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
Carbon Synthesis in Steady-State Hydrogen and Helium Burning On Accreting Neutron Stars
来自吸积中子星的超爆发探测极端密度（$ρ\approx 10^{9}~g\,cm^{-3}$）和温度（$T>10^9~K$）下的核反应。这些爆发（$\sim$的能量是I型X射线爆发的1000倍）很可能是由常规I型X射线爆发的rp过程中（积累的氢和氦被燃烧）产生的重核海洋中的碳不稳定点燃引发的。一个悬而未决的问题是足够数量的碳的来源，这些碳在X射线爆发的rp过程中大部分被破坏。我们探讨碳的生产在稳态燃烧通过反相过程，这可能会发生在一起的不稳定燃烧的系统，显示超爆。我们发现，对于广泛的吸积率和吸积氦的质量分数大量的碳产生，即使是吸积太阳能组成的系统。这使得稳定的氢和氦燃烧成为引发超级爆发的可行碳源。我们还研究了结果对核反应的敏感性。我们发现，$^{14}$ O（$α$，p）$^{17}$ F反应速率引入了迄今为止$^{12}$ C产率中最大的不确定性。
2014-05-14 astro-ph.SR
Helium burning in moderate-mass stars
本文综述了中低质量恒星在核心氦燃烧开始时和燃烧过程中的演化。特别强调的是放在结构上的差异，这可能允许确定一个恒星的性质和演化阶段，尽管它是在一个地区的赫兹-罗素图对象从两个质量范围可能会填充的事实。对氦核边界和外部的温度和密度分布敏感的地震诊断可能是最有前途的工具。
2011-08-24 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
Ambiguities of the Rate of Oxygen Formation During Stellar Helium Burning in the 12C(a,g) Reaction
氧形成的速率决定了恒星氦燃烧时的C/O比。它是恒星演化理论中最重要的核输入，包括II型和Ia型超新星的演化。然而，4 He +12 C聚变的低能截面（记为12 C（a，g）16 O反应）经过40年的广泛工作仍然不确定。我们分析和批判性审查的最新测量的完整角分布的出射γ射线在非常低的能量（Ecm > 1.0 MeV）。我们对EUROGAM/GANDI阵列测得的角分布的分析使我们得出结论，误差线比公布的要大得多，因此它们被排除在当前的“世界数据”样本之外。我们表明，目前的样本“世界数据”的测量E2截面因素低于1.7 MeV集群到两个不同的群体，导致两个不同的外推SE 2（300）~ 60或~ 154 keVb。我们指出了测量的E1-E2相位差（φ_12）和沃森定理所要求的么正性之间的一个被忽视的差异，这表明了一些测量的伽马射线角分布的系统问题。外推的SE 2（300）的不确定性与先前观察到的SE 1（300）的不确定性一起代表了该领域的当前技术状态，并且它们必须通过在非常低的能量（Ecm < 1.0 MeV）下对12 C（a，g）反应的完整和详细角分布的未来测量来解决。
2013-11-08 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
Constraining transport of angular momentum in stars: Combining asteroseismic observations of core helium burning stars and white dwarfs
角动量的传输一直是恒星演化研究领域的一个具有挑战性的课题，尤其是在最近的星震调查之后。所有已发表的使用星震观测的自转研究都显示，观测到的自转速率和计算出的自转速率之间存在差异，这表明这些恒星中存在一个未确定的角动量传输过程。我们的目标是限制这一过程的效率，通过调查2.5 M $_{\odot}$恒星的旋转速率。首先，我们研究了泰勒-斯普鲁特发电机是否可以负责额外的传输角动量的恒星初始质量为2.5 M $_{\odot}$。然后，通过计算旋转模型，包括一个恒定的额外的人工粘度，我们确定了效率的丢失过程中的角动量输运比较模型的核心氦燃烧恒星的小行星地震观测。参数的研究进行调查的恒星演化代码，初始质量和演化阶段的效果。我们将我们的模型发展到了白矮星阶段，并提供了与白矮星旋转速率的比较。泰勒-斯普鲁特发电机不能提供足够的角动量传输，以达到本文所研究的核心氦燃烧星的观测值。我们发现，附加的人工粘度值$ν_{\rm{add}}$约10 $^7$ cm $^2$ s $^{-1}$提供了足够的角动量传输。然而，这些模型的旋转周期在白矮星阶段太高，无法与白矮星观测相匹配。从这个比较中，我们推断，在核心氦燃烧阶段，缺失过程的效率一定会降低。在排除核心氦燃烧阶段的$ν_{\rm{add}}$后，我们可以匹配核心氦燃烧星和白矮星的自转周期。
2019-02-12 astro-ph.SR
Photospheric diagnostics of core helium burning in giant stars
核心燃烧氦的原生红团（RC）星是演化的红巨星，是非常好的标准烛光。因此，这些恒星通常用于绘制银河系或确定与其他星系的距离。然而，将RC星与其演化程度较低的前体，即红巨星分支（RGB）星区分开来仍然是一个困难的挑战，并被认为是星震学的领域。在这项工作中，我们使用了1，676颗RGB和RC星的样本，这些恒星具有来自APOGEE巡天的单历元红外光谱和星震参数和分类，以表明光谱本身可以用于（1）预测星震参数，精度足够高，以（2）区分核心氦燃烧的RC和其他污染小于2%的巨星。这不仅可以从光谱测量中选择大量的标准烛光，而且还可以消除红巨星混合和质量损失的恒星演化研究的主要障碍之一。
2017-12-11 astro-ph.SR
The Betelgeuse Project II: Asteroseismology
我们探讨的问题，是否可以有效地探测大规模的红超巨星超新星祖先的内部状态与星震学。我们用恒星演化程序MESA计算了10个ZAMS质量从15到25 m_sun的恒星模型，包括自转的影响。我们估计的特征频率和对流光度的对流区在两个说明性的阶段，核心氦燃烧和偏离中心的对流碳燃烧。我们还估计了功率，可能会被传递到表面调制的发光输出考虑各种效率和耗散机制。内对流区产生的波的特征周期在核氦燃烧中约为20天，在氦壳燃烧中约为10天，在壳碳燃烧中约为0.1 ~ 1天。声波可以避免冲击和扩散耗散相对较早的核心氦燃烧在整个大部分的结构。在爆炸前数年的碳壳燃烧中，氦壳中产生的信号在某些情况下可能弱到足以避免冲击耗散，但在氢包层中会受到强烈的热耗散。来自对流碳燃烧壳层的信号很可能在包层内受到更严重的阻尼。在最乐观的情况下，在核心氦燃烧的早期，到达表面附近的波可以代表几个毫米级的光度波动，但在包层最外面的条件表明那里有严重的热阻尼。
2018-05-25 astro-ph.SR
Locked differential rotation in core-helium burning red giants
本文通过星震学测量1500余颗红团簇恒星的核心自转率，发现其随半径平方反比演化，并证明核心与包层自转耦合导致较差自转被锁定。
2024-01-13 astro-ph.SR
Temperature-resolved sensitivities of $^{56}{\rm Ni}$ production to helium-burning reactions in pair-instability supernovae
The University of Tokyo（东京大学）；RIKEN Nishina Center for Accelerator-Based Science, RIKEN（理化学研究所加速器科学研究中心）；Kogakuin University（工学馆大学）；Center for Nuclear Study, The University of Tokyo（东京大学核研究分中心）；Astrophysical Big-Bang Laboratory, Pioneering Research Institute, RIKEN（理化学研究所先驱研究院天体大爆炸实验室）；Yukawa Institute for Theoretical Physics (YITP), Kyoto University（京都大学汤川理论物理研究所）
通过温度分辨蒙特卡罗方法，研究不稳定对超新星中低能氦燃烧反应速率对 $^{56}{\rm Ni}$ 合成的影响，发现 $^{12}{\rm C}(\alpha,\gamma)^{16}{\rm O}$ 和 triple-$\alpha$ 反应在 $T \simeq 2.5 \times 10^{8}\,{\rm K}$ 处灵敏度最强但相关性相反。
2026-09-16 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Gravity modes as a way to distinguish between hydrogen- and helium-burning red giant stars
红巨星是已经耗尽核心氢供应的演化恒星，而是在周围的外壳中燃烧氢。一旦红巨星充分演化，核心中的氦也会发生聚变。在我们对红巨星的理解中，悬而未决的问题包括在氦点燃之前在表面损失的质量的不确定性，以及旋转和其他过程中的内部混合量。由于我们无法区分在核心燃烧氦的红巨星和那些仍然只在壳层燃烧氢的红巨星，进展受到了阻碍。天文地震学提供了一条前进的道路，它是利用恒星的自然振荡频率探测恒星内部结构的有力工具。在这里，我们报告的引力模式周期间隔的红巨星，允许演化阶段之间的区别进行观察。我们使用开普勒航天器在一年多的时间里获得的高精度测光来测量数百颗红巨星的振荡。我们发现许多恒星的偶极模式显示序列与近似规则的周期间隔。这些恒星分为两个明确的群体，使我们能够明确区分氢壳燃烧的恒星（周期间隔约为50秒）和那些也燃烧氦的恒星（周期间隔约为100至300秒）。
2011-03-30 astro-ph.SR
Extra modes in helium-core-burning stars probing an infra core cavity
Université PSL（巴黎文理研究大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Sorbonne Université（索邦大学）；Université Paris Cité（巴黎西岱大学）；CY Cergy Paris Université（塞吉-巴黎大学）；The University of Tokyo（东京大学）；Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；Universidade do Porto（波尔图大学）；Université Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学）；Université de Toulouse（图卢兹大学）；University of Bologna（博洛尼亚大学）
研究通过分析氦核燃烧星中额外振荡峰，揭示其源于辐射核心内部的结构不连续性，并通过多腔模型解释了偶极混合模式的形成。
2026-01-20 astro-ph.SR
Wave heating during the helium flash and lithium-enhanced clump stars
红丛星被发现相对于红巨星分支（TRGB）尖端的恒星锂含量增加，这在目前的恒星模型中是出乎意料的。在TRGB，恒星经历氦闪光，在此期间，氦燃烧短暂地产生大约$10^9 \, L_\odot$的能量，并在恒星的核心内驱动剧烈的对流。燃烧氦气的外壳激发出大通量的内部重力波。在这里，我们调查这些波是否可以沉积足够的热量，使氢燃烧壳不稳定，产生对流区，从而驱动Cameron-Fowler过程，以提高表面$^{7}\mathrm{Li}$。我们用详细的恒星演化模型对此进行了研究，发现虽然波在氢燃烧壳层附近沉积了$\sim 10^6 \, L_\odot$，而且这通常会产生一个对流区，但由此产生的对流并没有达到足够高的高度，无法与包层合并，因此无法解释表面$^{7}\mathrm{Li}$的增强。
2022-06-27 astro-ph.SR
Old puzzle, new insights: a lithium rich giant quietly burning helium in its core
大约有1%的巨星表面有大量的锂元素，这在标准的恒星演化模型中是出乎意料的。已经提出了几种锂生产的方案，但目前还不清楚为什么这些富含锂的巨人存在。这个谜题中缺少的一块是这些恒星演化的确切阶段的知识。利用低分辨率和高分辨率的光谱观测，我们对开普勒场中的富锂巨星进行了调查。在这封信中，我们报告了第一个被证实的富含锂的核心氦燃烧巨星的发现，正如星震分析所揭示的那样。受其质量限制的演化时间尺度表明，锂生产最有可能发生在RGB尖端的非正则混合，可能在氦闪光期间。
2014-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Core-Envelope Coupling in Intermediate-Mass Core-Helium Burning Stars
质量在两到三个太阳质量之间的恒星在主序星上快速旋转，在这些恒星的核心氦燃烧阶段检测到缓慢的核心和表面旋转，对它们的角动量传输和损失产生了很大的限制。从一个详细的混合偶极模式模式在一个精心挑选的，有代表性的恒星样本的asteroseismic研究，我们发现，在以前的研究报告的范围内，缓慢的核心旋转速率是一个普遍的现象，而不是一个选择效应。我们发现，这些恒星的核心旋转速率下降强烈的表面重力下降，在核心氦燃烧阶段。我们认为，这是一个模型独立的指示显着的快速角动量传输的核心和信封之间的这些恒星。我们看到一个显着的范围内的核心旋转速率在所有的表面重力，几乎没有证据表明收敛到一个统一的值。我们证明使用进化模型，测量表面旋转周期是一个有偏见的示踪剂的真实表面旋转分布，并主张使用恒星模型解释核心和表面旋转速率之间的对比。我们测量的核心旋转速率没有很强的质量或金属丰度依赖性。我们认为，新兴的数据强烈支持的模型，角动量传输是更有效的核心他燃烧阶段比在壳燃烧阶段之前和之后。
2019-11-04 astro-ph.SR
Helium-burning blue large-amplitude pulsators: A Population Study with BPASS
本研究利用BPASS星族合成代码，证实氦燃烧星是银河系蓝色大振幅脉动星的重要形成通道，预测约14,351颗此类天体，并揭示了其双星性质与分布特征。
2025-09-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Discovery of post-mass-transfer helium-burning red giants using asteroseismology
当一颗恒星将其核心中的所有氢融合成氦时，它就会膨胀成为红巨星。如果这颗恒星是在一个双星系统中，它的外壳可能会溢出到它的伴星上，或者被弹射到太空中，留下一个热的核心，并可能形成一颗亚矮星B。然而，大多数以这种方式部分转移信封的红巨星在表面上仍然很冷，并且几乎无法与那些没有的红巨星区分开来。在$\sim$ 7000氦燃烧的红巨星由美国宇航局的开普勒任务观察，我们使用星震学来确定两类恒星，必须经历了戏剧性的质量损失，大概是由于剥离在二进制的相互作用。第一类由大约7颗不发光的恒星组成，它们的核心比单星小。理论模型表明，这些小的核心意味着当上升到红巨星分支时，恒星的质量要大得多。第二类由32颗质量低至0.5 M $_\odot$的红巨星组成，其隐含的年龄将超过没有发生质量损失的宇宙年龄。的数字是一致的二进制统计，我们的研究结果开辟了新的可能性，研究后质量转移二元系统的演变。
2022-04-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Low-period spacing core-helium burning giants: `hot subdwarf analogues'?
本文提出低周期间距氦核燃烧巨星可能源于红巨星分支末期的质量损失事件，可归类为热亚矮星类似体，并可能成为热亚矮星前身。
2023-08-07 astro-ph.SR
Shell helium-burning hot subdwarf B stars as candidates for blue large-amplitude pulsators
蓝色大振幅变星（BLAPs）是一种新发现的变星。它们的典型脉动周期在几十分钟的数量级上，在光学波段具有0.2-0.4 mag的相对大的振幅，并且它们的周期变化率在$10^{-7} yr^{-1}$的数量级上（正和负）。它们是极其罕见的物体，试图解释它们的起源和内部结构引起了人们的极大关注。先前的研究提出，BLAP可能是前白矮星，质量在$0.3M_\odot$附近，或者核心氦燃烧恒星在$\sim 0.7-1.1M_\odot$范围内。在这项工作中，我们使用了一些MESA模型来计算和探索BLAPs是否可以解释为壳氦燃烧亚矮星B型（SHeB sdBs）。与现有观测约束最匹配的模型的氦核心质量在$\sim 0.45-0.5M_\odot$范围内。我们的模型预测，正的周期变化率可能演变为负。SHeB sdBs的形成通道涉及双星演化，尽管绝大多数BLAP似乎不是双星（HD 133729除外），但观测约束仍然非常差。受这些发现的启发，我们探索了罗氏叶溢流通道。在我们计算的304个二进制演化模型中，大约有一半能够在长周期二进制中产生SHeB sdBs，这些二进制可以从目前可用的有限观测中逃脱检测。
2022-11-03 astro-ph.SR
The Thermal Stability of Helium Burning on Accreting Neutron Stars
在吸积的中子星表面上的热核燃烧被观测到稳定在比理论模型预测的低几乎一个数量级的吸积率。解决这种差异的一种方法是通过包括可以稳定该层的基础热通量。我们把我们的注意力集中在纯氦吸积，为此，我们计算的基础加热通量的临界吸积率热核燃烧稳定的效果。我们使用MESA恒星演化程序计算$\dot m_{\rm crit}$作为基础流量的函数，并推导出解析拟合公式$\dot m_{\rm crit}$和燃烧温度在该临界吸积率的基础上，一个区域模型。我们还研究了临界吸积率是否可以通过只检查稳态模型来确定，而不依赖于时间的模拟。我们检查的论点，即稳定性边界与转折点$dy_{\rm burn}/d\dot m=0$在稳态模式，并发现它不持有以外的一个区域，零基通量的情况。一个大的稳态模型的线性稳定性分析也进行了，它产生的临界吸积率的$\sim3$的一个因素大于MESA的结果，但具有类似的依赖于基础通量。最后，我们讨论了我们的结果对超紧X射线双星4U~1820-30的意义。
2014-09-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Helium-shell Burning Blue Horizontal Branch Star Produced from Common Envelope Evolution
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Hebei Normal University（河北师范大学）
研究发现Feige 64双星系统中的富金属BHB星是公共包层演化产生的氦壳燃烧星，为BHB星形成的双星相互作用机制提供了直接观测证据
2026-08-17 astro-ph.SR
Stellar Helium Burning in Other Universes: A solution to the triple alpha fine-tuning problem
受其他宇宙可能存在的启发，不同的基本常数的值，本文考虑恒星模型在宇宙中，$^8$是稳定的。许多以前的作者已经注意到，在我们宇宙中的恒星在没有众所周知的7.6 MeV的$^{12}$ C共振的情况下很难产生碳和其他重元素。这种共振是必要的，因为$^8$ Be在我们的宇宙中是不稳定的，所以碳必须通过三重α反应产生，以达到必要的丰度。虽然共振能量的适度变化（200 - 300 keV）确实会影响碳的产生，但铍的结合能（$\sim100$ keV）的更小变化将使$^8$ Be稳定。具有$A=8$的稳定同位素通常会消除三α过程的需要，特别是用于碳生产的$^{12}$ C共振。本文探讨了$^8$ Be在其他宇宙中稳定存在的可能性。简单的核考虑表明，如果基本常数变化$\sim {\rm few}-10$ %，则可以实现结合能为$\sim0.1-1$ MeV的束缚态。在这种情况下，$^8$ Be可以通过氦燃烧合成，而$^{12}$ C可以随后通过铍的核燃烧产生。这篇论文的重点是将氦燃烧成铍的恒星模型;一旦所讨论的宇宙有稳定的铍供应，碳的产生就可以在同一颗恒星或以后的恒星世代的后续演化中发生。使用半解析恒星结构模型以及一个国家的最先进的恒星演化代码，我们发现，可行的恒星配置，产生铍存在于一个广泛的参数空间。最后，我们证明了碳可以在以后的进化阶段产生。
2016-12-06 astro-ph.CO astro-ph.SR nucl-th
Asteroseismic Constraints on the Models of Hot B Subdwarfs: Convective Helium-Burning Cores
热B次矮星（sdB星）中非径向脉动的星震学提供了一个独特的视角来观察核心氦燃烧恒星的内部。地面和星载高精度光变曲线允许分析压力和重力模式脉动，以探测对流核心深处sdB恒星的结构。因此，星震学分析提供了一个极好的机会来检验我们对恒星演化的理解。由于sdB星和红团簇星的星震学的最新限制，一维恒星演化模型中对流混合的标准方法受到了质疑。问题在于目前对对流边界处的过冲和卷吸的处理。不幸的是，没有一致的对流混合算法存在来解决这个问题，引入不确定性的恒星年龄的估计。恒星对流的三维模拟显示了超调区和边界层的自然发展。在一维恒星演化模型中寻找一致的对流公式时，三维模拟和星震学结果的指导是必不可少的。
2016-12-08 astro-ph.SR
The impact of breathing pulses during core-helium burning on the core chemical structure and pulsations of hydrogen-rich atmosphere white dwarfs
本研究通过恒星演化模型，探讨核心氦燃烧阶段呼吸脉冲对白矮星核心化学结构和ZZ Ceti星脉动的影响，发现呼吸脉冲使核心更大、氧丰度更高，但不足以解释星震学观测，脉动周期差异可达约30秒。
2024-02-05 astro-ph.SR
On the Blue Loops of Intermediate-Mass Stars
我们考虑赫罗图中的蓝色环，当中等质量恒星开始核心氦燃烧时，就会出现这种情况。人们早就知道，在燃烧的壳层上方过量的氦，是核心氢燃烧时对流核心收缩的结果，会使这些恒星比其他情况下更红、更大。燃烧的炮弹向外运动，消除了多余的热量，并触发了循环。迄今为止，还没有人试图证明为什么过量的氦会产生这种效应。我们认为，局部的不透明度，这是减少过剩的氦气，壳燃料供应，这也是减少，和当地的平均分子量，这是增加的效果。我们证明，平均分子量是决定性的红化因素。不透明度的影响要小得多，减少燃料供应实际上有利于蓝向运动。
2015-02-15 astro-ph.SR
The treatment of mixing in core helium burning models - I. Implications for asteroseismology
混合振荡模式的检测提供了一个独特的洞察核心氦燃烧（CHeB）恒星的内部结构。CHeB期间的恒星结构是非常不确定的，因为对流核心的增长，和/或发展的对流区，是严重依赖于对流边界的处理。在这项研究中，我们计算了一套恒星结构模型和它们的非径向脉动，以调查为什么预测的渐近g模式$\ell = 1$周期间隔$ΔΠ_1$是系统地低于从开普勒场恒星推断。我们发现，只有模型与大对流核心，如我们新提出的“最大超调”计划计算，可以匹配的平均$ΔΠ_1$报告。然而，我们也发现了另一种可能的解决方案，这是用于确定$ΔΠ_1$的方法：模式捕获可以提高观测推断的$ΔΠ_1$远高于其真实值。即使在考虑了这两个建议的解决方案的差异，平均$ΔΠ_1$，模型仍然预测更多的CHeB星低$ΔΠ_1$（$ < 270$ s）比观察到的。我们建立了两个可能的补救措施：i）可能是一个困难，在确定$ΔΠ_1$早期CHeB星（当$ΔΠ_1$是最低的），因为在氢燃烧壳的急剧组成轮廓的脉动的影响，或ii）的氦核心的质量在闪光高于预测。我们的结论强调，需要报告的选择效应在asteroseisic人口的研究，以安全地使用这些信息来约束恒星演化理论。
2015-07-03 astro-ph.SR
The Impact of Helium-Burning Reaction Rates on Massive Star Evolution and Nucleosynthesis
研究了大质量恒星的超新星前演化和超新星核合成产额对氦燃烧反应速率变化的敏感性。我们使用Lodders（2009）的当前太阳丰度作为初始恒星组成。我们计算了一个包含12个初始恒星质量和176个模型的网格，以探索独立改变12 ^C（a，g）16 ^O和3a反应速率（分别表示为R_a12和R_3a）的影响。中质量元素（A=16-40）和纯s同位素沿弱s过程路径的产生因子（70 Ge，76 Se，80 Kr，82 Kr，86 Sr，87 Sr）的R_3a和Ra_（12）的变化与预测值（± 25%）基本一致;然而，纯s同位素倾向于比中质量同位素更高的R_3a值。R_3a（R_a12）的实验不确定度（一个标准偏差）约为+/-10%（+/-25%）。结果表明，一个更准确的测量这些速率将减少在其他的不确定性，从目前的计算推断。我们还观察到急剧变化的生产因素和标准偏差的小变化的反应速率，由于恒星的对流结构的差异。紧凑性参数被用来评估哪些模型可能会爆炸为成功的超新星，从而有助于爆炸性核合成产量。我们还提供了每个模型的近似剩余质量和核心氦燃烧结束时的碳质量分数作为后期演化阶段的关键参数
2013-02-12 astro-ph.SR
Probing the Cores of Subdwarf B Stars: How do They Compare to Cores in Helium Core-Burning Red Giants?
本研究利用Kepler卫星数据，通过模型无关方法推断三颗亚矮B星内核结构变化，发现其化学混合程度与氦核燃烧红巨星存在系统差异，为对流核相邻层建模和热亚矮星演化通道检验提供了关键约束。
2025-05-02 astro-ph.SR
Two candidate brown dwarf companions around core helium-burning stars
光谱类型B（sdBs）的热次矮星是演化的核心燃烧氦的天体。这些天体的形成是令人困惑的，因为在红巨星阶段，祖星必须失去几乎整个氢包层。已经调用了二进制交互，但也存在单个sdB。我们发现了两颗近距离的热亚矮星双星，它们的径向速度幅度很小。后续的测光显示反射效应来自冷辐射的同伴，但没有日食。CPD-64的伴星$^{\circ}$ 481（$0.048\,M_{\rm \odot}$）和PHL 1，457（$0.027\,M_{\rm \odot}$）的质量下限明显低于恒星质量极限。因此，它们可能是褐矮星，除非倾斜是不利的。已经报道了两个非常相似的系统。它们都不是褐矮星的概率非常小，只有0.02%。因此，我们提供了进一步的证据，质量低的亚恒星同伴能够弹出一个共同的信封，形成一个sdB星。此外，我们发现，在反射效应双星中观察到的热亚矮星样本的属性是一致的，其中单个sdBs仍然可以通过共同的包络事件形成的情况下，但他们的低质量的亚恒星同伴不生存。
2014-09-15 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
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
Code dependencies of pre-supernova evolution and nucleosynthesis in massive stars: Evolution to the end of core helium burning
大质量恒星是宇宙中辐射、动力学和化学反馈的关键来源。然而，不同的小组使用各自的代码、输入物理选择和数值近似计算大质量恒星模型的网格，导致相同恒星的结果不一致。我们使用其中的三个一维程序-GENEC，KEPLER和MESA-计算了$15~\mathrm{M}_\odot$，$20~\mathrm{M}_\odot$和$25~\mathrm{M}_\odot$的非旋转恒星模型，并比较了它们的核合成。我们跟随从主序到核心氦燃烧结束的演化。GENEC和KEPLER模型保持了在已发布模型的大网格中使用的物理假设。MESA代码被设置为使用对流核心过冲，使得CO核心质量与GENEC获得的一致。对于所有模型，使用NuGrid后处理工具MPPNP计算完整的核合成。我们发现，由模型预测的表面丰度是在合理的协议。在氦核中，Fe到Mo的元素过剩因子的标准差小于$30\,\%$ --小于当前核物理不确定性的影响。对于我们的三个初始质量，三个恒星演化代码产生一致的结果。模型关键属性的差异，例如，氦和CO的核心质量和作为红超巨星所花费的时间，可以追溯到对流的处理，在较小的程度上，质量损失。恒星中的混合过程仍然是恒星建模中的关键不确定性。因此，更好的约束处方是必要的，以提高恒星演化模型的预测能力。
2014-12-19 astro-ph.SR
Shaping the horizontal branch: The role of envelope mass in the evolution of stripped core-helium-burning stars
Instituto de Física y Astronomía, Universidad de Valparaíso（瓦尔帕莱索大学物理与天文学研究所）；School of Physics and Astronomy, Monash University（蒙纳士大学物理与天文学院）；Australian Research Council Centre of Excellence for Gravitational Wave Discovery（澳大利亚研究委员会引力波发现卓越中心）
研究通过MESA模型分析剥离氢包层的核心氦燃烧恒星，发现残余包层质量决定水平分支位置，并确定了避免热脉冲渐近巨星分支的最大包层质量，解释了蓝钩星和膨胀剥离星的形成。
2026-06-11 astro-ph.SR
CHARA Interferometry and TESS Asteroseismology of the Core-Helium Burning Red Giant $κ$ Cyg
Sydney Institute for Astronomy, School of Physics, University of Sydney（悉尼大学物理学院天体物理研究所）；Institute for Astronomy, University of Hawai‘i（夏威夷大学天文研究所）；Sydney Informatics Hub, Core Research Facilities, University of Sydney（悉尼大学核心研究设施悉尼信息学中心）
结合CHARA干涉测量与TESS星震学，研究κ Cyg的半径、光度和有效温度，发现星震学观测与模型不符，表明需改进核心氦燃烧星的对流边界混合处理。
2026-04-16 astro-ph.SR
Testing Angular Momentum Transport and Wind Loss in Intermediate Mass Core Helium Burning Stars
两到三个太阳质量之间的恒星在主序星上快速旋转，它们在核心氦燃烧（次级团）阶段的旋转速率因此可以用来测试用于新制度中陀螺年代学的角动量损失模型。由于它们的核心和表面自转速率都可以测量，这些恒星也可以用来对恒星内部的角动量传输设置强约束。我们发现它们的旋转速度比角动量守恒和刚性旋转所预测的要慢。由于辐射核的转动惯量转动惯量很小，我们的结果对核包耦合的程度不敏感。我们讨论了两种可能的减慢这些恒星表面的机制：（1）大量的角动量损失，（2）在表面对流区的径向差异旋转。现代角动量损失处方用于太阳型恒星预测二次团块表面旋转率在更好的协议的数据比以前的变体在文献中使用，我们认为，这种增强的损失是需要了解的核心和表面旋转率的组合。然而，我们发现，假设在对流区的径向差分旋转配置文件有很大的影响，预测的表面旋转速率，并在表面对流区的增强损失和径向差分旋转的组合也是一致的数据。我们将讨论未来的测试，可以量化这两种现象的影响。目前的数据初步表明，这两个过程的某种组合比单独使用其中任何一个更适合数据。
2018-06-27 astro-ph.SR
Astrophysical Nuclear Reactions: from Hydrogen Burning to Supernovae Explosions
本论文的主要工作是研究大质量恒星中核反应的动力学、周期和量子力学过程，以及在超新星爆发中起关键作用的爆炸核合成现象。将探讨四个主要领域：物理学的核反应，氢燃烧，CNO循环和爆炸超新星现象。第一章将提供核物理的背景和潜在的方法，如量子力学方面，截面和麦克斯韦-玻尔兹曼分布的概述。下一章将描述低质量恒星（我们的太阳）的氢燃烧过程，涉及更高质量恒星的CNO和热CNO循环以及钠和镁等其他循环。第三章将回顾红巨星由于氢燃料耗尽而参与的氦燃烧过程。下面将简要地讨论其他氦处理方法的概况。第四章对超新星爆炸中爆炸燃烧过程的公认模型进行了总结。爆炸核合成与重元素一起作为硅燃烧过程也将被描述。
2018-06-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Seismic evidence for a weak radial differential rotation in intermediate-mass core helium burning stars
在开普勒红巨星中探测到旋转分裂的混合模式，使得探测这些恒星的内部旋转轮廓成为可能，这对恒星角动量的传输带来了新的限制。Mosser等人（2012）测量了中等质量核心氦燃烧星（次级团簇星）中心区域的自转速率。我们的目的是利用混合模式的旋转分裂，估计在使用开普勒数据的次级团簇星内部的径向差分旋转量，以便在中等质量恒星的角动量输运的约束。我们选择了一个子样本的开普勒二级团簇星的混合模式，明显旋转分裂。通过应用一个彻底的统计分析，我们表明，分裂的重力为主的模式（被困在中心区域）和p为主的模式（被困在信封）可以测量。然后，我们使用这些分裂，通过使用反演技术和应用基于渐近理论的简化方法来估计差分旋转的量（Gouffet al. 2013）。我们获得了七个目标中的六个的弱径向差分旋转的证据，中心区域旋转$1.8\pm0.3$到$3.2\pm1.0$倍于包络。最后一个目标被发现与固体旋转一致。这表明，在中等质量恒星内部的主序结束后，角动量会发生有效的重新分配，无论是在短暂的亚巨星阶段，还是一旦核心开始燃烧氦。在任何一种情况下，这都应该对正在工作的角动量传输机制产生约束。
2015-06-08 astro-ph.SR
Nuclear Reactions in Evolving Stars
本文综述恒星演化与爆炸中的关键核反应，涵盖各燃烧阶段，并针对轻核强调实验共振、重核采用统计模型，以预测反应速率。
2023-07-26 astro-ph.SR nucl-th
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
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
Multidimensional low-Mach number time-implicit hydrodynamic simulations of convective helium shell burning in a massive star
上下文恒星内部对流的多维流体动力学模拟是一个具有挑战性的数值模拟，特别是在低马赫数的流动。方法.我们探讨了使用低马赫流体动力通量求解器的好处，并证明了其在天体物理模拟的可用性。采用时间隐式的Seven-League Hydro（SLH）程序，基于25 M $_\odot$恒星模型，对氦壳层对流燃烧进行了多维数值模拟。用低马赫数AUSM $^{+}$ -up求解器得到的结果与用它的非低马赫数变型AUSM $_\mathrm{B}^{+}$ -up得到的结果进行了比较。我们应用了重力源项的良好平衡来维持初始的流体静力背景分层。计算网格具有从$180 \times 90^2$到$810 \times 540^2$细胞的分辨率，并且通过$3 \times 10^3$、$1 \times 10^4$和$3 \times 10^4$的因子来促进核能释放，以研究结果对这些参数的依赖性。结果增强的能量输入导致马赫数在$10^{-2}$到$10^{-3}$范围内的对流。标准混合长度理论（MLT）预测，如果不施加增压，对流速度约为$1.6 \times 10^{-4}$。用AUSM $^{+}$ -up进行的模拟表明，在动能谱中有一个类似于Kolmogorov的惯性范围，与它的非低马赫变体相比，它进一步向更小的尺度扩展。与AUSM $^{+}_{\mathrm{B}}$ -up相比，AUSM $^{+…
2021-07-05 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Evolution and colors of helium-core white dwarf stars with high-metallicity progenitors
受最近在富金属星系团中发现的单氦核和双氦核白矮星的启发，我们提出了一套适合于研究此类白矮星的演化计算和颜色。本文还旨在研究稳定的氢燃烧是否可能构成由高金属丰度祖先产生的大质量He核白矮星的主要能量来源。白矮星序列是通过考虑具有超太阳金属丰度的祖星的演化历史而得到的。我们还纳入了一个自洽的，依赖于时间的重力沉降和化学扩散，以及剩余的核燃烧的治疗。我们发现，在白矮星演化的后期阶段，残余核燃烧的影响强烈依赖于富氢包层底部化学扩散的发生。当不考虑扩散时，残余氢燃烧强烈影响白矮星冷却的高级阶段，引入几个Gyr的演化延迟。相比之下，当考虑扩散时，残余核燃烧的作用被强烈地减轻，并且演化仅由存储在离子中的热含量决定。此外，对于我们所有的序列，我们提供了准确的颜色和幅度的基础上，新的和改进的非灰色模型大气，其中明确包括赖氨酸$α$准分子不透明度。
2009-05-12 astro-ph.SR
The treatment of mixing in core helium burning models -- II. Constraints from cluster star counts
核心氦燃烧过程中对流边界的处理是恒星演化计算中的一个基本问题。在论文~I中，我们表明，这些恒星的新的星震观测表明，它们要么有非常大的对流核，要么有捕获g模的对流/部分混合区。我们探测这种混合推断渐近巨星分支（AGB）和水平分支（HB）的相对寿命从$R_2$，这些恒星在最近的HST测光的48个银河系球状星团的观察比率。我们对$R_2$的新测定比以前的研究更加自洽，我们对$R_2 = 0.117 \pm 0.005$的总体计算是目前最具统计学稳健性的。我们还建立了HB和AGB团之间的光度差为$Δ\log{L}_\text{HB}^\text{AGB} = 0.455 \pm 0.012$。我们的研究结果符合早期的发现，即标准模型预测的$R_2$低于观察到的。我们证明了模型中不确定性的主要来源是混合的处方和随机效应，可以从其数值处理。我们从观测中得到的光度概率密度函数在AGB团附近有一个尖锐的峰值。这构成了一个强有力的新论点，反对核心呼吸脉冲，扩大了预测的宽度的峰值。我们的结论是，这两个混合计划，可以匹配的asteroseismology是能够匹配的球状星团的意见，但只有当（一）核心呼吸脉冲是避免在模型中的对流/部分混合区，或（二）模型与大型对流核心有一个特定的深度混合下的史瓦西边界在随后的早期AGB“重力”对流。
2015-12-15 astro-ph.SR
Parametric models of core-helium-burning stars: structural glitches near the core
本文研究低质量核心氦燃烧恒星内部结构突变对振荡模式的影响，通过参数化模型结合星震诊断工具，揭示结构特征与观测数据的关联，为恒星内部结构解析及星震数据解释提供理论支撑。
2025-06-23 astro-ph.GA 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
Direct Three-body Triple-$α$ in Helium Novae
在AM CVn双星中，一颗白矮星从一颗富氦的白矮星或伴星吸积物质。在积累的氦层中，通过$3α$反应的核燃烧的不稳定点火为在吸积率附近的热核逃逸提供动力$\dot{M} \lesssim 10^{-6} \, \mathrm{M_{\odot} \ yr^{-1}}$，这可能被观测为氦新星或Ia超新星。在主包层中，温度为$T \lesssim 10^{8} \, \mathrm{K}$的氦燃烧可以通过$α$粒子的直接三体聚变进行。在这里，我们表明，Nguyen等人（2012）的直接三体率-相对于$T \gtrsim 5 \times 10^{7} \, \mathrm{K}$温度下的外推共振率降低-导致新星具有更长的重复时间和更大的点火质量。相比之下，我们发现，直接三体率在温度低于$T \lesssim 5 \times 10^{7} \, \mathrm{K}$的增强不会导致新星爆发属性的显着差异。在我们的模型中，最大质量的包层接近氦层爆炸的密度阈值，在那里，由于$3α$速率，点火时密度的增加可能是重要的。
2016-11-23 astro-ph.SR
The Initiation and Propagation of Helium Detonations in White Dwarf Envelopes
围绕白矮星的富氦包层中的爆炸作为微弱的热核Ia型超新星和双爆炸Ia型超新星的触发器而引起了人们的关注。然而，最近的研究发现，可以导致氦爆炸的热点的最小尺寸与白矮星的压力标度高度相当，甚至更大，这对这些系统中氦爆炸的成功点火产生了怀疑。在本文中，我们研究了以前被忽视的C/O污染和一个完整的核反应网络的影响，我们认为热点与空间恒定的压力，除了恒定密度的热点。我们发现，列入这些影响显着降低了最小热点的富氦爆轰点火的大小，使爆炸更合理的湍流壳对流或在双白矮星合并。燃烧速率的增加也降低了氦爆轰能够成功传播的最小壳体质量，并改变了壳体燃烧产物的组成。这些低质量壳层的灰烬主要由硅、钙、未燃烧的氦和金属组成，可以解释在大多数Ia型超新星中观察到的高速光谱特征。
2014-10-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Stars on the ascending helium giant branch I. From white dwarf merger to helium giant: the evolutionary state of the rapidly rotating hot subdwarf HE 1518-0948
Universität Potsdam（波茨坦大学）；Instituto de Astrofísica de La Plata, Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas（拉普拉塔天体物理研究所，国家科学研究委员会）；Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas, Universidad Nacional de La Plata（拉普拉塔国立大学天文与地球科学学院）；Hamburger Sternwarte, University of Hamburg（汉堡大学汉堡天文台）
通过光谱分析研究极端富氦热亚矮星 HE 1518-0948，发现其是双氦白矮星并合产物，目前处于氦壳燃烧并沿氦巨星分支上升阶段，为理解大质量热亚矮星在核心氦燃烧后的演化提供了重要实验室。
2026-04-13 astro-ph.SR
Fast and Luminous Transients from the Explosions of Long Lived Massive White Dwarf Merger Remnants
我们研究了He白矮星与质量更大的C/O或O/Ne白矮星合并后长寿命（${\approx}10^5$年）残留物的演化和最终结果。使用恒星天体物理学实验模块（$\texttt{MESA}$），我们表明，这些残余物有一个红巨星配置支持稳定的氦燃烧，增加质量的WD核心，直到它达到$M_{\rm core}\approx 1.12-1.20 M_\odot$。在这一点上，表面对流区的底部延伸到燃烧层，混合整个对流包层的氦燃烧产物（主要是碳和镁）。进一步的演化耗尽了氦的对流包层，并显着减缓了下面的WD核心的质量增加。在氦耗尽之后，WD核心质量增长重新开始，因为然后未耦合的碳燃烧壳被点燃并继续燃烧来自剩余的富金属扩展包层的燃料。对于足够大的初始总合并质量，O/Ne WD核心将经历电子捕获触发坍缩到中子星（NS）后，增长到近拉塞卡质量（$M_{\rm Ch}$）。大量的C/O WD核心在碳燃烧火焰将其转化为O/Ne后可能会遭受同样的命运。NS的形成将释放${\approx}10^{50}$ ergs进入剩余的扩展的低质量包层。使用STELLA辐射转移代码，我们预测由此产生的光学光变曲线从这些爆炸信封。达到绝对大小的$M_V\approx -17$，这些瞬变是明亮的约一个星期，并有许多特点的类发光，迅速演变的瞬变研究的德劳特和合作者。
2017-12-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Abundance Calculations of Neon Isotopes in the Predicted Lifetime of the Sun
University of Sharjah（沙迦大学）；Sharjah Academy for Astronomy, Space Sciences and Technology（沙迦天文学、空间科学与技术学院）；Arab Union for Astronomy and Space Sciences（阿拉伯天文学与空间科学联盟）；The University of Jordan（约旦大学）
本研究计算了太阳不同演化阶段中氖同位素的丰度，发现20Ne和22Ne始终占主导，而18Ne和19Ne在氢燃烧期迅速衰变，为恒星演化和核合成研究提供新数据。
2026-02-20 astro-ph.SR
Turbulent Mixing on Helium-Accreting White Dwarfs
产生Ia型超新星的一个有吸引力的方案是双重爆炸，其中吸积氦层的爆炸触发C/O核心的点火。这种机制是否能够解释部分或大部分Ia超新星，取决于氦燃烧的性质，而氦燃烧的性质又取决于表面材料的组成。使用半解析和简单的数值模型相结合，我探索时，由于流体动力学不稳定性的吸积过程中的湍流混合可以混合到吸积氦的C/O核心材料。混合在高吸积率、大白矮星（WD）质量和低自旋率时最强。这种混合将导致随后的氦燃烧，更好地匹配所观察到的超新星Ia的性质。在某些情况下，有相当大的混合，可以导致在点火时在吸积层中超过50%的C/O。这些结果将有望激励未来的理论研究，这种强混合条件。混合也对其他类型的WD表面爆炸有影响，包括所谓的Ia超新星，富钙瞬变（如果它们来自吸积WD）和富金属的经典新星。
2015-01-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
The subdwarf B star SB 290 - A fast rotator on the extreme horizontal branch
热亚矮星B星（sDBs）是演化的核心燃烧氦的恒星，具有非常薄的氢包层。为了形成sdB，在红巨星分支的尖端，祖先必须失去几乎所有的氢包层。在近距离双星系统中，质量转移到伴星提供了形成它们所需的非凡质量损失。然而，显然也存在单一的sdB，几十年来它们的形成并不清楚。氦白矮星的合并导致核心氦燃烧的点火，或者氦核心和低质量恒星在共同包层阶段的合并已经被提出。在这里，我们报告的发现SB 290作为第一个明显的单一快速旋转sdB星位于极端水平分支，表明这些恒星可能形成合并。
2013-01-17 astro-ph.SR
The Carina Project IX: on Hydrogen and helium burning variables
我们提供了船底座矮球状星系中氦燃烧变量的新多波段（UBVI）时间序列数据。目前的样本包括92个RR天琴座-其中6个是新发现的-和20个异常造父变星，其中一个是新发现的。对贝雷图的分析表明，双模变星中第一泛音分量的光度振幅位于规则第一泛音变星的长周期尾部，而基波分量位于规则基波变星的短周期尾部。这一证据进一步支持了这些物体的过渡性质。此外，船底座双模变星在Petersen图上的分布（P_1/P_0 vs P_0）与贫金属球状星团（M15，M68）、矮球状天龙座和星系晕相似。这表明船底座古老的恒星星族是贫金属的，并受到金属丰度小范围扩散的影响。我们使用三角函数的五个领域RR天琴座星提供一个独立的估计的船底座距离使用所观察到的红化的自由周期-Weseneirs [PW，（BV）]的关系。理论和观察表明，这种诊断是独立的金属丰度。我们发现真实距离模量μ=20.01 \pm 0.02（平均值的标准误）\pm 0.05我们还使用四种预测的PW关系提供了隆突真实距离模量的独立估计值（BV，BI，VI，BVI），我们发现：μ=（20.08 \pm 0.007 \pm 0.07）mag，μ=（20.06 \pm 0.006 \pm 0.06）mag，μ=（20.07 \pm 0.008 \pm 0.08）mag和μ=（20.06 \pm 0.006 \pm 0.06）毫克。最后，我们确定了100多颗…
2015-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Low-metallicity massive single stars with rotation. II. Predicting spectra and spectral classes of chemically-homogeneously evolving stars
上下文贫金属的大质量恒星被认为是某些超新星、伽马射线暴和致密天体合并的祖先，它们的强电离辐射可能有助于宇宙的早期形成。然而，它们仍然主要是理论上的，因为这些物体的个别光谱观测很少在SMC的金属丰度以下进行。目标。这项工作的目的是探索我们的国家的最先进的恒星演化理论相结合的恒星大气预测的某种类型的贫金属（0.02 Z $_{\odot}$）热的大质量恒星，化学均匀演化的，称为TWUIN星。方法.合成光谱对应于一个广泛的范围内的质量（20 - 130 M $_{\odot}$），并涵盖了几个演化阶段，从零年龄的主序列核心氦燃烧阶段进行了计算。结果我们发现TWUIN星在它们的大部分{核心氢燃烧}寿命期间几乎没有发射线。大多数金属线完全不存在，包括氮。在它们的核心氦燃烧阶段，谱线转换为发射，甚至出现一些金属谱线（氧和碳，但仍然几乎没有氮）。质量损失和结块在后来的演化阶段中，特别是在核心氦燃烧期间，对谱线的形成起着重要作用。我们的大部分光谱被归类为早期O型巨星或超巨星，我们发现沃尔夫-拉叶星WO型在核心氦燃烧阶段。结论.在低金属丰度星系中观测到的极热的早期O型恒星可能是化学均匀演化的产物$-$，因此是长持续时间伽马射线暴或Ic型超新星的祖先。TWUIN恒星可能在宇宙再电离中扮演重要角色，因为它们很热，在大部分寿命中没有显示出突出的发射线。
2019-01-10 astro-ph.SR
