型拟合表明，东赤道风速$3.13 ^{+0.26} _{-0.83}$公里/秒，大气混合层下降到$2.40 ^{+0.92} _{-0.16}$酒吧，和债券的$0.106 ^{+0.008} _{-0.106}$。我们假设风速和混合层深度在整个轨道上是恒定的。我们比较了我们的观测与1D行星平均模型…
2021-11-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
