Pulsations in B-type supergiants with masses $M<20M_\odot$ before and after core helium ignition
给出了质量为13-18 $M_\odot$的模型的演化轨迹和脉动分析。我们要解决两个重要问题。第一个涉及天体物理学中最未解决的问题之一，即，堆芯氦点火后蓝环的存在，即所谓的“回圈或不回圈”问题。我们发现，从红巨星阶段的外对流区向内超冲是蓝圈发展的先决条件。我们的第二个问题是关于模型在核心氦燃烧阶段的脉动不稳定性。我们提出的第一次，蓝色环路上的模型可以有不稳定的模式驱动的$κ$机制在$Z-$凸块。相反，在壳层氢燃烧阶段的主序后模型，脉动不稳定性的蓝环模型主要取决于有效温度和金属丰度是次要的。最后，我们试图解释蓝超巨星HD 163899的振荡光谱，这是SPBsg类中唯一的成员，并得到一些线索，对恒星的演化状态。
2014-12-08 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
Evolutionary and pulsational properties of ultra-massive white dwarfs. The role of oxygen-neon phase separation
超大质量的富氢白矮星（WD）恒星在经历超渐近巨星分支（SAGB）阶段演化时，可能具有半简并碳燃烧产生的氧/氖核。预计这些恒星在到达鲸鱼座ZZ域时会结晶。我们发现，结晶导致氧和氖的相分离的核心超大质量WD，这显着影响的脉动特性，从而提供了一个独特的机会来研究结晶的过程，并推断在WD星的核心化学成分。
2018-12-14 astro-ph.SR
A Search for Pulsations in Helium White Dwarfs
最近大量的巡天，特别是斯隆数字巡天，已经发现了许多低质量（M < 0.45 Msun）的白矮星，它们的核心应该是由几乎纯的氦组成的。这些WD有两种类型：质量为0.2 < M < 0.45 Msun的WD，其H包层非常薄，因此它们会迅速冷却;而质量为M < 0.2 Msun的WD（通常称为极低质量，ELM，WD），其H包层足够厚，可以维持10^9年的H燃烧。在这两种情况下，这些WD通过ZZ Ceti不稳定带，Teff = 9，000 - 12，000 K，其中g模式脉动总是发生在碳/氧WD中。这种期望，再加上理论工作的C/O和他的核心WD之间的对比，激励我们寻找脉动在12个以及氦WD的特点。我们在这里报告我们未能找到任何在我们的样品中的反式。虽然我们有不同的振幅限制，但似乎需要更仔细地考虑这些物体中关于脉动开始的理论预期。我们鼓励更多的观察，新的他WD样品成为可用，并推测在理论工作可能需要。
2011-12-02 astro-ph.SR
The formation of ultra-massive carbon-oxygen core white dwarfs and their evolutionary and pulsational properties
摘要：我们探讨了超大质量（M_{\rm WD} \gtrsim 1.05 M_ \sun $）、碳氧核白矮星的形成，这些白矮星是由单个恒星演化产生的。我们还研究了它们的演化和脉动性质，并将它们与那些具有氧-氖核的超大质量白矮星进行了比较，这些白矮星的核是由单个祖星中的碳燃烧产生的，并与双星合并的预测进行了比较。我们考虑两个单星演化的超大质量碳氧核心白矮星，涉及核心氦燃烧后的简并核心的旋转和质量损失率降低大质量渐近巨分支星的形成方案。我们将我们的发现与超大质量白矮星的预测进行了比较，这些白矮星是由两个质量相等的碳氧核心白矮星合并而成的，假设它们之间完全混合，合并后的残余物是碳氧核心。由此产生的超大质量碳氧核心白矮星的演化速度明显慢于它们的氧氖对应物。我们的研究有力地表明，具有碳氧核的超大质量白矮星的形成来自单个恒星演化。我们发现这些白矮星的演化和脉动性质与它们的氧-氖核对应物以及可能由双简并产生的碳-氧核的白矮星有明显的不同。这最终可以用来辨别超大质量白矮星的核心组成及其形成情景。
2020-11-20 astro-ph.SR
A deep test of radial differential rotation in a helium-atmosphere white dwarf: I. Discovery of pulsations in PG 0112+104
我们提出了在一个热的，氦-大气白矮星使用78.7天的开普勒空间望远镜几乎不间断的测光的非径向振荡的检测。PG 0112+104的有效温度超过30，000 K，成为已知最热的氦-大气白矮星。低阶g模的丰富振荡谱包括来自偶极和四极模的连续序列的清晰的旋转分裂图案，其可用于探测这种高度演化的恒星遗迹中的旋转速率随深度的变化。我们还测量表面旋转速率为10.17404小时，从一个明显的点调制的K2数据。PG 0112+104有两个独立的自转测量值，提供了一个显著的小行星地震推断测试。
2016-12-22 astro-ph.SR
Nonlinear pulsations of stars with initial mass 3 M_\odot on the asymptotic giant branch
利用恒星演化和非线性恒星脉动计算研究了Mira型变星的脉动周期变化。我们考虑了初始质量为3 Msol、星族I组成的恒星模型的演化序列。在渐近巨星分支的早期阶段的恒星的脉动被证明是由于基本模式的不稳定性。在演化的后期，当氦壳层源变得热不稳定时，恒星振荡要么以基模（对于恒星光度L < 5.4e3 Lsol）出现，要么以第一泛音（L > 7 e3 Lsol）出现。脉动的激发是由于氢电离区的卡帕机制。中等光度5.4e3 < L/Lsol <7 e3的恒星在径向振荡下是稳定的。脉动周期被确定为演变时间的函数，并且对前十次氦闪光的周期变化率\dot Π进行了评估。在氦闪和恒星光度最大值之间，周期变化率的绝对值最大（\dot/\approx \approx -0.01/年）。期间随利率变化|\dot抛光/抛光|在大约500年的时间里，每年发生> 1 e-3次，这几乎是氦闪光间隔的百分之一。
2016-05-12 astro-ph.SR
Radial pulsations of stars on the stage of the final helium flash
对质量位于主序$1M_\odot\le M_0\le 1.5M_\odot$的星族~I星进行了到冷却白矮星阶段的恒星演化计算。最后的氦闪LTP发生在后AGB星与初始质量$1.3M_\odot\le M_0\le 1.32M_\odot$的过冲参数$f=0.016$。在更有效的过冲（$f=0.018$）的情况下，最终的氦闪光发生在初始质量$1.28M_\odot\le M_0\le 1.3M_\odot$。五倍变化的参数负责的质量损失率在后AGB阶段不影响发生的最后氦闪光，但导致可察觉的变化的演变时间。选取了两个演化序列的模型，初始质量为$M_0 = 1.3M_\odot$，过冲参数为$f=0.016$和$f=0.018$，作为初始条件，求解了描述恒星在最后氦闪阶段（有效温度小于$10^4$ K）径向振荡的流体动力学方程。演化序列$M_0=1.3M_\odot$、$f=0.016$的最大脉动周期$Π=117$日与FG Sge周期的观测估计值吻合得很好。该恒星的质量、半径和有效温度分别为$M=0.565M_\odot$、$R=126R_\odot$和$T_\mathrm{eff}=4445$ K。同时，1960 ~ 1990年FG Sge的平均周期变化率比理论估计值大近3倍。
2019-09-10 astro-ph.SR
The impact of breathing pulses during core-helium burning on the core chemical structure and pulsations of hydrogen-rich atmosphere white dwarfs
本研究通过恒星演化模型，探讨核心氦燃烧阶段呼吸脉冲对白矮星核心化学结构和ZZ Ceti星脉动的影响，发现呼吸脉冲使核心更大、氧丰度更高，但不足以解释星震学观测，脉动周期差异可达约30秒。
2024-02-05 astro-ph.SR
The pulsational properties of ultra-massive DB white dwarfs with carbon-oxygen cores coming from single-star evolution
超大质量的白矮星与它们作为Ia型超新星祖先的角色、渐近巨分支阶段的物理过程、高磁场白矮星的存在以及双白矮星合并的发生有关。一些富含氢的超大质量白矮星是脉动恒星，因此，它们提供了通过星震学研究其内部的可能性。另一方面，如果发现了脉动的富氢超大质量白矮星，它们可能会成为更有吸引力的天体，因为它们应该比脉动的富氢白矮星更热，结晶程度更低，这将为探测它们的深层内部铺平道路。我们探讨了超大质量富氦白矮星的脉动性质，这些白矮星具有碳-氧和氧-氖核，是由单个恒星演化产生的。我们的目标是提供一个理论基础，最终可以帮助辨别超大质量白矮星的核心组成和他们的形成通过asteroseismology的情况下，预计未来可能在这类恒星的脉动检测。我们发现，考虑到白矮星模型来自三个场景考虑的特点是不同的核心化学配置文件，其脉动特性也是不同的，从而导致在周期间隔和模式捕获属性的独特签名。我们的研究结果表明，如果最终探测到脉动的超大质量富氦白矮星，就有可能获得加密在这些恒星核心中的有价值的信息，这些信息与这些奇异物体的起源有关。通过正在进行的太空任务收集的观测，这些恒星中的脉动检测有很多机会很快实现。
2020-12-20 astro-ph.SR
Radial pulsations of red giant branch stars
我们进行了流体动力学计算的非线性恒星脉动的人口I恒星的演化阶段的上升红巨星分支和以下的亮度下降，由于核心氦闪光。红巨星填充这一地区的赫兹斯普林-罗素图被发现是基本模式的传播。在红巨星分支的顶端，脉动周期最大，初始质量为1.1 M_ \odot ~ 1.9 M_ \odot的恒星的脉动周期分别为254 ~ 33天。在核心氦闪光期间的周期变化率与在氦壳源中的热脉冲期间Mira型变量的长期周期变化率相当。在初始质量为Mzams = 1.1 M_ \odot的恒星中，周期变化率最大（\dot/\approx-0.01 yr^{-1}），而在演化序列为Mzams= 1.9 M_PDMATHABMM的恒星中，周期变化率则减小到\dot/\sim-0.001 yr ^{-1}。理论上，周期Pi > 200天的红巨星的光变曲线显示出次极大值的存在，类似于在许多Miras中观测到的。
2017-06-28 astro-ph.SR
A temporal study of oxygen-rich pulsating variable AGB star, T Cep: Investigation on dust formation and dust properties
脉动被认为是渐近巨星分支（AGB）恒星尘埃质量损失的主要原因。我们提出了一个时间的研究T Cep，一个长周期的米拉变量，使用七个ISO SWS光谱，涵盖了16个月的时间在一个单一的脉动周期。所观察到的光谱尘埃功能的变化，这米拉的脉动周期。一般来说，光谱特征的整体明显变化可以归因于尘埃温度的变化，这是由中心恒星的内在脉动周期造成的。然而，并不是所有的功能变化都很容易解释。根据与几种潜在矿物的实验室光谱的直接比较，尘埃最好用富含铁的硅酸盐晶体来解释。这些发现与目前流行的尘埃形成假说相矛盾。
2011-03-25 astro-ph.SR
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
À Propos Nonlinear Pulsations of R CrB Variables
本研究通过MESA代码演化氦星模型至R CrB变星区域，捕捉到与观测周期相符的脉动不稳定性，并暗示这些脉动可能为奇异模。
2023-12-22 astro-ph.SR
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
VISTA variables in the Sagittarius dwarf spheroidal galaxy: pulsation- vs. dust-driven winds on the giant branches
在超过260万颗恒星覆盖11平方度的人马座矮球状星系（Sgr dSph）的核心VISTA Z波段观测的变化进行了检查。一般来说，Sgr dSph巨分支上的脉动似乎是由内部kappa机制激发的。脉动振幅在红色和渐近（RGB/AGB）巨星之间，以及在相同光度下未红化的富碳和富氧恒星之间出现相同。富氧恒星之间的红外过量和变化之间缺乏相关性表明脉动对Sgr dSph中富氧恒星的风驱动没有显着贡献，尽管这些恒星的低振幅意味着这可能不适用于其他地方。在我们观测到的恒星中，被尘埃包裹的碳星具有最高的振幅。只有在这些恒星中，外部卡帕机制驱动的脉动似乎是可能的，这是由它们更不透明的富碳分子或尘埃的变化引起的。这可能使脉动驱动风在碳星中有效。可变性可以简化为幂律（振幅与L/T^2成比例），就像在其他系统中一样。总共，我们识别了3026颗变星（与r.m.s.δ Z的变化>~ 0.015等），其中176个是与Sgr dSph的上部巨分支有关的长周期变星。我们还在SgrdSph中确定了324个候选天琴座RR变星，在银河系外隆中确定了340个候选天琴座RR变星。
2014-01-15 astro-ph.SR
Direct modeling of neutral helium in the heliosphere
美国航天局/IBEX飞行任务对中性粒子进行了数年的测量，直接观测到了星际中性氦和氧。这些数据表明存在次级中性氦和氧，它们是通过氦或氧离子的电荷交换在日光层内产生的。本文介绍了一种基于开普勒轨道的守恒计算方法，该方法用于描述氦在整个日球层，特别是在日球层最内层的分布函数，同时考虑了中性粒子沿其路径的损失和产生。结合全球日球层等离子体分布模型，该程序可用于预测航天器探测器上重中性原子的通量。从而能够推断出星际介质的特性。
2012-05-07 astro-ph.SR
Atmospheres of RR Lyrae Stars: Hypersonic Shock waves, Helium line detection and Magnetic fields. A few spectra for George Preston on the occasion of his birthday
在与Preston的光谱工作（1961，1962，1964和1965）进行深入/比较研究期间，我意外地发现了高超音速激波的存在（Chadid 1996和2008），这与湍流放大机制（Chadid 1996 b）和Blazhko调制（1997）密切相关。在这里，我将展示高超音速激波是如何形成氦谱线的，以及如何与Preston（2009，2011）探测到的氦发射和谱线倍增相联系。我将提出新的中性和单电离氦线的数据在高超音速Blazhko星S Arae。He II表现为弱发射，其起源与S Arae的高超音速激波密切相关。冲击波非常强烈，可达到马赫数>30。HeI线首先出现在发射中，超过~2%的脉动周期，然后是HeI吸收加倍现象，同时发生中性金属吸收线现象超过~8%的脉动周期。尽管有几次声称在天琴座RR星系中探测到了磁场，但普雷斯顿（Preston，1967）在两年的观测之后没有发现任何磁场。这与我最近（2004年）四年多的光谱偏振测量结果一致，得出结论，天琴座RR是一颗真正的双星，导致所有需要强大光球磁场的布拉日科效应模型都被证伪。我报告的一个新的一系列高精度圆偏振光谱观测的Blazhko星RV Uma。RV UMa的纵向场测量显示平均纵向磁场为B_l = -13+/-35 G，并且在整个脉动周期内没有显著的检测。这些光谱结果揭示了一个严重的挑战，解释复杂的行为，在高超声速大气脉动的天琴…
2011-08-29 astro-ph.SR
Nonlinear pulsations of red supergiants
利用辐射流体力学方程和湍流对流方程的解，研究了星族I（X=0.7，Z=0.02）红超巨星径向振荡的激发。质量为8M_odot <= M <= 20M_odot、有效温度T_eff <4000 K的核心氦燃烧星在基模中对径向脉动是不稳定的。振荡周期在45 - 1180天之间。脉动不稳定性是由于氢和氦电离区的卡帕机制。质量M < 15M_odot的恒星的径向脉动是严格周期性的，其光振幅Δ M_bol <= 0.5ma，脉动振幅随质量的增加而增大，当M > 15M_odot时，外层的最大膨胀速度高达逃逸速度的1/3。与初始平衡相比，由于非线性振荡，外质量区的平均半径增加<= 30%。本文提出了一种估算已知径向振动周期的脉动红超巨星质量的近似方法（不确定度为1.5倍）。给出了脉动常数Q随质量半径比变化的近似表达式。利用周期平均密度关系计算了7颗银河系红超巨星的质量。
2011-12-11 astro-ph.SR
Evolution, pulsation and period change in the Cepheid SZ Tau
这项研究致力于径向脉动人口I造父变星的质量从5.4至6 Msun。以初始条件作为计算演化序列的核心氦燃烧模型，求解了非线性恒星脉动的辐射流体动力学方程和湍流对流方程。对于每一个初始质量值，我们认为恒星演化从零年龄的主序中心氦耗尽与三个值的对流过冲参数：aov=0.1，0.15和0.2。对于脉动周期为3.149天的造父变星SZ Tau，只有在aov=0.1和aov=0.15时才能建立模型。恒星处于不稳定带第二次穿越的演化阶段，并在第一泛音中脉动，就在基模和第一泛音之间的边界附近。该恒星的质量、半径和年龄分别为5.46 <= M/Msun <= 5.75，41.5 <= R/Rsun <= 42.3和6.9e7 yr <= t <= 8.0e7 yr。预测的周期变化率为-0.4秒/年。
2015-07-16 astro-ph.SR
ROAD and K2 photometry of V348 Sgr: probing the pulsation dust connection
V348 Sgr同时是一颗活跃的热北冕座R变星，一颗特殊的极端氦星，以及一颗行星状星云的缺氢中心星。解释RCB类型的变化一直很困难，因为恒星大部分时间都处于最低光下。我们提出了新的地面多色测光覆盖5个观测季节和80天的连续测光空间。后者表现为小振幅（< 0.01 mag.）热氦超巨星奇异模式脉动的典型时间尺度上最大光的变化。这些可能是频繁产生粉尘的触发因素;还必须考虑其他机制。多色测光探测从最小到最大光的消光事件的变红特性。后者与在较冷的RCB恒星中看到的碳质颗粒引起的灭绝事件相当。在最低光下的最小红化表明从星周尘埃散射到视线中的星光占了透射光的主导地位。
2019-06-05 astro-ph.SR
TESS first look at evolved compact pulsators: asteroseismology of the pulsating helium-atmosphere white dwarf TIC 257459955
脉动频率揭示了白矮星的内部结构，揭示了这些代表大多数恒星最后进化阶段的紧凑物体的性质。TESS的两分钟节奏测光将记录整个天空中明亮的白矮星的脉动特征。我们的目标是证明TESS数据的灵敏度测量脉动的氦-大气白矮星在DBV不稳定带，以及这些测量的星震分析可以约束他们的恒星结构。我们提出了一个脉动DBV WD 0158 $-$ 160的病例研究，在TESS Sector 3中观察到TIC 257459955，频率为2分钟，持续20.3天。我们测量频率的变异TIC 257459955与迭代周期图和prewhitening程序。测量的频率进行比较，从两套白矮星模型的计算，以约束恒星参数：从LPCODE的完全演化模型，从WDEC的结构模型。我们检测和测量WD 0158 $-$ 160至$\sim0.01 μ$ Hz精度的9种脉动模式和11种组合频率的频率。大多数，如果不是全部，所观察到的脉动属于一个不完整的序列偶极（$\ell=1$）模式的平均周期间隔为$38.1\pm1.0$ s。全球最佳拟合地震模型从这两个代码的有效温度是$\gtrsim3000$ K热比档案光谱值的$24{,}100-25{,}500$ K，然而，冷却器的二次解决方案被发现是一致的光谱有效温度和距离的限制从盖亚天体测量。
2019-10-09 astro-ph.SR
The Pulsating Helium-Atmosphere White Dwarfs I: New DBVs from the Sloan Digital Sky Survey
我们提出了一个专门的搜索新的脉动氦大气（DBV）白矮星从斯隆数字巡天使用麦当劳2.1米奥托斯特鲁夫望远镜。我们总共观测到55颗DB和DBA白矮星，光谱温度在19，000到35，000 K之间。我们发现了19个新的DBV，并对其余36个对象的可变性设置上限。结合以前已知的DBV，我们使用这些对象来提供DB不稳定带的经验范围的更新。通过我们的新DBV样本，红色边缘得到了更好的约束，因为我们几乎将已知的DBV数量增加了一倍，介于20，000和24，000 K之间。我们没有发现任何新的DBV比PG 0112+104更热，目前最热的DBV在$T_{\mathrm{eff}}\,{\approx}$ 31，000 K，但确实发现了四个DBV的脉动，温度在27，000和30，000 K之间，改善了对定义不明确的蓝边的经验约束。我们研究了所有目前已知的DBV的系综脉动特性，发现加权平均周期和总脉动功率随有效温度的变化趋势与脉动氢-大气白矮星在性质上相似。
2022-01-24 astro-ph.SR
Theoretical rates of pulsation period change in the Galactic Cepheids
通过一致的恒星演化和非线性恒星脉动计算，得到了初始质量为5.5 M_ \odot <= Mzams <= 13 M_ \odot，化学成分X=0.7，Z=0.02，周期为1.5天<= P <= 100天的造父变星径向脉动周期变化率的理论估计。根据HR图中的演化轨迹，研究了三个不稳定带交叉点的脉动不稳定性。第一次穿越发生在主序后氦核引力收缩阶段，该阶段在Kelvin-Helmholtz时间尺度内进行，而第二次和第三次穿越发生在热核芯氦燃烧的演化阶段。在不稳定带的每一个交叉的径向脉动的周期是一个恒星演化时间的二次函数。脉动周期变化的理论速率与观测值一致，但观测估计的dP/dt的离散度明显超过了谱带的宽度（δ \log| DP/DT| <= 0.6）在周期-周期变化率图中封闭演化轨迹。造父变星中dP/dt值非常高的大散射的原因之一可能是第一次穿过不稳定带的恒星。它们的比例从Mzams= 5.5 M_ \odot的2%到Mzams= 13 M_ \odot的9%不等。变星αUMi和IX Cas似乎属于这样的天体。
2014-01-25 astro-ph.SR
Pulsations driven by the $ε$-mechanism in post-merger remnants: first results
富氦次矮星是热次矮星中一个罕见的子类，它们组成了一个小而不均匀的群体，显示出不同程度的氦富集。只有一颗恒星LS IV $^\circ$ 14 116被发现显示出多周期的光度变化。LS IV $^\circ$ 14 116的变异性已经被解释为非径向g模式振荡的结果，其激发在标准$κ$机制驱动sdBV恒星脉动的框架内是难以理解的。在最近的一项研究中，我们提出，LS IV $^\circ$ 14 116的脉动可能是通过$ε$ -机制作用于恒星内部不稳定的氦燃烧区，出现在静止的氦燃烧阶段之前。少数几个被接受的富氦次矮星形成的场景之一是两个氦核白矮星的合并。作为该项目的一部分，我们提出了一个研究的$ε$机制合并后的残余物，并讨论了结果的光LS IV $^\circ$ 14 116所表现出的脉动。
2012-10-01 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
A mixed helium-oxygen shell in some core-collapse supernova progenitors
我们发展的模型旋转的大质量恒星的铁芯崩溃的阶段，使用MESA代码，并发现在某些情况下，主要是氦和氧的混合成分的壳。在我们研究的初始质量为13-40 Mo和初始旋转速度为0-450 km/s的参数空间中，我们发现只有一小部分模型具有显著质量的氦氧混合壳层。虽然壳层是由于旋转混合而形成的，但坍缩前的旋转速率并不是很高，这是高能中子引发热核爆炸所需要的。我们的研究结果表明，最近重新审视的超新星坍缩引起的热核爆炸机制最多只能解释一小部分核心坍缩超新星。这种氦氧混合壳层的存在仍然可能对核心坍缩超新星有一些影响，例如当喷流存在时的一些核合成过程，或者可能导致特殊的亚发光核心坍缩超新星。
2018-04-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hydrodynamic modelling of pulsation period decrease in the Mira-type variable T UMi
用恒星演化和辐射流体力学的数值方法研究了Mira型变星TUMi的氦燃烧壳层中热脉冲初始阶段的脉动周期减小。为此，计算了质量在主序星$1M_\odot\le M_\textrm{ZAMS}\le 2.2M_\odot$和金属丰度为$Z=0.01$的恒星的演化轨迹网格。选定的AGB演化序列的模型被用于确定初始条件和时间依赖的内边界条件的流体动力学方程描述径向脉动星的演化变化。在热脉冲的初始阶段期间的周期减少的发病被示出几乎与峰值氦燃烧光度相一致。最快的下降期出现在前三十年。由于恒星的收缩和从基模到第一泛音的模式切换，脉动周期减小。模式切换的时间尺度是几十个脉动周期的量级。米拉型变星T UMi的现今模型是具有小振幅半规则振荡的第一泛音振荡器。理论估计的脉动周期在发病的周期减少和30年后的周期变化率的同意与现有的观测数据T UMi的AGB星质量$ 1.04M_\odot\le M\le 1.48M_\odot$。
2022-06-16 astro-ph.SR
Discovery of hot subdwarfs with extremely high carbon and oxygen abundances
富氦亚矮星O（sdO）是处于前白矮星演化状态的热致密星。它们中的大多数具有Teff = 40，000 - 50，000 K和log g = 5.5-6.0范围内的有效温度和表面重力。它们的大气以氦为主。如果存在的话，C、N和O都是微量元素。的丰度模式解释在核合成过程中的单星演化（晚氦核心闪光）或二进制氦核心白矮星合并。在这里，我们宣布发现了两个热的缺氢sdOs（PG 1654 +322和PG 1528 +025），它们具有异常强的碳和氧线。对大双筒望远镜和LAMOST巡天获得的光谱进行的非LTE模式大气分析显示，这两颗恒星的C（~20%）和O（~20%）丰度极高，而且它们都位于氦主序星附近。两者都建立了一个新的光谱类别的热缺氢亚矮星（CO-sdO），并可以确定为残留的He-核心白矮星，吸积物质的合并低质量的CO-核心白矮星。我们的结论是，CO-SDOs代表了一个替代的进化通道，创造PG 1159恒星除了经历了一个晚氦壳闪光的单星的进化。
2022-02-11 astro-ph.SR
A new instability domain of CNO-flashing low-mass He-core stars on their early white-dwarf cooling branches
在到达静止的终端白矮星冷却分支之前，一些低质量的氦核白矮星恒星模型经历了大量的核闪光，这大大减少了它们的氢包层。就在每次闪光发生之前，稳定的氢燃烧可能能够驱动全球脉动，这可能与通过星震学揭示这些恒星的内部结构有关。我们提出了一个脉动稳定性分析适用于低质量氦核恒星的早期白矮星冷却分支通过CNO闪光，以研究的可能性，$\varepsilon$机制是能够激发重力模式脉动。我们对低质量氦核白矮星模型在冷却早期经历CNO闪光进行了非绝热脉动分析。我们发现，由于稳定的氢燃烧的$\varepsilon$机制可以激发低阶（$\ell= 1, 2$）重力模式与$\sim 80$和$500\ $之间的周期，与$0.2025 \lesssim M_{\star}/M_{\odot} \lesssim 0.3630$位于$\log g - T_{\rm eff}$图的有效温度和表面重力范围内的$15\,000 \lesssim T_{\rm eff} \lesssim 38\,000\ $ K和$5.8 \lesssim \log g \lesssim 7.1$，分别扩展区域的恒星。由于这些模式达到足够大的振幅所需的时间尺度比其相应的演化时间尺度短，因此在这些恒星中检测脉动是可行的。如果在这个不稳定区域发现低质量白矮星以低阶重力模式脉动，这将证实我们的结果，即这种脉动可以由$\varepsilon$机制驱…
2021-01-07 astro-ph.SR
Primary neutral helium in the heliosphere
IBEX-Lo进行了两年的中性测量，在首选的观测季节对星际中性氦和氧进行了几次直接观测。除了星际信号外，还有迹象表明在日光层中产生了次级中性氦和氧。这些粒子种类的详细建模是必要的连接到原始的本地星际介质的测量通量，同时占损失和生产的中性粒子在其路径通过日光层。在这方面的贡献，全球日光层模型耦合到中性轨迹的分析计算，以获得详细的估计的中性分布函数的主要星际氦原子在日光层，特别是在日光层内。
2012-05-04 astro-ph.SR
Post-common envelope binary stars: Radiative Levitation and Blue Large- Amplitude Pulsators
在最近发现一类新的脉动星--蓝色大振幅变星（BLAPs）之后，对太阳质量为0.3和0.46的后共包络（CE）抛射星的演化模型进行了脉动稳定性分析。这些模型随后分别演化为低质量的氦白矮星和核心燃烧氦的极端水平分支恒星。我们调查的原子扩散，特别是辐射悬浮，对模型的脉动行为的影响。我们发现，当模型具有与BLAPs相当的有效温度时，包含辐射悬浮允许重金属的充分增强，以产生与BLAPs中观察到的周期类似的不透明度驱动的基模脉动。
2018-11-27 astro-ph.SR
PHL 417: a zirconium-rich pulsating hot subdwarf (V366 Aquarid) discovered in K2 data
开普勒航天器在其扩展的K2任务期间观测了热亚矮星PHL 417，高精度光度曲线显示存在17个脉动模式，周期在38分钟至105分钟之间。从后续的地基光谱，我们发现，该对象有一个相对较高的温度为35 600 K，表面重力$\log g / {\rm cm\,s^{-2}}\,=\,5.75$和超太阳氦丰度。值得注意的是，它还显示出强烈的锆线，对应于与太阳相比明显的+3.9 dex过剩。这些性质清楚地表明，该天体是罕见的脉动重金属恒星V366 Aquarii的第三个成员。这些恒星是有趣的，因为脉动与热亚矮星脉动的标准模型不一致，该模型预测它们应该显示短周期脉动，而不是观察到的较长周期。我们进行了稳定性分析的脉动模式的基础上，从两个运动与K2的数据。发现最高振幅模式是稳定的，具有小于$1.1\cdot10^{-9}$ s/s的周期漂移$\dot{P}$。这一结果排除了在氦闪燃快速阶段驱动的脉动。
2020-10-06 astro-ph.SR
Massive stars on the verge of exploding: the properties of oxygen sequence Wolf-Rayet stars
上下文氧序沃尔夫-拉叶（WO）星是大质量恒星演化中非常罕见的阶段。它们的光谱显示出氦燃烧产物的强发射线，特别是高度电离的碳和氧。WO星的性质可以用来提供独特的限制（后）氦燃烧的大质量恒星的演化，以及他们的剩余寿命和预期的性质，他们的超新星。目标。我们的目标是均匀地分析目前已知的假定单WO星，以获得关键的恒星和流出的属性，并限制其演化状态。方法.我们使用线覆盖的非局域热平衡大气程序cmfgen来模拟WO星的X-Shooter光谱，并推导出大气参数。我们计算专用的演化模型来确定恒星的演化状态。结果WO恒星的温度极高，从150 kK到210 kK，表面氦的质量分数非常低，从44%到14%。它们的性质可以通过演化模型再现，氦零龄主序星质量为$M_{\mathrm{He, ini}} = 15-25 M_{\odot}$，表现出相当强的（几倍于$10^{-5} M_{\odot} \mathrm{yr}^{-1}$的量级），均匀的（$f_\mathrm{c} > 0.3$）恒星风。结论. WO星代表恒星演化的最后阶段，估计初始质量为$M_{\mathrm{ini}} = 40-60 M_{\odot}$。它们是后核心氦燃烧，预计在几千年内爆炸为Ic型超新星。
2015-07-03 astro-ph.SR
Evolutionary and hydrodynamic models of short--period Cepheids
对主序质量为5 M_ \odot <= M_0 <= 6.1 M_ \odot，初始氦丰度为Y_0=0.28，重元素丰度为Z_0=0.02的星族I星进行了演化计算，直至中心氦耗尽阶段。选定的核心氦燃烧模型被用来作为初始条件的流体动力学方程和时间依赖的对流描述造父变星的径向脉动的解决方案。在Hertzsprung-Russel图中，当M_0 > \odot时，演化轨迹穿过不稳定带的红边。计算了核心燃氦造父变星第二、三次穿越不稳定带的流体动力学模型网格。对于每一个一阶泛音变星的演化序列，脉动周期和周期变化率\dot均被确定为恒星年龄的连续函数。计算结果与最近获得的短周期造父变星V532 Cyg、BG Cru和RT Aur的\dot观测估计值一致。
2020-05-16 astro-ph.SR
Asteroseismic signatures of the helium-core flash
所有质量为$M_\star\lesssim 2M_\odot$的演化恒星在其作为巨星的第一阶段结束时都会经历一次氦（He）核闪光。虽然理论上早在50多年前就预测到了，但这一核心闪光阶段还没有被观测到。我们在这里表明，重力模式（g模式）随机激发的He闪光驱动的对流能够到达恒星表面，并诱导周期性光度变化的热亚矮星的振幅的顺序为几个毫等。因此，它们现在可以通过凌日系外行星勘测卫星（TESS）在相对明亮的恒星（例如，星等$I_C\lesssim 13$）中进行天基测光来检测。预测周期的范围从几千秒到数万秒不等，这取决于激发区域的细节。此外，我们发现随机激发的脉动再现了在一对富氦热亚矮星中观察到的脉动。这些恒星，特别是未来的TESS目标Feige 46，是首次探测He核心闪光的最有希望的候选者。
2020-05-05 astro-ph.SR
First axion bounds from a pulsating helium-rich white dwarf star
Peccei-Quinn机制被提出来解决量子色动力学的CP问题，因此存在轴子，假设弱相互作用的粒子，其质量被限制在亚eV范围内。如果这些粒子存在并与电子相互作用，它们将从白矮星致密的内部发射出来，成为恒星的重要能量库。由于其众所周知的物理学，白矮星是研究基本粒子（如轴子）性质的良好实验室。我们研究了轴子发射对富氦白矮星演化及其脉动性质的一般影响。为此，我们计算了具有轴子发射的演化富氦白矮星模型，并评估了该模型的脉动性质。我们的结果表明，脉动周期的变化率显着影响的轴子的存在。我们第一次能够独立地从脉冲富氦白矮星的研究中限制轴子的质量。为了做到这一点，我们使用的脉动白矮星PG 1351+489对应的主要脉动周期的周期变化率的估计。从PG 1351+489的星震学模型中，我们得到了轴子-电子耦合常数的$g_{ae}<3.3\times10^{-13}$，或轴子质量的$m_a\cos^2β\lesssim$ 11.5 meV。当不采用详细的星震学模型与观测值进行比较时，这一限制放宽到$g_{ae}<5.5\times10^{-13}$（$m_a\cos^2β\lesssim$ 19.5 meV）。
2016-05-24 astro-ph.SR hep-ph
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
The nature of anomalous period increase in the pulsating variable V725 Sgr
在红巨星阶段以及AGB和后AGB阶段的质量损失率的各种假设下，计算了质量在主序$0.84M_\odot\le M_\textrm{ZAMS}\le 0.95M_\odot$和初始金属丰度$Z=0.006$和$Z=0.01$上的恒星的演化轨迹。在160个演化序列中，我们选择了近30个序列，其中氦壳层源的最终热闪光发生在早期后AGB阶段，当氢包层质量与恒星质量的比值范围从0.01到0.08。选定的演化序列被用于计算初始和内边界条件，用于求解描述氦闪光后恒星脉动演化的辐射流体动力学和湍流对流方程。在大约三十多个流体动力学模型中，我们发现三个模型表明在上个世纪期间在V725 Sgr中观察到的脉动周期几乎增加了八倍，以及以$Π\approx 12$天为周期的相当规则的脉动逐渐转变为以$80~\textrm{day} \lesssimΠ\lesssim 90~\textrm{day}$为周期的半规则非线性振荡。我们的结论是，在V725 Sgr的脉动周期的异常增长是由于最后的热闪光的氦壳源，发生在早期后AGB星的质量$M\approx 0.53M_\odot$和质量的氢包层范围从$0.013M_\odot$到$0.019M_\odot$。
2022-11-08 astro-ph.SR
The impact of pre-white dwarf evolution on the pulsational properties and asteroseismological inferences of ZZ Ceti stars
鲸鱼座ZZ恒星是脉动的白矮星，在核心氦燃烧（CHeB）和热脉冲渐近巨分支（TP-AGB）阶段，有一个碳氧核心（或可能是最大质量的恒星）。通过利用星震学解释它们的脉动周期，可以推断它们的起源和演化的细节。鲸鱼座ZZ星的脉动光谱与其内部化学结构密切相关。目前，有几个影响化学剖面的过程仍然没有准确确定。我们目前的不确定性的影响，在白矮星祖先的预期脉动性能和恒星参数推断的ZZ鲸鱼座恒星的星震拟合演化的研究。我们的分析是基于一套碳氧核心白矮星模型，来自全面的进化计算从ZAMS的ZZ Ceti域。我们考虑的模型中，我们改变了热脉冲的数量，过冲量，和碳-α反应速率在其不确定性。我们探讨了这些主要的不确定性在先前的化学结构和预期的脉动谱演化的影响。我们发现，这些不确定性产生显着变化的g-模式脉动周期被发现在TP-AGB阶段最相关的脉动属性和星震学派生的恒星参数的ZZ鲸鱼座恒星。我们的结论是，白矮星的祖先演化的不确定性，应考虑到这些脉动星的详细的星震学分析。
2018-09-24 astro-ph.SR
Asteroseismic Constraints on the Models of Hot B Subdwarfs: Convective Helium-Burning Cores
热B次矮星（sdB星）中非径向脉动的星震学提供了一个独特的视角来观察核心氦燃烧恒星的内部。地面和星载高精度光变曲线允许分析压力和重力模式脉动，以探测对流核心深处sdB恒星的结构。因此，星震学分析提供了一个极好的机会来检验我们对恒星演化的理解。由于sdB星和红团簇星的星震学的最新限制，一维恒星演化模型中对流混合的标准方法受到了质疑。问题在于目前对对流边界处的过冲和卷吸的处理。不幸的是，没有一致的对流混合算法存在来解决这个问题，引入不确定性的恒星年龄的估计。恒星对流的三维模拟显示了超调区和边界层的自然发展。在一维恒星演化模型中寻找一致的对流公式时，三维模拟和星震学结果的指导是必不可少的。
2016-12-08 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
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
The Contour Method: a new approach to finding modes of non-adiabatic stellar pulsations
等高线法是计算恒星非绝热脉动频率的一种新方法。这些频率可以通过求解由线性非绝热恒星脉动方程构造的特征方程的复根来找到。复根求解器需要每个非绝热根的初始试验频率。获得初始试验频率的标准方法是使用恒星的绝热脉动频率，但这种方法可能无法收敛到非绝热根，特别是当脉动的增长和/或阻尼率变得很大时。轮廓方法提供了一种替代的方式获得初始试验频率，鲁棒收敛到非绝热根，即使是非常非绝热脉动，从而大的增长/阻尼率的恒星模型。我们描述了在GYRE恒星脉动程序中实现的等高线方法，并用它计算了$10\,\rm{M_{\odot}}$和$20\,\rm{M_{\odot}}$的$β$造父星模型和一个$0.9\,\rm{M_{\odot}}$极端氦星模型的非绝热脉动频率。
2020-07-21 astro-ph.SR
No detection of Strange Mode Pulsations in massive prime candidate
预计最剧烈的奇异模式脉动（SMPs）出现在经典WR星中，WR星是演化的大质量恒星的裸露、致密的氦燃烧核心，预计SMPs会以周期性光度变化的形式表现出来，周期从几分钟到几小时不等，振幅在几到几十毫等范围内。由于WR 1，2是已知最热的WR星之一，它应该是一个很好的候选者。然而，我们的高精度近红外测光活动显示，在约6小时的时间尺度上，振幅不高于2.5 mmag的周期性变化，这比理论预测小了一个数量级以上。
2018-09-10 astro-ph.SR
Hydrodynamic models of pulsation period evolution in R Hydrae
本文结合一致的恒星演化与非线性脉动计算，研究了Mira变星R Hya在氦壳层闪耀期间的脉动周期演化，发现特定质量AGB恒星模型的周期与半径变化与近两个世纪的观测高度一致。
2024-02-15 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
Long period variables and mass loss in the globular clusters NGC 362 and NGC 2808
长周期变星（LPV）的脉动周期取决于它们的质量和氦丰度，以及它们的光度和金属丰度。将观测到的球状星团中LPV的周期与模型进行比较，能够揭示巨分支上的质量损失量和氦丰度。{We目的是确定低金属量球状星团NGC 362和NGC 2808的巨大分支上发生的质量损失量。我们还想看看NGC 2808中的LPV是否能告诉我们这个星系团中氦丰度的变化。我们已经使用光学监测NGC 362和NGC 2808，以确定在这些集群的LPV的周期。我们已经取得了线性脉动模型的脉动恒星在这些集群考虑到质量和氦丰度的变化。NGC 362中的11个LPV和NGC 2808中的15个LPV的可靠周期已经确定。在logP-K图中将观测到的变量与模型进行比较，结果表明，在这些星系团的第一个巨分支上需要约0.15-0.2 Msun的质量损失，这与其他方法的估计一致。在NGC 2808中，有证据表明氦的高丰度（Y~0.4）才能解释几个LPV的周期。确定银河系其他球状星团中的LPV的周期将是有趣的，在这些星团中，氦丰度的变化被怀疑，看看LPV提供的高氦丰度的完全独立的测试是否可以证实高氦丰度的估计。
2011-03-28 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
TESS photometry of helium-rich hot subdwarfs: r modes in BD+37 442 and BD+37 1977
TESS测光的极端富氦热亚矮星BD+37 442和BD+37 1977证明了多周期低振幅的变化与主周期分别为0.56和1.14 d，并与第一和第二谐波存在。光变曲线不是完全规则的，这意味着额外的周期性和/或非周期性的内容。可能的原因进行检查，包括二进制假设最初介绍解释X射线观测，差分旋转表面的不均匀性，和脉动。如果主光度周期与自转周期相对应，则恒星的自转速度分别约为0.7倍和0.3倍。因此，表面Rossby波（r模式）提供了最可能的解决方案。
2020-06-01 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
SN 1961V: A Pulsational Pair-Instability Supernova
我们探讨了各种模型，其中SN~ 1961 V，有史以来观测到的最神秘的超新星（SNe）之一，是一个脉动对不稳定超新星（PPISN）。成功的模型再现了主爆发的热光度曲线，在某些情况下，再现了爆发前一年和爆发后几年的排放量。所有模型都有富氦喷出物，散装氢的速度接近2000公里秒$^{-1}$，总动能从4到8 $\times 10^{50}$尔格。每一个最终都会留下一个黑洞遗迹。PPISN模型的三个子类进行了探讨，每个有两个不同的选择氦燃烧后的碳丰度。碳是一个重要的参数，因为壳碳燃烧可以削弱爆炸。这三个子类对应的情况下，SN~ 1961 V和它的直接余辉是：a）一个单一的事件; b）两个或两个以上的脉冲事件的第一个相隔几十年或几百年;或c）一个复杂的爆炸，已经持续了一年或更长时间的后期阶段。在低碳的情况下，SN~ 1961 V的前身的主序质量应该是100到115 \Msun ;它的前SN氦核质量是45到52 \Msun ;最后的黑洞质量是40到45 \Msun。对于高碳情况，这些值大约增加20%至25%。在一些PPISN模型中，一个$\sim10^{40}$ erg的$^{-1}$恒星状物体可能仍然在SN~ 1961 V的位置发光，但它更有可能被一个巨大的吸积黑洞所取代。
2022-05-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
The treatment of mixing in core helium burning models - I. Implications for asteroseismology
混合振荡模式的检测提供了一个独特的洞察核心氦燃烧（CHeB）恒星的内部结构。CHeB期间的恒星结构是非常不确定的，因为对流核心的增长，和/或发展的对流区，是严重依赖于对流边界的处理。在这项研究中，我们计算了一套恒星结构模型和它们的非径向脉动，以调查为什么预测的渐近g模式$\ell = 1$周期间隔$ΔΠ_1$是系统地低于从开普勒场恒星推断。我们发现，只有模型与大对流核心，如我们新提出的“最大超调”计划计算，可以匹配的平均$ΔΠ_1$报告。然而，我们也发现了另一种可能的解决方案，这是用于确定$ΔΠ_1$的方法：模式捕获可以提高观测推断的$ΔΠ_1$远高于其真实值。即使在考虑了这两个建议的解决方案的差异，平均$ΔΠ_1$，模型仍然预测更多的CHeB星低$ΔΠ_1$（$ < 270$ s）比观察到的。我们建立了两个可能的补救措施：i）可能是一个困难，在确定$ΔΠ_1$早期CHeB星（当$ΔΠ_1$是最低的），因为在氢燃烧壳的急剧组成轮廓的脉动的影响，或ii）的氦核心的质量在闪光高于预测。我们的结论强调，需要报告的选择效应在asteroseisic人口的研究，以安全地使用这些信息来约束恒星演化理论。
2015-07-03 astro-ph.SR
Double-detonation sub-Chandrasekhar supernovae: can minimum helium shell masses detonate the core?
亚克拉塞卡质量的白矮星通过双爆轰方案的爆炸是Ia型超新星的一个潜在解释。在这种情况下，氦层中的表面爆炸引发下面的碳/氧核心中的爆炸，导致爆炸。对于一个给定的核心质量，一个下限已被确定在氦闪光，这是一个必要的先决条件，爆炸的动态燃烧所需的氦壳的质量。对于一个范围内的核心和相应的最小氦壳质量，我们调查是否假设的表面氦爆炸是能够触发随后的爆炸，即使在这种限制的情况下，在核心。我们进行了流体动力学模拟的共同扩大欧拉网格在两个维度假设旋转对称。爆炸传播使用水平集方法和一个简化的核反应方案，已校准了一个大型的核网络。相同的网络用于在后处理步骤中确定详细的核合成丰度。基于文献中的近似爆轰引发准则，我们发现所有模拟模型都触发了次级核爆轰，核质量从0.810到1.385 M_solar，相应的壳质量从0.126到0.0035 M_solar。这意味着，一旦爆炸在覆盖碳/氧白矮星的氦壳中触发，随后的核心爆炸几乎是不可避免的。
2010-10-22 astro-ph.SR
