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
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
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
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
Effects of resolution and helium abundance in A star surface convection simulations
我们目前的结果从二维辐射流体动力学模拟完全可压缩对流的A型星的表面层与ANTARES代码。光球对流速度场的光谱指标显示在Teff ~8000 K附近速度最大。在这个范围内，最大的值是在Am星的子群中测量的。到目前为止，没有预测模型，无论是理论还是数值，能够准确地再现在该温度范围内的尖锐线A和Am星的线轮廓。一般来说，A星的氦丰度无法从观测中得知。因此，我们在模拟中考虑了两种极端情况：太阳氦丰度作为上限，氦丰度为零作为下限。模拟的氦自由的情况下，发现不同的情况下，太阳氦丰度较大的速度，较大的流动结构，并通过一个符号反转的氢电离区内的动能通量。这两个模拟显示扩展冲击波前出现的光学表面，以及混合远低于该地区的部分电离氢，和垂直振荡后出现的初始扰动已被阻尼。我们讨论了与A型星表面快速辐射冷却有关的问题，如分辨率和有效弛豫。目前的工作被认为是朝着系统研究A至F型恒星中的对流迈出的一步，这是受到来自星震学飞行任务和高分辨率光谱学的关于这些天体的新数据的鼓舞。
2009-05-01 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
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
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
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
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
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
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
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
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
Globular clusters as laboratories for stellar evolution
球状星团一直被认为是天体物理学中最接近物理学家实验室的东西，因此是（低质量）恒星演化的理想实验室。然而，最近的观察给这种长期存在的范式蒙上了阴影，表明存在着多个丰度模式差异很大的种群，而且-至关重要的是-氦丰度也差异很大。在这篇评论中，我们讨论了赫兹-罗素图的功能，可用作氦丰度指标，并提出了一个概述可用的限制在球状星团的氦丰度。
2009-10-07 astro-ph.SR
Helium absorption in exoplanet atmospheres is connected to stellar coronal abundances
10830埃附近氦三重态的凌日观测是研究系外行星大气及其质量损失的成功工具。形成这些谱线需要外行星大气中氦的电离和复合。这种电离是由极紫外线（EUV）波长的恒星光子引起的;然而，目前还没有活跃的望远镜可以观察到这部分恒星光谱。恒星极紫外光谱的相关部分由单独的发射谱线组成，其中许多是由日冕温度下的铁形成的。由于第一电离势（FIP）效应，在高活动低质量恒星中，日冕中的恒星铁丰度经常被观测到耗尽。我表明，恒星与高与低日冕铁丰度遵循不同的标度律，将它们的X射线发射和窄波段EUV通量，导致氦电离。我还表明，恒星的铁，氧丰度比在日冕中可以合理地从X射线CCD光谱测量，产生类似的结果，以高分辨率的X射线观测。考虑到日冕铁丰度，可以减少目前观察到的EUV辐射与系外行星氦过境深度之间的关系的大散射，改善系外行星透射光谱学的目标选择标准。特别是，以前令人困惑的海王星系外行星没有检测到氦，现在符合修订后的标度定律的预期。
2022-02-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Non-WKB Models of the FIP Effect: Implications for Solar Coronal Heating and the Coronal Helium and Neon Abundances
我们更详细地回顾了太阳色球层中元素丰度分馏的模型，该模型引起了日冕和风中的“FIP效应”。第一电离势低于约10 eV的元素，即那些主要在色球层中电离的元素，在日冕中富集3-4倍。我们模拟阿尔芬波的传播通过色球层使用非WKB治疗，并评估与这些波的有质动力。在太阳条件下，这通常在色球层中指向上方，并增加了日冕中色球层离子的丰度。我们的新方法捕捉到了太阳日冕丰度异常的本质，包括相对于H的He的耗尽，以及最近在文献中讨论的Ne的推定耗尽。我们还认为，FIP效应提供了迄今为止最有力的证据阿尔芬波的能量通量足以加热日冕。然而，这些波似乎也必须在日冕中产生，以保持相当规则的分离模式，而不会在日冕和低速太阳风中观察到环与环之间的强烈变化。
2009-01-21 astro-ph.SR
On the Origin of the Slow Speed Solar Wind: Helium Abundance Variations
第一电离势（FIP）效应是在日冕和低速太阳风中观测到的Fe和其他第一电离势低于约10 eV的元素的丰度高于光球值的现象。在我们的模型中，这种分离是通过有质动力来实现的，当阿尔文波通过太阳色球层中陡峭的密度梯度传播或反射时，就会产生有质动力。这也是低FIP元素被电离的区域，并且高FIP元素在很大程度上是中性的，导致分离，因为离子与波相互作用，而中性元素不与波相互作用。氦是具有最高FIP的元素，因此在向上移动时最后保持中性，可以在这种模型中耗尽。在这里，我们调查这种消耗不同的环路长度和磁场强度。色球层顶部有质动力的浓度随着阿尔芬波频率的变化而变化，阿尔芬波频率与上覆冕环的共振频率、磁场以及环的长度有关。我们发现，更强的损耗，他获得较弱的磁场，在频率接近或略高于环共振。这些结果可能与观测到的慢风太阳He丰度随风速的变化有关，慢速度太阳风具有更强的He损耗。
2012-04-12 astro-ph.SR
The chemical composition of donors in AM CVn stars and ultra-compact X-ray binaries: observational tests of their formation
我们研究了超致密双星（AM CVn星和超致密X射线双星）的形成，重点是这些系统中施主的表面化学丰度。在这些系统的光谱中没有令人信服地检测到氢。三种不同的形成方案涉及不同的施主星，白矮星，氦星或演化的主序星。使用详细的演化计算，我们表明，氦WD捐助者和演变的主序星的丰度接近平衡的Hoc处理的材料，和详细的丰度与核心温度，从而MS祖先的质量。演化的MS供体通常留下痕量的H。对于混合或CO白矮星供体，碳和氧的丰度取决于氦燃烧的温度，从而取决于祖先的氦核心质量。对于氦星的施主，除了它们的质量外，丰度还强烈地依赖于在质量转移开始前燃烧的氦的量，范围可以从未加工的，因此几乎等于hoc加工的物质，到强烈加工的，因此富含C/O和缺乏N。我们简要地讨论了这些情况下的相对频率氦星捐助者，根据人口合成结果。最后，我们给诊断应用我们的结果观察到的系统，并发现最重要的测试是N/C比，这可以表明形成的情况下，以及在某些情况下，质量的捐助者的祖先。此外，如果观测到，N/O、O/He和O/C比值可以区分氦星和WD施主。应用到已知的系统，我们发现WD捐助者的证据在AM CVn系统GP Com，CE 315和SDSS J 0804 +16和证据的混合WD或非常演化的氦星捐助者的UCXB 4U 1626-67和4U 0614+09。[删节]
2009-09-18 astro-ph.SR
On the surface helium abundance of B-type hot subdwarf stars from the WD+MS channel of Type Ia supernovae
本文通过引入原子扩散和恒星风，利用MESA模拟WD+MS通道中Ia型超新星幸存伴星的演化，发现其核心氦燃烧阶段表面氦丰度与观测到的中等富氦热亚矮星一致，支持其可作为该类天体的形成来源。
2024-04-02 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
Distorted surfaces of magnetic helium-peculiar stars: An application to a Cen
氦特殊的磁性化学特殊的恒星在其表面显示出氦丰度的变化。由于相关的大气尺度高度变化，恒星表面变得扭曲，富氦区域向内凹陷。实际上，在由于不透明效应而导致的通量变化之上，凹陷的富氦表面区域在光学区域中变得不那么亮，而在紫外线区域中变得更亮。本文研究了非球面对日冕光变曲线的观测效应。我们采用由多普勒成像得到的He、N、O、Si和Fe的表面分布，并引入与氦丰度成正比的畸变效应，模拟了该恒星的光变曲线。我们发现，虽然大部分的光学和紫外线的变化，这颗星的结果，由于氦和铁的不均匀的表面分布的流量重新分配，减少光的变化，由于氦相关的表面扭曲导致模拟的光学光变曲线和光变曲线与BRITE卫星观察到的更好的协议。
2020-02-04 astro-ph.SR
Measuring helium abundance difference in giants of NGC 2808
在几个球状星团（GC）中发现了多个种群，这些星团没有显示出金属丰度的分布。它们的CMD的不寻常特征可以解释为属于子种群的恒星的氦含量的差异。He丰度的差异从未被直接观察到。我们试图测量这些差异在两个巨大的NGC 2808恒星非常相似的参数，但不同的Na和O丰度，因此，可能属于不同的子群体，通过直接比较他们的He I 10830线。He 10830谱线形成于色球上层。我们的详细模型推导出色球结构使用Ca II和H $α$，并模拟相应的He I 10830线轮廓。我们表明，在一个给定的值，他丰富，他我10830等效宽度不能显着改变，而相应的更大的变化，在钙II线。我们用VLT-CRIRES获得了10830 nm区域的高分辨率光谱，用VLT-UVES获得了目标星的Ca II和H $α$线的光谱。这两颗靶星有非常相似的Ca II和H $α$线，但在He区的外观不同。一条线，蓝移17公里秒$^{-1}$相对于他10830休息波长，检测到的光谱中的钠丰富的恒星，而钠贫星光谱是一致的非检测。光谱的差异是一致的，最接近的解释是两颗恒星的He丰度差异为$ΔY \ge$ 0.17。我们提供了直接的证据，证明NGC 2808中不同亚族的巨星存在显著的He线强度差异，这是以前用其他光度和光谱方法探测到的。
2011-05-02 astro-ph.SR
MUSE observations of NGC330 in the Small Magellanic Cloud. Helium abundance of bright main sequence stars
本文介绍了用MUSE@VLT积分场摄谱仪对小麦哲伦星云星团NGC 330中最亮主序星的观测结果。利用这一宝贵的仪器，我们可以研究这一年轻星团的恒星星族的光度和光谱特性。测光数据为我们提供了一个精确的色星等图，这似乎支持存在两个年龄分别为$\sim$ 1800万年和$\sim$ 3000万年的恒星星族，假设金属丰度为Z = 0.002。根据这些光谱数据，我们计算出了NGC 330有效半径Reff= 20”内10颗主序星的氦丰度，从而得到了$ε(He)$ = 10.93 $\pm$ 0.05（1 $σ$）.可能属于这两个可能的恒星星族的恒星的氦元素丰度在不确定性范围内没有表现出差异或二分法。因此，我们的研究结果表明，两个恒星星族的NGC 330，如果他们存在，共享类似的原始氦丰度。如果我们在分析中考虑恒星自转速度，就不能排除经历不同自转值的同时代（3千万年）恒星星族。在这种情况下，< $ε(He)$ >在我们的分析中获得的平均氦丰度rot是11.00 $\pm$ 0.05 dex。我们还验证了可能的NLTE效应不能确定与我们的分析，因为光谱分辨率，他们是在我们推导的丰度他的不确定性。此外，分析的He丰度作为一个函数，从观察到的恒星的集群中心的距离没有显示出任何相关性。
2020-02-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Radiative transfer in cylindrical threads with incident radiation VI. A hydrogen plus helium system
氦的谱线通常在太阳上观测到。这些观测包含了太阳外部结构的物理条件和He/H丰度变化的重要信息。在氢和氦谱线中可见的色球和日冕环状结构的建模需要使用基于圆柱几何中NLTE辐射转移的适当诊断工具。我们采用迭代数值方法求解NLTE辐射转移方程和原子能级布居数的统计平衡方程。这些方程交替求解氢和氦原子，使用圆柱坐标和规定的太阳入射辐射。电子密度由两个原子的电离平衡决定。包括二维效应。分析了主氦谱线的形成机理，并对圆柱体内部的氦源进行了定位。研究了谱线强度随温度、压力和氦丰度的变化。同时计算的氢和氦线，执行新的数值代码，允许环路模型的建设，包括扩展的温度范围。
2009-05-21 astro-ph.SR
Solar models with new low-metal abundances
在过去十年中，许多观测者对太阳的光球丰度进行了数次修正。新的低金属丰度的标准太阳模型（SSM）不同意日震结果和检测到的中微子通量。太阳模型问题困扰了一些恒星物理学家十多年。旋转，增强扩散，对流过冲，和磁场被用来调和新的丰度与日震学。增强扩散模型中的\textbf{too}低氦\textbf{subsurface abundance}可以通过旋转和磁场引起的混合来改善。旋转模式中对流区的深度问题可以通过对流超调来解决。因此，Asplund-Grevesse-Sauval旋转模型包括超调（AGSR）再现了地震推断的声速和密度剖面，对流区深度以及Grevesse和Sauval（GS 98）模型之前计算。但该模型不能再现地表氦丰度0.2393（$2.6$ $σ$偏离地震值）和中微子通量。AGSM模型保持了AGSR模型的一致性，提高了对地表氦丰度的预测。AGSM合理地再现了观测到的分离比$r_{02}$和$r_{13}$。此外，用该模型计算的中微子通量与实测中微子通量和前人的预测值相差不远。
2016-03-05 astro-ph.SR
Omega Centauri: weak MgH-band in red giants directly trace the helium content
利用高光谱分辨率和高信噪比的光学光谱分析了半人马座球状星团中红巨星的恒星参数和氦等15种元素的化学丰度。采用理论光球和He/H $-$比的组合对MgH和Mg线的同时丰度分析被证明是评估温度低于4400 K的红巨星的氦丰度的唯一强有力的探针，否则氦线跃迁（He { \scs I} 10830和5876）可用于直接谱线分析。氦增强模型光球对丰度比的影响小于0.15 dex，与过去的研究一致。本文测量的最富金属的星系团成员的第一个间接光谱氦丰度揭示了7个氦增强巨星的发现（$Δ$ $Y=+$ 0.15 $\pm$ 0.04），这是迄今为止光谱发现的最大的此类样品。$-$ 0.79 $\pm$ 0.06 dex的平均金属丰度和O、Na、Al、Si、Ca、Ti、Ni、Ba和La的丰度与半人马座欧米茄红巨星分支（RGB-a）和亚巨星分支（SGB-a）种群的值一致，表明样本之间存在进化联系。巨星中的He增强与较大的$s$过程元素丰度有关，这些元素与Al相关，而与O相关。这些结果支持在富含快速旋转大质量恒星、爆炸为超新星的双星和渐进巨星分支（AGB）恒星的喷出物的星际介质中形成氦增强、富含金属的半人马座欧米茄种群。
2020-04-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spots structure and stratification of helium and silicon in the atmosphere of He-weak star HD 21699
磁星HD 21699具有独特的磁场结构，其磁偶极子偏离中心0.4 +/-0.1恒星半径（垂直于磁轴），结果，在恒星表面上，磁极彼此靠近，角距为55 $^o$，而不是在中心的情况下看到的180 $^o$。偶极两个磁极分别形成一个大的“磁斑”。获得高分辨率的光谱，允许他我和硅II丰度的变化作为旋转相位的函数进行研究。结果表明，氦丰度主要集中在靠近磁极的一个半球，而在磁场线与恒星表面水平的另一个半球，氦丰度相对较弱。同时，硅丰度在180 - 320 $^o$之间最大，这也是氦丰度最弱的地方。这些丰度的变化（与旋转相位）支持的预测原子扩散理论中存在的磁场。同时，这些结果支持了恒星磁场中异常结构形成的可能性。硅和氦丰度的垂直分层分析表明，丰度跳跃的边界（在两步模型中）对于每个元素都是相似的; $τ_{5000}$ = 0.8-1.2（氦）和0.5-1.3（硅）。在层中的元素丰度的有效形成的选定的吸收线的各个阶段也与低过渡水平的激发能：丰度增强较高的激发能和较高的光学深度内所应用的模型大气。
2009-11-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Helium abundance and speed difference between helium ions and protons in the solar wind from coronal holes, active regions, and quiet Sun
目前主要有两种模型来解释初生太阳风的释放、加热和加速机制，即波湍流驱动模型（WTD）和重联环开放模型（RLO）。考虑到不同磁区产生的氦离子的统计观测特性可以为太阳风的模拟提供有价值的信息，我们研究了冕洞（CH s）、活动区（AR s）和平静太阳（QS）的氦丰度（A_He）和氦离子与质子速度差（v_alpha，p）的统计特性。发现太阳风在A_He和v_alpha，p/v_A（其中v_A为局部阿尔芬速度）空间中呈双峰分布。CH风的观测值主要集中在较高的A_He和v_alpha、p/v_A值，且A_He分布范围较小; AR风和QS风的观测值主要集中在较低的A_He和v_alpha、p/v_A值，且A_He分布范围较大。源区的磁性差异和与之相关的物理过程可能是造成A_He和v_alpha，p/v_A不同性质的原因。统计结果表明，在所有太阳风源区，WTD和RLO两种太阳风产生机制并行工作。在CH区，WTD起主要作用，而RLO机制在AR和QS中更重要。
2018-05-08 astro-ph.SR physics.space-ph
The Temperature Anisotropy and Helium Abundance Features of Alfvénic Slow Solar Wind Observed by Parker Solar Probe, Helios, and Wind Missions
本文利用PSP、Helios和Wind数据统计分析高度阿尔芬尼化慢速太阳风的温度各向异性与氦丰度，发现其近太阳普遍存在、呈U形速度分布并含低速群体，且与快速太阳风源区不完全相同。
2025-06-05 astro-ph.SR physics.space-ph
The Hubble Space Telescope UV Legacy Survey of Galactic Globular Clusters. XVI. The helium abundance of multiple populations
最近的工作，基于哈勃太空望远镜（HST）银河系球状星团（GC）紫外遗产调查的数据，揭示了所有分析的星团都有两组第一代（1G）和第二代（2G）恒星。在大多数GC中，1G和2G恒星都拥有化学成分不同的亚恒星星族。我们比较多波长的HST测光与合成光谱，以确定第一次的平均氦之间的差异，在一个大样本的2G和1G恒星的57个GC和最大的氦在每个人的变化。我们发现，在所有的集群2G的恒星是一致的增强氦相对于1G。氦质量分数的最大变化范围从小于0.01到大于0.10，并与集团质量和水平分支（HB）的颜色扩展相关。这些研究结果表明，内部氦的变化是一个主要的（第二）参数控制HB形态。
2018-09-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
