Neutrinos and Asteroseismology of Stars over the Helium Flash
本文构建18个恒星模型，利用中微子发射与星震学参数探测红巨星氦闪，发现0.3 μHz的Δν精度可区分主要太阳成分模型并识别氦次闪。
2023-08-16 astro-ph.SR
A Second Kelvin-Helmholtz Timescale of Post Helium-Flash Evolution
我表明，在“氦闪光”突然结束其第一次上升红巨星演化后，太阳型恒星主要是由其氦核心的引力收缩提供动力，而不是核聚变。由于这些能量是在核心而不是在包层中释放的，因此恒星的整体结构，以及它的光度，都是从红巨星分支（TRGB）顶端的初始位置向红团星的方向移动的。这发生在第一个（且公认的）开尔文-亥姆霍兹时间尺度t_{KH,1} ~ E_env/L_TRGB ~ 1 e4年，其中E_env是存储在包封中的热能，L_TRGB是TRGB处的光度。然而，一旦恒星呈现出团状恒星的近似结构，它仍然主要由{ \it秒}开尔文-亥姆霍兹时间尺度t_{KH,2} ~ E_core/L_clump ~ 1 e6 yrs的收缩提供动力，其中E_core是储存在核心的热能，L_clump是团状恒星的光度。这第二个开尔文-亥姆霍兹时间尺度决定了恒星作为一个成熟的团块星返回核能发电的适度暴力过程的总体速度。重力能量的储存器充当最终调节器，提供为L_clump提供动力所需的任何补充能量，并偶尔吸收来自氦迷你闪光的大量瞬时过量能量。当这个储存库逐渐耗尽时，氦融合接近稳态团簇星的水平。
2011-11-29 astro-ph.SR
Multidimensional hydrodynamic simulations of the hydrogen injection flash
在无金属和极贫金属的低质量恒星的演化过程中，经常会遇到在核心氦闪光期间由氦燃烧提供动力的氢注入对流壳层的情况。通过专门设计的多维流体动力学模拟，我们的目标是证明熵垒是没有障碍的氦燃烧壳对流区的增长在氦核心的富金属Pop I星，即对流可以渗透到这些恒星的富氢层，太。我们进一步研究这是否也可能在一维恒星演化计算。我们的流体动力学模拟表明，氦核中的氦燃烧壳层对流区穿过熵垒，到达富氢层。这导致质子混合到核心较热的层中，并在燃烧氦的对流壳层的上边缘快速增加核能生产-氢注入闪光。结果，在富氢层中出现第二对流区。与1D模型相反，当允许多维流动时，将两个对流壳层彼此分开的熵屏障在很大程度上可渗透化学运输，因此，氢被连续地混合到氦核深处。我们发现在一维恒星演化计算中很难实现这样的行为。
2011-09-17 astro-ph.SR
The core helium flash revisited III. From Pop I to Pop III stars
在红巨星分支阶段末期，低质量恒星中氦的简并点火导致其氦核中的动态对流。一维（1D）恒星模拟这种内在的多维动态事件可能是不够的。以前的流体动力学模拟表明，单一的对流区在氦核心的富金属的Pop I星增长在闪光的动态时间尺度。这可能会导致氢注入到核心，和双对流区结构已知的一维核心氦闪光模拟低质量的波普III星。我们进行流体动力学模拟的核心氦闪光在两个和三个维度，以更好地约束这些事件的性质。为此，我们研究了氦核内的对流流体动力学的1.25 \Msun金属丰富的波普I星（Z=0.02），和0.85 \Msun金属免费波普III星（Z=0）附近的闪光的峰值。这些模型分别具有单对流区和双对流区。我们使用一维恒星模型的核心氦闪计算与国家的最先进的恒星演化代码作为初始模型，我们的多维流体动力学研究，并模拟这些模型的演变与黎曼求解器为基础的流体动力学代码Herakles集成的欧拉方程耦合的源项对应的重力和核燃烧。涉及单个对流区的Pop I模型的流体动力学模拟涵盖了27小时的恒星演化，而在Pop III模型中，双对流区的第一个流体动力学模拟涵盖了1.8小时的恒星寿命。我们发现混合长度理论的预测与我们的流体动力学模拟之间存在差异。在Pop I模型中对单个对流区的模拟显示，由于湍流卷吸，对流区的尺寸强烈增长。因此，我们预测，对于Pop I模型，氢注入阶段（即氢注入氦核）将在大约23天后开始，这最终将导致从低…
2010-03-18 astro-ph.SR
X-Ray Flashes on Helium Novae
本文计算不同质量白矮星氦新星的X射线闪光理论光变曲线，指出其长持续时间和高光度可被探测，并发现一个与1.35倍太阳质量模型相符的河外候选体。
2024-09-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Onset of common envelope evolution during a core helium flash by rapid envelope expansion
我们认为，在核心氦闪光的红巨星分支（RGB）的低质量恒星的尖端上的剧烈的核心对流激发波携带能量的信封，并膨胀了几年，以增加的极端水平分支（EHB; sdB和sdO）的恒星的数量与质量约0.47Mo相对于典型的二进制演化。使用开源的MESA-二进制，我们遵循一些偏心二进制系统的演化与初始的主要恒星质量为1.6Mo。波携带到包络的能量导致RGB尖端的包络扩展。膨胀的RGB恒星吞没了许多次级恒星，开始了一场原本不会发生的CEE。如果二级星设法去除大部分RGB包络，那么主星就会进化成为质量约为0.47Mo的EHB星。然而，我们预计在大多数情况下，二级恒星没有时间螺旋进入关闭轨道。它在一个大的轨道上结束，并留下一个足够大的包层，使主星后来沿着渐近巨星分支演化并吞没副星，从而形成一个非球形的行星状星云。
2022-07-27 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
Seismic characterization of red giants going through the Helium-core flash
质量低于$2\,M_\odot$的第一颗红巨星在其简并核心中点燃氦作为闪光。恒星演化程序预测氦闪由一系列连续的次闪组成。从空间任务CoRoT和开普勒中探测到红巨星的混合模式为在这个演化阶段寻找恒星提供了新的机会。在次闪光期间，He燃烧壳是对流的，其将重力模式的空腔一分为二。我们在这里调查如何这个额外的腔修改的振荡光谱的恒星。我们使用JWKB近似计算恒星模型通过He亚闪的渐近模式频率。为了预测的模式的可探测性，我们估计其预期的高度，考虑到辐射阻尼的影响，在核心。然后，我们的结果进行了比较，通过数值计算的模式频率在他的子闪光的振荡谱。我们发现，在He亚闪，可检测的振荡谱主要包括在声腔和外部g模腔中捕获的模式。因此，光谱应该类似于核心氦燃烧的巨星。然而，我们发现了一系列清晰的、可检测的特征，这些特征可以使我们识别穿过He亚闪光的红巨星。特别是，在他的次闪光，被困在最里面的g模式腔的几个模式预计是可检测的。我们表明，这些模式可以通过它们的频率或它们的旋转分裂。其他的特征，例如重力模式的测量周期间隔或g模式腔中H燃烧壳的位置，也可以用来识别穿过He次闪光的恒星。现在可以在CoRoT和开普勒任务提供的大型数据集中搜索这项研究中得出的特征。
2018-08-28 astro-ph.SR
Pre-explosion helium shell flash in type Ia supernovae
我研究的可能性，在框架内的核心简并（CD）的情况下的Ia型超新星（SNe Ia）的合并过程中的渐近巨星分支（AGB）的核心和白矮星（WD）保持一个信封质量~ 0.03 Mo，导致后来的氦壳闪光。我估计爆炸前氦壳闪光事件的数量不到所有CD情景SNe Ia的百分之几。当恒星在HR图上以AGB后星（后期热脉冲; LTP）或WD冷却轨道（非常LTP）的形式向左移动时，氦壳闪光会导致恒星膨胀并成为重生的AGB星。合并残留物在AGB上爆炸形成了{氢污染}的奇特的Ia型超新星，而在膨胀的再次膨胀的恒星内部爆炸导致Ia型超新星光变曲线中的早期通量过剩。在所有Ia超新星中，可能显示出早期通量过剩的系统比例小于（几个）x10^{-4}，远低于观测到的比例。在CD方案的框架中，超新星Ia的早期通量过剩是由于超新星喷出物与行星状星云后退气体的碰撞，或者是由于56 Ni与超新星喷出物的外部区域的混合。正在进行的天空调查可能会发现大约每年一次LTP/VLTP影响SN光变曲线的情况。
2022-06-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Circumstellar Environment of R Coronae Borealis: White Dwarf Merger or Final Helium Shell Flash?
2007年，北冕座R（R CrB）进入了历史性的深度和长期衰退。在这种状态下，尘埃在可见光波段就像一个天然的日冕，可以看到恒星周围微弱的星云。使用Gemini/GMOS、HST/WFPC 2、Spitzer/MIPS和Herschel/SPIRE获得了0.5至500微米的成像。R CrB周围的几个结构是彗星状的球状体，是由恒星的风流过致密的球状体造成的。估计的尘埃质量的结是一致的，他们负责的R CrB下降，如果他们形成沿视线的恒星。此外，还有一个大的扩散壳，距离恒星4 pc远，包含冷的25 K尘埃，一直探测到500微米。R CrB的SED可以很好地拟合一个150 AU的磁盘包围一个非常大的弥漫信封，对应于所观察到的星云的大小。假设气尘比为100，则盘和包层的总质量分别为10^-4和2 M（太阳）。指向白矮星合并或最终氦壳层闪光起源的R CrB的证据是矛盾的。外壳和彗星状的结与行星状星云的化石一致。再加上R CrB在其大气中显示出大量的锂，这支持了最后的氦壳闪光。然而，R CrB的相对高的推断质量和它的高氟丰度支持白矮星合并。
2011-10-18 astro-ph.SR
The Impact of Neutrino Magnetic Moments on the Evolution of the Helium Flash and Lithium-Rich Red Clump Stars
本研究利用MESA程序模拟发现中微子磁矩通过额外能量损失加速氦核收缩，提前触发氦闪并增强内重力波混合，从而有效产生超富锂红团簇星。
2025-04-09 astro-ph.SR
AM Canum Venaticorum Progenitors with Helium Star Donors and the resultant Explosions
本文研究了含有白矮星的密近双星中$M_{\rm He}\lesssim0.51 M_\odot$纯氦燃烧星通过洛希瓣溢出（RLOF）的质量转移结果。演化是由角动量的损失通过引力波辐射（GWR）驱动的，两颗恒星都使用恒星天体物理学实验模块（MESA）建模。供体具有质量为$M_{\rm He}=0.35, 0.4, \&\ 0.51M_\odot$的$M_{\rm He}=0.35, 0.4, \&\ 0.51M_\odot$，并从$0.6M_\odot$到$1.26M_\odot$附着到质量为$M_{\rm WD}$的WD上。初始轨道周期（$P_{\rm{orb}}$）为20至80分钟。对于所有的情况下，吸积率到WD是低于稳定的氦燃烧范围，导致积累的氦，然后不稳定的点火。供体中的对流核的质量足够小，使得WD吸积足够的富氦物质以在任何富碳-氧物质被转移之前在氦壳中经历热核失控。积累的氦壳层的质量取决于$M_{\rm WD}$和吸积速率。我们表明，对于$M_{\rm He}\gtrsim0.4 M_\odot$和$M_{\rm WD}\gtrsim0.8 M_\odot$，第一个闪光可能是有力的足以触发爆轰的氦层。这些热核逃逸可以被观测到为微弱而快速的Ia SNe，或者，如果核心中的碳也被引爆，则为Ia SNe型。那些在第一次闪光中幸存下来并喷射物质的人将暂时增加轨道分离，但GWR将驱动…
2015-05-21 astro-ph.SR
Detailed theoretical analysis of core Helium-burning stars: Mixed mode patterns I. Impact of the He-flash discontinuity and of induced semi-convection
STAR Institute, Université de Liège（列日大学 STAR 研究所）；University of Bologna（博洛尼亚大学）；INAF-Astrophysics and Space Science Observatory of Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文与空间科学观测站）
本文通过分析核心氦燃烧星的混合模式，探讨了氦闪不连续性和诱导半对流对恒星内部结构和地震特征的影响。
2025-12-11 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
New Observational Evidence of Flash Mixing on the White Dwarf Cooling Curve
蓝钩星是在大质量球状星团欧米茄Cen和NGC 2808的紫外图像中发现的一类亚发光的极端水平分支星。这些恒星占据了HR图中一个无法用经典恒星演化理论解释的区域。使用新的理论演化和大气模型，我们已经表明，蓝钩星很可能是恒星的后代，经历了广泛的内部混合在后期氦核闪光的白矮星冷却曲线。这种“闪速混合”产生了比正常温度更高的EHB恒星，其大气中的氦和碳显着增强。较大的热辐射修正，加上氢不透明度的降低，使得这些恒星在光学和紫外线下看起来是亚发光的。闪速混合更可能发生在氦丰度高的恒星中，因为它们在主序星序转折处的质量较低。由于这个原因，这种现象在那些大质量的球状星团中更为常见，这些星团显示出氦中次级粒子数增加的证据。然而，高氦丰度本身并不能解释大质量球状星团中蓝钩星的存在。在这里，我们提出了新的观测证据闪光混合，使用最近的HST观测。其中包括六个大质量球状星团的紫外色星等图以及其中一个星系团（NGC 2808）中热亚矮星的远紫外光谱。
2012-01-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Hydrodynamic Environment for the s Process in the He-Shell Flash of AGB Stars
AGB星中的He壳闪对流是低质量和中等质量巨星中s过程的高温组分的场所，由Ne 22中子源驱动。[...]上对流边界起着至关重要的作用，在H-摄入插曲，可能会导致在大多数贫金属AGB星的中子爆发。我们解决这些问题，通过全球3维流体动力学模拟，包括整个球形氦壳闪对流区（相对于3D盒在一个星模拟）。我们目前努力的一个重要方面是确定我们方法的可行性。我们解释了为什么我们赞成显式处理这个问题的滞弹性近似。本文中的模拟使用了512^3单元的笛卡尔网格，并在四个8核工作站上运行了四天，模拟了约5000 s，相当于近十个对流翻转时间。对流层在闪速演化的模拟点处径向延伸超过7个H_p压力标度高度，并超过了下伏核的尺寸。对流主要由大的对流单体占据，这些单体占据了整个八分圆。[...]
2009-01-11 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
Detection horizon for the neutrino burst from the stellar helium flash
Niels Bohr International Academy and DARK, Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）；Max-Planck-Institut für Physik（马克斯·普朗克物理研究所）
研究探讨了恒星氦闪产生的中微子爆发的探测范围，指出在下一代设施如金鸡梁中微子实验中，探测到3σ显著性水平的探测范围可扩展至约3pc，但银河系内接近红巨星分支末端的恒星候选者距离超过10pc，因此目前恒星地震学仍是探测低质量恒星最剧烈热核事件的最有力工具。
2026-05-19 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ex
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
Rayleigh-Taylor finger instability mixing in hydrodynamic shell convection models
由于瑞利-泰勒不稳定性的结果，由成分梯度驱动的恒星中的混合过程是不可预见的。它们只得到恒星对流的流体动力学研究的支持。我们发现，这种混合发生在我们的多维流体动力学壳对流模型的对流区的底部边缘以下。它在偏离中心的核燃烧产生的界面上工作，在那里，具有较高平均分子量的密度较小的气体位于具有较低平均分子量的密度较大的气体之上。我们讨论了在各种条件下的混合流体动力学对流模型的基础上恒星的演化计算的核心氦闪光在1.25 Msun的恒星，核心碳闪光在9.3 Msun的恒星，和氧燃烧壳的恒星质量为23 Msun。我们用欧拉流体动力学程序HERAKLES在二维和三维空间模拟了恒星演化不同阶段壳层对流的流体动力学行为。为此目的的初始模型是由国家的最先进的恒星演化代码，即GARSTEC，STAREVOL，和TYCHO的核心氦闪光，核心碳闪光，和氧壳燃烧，分别获得。我们的大部分分析是在核心氦闪光的峰值覆盖约250对流周转时间尺度的二维流体动力学模型壳对流。这种混合表现为高密度和冷指的形式，富含较高平均分子量的物质，起源于对流壳层下边界的密度波动，并向下“射”入核心。它们是由于平均分子量梯度为负而在对流区下边界处产生的瑞利-泰勒不稳定性。当平均分子量梯度为正时，它们不出现。
2010-05-13 astro-ph.SR
Gray Radiation Hydrodynamics with the FLASH Code for Astrophysical Applications
我们提出了新纳入的灰色辐射流体力学能力的FLASH代码的基础上，辐射通量限制器意识到流体力学数值实现专门设计的应用程序在天体物理问题。新纳入的数值方法包括在不分裂的流体动力学求解器和调整的通量限制辐射扩散单元的变化。我们的方法可以处理的问题，在强和弱辐射物质耦合的限制，以及两个制度之间的过渡。适当的扩展“亥姆霍兹”状态方程的实施，以治疗两个温度的天体物理等离子体辐射和物质之间的相互作用，并增加了一个新的不透明度单位的基础上的OPAL不透明度数据库，通常用于天体物理流体。一组辐射流体动力学测试问题，旨在展示FLASH的新功能，并提供直接比较其他代码，如CASTRO。为了说明FLASH模拟恒星爆炸中发生的现象，如冲击爆发，辐射前兆和超新星喷出物加热由于放射性镍-56和钴-56的衰变的能力，我们还提出了一维超新星模拟和比较计算的光变曲线的SNEC代码。具有这些增强功能的FLASH最新公开版本可供更广泛的天体物理学社区下载和使用。
2019-08-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
The i-process yields of rapidly-accreting white dwarfs from multicycle He-shell flash stellar evolution models with mixing parameterizations from 3D hydrodynamics simulations
我们模拟了快速吸积CO白矮星（RAWD）的多周期演化，其中稳定的H燃烧间歇性地在它们的表面上具有强烈的He壳闪光，$0.7\leq M_\mathrm{RAWD}/M_\odot\leq 0.75$和[Fe/H]范围从$0$到$-2.6$。我们还计算了这些模型的i-过程核合成产额。当氦壳闪光驱动的对流从吸积的富氢表面层吸收质子时，就会发生i过程，从而产生最大的中子密度$N_\mathrm{n,max}\approx 10^{13}$ - $10^{15}\ \mathrm{cm}^{-3}$。通过三维流体动力学模拟，对一维核合成和恒星演化模型中的H摄入率和对流边界混合参数$f_\mathrm{top}$进行了约束.质量摄入率，并首次，煤层气参数$f_\mathrm{top}$的比例律已确定从三维流体动力学模拟。我们证实了我们以前的结果，即高金属含量的RAWD具有低的质量保留效率（$η< 10\%$）。一个新的结果是，带有[Fe/H] $< -2$的RAWDs具有$η> 20\%$，因此它们的质量可能会达到Ekrasekhar极限，它们最终可能会爆炸为SNeIa。这一结果以及贫金属RAWD的i-过程产额与观测到的CEMP-r/s恒星的化学成分的良好拟合表明，一些现今的CEMP-r/s恒星可能是三重系统的前遥远成员，轨道接近双星系统的RAWD可能后来爆炸为SNeIa。
2019-07-09 astro-ph.SR
Rapid expansion of red giant stars during core helium flash by waves propagation to the envelope and implications to exoplanets
我们假设低质量红巨星支（RBG）星核心氦闪期间的强对流激发了传播到包层的波，发现这些波在包层中沉积的能量导致了包层膨胀和增亮。我们的假设和波能量的估计是基于探索这样一个过程的研究，由于大质量恒星在经历核心坍缩超新星爆炸之前的剧烈核心对流。使用恒星演化代码MESA，我们发现，波能量导致膨胀在几年内数十至数百太阳半径。尽管有很大的增亮，我们预计半径和光度的增加将大大增加质量损失率和尘埃形成。尘埃使恒星变得更红（对红外线），在可见光下恒星可能变得更暗。总体外观是一个持续数月至数年的微弱红色瞬态事件。我们认为，在某些情况下，包层膨胀可能会导致即将离开RGB的恒星吞噬系外行星。扩展的包层具有较小的结合能，在一定程度上允许几个木星质量或更多的行星和棕矮星在共同的包层演化中幸存下来。我们提出这个方案来解释行星绕白矮星WD 1856 +534（TIC 267574918）和WD -棕矮星双星系统ZTFJ 003855.0 +203025.5。
2021-06-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
A red giant branch common envelope evolution scenario for the exoplanet WD 1856 b
我们提出了一个共同的包络演化（CEE）的情况下，一个红巨星分支（RGB）的恒星吞没一颗行星在其核心氦闪光解释令人费解的系统WD 1856+534，其中一颗行星轨道的质量为0.52 Mo的白矮星（WD）的轨道周期为1.4天。该方案的核心是最近提出的假设，即RGB恒星的核心氦闪光在核心中驱动的剧烈对流激发了波，这些波在包层中传播并沉积了能量。使用二进制MESA恒星演化代码，我们表明，这种能量沉积大大降低了信封的结合能，并导致其膨胀。我们提出，在某些情况下，RGB恒星可能会在其核心氦闪光阶段吞噬~0.01Mo的大质量行星，并且行星可以释放膨胀的外壳的大部分质量。我们表明，有一个大范围的初始轨道半径，这种情况下可能发生在我们的假设。这种情况与其他围绕白矮星运行的近距离亚恒星天体系统有关，如褐矮星-WD系统ZTFJ 003855.0 +203025.5。
2021-06-30 astro-ph.SR
Low Mach Number Modeling of Convection in Helium Shells on Sub-Chandrasekhar White Dwarfs. I. Methodology
我们评估的鲁棒性的低马赫数流体动力学算法模拟氦壳对流的背景下，一个白矮星的Ia型超新星的sub-martrasekhar模型的表面。我们使用低马赫数恒星流体动力学代码，MAESTRO，进行三维的，空间自适应的对流模拟导致的燃烧前的点火点。我们表明，低马赫数流体动力学模型提供了一个强大的描述系统。
2012-12-18 astro-ph.SR
High Lithium Abundance Connection with the Chromospheric Helium in Red Giants: Spectroscopic and Asteroseismic analyses
本研究通过光谱与星震分析发现红团簇巨星中高锂丰度与强色球He I线相关，二者共同起源于氦闪，且随时间演化锂丰度下降、色球活动减弱。
2025-01-15 astro-ph.SR
Non-local thermodynamic equilibrium spectral analysis of five hot, hydrogen-deficient pre-white dwarfs
热、致密、缺氢的前白矮星（pre-WD），有效温度Teff > 70，000 K，表面重力5.0 < log g < 7.0，尽管最近和正在进行的调查是相当罕见的对象。它们被认为是单星演化（晚期氦壳闪光或晚期氦核闪光）或双星演化（双WD合并）的结果。他们的研究很有趣，因为表面元素丰度反映了热核闪光和合并事件的物理学。在光谱上，它们被分为三个不同的类别，即PG 1159、O（He）或He-sdO。我们提出了一个光谱分析的五个这样的恒星，原来有大气参数的范围Teff = 70，000 - 80，000 K和log g = 5.2-6.3。这三个调查的He-sdOs有一个相对较高的氢质量分数（10%），这是无法解释的单（He核心闪光）和二进制演变（He WD合并）的情况。O（He）星JL 9可能是一个氦-WD并合双星，但它的氢含量（6%）也与并合模型不一致。我们发现RL 104是WD前阶段PG 1159级别中“最酷”的成员（Teff = 80，000 K）。它的光谱是显著的，因为它表现出C-IV线涉及的里德堡态的主量子数高达n = 22。它相当低的质量（0.48 + 0.03/-0.02 Msun）很难与PG 1159恒星的一般演化相一致，因为它是（非常）晚期He壳闪光的结果。同样的质量问题面临着一个密切的He-sdO加上CO WD二进制预测PG 1159的丰度合并模型。可能RL 104…
2021-11-26 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
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
Post-common Envelope Evolution of Helium-core White Dwarfs
本文研究公共包层后氦核白矮星的冷却演化，揭示残余氢包层质量通过分岔点决定无闪或闪序列，进而显著影响冷却时标、年龄估计及表面重力，为解读含氦核白矮星致密双星提供关键约束。
2025-06-05 astro-ph.SR
Lithium Inventory of 2 $M_\odot$ Red Clump Stars in Open Clusters: A Test of the Helium Flash Mechanism
场富锂红巨星的温度分布表明富锂红团（RC）星的存在。一种解释是，所有质量接近2 $M_\odot$的恒星在核心氦燃烧开始时都会经历一个短暂的富锂阶段。这些恒星中有许多具有低的12 C/13 C，这是深度混合的标志，可能与Li再生有关。为了测试这种所谓的锂富集机制，我们测量了38个RC星和6个红巨星分支（RGB）星的丰度在4个疏散星团选择有RC质量接近2 $M_\odot$。我们发现了六颗富Li星（A（Li）> 1.50 dex），其中只有两颗可能是RC星。没有一颗RC星的锂含量超过在RGB星中观察到的水平，但考虑到所建议的富锂阶段的短暂性和适度的样本大小，可能只是偶然错过了锂含量更高的恒星。然而，我们在我们的样本中发现很少有低12 C/13 C的恒星。这种低的12 C/13 C，在许多富含锂的恒星中看到，即使锂已经恢复到正常的低水平，也应该持续存在。因此，如果在氦闪光期间发生锂合成，这是一个罕见的，但潜在的长期发生，而不是所有恒星的短暂阶段。我们估计一个保守的上限，恒星的分数通过富锂阶段是<47\%，根据恒星具有低的12 C/13 C为他们观察到的A（Li）。
2016-08-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Subdwarf B stars from the common envelope ejection channel
在典型双星的情况下，大多数sdBs是由具有简并核的低质量恒星产生的，其中氦以闪光的方式被点燃。由于数值上的困难，所产生的sdB的模型通常是由具有非简并核心的更大质量的恒星构建的，这使得sdB星的确切特征存在一些不确定性。利用MESA方法，系统研究了共包层（CE）抛射通道产生的sdB星的特征，发现CE抛射通道产生的sdB星在有效温度-重力图上形成两个明显的群.一组（闪速混合模型）几乎没有富氢包层，聚集在极水平分支（EHB）的最热温度端，而另一组具有显著的富氢包层，分布在整个典型EHB区域。sdB性质的二分法的关键因素是对流的发展，在第一次氦闪，这是由恒星的内部结构后，CE喷射。对于一个给定的初始恒星质量和一个给定的核心质量在CE开始时，如果CE喷射停止早，恒星有一个相对大质量的富氢包层，导致典型的sdB一般。事实上，只有少数短轨道周期的sdB双星在闪光混合sdB区域和缺乏富氦的sdB在短轨道周期的双星表明，闪光混合是不是很经常在CE喷射的产品。在CE抛射后的回落过程，类似于在新星中发生的，是增加包层质量的适当方式，从而防止闪光混合。
2017-01-12 astro-ph.SR
Helium Ignition in the Cores of Low-Mass Stars
在具有$M_\ast \lesssim 2 M_\odot$的恒星中，氦的核燃烧在简并条件下开始，并且取决于中微子冷却的效率，或多或少偏离中心。在恒星演化的教科书中，对于在$\logρ- \log T$平面上经历核心氦点火的低质量恒星的中心的行为并没有完全的解释，并且适当的讨论仍然分散在主要的研究文献中。因此，在下面的论述中，我们收集了可用的知识，我们利用开源恒星建模软件包MESA获得的计算数据，并将其与现有文献中的结果进行比较。本文的思路基本上遵循托马斯（Thomas，1967）的思路，他是第一个正确描述恒星在偏离中心的氦闪光导致中心氦燃烧时的行为的人。博览会不包含新的研究成果，它的目的是一个教学导向，启发汇编有关的物理方面，这有助于\emph{understand}性质的星星。
2012-08-19 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 quantitative NLTE analysis of visual and ultraviolet spectra of four helium-rich subdwarf O stars
热的次矮星代表了恒星演化的一个知之甚少的晚期阶段。虽然双星演化对B-次矮星（sdB）起着重要作用，但He主导的O-次矮星（He-sdO）的起源尚不清楚。我们通过对可见光和FUV光谱的定量分析来寻找其成因的化学特征。利用Tlusty/Synspec计算了4颗He-sdO原型星的线覆盖NLTE模型大气、Teff/log g和丰度。最终模型包括H、He、C、N、O、Ne、Mg、Al、Si、P、S、Fe和Ni。由于富集的N或C，包括这些元素在适当的高丰度的模型提供足够准确的近似的温度分层的完整模型。没有迹象表明二进制被发现，无论是径向速度的变化，也没有光度的证据。所有恒星的大气层几乎都不含H，Teff = 42000K到47000K，log g = 5.4到5.7。CD-31 4800显示了CNO燃烧的特征，而较重的元素在太阳下约0.4 dex，除了Ne和Si是太阳。富C的He-sdOs显示出轻微的日下金属丰度，伴随着N-富集和O-缺乏。在LS IV +10 9中，Ne相对于太阳的富集度高达10倍。恒星质量分散在规范氦核闪光质量周围。CD-31 4800的丰度模式与He-WD冷合并模型的预测一致，除了观察到的低O丰度。复合合并模型预测的丰度模式不同的富C星。[CW83] 0904 - 02可能是He-WD合并的候选者，因为它旋转并且比其他恒星质量更大。新的演化模型的热闪光的情况下预测的丰富…
2018-10-18 astro-ph.SR
Circumstellar properties of Type Ia supernovae from the helium star donor channel
我们研究了具有非简并氦恒星供体的Ia型超新星祖先系统的预测拱星性质。有人认为，由碳+氧白矮星和氦星组成的系统可能导致Ia型超新星爆炸。氦星施主通道的双星演化计算预测，在Ia型超新星爆炸时，这样的祖先系统要么处于稳定的氦壳燃烧阶段，要么处于弱的氦壳闪光阶段。通过从我们以前的研究中采取的二进制演化模型，我们表明，大部分的祖先系统与氦星供体有足够低的密度来解释目前未检测到的射电发射Ia型超新星。在Ia型超新星爆发时，大多数处于弱氦壳闪光阶段的祖星系统，可能主导了瞬时（短延迟时间）的Ia型超新星种群，它们的星周密度都很低，并且有一颗微弱的氦星施主，这是SN 2011 fe和SN 2014 J没有探测到射电辐射和爆炸前伴星的原因。我们还发现了一些祖先系统，这些系统与在Iax SN 2012 Z型爆炸位置确定的伴星候选者的性质一致。
2019-07-09 astro-ph.HE 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
V605 Aquilae: a born again star, a nova or both?
天鹰座V605现在被广泛认为是一颗后渐近巨星分支星上发生的最后一次氦壳闪光的结果。这颗爆发的恒星位于一个古老的行星状星云的中间，与爆发有关的喷出物缺乏氢，这一事实支持了这一诊断。然而，在那次爆发中喷射出的物质也非常富含氖，这表明它来自氧氖镁星，就像所谓的氖新星一样。因此，我们试图构建一个解释星云及其中心恒星的所有观测结果的方案，包括喷出物丰度。我们发现有两种情况有可能解释观测结果，尽管两者都不是完美的匹配。第一种情况是一颗主序星和一颗巨大的氧氖镁白矮星合并。第二个调用了一个氧-氖-镁经典新星，发生在最后一个氦壳闪光后不久。第一种情况的主要缺点是无法确定喷出物是否具有所观察到的成分，以及合并是否会导致今天在恒星中观察到的氢缺乏恒星丰度。第二种情况是基于更好地理解物理学，但是，通过人口合成技术，我们确定其发生频率应该是非常低的，可能低于所观察到的系统的数量所暗示的。虽然我们无法想象一个自然解释这个物体的场景，但这是第二个最终的闪光星，经过仔细观察，发现它有氢缺乏的喷出物，氖丰度异常高。这些发现与最终氦壳闪光的预测形成鲜明对比，并寻求另一种解释。
2010-10-01 astro-ph.SR
A Re-Evaluation of the Evolved Stars in the Globular Cluster M13
本文给出了M13中心10'以内的所有亮红巨星支（RGB）、水平支（HB）和渐近巨星支（AGB）恒星的测光结果。我们发现支持的想法，人口的HB明星红比主要的组显着的演变，解决了距离模数之间的分歧来自RGB的尖端和附近的不稳定带的恒星。HB红端的尖锐切割提供了强有力的证据，表明来自占主导地位的HB组的恒星必须仍然经历蓝色环，这意味着扩散受到抑制。我们认为，M13的HB是一个有点病态的情况下-占主导地位的HB人口发生在非常接近“膝盖”的光学CMD，和进化的恒星只出现在红色的峰值，导致不正确的外观的延续未进化的HB。M13有一组独特的HB星，先前被确认为第二次U跃迁，这可能是早期的热闪星，在离开RGB后不久就引发核心氦聚变。然而，没有令人信服的证据表明大部分恒星在氦闪光之前离开RGB。我们重新考察了氦敏感R比，发现M13的R比与原始氦丰度Y_P = 0.245的理论值一致，而与氦增强DY = 0.04的理论值不一致。HB的亮度（与标准HB的末端和RGB的末端相比）似乎也排除了最红的HB星的包层明显富含氦的想法。M3和M13的绝对颜色可能被用来寻找它们的平均氦丰度的差异。（简略）
2010-03-30 astro-ph.SR
Hydrodynamic simulations of shell convection in stellar cores
恒星核心核燃烧驱动的壳层对流是许多类型恒星演化中常见的流体动力学事件。我们遇到并模拟这种对流（一）在氦核心的低质量红巨星在核心氦闪光导致疏浚下来的质子穿过熵垒，（二）在碳-氧核心的中等质量恒星在核心碳闪光，（三）在氧和碳燃烧壳以上的硅-硫丰富的核心的大质量恒星超新星爆炸前。我们的结果，这是获得与流体动力学代码HERAKLES，表明熵梯度和熵垒是不太重要的恒星结构比通常假设的。我们的模拟进一步揭示了一个新的动态混合过程下运行的外壳对流区的基础。
2011-08-23 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
Carbon-rich RR Lyr type stars
我们推导出了12颗天琴座RR型星的CNO丰度。四颗星显示[C/Fe]接近0.0，两颗星显示[C/Fe] = 0.52和0.65。红巨星分支星，被认为是天琴座RR型星的前身，在从主序星向巨星分支演化的过程中，由于质子捕获，通常表现出碳的缺乏。我们认为，碳的增强是由于生产过程中的氦闪光结合强烈的对流引起的闪光本身的表面混合。
2009-01-15 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
The progenitor and remnant of the helium nova V445 Puppis
V445 Pup是一颗在爆发期间没有氢谱线的奇特新星。该光谱包含碳、氧、钙、钠和铁的强发射线。我们使用天文底片档案对V445幼仔祖先的摄影图像进行了数字处理。这颗恒星在B波段的亮度为14.3等，是一颗周期性的变星，其最可能的周期为0.650654+/-0.000011天。光变曲线的形状表明，这颗恒星的前身是一颗共包络双星，表面有一个光点，表面亮度可变。在0.44和2.2微米之间的光谱能量分布与A0 V型恒星相似。2001年爆发后，喷出物中形成了尘埃，这颗恒星成为了一个强红外源。这导致恒星在V波段的亮度下降到20等以下。2003年至2009年期间获得的CCD BVR观测结果表明，尘埃吸收最小完成于2004年，残留物重新出现在18.5 mag V的水平。尘埃分散，但在K波段与VLT自适应光学拍摄的帧中没有星状物体。直到2007年3月，在这些画面中只能看到爆炸的喷出物。光谱能量分布中没有出现变红的A0 V型恒星。2000年V445 Pup的爆炸是CO型白矮星表面的氦闪光。结合现代动力学计算的结果，讨论了氦闪触发白矮星核爆轰的可能性及其观测证据，并讨论了系统的公共包层在爆轰中丢失的问题。系统的破坏及其组件的质量损失排除了V445 Pup未来的SN Ia情景。
2010-11-28 astro-ph.SR
Lithium Evolution of Giant Stars Observed by LAMOST and Kepler
绘制演化恒星的锂演化图将提供恒星内部基本物理过程的限制和约束，这将进一步阐明我们对恒星结构和演化理论的理解。基于LAMOST- \kepler{}和LAMOST- \emph{K} 2观测场的1,848颗已知演化阶段和锂丰度的巨星样本，构建了表征锂演化特征的质量-半径图。红巨星分支（RGB）阶段的恒星在其恒星演化过程中表现出自然损耗，特别是在凸点附近没有明显的高Li丰度的拥挤星。大多数达到核心氦燃烧零年龄序列的低质量恒星在$\sim1.0$ \，dex附近有Li丰度，与RGB凸点以上的恒星相比，Li丰度增加了$\sim0.6$ \，dex。这表明氦闪光可以负责适度的锂生产。而对于超级富锂星，氦闪的发生需要考虑一些特殊的机制。其他的情况，如合并，也可以解释为富锂恒星可以在核心氦燃烧的稳定状态阶段的任何时候被发现。在堆芯氦燃烧（HeB）阶段，没有明显的锂耗尽迹象。
2021-08-30 astro-ph.SR
3D hydrodynamics simulations of a 3 $M_{\odot}$ core-helium burning star
本文首次对3太阳质量核氦燃烧恒星内部进行全球面3D流体动力学模拟，发现对流核心过冲运动会逐渐均匀化半对流界面，可能完全消除半对流层。
2023-11-17 astro-ph.SR
Angular momentum fluctuations in the convective helium shell of massive stars
我们发现显着的角动量波动的对流氦壳的前坍缩大质量恒星-核心坍缩超新星的祖先-这可能有助于形成吸积盘和喷流，可以爆炸的明星。用亚音速流体动力学求解器MAESTRO计算了M_ZAMS= 15 Msun演化恒星模型中的对流，该对流包含了具有不同方向净角动量的整个壳层。这一现象可能对大质量恒星的后期演化阶段以及核心坍缩的动力学有重要的意义。
2016-06-09 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
3D1D hydro-nucleosynthesis simulations. I. Advective-reactive post-processing method and its application to H ingestion into He-shell flash convection in rapidly accreting white dwarfs
我们提出了两个混合模型的后处理的3D流体动力学模拟应用于对流反应的i-过程核合成在一个快速吸积白矮星（RAWD）与$\mathrm{[Fe/H]} = -2.6$，其中H被摄入到一个对流的He壳。一维平流双流模式采用物理驱动的径向和水平混合系数，由三维水动力模拟约束。一种更简单的方法使用从相同的模拟计算的扩散系数。所有的三维模拟包括来自H夹带的$^{12}$ C（p，$γ$）$^{13}$ N反应的能量反馈。在两个RAWD模拟中，壳体H摄入的全球振荡导致H夹带和非径向流体动力反馈的爆发。与在3D模拟相同的核网络，1D平流双流模型再现的速度和位置的H燃烧内的He壳紧密匹配的3D模拟预测，以及定性显示的$X_{\mathrm{H}}$配置文件之间的不对称的上游和下游。在一个完整的i-过程网络中，平流混合模型捕捉到了上游和下游的n-捕获核合成的差异。例如，半衰期为3.18 min和32.3 s的$^{89}$ Kr和$^{90}$ Kr在两种流中相差2-10倍。在这个特定的应用中，扩散方法提供了全球相同的丰度分布的平流双流混合模型。所得的i-过程产率与示例性CEMP-r/s恒星CS31062-050的观测结果非常一致。
2021-02-17 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
Hydrodynamic simulations of H entrainment at the top of He-shell flash convection
我们提出了第一个3维，完全可压缩气体动力学模拟$4π$几何形状的氦壳闪对流与富质子燃料夹带在上边界。这项工作的动机是不充分理解的H-摄入闪光后AGB星（樱井的对象）和贫金属AGB星观察到的后果。我们的调查集中在夹带过程中的顶部对流边界和随后的平流的富氢物质进入更深的层，因此，我们忽略了燃烧的质子丰富的燃料在这项研究中。我们发现，对于我们的深对流区，近全球尺度的相干对流运动似乎占主导地位的流动。在顶部边界对流剪切流是稳定的Kelvin-Helmholtz不稳定。然而，这种剪切不稳定性是由大尺度反向流动中的边界层分离引起的。这将厚壳层对流的全局性质与卷吸过程联系起来。我们建立了网格分辨率的卷吸率的定量依赖。与我们的数值模拟技术与$1024^3$细胞或更多的需要达到一个数值保真度适合这个问题。然而，只有从$1536^3$模拟的结果提供了一个明确的指示，我们接近收敛方面的夹带率。我们的结果表明，我们的方法，这是详细描述，可以提供定量的结果有关的卷吸和对流边界混合在深恒星内部环境veryvstiff对流边界。对于我们详细研究的代表性情况，我们发现夹带率为$4.38 \pm 1.48 \times 10^{-13}M_\odot \mathrm{/s}$。
2014-09-25 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Finding the unusual red giant remnants of cataclysmic variable mergers
通过详细建模发现氦白矮星与主序星并合产生的红巨星残骸具有独特的测光、星震和表面丰度特征，可用于识别这些不寻常的恒星残骸。
2024-09-20 astro-ph.SR
Possible Implications of the Planet Orbiting the Red Horizontal Branch Star HIP 13044
我们提出了一个方案来解释行星围绕贫金属红色水平分支恒星HIP 13044的惊人轨道特性。16.2天的轨道周期意味着这颗行星在HIP 13044的红巨星分支（RGB）恒星祖先内部经历了一个共同的包络阶段。这颗恒星目前的性质意味着它的包层质量为0.3Mo，这就提出了一个问题：在包层消失之前，行星是如何在普通的包层中幸存下来的？如果这样一颗行星进入RGB恒星的包层，预计它将在100年内螺旋进入非常内部的区域，并被核心蒸发或破坏。我们推测这颗行星被恒星吞没是由于核心氦闪光导致这颗贫金属恒星膨胀了3-4倍。核心氦闪光之后的演化非常迅速，由于与行星的相互作用，一些包层丢失，其余的包层在大约一百年内收缩。这大约等于螺旋进入的时间，行星幸存了下来。
2011-04-28 astro-ph.SR
The Blue Hook Populations of Massive Globular Clusters
我们给出了5个大质量银河系球状星团：NGC 2419，NGC 6273，NGC 6715，NGC 6388和NGC 6441的新的HST紫外色星等图。获得这些观测结果是为了研究之前在球状星团欧米茄Cen和NGC 2808的紫外图像中观察到的“蓝钩”现象。蓝钩星（英语：Blue hook stars）是一类热的（约35，000 K）亚亮水平分支星，在HR图上占据了一个无法用正则恒星演化理论解释的区域。通过耦合新的恒星演化模型，适当的非LTE合成光谱，我们调查这些恒星的各种理论解释。具体来说，我们比较我们的测光标准集群丰度，规范模型与增强氦（符合集群自富集在早期），并通过后期氦核心闪光的白矮星冷却曲线上形成的闪光混合模型。我们发现，闪光混合模型需要解释蓝钩星的微弱光度，虽然无论是典型的模型，也没有闪光混合模型可以解释在这样的恒星，特别是那些在最富金属的集群中观察到的颜色范围。除了颜色范围的变化，没有明显的趋势出现在形态的蓝钩人口的金属丰度。
2010-06-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
