Helium abundances and the helium isotope anomaly of sdB stars
用高分辨率光谱测定了46颗亮热亚矮星B（sdB）的氦丰度和大气参数。氦丰度的测量精度很高。我们证实了氦丰度与温度的相关性，以及先前发现的氦丰度存在两个不同的序列。我们专注于氦线的同位素位移，发现氦-3在我们的8颗计划恒星中高度富集。这些恒星中的大多数都聚集在27000 K到31000 K之间的小温度范围内，与已知的富含氦-3的主序星B非常相似，后者聚集在较低的温度下。这种现象很可能与大气中的扩散过程有关，但对扩散模型提出了挑战。
2011-12-13 astro-ph.SR
Low Mach Number Modeling of Convection in Helium Shells on Sub-Chandrasekhar White Dwarfs II: Bulk Properties of Simple Models
由核燃烧驱动的氦壳对流动力学建立了亚克拉塞卡质量逃逸的条件，Ia型超新星的双爆轰模型，以及各种其他爆炸现象。我们探索这些对流动力学的范围内的白矮星核心和氦壳质量在三维低马赫数流体动力学代码大师。我们提出了这种演变的批量性能的计算，包括全球诊断的时间序列演变，横向平均的3D状态，和全球3D状态。我们发现了各种各样的结果，包括准平衡，本地化的失控，和新星般的失控。我们的研究结果表明，双爆轰祖模型是有前途的，三维，动态对流起着关键作用，这些系统值得进一步研究。
2016-06-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Calibration of the mixing length theory for structures of helium-dominated atmosphere white dwarfs
我们对以氦为主的白矮星大气的对流区底部边界处的混合长度参数进行了校准。这种校准是基于用CO 5 BOLD代码计算的3D DB（纯氦）和DBA（氦为主，含微量氢）模型大气的网格，以及1D DB和DBA包络结构的网格。3D模型的参数范围为氢-氦丰度在-10.0到-2.0之间，表面重力在7.5到9.0之间，有效温度在12000 K到34000 K之间。1D包络覆盖了类似的大气参数范围，但也是用不同的混合长度参数值计算的，即ML 2/alpha在0.4和1.4之间。基于对流区的底部边界的两个定义，Schwarzschild和零对流通量边界进行校准。因此，我们的校准是相关的对流区，包括其总质量，其中不包括光谱技术的批量属性的应用程序。总的来说，校准的ML 2/α小于通常用于进化模型和理论测定脉动DB和DBA星的不稳定带的蓝色边缘。通过校准的ML 2/alpha，我们能够推断出更准确的对流区尺寸，这些尺寸是研究行星碎片混合和从核心中挖掘碳所需的。我们通过计算富含金属的3D DBAZ模型的例子并找到它们的对流区质量来强调这一点。混合长度定标是深入研究氦主导大气的白矮星对流过冲的第一步。
2019-09-23 astro-ph.SR
Direct Evaluation of the Helium Abundances in Omega Centauri
从He I在1.08 μ m处的近红外跃迁直接测量了半人马座球状星团中两颗几乎相同的红巨星的氦丰度。其中一颗星显示出He I线，而另一颗星的He I线很弱或没有。详细的非LTE半经验模型，包括在球形几何膨胀的发展，以匹配色球H-α，H-β，和钙II K线，以预测氦的配置文件，并获得氦丰度。红巨星的光谱显示氦的丰度Y小于或等于0.22（LEID 54064）和Y=0.39-0.44（LEID 54084），对应的丰度差值Δ Y大于或等于0.17。这种对氦丰度的直接评估为理论推测提供了观测支持，即除了高温氢燃烧产物的轻元素外，多个种群还含有增强的氦。我们表明，1.08微米的He I线可以产生氦丰度在冷星的半经验色球模型的约束时，由其他光谱功能。
2013-07-22 astro-ph.SR
Asteroseismic estimate of helium abundance of a solar analog binary system
16天鹅座A和B是开普勒观测到的最亮的恒星之一。更有趣的是，这些恒星是太阳的类似物。16天鹅座A和B表现出类似太阳的振荡。在这项工作中，我们使用2.5年的开普勒数据获得的振荡频率来确定这些恒星目前的氦丰度。为此，我们利用氦电离区在振荡频率上留下签名的事实，并且该签名可以被校准以确定该层的氦丰度。通过对已知氦丰度的模型校准氦电离区的特征，发现16 Cyg A的包络中的氦丰度在0.231至0.251的范围内，16 Cyg B的包络中的氦丰度在0.218至0.266的范围内。
2014-05-29 astro-ph.SR
The Helium Abundance of NGC 6791 from Modeling of Stellar Oscillations
恒星的氦丰度是演化时间尺度的强大驱动力，但在冷恒星中很难测量。我们对NGC 6791进行了星震分析，这是一个古老的、富含金属的疏散星团，以前的研究表明它也有很高的氦丰度。该星团被开普勒观测到，并且对于星团中的许多红巨星分支恒星来说具有前所未有的光变曲线。以前用开普勒数据进行的星震研究通过对全球星震参数（$Δν$和$ν_{\mathrm{max}}$）进行基于网格的建模来限制年龄。然而，有了开普勒数据的精确性，有可能对单个模式频率进行详细的星震学研究，以更好地限制恒星参数，这对这些星团恒星来说还没有做到。在这项工作中，我们使用在27个氢壳燃烧红巨星观测到的模式频率，以更好地约束初始氦丰度（$Y_0$）和年龄的集群。每个红巨星的氦丰度和年龄的分布被结合起来，以创建整个星系团的年龄和氦丰度的最终概率分布。我们发现氦丰度为$Y_0=0.297\pm0.003$，相应的年龄为$8.2\pm0.3$ Gyr。
2019-03-01 astro-ph.SR
Helium abundance in a sample of cool stars: measurements from asteroseismology
太阳型主序星的结构分层主要取决于它的质量和化学成分。太阳型恒星的表面重元素丰度可以用传统的光谱学很好地确定，但是第二丰富的元素氦却不能。这是因为这类恒星的包层温度不足以激发氦。由于恒星的氦丰度会影响其结构和随后的演化，因此恒星氦丰度的不确定性使其整体性质（质量，半径，年龄等）的估计变得困难。也不确定。从精确测量的恒星振荡频率中检测到的声学毛刺特征提供了一种间接的方法来估计包层氦含量。我们使用氦电离引起的故障特征来确定{ \it Kepler}地震LEGACY样本中38颗恒星的包层氦丰度。我们的研究结果证实了原子扩散确实发生在太阳型恒星中。我们使用测量的表面丰度与恒星模型预测的沉降相结合，以确定初始丰度。初始氦和金属的质量分数随后被用来得到原始氦丰度的初步估计，$Y_p = 0.244\pm0.019$，和银河富集比，$ΔY / ΔZ = 1.226\pm0.849$。虽然目前的估计有很大的误差，由于有限的样本量，这种方法具有很大的希望，以确定这些参数，在即将到来的太空任务的时代。
2018-12-06 astro-ph.SR
Double-faced white dwarfs and the magnetic inhibition of convection
本文定量检验了双面白矮星表面氢含量不均匀性源于对流磁抑制的假设，通过两种方法计算临界磁场发现部分恒星可由氢或氦对流磁抑制解释，但结果不一，仍需考虑其他机制。
2025-10-15 astro-ph.SR
Kinematics of Subluminous O and B Stars by Surface Helium Abundance
大多数热的次矮星是低质量的核心氦燃烧恒星。它们的大气层通常缺乏氦，但少数有极富氦的表面。另外一部分具有中等的表面氦丰度，偶尔伴随着其他元素的特殊丰度。我们已经确定了一个样本的88个热的次矮星，包括38个氦缺乏，27个中间氦和23个极端氦星的径向速度和自行测量，连同距离，允许计算银河系的空间速度。我们已经研究了这三个群体的运动学，以确定它们是否属于相似或不同的银河系人口。在我们的样本中，大多数缺氦次矮星的运动学分布与厚盘星相似。富氦的sdBs表现出更多样化的运动学分布。虽然大多数可能是盘星，少数表现出更高的速度色散符合成员的星系晕人口。其中几颗晕型次矮星是Naslim等人（2011，2013）发现的重金属次矮星。
2017-01-11 astro-ph.SR
Doppler imaging of the helium-variable star a Cen
氦特有的恒星a Cen除了其众所周知的极端氦变率外，还表现出铁、氮和氧等元素的线轮廓变化。新的高S/N，高分辨率的光谱被用来执行一个定量测量的丰度的恒星和确定的关系，较重的元素在恒星表面的氦浓度和磁场方向的浓度。多普勒图像已经使用Rice和其他人在早期论文中描述的程序创建。一个替代的表面丰度映射代码已被用来模拟氦线的变化后，我们的多普勒成像的某些个别氦线产生平庸的结果。我们证实了长期存在的氦丰富和氦贫半球的一个岑，我们测量的差异超过两个数量级的氦丰度从一侧的恒星到其他。在氦丰富的半球的大部分地区，氦的过剩系数约为5。特别值得注意的是，我们发现贫氦半球具有非常高的氦-3丰度，约等于氦-4丰度。因此，Cen是氦-3恒星小组的新成员，也是该类中第一个公认的磁性成员。对于这里研究的三种金属，在赤道附近有两个与正磁场最大值相一致的强丰度集中区和两个稍弱的丰度集中区，其中氦浓度集中区位于中心位置，大致位于磁场的负峰值处，另一个强丰度集中区位于赤道附近，这不能用与氦丰度的任何简单对称性来解释或视磁场主极位置。
2010-07-06 astro-ph.SR
Hot subdwarf stars in close-up view IV. Helium abundances and the $^3$He isotopic anomaly of subdwarf B star
测定了44颗亮亚矮星B的大气参数和氦丰度。我们的样本中有一半以上是来自爱丁堡角巡天的新发现的恒星。我们表明，有效的温度和表面重力，可以从高分辨率的阶梯光栅光谱与足够的精度。通过比较高分辨率数据和中分辨率光谱的参数，确定了系统不确定度。氦丰度的测量精度很高。除了已知的氦丰度与温度的相关性外，还证实了氦丰度的两个不同序列。由于$^{3}$ He的富集，在8个sdBs的光谱中发现了氦线的显著同位素位移。这些恒星中的大多数都聚集在$27\,000\,{\rm K}$和$31\,000\,{\rm K}$之间的一个小温度范围内，非常类似于已知的$^{3}$富氦主序星B，它们也聚集在这样一个小条带中，但温度不同。讨论了氦序列和同位素异常。
2013-07-23 astro-ph.SR
Abundance analysis of a nitrogen-rich extreme-helium hot subdwarf from the SALT survey
我们已经进行了详细的光谱分析的富氦热亚矮星EC 20187-4939使用的数据在SALT调查的富氦热亚矮星。我们测量了它的有效温度，表面重力和化学丰度的光谱。它的半径也通过使用测光数据拟合光谱能量分布来确定，使用表面重力测量推断出质量为0.44 Msun。这颗恒星特别富含氦和氮，同时碳和氧都很弱。表面的丰度和质量被发现与氦白矮星合并的产物一致。讨论了在合并过程中α捕获对氮的丰度影响以及EC 20187-4939与其他碳弱相关天体之间的可能联系。
2023-03-02 astro-ph.SR
Asteroseismic modelling of solar-type stars: A deeper look at the treatment of initial helium abundance
对恒星物理的详细了解对于确定恒星的性质（如半径，质量和年龄）至关重要。在太阳型恒星建模中使用的重要输入物理学中，初始氦丰度仍然受到很好的约束。为此，在构建恒星模型网格时，初始氦丰度可以（i）通过使用固定到标准大爆炸核合成值的半经验氦-重元素富集比（${ΔY}/{ΔZ}$）或（ii）通过将初始氦丰度设置为自由变量来估计。采用35个小质量，太阳型恒星与多年开普勒测光从星震“遗产”样本，我们探讨了推断的恒星参数的系统不确定性（即，半径，质量和年龄）所产生的处理的初始氦丰度在恒星模型网格。与基于固定的${ΔY}/{ΔZ}$比率的网格相比，从具有自由初始氦丰度的网格导出的恒星质量和半径较低。我们发现，系统的不确定性的平均密度，半径，质量和年龄所产生的网格，采用固定值的${ΔY}/{ΔZ}$和那些与自由初始氦丰度为$\sim$ 0.9%，$\sim$ 2%，$\sim$ 5%和$\sim$ 29%，分别。我们报告说，系统的不确定性推断的质量和半径所产生的初始氦丰度在恒星网格的治疗范围内的预期精度限制欧空局的PLATO，虽然这是不是这样的年龄。
2020-10-15 astro-ph.SR
Understanding the variability of helium abundance in the solar corona using three-fluid modeling and UV observations
本研究受HERSCHEL探空火箭的内日冕氦丰度紫外观测启发，构建首个三维三流体倾斜日冕冕流带与慢太阳风模型，揭示氦丰度分异变化的物理过程，增进对慢太阳风起源的理解。
2024-06-21 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
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
Determining the initial helium abundance of the Sun
我们确定的依赖性的初始氦丰度和现今的氦丰度在对流信封的太阳模型（$\yim$和$\ysm$分别）的参数，用于构建模型。我们这样做是通过使用参考标准太阳模型来计算$\yim$和$\ysm$对输入参数的依赖性的幂律系数。我们使用这些依赖关系来确定$\yim$和$\ysm$之间的相关性，并使用这种相关性来消除除微观扩散率外的所有太阳模型输入参数中的$\yim$的不确定性。我们发现一个表达式的$\yim$，只依赖于$\ysm$和扩散率。通过采用日震法测定太阳表面氦丰度$\ysms= 0.2485\pm0.0035$和扩散率的不确定度为20%，我们发现初始太阳氦丰度$\yims$为$0.278 \pm 0.006$，与推导$\yim$和$\ysm$之间的相关性所使用的参考标准太阳模型（特别是所采用的太阳丰度）无关。当使用具有额外混合的非标准太阳模型时，我们导出了$\yims = 0.273 \pm 0.006$。在这两种情况下，推导出的$\yims$值高于直接从太阳模型校准中推导出的值，当低金属性太阳丰度（例如Asplund等人）在模型中采用。
2010-06-01 astro-ph.SR
Asteroseismic stellar modelling: systematics from the treatment of the initial helium abundance
尽管初始氦丰度是模拟太阳型恒星的一个重要因素，但这些恒星中的氦丰度仍然是一个缺乏约束的观测性质。这是因为这些恒星的有效温度不够高，不足以让氦离子化，因此无法使用光谱技术对氦的丰度做出任何结论。为此，恒星建模者通过半经验的氦-重元素比来估计初始氦丰度，并将其固定在标准的大爆炸核合成值上。根据恒星模型计算中所使用的太阳成分的选择，氦与重元素的比值（$ΔY/ΔZ$）在1和3之间变化。在本研究中，我们使用具有精确地震数据的Kepler“LEGACY”恒星样本，并探索采用不同的$ΔY/ΔZ$值（特别是1.4和2.0）所产生的推断恒星参数（半径、质量和年龄）的系统不确定性。用较高的$ΔY / ΔZ$值构建的恒星网格产生较低的半径和质量估计。我们发现半径、质量和年龄的系统不确定性分别为1.1%、2.6%和13.1%。
2020-07-07 astro-ph.SR
The Sensitivity of Convection Zone Depth to Stellar Abundances: An Absolute Stellar Abundance Scale from Asteroseismology
对流区的底部是类太阳振荡器的星震频谱中的声学干扰源，使人们能够精确测量该特征的声学深度。我们研究的对流区的深度的质量，恒星丰度，和输入物理的敏感性，特别是，使用的测量的声学深度的CZ作为一个独立的大气，绝对测量恒星金属丰度。我们发现，对于低质量恒星的主序与$0.4 M_{\odot} \le M \le 1.6 M_{\odot}$，声学深度对流区的底部，归一化的声学深度的中心的恒星，$τ_{cz,n}$，是一个强大的函数的质量，并在0.5-1%每0.1 dex水平在[Z/X]，因此也是一个敏感的探针的组成。我们估计了恒星模型中的理论不确定性，并表明，结合合理的观测不确定性，我们可以预期测量的金属丰度在0.15 - 0.3 dex的太阳类恒星。我们讨论了这项工作的应用旋转混合，特别是在所观察到的中F星李浸的上下文中，和distguishing不同的重元素的混合物之间。
2011-08-10 astro-ph.SR
Solar Cycle Variations in the Elemental Abundance of Helium and Fractionation of Iron in the Fast Solar Wind - Indicators of an Evolving Energetic Release of Mass from the Lower Solar Atmosphere
我们提出并讨论了强烈的对应关系，在较低的过渡区和现场测量的快速太阳风组成的排放长度尺度的演变在最近的太阳极小期。我们结合最近的分析表明，SOHO（和STEREO）的氦丰度（从风）和铁分馏的程度在太阳风（从ACE和STEREO）测量的（超颗粒）网络发射长度尺度的变化。正在形成的净图像是这样一幅图像：在快风中氦丰度和铁分馏程度的减少（接近光球层的预期值）表明，在最近的太阳极小期期间，将物质装载到快太阳风中的过程发生了重大变化。这一结果与使用NASA OMNI数据库对太空时代氦丰度的研究相结合，该数据库显示，在几个太阳周期的过程中，氦的缓慢衰减量被驱入日光层。
2011-09-07 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
Study with WhoSGlAd of the acoustic depth of the helium glitch across the seismic HR diagram and its impact on the inferred helium abundance
类太阳恒星中存在的声学故障特征包含了宝贵的信息。事实上，它是由声速的急剧变化引起的，因此携带了局部信息。一个这样的故障是由氢和第一和第二部分氦电离区域引起的氦故障，允许我们限制表面氦丰度。然而，调整到毛刺特征的函数非线性地取决于其发生的声学深度He。检索微弱的毛刺特征和估计$τ_{\textrm{He}}$是困难但关键的任务，以准确地测量毛刺参数，并最终准确地推断氦丰度。在本文中，我们的目的是提供一种方法来估计$τ_{\textrm{He}}$使用精确的地震指标，独立的恒星模型。因此，我们的目的是通过自动提供一个模型独立的测量毛刺的参数，以改善WhoSGlAd（全频谱和毛刺调整）的方法。我们计算的演变$T_{\textrm{He}}$，无量纲形式的声学深度，沿网格的模型和调整之间的经验线性关系$T_{\textrm{He}}$和平均大分离和频率比中定义的WhoSGlAd。我们进一步优化该估计值，以确保该方法的稳定性和准确性。所提出的方法提供了一个很好的估计的声学深度，并允许我们迅速检索所观察到的光谱的毛刺签名。我们证明，我们可以准确地模拟氦丰度的四个开普勒目标通过比较模型（两个版本的WhoSGlAd）和文献值。
2023-03-14 astro-ph.SR
Prospects for asteroseismic inference on the envelope helium abundance in red giant stars
恒星内部结构快速变化的区域通常被称为声学毛刺，因为它们在p模式的频率中产生了特征性的周期性特征。在这里，我们研究了红巨星分支星和团簇星中氦第二电离区产生的局域扰动。更具体地说，我们确定如何准确和精确的电离区的参数可以从恒星模型的振荡频率。我们使用的模型产生的三个不同的代码，不仅涵盖了广泛的阶段的演变沿红巨星阶段，但也纳入不同的初始氦丰度。我们讨论的条件下，这种适合鲁棒性和准确地确定氦的第二电离区的声学半径。从模式频率推断的电离区的确定的半径被发现是一致的局部最大值的第一绝热指数所描述的模型，这是与氦的第二电离区的外边缘。最后，我们考虑这种方法是否可以用来区分不同氦丰度的恒星。虽然观察到信号幅度的明确趋势，但除非恒星来自氦丰度差异很大的种群，否则任何区分都很困难，或者可以减少与拟合参数相关的不确定性。然而，我们的方法的应用可能是有用的区分不同的人口的红巨星在球状星团，不同的人口有非常不同的氦丰度已被观察到。
2014-03-27 astro-ph.SR
A possible formation channel for blue hook stars in globular cluster - II. Effects of metallicity, mass ratio, tidal enhancement efficiency and helium abundance
利用潮汐增强的星风，在双星系统中研究了金属丰度、主次星质量比、潮汐增强效率和氦丰度对球状星团中蓝钩星形成的影响.研究了28组不同输入参数的二元模型。对于每一组双星模型，我们提出了一个范围内的初始轨道周期，需要产生BHk星的双星。所有的双星模型都能产生不同轨道周期范围内的BHk星。我们还将所得结果与GC NGC 2808和ω Cen的Teff-logg图中的观测结果进行了比较。这两个GC中的BHk星大多数位于我们的理论模型预测的区域内，特别是当考虑C/N增强的模型大气时。研究发现，主次星质量比和潮汐增强效率对BHk星的形成影响不大，而金属丰度和氦丰度对BHk星的形成有重要影响，特别是氦丰度。具体地说，在双星模型中，随着氦丰度的增加，产生BHk星所需的初始轨道周期的空间范围明显变宽，无论采用其他输入参数。我们的结果与最近的观测和其他理论模型进行了讨论。
2016-09-29 astro-ph.SR
The helium abundance in the metal-poor globular clusters M30 and NGC6397
我们给出了两个贫金属星系团M30和NGC 6397的氦丰度。通过使用ESO甚大望远镜上的高分辨率光谱仪FLAMES和测量M30和NGC 6397中分别有24颗和35颗水平分支星的4471 A处的HeI线，已经获得了氦的估计值。这个样本代表了迄今为止在贫金属星系团中收集的最大的He丰度数据集。M30的He质量分数为Y=0.252 ± 0.003（σ =0.021），NGC 6397的He质量分数为Y=0.241 ± 0.004（σ =0.023）。这些值与宇宙学丰度完全一致，因此表明水平分支恒星的He含量并不强烈。Y分布的小范围与观测到的主序列分裂的预期一致。最后，我们发现了一个暗示，在NGC 6397中Y和[O/Fe]之间存在弱的负相关关系，这与贫氧星是由热质子捕获反应产物污染的（富He）气体形成的预测一致。
2014-03-03 astro-ph.SR
Neon and CNO Abundances for Extreme Helium Stars -- A Non-LTE Analysis
利用NLTE模型大气的光谱数据，对BD+10 2179、BD-9 4395和LS IV+6 002三颗极端氦星（EHes）进行了非LTE（NLTE）丰度分析。NLTE TLUSTY模型大气是用NLTE中处理的H、He、C、N、O和Ne计算的。模型大气参数的选择，从考虑到适合观察到的He I线的配置文件和电离平衡的C和N离子。然后使用SYNSPEC程序确定Ne以及H、He、C、N和O的NLTE丰度。LTE氖丰度从Ne I线的EHes：LSE 78，V1920 Cyg，HD 124448，和PV Tel，来自于已公布的模型和估计的NLTE校正应用，以获得NLTE氖丰度。我们表明，这些关键元素，包括Ne，推导出的丰度与冷合并产生的EHe的半定量预测（即，没有核合成过程中合并）的一个He白矮星与一个C-O白矮星。
2010-11-23 astro-ph.SR
Detection of fluorine in hot Extreme Helium Stars
本文的主要目的是探索热极氦星（EHes）中氟的丰度。过量的氟是冷的EHes和R Coronae Borealis（RCB）恒星的特征，并进一步加强了它们的紧密联系。对于热的EHes，这种与较冷的EHes的关系，基于它们的氟丰度是未经探索的。本文首次给出了10颗热EHe星的单电离氟谱线（F_i，{ \sc ii}）的氟丰度估计。在以3505 μ m和3850 μ m为中心的两个窗口中使用F 1，{ \sc ii}线测定氟丰度。10颗恒星中有6颗显示出类似于冷EHes的氟显着增强。两个贫碳热EHE没有显示出氟的签名，并有一个显着的低上限的F丰度。这些氟的丰度与其他元素的丰度在这些恒星中观察到的这些恒星的形成和演化提供了一个想法。氟与C、O和Ne的变化趋势表明，CO-He白矮星合并后显著的氦燃烧可以解释观测到的丰度的大部分。根据观测到的丰度，讨论了从白矮星合并的模拟预测。
2020-01-21 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
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
Abundances in HD27411 and the helium problem in Am stars
我们分析了A3 m恒星HD 27411的高分辨率光谱。我们比较来自ATLAS 9模型大气与那些使用更计算密集型ATLAS 12代码的丰度。我们发现丰度差异很小，表明ATLAS 9可用于中等化学特性。我们的丰度与扩散理论的预测一致，虽然对于某些元素，有必要计算非热力学平衡中的线剖面以获得一致。我们研究了Am/Fm星的有效温度和光度使用合成Stromgren指数来自计算光谱与大气丰度的HD 27411。我们发现Stromgren测光法计算的Am/Fm星的有效温度是可靠的，但光度可能太低。由于线覆盖效应，在推导这些恒星的红化时需要谨慎。对比脉冲星和非脉冲星与盾牌座δ星的相对比例，可以很清楚地看到，与目前的扩散模型相反，驱动区的氦并没有显著减少。
2011-12-14 astro-ph.SR
A helium-flash-induced mixing event can explain the lithium abundances of red clump stars
观测表明，低质量恒星表面$^7{\rm Li}$的丰度在红巨星分支的尖端和红团之间发生了巨大的变化。这自然暗示了与氦核闪光的联系，它发生在这两个阶段之间。使用恒星演化模型和一个简单的，特设的混合处方，我们证明了$^7{\rm Li}$增强可以解释由一个简短的化学混合事件，发生在第一次，最强的他子闪光。在闪光之前，$^7{\rm Be}$已经存在于氢燃烧的壳层上方，一旦它混合到较冷的包层中并经历电子捕获将其转化为$^7{\rm Li}$，就足以解释在红色团块处观察到的丰度。我们认为，激发内部重力波的剧烈湍流对流过程中的闪光可能提供了一个物理机制，可以诱导这种混合。
2020-09-02 astro-ph.SR
Abundance analyses of helium-rich subluminous B stars
光谱类型为O型和B型（He-sdB）的富氦热次矮星之间的联系相对来说还没有被探索过，因为后者在20世纪80年代被大量发现。为了进一步探索这种联系，我们分析了六颗He-sdB恒星的表面组成，包括LB 1766，LB 3229，SB 21（= Ton-S 137 = BPS 29503-0009），BPS 22940-0009，BPS 29496-0010和BPS 22956-0094。不透明度采样线覆盖模式大气已被用于推导大气特性和元素丰度。与太阳相比，所有恒星都是中等贫金属的（[Fe/H] ~ -0.5）。四颗恒星富含氮，其中两颗富含碳，至少有四颗似乎富含碳。数据不足以排除任何样本中的二元性。表面成分和富含氮的He-sdBs的轨迹目前最好的解释是两个氦白矮星的合并，或者可能是一个氦白矮星和一个后sdB白矮星的合并。富C He-SDB需要进一步研究。
2010-08-04 astro-ph.SR
Helium settling in F stars: constraining turbulent mixing using observed helium glitch signature
由于{ \it CoRoT}和{ \it Kepler}等天基飞行任务，最近在星震学方面的发展提供了对过去完全无法获得或只能很好地测量的恒星性质的处理。在几个这样的性质是表面氦丰度的F和G星。我们使用的振荡签名所引入的电离的氦在所观察到的振荡频率，以限制的量的氦解决F星。为此，我们确定了三个有前途的F星的原子扩散的标准模型预测大沉降（或完全耗尽）的表面氦。假设在包层对流区底部的湍流减缓了氦和重元素的沉降，我们发现包层混合质量约为$5 \times 10^{-4}$ M $_\odot$，这是再现所有三颗恒星氦特征的观测振幅所必需的。这比在先前使用重元素丰度测量进行的研究中发现的$10^{-6}$ M $_\odot$数量级的混合质量大得多。这表明了使用氦签名与重元素丰度的测量一起识别与原子扩散竞争的最重要的物理过程的潜力，最终允许正确解释所观察到的热星表面丰度，在模拟热星和冷星时一致使用原子扩散，并揭示了长期存在的宇宙学锂问题。
2019-08-14 astro-ph.SR
A data-driven estimate of the protosolar helium mass fraction
STAR Institute, Université de Liège（列日大学STAR研究所）；Department of Physics, Kurume University（久留米大学物理系）；Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS, Laboratoire Lagrange（蔚蓝海岸大学、蔚蓝海岸天文台、法国国家科学研究中心拉格朗日实验室）；Centre Spatial de Liège, Université de Liège（列日大学空间中心）
本文基于数据更新了原太阳氦质量分数，结合宏观混合效应和最新观测结果，修正了氦质量分数区间，揭示了宏观混合对原太阳氦估计的重要性。
2026-03-02 astro-ph.SR
Accreting pre-main sequence models and abundance anomalies in globular clusters
我们研究了在主序前阶段通过吸积污染物质在球状星团中产生氦增强星的可能性。我们遵循两个不同的类的前主序星吸积模型的演变，一个忽略和其他考虑到原恒星的演化。我们分析了最终的中央氦丰度的依赖关系，在HR图中的轨道位置和表面锂丰度演化的年龄，在该年龄的污染物质的吸积开始和主要的物理参数，统治的原恒星演化。后者是晚期吸积的开始，而较低的是吸积阶段结束时和ZAMS（零年龄主序列）的中心氦和表面锂丰度。为了使中心氦含量相应地增加，污染物质的吸积应该在小于100万年的年龄开始。原恒星演化的包含对ZAMS模型也有很大的影响。采用一个非常低的种子质量（即0.001 M $_{\odot}$）的结果在模型中具有最低的中心氦和表面锂丰度。吸积速率越高，核心和剩余表面锂中的最终氦含量越低。在最坏的情况下，即种子质量为0.001 M $_\odot$，吸积速率为$\ge 10^{-5}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$，中心氦根本没有增加，表面锂在最初的几百万年内完全耗尽。
2015-10-09 astro-ph.SR
The Helium Abundance in the Ejecta of U Scorpii
天蝎座U是一颗周期性的新星，已经在10次爆发中被观察到，最近一次是在2010年。我们目前的近红外光谱和光学光谱的2010年爆发的U斯科。从同时进行的光学和近红外观测中，发现U Sco的红化为$E(B-V) = 0.14\pm0.12$，与以前的测定一致。光谱显示的线宽和配置文件的演变与以前的爆发是一致的。发现宽分量中的速度高达14000 kms $^{-1}$，窄线分量中的速度高达1800 kms $^{-1}$，由于光学深度的变化，窄线分量在第8天左右变得可见。从光谱中，我们从最可靠的谱线中得出了氦丰度$N$（He）/ $N$（H）$ = 0.073\pm0.031$;这低于大多数其他估计值，并表明次级并不像以前的研究所建议的那样富含氦。
2011-09-13 astro-ph.SR
Advanced asteroseismic modelling: breaking the degeneracy between stellar mass and initial helium abundance
目前的恒星模型预测的绝热振荡频率显着不同的相应的观察到的频率，由于非绝热和知之甚少的近地表层的恒星。然而，某些频率组合-称为频率比-在很大程度上不受不确定的物理过程的影响，因为它们对恒星核心非常敏感。此外，氦电离的地震特征提供了包络特性，同时几乎与最外层无关。我们已经开发了一种先进的恒星建模方法，在这种方法中，我们补充频率比与氦电离区的参数，同时考虑到所有可能的相关性，把最严格的约束恒星内部结构。我们已经测试了开普勒基准星16天鹅座A的方法，并详细研究了氦毛刺参数约束基本恒星属性的潜力。它已明确表明，初始氦丰度和混合长度参数很好地约束在我们的框架内，减少系统的不确定性恒星质量和年龄所产生的，例如从众所周知的反相关的质量和初始氦丰度。包括16 Cyg B在内的另外6颗开普勒恒星的建模加强了上述发现，也证实了我们的方法基本上独立于与近地表层相关的模型不确定性。我们的方法在计算上相对昂贵，但是，它以自动化的方式精确地提供恒星质量，半径和年龄，为分析欧空局PLATO任务期间未来观察到的众多恒星铺平了道路。
2022-07-01 astro-ph.SR
The evolution of white dwarfs resulting from helium-enhanced, low-metallicity progenitor stars
一些球状星团拥有多个恒星星族，它们具有不同的化学丰度模式。这对于半人马座$ω$来说尤其如此，它显示了氦丰度高达$Y= 0.4$的富氦亚群的明确证据。我们提出了一个完整的和一致的一套从ZAMS到白矮星阶段的演化轨迹，适合于研究富氦祖先演化导致的白矮星的形成和演化。对白矮星演化及其富氦祖先的不同问题进行了探讨。特别是，残余物的最终质量，在热脉冲阶段过冲的作用，以及由此产生的白矮星的冷却明显不同于标准初始氦丰度的祖星的演化预测。最后，我们还探讨了由此产生的白矮星的脉动性质。我们发现，在本文探讨的初始质量的范围内，富氦祖细胞的最终质量明显大于预期的最终质量与通常的氦丰度的祖细胞。我们还发现，初始质量小于$M_\star \simeq 0.65\,M_\odot$的祖先直接演化成氦核白矮星在小于14 Gyr，和更大的祖先质量的演化所产生的低质量碳-氧白矮星是由剩余的核燃烧。对于氦核白矮星，我们发现它们的演化速度明显快于来自标准祖先的对应物。此外，与由具有标准氦丰度的祖星产生的白矮星相比，残留燃烧对白矮星冷却时间的影响不受祖星热脉冲阶段发生过冲的影响。
2016-11-18 astro-ph.SR
Non-Local Thermodynamic Equilibrium abundance analyses of the extreme helium stars: V652 Her and HD 144941
V652 Her和HD 144941，这两颗极端氦星具有非常低的C/He比，使用工具TLUSTY和SYNSPEC进行了非LTE丰度分析。定义的大气参数是从一个网格的非LTE大气和各种光谱指标，包括He I和He II线配置文件，离子对的电离平衡，如C II/C III和N II/N III。各种指标提供了一组一致的大气参数：V652 Her提供了$T_{\rm eff}$ =25000 $\pm$ 300 K、$\log g$ = 3.10 $\pm$ 0.12（cgs）和$ξ=13\pm2 {\rm km\,s^{-1}}$，HD 144941提供了$T_{\rm eff}$ =22000 $\pm$ 600 K、$\log g$ = 3.45 $\pm$ 0.15（cgs）和$ξ=10 {\rm km\,s^{-1}}$。与非长期演进分析相反，长期演进分析-长期演进大气和长期演进线路分析-以及可用指标不能提供一组一致的大气参数。对元素丰度的主要非LTE效应是对氖丰度的影响。一般认为这些极低C/He比的氦星是由两颗氦白矮星合并而成的。事实上，V652 Her的衍生成分与Zhang & Jeffery（2012）的预测非常一致，他们模拟了氦白矮星的缓慢合并;缓慢合并导致合并的恒星具有吸积的白矮星的成分。在HD 144941的例子中，它似乎是从贫金属恒星演化而来，一个缓慢的合并与观测…
2017-08-26 astro-ph.SR
Hot subdwarf wind models with accurate abundances II. Helium-dominated merger products CD-46 8926 and CD-51 11879
本研究探讨了表面丰度演化对氦主导热亚矮星 CD-46 8926 和 CD-51 11879 星风强度的影响，发现核合成产物丰度改变使质量损失率降低数十个百分点，提升了模型与观测的吻合度，并得出氦超丰亚矮星通常能启动星风的结论。
2024-01-08 astro-ph.SR
Exploring mass loss, low-Z accretion, and convective overshoot in solar models to mitigate the solar abundance problem
使用Asplund等人（2005，2009）或Caffau等人（2008，2009）新的较低丰度的太阳模型与日震推断的一致性不如使用Grevesse & Noels（1993）或Grevesse & Sauval（1998）较高丰度的模型。采用新的丰度会导致模型在对流区底部以下的声速差异高达1.4 $%$（与旧丰度的差异小于0.4 $%$相比），对流区太浅，对流区氦丰度太低。在这里，我们简要回顾最近试图恢复协议，我们评估模型的三个变化：早期质量损失，吸积低Z材料，对流过冲。这些尝试的一个目标是探索可以保留旧丰度获得的内部结构，同时容纳表面新丰度的模型。虽然质量损失和吸积模型显示出一些改进的协议与地震的限制，一个令人满意的解决方案，太阳丰度的问题仍然有待发现。此外，我们进行了初步的分析模型与Caffau等人。（2008年，2009年）丰度，表明声速差异减少到只有约0.6 $%$在对流区的基础上，相比之下，Asplund等人（2005）的丰度为1.4 $%$，Grevesse & Noels（1993）的丰度为0.4 $%$。此外，在具有Caffau等人（2008，2009）丰度的模型中包括质量损失可能会提高声速一致性，并有助于解决太阳能锂问题。
2010-02-23 astro-ph.SR
Stellar Models with Enhanced Abundances of C, N, O, Ne, Na, Mg, Si, S, Ca, and Ti, in Turn, at Constant Helium and Iron Abundances
最近的研究表明，大多数球状星团至少有两种不同的化学成分，以及在相似的[Fe/H]值下，平均[O/Fe]，[Mg/Fe]和[Si/Fe]比值的星团与星团之间的差异。为了研究这些和其他金属的丰度变化对H-R图和预测年龄的影响，计算了比例太阳能和增强α元素混合物的演化序列网格，以及其中每种金属C、N、O、Ne、Na、Mg、Si、S、Ca和Ti的假定[m/Fe]值依次增加的混合物。在常数[Fe/H]下为0.4 dex。这些轨道和年龄从6到14 Gyr的等时线是分别使用升级版的Victoria恒星结构程序和Regina插值程序计算的，其中-3.0 < [Fe/H] <-0.6，每个[Fe/H]值的氦丰度Y = 0.25、0.29和0.33。关闭光度与年龄的关系，从等时线发现，几乎完全取决于的重要性，HOC周期，从而主要是对丰富的氧。由于C、N和O以及Ne和S在低温和低密度下对不透明度没有显著贡献，因此它们丰度的变化不会影响红巨星的Teff标度。后者是仅Mg和Si（和Fe，可能在较小程度上）的丰度的强函数，因为它们是如此丰富，并且因为它们是低温下不透明度的强来源。由于这些原因，Mg和Si对主序星的温度也有重要影响。由于Na、Ca和Ti的丰度较低，它们对恒星模型的影响不大。还简要讨论了在固定的[Fe/H]下改变所采用的太阳能金属混合物和氦丰度的影响。
2012-06-08 astro-ph.SR
Rotating Solar Models with Low Metal Abundances as Good as Those with High Metal Abundances
根据低金属丰度建造的标准太阳模型（SSM）与地震推断的结果不一致。我们构建了低金属丰度的旋转太阳模型，包括增强沉降和对流过冲。在我们的一个旋转模式\textbf{AGSSr2a}中，对流过冲使我们能够恢复对流区底部（CZ）的半径，其水平为$1σ$。旋转混合几乎完全抵消了表面氦丰度的增强沉降，但只有部分表面重元素丰度。在$1σ$水平上，旋转和增强沉降的结合使地表氦丰度与$0.2485\pm0.0035$的地震推断值一致，并使模型具有比根据高金属丰度构造的SSM更好的声速和密度剖面。CZ的底部半径和\textbf{AGSSr2a}的表面氦丰度分别为$0.713$ $R_{\odot}$和$0.2472$;它与太阳之间的声速和密度相对差的绝对值分别小于$0.0025$和$0.015$。此外，我们的模型预测的中微子通量与以前的研究工作的预测是可比的。
2019-01-31 astro-ph.SR
Fingering Convection in Red Giants Revisited
指状（热盐）对流已经被援引了几年，作为一种可能的额外混合，这可能发生在红巨星，由于在氢燃烧区的核反应引起的化学成分的修改。然而，最近的研究表明，这种混合不足以说明所需的表面丰度。最近提出了一种基于三维数值模拟的指进对流新处方（BGS）。所得混合系数大于文献中先前给出的混合系数。我们使用这个新系数计算模型，并将其与以前的研究进行比较。我们使用LPCODE恒星演化代码与GNA广义版本的混合长度理论计算红巨星模型，我们引入指状对流使用BGS处方。结果表明，虽然指进区现在已经到达动力对流区的外侧，但混合的效率还不足以解释观测结果。指进混合系数应增加两个数量级，以达到所需的表面丰度。我们确认，指状对流不能是混合过程中需要考虑的表面丰度在RGB星。
2014-09-15 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
Fingering convection induced by atomic diffusion in stars: 3D numerical computations and applications to stellar models
已知富铁层是通过重力沉降和辐射悬浮的结合在恒星表面下形成的。它们的存在、性质和详细结构会影响各种恒星脉动模式的激发过程，因此必须仔细建模，以便更好地解释开普勒星震数据。本文研究了A型星中原子扩散和指状对流的相互作用及其在铁积累层建立和演化中的作用。要做到这一点，我们使用的指状对流的三维理想化的数值模拟，和一维现实的恒星模型相结合。使用三维模拟，我们首先验证了Brown等人最近提出的指状对流的混合处方。（2013），并确定了哪些系统参数（铁的总质量，铁扩散率，热扩散率等）。在地层的整体演化中发挥作用。然后，我们在Toulouse-Geneva Evolution代码中执行Brown等人（2013）的处方，以研究恒星表面下铁丰度分布的演变。我们发现，正如Théado等人（2009）首次讨论的那样，当忽略氦的同时沉降时，这种积累迅速导致平均分子量分布的反转，然后驱动指状对流。后者将铁与周围的材料非常有效地混合，并且产生的铁层非常脆弱。然而，考虑到氦沉降，部分稳定了铁的轮廓，对指状对流，和一个大的铁过剩可以积累。结果，不透明度也显著增加，在某些情况下最终触发动力对流。
2014-07-05 astro-ph.SR
The helium-rich subdwarf CPD-20 1123: a post-common envelope binary evolving onto the extended horizontal branch
亚发光B星有多种类型，包括单星、近距离和远距离联星以及脉动和非脉动变星。大多数表面氦含量不足（nHe<1%），少数表面氦含量极高（nHe>90%）。少数有中间的表面氦丰度（~ 10 - 30%），伴随着其他元素的特殊丰度。所提出的问题是：i）这些丰度特性是否与恒星从富氦祖先演变为正常贫氦sdB恒星时光球层内元素的辐射驱动和时间相关分层有关; ii）这些现象是否只发生在单sdB恒星中，或者也与双星中的sdB恒星有关。我们提出了一个明亮的中间氦sdB星CPD-20 1123（阿不思1）的精细分析，这表明它是冷的，热亚矮星，与Teff~23 000 K和表面氦丰度~17%的数量。其他的元素并没有表现出异常;与大多数sdB星一样，碳和氧基本上是耗尽的，而氮是富集的。镁通过硫似乎减少了约0.5 dex，但氯和氩大大增加。我们还提出了一系列的径向速度测量表明，该恒星是一个接近的二进制的轨道周期为2.3天，这表明它是一个后共包络系统。在密近双星中发现的一颗中间富氦sdB星，除了已知的和显然是单一的样本之外，支持了这样一种观点，即这些是非常年轻的sdB星，其中光球层的辐射驱动分层是不完整的。
2012-04-21 astro-ph.SR
What planetary nebulae tell us about helium and the CNO elements in Galactic bulge stars
使用合成模型计算了膨胀星的热脉冲渐进巨分支（TP-AGB）模型。我们的目标是通过再现银河系凸起行星状星云（PNe）的典型化学成分和中心恒星质量来推断典型的祖星质量和成分。AGB的尖端光度和观测到的缺乏明亮的碳星在隆起的模型相匹配。分析了五组星系核球PNe，以找到典型的丰度和行星状星云（CSPN）质量的中心星。这些全局参数与AGB模型相匹配。这些集合被证明是符合最大质量的CSPN具有最大的氦和重元素丰度。最富氦的（He/H $\ga$ 0.130或$Y\ga0.34$）PNe的CSPN质量估计在0.58和0.62 $ {\rm M}_{\sun}$之间。这些最高质量CSPN的形式$\log{\rm (O/H)}+12$的氧丰度估计为$\approx$ 8.85。TP-AGB模型的ZAMS质量在1.2和1.8 $ {\rm M}_{\sun}$之间，具有$Y_{\rm ZAMS}\approx0.31-0.33$和$Z_{\rm ZAMS}\approx0.19-0.22$，符合最高质量CSPN的典型全局参数、质量和丰度。根据ZAMS的氦丰度推断，大多数金属富集恒星的氦丰度意味着银河系核球存在$dY/dZ\sim4$。这些模型没有产生明亮的碳星，这与对核球的观测一致。这些模型产生了与观测一致的AGB尖端光度的隆起。这些模型表明，银河系隆起中最年轻的主序星在主序星上具有增强的氦丰度（$Y…
2012-10-26 astro-ph.SR
Helium Abundance of the Sun: A Spectroscopic Analysis
该研究以太阳为冷恒星代表，利用MgH/Mg及CH、C_2/C光谱线一致性和不同He/H的1D LTE模型大气，测定太阳氦丰度及质量分数。
2024-08-06 astro-ph.SR
The solar abundance problem: the effect of the turbulent kinetic flux on the solar envelope model
最近的三维模拟表明，湍流动力学通量（TKF）是显着的。我们讨论了TKF对对流区大小的影响，发现TKF可能有助于解决太阳丰度问题。太阳丰度问题是，随着新的丰度，太阳对流区深度、辐射内部的声速、对流包层中的氦丰度和密度与日震反演不一致。为了检验TKF廓线对太阳对流包络模式的影响，我们对不同廓线的太阳对流包络模式进行了蒙特卡罗模拟。AGSS 09组成的标准太阳对流包层模式在密度上与日震逆温存在显著差异（$\rm{\sim 10 %}$），而旧组成GN93的模式在密度上差异较小（$\rm{\sim 0.5 %}$）。在采用不同TKF的试验模型中，发现对流层底部的密度廓线对TKF值敏感，对流层底部的密度廓线对TKF结构不敏感。底部湍流动力学光度的要求值约为$\rm{-13%\sim-19%L_{\odot}}$。与3D模拟相比，该值是合理的。本研究仅针对太阳对流层。为了研究TKF对对流层以下太阳内部结构的影响以及整个太阳丰度问题，需要使用TKF的演化太阳模型，但需要TKF在过冲区的廓线。
2014-04-19 astro-ph.SR
Evidence for distinctive changes in the solar wind helium abundance in cycle 24
α粒子相对于质子的相对丰度，通常表示为$A_{He}$ =（$n_α/n_p$）*100，已知对太阳活动作出反应，尽管其在过去四个太阳活动周期中的行为变化尚不清楚。本文通过系统地分析日地系统第一拉格朗日点的相互校准的$A_{He}$数据，指出第24太阳周的$A_{He}$变化与前三个太阳周有明显的不同。与前三个周期中典型的$A_{He}$ = 4-5%事件的优势相反，在第24周的慢/中等太阳风中，$A_{He}$ = 2-3%事件的频率明显较高。此外，第24周期中$A_{He}$ $\geq$ 10%事件的发生率显著降低。不仅如此，$A_{He}$相对于峰值太阳黑子数量的延迟变化对第24周太阳风速度的变化不太敏感。调查表明，日冕磁场配置从第23周开始发生系统性变化，这种改变的磁场配置影响了太阳大气中氦的处理和耗尽方式。
2021-02-10 astro-ph.SR
A search for heavy-metal stars: abundance analyses of hot subdwarfs with Subaru
在一小群热次矮星中发现了极其富含锆和铅的表面，这引发了关于热恒星大气化学特性及其进化起源的问题。由于2014年只知道三颗，斯巴鲁望远镜开始了对更多“重金属”次矮星的有限搜索。在高分辨率下观测到了5颗表面氦丰度从中等到高的热次矮星，并分析了它们的表面性质和丰度。本文报告了其中四颗恒星的分析结果。PG1559+048和FBS1749 +373只有中等的氦富集度，显示出强的三重电离铅谱线。PG1559+048也显示出锗和钇的强烈过量。Ton 414和J17554+5012表面的氦含量更高，没有重金属富集的迹象。这一有限的调查表明，如果恒星的氦含量太高，那么在热的亚矮星大气中通过选择性辐射悬浮实现的“重金属”的极端富集就会受到抑制。
2019-10-20 astro-ph.SR
The convective kissing instability in low-mass M-dwarf models: convective overshooting, semi-convection, luminosity functions, surface abundances and star cluster age dating
研究低质量M矮星对流接吻不稳定性，通过MESA模型分析对流超射与半对流对赫罗图演化轨迹及表面丰度的影响，并利用合成星群颜色-星等图重现主序间隙，提出星团年龄测定方法。
2023-09-14 astro-ph.SR
Evidence for Enhanced Helium Enrichment from Asteroseismology
The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；The University of Hong Kong（香港大学）
通过比较亚巨星观测与预测光度，推断出与金属丰度相关的氦增丰斜率，表明常用假设可能低估高金属丰度恒星的氦丰度，并影响恒星年龄与结构。
2026-09-09 astro-ph.SR
Computational Method for a Fractional Model of the Helium Burning Network
恒星核可以被认为是一个核反应堆，在向星际介质注入新的合成元素方面发挥着重要作用。氦燃烧是通过三α过程合成碳和氧等关键元素的重要阶段。本文介绍了恒星核氦燃烧分数阶模型的计算方法。用级数展开法同时求解分数阶微分方程组。计算是在修正的Riemann-Liouville分数阶导数意义下进行的。解析表达式得到的丰富的每一个元素作为时间的函数。将分数参数α=1（代表整数解）下计算的丰度与数值解进行比较，发现最大误差ε=0.003。在α=0.25、0.5、0.75下计算产物丰度，以声明改变分数参数对计算的影响。
2017-10-23 astro-ph.SR
