核心氦闪光重访：II。二维和三维水动力学模拟

低质量星族III红巨星的氦闪

On the helium flash in low-mass Population III Red Giant stars

我们通过红巨星分支尖端的He核闪光研究了最初不含金属的低质量红巨星的演化。富氦层和富氢层之间的低熵势垒使得氦闪光驱动的对流区能够穿透到熄灭H燃烧壳的内尾部。结果，质子被混入高温区域，引发氢燃烧失控。氦和氢燃烧后的物质被挖掘出来，使恒星表面富含大量的氦、碳和氮。Hollowell等人（1990）和Fujimoto等人（2000）以前的研究结果表明，氢燃烧逃逸是低质量恒星的一种固有性质，我们发现它的发生取决于初始成分和各种物理过程的处理等附加参数。我们进行了一些预测的表面化学丰度和观测测量极端缺乏金属的恒星之间的比较。在以前的调查中，我们的结果显示，虽然所描述的情况下提供了一个很好的定性协议与观察，相当大的差异仍然存在。它们可能是由于“真实”恒星的演化路径更复杂，和/或当前演化模型中的一些缺点。此外，我们分析了He核心闪光后，在中央和壳He燃烧阶段的演化特性，使我们能够推断出一些有趣的差异模型的红巨星分支祖先经历了H-闪光和典型的模型。特别是，极端缺金属恒星的渐近巨星分支演化和热脉冲的发生强烈地受到先前RGB演化的影响。

球状星团中的混合、增强氦和蓝尾

Mixing, Enhanced Helium and Blue Tails in Globular Clusters

我们研究了球状星团中前氦闪红巨星的包层氦丰度增加的后果。比较预测与CM图的几个关键的GC，人们发现没有证据表明，这些集群的HB成员的表面氦含量的大幅增加，至少在RR天琴座区域或接近它的对象。最奇特的巨人属于渐近巨星分支的可能性进行了讨论。氦闪光延迟的后果进行了简要的研究。

最热水平分支星的一种新形成机制

A New Formation Mechanism for the Hottest Horizontal-Branch Stars

红巨星分支上质量损失非常大的恒星可以在白矮星冷却曲线下降时经历氦闪。在这些条件下，闪速对流区将把氢包层与热的氦燃烧核心混合起来.这样的"闪光混合“恒星将带着富含氦和碳的包层到达极端水平分支（EHB），并且将处于比最热的典型恒星更高的温度（即，未混合）EHB星。闪速混合提供了一个新的进化通道，人口的热端的EHB和可能解释的起源，高重力，富氦的sdO和sdB星。

氦核低质量白矮星（<0.25 Msun）的冷却曲线和初始模型

Cooling curves and initial models for low-mass white dwarfs (<0.25 Msun) with helium core

本文详细计算了低质量氦白矮星的演化过程。这些白矮星（毫秒双星的光学伴星）是通过长期的低质量双星演化形成的。从洛希瓣脱离后，热氦核有一个相当厚的氢层，质量在0.01到0.06 $~M_\odot $之间。由于核心和外壳之间的混合，表面氢含量为0.5至0.35，取决于重元素（Z）的初始值和初始次级质量。我们发现，我们的计算模型的大多数经验一个或两个氢壳闪光。我们发现，氢壳层闪光发生的氦矮星的质量取决于化学成分。发生氢闪的最小氦白矮星质量为0.213 $~M_\odot $（Z=0.003）、0.198 $~M_\odot $（Z=0.01）、0.192 $~M_\odot $（Z=0.02）或0.183 $~M_\odot $（Z=0.03）。闪光的持续时间（与化学成分无关）在几个$\times 10^6 $年到几个$\times 10^7 $年之间。在几次闪光中，白矮星的半径会增加很多，迫使模型再次充满它的洛希瓣。我们的计算表明，氦白矮星的冷却历史与氢层的厚度密切相关。我们表明，从一个冷却白矮星与暂时稳定的氢燃烧壳的冷却白矮星，几乎所有的剩余氢都失去了在几个热闪光（通过罗氏瓣溢出）之间发生的过渡0.183-0.213 $~M_\odot $（取决于重元素值）。

最后一个氦壳闪光天体V4334 Sgr（樱井天体）周围的新电离物质

Freshly ionized matter around the final Helium shell flash object V4334 Sgr (Sakurai's object)

我们报告发现最近电离的氢缺乏气体的最后的氦壳闪光星V4334 Sgr（樱井的对象）的直接拱星环境。在用FORS 2多目标光谱仪获得的光谱上，我们发现了来自[N II]、[O I]、[O II]和非常微弱的H α和[S II]的空间扩展（约2”）发射。在[N II]（116548，83）谱线中，我们已经确定了相对于V4334 Sgr本身速度为-350 +/-50和+200 +/-50 km/s的两个分量。[N II] l 6583特征在零强度下的全宽度对应于约1500 km/s的速度扩展。根据现有数据，无法最终确定电离机制。来自快速演化的中心恒星的光致电离，以及作为快速外流与较慢的星周物质碰撞的结果的冲击激发，都可以解释观察到的线。中央恒星仍然隐藏在强烈的尘埃吸收之后，因为光谱中只有一个微弱的高度变红的连续体。理论指出，它将变得更热，并将回溯其渐近后的巨大分支演化，朝向行星状星云域。我们探测到的氦壳闪光的电离喷出物标志着这颗恒星惊人的快速演化的一个新阶段的开始。

氦白矮星的演化：II。热不稳定性

The evolution of helium white dwarfs: II. Thermal instabilities

我们计算了具有氦核的白矮星的演化模型网格，并研究了由于CNO循环引起的不稳定氢燃烧引起的氢壳闪光的发生。我们的计算表明，这种热不稳定性被限制在一定的质量范围内（M=0.21…0.30Msun），与早期研究一致。在这个质量范围内的模型经历的氢壳闪光越多，它们的质量就越小。这是由于包层质量对白矮星核心质量的强烈依赖造成的。闪光期间氢燃烧产生的最大亮度约为10^5 Lsun。由于脉冲驱动的对流区的发展，其上边界暂时达到表面层，包层的氢含量减少了德尔塔（X）=0.06每闪光。我们的研究进一步表明，一个额外的高质量损失插曲在闪光驱动的洛希叶溢出到白矮星的同伴不影响最终的冷却行为的模型。与氢壳层闪光无关，沿最终白矮星冷却分支的演化是由氢通过pp反应燃烧到低至8000 K的有效温度所决定的。

半人马座Omega和NGC 2808中热亚亮水平分支星的起源

The Origin of Hot Subluminous Horizontal-Branch Stars in Omega Centauri and NGC 2808

位于极水平分支（EHB）下方0.7等的热亚亮恒星出现在欧米茄Cen和NGC 2808的紫外色等图中。这样的恒星是无法用经典HB理论解释的。为了探索这些亚发光恒星的起源，我们演化了一组低质量的恒星从主序星通过氦核闪光的HB沿红巨星分支（RGB）的质量损失范围很广。质量损失最大的恒星在核心点燃氦之前会从RGB演化到高有效温度。我们的研究结果表明，如果这些恒星在白矮星冷却曲线上经历了晚期氦核闪光，则可以解释NGC 2808的亚发光EHB恒星以及EHB内的间隙。在这些条件下，闪速对流将渗透到恒星的包层中，从而将大部分（如果不是全部的话）的包层氢混合到热氦燃烧的内部。这种现象类似于在氦壳层闪光很晚的时候产生缺氢恒星的“再次”情景。“闪速混合”极大地提高了包层氦和碳的丰度，结果导致HB有效温度的突然增加。我们认为，NGC 2808中的EHB间隙是由理论上预测的HB形态的二分法引起的。使用新的氦和碳丰富的恒星大气，我们表明，闪光混合星有相同的减少紫外线通量的亚发光EHB星。此外，我们证明，没有闪光混合的模型谎言，最多，约0.1等EHB以下，因此无法解释的意见。闪速混合也可能为产生高重力、富氦的sdO和sdB星提供一个新的演化通道。

吸氢低质量CO白矮星的甚长期演化行为

On the very long term evolutionary behavior of hydrogen-accreting Low-Mass CO white dwarfs

对初始质量为0.516 \msun的CO白矮星，以吸积率$10^{-8}$和$2\times 10^{-8}$ \msun \yrm 1进行了富氢物质的吸积，并与以相同吸积率吸积纯氦的相同初始质量的白矮星的结果进行了比较.对于选定的吸积率，氢燃烧在一系列经常性的温和的闪光和灰烬的氢燃烧建立一个氦层的基础上，他闪光最终发生。在以前的研究中，涉及吸积在较高的速率，并包括最初更大质量的WD，从H壳闪光区向内的能量扩散有助于在底部的氦层的温度的增加，和质量的氦层时，He闪光开始是显着小于比较模型吸积纯氦;氦壳闪光不足以发展成超新星爆炸。与此相反，在这里采用的条件下，在底部的He层的温度变得逐渐独立的沉积能量由H壳闪光，和质量的He层时，他闪光发生的吸积率的函数，独立的吸积物质的氢含量。当He闪光发生时，由于He层底部的高度简并，闪光区的温度会上升，而压力不会相应增加，核燃烧将继续，直到达到核统计平衡;该模型将成为超新星，但不是经典的Ia型。

action中的氦壳闪光：小熊座T再访

The He-shell flash in action: T Ursae Minoris revisited

我们对小熊座T的光变曲线行为进行了更新和改进，这是一颗具有最强周期变化的Mira星（目前的速率是惊人的-3.8+/-0.4天/年，相当于每个周期相对减少约1%）。从所有可用的数据库中收集了90年的视觉数据，并使用O-C图、傅立叶分析和各种时频方法分析了所得到的几乎不间断的光变曲线。Choi-Williams和Zhao-Atlas-Marks分布给出了频率和光变曲线形状变化的最清晰图像。光变曲线的平均强度降低，这与Mira星的周期光度关系是一致的。我们预测这颗恒星将在不久的将来完成其周期的减少（c.c.）。5至30年），并强烈建议在此期间密切关注恒星的变化（光度和光谱）。

低质量星族III星的演化

Evolution of Low-Mass Population III Stars

我们提出的演化模型的无金属恒星的质量范围从0.8到1.2 Msun与最新的输入物理。在红巨星或渐近巨星分支阶段的氦闪驱动下，氢混合成对流的演化开始。质量M>= 0.9 Msun的模型经历了由3-α反应产生的碳引发的中心氢闪。发现氦核闪离心和中心点火的边界在1.1~1.2Msun之间，质量M <= 1.1Msun的模型在红巨星分支的尖端经历氢混合，而质量M = 1.2Msun的模型在渐近巨星分支的氦壳层闪时经历氢混合.状态方程的库仑液体区域，电子传导和辐射竞争，被证明是重要的，因为它会影响氦核的热状态，并影响红巨星分支的演变。研究还发现，3-α反应的非共振项起着重要的作用，虽然它在年轻星族的恒星演化中的作用可以忽略不计。我们比较了我们的模型与其他几组作者的计算，以确认良好的协议，除了一项研究，发现氦点火更接近中心的后果重要的后续演变。

氦核白矮星的演化和颜色：低金属丰度祖先星的情况

Evolution and colours of helium-core white dwarf stars: the case of low metallicity progenitors

本文研究了氦核白矮星（HeWD）在金属丰度远低于太阳的情况下（Z=0.001和Z=0.0002）的演化。演化是遵循一个自洽的方式与detalied和新的非灰色的大气，时间依赖的元素扩散和历史的白矮星的祖先的预测。将质量损失率应用于1msun恒星模型，得到了低质量HeWD的可靠初始模型。考虑了由引力波发射和磁恒星风制动引起的角动量损失。模型大气，基于进入WD大气的微观物理学的详细治疗，使我们能够提供准确的颜色和幅度在早期和先进的进化阶段。我们发现，我们的大多数进化序列经历了几个氢热核闪光事件。特别是，金属丰度越低，发生由CNO循环反应引起的闪光的最小恒星质量越大。扩散引起的CNO闪光的发生的质量阈值的存在导致我们的模型的年龄显着的二分法。这项研究的另一个发现是，我们的HeWD模型经历了不稳定的氢燃烧通过PP核反应在冷却后期阶段作为一个结果，氢化学扩散向内。这种PP闪光发生在金属含量非常低的模型中。我们还发现，经历CNO闪光的模型在M_V=16时，它们的大部分颜色都呈现明显的关断。最后，我们的模型的颜色星等图，并与最近的观测数据的HeWD候选人在球状星团NGC 6397和47 Tuccenda。

低质量红巨星氦闪时的氦核质量：观测和理论

The Helium-Core Mass at the Helium Flash in Low-Mass Red Giant Stars: Observations and Theory

利用Raffelt（1990 a，b，c）提出的方法，从银河系球状星团的色星等图的性质来估计红巨星分支$\Mc$尖端氦核质量标准值可能增加的可能性。在本研究中，我们修订和更新Raffelt的数据库，包括RR Lyrics脉动的限制，并发现一个小的增加，由$Δ\Mc \approx 0.01\pm 0.015 \Msun$，不能排除与目前的数据和进化模型。我们对$Δ\Mc$的新上限比Raffelt以前得到的限制更少，因为对可能影响低质量红巨星演化的新天体粒子现象的相应限制也是如此。然而，在估计的不确定度范围内，$\Mc$的标准值也是可以接受的。Raffelt的方法并不排除球状星团巨星的氦丰度较低的可能性，尽管标准值与现有的限制是一致的。的非太阳能的比例为$α$ -捕获元素后，这些结果的影响也进行了研究。此外，我们还回顾了红巨星演化计算中的输入物理的几个方面，目的是评估由演化计算得到的氦闪时氦核质量值的不确定性的可能来源，如：简并核中电子的热传导，库仑效应对状态方程的影响，三重$α$反应速率和屏蔽因子，中微子发射率，标准的和增强的可能非零的磁矩;恒星旋转;微观元素扩散;和能量损失的轴子和弱相互作用的大质量粒子。

光环白矮星WD 0346+246的再认识

The Halo White Dwarf WD 0346+246 Revisited

本文重新研究了晕白矮星WD 0346+246的极端富氦大气成分。从天体物理学的角度来看，当考虑到来自星际介质的氢和金属的吸积时，这种解决方案是不可能的。提出了一种替代解决方案，其中氢和氦以等量存在于大气区域中。在Teff=3780 K，log g=8.34，N（He）/N（H）=1.3时的最佳拟合是通过在模型计算中包括与所谓的氢原子的溶解原子能级相关的来自莱曼边缘的束缚-自由不透明度或伪连续不透明度来实现的。

超新星1993 J的前身

The Progenitor of Supernova 1993J Revisited

从哈勃空间望远镜0.05”分辨率的图像中，我们识别出了四颗亮度超过V=25等的恒星，它们位于M81中SN 1993 J的2.5”范围内，这污染了之前对超新星祖先的地面亮度估计。修正了污染后，发现其能量分布与一颗M_V-7.0 +/- 0.4等，初始质量13- 22 Msun的早期K型超巨星的能量分布一致.附近恒星的亮度足以解释爆炸前观测中从地面看到的过量蓝光。因此，SN 1993 J的前身并不一定有一颗蓝色伴星，尽管到2001年，在超新星附近发现了更暗的蓝色恒星。这些观测结果并没有强烈地限制一个假设的伴星的质量。一颗质量高达30 Msun的蓝矮星可能在地面图像中没有被探测到的情况下绕着祖星运行。爆炸模型和观测表明SN 1993 J的前身有一个富氦的包层。为了测试氦丰度是否会影响祖先的能量分布，我们计算了一系列可能的氦丰度的模型超巨星大气。模型表明，超新星爆发前的颜色并没有强烈的影响，氦丰度在太阳和90%的氦之间（按数量）都与观测结果一致。

氮闪的爆发中微子

Burst Neutrinos from Nitrogen Flash

中微子是探索天体内部深处的一种新的探测器，这是光学观测无法达到的;其中值得注意的例子是太阳和超新星中微子。我们发现氦燃烧中存在一类新的强中微子发射，N + alpha --> 18 F gamma，随后是β衰变18 F--> 18 O + e+ + nu_e，其最大中微子亮度为10^8倍1 M太阳恒星氦核闪光时太阳热光度，而该闪光无法通过光学手段观察到。这意味着，如果恒星位于10 pc，中微子的平均能量为0.382 MeV，将是地球上太阳CNO中微子通量的10%。

来自SDSS和SPY的亚矮星O

Subdwarf O Stars from SDSS and SPY

我们提出的SDSS数据库中的sdOs的定量光谱分析的结果。拟合的Balmer，HeI和HeII线的非LTE模型的光谱，我们推导出它们的有效温度，表面重力和氦丰度。我们发现富氦的sdO星在Teff = 40，000K到50，000K和log（g）= 5.5到6.0的小区间内聚集。我们的结论是，sdB星与缺氦sdO星联系在一起，即sdB星是缺氦sdO星的前身。为了完整地解释氦富集的sdO星，我们认为两种情况最有希望：两颗氦核白矮星的合并和后期的热闪光。

早期R型星的起源：一个世纪问题的双星合并解决方案？

Origin of the early-type R stars: a binary-merger solution to a century-old problem?

早期的R型恒星是富碳的K型巨星。它们在C12、C13和N14中的含量都得到了增强，具有近似太阳的氧、镁同位素、s-过程和铁丰度，具有核心氦燃烧星的光度，不是快速旋转星，是银河系厚盘的成员，最特别的是，它们都是单星。传统的单星恒星演化模型无法解释这样的恒星，但双星系统的合并已经被提出来解释它们的起源。我们已经合成了双星群体，以计算合并的恒星的数量与氦核心，这可能是早期的R星。我们发现了许多可能的进化途径。其中最常见的是氦白矮星与燃烧氢的红巨星分支星在共同的包层阶段合并，然后在旋转的核心中氦闪光，将碳混合到表面。所有的通道加在一起给出的早期R星比我们最近的依巴谷观测所需的多十倍-我们讨论哪些通道可能是真正的早期R星，哪些不是。我们第一次构建了一个可行的早期R星模型，我们可以用它来测试我们的一些想法，关于巨星的共同信封演变，恒星合并，旋转，氦闪光和早期R星的起源。

CK Vul as a Candidate Eruptive Stellar Merging Event

CK Vul (Nova Vul 1670) is one of the most mysterious objects among erupting stellar objects. Past studies have suggested that CK Vul is a final helium-flash object resembling V605 Aql and V4334 Sgr (Sakurai's object). The peculiar outburst light curve of CK Vul, however, had no similar counterpart among the known eruptive objects. Furthermore, the presence of hydrogen in the proposed remnant seems to contradict with the final helium-flash scenario. We propose that the peculiarities of CK Vul can be naturally understood if we consider a merging of main-sequence stars, following a new interpreta…

V4334 Sgr（樱井天体）的光学测光

Optical photometry of V4334 Sgr (Sakurai's Object)

描述了末级氦闪天体V4334 Sgr从1994年到2000年的光学光度演化。上升到光学最大值（1994 - 1996）的特征是颜色指数的持续增加，表明一个缓慢膨胀，冷却的假光球。这个光球在1997年变得静止。在接下来的几年里，该天体经历了强度越来越大的亮度下降，这与R CrB星的“红色衰退”相似。V4334 Sgr的衰落比R CrB星的亮度下降更引人注目：目前，只有1/100000的可见光到达观测者。大多数辐射被尘埃包层吸收，并以红外线形式重新辐射。2000年的稀疏光学数据表明，遮蔽的强度不再增加。V4334 Sgr的光变曲线类似于1919年爆发的最后一个氦闪光天体V605 Aql。

两种更新的核反应速率对中低质量恒星演化的影响

Influence of two updated nuclear reaction rates on the evolution of low and intermediate mass stars

最近，恒星流体静力核燃烧的两个关键反应--~（14）N（p，γ）~（15）O和三重α反应速率被新的实验数据所修正。我们调查有多少新的利率影响低质量，贫金属和无金属，恒星和太阳型成分的中等质量恒星的演化。我们专注于氦点火或热不稳定氦燃烧的阶段。我们的全球结果是，新的三重α率没有显着的影响，这样的恒星，但有一个可验证的，虽然小，新的14 N（p，伽马）15 O率的影响，特别是在核心氦闪光和蓝色的循环在核心氦燃烧在中等质量的恒星。

强X射线等离子体诊断用类氦离子

Helium-like ions as powerful X-ray plasma diagnostics

我们重新计算了类氦离子"三重态“（共振，相互结合和禁戒线）的比率，Z=6至14（CV，N VI，O VII，Ne IX，Mg XI，Si XIII），以便为Chandra和XMM-牛顿的新高分辨率光谱数据提供温度，密度和电离诊断。与以前的计算相比，碰撞率更新和辐射跃迁概率的最佳实验值被使用。讨论了外辐射场（光激发）的影响以及未分辨双电子伴线对谱线比的贡献。碰撞为主的等离子体（如恒星日冕），光电离等离子体（如AGN）或瞬态等离子体（如信噪比）被认为是。

氦白矮星的演化：I.毫秒脉冲星PSR J1012 +5307的伴星

The evolution of helium white dwarfs: I. The companion of the millisecond pulsar PSR J1012+5307

我们提出了一个网格的低质量白矮星的氦核心的质量范围从0.179到0.414 Msol的演化轨迹。质量下限非常适合与毫秒矮星的白矮星同伴进行比较。轨道是基于1 Msol模型序列延伸的前主序阶段的红巨星分支的尖端。在适当的位置应用大的质量损失率，迫使模型离开巨大的分支。然后，沿着赫兹-罗素图，沿着冷却分支，进一步演化。在最高有效温度下，氦核上方的包层质量随着质量的减小而从0.6 x 10^{-3} Msol增加到5.4 x 10^{-3} Msol。我们通过相应地调整计算时间步长来仔细检查氢壳层热不稳定性的发生。氢闪仅在质量间隔0.21 < M/Msol < 0.3时发生。模型表明，氢壳燃烧对具有氦核的白矮星的光度收支有重要贡献。对于非常低的质量，氢壳层的光度仍然是占主导地位的，甚至到有效温度远低于10000 K。因此，相应的冷却年龄显着大于那些从模型计算，忽略核燃烧或白矮星的祖先演变。利用PSR J1012+5307系统中白矮星的大气参数，我们确定了质量为M=0.19 +/- 0.02 Msol，冷却年龄为6 +/- 1 Gyr，与脉冲星的自旋下降年龄7 Gyr非常一致。