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
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
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
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
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
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
Effective Helium Burning Rates and the Production of the Neutrino Nuclei
氦燃烧的关键反应速率，三α和12 C（α，γ）16 O的有效值，通过调整它们的强度，以获得最佳的匹配与太阳的同位素丰度模式独特或主要是在核心坍缩超新星。这些有效速率然后被用来确定中微子同位素的产生。有效速率的使用大大降低了由氦燃烧速率的不确定性所引起的生产因素的不确定性，并提高了我们使用11B的生产来限制超新星中微子发射的能力。
2014-02-26 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
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
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
Production of 26Al, 44Ti and 60Fe in Supernovae-sensitivity to the helium burning rates
我们研究了γ发射核26 Al、44 Ti和60 Fe的超新星产生对三重α和12 C（α，γ）反应速率变化的敏感性。在实验不确定度两倍的范围内，我们发现60 Fe的生产变化超过五倍。对于26 Al和44 Ti，观察到较小的变化，约为2至3倍。当使用Lodders（2003）的丰度而不是Anders和Grevesse（1989）的丰度时，这些同位素的产额发生显著变化。这些敏感性将限制基于观测到的伽马射线强度和恒星模型的比较的结论，直到氦燃烧速率更好地了解。讨论了提高氦燃速的前景，并提出了一种新的~（12）C（α，γ）Boyes燃速。
2010-12-21 astro-ph.SR nucl-ex
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
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
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
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
Nuclear Burning in Accretion Flow of Helium-rich matter onto Compact Objects
本文研究富氦物质吸积到致密天体时的核燃烧影响，通过求解13元素核反应网络证明其存在临界吸积率，并验证了此前富CO物质吸积的结果。
2024-08-11 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
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
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
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
Accretion-Induced Collapse From Helium Star + White Dwarf Binaries
吸积诱导坍缩（AIC）发生在O/Ne白矮星（WD）增长到接近于克拉塞卡质量（$M_{\rm Ch}$），达到中心密度，触发核心中的电子捕获。利用恒星天体物理学实验模块（$\texttt{MESA}$），我们首次对He星+ O/Ne WD双星进行了真双星模拟，重点是一颗轨道周期为3小时的$1.5 M_\odot$ He星和$1.1-1.3 M_\odot$ O/Ne WD。在核心氦燃烧完成后，氦星充满其洛希叶，并在其热时标上向WD贡献氦，$\dot{M}\approx3\times10^{-6} M_\odot$ /年，这一速率足以使吸积的氦在WD上稳定燃烧。氦燃烧产生的碳/氧灰的积累经历了一个不稳定的壳闪光，启动了向内移动的碳燃烧火焰。这种火焰只有在原始O/Ne核心表面的碳耗尽时才会熄灭。随后新的碳/氧层的积累也经历热不稳定性，但没有质量损失被触发，允许$M_{\rm WD}\rightarrow M_{\rm Ch}$，触发AIC的开始。我们还讨论了吸积的C/O WD的经验壳碳点火成为O/Ne WD，然后，在持续的传质，导致AIC的情况。使用二进制人口合成的AIC事件率的研究应包括所有这些渠道，特别是后者的渠道，这是以前被忽视，但可能占主导地位的速率。
2017-06-12 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
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
Can R CrB stars form from the merger of two helium white dwarfs?
由于引力波辐射的轨道衰变，一些近距离的氦白矮星有望在哈勃时间内合并。合并的直接产物被认为是富含氦的sdO星，本质上是氦主序星。我们提出了新的演化计算，这些合并后的恒星超出核心氦燃烧阶段。质量最大的氦-SDO会发展出一个强烈的氦燃烧外壳，并演化成富氦巨星。我们包括核合成计算合并后的$0.4 \rm M_{\odot}$氦白矮星对金属丰度$Z = 0.0001, 0.004, 0.008$和0.02。由此产生的巨星的表面化学成分与观测到的北冕座R和极端氦星的丰度部分一致。除了CO+He白矮星合并和之前提出的非常晚的热脉冲通道之外，这样的恒星可能代表了后者的第三个（尽管很罕见）演化通道。我们证实了最近的一个建议，在R\，CrB星中看到的锂可以在合并的热阶段自然形成的\iso{3}{He}从施主白矮星的存在。
2012-08-20 astro-ph.SR
Reducing Uncertainties in the Production of the Gamma Emitting Nuclei 26Al, 44Ti, and 60Fe in Core Collapse Supernovae by Using Effective Helium Burning Rates
我们用氦燃烧反应的有效反应速率（ERR）来预测核坍缩超新星中γ发射核26 Al、44 Ti和60 Fe的产额。ERR允许的反应速率值的预测产率的变化比以前得到的小得多，并且比其他不确定性小。一个基于超新星前结构的超新星核合成产额的“过滤器”被用来估计失败的超新星对初始质量函数平均产额的影响;这大大降低了所有这些同位素的产额，但预测的产额比60 Fe/26 Al几乎没有受到影响。这个比率的鲁棒性是有希望的数据比较，但它是大于观察到的性质，这种差异的可能原因进行了讨论。
2017-04-05 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
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
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
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
Constraints on CEMP-no progenitors from nuclear astrophysics
CEMP-no星是长寿的小质量恒星，铁含量非常低，碳过量，没有或只有非常微弱的s或r元素存在的迹象。虽然这种丰度模式的起源仍然是一个争论的问题，但它很可能是从以前的一颗大质量恒星继承下来的，我们称之为源星。我们依赖于最近的CEMP-没有恒星的分类，认为其中一些是由氢燃烧处理的材料制成的，这些材料在源星的核生命期间富含氦燃烧的产物。我们研究了这种材料形成CEMP-无星的可能性。我们研究了在氢燃烧单区中注入氦燃烧产物$^{12}$ C、$^{16}$ O、$^{22}$ Ne和$^{26}$ Mg时CNO循环和Ne-Na Mg-Al链的核合成。我们调查的影响，改变密度和温度，以及注射速率。还研究了涉及$^{27}$ Al的产生和破坏的核反应速率。当在氢燃烧区注入$^{12}$ C、$^{16}$ O、$^{22}$ Ne和$^{26}$ Mg时，形成$^{14}$ N、$^{23}$ Na、$^{24}$ Mg和$^{27}$ Al。在氢气燃烧区中的各种条件下，$^{12}$ C/ $^{13}$ C比是恒定的。预测的[Al/Fe]比变化到$\sim 2$ dex取决于处方用于反应速率涉及$^{27}$铝。我们进行的实验支持这样的观点，即一些CEMP-没有恒星是由氢燃烧处理的材料，来自大质量恒星经历温和到强烈的旋转混合。在燃烧过程中，这种物质可能富含氦燃烧产物。不应该添加来自源星富碳氧…
2016-06-08 astro-ph.SR
The Evolution of Massive Helium Stars Including Mass Loss
研究了初始质量在1.6 ~ 120 Msun范围内的氦星的演化，包括风引起的质量损失的影响。这些恒星被认为是在双星系统中形成的，当它们膨胀的类氢包层在氦点燃后迅速消失时。在单颗恒星的演化过程中发现了显着的差异，主要是因为氦核心在氦燃烧过程中失去了质量，而不是从氢壳燃烧中获得。因此，对于给定的初始质量函数，前超新星恒星在死亡时的质量要小得多，更容易爆炸。即使考虑到这种差异，质量损失的氦星也会发展出更多的中心凝聚核，比它们的单星同行更容易爆炸。低质量黑洞的产生可能会减少。初始质量低于3.2 Msun的氦星在氦耗尽后经历显著的半径膨胀，达到蓝超巨星的比例。这可能会引发额外的质量交换或影响超新星的光变曲线。双星中最常见的黑洞质量估计约为9兆太阳。导出了一个新的由脉动对不稳定超新星导出的黑洞的最大质量- 46 Msun，并指出一个新的能隙为10 - 12 Msun。提出了与SN 2014 ft有关的模型，并生成了一个前超新星模型库。
2019-04-23 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
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
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
Magnetic Field Structure and Activity of the He-burning Giant 37 Comae
本文给出了晚型巨星37Com的第一张磁图。应用最小二乘反褶积（LSD）方法和塞曼多普勒成像（ZDI）反演技术。色球活动指标H？_同时测量α、S指数、Ca i IRT和径向速度。根据最新的恒星演化模型和化学丰度分析，研究了该恒星的演化状态。37 Com似乎正处于燃烧氦的核心阶段。
2013-10-30 astro-ph.SR
Pulsations in B-type supergiants with masses $M<20M_\odot$ before and after core helium ignition
给出了质量为13-18 $M_\odot$的模型的演化轨迹和脉动分析。我们要解决两个重要问题。第一个涉及天体物理学中最未解决的问题之一，即，堆芯氦点火后蓝环的存在，即所谓的“回圈或不回圈”问题。我们发现，从红巨星阶段的外对流区向内超冲是蓝圈发展的先决条件。我们的第二个问题是关于模型在核心氦燃烧阶段的脉动不稳定性。我们提出的第一次，蓝色环路上的模型可以有不稳定的模式驱动的$κ$机制在$Z-$凸块。相反，在壳层氢燃烧阶段的主序后模型，脉动不稳定性的蓝环模型主要取决于有效温度和金属丰度是次要的。最后，我们试图解释蓝超巨星HD 163899的振荡光谱，这是SPBsg类中唯一的成员，并得到一些线索，对恒星的演化状态。
2014-12-08 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
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
Evolutionary and hydrodynamic models of short--period Cepheids
对主序质量为5 M_ \odot <= M_0 <= 6.1 M_ \odot，初始氦丰度为Y_0=0.28，重元素丰度为Z_0=0.02的星族I星进行了演化计算，直至中心氦耗尽阶段。选定的核心氦燃烧模型被用来作为初始条件的流体动力学方程和时间依赖的对流描述造父变星的径向脉动的解决方案。在Hertzsprung-Russel图中，当M_0 > \odot时，演化轨迹穿过不稳定带的红边。计算了核心燃氦造父变星第二、三次穿越不稳定带的流体动力学模型网格。对于每一个一阶泛音变星的演化序列，脉动周期和周期变化率\dot均被确定为恒星年龄的连续函数。计算结果与最近获得的短周期造父变星V532 Cyg、BG Cru和RT Aur的\dot观测估计值一致。
2020-05-16 astro-ph.SR
Post-common envelope binary systems experiencing helium-shell driven stable mass transfer
我们发展了恒星模型来研究初始质量为$5\,\rm M_{\odot}$的早期渐近巨星分支星与质量从$0.1$到$2\,\rm M_{\odot}$的伴星的共包络（CE）相互作用。我们模拟CE作为一个快速剥离阶段，其中主要经历快速的质量损失和损失约80%的质量。CE后残留，然后允许热重新调整期间的罗氏瓣溢出（RLOF）阶段和最终的二元系统和它的轨道周期进行了研究。我们发现，后CE RLOF阶段是足够长的时间，让核燃烧进行氦壳层。在这个阶段结束时，施主的氢和氦都被剥离，最终成为质量约为$0.8\,\rm M_{\odot}$的碳氧白矮星。我们研究了我们的结果的敏感性，不同的同伴质量和轨道分离的剥离阶段开始的初始条件。我们发现伴星质量影响最终的二元分离，并且氦壳燃烧导致恒星重新填充其罗氏瓣，导致CE后RLOF。我们的研究结果表明，在这样的二元相互作用的双重质量转移是能够剥离氦和氢层从施主星，而不需要任何特殊的条件或微调的二元参数。
2018-08-17 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
The effect of 12C + 12C rate uncertainties on the weak s-process component
大质量恒星（M > 9太阳质量）对太阳系丰度的弱s过程分量的贡献主要是由于22 Ne中子源，它在氦核燃烧接近尾声时被激活。氦核燃烧后残留的22 Ne在碳燃烧时被重新点燃，引发进一步的s处理，改变同位素分布。这种变化对恒星结构和碳燃烧反应速率很敏感。最近对12 C +12 C反应的研究表明，位于伽莫夫峰内的共振可能存在，导致天体物理S因子的强烈增加，从而导致反应速率的增加。为了研究增加速率的影响，使用日内瓦恒星演化代码（GENEC）生成了25个太阳质量恒星模型，这些恒星模型具有三种不同的碳燃烧速率，在太阳金属丰度下，使用NuGrid多区域后处理网络代码（MPPNP）计算核合成后处理。最强的速率导致碳燃烧发生在一个大的对流核心，而不是一个辐射。这个大的对流核的存在导致与随后的对流碳壳的重叠，显著改变了碳壳的初始组成。此外，增强的速率导致碳壳燃烧事件在恒星演化的早期点燃，在较低的温度下点燃22 Ne源并降低中子密度。
2010-12-15 astro-ph.SR
AM Canum Venaticorum Progenitors with Helium Star Donors and the resultant Explosions
本文研究了含有白矮星的密近双星中$M_{\rm He}\lesssim0.51 M_\odot$纯氦燃烧星通过洛希瓣溢出（RLOF）的质量转移结果。演化是由角动量的损失通过引力波辐射（GWR）驱动的，两颗恒星都使用恒星天体物理学实验模块（MESA）建模。供体具有质量为$M_{\rm He}=0.35, 0.4, \&\ 0.51M_\odot$的$M_{\rm He}=0.35, 0.4, \&\ 0.51M_\odot$，并从$0.6M_\odot$到$1.26M_\odot$附着到质量为$M_{\rm WD}$的WD上。初始轨道周期（$P_{\rm{orb}}$）为20至80分钟。对于所有的情况下，吸积率到WD是低于稳定的氦燃烧范围，导致积累的氦，然后不稳定的点火。供体中的对流核的质量足够小，使得WD吸积足够的富氦物质以在任何富碳-氧物质被转移之前在氦壳中经历热核失控。积累的氦壳层的质量取决于$M_{\rm WD}$和吸积速率。我们表明，对于$M_{\rm He}\gtrsim0.4 M_\odot$和$M_{\rm WD}\gtrsim0.8 M_\odot$，第一个闪光可能是有力的足以触发爆轰的氦层。这些热核逃逸可以被观测到为微弱而快速的Ia SNe，或者，如果核心中的碳也被引爆，则为Ia SNe型。那些在第一次闪光中幸存下来并喷射物质的人将暂时增加轨道分离，但GWR将驱动…
2015-05-21 astro-ph.SR
