H ingestion into He-burning convection zones in super-AGB stellar models as a potential site for intermediate neutron-density nucleosynthesis
我们研究了超AGB热脉冲（TP）星在一系列金属丰度（Z）下的演化，并探讨了对流边界混合（CBM）的影响。随着金属丰度的降低和TP阶段的演化，氦壳闪光和第三次疏浚（TDU）发生在时间上更接近。一段时间后（取决于CBM参数化），有效的TDU开始，而脉冲驱动对流区（PDCZ）仍然存在，导致PDCZ和对流包络之间的物质对流交换。这导致质子被摄入对流氦燃烧脉冲中。即使是少量的煤层气鼓励对流区的相互作用，导致质子从对流信封到他层的运输。氢燃烧光度超过$10^9$（在某些情况下$10^{10}$）$\mathrm{L}_\odot$。我们还计算了最大质量的超AGB星的dredge-out模型，并表明dredge-out现象是对流反应H- $^{12}$ C燃烧的另一个可能的位置。我们讨论了在这些条件下恒星演化模型的实质不确定性。然而，模拟表明，在对流反应H-燃烧制度的H摄入的恒星可能会遇到的中间中子捕获过程（i过程）的条件。我们推测，一些CEMP-s/r星可能起源于低Z SAGB星的H-摄入阶段的i-过程条件。然而，这种情况表明超级AGB恒星的电子捕获超新星速率非常低。我们还模拟了潜在的爆发引发这样的H-摄入事件，目前他们的光变曲线，并简要讨论了他们的瞬态特性。
2015-10-26 astro-ph.SR
Magnetic-buoyancy-induced mixing in AGB Stars: fluorine nucleosynthesis at different metallicities
渐近巨星分支（AGB）恒星被认为是银河系氟收支的最重要贡献者之一。虽然在接近太阳的金属丰度观测和理论一致，在较低的金属丰度恒星模型高估了氟生产相对于重元素。我们目前的${}^{19}$ F核合成结果的一组AGB模型具有不同的质量和金属，其中磁浮力作为驱动过程的${}^{13}$ C中子源（所谓的${}^{13}$ C口袋）的形成。我们发现，${}^{19}$ F主要产生的结果，涉及二次${}^{14}$ N在对流热脉冲的核合成，从${}^{14}$ N存在于${}^{13}$ C口袋区域的贡献可以忽略不计。因此防止了大量${}^{19}$ F的产生，导致较低的氟表面丰度。因此，AGB恒星模型与磁浮力引起的混合在对流信封的基础上，以及同意与现有的氟光谱测量在低和接近太阳的金属丰度。
2021-06-15 astro-ph.SR
Relative Importance of Convective Uncertainties in Massive Stars
在这项工作中，我们调查的不确定性，由于对流边界混合（CBM），通常被称为“超调”，即边界位置和混合量在对流边界，恒星结构和演化的影响。为此，我们计算了两个网格的恒星演化模型与MESA程序，每个与勒杜和史瓦西边界标准，并改变CBM的量。我们用初始质量$15$、$20$和$25\,\rm{M}_\odot$计算每个网格。我们提出的恒星结构的模型在氢和氦燃烧阶段。在后者中，我们研究了对核合成的影响。我们发现，扩大的主序列与更多的煤层气，这是更符合观测。此外，在核心氢燃烧阶段有一个收敛的对流边界位置由于煤层气。中间对流区的不确定性消除了这种辐合。该对流区的行为强烈影响模型的表面演化，即它向红方向演化的速度。CBM的量影响对流核心的大小和核合成，例如$^{12}$ C与$^{16}$ O的比率和弱s过程。最后，我们确定的不确定性的参数值的范围内调查介绍，我们发现差异高达$70\%$的核心质量和总质量的恒星。
2020-07-17 astro-ph.SR
MESA and NuGrid Simulations of Classical Nova Outbursts and Nucleosynthesis
经典新星是由低质量主序星或红巨星双星伴星的白矮星（WD）吸积的氢表面热核爆炸的结果。其喷出物的化学成分分析表明，新星爆发发生在碳氧（CO）和更大质量的氧氖（ONe）WD，并有吸积信封和底层WD之间的跨界混合。我们证明了最先进的恒星演化代码MESA和NuGrid的后处理核合成工具可以成功地用于模拟CO和ONe新星爆发和核合成。在我们的一维数值模拟中的对流边界混合（CBM）是使用一个扩散系数，是指数递减的距离下的对流信封的底部。我们表明，这个处方产生的最大温度演化曲线和核合成产量与使用通常采用的1D新星模型，其中CBM是模仿假设的吸积信封已预先混合WD的材料，得到了很好的一致性。在以前的文章中，我们发现冷（T_WD <1d ~ 7 K）CO WDs可以在以慢速率（dM/dt <1 e-10 M_sun/yr）吸积的太阳成分包层中原位产生~ 3 He，在这种情况下，~ 3 He燃烧在新星爆发前触发对流。在这里，我们证实了这一结果的一个新星。此外，我们还发现，在初始中心温度较高的1.15 M_sun ONe WD（T_WD = 15 e6 K）作用下，太阳包层中~ 3 He的产生和破坏之间的相互作用以中等速率（dM/dt = 1 e-10 M_sun/yr）吸积，导致形成一个厚的辐射缓冲区，将对流包络的底部与WD表面分开。
2013-04-01 astro-ph.SR
The 13C Pocket in Low Mass AGB Stars
众所周知，低质量的热脉冲渐近巨星分支星在化学演化中起着重要的作用。它们合成了银河系中约30%的碳，并对重元素（A>80）的核合成做出了重要贡献。相关的核合成位点是富氦中间区（小于10^{-2} Msun），在那里发生α（2 α，γ）12 C反应和种子核（主要是铁）上的慢中子捕获。一个关键因素是核过程和对流混合之间的相互作用。正是内部对流区和外部对流区的部分重叠，使得富含C和重元素的物质被挖掘出来。我们回顾了在过去的50年中所取得的进展，在AGB星的s过程的理解，特别注意的主要中子源的识别和特定的物理条件，使这一重要的核合成。
2009-04-27 astro-ph.SR
NuGrid stellar data set - III. Updated low-mass AGB models and s-process nucleosynthesis with metallicities Z=0.01, Z=0.02 and Z=0.03
我们今天在太阳系中观察到的铁以外的中子俘获同位素的产生是r过程、s过程和可能的i过程共同作用的结果。低质量AGB（2 < M/Msun < 3）和大质量（M >10 Msun）星被认为是s-过程的发生地。在这项工作中，我们考虑了低质量AGB星的演化和核合成。我们提供了一个更新的NuGrid集模型，采用相同的一般物理假设，但使用更新的对流边界混合模型占内部重力波的贡献。组合数据集包括初始质量Mzams/Msun = 2、3，Z = 0.03、0.02、0.01。这些模型计算与MESA恒星代码和演化是后续的AGB阶段结束。在后处理中用NuGrid mppnp代码计算所有同位素的核合成。对流边界混合模型导致形成的13 C-口袋的三倍宽相比，在以前的一组模型中获得的，使现在的模拟结果与观测更接近一致。我们还讨论了其他过程的潜在影响，诱导混合，如旋转，采用与理论和观测兼容的参数模型。提供完整的产量数据表、衍生数据产品和在线分析数据访问。
2019-06-05 astro-ph.SR
Sensitivity study for s process nucleosynthesis in AGB stars
在本文中，我们提出了一个大规模的灵敏度研究的主要组成部分的$s$过程中的反应速率。本研究的目的是确定所有的利率，这对$s$过程的丰度分布和三个最重要的生产率的每种同位素的全球影响。我们已经进行了辐射$^{13}$ C口袋和对流热脉冲，在AGB星的$s$过程的网站的敏感性研究。我们确定了22个率，这对AGB星的$s$过程丰度的影响最大。
2016-02-15 astro-ph.SR
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）
本研究针对大质量恒星碳-氧壳层合并过程，发现SPAr质子俘获反应主导该过程产能，总产能约为同条件碳氧聚变的400倍，指出恒星演化模拟需纳入该反应以避免结果失准。
2025-11-06 astro-ph.SR
Evolution, nucleosynthesis and yields of low mass AGB stars
经历周期性第三次挖掘事件的热脉冲AGB恒星的包络线富含轻元素和重元素，涉及p，α和n的复杂内部核合成的灰烬捕获了数百种稳定和不稳定的同位素。本文提出了低质量AGB星（2 Msun）的新模型，其金属丰度范围在Z=0.0138（太阳）和Z=0.0001之间。主要特点是：i）一个完整的核网络（从H到Bi）耦合到恒星演化代码，ii）质量损失-周期-光度关系，基于长周期变量的可用数据，ii）C-和/或N-增强的混合物的分子和原子不透明度，适合于第三次挖掘引起的包层的化学修改。对于每个模型的物理和化学演变的详细描述，此外，我们提出了一套统一的产量，全面的所有化学物种（从氢到铋）。主要的核合成位点是薄的13 C口袋，它形成于每三个疏浚事件后的核心-包膜过渡区。这13 C口袋的形成是引入一种新算法的主要副产品，该算法在对流包络的内边界处形成对流元素的速度分布：详细讨论了该算法的物理基础和校准。不同模型的最终表面组成反映了不同恒星星族的AGB星的初始铁种子含量和物理结构的差异。在不同的[Fe/H]条件下，本征C星的[hs/ls]指数与观测值基本一致。
2009-02-06 astro-ph.SR
Chromium Nucleosynthesis and Silicon-Carbon Shell Mergers in Massive Stars
我们使用NuGrid核合成产率集分析了银河系化学演化（GCE）模型中元素Cr的产生。我们发现，异常大的[Cr/Fe]丰度在[Fe/H] $\approx 0$以前的研究报告使用这些产量和预测我们的银河系模型起源于合并对流硅燃烧和C燃烧壳在20 $M_\odot$模型在金属丰度$Z=0.01$，约一个小时前的恒星爆炸。这种合并将Si壳中的不完全燃烧材料（包括$^{51}$ V和$^{52}$ Cr）混合到碳/氧（CO）核的边缘。所采用的超新星模型的外2 $M_\odot$的CO核心，其中包括一个显着的分数的富铬材料。当包括这个20 $M_\odot$模型在$Z=0.01$在我们的GCE模型的产量插值方案之间的恒星在15和25 $M_\odot$，我们高估了[Cr/Fe]的数量级在[Fe/H] $\approx$ 0相对于在银河系磁盘的观察。这就提出了一些问题，关于自然界中Si-C壳合并的发生，不同模拟方法的准确性，以及这种合并对超新星前结构和爆炸动力学的影响。根据这个1D恒星模型的条件，如果合并确实发生，C壳层物质大量渗透到Si壳层中可能会引发对流反应全球振荡。在任何情况下，GCE对这个恒星演化阶段的结果提供了严格的限制。
2019-06-17 astro-ph.SR
A comparative study on three modes of s-process nucleosynthesis in extremely metal-poor AGB stars
研究极贫金属AGB恒星中三种s-过程核合成模式，发现对流13C与22Ne模式结合可解释CEMP恒星观测到的s-过程元素增丰范围。
2023-10-23 astro-ph.SR
NuGrid Stellar Data Set. II. Stellar Yields from H to Bi for Stellar Models with Mzams = 1 to 25Msun and Z = 0.0001 to 0.02
我们在这里提供了一个显着的扩展NuGrid集1模型在质量覆盖率和低金属丰度，采用相同的物理假设。合并后的数据集现在包括初始质量M/Msun = 1，1.65，2，3，4，5，6，7，12，15，20，25，Z = 0.02，0.01，0.006，0.001，0.0001，最低三种金属丰度的α增强成分。这些模型是用MESA的恒星演化程序计算的，并演化到AGB、白矮星阶段或直到核心坍缩。在后处理中用NuGrid mppnp代码计算所有同位素的核合成。爆炸核合成是基于半解析的一维激波模型。金属依赖的质量损失，对流边界混合在低和中等质量模型和H和He核心燃烧大质量恒星模型。在某些恒星模型中对流O-C壳层合并导致奇Z元素P、Cl、K和Sc的大量产生，而在AGB模型中，对流边界混合效率降低以适应其能量反馈。在低质量和大质量恒星模型中，在最低的金属丰度下观察到H-摄入事件，并导致i-过程核合成和大量的N-15生产。提供完整的产量数据表、衍生数据产品和在线分析数据访问。
2018-08-31 astro-ph.SR
MESA and NuGrid simulations of classical novae: CO and ONe nova nucleosynthesis
经典新星是由CO或ONe白矮星吸积的氢的热核闪光的结果，最终导致表面层的动态喷射。这些都是观测已知的富含重元素，如C，O和Ne，必须起源于氢闪对流区以下的层。在我们以前的工作的基础上，我们现在提出恒星演化模拟的ONe新星，并提供了一个全面的比较，我们的模型与出版的。我们的一些模型包括指数对流边界混合，以解释所观察到的富集的新星喷出物，即使吸积的材料有太阳丰度分布。我们的模型产生的最大温度演化曲线和核合成产量与模型，产生丰富的喷出物，假设吸积材料是预混合的。我们证实了我们以前报道的结果，即一颗新星。我们发现，$^3$ He可以在冷的（$T_{\rm WD} < 10^7$ K）CO WDs以慢速率（$\dot{M} < 10^{-10}\,M_\odot/\mbox{yr}$）吸积的太阳成分包层中{ \it in situ}产生，在这种情况下，对流是由新星爆发前的$^3$ He燃烧触发的。此外，我们现在发现，太阳成分包层中$^3$ He的产生和破坏之间的相互作用以中等速率吸积，例如，$\dot{M} = 10^{-10}\,M_\odot/\mbox{yr}$，通过具有相对高的初始中心温度的$1.15\,M_\odot$ ONe WD，例如，$T_{\rm WD} = 15\times 10^6$ K，导致形成一个厚的辐射缓冲区，从WD表面分离的对流信封的底部。（节录）
2014-05-20 astro-ph.SR
Chaos and Turbulent Nucleosynthesis Prior to a Supernova Explosion
三维（3D），时间相关的数值模拟，在恒星中的物质流动，现在有足够的分辨率是完全湍流。大质量恒星演化的后期阶段，导致核心坍缩成中子星（或黑洞），并经常导致超新星爆炸和核合成，由于强烈的中微子冷却和核加热，是强对流的。与基于当前恒星演化实践的模型不同，这些模拟显示了高度湍流的混沌动力学特征。这种流动的理论分析，无论是在雷诺平均纳维尔-斯托克斯（RANS）框架和简单的动态模型，显示出令人鼓舞的一致性与数值结果。它现在可能开发物理上现实和强大的对流和混合程序（不同于3D数值模拟），可适用于整个漫长的生命周期的恒星。此外，一个新的超新星前阶段的图片正在出现，这是更动态和有趣的（即，预测新的和新观察到的现象）比我们以前的一个。
2014-01-28 astro-ph.SR
The Impact of Initial Mass Dependent Convective Boundary Mixing on the Structure and Fates of Massive Stars
Keele University（基尔大学）；Monash University（蒙纳士大学）；University of Tokyo（东京大学）；Heidelberger Institut für Theoretische Studien（海德堡理论研究所）；Geneva Observatory, Geneva University（日内瓦天文台，日内瓦大学）；Steward Observatory, University of Arizona（斯图尔德天文台，亚利桑那大学）
本研究探讨初始质量依赖的对流边界混合对大质量恒星核燃烧壳层相互作用及命运的影响，发现CBM强度影响核合成过程和超新星前结构。
2025-12-12 astro-ph.SR
The effect of 12C + 12C rate uncertainties on the evolution and nucleosynthesis of massive stars
12 C +12 C聚变反应一直是相当多的实验努力的主题，以限制与恒星核合成相关的温度的不确定性。为了研究碳燃烧速率的增加对大质量恒星结构和核合成的影响，提出了新的恒星演化模型及其产额，探讨了3种不同的12 C +12 C反应速率的影响.非旋转恒星模型是使用日内瓦恒星演化代码生成的，随后使用NuGrid多区域后处理网络工具进行后处理。提高的速率导致核心碳燃烧更迅速地被点燃并且在较低的温度下。这减少了中微子的损失，从而增加了核心碳的燃烧寿命。碳燃烧速率的增加也增加了恒星呈现对流碳核的初始质量上限。碳壳燃烧也受到影响，对流壳事件较少，对流区往往质量较大。因此，碳芯燃烧的灰烬与随后的碳壳对流区之间重叠的机会增加，这可导致碳芯燃烧的灰烬的一部分被包括在碳壳中。因此，在超新星爆发过程中，喷出物将被碳核s过程合成的s过程核素富集。利用这些产额估计了弱s过程分量，以便与太阳系丰度分布进行比较。发现增强速率模型在弱组分中产生显著比例的Kr、Sr、Y、Zr、Mo、Ru、Pd和Cd，这主要是碳核过程的特征。因此，它表明，在Kr-Sr区域的同位素的生产可以用来约束12 C +12 C率使用电流分支比的a-和p-出口通道。
2012-01-05 astro-ph.SR
Impact of Convective Boundary Mixing on the TP-AGB
对流边界的处理仍然是恒星演化中不确定性的一个重要来源，对渐近巨星分支（AGB）上的热脉冲恒星有着重大的影响。各种来源被视为动机纳入对流边界混合在这一阶段，从S-过程核合成流体动力学模型。尽管有相当多的证据支持存在对流边界混合的前AGB的演变，这种混合并不普遍包括在模型的TP-AGB星。这项调查的目的是确定对流边界混合的程度，这是兼容的观察时，考虑充分的演变模式。此外，我们调查了一个理论上的论点，已经取得了动量驱动的过冲在脉冲驱动的对流区的基础上，应该可以忽略不计。我们表明，虽然参数成立，估计的基础上的图片湍流夹带表明，混合是可能的对流边界。我们表明，在对流边界的额外混合在核心燃烧阶段之前的热脉冲渐近巨分支有一个影响以后的演变，改变质量范围，在第三次疏浚和热底燃烧发生，因此也最终的表面组成。此外，已作出努力，以约束在不同的对流边界的对流边界混合的效率，使用观测约束。我们的研究表明，不同的约束之间存在着强烈的张力，使得在指数衰减的过冲框架内不可能同时重现所有的可观测量。这一结果要求重新评估对流边界混合模型和观测约束。
2020-02-05 astro-ph.SR
NuGrid stellar data set I. Stellar yields from H to Bi for stars with metallicities Z = 0.02 and Z = 0.01
我们提供了一套恒星演化和核合成的计算，适用于低，中等质量和大质量的恒星模型，同时建立的物理假设。我们的目标是提供一个内部一致和全面的核生产和产量数据库，用于太阳能前谷物研究等领域的应用。我们的非旋转模型假设对流边界混合，它已经通过了。我们纳入了8（12）例$Z = 0.01$（$0.02$）的初始肿块。模型被遵循，直到渐近巨分支阶段或结束的Si燃烧，补充了一个简单的分析核心崩溃超新星模型，有两个选项的回落和冲击速度。爆炸表明，哪种超新星前的产额将最强烈地受到爆炸性核合成的影响。我们讨论了这两个爆炸参数如何影响轻元素和$s$和$p$过程。对于低质量和中等质量的模型，我们的恒星产量从H到Bi包括对流边界混合的影响，在He-intershell边界和恒星演化反馈的混合过程中，产生的$^{13}$ C口袋。所有后处理核合成计算使用相同的核反应速率网络和核物理输入。我们提供了一个讨论的核生产在整个质量范围内组织的元素组。我们所有的恒星核合成剖面图和时间演化输出都可以通过电子方式获得，并介绍了探索加拿大天文数据中心主持的NuGrid VOspace数据的工具。
2016-04-29 astro-ph.SR
First models of s process in AGB stars of solar metallicity for the stellar evolutionary code ATON with a novel stable explicit numerical solver
目的。我们描述的第一个S-过程后处理模型的渐近巨星分支（AGB）恒星的质量为3，4和5 M在太阳金属丰度（Z=0.018）计算使用输入恒星演化代码aton。方法.该模型计算与新的代码snuppat（S-过程核合成后处理代码的aton），包括对流过冲，导致形成的主要中子源，13 C的平流计划。每个模型都使用3个不同的自由过冲参数值进行后处理。包括在代码snuppat是新颖的帕坦卡-欧拉-德夫哈德显式数值求解器，我们用来解决微分方程的核网络系统。结果的结果进行比较，从其他的S-过程核合成代码（莫纳什，水果，和NuGrid），以及在AGB星，行星状星云，钡星的S-过程增强的观测。这种比较表明，相对较高的丰度的12 C在富氦层间的aton的结果，在作为过程的丰度模式，有利于第二个超过第一个s-过程的峰值，为所有的群众探索。此外，我们选择的对流，而不是扩散的数值方案的对流过冲的结果在显着的过程核合成也为5 M模式，这可能是与观测相矛盾。
2021-10-15 astro-ph.SR
Evolution of Low-Mass Population III Stars: Convection, Mass Loss, Nucleosynthesis, and Neutrinos
Yale University（耶鲁大学）
本文研究低质量III型星体的演化，通过模型探讨对流、质量损失、核合成及中微子等关键过程，为识别现存III型星体及其后代提供预测框架。
2026-02-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution and nucleosynthesis of extremely metal-poor and metal-free low- and intermediate-mass stars II. s-process nucleosynthesis during the core He flash
原始恒星和超贫金属恒星的模型，质量与太阳相似，在红巨星分支演化结束时的核心氦闪光阶段，质子被摄入到热核心。这产生了由氢燃烧提供动力的同时发生的二次闪光，从而在核心中引起进一步的核合成。我们进行后处理核合成计算的一维恒星演化计算的恒星1太阳质量和金属丰度[Fe/H] = -6.5，遭受质子摄入插曲。我们的网络包括320个核物种和2，366个反应，并同时处理混合和燃烧。质子混合和燃烧进入热对流核心导致13 C的产生，然后通过13 C（alpha，n）16 O反应释放大量自由中子。在产生中子的前两年，中子毒物14 N的丰度很低，允许通过慢中子捕获（s过程）大量产生重元素，如锶，钡和铅。这些核合成产物后来混合到恒星表面，并通过恒星风喷出。我们将我们的结果与超贫金属晕星HE 1327-2326的观测结果进行了比较，该恒星显示出强烈的Sr过剩。我们的模型提供了自我一致的解释Sr的过剩在HE 1327-2326连同其C，N和O的过剩（所有在一个因素的~4），如果材料被严重稀释，例如，通过在一个广泛的二元系统中的传质的可能性。该模型产生的Ba至少是观测值的18倍，但这可能在较大的建模不确定性范围内。在这种情况下，低质量的双星系统必须在早期宇宙中形成。如果为真，则这对原始初始质量函数施加了约束。
2010-10-11 astro-ph.SR
Sliding along the Eddington Limit -- Heavy-Weight Central Stars of Planetary Nebulae
由于热脉冲，渐近巨星分支（AGB）恒星经历对流混合的时期，为慢中子捕获核合成提供了理想的条件。这些过程受到很大的不确定性的影响，仍然没有完全理解。幸运的巧合是，大约四分之一的后AGB恒星在氦燃烧壳的最后一次闪光中变成氢缺乏，它们在表面显示核加工材料，为核合成和混合提供了独特的见解。我们目前的非局部热力学平衡光谱分析的结果，极热，氢缺乏，PG 1159型的头骨星云NGC 246和“银河足球”阿贝尔43和NGC 7094的中心恒星。
2018-06-19 astro-ph.SR
Zero and extremely low metallicity rotating massive stars: evolution, explosion, and nucleosynthesis up to the heaviest nuclei
该研究模拟不同转动速度、三种极低/零金属丰度下15和25倍太阳质量恒星的演化与爆发，揭示转动对核合成、对流壳层穿透及质量损失的影响，表明其对早期星际介质重核合成有重要贡献。
2024-05-22 astro-ph.SR
Evolution and Nucleosynthesis of Very Massive Stars
在本章中，在简要介绍和概述了恒星演化之后，我们将在最近的恒星演化模型计算的背景下讨论超大质量恒星（VMS：M>100太阳质量）的演化和核合成。本章涵盖了以下几个方面：一般性质，表面性质的演变，后期中心的演变，核合成，包括它们对金属丰度，质量损失和旋转的依赖。由于大质量恒星在主序星阶段有非常大的对流核心，它们的演化并不受旋转混合的影响，而是更多地受到恒星风的质量损失的影响。即使没有旋转混合，它们的演化也永远不会远离均匀演化。所有金属丰度接近太阳的VMS都以WC（-WO）型沃尔夫-拉叶星结束生命。由于恒星风造成的质量损失非常严重，这些恒星在演化的高级阶段可能会有类似于初始质量在60到120太阳质量之间的恒星的光度。一个独特的功能，可以用来解开沃尔夫-拉叶星起源于VMS从那些起源于较低的初始质量是增强的氖和镁在WC星表面的丰度。在太阳的金属丰度下，质量损失是如此强烈，即使一颗恒星诞生时有几百个太阳质量，它也会在不到50个太阳质量的情况下结束它的生命（使用目前的质量损失公式）。另一方面，在大麦哲伦星系的金属丰度或更低时，质量损失较弱，可能使恒星经历对不稳定超新星。
2014-09-24 astro-ph.SR
The impact of asteroseismically calibrated internal mixing on nucleosynthetic wind yields of massive stars
本研究基于星震学校准的内部混合参数，探讨了其对20太阳质量恒星演化结构与核合成星风产量的影响，发现星震混合水平显著改变星风产量及碳燃烧过渡时机。
2024-06-04 astro-ph.SR
Convective H-He Interactions in Massive Population III Stellar Evolution Models
在Pop III恒星模型中，对流引起的富氢燃烧层和富氦燃烧层之间的混合可以引起核能爆发，从而大大改变第一颗大质量恒星的后续演化和核合成。我们研究了26个恒星演化模拟的氢-氦壳核相互作用与质量$15 - 140\,\mathrm{M}_{\odot}$，使用五套混合假设。在22个案例中，氢-氦相互作用在$ \sim 10^{9} - 10^{13.5}\,\mathrm{L}_{\odot}$范围内诱导局部核能释放。在这个范围的上端的光度相当于对流平流时间尺度上的层的内部能量的相当一部分，表明动态恒星响应，将违反一维恒星演化模型假设。我们区分四种类型的H-He相互作用取决于富He材料的演化阶段和对流稳定性。氢-氦相互作用过程中的氢燃烧条件给出了$\approx 1.5$与$\sim 1000$之间的$^{12}\mathrm{C}/^{13}\mathrm{C}$比和$\approx -2.3 $与$\approx 3$之间的[C/N]比，其相关性与CEMP-no星的观测结果一致。我们还探讨了热CNO爆发的Ca生产，发现这里提出的模拟可能无法解释在最贫Ca的CEMP-无星中观察到的Ca丰度。我们描述了导致H-He相互作用的演变，这发生在核心收缩阶段期间或之后不久。三个模拟计算没有H-He相互作用的Fe-核心的投入和$140\,\mathrm{M}_{\odot}$模拟成为对不稳定。我…
2020-10-22 astro-ph.SR
Evolution, nucleosynthesis and yields of AGB stars at different metallicities (III): intermediate mass models, revised low mass models and the ph-FRUITY interface
我们提出了一组新的中等质量AGB星（4.0，5.0和6.0 Msun）在不同金属丰度（-2.15<=Fe/H]<=+0.15）下的模型。它整合了已经包含在FRUITY数据库中的低质量AGB星（1.3<=M/M<=3.0）的现有模型集。我们描述的物理和化学演化的计算模型从主序列的AGB阶段结束。由于效率较低的第三次疏浚事件，具有大核心质量的模型显示出适度的表面增强。后者是由于脉冲间相位短，热脉冲弱。此外，对流层底部的高温阻止了它深入辐射底层。根据初始恒星质量的不同，重元素核合成由不同的中子源控制。特别地，更大质量的模型的s-过程分布由\nean ~反应主导，该反应在热脉冲期间被有效地激活。在低金属丰度，我们的模型进行热底部燃烧和热三次疏浚。我们比较我们的理论最终的核心质量，以现有的白矮星的观测。此外，我们量化的权重，中间质量模型的碳星光度函数。最后，我们介绍了FRUITY网络界面的升级，现在还包括数据库（ph-FRUITY）中包含的所有模型的TP-AGB阶段的物理量。
2015-07-27 astro-ph.SR
The effect of 12C + 12C rate uncertainties on s-process yields
大质量恒星中的慢中子俘获过程（弱s过程）产生了大多数质量区域为60 < A < 90的纯s同位素。在这个过程的模拟中使用的核反应速率对最终的s-过程产量有深远的影响。我们生成了一个25太阳质量的恒星的1D恒星模型，12 C +12 C率变化了10倍，并使用后处理代码PPN计算了完整的核合成。将速率增加或减少10倍会影响对流历史和核合成，从而影响最终产额。
2010-02-15 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
Super and Massive AGB Stars: II - Nucleosynthesis and Yields - Z=0.02, 0.008 and 0.004
我们已经计算了详细的演化和核合成模型的超大质量AGB恒星的质量范围为6.5-9.0 Msun在0.5 Msun的划分与金属丰度Z=0.02，0.008和0.004。这些计算，我们发现第三次挖掘和热底部燃烧，填补了现有的低和中等质量的AGB恒星模型和高质量的恒星模型，成为超新星之间的差距。对于所考虑的金属丰度，产量的组成在很大程度上是由热动力条件在对流信封的基础上，而不是由第三次疏浚所产生的污染。我们调查的各种不确定性的影响，有关的质量损失率，混合长度参数，和治疗后的信封不稳定性，发展接近年底的（超级）AGB阶段的演变。改变这些参数会改变产率，主要是因为它们会影响第三次疏浚富集的数量，并在较小程度上影响热的底部燃烧条件。我们的模型产生了大量的He 4，Li 7（取决于质量损失公式）C13，N14，O 17，Na 23，Mg 25，以及放射性同位素Al 26与以前的调查一致。此外，我们的研究结果表明，丰富的Ne 22，Mg 26和Fe 60，以及我们的代理中子捕获物种的大幅增加，代表所有物种比铁重。这些恒星可能对银河系中较重的Mg同位素N14、Li 7和Al 27的库存做出了重要贡献。
2013-10-09 astro-ph.SR
i-process nucleosynthesis and mass retention efficiency in He-shell flash evolution of rapidly accreting white dwarfs
基于恒星演化模拟，我们证明了在密近双星系统中快速吸积的白矮星是中间中子俘获过程的天体物理场所。在经常性和非常强烈的氦壳闪光在稳定的氢燃烧吸积制度富氢物质进入氦壳闪光对流区。$^{12}$ C（p，$γ)^{13}$ N）反应释放足够的能量以潜在地影响对流，并且i过程通过$^{13}$ C（$α$，n）$^{16}$ O反应被激活。H-摄入闪光可能不会导致对流区的分裂，因为它被认为是在模拟后AGB和低Z AGB星的He壳闪光。我们估计，生产的第一个峰值重元素这个网站可以类似的重要性，为银河系的化学演化的S-过程生产低质量AGB星。氦壳层闪光导致膨胀，并最终通过超爱丁顿光度风或罗奇瓣溢出喷出吸积和i过程富集的物质。白矮星模型不保留任何显着量的吸积质量，与他的保留效率$\leq 10\%$取决于质量和对流边界混合的假设。这使得这类系统演化到超新星Ia爆炸的可能性非常小。
2016-12-12 astro-ph.SR
Realistic 3D hydrodynamics simulations find significant turbulent entrainment in massive stars
我们对恒星结构和演化的理解来自一维（1D）恒星模型是有限的多维过程发生在恒星内部的不确定性。然而，现在可以借助详细的三维（3D）流体动力学模型来测试和改进1D模型，由于计算资源的最新进展，该模型可以在短时间内重现复杂的多维过程。在这些过程中，湍流卷吸导致对流边界混合是最不了解和最有影响力的过程之一。在这里，我们提出了一套流体动力学模拟的结果，在一个大质量的恒星燃烧壳，并解释他们的湍流卷吸法的框架内从天体物理学。我们的模拟不同于以往的研究，在再现恒星环境的前所未有的现实主义程度。重要的是，在模拟中发现的强夹带突出了目前在一维恒星模型中实施对流边界混合的主要缺陷。因此，这项研究要求对如何在1D中模拟对流边界进行重大修订，特别是在这些模型中实现夹带。这将对超新星理论、核合成、中子星和黑洞物理学产生重要影响。
2022-08-16 astro-ph.SR
The Effects of Thermonuclear Reaction-Rate Variations on 26Al Production in Massive Stars: a Sensitivity Study
我们研究了大质量恒星中热核反应速率变化对26 Al产生的影响。在这种事件中的主导生产网站最近调查使用恒星模型计算：爆炸性的碳燃烧，对流壳碳燃烧，对流核心氢燃烧。后处理核合成的计算进行了这些网站，采用最近的恒星演化模型的温度-密度-时间的配置文件。对于每一个剖面，我们分别将所有相关反应的速率乘以因子10、2、0.5和0.1，并分析了由此产生的26 Al丰度变化。我们的模拟是基于下一代核物理库，称为STARLIB，其中包含最近的蒙特卡罗反应速率的评估。特别注意的是量化的速率不确定性的那些反应，最敏感的影响26铝生产。对于恒星模型，我们的结果表明，在何种程度上26 Al核合成的预测取决于目前不确定的核物理输入，而对于核实验，我们的结果代表了未来的测量指南。我们把上面提到的三个不同的大质量恒星位置的反应速率敏感性研究结果制成表格。发现电流反应速率的几个不确定性影响26 Al的生产。特别重要的反应是26 Al（n，p）26 Mg、25 Mg（α，n）28 Si、24 Mg（n，γ）25 Mg和23 Na（α，p）26 Mg。这些反应应该是未来测量的主要目标。总的来说，我们估计，在这里探索的大质量恒星模型预测的26铝产量的核物理不确定性约为3倍。
2011-01-28 astro-ph.SR
Impact of the latest 22Ne+α reaction rates on nucleosynthesis in massive stars and galactic chemical evolution
National Nuclear Data Center, Brookhaven National Laboratory（美国国家核数据信息中心, 布鲁克海文国家实验室）；Texas A&M University（德克萨斯农工大学）；Rutgers University（罗格斯大学）；Franklin and Marshall College（富兰克林与玛莎学院）；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（孔科利天文台地球与天文学研究中心, 匈牙利研究与教育网络）；CSFK, MTA Centre of Excellence（匈牙利科学院天体物理研究中心, 匈牙利科学院卓越中心）；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）
本研究探讨了最新22Ne+α反应速率对大质量恒星核合成及银河系化学演化的影响，发现其对元素丰度比值有显著影响，但未来实验可减少这种影响。
2025-11-28 astro-ph.SR
Evolution and nucleosynthesis of helium-rich asymptotic giant branch models
现在有强有力的证据表明，一些恒星出生时的He质量分数高达$Y \approx 0.40$（例如，在$ω$ Centauri中）。然而，富氦恒星的高级演化、化学产额和最终命运在很大程度上尚未被探索。我们研究了氦增强对3、4、5和6 M $_\odot$的中等质量渐近巨星分支（AGB）模型的演化和核合成的影响，其中金属丰度为$Z = 0.0006$（[Fe/H] $\approx -1.4$）。我们比较模型与氦增强的组合物（$Y=0.30, 0.35, 0.40$）与那些原始的他（$Y=0.24$）。我们发现，具有CO（Ne）或ONe核的C燃烧和超AGB星的最小初始质量从我们的最高质量6 M $_\odot$以上降低到具有$Y=0.40$的$\sim$ 4-5 M $_\odot$。我们还通过慢中子俘获过程（S-过程）的反式铁元素的生产模型。He增强显著降低了第三次挖掘效率和s过程元素的恒星产额（例如，6 M $_\odot$、$Y=0.40$的Ba减少90%）。对于3 M $_\odot$出现了一个例外，其中如果包括$^{13}$ C中子源，则使用$Y=0.40$的热脉冲数量几乎加倍，导致Ba峰元素和Pb的$\sim$产率高出50%。然而，较薄的中间壳层和对流包络底部的温度增加与$Y=0.40$可能会抑制$^{13}$ C中子源在这个质量。未来的化学演化模型与我们的产量可能解释的s-…
2015-07-02 astro-ph.SR
Nucleosynthesis in AGB stars traced by oxygen isotopic ratios. I - Determining the stellar initial mass by means of the $^{17}$O/$^{18}$O ratio
本文的目的是研究AGB星样本的$^{17}$ O/ $^{18}$ O比值，包括M-、S-和C-型星。这些比率的评估关系到基本的恒星演化参数：恒星的初始质量和脉动周期。用各种单碟长波设备对9颗恒星的样本进行了星周$^{13}$ C $^{16}$ O、$^{12}$ C $^{17}$ O和$^{12}$ C $^{18}$ O谱线观测。线强度比示出直接相关的表面$^{17}$ O/ $^{18}$ O丰度比。恒星演化模型预测$^{17}$ O/ $^{18}$ O比值是初始质量的敏感函数，对于初始质量小于5\，$M_{\odot}$的恒星，在整个TP-AGB阶段保持恒定。这使得测量的比率成为初始恒星质量的探针。观测到的$^{17}$ O/ $^{18}$ O的比值被发现是很好的预测范围内的恒星演化模型，不考虑对流过冲。由此，计算出七个源的准确初始质量估计值。对于剩下的两个源，两个质量的解决方案的结果，虽然有更大的概率，低质量的解决方案是正确的。最后，暗示在M/S-和C-型恒星之间可能的分离时，比较的$^{17}$ O/ $^{18}$ O比的恒星脉动周期。
2016-12-14 astro-ph.SR
The physics of deep-interior convective shell boundaries in a massive pre-supernova star: Internal gravity wave mixing at the $N^2$ peak
University of Victoria（维多利亚大学）；University of Minnesota（明尼苏达大学）
本研究通过三维模拟揭示大质量恒星深内部对流壳层边界处内重力波在$N^2$峰值引起高效混合，侵蚀熵梯度，影响超新星可爆炸性预测，并可能促进壳层合并。
2026-09-25 astro-ph.SR
Impact of Nuclear Reaction Uncertainties on AGB Nucleosynthesis Models
具有低初始质量（1 - 3 Msun）的渐近巨星分支（AGB）星负责通过主慢中子俘获过程（主慢中子俘获过程）产生中子俘获元素。主要的中子源是13 C（α，n）16 O，它在脉冲间隔期间以大约8 keV的辐射燃烧，产生相当低的中子密度（10^7 n/cm^3）。第二个中子源22 Ne（α，n）25 Mg在对流热脉冲期间当能量达到约23 keV时被部分激活，产生小的中子照射，但中子密度达到峰值（Nn（峰值）> 10^11 n/cm^3）。在接近太阳的金属丰度下，它不会显著改变最终的s过程丰度，但主要影响对中子密度敏感的s路径分支附近的同位素比值。我们研究目前的不确定性的影响，在AGB星的两个中子源的操作，以及与22 Ne（α，γ）26 Mg反应的竞争。使用一套更新的核合成模型，对主要的s过程成分AGB进行了分析（在半太阳金属丰度下，通过M（AGB; ini）= 1.5和3 Msun之间的平均值重现，见Arlandini等人，1999年）。主要影响出现在分支点附近。特别是，13 C（α，n）16 O主要影响86 Kr和87 Rb，由于在85 Kr处的分支，而对于重同位素，通过减少或增加我们的采用率2 - 3倍，显示出小的变化。通过改变我们的22 Ne（α，n）25 Mg率在一个因子2内，一个合理的复制太阳的s-唯一的同位素仍然获得。我们提供了这些变化对s路径的主要影响的一般概述。Bist…
2012-11-21 astro-ph.SR
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）
本研究通过三维流体动力学模拟探究14倍太阳质量超新星前身星硅壳燃烧阶段，发现三维模拟因对流边界混合程度低使硅壳燃烧缩短约800秒，该过程为对流-反应事件，需更完整核网络开展后续研究。
2026-08-06 astro-ph.SR
3D stellar evolution: hydrodynamic simulations of a complete burning phase in a massive star
本文首次对20 M$_{\odot}$恒星的对流氖燃烧壳层进行从早期发展到燃料耗尽的连续三维模拟，揭示对流区增长受燃料消耗而非卷入主导，并与321D引导的一维模型在对流边界混合量上收敛，为修订一维恒星模型提供依据。
2023-05-23 astro-ph.SR
Oxygen and light element synthesis by neutron-capture reactions in metal-free and extremely metal-poor AGB stars
低质量和中等质量的无金属（Pop. III）和极贫金属（EMP）恒星在TP-AGB早期阶段经历了氢与氦对流的混合，与富含金属的恒星不同。本文用H到S的核网络研究了氦对流区中以混合质子生成的~（13）C为中子源的核合成。在缺乏或缺乏原始金属的情况下，中子再循环反应，12 C（n，g）13 C（a，n）16 O和16 O（n，g）17 O（a，n）20 Ne促进了O和轻元素的合成，包括它们的富中子同位素和奇数原子序数元素。基于这些结果，我们证明了三个最缺铁的富碳恒星所观察到的C到Al的特殊丰度模式可以在不同质量范围内的Pop. III，AGB恒星的核合成中重现。我们认为，这三颗恒星出生的低质量成员的Pop. III双星，后来受到表面污染的质量转移的双星系统。AGB核合成与氢混合解释了大多数碳增强EMP（CEMP）星，包括所有具有s过程元素的CEMP-s星的C，O，Na，Mg和Al丰度。此外，目前的结果被用来挑选出其他核合成签名的早期世代的恒星。
2009-06-24 astro-ph.SR
Large-Scale Mixing in a Violent Oxygen-Neon Shell Merger Prior to a Core-Collapse Supernova
我们提出了一个7分钟长的$4π$-3D模拟壳合并事件在非旋转$18.88\, M_\odot$超新星祖先开始之前的引力坍缩。其主要动机是利用自洽的方法来捕捉壳公司合并后崩溃前的大规模混合和不对称。$4π$的几何形状是至关重要的，因为它使我们能够在尽可能大的尺度上跟踪对流模式的增长和演变。我们发现3D和1D模型的运动学，热力学和化学演化之间的显着差异。3D模型显示了剧烈的对流，导致核物质更有效的混合。在三维情况下，整个氧壳层达到对流马赫数$\mathord{\approx}\, 0.1$，而在一维模型中，对流速度低得多，对流边界上的过冲可以忽略不计。在3D的情况下，对流涡旋将来自氖（和碳）层的核物质夹带到氧燃烧壳的更深部分，在那里它们燃烧并为具有流出物的剧烈对流阶段提供动力。这是对流反应系统的原型模型。由于强对流和由此产生的有效混合，氖层和富硅氧层之间的界面在演化过程中消失，并且硅被远远地混合到合并的氧/氖壳层中。对流下降气流夹带的氖气向内燃烧，导致较低的氖气质量在三维模型相比，在崩溃时的一维模型。此外，3D模型发展出显著的大尺度、大振幅的不对称性，这可能对即将发生的引力坍缩和随后的爆炸具有重要意义。
2019-12-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
One month convection timescale on the surface of a giant evolved star
针对低质量演化巨星对流时标与尺度约束不足的问题，通过重建剑鱼座R星的干涉图像，测得其表面对流特征尺度、运动速度及约一个月的对流时标，为高低质量演化星的对流性质差异提供了观测依据。
2024-09-13 astro-ph.SR
3D Macro Physics and Light Odd-Z Element Production in O-C Shell Mergers: Implications for $^{40}\mathrm{K}$ production and radiogenic heating inventories of rocky exoplanets
University of Victoria（维多利亚大学）；Bayerisches Geoinstitut, Universität Bayreuth（拜罗伊特大学地球科学研究所）；HUN-REN Research Center for Astronomy and Earth Sciences (CSFK)（匈牙利研究与教育网络天文学与地球科学研究中心）
研究通过三维流体动力学模拟探讨O-C壳合并对流对轻奇数原子序数元素和钾-40产量的影响，揭示其对类地行星地质行为的重要性。
2025-12-23 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Linking 1D Evolutionary to 3D Hydrodynamical Simulations of Massive Stars
大质量恒星的恒星演化模型对于天体物理学的许多领域都很重要，例如核合成产额、超新星祖先模型和理解极端条件下的物理。恒星中的湍流主要是由于恒星内部不同质量坐标处的核燃烧。恒星模型中对流边界处湍流和湍流混合的理解和正确处理已经研究了几十年，但仍然缺乏一个明确的解决方案。本文介绍了大质量恒星对流边界混合（CBM）研究的初步结果。对流边界的“刚度”可以用体理查森数（$\textrm{Ri}_B$）来量化，体理查森数是边界恢复的势能与湍流涡旋的动能之比。"硬“边界（$\textrm{Ri}_B \sim 10^4$）将抑制CBM，而在相反的情况下，”软“边界（$\textrm{Ri}_B \sim 10$）将更容易受到CBM的影响。到目前为止获得的关键结果之一是，较低的对流边界（更接近中心）的核燃烧壳是“硬”比相应的上边界，这意味着有限的煤层气在下壳边界。这与Meakin和Arnett进行的3D流体动力学模拟一致[The Astrophysical Journal 667：448-475，2007]。这一结果也有影响的大质量恒星的新CBM处方，以及核燃烧火焰前传播的超渐近巨星分支星，也开始新星。
2016-01-07 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Presupernova evolution and explosive nucleosynthesis of rotating massive stars in the metallicity range -3 <=[Fe/H]<= 0
我们提出了一个新的大质量恒星前超新星模型网格，其质量范围在13 ~ 120 Msun之间，包括四种金属丰度（即[Fe/H]=0，-1，-2和-3）和三种初始自转速度（即0，150和300 km/s）。爆炸已被模拟以下三个不同的假设，以显示如何依赖于剩余质量的初始质量关系的产量。从H到Bi的扩展网络完全耦合到模型的物理演化。主要结果可归纳如下。a）在太阳金属丰度下，在不旋转的情况下，爆炸为红超巨星（RSG）的最大质量约为17 Msun，所有更大质量的恒星都爆炸为WR星。所有旋转的模型，反之亦然，爆炸为沃尔夫-拉叶（WR）星。b）由旋转引起的不稳定性触发的核心He燃烧和H燃烧壳层之间的相互作用驱动了CNO的所有产物的大量初级量的合成，而不仅仅是N14。其中一小部分极大地富集了He核的辐射部分（并负责大量生产F），一小部分进入对流核，从而导致一个重要的初级中子通量，能够合成重核高达Pb。c）在我们的方案中，对于没有或中等初始旋转速度的所有金属丰度，都预测了由引力波（GW 150914，GW 151226，GW 170104，GW 170814）的第一次探测所推断的残余质量的数量级。
2018-05-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
The intermediate neutron capture process. III. The i-process in AGB stars of different masses and metallicities without overshoot
除了慢中子俘获过程（s）和快中子俘获过程（r）之外，还存在一个中间中子俘获过程（i-过程）。它发生在质子在对流氦燃烧区混合时，被称为质子摄入事件（PIE）。一个可能的天体物理位置是低质量低金属量恒星的渐近巨星分支（AGB）阶段。我们提供了一个网格的AGB星经历PIEs的i-过程收益率。我们计算了12个模型，初始质量为1，2和3 $M_{\odot}$和金属丰度的[Fe/H] $=-3.0$，$-2.5$ $-2.3,$和$-2.0, $与恒星演化代码STAREVOL。我们使用了最多1160个物种的核网络，再加上化学输运方程。这些模拟不包括任何额外的混合过程。质子摄入发生在我们的12个AGB模型中的6个。这些模型经历i-过程核合成，其特征在于$\simeq 10^{14} -10^{15}$ cm $^{-3}$的中子密度。根据PIE的性质，有两种不同的演化路径：要么恒星包层很快消失，不再产生热脉冲，要么AGB阶段随着额外的热脉冲而恢复。这种行为关键取决于脉冲数时，PIE发生，摄入的质子的质量，以及在何种程度上的脉冲材料被稀释的对流信封。PIE后的表面富集是我们的模式的一个强大的功能，它持续在各种对流假设。我们的模型可以合成重元素Pb没有任何参数化的额外的混合过程，如过冲或列入一个$^{13}$ C-口袋。然而，它仍然有待探讨如何i过程取决于混合过程，如过冲，温盐，或旋转。
2022-09-21 astro-ph.SR
The Diverse Origins of Neutron-Capture Elements in the Metal-Poor Star HD 94028: Possible Detection of Products of i-process Nucleosynthesis
我们详细分析了贫金属（[Fe/H]=-1.62+/-0.09）恒星HD 94028的重元素组成和核合成起源。先前的研究表明，这颗恒星在缓慢的中子捕获过程（s过程;例如，[Pb/Fe]=+0.79+/-0.32）和快速中子俘获过程（r-过程;例如，[Eu/Fe]=+0.22+/-0.12），包括异常大的钼（[Mo/Fe]=+0.97+/-0.16）和钌（[Ru/Fe]=+0.69+/-0.17）增强。然而，这颗恒星的碳含量并没有增加（[C/Fe]=-0.06+/-0.19）。我们分析了使用哈勃太空望远镜上的太空望远镜成像光谱仪收集的HD 94028的档案近紫外光谱，以及从地面望远镜收集的其他档案光谱。我们报告的丰度或上限来自64种56种元素。我们比较这些意见与S-过程产量从低金属丰度AGB的演变和核合成模型。没有任何s-和r-过程模式的组合可以充分再现观测到的丰度，包括超太阳[As/Ge]比（+0.99+/-0.23）和增强的[Mo/Fe]和[Ru/Fe]比。我们可以适合这些功能时，包括一个额外的贡献，从中间中子捕获过程（i过程），这可能是通过摄入的H在大质量恒星，超级AGB星，或低质量AGB星的He燃烧对流区操作。目前，只有i过程似乎能够持续产生超太阳[As/Ge]比率和在HD 94028中发现的相邻重元素之间的比率。其他贫金属恒星也显示出增强的[As/Ge]比值，暗示i过程的操作…
2016-02-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The intermediate neutron capture process. I. Development of the i-process in low-metallicity low-mass AGB stars
观测结果表明，越来越多的贫金属恒星显示出介于s-和r-过程之间的丰度模式。这些所谓的r/s型恒星需要一个中间中子俘获过程（i过程），这被认为是由于在对流氦燃烧区摄入质子的结果，但其天体物理位置仍然存在很大争议。我们调查的i-过程中的渐近巨星分支（AGB）阶段的低金属丰度低质量的恒星可以发展，以及它是否可以解释观测到的r/s-星的丰度。在AGB阶段开始时，在第三热脉冲期间，氦驱动的对流区能够穿透富氢层。随后的质子摄入导致强烈的中子爆发，在i-过程元素合成的起源处具有$\approx 4.3 \times 10^{14}$ cm $^{-3}$的中子密度。质子在氦燃烧的对流壳层中燃烧释放的核能强烈影响了内部结构：热脉冲分裂，大约十年后，对流区的上部与对流包层合并。表面碳丰度提高了3倍以上。这导致不透明度的增加，从而引发强烈的质量损失并防止任何进一步的热脉冲。我们发现，特定的同位素比值的Ba，Nd，Sm和Eu可以代表良好的示踪剂的i-过程核合成。最后，与14个选定的r/s-星的扩展比较表明，我们的i-process AGB模型可以很好地再现所观察到的组成模式。
2022-06-07 astro-ph.SR
Hot Bottom Burning in the envelope of SAGB stars
我们调查的物理和化学演化的人口II星的初始质量在6.5-8 Msun的范围内，经历了偏离中心的碳点火下部分简并的条件下，随后由一系列的热脉冲，并大力支持CNO燃烧壳，上面的O-Ne简并核心。与其他研究小组的结果一致，我们发现O-Ne核心是通过形成对流火焰而形成的。随后的演变强烈地取决于质量损失机制的描述。使用传统的形式主义与超风阶段有利于长期的演变与许多热脉冲，并实现先进的核合成，由于大的温度达到了底部的外地幔。使用强烈依赖于光度的质量损失配方有利于恒星包层的早期消耗，因此核合成的程度以及喷出物的化学成分不那么极端。对球状星团中的多种群现象进行了讨论。如果在最大质量的星团中存在的“极端”人口是由超级AGB喷出物直接形成的结果，那么它们的丰度可能构成校准这一阶段质量损失率的一种强有力的方法。这种标定也将提供关于超级AGB爆炸为单个电子俘获超新星的部分信息，在星团中留下中子星遗迹。
2010-09-23 astro-ph.SR
Lithium evolution in metal-poor stars: from Pre-Main Sequence to the Spite plateau
当重子密度取自CMB或氘测量时，贫金属主序星中的锂丰度比标准大爆炸核合成预测的原始锂丰度低约三倍。这种分歧通常被称为锂问题。在这里，我们重新考虑恒星Li的演变，从主序前的主序阶段结束时，通过引入的对流超冲和剩余质量吸积的影响。我们表明，$^7$ Li可以显着耗尽的对流过冲在前主序星阶段，然后部分恢复在恒星大气中的物质吸积的尾巴，遵循Li耗尽阶段，可以调节EUV光蒸发。通过考虑常规的核燃烧和沿主序的微观扩散，我们可以再现初始质量为$m_0=0.62 - 0.80 M_{\odot}$的恒星的Spite平台，以及较低质量的矮星，如$m_0=0.57 - 0.60 M_{\odot}$，从初始Li丰度$A({\rm Li}) =2.72$开始，在很宽的金属丰度范围内（Z=0.00001至Z=0.0005）的Li下降分支。这种环境Li演化模型也提供了解释极端贫金属恒星中Li丰度降低、分光双星中Li差异和行星宿主恒星中Li丰度低的可能性。
2015-06-19 astro-ph.SR
Radiative levitation in carbon-enhanced metal-poor stars with s-process enrichment
所有贫金属恒星中有相当一部分是富碳的。大多数这些碳增强贫金属（CEMP）恒星也表现出主要由s-过程产生的元素的增强（CEMP-s恒星），有证据表明这些非标准丰度的起源可以追溯到来自双星渐近巨星分支（AGB）伴星的质量转移。因此，CEMP-s星的观测通常被用来推断低金属丰度AGB星的核合成输出。在这项工作中的一个关键步骤是了解发生了什么事情后，质量转移停止增生的材料。在这里，我们提出了模型的后质量转移CEMP-s恒星的演化考虑物理的热盐混合和原子扩散，包括辐射悬浮。我们发现具有典型CEMP-s恒星质量（M ~ 0.85 Msun）的恒星具有非常浅的对流包层（Menv <1 e-7 Msun）。因此，由重力沉降和辐射悬浮之间的竞争引起的表面丰度变化应该比观察到的大几个数量级（例如[C/Fe]<-1或[C/Fe]>+4）。因此，我们无法用这些模型再现观测到的丰度的扩散，并得出结论，其他一些物理过程必须在很大程度上抑制CEMP-s恒星外层的原子扩散。我们证明，这可以实现一些额外的（湍流）混合过程中操作的对流信封的基础上，发现其他作者。或者，质量损失率约1 e-13 Msun/年也可以抵消大多数的丰富的变化，侵蚀表层，迫使对流信封的基础向内移动的质量。由于原子扩散不会对CEMP-s恒星的表面丰度产生实质性的影响，因此吸积物质的稀释，虽然从一颗恒星到另一颗恒星的程度不同，但对所有元素来说都是一…
2016-05-09 astro-ph.SR
Luminosities and masses of single Galactic Post-Asymptotic Giant Branch (Post-AGB) stars with distances from $Gaia$ EDR3: The revelation of an $s$-process diversity
后AGB星是AGB核合成的精致探针。然而，以前缺乏准确的距离危及与理论AGB模型的比较。$Gaia$早期数据发布3（$Gaia$ EDR 3）现在允许在这一研究领域取得突破。在这项研究中，我们专注于一个单一的银河系后AGB的化学丰度研究完成的样本。我们将光度学与几何距离相结合，进行光谱能量分布（SED）分析，并获得准确的光度。随后，我们确定了他们的位置上的HR图，并比较这与理论后AGB的进化轨迹。虽然大多数天体都处于后AGB演化阶段，但我们发现了一个低光度天体的子集，它们可能处于后水平分支演化阶段，类似于在球状星团中发现的AGB-manqué天体。此外，我们还调查了所观察到的双模态的$s$过程中的银河系后AGB的类似Teff，和金属丰度的单星富集。这种双模态被认为是亮度的直接结果，$s$过程丰富的物体在AGB上进一步发展。然而，我们发现，这两个人口：的$s$ -过程丰富和非丰富的，有类似的光度（因此初始质量），揭示了一个有趣的化学多样性。对于一个给定的初始质量和金属丰度，AGB核合成出现不均匀和敏感的其他因素，可能是质量损失，以及对流和非对流混合机制。将需要详细模拟单个物体，以调查哪些参数和过程主导这些恒星的光球化学富集。
2022-02-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Study of the Thermal Pulsation of AGB Stars
本文对3 M $_{\odot}$中的第三次发现进行了系统的研究。该模型从主序列发展到渐近巨分支（AGB）。中等质量恒星是重要的，因为它们通过慢中子捕获核合成做出了重要贡献。这项工作的目的是深入了解AGB星在热脉动过程中的行为。这项调查是基于扩展的数值模拟的演变阶段和完整的，一致的AGB模型计算。特别是，脉动过程中的对流结构将进行研究，特别强调史瓦西边界的稳定性分析，最终将确定第三次疏浚（以下简称TDUP）的发生。我们提供了一个简短的描述，我们更新的进化代码，并主要集中在14热脉冲后获得TDUP。我们详细说明了非标准的治疗对流称为“过冲”，其效率在实现TDUP事件与热脉动（氦壳闪光）。然而，我们对TDUP事件背后的物理知识以及对超调机制的理论描述存在令人尴尬的差距，因此在恒星建模中没有得到适当的处理。这并不奇怪，特别是对于恒星模型中对流等重要混合机制的过度简化描述。然而，由于这样的事件驱动的$^{13}$ C核合成的兴趣，以下的S-过程激活，我们提出了一个全面的评估，这个过程及其影响的计算将进一步进行不同的方向。
2014-10-07 astro-ph.SR
