In order to characterize how dark matter (DM) annihilation inside stars changes the aspect of a stellar cluster we computed the evolution until the ignition of the He burning of stars from 0.7 to 3.5 M_sun within halos of DM with different characteristics. We found that, when a cluster is surrounded by a dense DM halo, the positions of the cluster' stars in the H-R diagram have a brighter and hotter turn-off point than in the classical scenario without DM, therefore giving the cluster a younger appearance. The high DM densities required to produce these effects are expected only in very specific locations, such as near the center of our Galaxy. In particular, if DM is formed by the 8 GeV WIMPs recently invoked to reconcile the results from direct detection experiments, then this signature is predicted for halos of DM with a density rho_DM = 3 \cdot 10^5 GeV cm^3. A DM density gradient inside the stellar cluster would result in a broader main sequence, turn-off and red giant branch regions. Moreover, we found that for very high DM halo densities the bottom of the isochrones in the H-R diagram rises to higher luminosities, leading to a characteristic signature on the stellar cluster. We argue that this signature could be used to indirectly probe the presence of DM particles in the location of a cluster.
Turbulent Mixing and Nuclear Burning in Stellar Interiors
原子核的湍流燃烧是恒星演化过程中的一种常见现象。在这里，我们研究一个具有挑战性的情况下：合并的氖和氧燃烧壳层在23 M $_{\odot}$明星。一个以前未知的准稳态是由混合，湍流传输和核燃烧之间的相互作用建立的。由此产生的恒星结构有两个燃烧的外壳在一个对流区。我们发现，新的氖燃烧层覆盖了对流区的扩展区域，燃烧峰值发生在Damköhler数首次等于1的位置以下。这些特征不同于类似的摄入事件的一维恒星演化模型所预测的特征。我们开发的平均场湍流方程，治理成分的演变，并用它们来解释我们的数据集。一个重要的副产品是一种手段来量化亚网格尺度的数值水动力方案固有的影响。对于隐式大涡模拟，分析方法特别强大，因为它可以揭示模拟流在何处以及如何通过分辨率进行修改，并提供耗散或诱导输运效应的直接物理解释。专注于我们的分析的平均场组成方差方程，我们恢复了Kolmogorov率的湍流耗散没有它被强加，与以前的结果，使用湍流动能方程。
3D simulations of a complete convective silicon shell burning phase
Keele University（基尔大学）；Kavli IPMU (WPI), University of Tokyo（东京大学 Kavli 宇宙物理数学联合研究所（WPI））；Heidelberger Institut für Theoretische Studien（海德堡理论研究所）；INAF, Osservatorio Astronomico di Trieste（意大利国家天体物理研究所的里雅斯特天文台）；INFN, Sezione di Trieste（意大利国家核物理研究所的里雅斯特分部）；University of Basel（巴塞尔大学）；Centre for Astrophysics Research, University of Hertfordshire（赫特福德大学天体物理学研究中心）；School of Physics and Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学物理与天文学学院）；Aster Scientific；Geneva Observatory, Geneva University（日内瓦大学日内瓦天文台）；Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）
MgAl burning chain in M 54: the globular cluster-like properties of a nuclear star cluster
Osservatorio Astrofisico di Arcetri（阿切尔奇天文台）；Dipartimento di Fisica e Astronomia, Università degli Studi di Bologna（博洛尼亚大学物理与天文学系）；INAF, Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚空间科学与天体物理观测站）；INAF, Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）
Gravitational-wave constraints on the pair-instability mass gap and nuclear burning in massive stars
Cardiff University（卡迪夫大学）；H. H. Wills Physics Laboratory, Tyndall Avenue, Bristol（布里斯托 H.H. 威尔斯物理实验室）；The University of Chicago（芝加哥大学）；Northwestern University（西北大学）；University of Oxford（牛津大学）；ICREA（加泰罗尼亚高级研究院）；Institut de Ciències del Cosmos (ICCUB), Universitat de Barcelona（巴塞罗那大学宇宙科学研究所）；Universität Heidelberg（海德堡大学）
A new $^{12}$C + $^{12}$C nuclear reaction rate: impact on stellar evolution
这项工作提出了新的$^{12}$ C + $^{12}$ C反应速率的形式与相关的不确定性估计的数值表，以及分析公式，可以直接实施到恒星演化代码。本文进一步描述了这些新的速率对恒星中C燃烧的影响。我们确定反应速率的两个横截面外推模型：一个基于融合阻碍现象，和其他融合阻碍加上共振，并比较我们的结果与以前的数据。使用GENEC的恒星演化代码，我们研究了这些新的利率如何影响的C-燃烧阶段在两套恒星模型的恒星12 M $_{\odot}$和25 M $_{\odot}$初始质量的选择是高度代表的大质量恒星的多样性。两组恒星模型中碳燃烧的有效温度完全被目前实验数据的灵敏度所覆盖，不需要外推速率。虽然在典型的碳燃烧温度下，速率可能相差一个数量级以上，但在该阶段对恒星结构的影响仍然不大。这是恒星结构根据核反应速率的变化而重新调整的结果，这些反应对能量的产生很重要。对于阻碍的情况下，C-燃烧相被发现发生在中心温度比与阻碍加共振率高10\%。它的碳燃烧寿命减少了两倍。然而，这个模型比另一个模型损失更多的熵，因此更早地进入简并状态，这将影响在前核心坍缩时间的演化的最后阶段。阻碍模型产生高达60%以上的氖。在C-燃烧阶段发生的S-过程的不同速率的影响是适度的，改变最多20%（钴）的S-处理元素的最终丰度。
The SPAr burning: proton captures powering carbon-oxygen shell mergers in massive stars
Istituto Nazionale di Fisica Nucleare - Laboratori Nazionali del Sud（意大利国家核物理研究所南方实验室）；Konkoly Observatory, Research Centre for Astronomy and Earth Sciences, HUN-REN（孔科利天文台，匈牙利研究与创新网络地球与天文学研究中心）；CSFK HUN-REN, MTA Centre of Excellence（匈牙利科学院卓越中心（CSFK））；Istituto Nazionale di Astrofisica – Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；University of Bayreuth（拜罗伊特大学）
Thermal convection in rotating spherical shells: temperature-dependent internal heat generation using the example of triple-$α$ burning in neutron stars
Structure of Convective-Reactive Zone in a Supernova Progenitor
Aster Scientific；Heidelberger Institut für Theoretische Studien（海德堡理论研究所）；Monash University（莫纳什大学）；Keele University（基尔大学）；University of Tokyo（东京大学）；University of Geneva（日内瓦大学）；Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）
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）
Nuclear Structure and the Fate of Core Collapse (Type II) Supernova
很长一段时间里，格里·布朗和他的合作者汉斯·贝特（Hans Bethe）一直在考虑核心坍缩（II型）超新星的最终命运问题。回顾了关于K介子凝聚态的原子核结构和致密核物质的软状态方程的想法，他们得出结论，质量低至17- 18 M $_\odot$（包括超新星1987 A）的祖星可能坍缩成质量略高于1.5 M $_\odot$的小质量黑洞，这是他们推导出的中子星的上限。我们讨论了另一种原子核结构效应，它决定了氦燃烧结束时的碳氧比（C/O）。这个比例也决定了II型超新星的命运，富碳的祖星产生中子星，富氧的坍缩成黑洞。虽然C/O比是恒星演化中最重要的核输入之一，但它仍然没有足够的精确度。我们讨论了未来的努力，测量与γ束和TPC探测器的12 C（a，g）16 O反应，决定恒星氦燃烧的C/O比。
