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
Properties of Carbon-Oxygen White Dwarf Merger Remnants
最近的研究表明，在合适的初始条件下，超和亚克拉塞卡质量的碳-氧白矮星合并都会产生类似于观测到的超新星Ia的爆炸。然而，问题仍然是，要产生这些条件，需要进行多大程度的微调。我们进行了大量的SPH合并模拟，扫描可能的参数空间。我们发现合并残余属性的趋势，并讨论我们的结果如何影响我们最近提出的亚克拉塞卡合并通道SNe Ia的可行性。
2011-09-20 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
Carbon and Oxygen Isotopic Ratios. II. Semiregular Variable M Giants
本文报道了51颗SRb和Lb型变星的碳氧同位素比值。振动-旋转第一和第二泛音CO线在1.5-2.5妈妈光谱进行了测量，以获得12 C/13 C，16 O/17 O和16 O/18 O的同位素比。与以前的测量个别恒星和各种样本的演化恒星，在现存的文献中，进行了讨论。利用氧同位素比值，可以推导出SRb恒星的质量。结合质量和盖亚光度，SRb星被证明是米拉变星的前身。探讨了平面平行流体静力平衡模型大气可用于M巨星丰度分析的极限参数。
2019-12-09 astro-ph.SR
Carbon and oxygen in metal-poor halo stars
碳和氧是银河系化学演化的关键示踪物;特别是，在贫金属晕星中，[C/O]向[O/H]下降的报告可能是大质量第三星族恒星核合成的标志。我们重新分析了39颗贫金属关闭恒星的碳、氧和铁丰度。在确定恒星参数和元素丰度时，我们首次考虑了三维（3D）流体动力学效应以及对局部热力学平衡（LTE）的偏离，方法是从3D非LTE H $β$轮廓中推导出有效温度，盖亚视差的表面重力，3D LTE Feii等效宽度的铁丰度，以及来自3D非LTE Ci和Oi等效宽度的碳和氧丰度。我们发现[C/Fe]与[Fe/H]保持平稳，而[O/Fe]线性增加到$0.75$ dex，[Fe/H]下降到$-3.0$ dex。因此，与先前的发现相反，[C/O]单调地朝向减小的[O/H]减小，这主要是由于我们改进的计算在低[Fe/H]下对Oi的非LTE效应不太严重。
2019-02-01 astro-ph.SR
Masses, Oxygen and Carbon abundances in CHEPS dwarf stars
上下文我们报告的结果，从恒星的质量，碳和氧的丰度在大气中的107颗恒星的CHEPS计划的测定。我们的恒星来自一个具有显著超太阳金属丰度的群体。其中至少有10颗已知拥有轨道行星。目的。在这项工作中，我们着手了解在富含金属的恒星星族中具有不同光谱类、金属丰度和V sin i的恒星中碳和氧丰度的行为。方法.这些恒星的质量是使用盖亚DR 2发布的数据确定的。通过拟合吸收线确定氧和碳的丰度。通过拟合6300.304 A O I线来确定氧丰度，并且对于碳丰度的确定，我们使用Cl原子的3条线和C2分子的12条线。结果我们测定了107颗CHEPS星的质量和丰度。没有证据表明[C/O]比取决于V sin i或恒星的质量，在我们的质量限制范围内，即0.82 < Mstar/Msun < 1.5和金属丰度-0.27 < [Fe=H] < +0.39，我们证实，与非行星宿主恒星相比，富含金属的矮星更富含碳，统计学显著性为96%。结论.我们发现初步的证据表明，有一个轻微的偏移，以较低的丰度和更大的分散在氧丰度相对于碳，并解释这可能是由于生产的氧更有效地在更多的金属贫时代。我们还发现证据表明，对于低质量的恒星的角动量损失的恒星的行星作为测量的V sin i是陡峭的比恒星的没有行星。一般来说，我们发现快速旋转恒星（V sin i > 5 km/s）是大质量恒星。
2018-11-19 astro-ph.SR
Helium enrichment and Carbon-star Production in Metal-rich Populations
我们提出了新的理论恒星演化模型的富金属渐近巨星分支（AGB）的明星。恒星模型的初始质量在Z=0.007时介于1 Msun和7 Msun之间，在Z=0.014（太阳）和Z =0.03时介于1 Msun和8 Msun之间。我们发展模型与规范氦丰度和氦富集的成分（Y=0.30，0.35，0.40）在Z=0.014和Z=0.03。随着金属丰度的增加，碳星的第三次打捞效率和质量范围减小。我们预测碳星的初始质量在Z=0.007时为1.75- 7 Msun，在太阳金属丰度时为2-4.5Msun。在Z=0.03时，C星的质量范围缩小到3.25- 4 Msun。由于AGB上的热脉冲数量减少，当模型的氦含量增加时，第三次挖掘减少。在Z=0.03时，增量Y = 0.05就足以阻止C星的形成，这取决于质量损失率，而在Z=0.014时，增量Y = 0.1才能阻止C星的形成。我们推测在一个恒星星族中发现C星的概率取决于氦丰度和金属丰度。为了解释M31内区C星的缺乏，我们认为观测到的恒星Y > 0.35或恒星金属丰度高于[Fe/H] ~ 0.1。
2014-08-25 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
Detection of forbidden line components of lithium-like carbon in stellar spectra
我们报告的第一个识别的禁行组件从一个元素比氦重的天体物理等离子体光谱。到目前为止，这些成分只在实验室等离子体中被发现，而不是在天体物理物体中。在热恒星中，尤其是在富含氦的后AGB恒星和白矮星中，中性氦线中的禁忌成分是众所周知的。我们发现热缺氢（前）白矮星紫外光谱中的两条未知谱线可以被认为是三重电离碳（C IV）的禁戒谱线分量。强斯塔克加宽的3 p-4d和3d-4f谱线分别位于1108埃和1169埃处，在强斯塔克加宽的3 p-4d和3d-4f谱线的蓝色和红色翅膀上出现了禁戒成分（3 p-4f和3d-4d）。它们在一个很宽的有效温度范围（60，000 - 200，000 K）内可见于富氦（DO）的白矮星和PG 1159恒星，这些恒星具有强烈的太阳碳丰度。
2016-07-28 astro-ph.SR
Accretion-Induced Collapse From Helium Star + White Dwarf Binaries
吸积诱导坍缩（AIC）发生在O/Ne白矮星（WD）增长到接近于克拉塞卡质量（$M_{\rm Ch}$），达到中心密度，触发核心中的电子捕获。利用恒星天体物理学实验模块（$\texttt{MESA}$），我们首次对He星+ O/Ne WD双星进行了真双星模拟，重点是一颗轨道周期为3小时的$1.5 M_\odot$ He星和$1.1-1.3 M_\odot$ O/Ne WD。在核心氦燃烧完成后，氦星充满其洛希叶，并在其热时标上向WD贡献氦，$\dot{M}\approx3\times10^{-6} M_\odot$ /年，这一速率足以使吸积的氦在WD上稳定燃烧。氦燃烧产生的碳/氧灰的积累经历了一个不稳定的壳闪光，启动了向内移动的碳燃烧火焰。这种火焰只有在原始O/Ne核心表面的碳耗尽时才会熄灭。随后新的碳/氧层的积累也经历热不稳定性，但没有质量损失被触发，允许$M_{\rm WD}\rightarrow M_{\rm Ch}$，触发AIC的开始。我们还讨论了吸积的C/O WD的经验壳碳点火成为O/Ne WD，然后，在持续的传质，导致AIC的情况。使用二进制人口合成的AIC事件率的研究应包括所有这些渠道，特别是后者的渠道，这是以前被忽视，但可能占主导地位的速率。
2017-06-12 astro-ph.SR
Carbon-to-Oxygen Ratios in M dwarfs and Solar-type stars
在太阳型恒星中，通过相对于太阳的差分光球丰度分析，已经获得了星周盘的初始C/O比。我们提出的C/O比的M矮星的绝对丰度分析来自CO和H_2O的光谱在K带。我们用Kolmogorov-Smirnov检验比较了M矮星和太阳型恒星的C/O比分布。M矮星的C/O分布与太阳型恒星中高C/O比率的低频率相一致。
2016-07-26 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
New phase diagrams for dense carbon-oxygen mixtures and white dwarf evolution
冷白矮星是可靠的独立恒星计时器。最常见的白矮星具有碳氧致密的核心。因此，非常冷的白矮星的冷却年龄敏感地依赖于所采用的碳氧二元混合物的相图。利用直接分子动力学模拟得到了一个适用于白矮星内部的致密碳氧混合物相图。在本文中，我们探讨了这种相图在冷白矮星演化中的作用。为了做到这一点，我们采用了详细的恒星演化代码和准确的初始白矮星配置，来自祖星的完整演化。我们使用了两种不同的相图，Horowitz et al.（2010）的相图呈现了一种非对称性，Segretain & Chabrier（1993）的相图呈现了纺锤形。我们计算了0.593和0.878 M_sun白矮星模型在结晶阶段的演化，发现当使用Horowitz等人（2010）的新相图时，碳氧相分离释放的能量较小。这转化为时间延迟，平均约为2倍，小于当采用Segretain & Chabrier（1993）的相图时获得的时间延迟。我们的结果对白矮星宇宙年代学具有重要意义，因为在两种相图中，非常老的白矮星的冷却年龄是不同的。这可能会对非常古老的球状星团的年龄测定产生明显的影响，对于这些球状星团，白矮星的色星等图提供了一种独立的方法来估计它们的年龄。
2011-10-25 astro-ph.SR
Carbon Shell or Core Ignitions in White Dwarfs Accreting from Helium Stars
从氦星吸积而来的白矮星可以稳定地以吸积速率燃烧，避免了与不稳定的氦燃烧相关的质量损失的挑战，这是许多Ia型超新星场景的关注点。我们研究的质量为$1.25 M_\odot\le M_{\rm{He}} \le 1.8 M_\odot$，这已经失去了他们的富氢信封在较早的共同信封事件，现在的轨道周期（$P_{\rm orb}$）为几个小时的非旋转$0.84$和$1.0 M_\odot$ C/O WD的氦星的双星。氦星在中心氦耗尽后充满洛希叶（RL），并在其热时标（${\sim}10^5$ yr）上贡献氦。正如其他人所示，这些传质速率与WD的稳定氦燃烧范围相吻合，并使WD核心增长到接近Ketrasekhar质量（$M_{\rm Ch}$）和核心碳点火。然而，我们在这里表明，许多这些情况下导致点燃的热碳灰附近的外缘的WD和向内去碳火焰，不会导致爆炸性的结果。对于$P_{\rm orb} = 3$小时数，具有施主质量$M_{\rm He}\gtrsim1.8 M_\odot$的$1.0 M_\odot$ C/O WD经历壳碳点火，而$M_{\rm He}\lesssim1.3 M_\odot$将下降到稳定氦燃烧范围以下，并在达到堆芯C点火之前经历氦闪光。那些有$1.3 M_\odot \lesssim M_{\rm He} \lesssim 1.7 M_\odot$的将经历核心C点火。我们还…
2016-02-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Double-Degenerate Carbon-Oxygen and Oxygen-Neon White Dwarf Mergers: A New Mechanism for Faint and Rapid Type Ia Supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）起源于碳氧白矮星（CO WD）的热核爆炸，产生发光的光学瞬变。一个相对常见的各种亚发光超新星Ia事件，被称为超新星Iax，被认为是由一个CO WD的爆炸失败。本文在合并白矮星的双简并通道背景下研究了爆轰失败的Ia超新星。特别是，我们已经进行了第一次完全三维模拟的合并的一个ONe WD与CO WD。虽然热的，潮汐破坏的富碳盘材料起源于CO WD二次是容易受到爆炸在这样的合并，ONe WD的主要核心是不是。这种合并产生了一个失败的爆炸，导致少量的质量喷射，并留下了一个被踢的，由核燃烧产物的回落而富集的超rasekhar ONe WD残留物。由此产生的爆发是一个快速衰落的光学瞬态与少量的放射性$^{56}$ Ni供电的光变曲线。因此，ONe-CO WD合并自然产生非常微弱和快速衰落的瞬变，甚至比迄今为止观测到的最微弱的Iax型事件，如SN $2008$ ha和SN 2010 ae还要微弱。比这里考虑的更大质量的ONe原色可能会产生更亮和更长持续时间的瞬变。
2018-10-31 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
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
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
The solar carbon, nitrogen, and oxygen abundances from a 3D LTE analysis of molecular lines
碳、氮和氧是太阳中第四、第六和第三丰富的元素。由于所谓的太阳模型问题已经持续了几乎$20$年，它们的丰度仍然是激烈的争论。我们重新审视这个问题，提出了一个均匀的分析的$408$分子线在$12$诊断组，观察到的太阳强度谱。利用一个真实的三维辐射流体动力学模型和局部热力学平衡线的形成，我们发现了$\logε_{C} = 8.47\pm0.02$、$\logε_{N} = 7.89\pm0.04$和$\logε_{O} = 8.70\pm0.04$。规定的不确定度主要反映了结果对模式大气的敏感性;这种敏感性在不同诊断组之间是相关的，这些诊断组都与平均结果一致，在$0.03$ dex内。对于碳和氧，分子结果与我们对原子线的3D非LTE分析非常一致。然而，对于氮，分子指标给出的$0.12$ dex比原子指标更大，我们对太阳氮丰度的最佳估计是平均值：$7.83$ dex。这里所提倡的太阳氧丰度接近于我们早先确定的$8.69$ dex，因此目前的结果并不能显著缓解太阳模型的问题。
2021-09-10 astro-ph.SR
SNe Ia from double detonations: Impact of core-shell mixing on the carbon ignition mechanism
在碳氧核心上吸积氦壳层的亚克拉塞卡质量的白矮星是正常Ia型超新星的潜在祖先。本工作的重点是在双爆轰sub-Brachasekhar模型的碳爆轰的发病的细节。为了模拟核-壳混合对碳点火机制的影响，氦壳及其爆轰与更准确地处理爆轰波传播的其余部分相比具有更高的分辨率。这大大改善了氦燃烧核合成产额的预测。用AREPO程序进行了模拟。一个碳-氧核和氦壳被建立在一维空间，并映射到三维空间。在流体动力学爆轰模拟开始之前，我们通过弛豫步骤确保了白矮星的稳定性。用辐射转移程序ARTIS计算了合成观测量。观察到了碳爆轰的点火机制，这是以前很少关注的。在这种“剪刀机制”中，氦爆轰波在与其点火点相反的方向会聚时对未燃烧材料的冲击足以点燃碳爆轰。这在核和壳之间的富碳过渡区中是可能的。爆轰机制被发现是敏感的核壳过渡的细节，我们的模型说明需要考虑核壳混合吸积过程中发生。尽管爆轰点火机制与会聚激波点火机制不同，但合成观测量的差异并不显著。虽然它们并不比以前的模拟更适合观测，但它们说明了多维模拟的必要性。
2020-02-03 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
[O/Fe] Estimates for Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars from Near-IR Spectroscopy
我们报告的氧丰度确定从中等分辨率近红外光谱的样本的57个碳增强贫金属（CEMP）从汉堡/ESO调查的明星。我们的大多数程序恒星的氧铁比在+0.5 < [O/Fe]<+2.0的范围内。该样本的[O/Fe]值与已知CEMP恒星的高分辨率估计值以及一组碳正常贫金属恒星的高分辨率估计值进行了统计比较。碳，氮，氧丰度模式的子样本，这些恒星相比，在最近的文献中产生非常贫金属渐近巨分支丰度的预测。我们发现，我们的大多数样品表现出的模式是一致的，与以前研究的CEMP星具有s-过程元素增强，因此很可能被污染的碳和氧增强的材料从金属贫渐近巨分支同伴。
2011-01-12 astro-ph.SR
Magnetized Moving Mesh Merger of a Carbon-Oxygen White Dwarf Binary
白矮星（WD）双星合并可能是一些不寻常的恒星和瞬态现象的祖先，包括Ia型超新星。到目前为止，合并的模拟还没有包括磁场，即使他们被认为在合并残留物的演变中发挥了重要作用。我们在磁流体动力学移动网格程序Arepo中模拟了0.625 - 0.65 $M_{\odot}$碳氧WD双星合并。每个WD被赋予表面值为$\sim10^3$ G的初始偶极场。在合并双中子星双星的模拟中，我们发现在两颗恒星合并过程中，开尔文-亥姆霍兹不稳定性产生的漩涡内的场呈指数增长。最后一个磁场具有复杂的几何形状，在合并残余物的中心有一个强度为$>10^{10}$ G的磁场。其能量为$\sim2\times10^{47}$尔格，占残骸总能量的$\sim0.2$ %。强磁场可能通过提供角动量转移和额外加热的机制来影响合并残余物的进一步演化，可能有助于点燃碳聚变。
2015-06-05 astro-ph.SR
He-accreting carbon-oxygen white dwarfs and type Ia supernovae
碳氧白矮星（COWD）的吸积作用在研究Ia型超新星（SNe Ia）的形成过程中起着重要的作用。利用MESA恒星演化程序，计算了氦吸积COWD的长期演化。以往的研究通常认为WD在稳定的He燃烧区质量可以增长到Alasekhar极限，并最终产生Ia超新星。然而，在这项研究中，我们发现，如果吸积速率超过临界值（~2.05*10^{-6}{M $_\odot$ }{yr}^-1），则在稳定的He燃烧区会发生偏心碳点火，导致吸积诱导的坍缩，而不是超新星Ia。如果吸积速率低于临界值，爆炸性碳点火将最终在中心发生，产生Ia型超新星。考虑到偏离中心的碳点火的可能性，我们已经重新确定了初始参数空间，产生SNe Ia在他的恒星供体通道，一个有前途的渠道，以产生SNe Ia在年轻的人口。由于该参数空间小于Wang等人（2009）先前研究中发现的参数空间，因此SN Ia发生率也相应较小。我们还确定了爆炸性碳点火时刻的He吸积WDs的化学丰度分布，这可以作为Ia超新星爆炸模型的初始输入。
2017-08-23 astro-ph.SR
Polycyclic aromatic hydrocarbons and molecular hydrogen in oxygen-rich planetary nebulae: the case of NGC6720
演化的恒星是多环芳烃（PAH）和尘埃颗粒形成的主要来源。它们的星周化学通常被称为富氧或富碳，尽管双尘埃化学物体，其红外光谱显示硅酸盐和碳尘埃特征，也是已知的。这种双重尘埃化学的确切起源和性质尚不清楚。斯皮策-IRS对附近富氧行星状星云NGC 6720的中红外光谱成像显示了11.3微米芳香族（PAH）发射带的存在。这归因于中性多环芳烃的排放，因为在7至8微米范围内没有观察到条带。多环芳烃的空间分布与暖团分子氢的空间分布密切相关。从中性多环芳烃和温暖的H2的排放很可能产生与密集的结，位于主环内的光解区域。多环芳烃的存在与先前获得的高丰度的游离碳（相对于CO）表明，在富氧环境中的局部条件也可以成为有利于原位形成的大碳质分子，如多环芳烃，通过自下而上的化学途径。在这种情况下，同一个恒星源可以使星际介质富含富氧尘埃和大的碳分子。
2015-11-27 astro-ph.SR
Population synthesis of helium white dwarf--red giant star mergers and the formation of lithium-rich giants and carbon stars
富锂红巨星和富碳红巨星的形成历史至今仍不清楚。有人提出，氦核白矮星与红巨星分支恒星的合并可能会提供一个解决方案。我们已经计算了一个扩展的网格合并后的演化模型，并结合这些预测的双星人口合成。这些结果有力地支持了氦白矮星与红巨星分支星的合并可以提供富锂红团星和早R碳星的祖先的假设。合并后模型在$T_{\rm eff}$、$\log g$、$\log L$中的分布、锂和碳的表面丰度以及预测的空间密度与银河系中富锂星和早R星这些参数的观测分布一致。
2020-01-16 astro-ph.SR nucl-th
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
The hot horizontal-branch stars in omega Centauri
对一些大质量球状星团的紫外线观测揭示了大量比水平分支（HB）的热端更热和更暗的恒星，即所谓的蓝钩星。这一特征可以用热闪晚期的情景来解释，在这种情景中，恒星在白矮星冷却曲线上经历氦闪，或者用一些星团中假设存在的富氦子种群的后代来解释。之前对欧米茄Cen和NGC 2808中蓝钩星的光谱分析支持后期热闪光的假设，但恒星中的氦含量比预期的要少得多，预测的C和N富集度无法得到验证。我们比较了观测到的有效温度，表面重力，氦丰度，碳线强度（可检测）我们的目标恒星与上述两种情况的预测。使用LTE和非LTE模型大气，对球状星团omega Cen中热HB星的中高分辨率光谱进行了径向速度变化、大气参数和丰度分析。我们在目标恒星中没有发现近距离双星的证据。所有低于30，000 K的恒星都是贫氦的，与其他球状星团中在该温度范围内观测到的HB星非常相似。在30，000 K到50，000 K的温度范围内，我们发现28%的恒星是贫氦的（log（He/H）< -1.6），而72%的恒星具有近似太阳或超太阳的氦丰度（log（He/H）>= -1.5）。我们还发现，碳富集与氦富集密切相关，最大碳富集质量为3%。一个强大的碳富集与氦富集串联预测的后期热闪光的情况下，但不是由氦富集的情况。我们的结论是，富含氦的HB星在欧米茄Cen不能被解释的氦富集的情况下调用来解释蓝色的主序列。
2010-09-16 astro-ph.SR
On The Impact Of 22Ne On The Pulsation Periods Of Carbon-Oxygen White Dwarfs With Helium Dominated Atmospheres
我们探讨的绝热低阶g-模式脉动周期的0.526，0.560，和0.729 M $_\odot$碳氧白矮星模型与氦为主的信封由于存在，不存在和增强$^{22}$ Ne在内部的变化。观测到的这种白矮星的g模式脉动周期通常精确到6 $-$ 7位有效数字。通常不含$^{22}$ Ne的白矮星模型与观测到的周期和其他性质相吻合。对于$σ_{rms}/ P$ $\lesssim$ 0.3%的拟合精度，$\simeq$ 150 $-$ 400 s低阶g模式周期的均方根残差通常在$σ_{rms}$ $\lesssim$ 0.3 s的范围内。我们发现平均相对周期的变化$ΔP/P$ $\simeq$ $\pm$ 0.5%的低阶偶极和四极g-模式脉动内观察到的有效温度窗口，与$ΔP/P$的范围取决于特定的g-模式，丰富的$^{22}$ Ne，有效温度和质量的白矮星模型。这一发现表明，当$^{22}$ Ne不存在时，在特定白矮星的拟合过程中可能存在系统性偏移。作为拟合过程的一部分，涉及到调整白矮星模型的组成配置文件，我们的研究$^{22}$ Ne的影响，可以提供新的推论推导出的内部质量分数配置文件。我们鼓励定期包括$^{22}$氖质量分数的配置文件，恒星演化模型的通知，未来几代的白矮星模型拟合过程。
2021-01-20 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
Sensitivity of Carbon and Oxygen Yields to the Triple-Alpha Resonance in Massive Stars
受可能存在其他宇宙的启发，本文考虑了具有不同基本常数值的大质量恒星的演化。我们专注于三重α共振能量的变化，并研究其对$^{12}$ C，$^{16}$ O和较大核丰度的影响。在我们的宇宙中，碳的$0^{+}$能级支持一种共振核反应，这种反应主导着恒星核心的碳合成，并解释了观测到的宇宙丰度。在这里，我们定义$Δ{E}_R$是这个共振能级的变化，并显示不同的值如何影响中间α元素的宇宙丰度。使用最先进的计算软件包$MESA$，我们进行恒星演化计算的大质量恒星的范围$M_\ast$ = $15-40M_\odot$，并为广泛的共振能量。我们还包括太阳和低金属丰度的初始条件。对于负$Δ{E}_R$，碳产额相对于标准恒星模型增加，只要碳核的产生保持能量有利，并且恒星保持稳定，直到$Δ{E}_R\approx-300$ keV，这样的宇宙仍然存在。对于正的$Δ{E}_R$，碳产率降低，但是对于高达$Δ{E}_R\approx+500$ keV的共振能量增量，可以产生显著的丰度。氧的产率往往与碳的产率反相关，并且$Δ{E}_R$的允许范围稍小。我们还介绍了氖，镁和硅的产率。随着更新的恒星演化模型和更全面的参数空间调查，这些结果表明，可行的宇宙的范围比早期研究所建议的要大。
2018-09-24 astro-ph.SR
Physical Properties of Gliese 229B Based on Newly Determined Carbon and Oxygen Abundances of Gliese 229A
最近Tsuji & Nakajima（2914）和Tsuji，Nakajima & Takeda（2015）开发了一种M矮星的分子谱线光谱方法，其中碳和氧丰度分别来自K带的CO和H2O线。他们将这种方法应用于棕矮星伴星Gl 229 B的主星Gl 229 A。G1 229 A的丰度分别为logAc=-3.27+/-0.07和logAo=-3.10+/-0.02，与太阳碳、氧丰度的经典值接近。我们生成的模型光谱的Gl 229 B的金属丰度的Gl 229 A以及经典的太阳金属丰度。我们发现，所得到的光谱的差异是不是那么大的差异的金属丰度的0.1 dex左右，但我们现在讨论的光谱的基础上可靠的金属丰度的G1 229 B。根据文献，发现Gl 229 A的年龄下限为0.3Gyr。根据G1 229 A的运动学特征，我们估计G1 229 A的年龄上限为3.0 Gyr。比较了观测光谱和模型光谱，并在模型参数750<Teff<1000 K和4.5<logg<5.5的范围内获得了拟合的拟合优度。在满足年龄约束的候选模型中，最佳模型参数组合为（Teff，logg）=（800 K，47. 5）和（850 K，5. 0），可接受的模型参数组合为（750 K，4. 75）、（850 K，4. 75）和（900 K，5. 0）。
2015-06-10 astro-ph.SR
Off-centre carbon burning in He-accreting carbon-oxygen white dwarfs
碳氧白矮星（CO WD）+He星道是产生短延迟Ia型超新星（SNe Ia）的一种有希望的途径。最近的研究发现，如果CO WD的质量吸积速率高于临界速率（约2 * 10 ^-6 Msun/yr），则He壳层下的碳可以被点燃，引发向内传播的碳火焰。以前的研究通常假设偏离中心的碳火焰会到达中心，导致形成氧氖（ONe）WD，并坍塌成中子星。然而，偏离中心的碳燃烧过程没有得到很好的研究。这可能会对CO WD的最终命运产生一些不确定性。采用MESA，我们模拟的长期演变的偏离中心的碳燃烧在氦吸CO WD。我们发现，由于燃烧前沿的高温，向内传播的碳火焰直接将CO WDs转变为OSi芯，而不是ONe芯。我们认为，COWD的最终命运可能是OSi WD在偏离中心的碳燃烧的条件下，或爆炸的铁芯崩溃SNe，如果质量吸积继续。我们还发现，硅的质量分数的OSi核心是敏感的质量吸积率。
2019-04-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nucleosynthesis in a Primordial Supernova: Carbon and Oxygen Abundances in SMSS J031300.36-670839.31
SMSS J031300.36-670839.3（以下简称SM 0313 -6708）是一颗次巨星晕星，没有可探测到的Fe线，C和Mg相对于Ca的丰度很高。我们获得了延伸至3060埃的VLT-UVES光谱，显示出强的OH A-X谱带线，使得能够导出氧丰度。SM 0313 -6708中OH A-X带线比CH C-X带线强得多。光谱合成拟合表明[O/C]比为0.02 +-0.175。我们的高S/N UVES数据还使我们能够将Fe丰度极限降低到[Fe/H]{3D}，NLTE < -7.52（3 sigma）。这些数据支持了我们之前的假设，即这颗恒星是由一颗大质量恒星第三星族超新星的贫铁喷出物形成的。
2015-05-15 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
Dust in brown dwarfs and extra-solar planets V. Cloud formation in carbon- and oxygen-rich environment
最近的观测表明，可能有富含碳的系外行星大气。棕矮星和系外行星的光谱拟合方法已经调用了C/O比作为额外的参数，但富碳云的形成模型是一个挑战。确定系外行星的宜居带需要在不同的化学状态下处理云的形成。圆盘模型显示，富碳或接近富碳的生态位可能会出现，冷碳行星可能会追踪行星演化的这些特定阶段。我们扩展了我们的动力学云形成模型，包括碳种子的形成和形成的C[S]，TiC [S]，SiC[S]，KCl[S]，和MgS[S]的气体表面反应。由于碳是非常有效的生长物种，因此在富碳气氛中的晶种形成效率低于在富氧气体中的晶种形成效率。结果是当C/O_0>1时，较少的颗粒将构成云。云粒子的大小将小于富氧大气中的粒子。初始C/O比的增加不会逆转这种趋势，因为在富碳环境中存在更大丰度的可冷凝气体物种。云粒子通常由多种物质混合而成：如果C/O_0>1，则以碳为主;如果C/O_0<1，则以硅酸盐为主。只有在C/O_0=3.0或10.0的极端情况下才能达到80-90%的碳。富含碳的大气层将形成由高度依赖的混合成分，大小和数量的颗粒组成的云。剩余的气相比富氧大气中的少得多。典型的示踪剂分子是HCN和C2 H2，由于碳质云层覆盖而结合了无特征的光滑连续体，除非云层颗粒变成结晶。
2016-12-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
SN 2010lp---a Type Ia supernova from a violent merger of two carbon--oxygen White Dwarfs
SN 2010 lp是一颗Ia型超新星（SN Ia），具有缓慢演化的光变曲线。此外，它是迄今为止观察到的唯一一个亚发光的Ia型超新星，在后期光谱中显示出窄的OI发射线，表明喷出物中心附近有未燃烧的氧气。大多数Ia超新星爆炸模型不能解释窄OI辐射。在这里，我们提出的流体动力爆炸和辐射转移计算表明，两个碳氧白矮星的0.9和0.76太阳质量的暴力合并，分别充分再现了SN 2010 lp的早期观测。此外，我们的模型预测氧气接近爆炸喷出物的中心，在SN 2010 lp中观察到的星云光谱中窄OI发射的先决条件。
2013-11-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Equation of state for partially ionized carbon and oxygen mixtures at high temperatures
在等离子体化学图像的框架下，用自由能最小化方法计算了部分电离的碳、氧和碳氧混合物在3 \times 10^5 K <~ T <~ 3 \times 10^6 K范围内的物态方程.自由能模型是我们以前为纯碳开发的模型的改进扩展（Phys. Rev. E，72，046402; arXiv：physics/0510006）。结合物种的内部配分函数的计算通过在考虑压力电离的等离子体环境中的每个电离阶段的自洽处理。长程库仑离子之间的相互作用和筛选的离子由自由电子包括使用我们以前发表的分析模型，最近改进，特别是对于混合物的情况下。我们还提出了一个简单而准确的方法计算的部分电离的二元混合物的状态方程的基础上详细的电离平衡计算纯物质。
2011-11-02 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Slow Accretion of Helium Rich Matter onto C-O White Dwarf: Does Composition of WD Matter?
在双星系统中，氦吸积到碳氧白矮星（WD）上在许多天体物理场景中起着至关重要的作用，特别是在Ia型超新星中。此外，氦吸积CO白矮星的吸积率$\dot{M} \lesssim 10^{-9} M_{\odot}$ $yr^{-1}$的点火密度决定了超新星爆发的触发机制，可能是偏离中心的氦闪，也可能是中心的碳闪.我们的目标是研究氦以缓慢的吸积速率$5 \times 10^{-10} M_{\odot}$ $yr^{-1}$吸积到相对冷和热的不同碳和氧丰度的白矮星上。模拟程序MESA（Modules for Experiments in Stellar Astrophysics）用于我们的研究。我们分析了白矮星吸积阶段的表面重力（g）、氦光度（$L_{He}$）和有效温度（$T_{eff}$）等性质的变化。计算了氦气燃烧的点火密度（$ρ_{He}$）和点火温度（$T_{He}$）。正如预期的那样，在吸积过程中，WD的尺寸减小，g增大。然而，在快速点火接近尾声后，观察到类似红巨星的膨胀。在这项研究中，氦吸积WD演化的依赖性，其组成也进行了探讨。我们发现，较低丰度的碳的白矮星吸积稍长的氦点火开始之前。
2021-11-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Measuring oxygen abundances from stellar spectra without oxygen lines
氧是恒星和宇宙中最丰富的“金属”元素。但是，确定恒星中的氧丰度已被证明是具有挑战性的，因为它们的光谱中缺乏可检测的原子氧谱线，以及这些谱线的观测和理论复杂性（例如，共混物、3D、非LTE）。尽管如此，Ting等人（2017）最近能够证明，可以通过低分辨率（R $\simeq$ 2000）光谱确定氧丰度。在这里，我们调查的物理过程，使这样的测量冷恒星，如K-巨星。我们发现，最强的光谱诊断氧来自CNO原子分子网络，但表现在光谱特征，不涉及氧。在外层大气层中，大部分碳被锁定在CO中，氧丰度的变化直接影响所有其他含碳分子的丰度，从而改变CH、CN和C $_2$特征在光谱中的强度。在更深的大气层中，大多数碳以原子形式存在，氧丰度的任何变化对其他含碳分子的影响都很小。实现这种氧丰度测量的关键物理效应是光学中的光谱特征来自CO主导和原子碳主导区域，提供对C和O的非简并约束。除了手头的情况下，结果表明，物理健全的丰度测量不需要局限于那些元素，有可观察到的线本身。
2018-05-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Incomplete carbon-oxygen detonation in Type Ia supernovae
在白矮星的低密度外层可能发生不完全的碳-氧爆轰，在12 C +12 C反应（C-爆轰）中，12 C燃烧后反应终止。以前对低密度下碳-氧爆轰结构和稳定性的研究是在假设爆轰波的“速度”来自碳和氧完全燃烧成铁的情况下进行的。事实上，当密度小于10^6 g/cm 3时，超新星Ia的爆炸释放的能量可能不到现有核能的一半。本文研究了这类爆轰波的基本性质。我们发现，一个无支撑的稳态C-爆轰的长度是30-100倍以上，比以前估计的，减少的能量有一个剧烈的爆轰稳定性的影响。与一维稳定的完全爆轰相反，C爆轰可能是一维不稳定的，并通过自发燃烧周期性地重新点燃自己来传播。rho < 10^6 g/cm 3时的重燃期估计大于SNIa爆炸的时间尺度。这表明在这些密度下C爆轰的传播和猝灭可能受到不稳定性的影响。这种效应的潜在观测影响进行了讨论。
2011-02-04 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Crystallization of Carbon Oxygen Mixtures in White Dwarf Stars
我们确定了致密的碳/氧混合物的相图白矮星（WD）的内部使用分子动力学模拟涉及液相和固相。我们的相图与Ogata等人以及Medin和Cumming的预测相吻合，并且给出了比Segretain等人更低的熔化温度。Winget等人对球状星团NGC 6397中WD结晶的观测表明WD核的熔化温度接近于纯碳的熔化温度。如果这是真的，我们的相图意味着这些恒星的中心氧丰度小于60%。这一限制，以及恒星演化模型中关于对流的假设，将$^{12}$ C（$α,γ$）$^{16}$ O反应的有效S因子限制在S_{300} <= 170 keV的能量范围内。
2010-05-14 astro-ph.SR cond-mat.stat-mech nucl-th
Residual Carbon in Oxygen-Neon White Dwarfs and its Implications for Accretion-Induced Collapse
我们探讨了氧氖白矮星（ONe WDs）中存在的剩余$\mathrm{^{12}C}$对它们向吸积诱导坍缩（AIC）演化的影响。我们产生了一组ONe WD模型使用MESA和说明如何的量和位置的残余碳取决于初始质量的恒星和假设旋转和对流超调。我们发现一个广泛的范围内可能的$\mathrm{^{12}C}$质量分数大致从0.1%到10%不等。对流和热盐混合发生的ONe WD冷却导致几乎均匀的内部组成的时间，AIC会发生。我们发展这些ONe WD模型和一些玩具WD模型对AIC和发现，无论碳分数，Urca过程冷却由于$\mathrm{^{23}Na}$的发生意味着该模型是不可能达到碳点火之前，电子捕获$\mathrm{^{24}Mg}$发生。与这些ONe WD中的电子捕获驱动的对流区域建模相关的困难阻止了我们将MESA模型一直发展到热核氧点火和崩溃的开始。因此，关于碳对这些物体最终命运的影响的确切结论有待改进的建模。然而，很明显，包括残余碳可以改变以前在文献中描述的演变，并应包括在未来的模型。
2019-01-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
It's always the quiet ones: Single Degenerate Double Detonation Type Ia Supernova from Quiescent Helium Accretion
Technion — Israel Institute of Technology（以色列理工学院）；Azrieli College of Engineering（阿茨里工程学院）；The Open University of Israel（以色列开放大学）
研究单退化氦吸积碳氧白矮星通过亚 Chandrasekhar 质量双点火路径形成Ia型超新星，通过多维水动力模拟验证了静默条件下的双点火机制。
2026-03-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Exploring the Milky Way stellar disk. Carbon, nitrogen, oxygen, sulphur, potassium, and copper abundances for 714 F- and G-type dwarf stars in the solar neighbourhood
Lund University（隆德大学）
通过测量714颗邻近F/G矮星和亚巨星的C、N、S、K、Cu丰度及修正后的O丰度，发现O、S、K、C等元素丰度比具有强年龄敏感性，能清晰区分银河薄盘和厚盘种群，扩展了化学演化诊断能力。
2026-09-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The outcomes of carbon-oxygen white dwarfs accreting CO-rich material
双简并模型涉及双碳氧白矮星（CO WD）的合并，是Ia型超新星（SNe Ia）起源的两个经典模型之一。以前的研究表明，如果在合并过程中质量吸积率（Macc）相对较高，则会发生偏离中心的碳燃烧，导致形成氧氖（ONe）核心，可能会坍缩成中子星。然而，偏心碳燃烧仍然没有完全理解，特别是当向内传播的燃烧波到达中心时。在本文中，我们的目标是调查燃烧波的传播特性和随后的演变结果，这些CO核心。利用基于厚盘假设的恒星演化程序MESA模拟了COWD的长期演化过程。我们发现，基于厚盘假设，CO WDs的最终结果强烈依赖于Macc（Msun/yr），可以分为四个区域：（1）中心爆炸性碳点火，然后是SNe Ia（Macc < 2.45*10^-6）;（2）OSi核，然后是中子星（2.45*10^-6 < Macc < 4.5*10^-6）;（3）ONe核，然后e-capture SNe（4.5*10^-6 < Macc < 1.05*10^-5）;（4）偏离中心的氧和氖点火，然后偏离中心爆炸或硅铁芯（Macc > 1.05*10^-5）。研究结果表明，双CO WD合并的最终命运强烈地依赖于合并过程（如缓慢合并、快速合并、复合合并、暴力合并等）。
2018-11-21 astro-ph.HE 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
Direct MD simulation of liquid-solid phase equilibria for two-component plasmas
我们使用两相MD模拟确定碳-氧和氧-硒等离子体混合物的液-固相图。我们确定了液体，固体和界面区域使用键角度量。为了研究有限尺寸效应，我们进行了27648和55296离子模拟。为了帮助监测非平衡效应，我们计算扩散常数$D_i$。对于碳-氧系统，我们发现固体中氧离子的$D_O$比碳离子的$D_C$小得多，并且这两个扩散常数都比液相中的扩散常数小80倍或更多。我们的碳-氧相图与Medin和Cumming的预测结果非常吻合。这表明，有限尺寸和非平衡效应的误差很小，碳-氧相图现在是准确的。氧硒系统是一个简单的两组分模型，用于描述吸积中子星更复杂的快速质子俘获核合成灰成分。氧在主要为硒的晶体中的扩散非常快，与液相中的扩散相当。我们发现一个稍低的熔化温度的氧硒系统比Medin和Cumming的预测。这可能是因为电子屏蔽效应。
2012-05-17 astro-ph.SR physics.plasm-ph
The carbon-to-oxygen ratio in stars with planets
在最近的一些研究中，发现高金属丰度恒星的C/O丰度比从0.4到1.0不等。这导致了关于类地行星存在的讨论，这些行星的碳成分与地球的成分非常不同。C/O值通过在6300 A下从高激发CI线确定碳丰度和从禁戒[OI]线确定氧丰度来获得。然而，这条弱线在高金属度下受到镍混合物的强烈影响。为了获得更精确的C/O比，本文中的氧丰度来自7774 A的高激发OI三重态，碳丰度来自5052和5380 A的CI线，使用MARCS模型大气，包括非LTE校正。结果并没有证实先前发现的高C/O比。C/O对金属度的依赖性从[Fe/H]=0.0时的C/O=0.58到[Fe/H] =0.4时的C/O=0.70，表现出紧密的、略微增加的依赖性，均方根散射仅为0.06。假设原行星盘的成分与宿主恒星的成分相同，本文中发现的C/O值不支持富碳行星的存在。薄盘星之间的C/O分布很小，这表明II型超新星和中低质量恒星的核合成产物在星际介质中混合良好。
2013-03-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
The formation of type Ia supernovae from carbon-oxygen-silicon white dwarfs
碳-氧白矮星（CO WD）+ He星通道被认为是产生年轻Ia型超新星（SNe Ia）最有希望的通道之一。以前的研究发现，如果质量吸积率大于一个临界值，氦吸积CO WD将进行向内传播（偏离中心）的碳点火时，它增加了它的质量接近的Ekrasekhar极限。在以前的研究中，向内传播的碳火焰应该到达中心，导致氧氖（ONe）WD的产生，它可能坍缩成中子星，但不是SN Ia。然而，在混合机制的影响下，碳火焰如何传播仍然是不确定的。在目前的工作中，我们的目标是调查的偏离中心的碳燃烧的氦吸CO WD考虑对流混合的影响。我们发现，即使考虑对流过冲，火焰的温度也足以将CO核心外部的碳燃烧成硅族元素，但火焰会在WD内部的某个地方熄灭，从而形成C-O-Si WD。由于热盐混合的低效率，C-O-Si WD如果继续质量增长，可能会爆炸为超新星Ia。我们的辐射传输模拟表明，SN喷出物与富硅外层将形成高速吸收线在Si II，导致一些相似的一类高速SNe Ia的光谱演化。我们估计，在银河系中，具有富硅包层的Ia超新星的诞生率约为10^（-4）/年。
2020-05-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Carbon and Oxygen in Nearby Stars: Keys to Protoplanetary Disk Chemistry
我们目前的碳和氧的丰度为941 FGK恒星，最大的这样的目录。我们发现行星轴承系统富含这些元素。我们自洽地测量C/O，这被认为在行星形成中起着关键作用。我们确定了46颗C/O \geq 1.00的恒星作为碳主导的系外行星的潜在宿主。我们测量了[O/Fe]与[Fe/H]的下降趋势，并在薄盘和厚盘中发现了不同的趋势，支持了Bensby等人的工作。最后，我们测量了太阳下的C/O = 0.40+0.11 - 0.07，对于WASP-12，这是一个令人惊讶的结果，因为这颗恒星是一颗过境的热木星的宿主，最近报道其白昼大气层具有C/O \geq 1由Madhusudhan等人。我们的测量是基于15,000高信噪比光谱采取的凯克1号望远镜作为加州行星搜索的一部分。我们使用SME光谱合成器从λ = 6300和6587 nm处的[O I]和C I吸收线获得丰度。
2011-06-27 astro-ph.EP 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
Evolution of the post merger remnants from the coalescence of oxygen-neon and carbon-oxygen white dwarf pairs
虽然多维模拟研究了双WD合并的过程，合并后的演变只集中在碳氧（CO）WD或氦（He）WD合并残留物。在这项工作中，我们调查的第一次演变的残余物源于合并的氧氖（ONe）WD与CO WD。我们的模拟结果表明，合并残留物可以演变成氢和氦缺乏巨星，最大半径约为300 Rsun。我们的模型表明，合并残留物质量超过1.95 Msun可以点燃Ne之前显着的质量损失enclaimer，因此，他们将成为电子捕获超新星（ECSNe）。然而，初始质量小于1.90Msun的残留物将经历进一步的核心收缩和更长的演化时间，才达到Ne燃烧的条件。因此，它们的命运更依赖于恒星风造成的质量损失率，因此更不确定。相对较高的质量损失率将导致这些残留物以一个WD结束其生命。我们的演化模型可以很自然地解释双WD合并残留IRAS 00500+6713（J 005311）的观测特性。如文献中先前所述，我们提出并证明J 005311可能是ONe WD和CO WD合并的残留物。我们推断，J 005311的最终结果将是一个巨大的ONe WD，而不是超新星爆炸。我们的调查可能能够提供可能的限制风的质量损失性质的巨人有CO占主导地位的信封。
2023-03-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
A massive star origin for an unusual helium-rich supernova in an elliptical galaxy
不寻常的富氦（Ib型）超新星SN 2005 E与迄今为止观测到的任何超新星的区别在于其微弱和迅速衰落的光变曲线，在后期光谱中突出的钙线，以及在超新星位置附近缺乏任何最近恒星形成的标志。这些特性被认为可以用氦在吸积白矮星的薄表面层中爆炸来解释（Perets et al. 2010）。在这里，我们报告的观测SN 2005cz出现在一个椭圆星系，其观察到的性质类似于SN 2005E，在它是富氦和异常微弱，迅速褪色，显示出弱得多的氧发射线比那些钙在演化良好的光谱。我们认为，这些属性是最好的解释核心坍缩超新星在低质量端（$8-12 M_{\odot}$）的大质量恒星爆炸的范围（Smartt 2009）。这样一个低质量的母体通过二元相互作用失去了其富氢的外壳，在坍缩的核心上方有非常薄的富氧和富硅层，因此喷射出非常少量的放射性$^{56}$ Ni和氧。虽然主星系NGC 4589是一个椭圆星系，但一些研究揭示了最近恒星形成活动的证据（Zhang et al. 2008），与核心坍缩假设一致。
2010-03-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
