研究了具有大质量白矮星施主和吸积体的AM~CVn星的演化性质。作为它们的代表，我们考虑一个二进制最初组成的0.30 M $_\odot$，He WD和1.02 M $_\odot$，CO WD。计算了施主的质量转移率随时间的变化，并计算了吸积体的演化，考虑了质量交换对轨道参数演化的影响。我们模型的热响应的吸积CO WD与FUN进化代码耦合到一个完整的核网络，从氢到铋，包括700多个同位素连接约1000个核过程。我们发现，这些系统中的吸积体经历了稳定的He燃烧和温和的He闪光以及强烈的He闪光阶段，最终形成了由大量（$\sim 0.1$ M $_\odot$）富He缓冲层覆盖的CO WDs。在He闪光（温和和强烈）期间，He壳层中的温度升高到$3\times 10^8$ K以上，因此${^{22}Ne}(α,n){^{25}Mg}$反应变得有效，并且可以产生富含$n$的同位素。在强烈的非动力学He闪光触发的RLOF事件中，富含$α$ -元素和富含$n$同位素的物质被喷射出来，污染了星际介质。我们的研究结果强烈表明，大规模的AM CVn系统与WD捐助者没有经历一个最终的非常强大的动态氦闪光驱动的爆炸性事件，如SN. IA。虽然喷出的物质是高度富集的重同位素，大规模的AM CVn系统对银河系化学演化的相对贡献是，最有可能的，由于其预期的稀缺性，可以忽略不计。
英文摘要：
We investigate the evolutionary properties of AM~CVn stars with massive white dwarf donors and accretors. As a representative of them we consider a binary initially composed by a 0.30 M$_\odot$, He WD and a 1.02 M$_\odot$, CO WD. We evaluate the time-dependent mass transfer rate from the donor and compute the evolution of the accretor, accounting for the effects of mass exchange on the evolution of orbital parameters. We model the thermal response of the accreting CO WD with the FUN evolutionary code coupled to a full nuclear network, from H to Bi, including more than 700 isotopes linked by about 1000 nuclear processes. We find that accretors in these systems evolve through the stages of steady He-burning and mild and strong He-flashes and become at the end CO WDs capped by a massive ($\sim 0.1$ M$_\odot$) He-rich buffer. During He-flashes (both mild and strong) the temperature in the He-shell increases above $3\times 10^8$ K, so that the ${^{22}Ne}(α,n){^{25}Mg}$ reaction becomes efficient and $n$-rich isotopes can be produced. During the RLOF episodes triggered by strong non-dynamical He-flashes matter enriched in $α$-elements and $n$-rich isotopes is ejected, polluting the interstellar medium. Our results strongly suggest that massive AM CVn systems with WD donors do not experience a final very strong dynamical He-flash driving an explosive event like SN .Ia. Though the ejected matter is highly enriched in heavy isotopes, the relative contribution of massive AM CVn systems to the Galactic chemical evolution is, most probably, negligible due to their expected paucity.
3D1D hydro-nucleosynthesis simulations. I. Advective-reactive post-processing method and its application to H ingestion into He-shell flash convection in rapidly accreting white dwarfs
Evolution and nucleosynthesis of asymptotic giant branch stellar models of low metallicity
我们提出了恒星演化轨迹和核合成预测网格的低和中等质量的渐近巨星分支（AGB）恒星模型在$Z=0.001$（[Fe/H] $=-1.2$）。模型涵盖的初始质量范围为1 M $_{\odot}$至7 M $_{\odot}$。最终的表面丰度和恒星产额计算所有元素从氢铋以及同位素到铁组。我们提出的第一个研究中子俘获核合成的中等质量AGB模型，包括超AGB模型，[Fe/H] = $-1.2$。我们详细研究了一个低质量的2 M $_{\odot}$ AGB模型，其中$^{13}$ C（$α$，$n$）$^{16}$ O反应是中子的主要来源。我们还研究了一个中等质量的AGB模型5 M $_{\odot}$的壳层间温度足够高，以激活$^{22}$ Ne中子源，产生高中子密度高达$\sim 10^{14}$ n cm $^{-3}$。使用$M \geq 3$ M $_{\odot}$的型号可激活热底部燃烧。与3 M $_{\odot}$模型，我们调查的影响，在质量的不同程度的区域，质子从信封混合到intershell在最深的程度，每三个疏浚。我们比较的低质量模型的结果，三个后AGB星的金属丰度[Fe/H] $\simeq -1.2$。的组合物是一个很好的匹配，预测的中子捕获丰度，除了铅，我们确认，所观察到的铅丰度低于AGB模型计算。
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-…
H-He Shell Interactions and Nucleosynthesis in Massive Population III Stars
我们报告我们正在进行的调查到核合成和流体动力学性质的混合在大规模流行III星的H-和He-对流区之间的界面。通过对26个一维恒星演化模拟网格的研究，发现在23/26个情形中存在H-He相互作用。我们证明了在80 M $_\odot$中H-He相互作用中预期的核合成。最后，我们描述了我们在PPMStar流体动力学代码中模拟Pop III双对流区的进展。
PUSHing core-collapse supernovae to explosions in spherical symmetry V: Equation of state dependency of explosion properties, nucleosynthesis yields, and compact remnants
在本系列的第五篇论文中，我们使用参数化的球对称爆炸方法PUSH来研究八种不同的核状态方程（EOS）的影响。我们提出并讨论了爆炸性质和详细的核合成产额，并预测了所有模拟的残余物（中子星或黑洞）。为此，我们进行了两组模拟。第一，使用SFHo状态方程对11至40 M $_{\odot}$的非旋转恒星在三种不同金属丰度下进行了完整的研究。第二，一套模拟的四个祖先（16 M $_{\odot}$在三个金属丰度和25 M $_{\odot}$在太阳金属丰度）为八个不同的核EOS。我们比较我们预测的爆炸能量和产量观察到的超新星和贫金属恒星HD~84937。我们发现爆炸性质和核合成产率的EOS依赖的差异。然而，与观察结果相比，这些差异还不足以排除本工作中考虑的任何EOS。
Maximally accreting supermassive stars: a fundamental limit imposed by hydrostatic equilibrium
富含气体的星系的大合并提供了通过直接坍缩形成超大质量黑洞（SMBHs; $\gtrsim10^5$ M $_\odot$）的有利条件，因为它们可以在亚秒差距尺度上触发高达$10^4-10^5$ M $_\odot$ yr $^{-1}$的质量流入。然而，在这种情况下，SMBH形成的通道，无论是暗坍缩（直接坍缩没有事先恒星阶段）或超大质量恒星（SMS; $\gtrsim10^4$ M $_\odot$），仍然未知。在这里，我们调查吸积率的限制，恒星可以保持流体静力平衡。我们计算流体静力学模型的SMSs吸积在$1-1000$ M $_\odot$ yr $^{-1}$，并估计偏离平衡的后验考虑到有限的声速。我们发现吸积超过原子冷却极限（$\gtrsim10$ M $_\odot$ yr $^{-1}$）的恒星只有在超大质量时才能维持流体静力平衡。在这种情况下，它们以一种向液性结构演化，也就是说，熵是局部守恒的，并且与质量坐标的平方根成比例。我们的结果意味着恒星只有在原子冷却晕的速率下（$\sim0.1-10$ M $_\odot$ yr $^{-1}$）通过吸积才能变成超大质量。一旦它们是超大质量的，更大的速率是可能的。
The i-process yields of rapidly-accreting white dwarfs from multicycle He-shell flash stellar evolution models with mixing parameterizations from 3D hydrodynamics simulations
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。
PUSHing core-collapse supernovae to explosions in spherical symmetry IV: Explodability, remnant properties and nucleosynthesis yields of low metallicity stars
在本系列的第四篇论文中，我们使用参数化的球对称爆炸方法PUSH对两组非旋转恒星祖先模型进行了系统的研究。我们的研究包括爆炸前的模型与金属丰度Z=0和Z=Z $_{\odot}\times 10^{-4}$和覆盖的祖质量范围从11到75 M $_\odot$。我们提出并讨论了所有模型的爆炸性质，并预测在这种方法内的残余物（中子星或黑洞）的质量分布。我们还进行了系统的核合成研究，并预测详细的同位素产量作为祖质量和金属丰度的函数。我们提出了我们的核合成结果与观测派生的$^{56}$镍喷出物从正常的核心坍缩超新星和铁族丰度的贫金属星HD~84937的比较。总的来说，我们的爆炸能量，剩余质量分布，$^{56}$镍质量，和铁组产率的结果是一致的正常CCSNe的观察。我们发现，在低和零金属丰度的恒星祖先更容易BH的形成比那些在太阳的金属丰度，这允许在LIGO/VIRGO观察到的质量范围内的BH的形成。
Evolution and Final Fates of Rapidly Accreting Supermassive Stars
超大质量恒星的形成是宇宙早期产生超大质量黑洞的可能途径。本章总结了最近的理论努力，以了解他们的演变，突出的影响非常快速的吸积率$\dot{M}_* \gtrsim 0.1~$ M $_\odot$年$^{-1}$。恒星演化计算预测，这种吸积SMS具有一个特征，即，一个非常大的半径，随着恒星质量的增加而单调增加。当恒星吸积大于$10^3$ M $_\odot$的气体后，半径超过$7000$ R $_\odot$（或$30$ AU）。我们发现，“超巨星原恒星”阶段的出现是形成SMSs的关键，因为由此产生的辐射反馈对吸积流在此阶段大大减弱。我们还表明，这些SMS结束他们的生活，而吸积继续，他们的最终命运不同的吸积率。
Carbon-enhanced metal-poor stars: a window on AGB nucleosynthesis and binary evolution. I. Detailed analysis of 15 binary stars with known orbital periods
Multi-wavelength spectroscopic analysis of the ULX Holmberg II X-1 and its nebula suggests the presence of a heavy black hole accreting from a B-type donor
本研究首次对ULX Holmberg II X-1进行多波段光谱分析，发现其光学/紫外辐射来自B型超巨星伴星，而非吸积盘，并推断系统包含约66倍太阳质量的黑洞，可能为引力波源前身。
Constraining r-process nucleosynthesis with multi-objective Galactic chemical evolution models
Technische Universität Darmstadt（达姆施塔特工业大学）；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）；National Superconducting Cyclotron Laboratory（国家超导回旋加速器实验室）；Joint Institute for Nuclear Astrophysics—CEE（天体核物理联合研究所）；Michigan State University（密歇根州立大学）；Goethe University Frankfurt（法兰克福歌德大学）
