The growth of helium burning cores
水平分支星和“红团”星对流核心的氦燃烧似乎涉及到将未燃烧的氦“摄入"核心的过程，其物理机制尚未确定。我在这里表明，控制增长的一个限制因素是进入致密的C+O核心的氦的浮力。它产生的增长率直接与核心的对流光度成比例，并同意目前的星震学对核心大小的限制。
2015-09-02 astro-ph.SR
3D hydrodynamic simulations of C ingestion into a convective O shell
在演化的大质量恒星中，对流壳层之间的相互作用与超新星冒名顶替者有关，与奇Z元素Cl、K和Sc的产生有关，它们也可能有助于产生大尺度的非球面性，这些非球面性有助于超新星爆炸模型中的激波复活。我们调查的过程中摄入的C-壳层材料进入对流O-燃烧壳，包括流体动力学反馈的核燃烧摄入的材料。我们的3D流体动力学模拟在总光度$L_\mathrm{tot}$中几乎跨越3 dex。除一个模拟外，所有模拟均达到准稳态，夹带率和对流速度分别与$L_\mathrm{tot}$和$L_\mathrm{tot}^{1/3}$成比例。碳燃烧提供了总光度的$14\,$ -- $\,33\%$，这取决于所考虑的一组反应。在$768^3$和$1152^3$网格上进行的等效模拟具有良好的定量一致性。流动是由一些大规模的对流单体为主。在一次试验中，由于C燃烧产生的能量增加了10倍，在马赫数超过$0.2$的情况下，出现了导致大尺度振荡的不稳定性。这种运行最接近于在剧烈的O-C壳层合并中预期的条件，这是一个潜在的奇Z元素（如K和Sc）的生产场所，可能会在超新星祖先中产生不对称性。1D模拟可能低估摄入物质燃烧产生的能量多达两倍，因为它们忽略了夹带物质的结块对核反应速率的影响。
2019-10-21 astro-ph.SR
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
Effect of $^{12}C+$ $^{12}C$ Reaction & Convective Mixing on the Progenitor Mass of ONe White Dwarfs
质量在~8 - 12 $M_{\odot }$的恒星是数量最多的大质量恒星。这个质量范围是关键的，因为它可能导致超新星（SN）爆炸，因此它对重元素的产生和星系的化学演化非常重要。我们研究了临界过渡质量（$M_{up}$），这是达到流体静力学碳燃烧条件的最小初始恒星质量。质量< $M_{up}$的恒星演化到渐近巨星分支，然后发展成CO白矮星，而质量为$\geqslant $ $M_{up}$的恒星则点燃部分简并的CO核中的碳，形成电子简并的ONe核。这些恒星演化到超级AGB（SAGB）阶段，要么成为一颗白矮星的祖先，要么最终爆炸成为电子捕获SN（EC-SN）。我们研究了$M_{up}$对C燃烧反应速率和对流混合处理的敏感性。特别是，我们显示的效果最近确定的$^{12}C+$ $^{12}C$融合率，以及对流核心的扩展过程中的氢和氦燃烧对$M_{up}$在太阳金属丰度恒星。我们选择了9个$M_{\odot }$模型来显示新的C燃烧速率下的详细演化特征。
2014-10-07 astro-ph.SR
The Last Minutes of Oxygen Shell Burning in a Massive Star
我们提出了第一个3D模拟的最后几分钟的氧壳燃烧在一个18太阳质量的超新星祖核心崩溃的开始。根据一维恒星演化模型，采用核去质子化和核准平衡的自洽处理，采用移动内边界精确模拟硅和铁核的收缩.模拟覆盖了整个立体角，以允许出现大规模的对流模式。由于堆芯收缩和伴随的核燃烧加速，坍缩时对流马赫数增加到~0.1，在模拟结束前不久出现l=2模式。除了增长的氧壳从0.51到0.56太阳质量，由于夹带从碳壳，对流是合理的混合长度理论描述，占主导地位的规模是兼容的估计从线性稳定性分析。我们推断，人为的物理变化，如加速核心收缩，可以有不稳定的后果，在崩溃的对流状态。我们认为，对流速度和涡流大小的标度律提供了很好的估计壳对流在崩溃的状态，并制定了一个简单的分析理论对流种子扰动冲击复兴在随后的超新星的影响。我们预测，相对于没有大的种子扰动的情况下，由于种子非球面性，我们的3D祖先模型的爆炸的临界光度减少了12- 24%。
2016-10-20 astro-ph.SR
Time-dependent Turbulence in Stars
壳体氧燃烧的三维（3D）流体动力学模拟（Meakin和Arnett 2007）显示出湍流动能的突发性、周期性波动。这些被证明是由于在对流区的全球不稳定性，这已被抑制在计算恒星演化使用混合长度理论（MLT）。Lorenz（1963）的对流卷（细胞）模型中也出现了类似的量子行为，该模型具有奇异吸引子，会引起时间上的随机波动。Lorenz模型的扩展，包括Kolmogorov阻尼和核燃烧，显示出与3D模拟中看到的一样的突发性周期性波动。一个简单的对流层模型（由多个洛伦兹胞组成）给出了亮度波动，这暗示着不规则变量（红巨星和超巨星，Schwarzschild 1975）。Arnett、Meakin和Young（2009）与Nordlund、Stein和Asplund（2009）关于对流驱动性质的明显不一致已经得到解决，并进行了讨论。
2010-10-27 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Three-Dimensional Hydrodynamic Simulations of Convective Nuclear Burning In Massive Stars Near Iron Core Collapse
大质量恒星在铁核坍缩点的非球形结构可以对随后的核心坍缩超新星爆炸及其产生的多信使信号的性质产生质的影响。强扰动可以通过加强激波后区域的湍流来帮助成功的爆炸。在这里，我们报告了一组$4π$三维流体动力学模拟的O-和Si-壳燃烧的大质量恒星模型的不同的初始质量使用MESA和FLASH模拟框架。我们进化了四个独立的3D模型，大约是在最后十分钟之前，包括铁芯坍塌。我们考虑初始的1D MESA模型与质量的14-，20-和25 $M_{\odot}$调查范围内的O/Si壳层密度和组成配置。我们在我们的3D模型中的对流壳的特征，并将它们与相应的1D模型进行比较。在一般情况下，我们发现，在我们的3D模拟接近崩溃的角平均对流速度是三到四倍大的对流速度预测MESA在同一时期为我们选择的混合长度参数$α_{\rm{MLT}}=1.5$。在我们的三个模拟中，我们观察到显着的权力在球谐分解的径向速度场的谐波指数$\ell=1-3$近崩溃。我们的研究结果表明，大尺度模式是常见的大质量恒星附近的崩溃，应该被认为是一个关键方面的前超新星祖先模型。
2021-07-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Structure of Convective-Reactive Zone in a Supernova Progenitor
Aster Scientific；Heidelberger Institut für Theoretische Studien（海德堡理论研究所）；Monash University（莫纳什大学）；Keele University（基尔大学）；University of Tokyo（东京大学）；University of Geneva（日内瓦大学）；Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）
本研究通过三维模拟和RANS方程分析超新星前身星氧-氖壳层合并，揭示了对流区内嵌套的多层对流-反应结构及其湍流驱动的混合机制。
2026-10-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
The dependence of the evolution of SN type Ia progenitors on the C burning rate uncertainty and parameters of convective boundary mixing
Ia型超新星前身的演化需要形成CO白矮星，这意味着对C燃烧速率（CBR）的依赖。它也可以受到最近确定的对流边界混合的C火焰淬火的可能性。我们目前的第一个结果，我们的研究综合影响这两个潜在的来源的不确定性对超新星Ia祖进化。我们认为，如果未识别的共振是重要的，CBR是高于其目前推荐的值高达1000倍的可能性，或者它是显着降低，因为阻碍效应。对于假定史瓦西对流边界的恒星模型，当CBR因子为1000时，形成CO WDs的最大初始质量从M_i ~ 5.5 Msun增加到M_i > 7.0 Msun（CBR因子为0.01）。对于C-火焰猝灭模型，初始质量为Δ Mi ~ 1 Msun的混合C-O-Ne WDs形成，这增加了一部分恒星形成能够在热核逃逸中点燃C的WDs。最极端的情况下发现的CBR系数为0.1，这是由障碍模型支持。这种核物理假设，结合C火焰淬灭，导致形成一个混合的C-O-Ne WD的质量为1.3 Msun。这样的WD不需要增加太多的质量就能达到拉塞卡极限。
2014-01-15 astro-ph.SR
Convective overshooting and production of s-nuclei in massive stars during their core He-burning phase
利用“后处理”技术，我们研究了不同初始质量和金属丰度的恒星模型中对流过冲对s核产生的作用（$15 \leq M_{ZAMS}/M_{\odot} \leq 25$ ; $10^{-4} \leq Z \leq 0.02$），考虑参数$f$的值的范围，这决定了对流过冲的整体效率。我们发现，s-核的生产增强，直到一个因素$\sim 6$（用$60\lesssim A\lesssim90$测量的6 s-唯一核素的平均过量生产因子）在我们的所有模型中，在$f$范围内，与“无超调”模型获得的产量相比，（即具有相同初始质量和金属丰度但具有$f=10^{-5}$的模型）。此外，结果表明，超冲参数$f$和s-过程效率之间的联系是本质上单调的，在我们所有的模型，不同的初始质量和金属丰度。同样明显的是，对于给定的f值，当我们将模型的质量从15 M $_\odot$逐渐增加到25 M $_\odot$并且将Z值从10 $^{-4}$逐渐增加到0.02时，s-过程效率更高。我们还简要地讨论了这些结果的可能后果与s-过程弱组件的效率，以及一个“经验法则”，以评估对流过冲的一代恒星的产量的影响的一些悬而未决的问题。
2010-10-26 astro-ph.SR
3D Simulations of Oxygen Shell Burning with and without Magnetic Fields
我们提出了第一个3D磁流体动力学（MHD）模拟对流氧和氖壳燃烧在一个非旋转的$18\, M_\odot$星核塌缩前不久，研究在超新星祖先的磁场的产生。我们还运行了一个纯粹的流体动力学控制模拟，以衡量对流和对流边界混合的磁场的影响。在大约17个对流周转时间后，磁场接近氧壳层中的饱和水平，平均场强为$\mathord{\sim}10^{10}\, \mathrm{G}$，并且没有达到动力学均分。磁场仍以中小尺度为主，氧壳层底部的偶极磁场强度仅为$10^{9}\, \mathrm{G}$。麦克斯韦应力张量的角平均对角分量反映了雷诺应力张量的角平均对角分量，但大约小一个数量级。在氧-氖壳界面处的剪切流产生平行于对流边界的相对强的场，这显著地抑制了氖到氧壳中的湍流夹带。氖的减少的摄入降低了氧壳层中的核能产生速率，从而稍微减慢了对流。除了这种间接的影响，我们发现，磁场不明显改变内的氧气壳层的流动。我们讨论了我们的结果对随后的核心坍缩超新星的影响，并强调需要更长的模拟，分辨率的研究，和调查的非理想效应，以更好地了解磁场在超新星的祖先。
2021-03-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Turbulent dynamo action and its effects on the mixing at the convective boundary of an idealized oxygen-burning shell
本文通过高分辨率三维磁流体动力学模拟，研究氧燃烧壳层对流边界处的小尺度湍流发电机放大和强磁场对质量卷吸的抑制，发现磁场可使卷吸率降低约20%。
2023-09-29 astro-ph.SR physics.plasm-ph
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
Convective Properties of Rotating Two-Dimensional Core-Collapse Supernova Progenitors
我们探讨对流的碳，氧，硅壳燃烧在演化的后期阶段，在20 Msun星旋转的影响。利用恒星天体物理学实验模块（MESA），我们构造了没有旋转和初始刚性旋转50%临界的一维恒星模型。在不同的时间点，在演变过程中，我们映射到2D的一维模型，并遵循多个对流周转时间的FLASH可压缩流体动力学代码的多维演变，直到达到准稳态。我们通过将动量密度分解为矢量球谐函数来表征对流运动的强度和尺度。我们发现，旋转影响螺线管模式的总功率，碳和氧壳燃烧比硅壳燃烧的影响稍大。包括旋转的一维（1D）恒星演化模型改变了恒星的结构的方式，有一个显着的影响，多维对流的字符。然而，在演化阶段忽略自转的恒星模型中加入适量的自转，对所产生的对流性质几乎没有影响。由于在核心坍缩点存在的对流的空间尺度和强度直接影响超新星机制，我们的研究结果表明，旋转可能在设置大规模恒星爆炸的阶段中发挥重要作用。
2016-01-25 astro-ph.SR
The treatment of mixing in core helium burning models -- III. Suppressing core breathing pulses with a new constraint on overshoot
理论预测的核心氦燃烧阶段的恒星演化是高度敏感的不确定性处理的混合在对流边界。在过去的几年里，限制其内部深处的不确定结构的兴趣已经被来自星震学的见解所重新激发。最近，Spruit（2015）基于从对流核心外部摄入的物质的较高浮力，提出了氦燃烧对流核心增长速率的限制。在本文中，我们测试的影响，这样的限制恒星模型的初始质量和金属丰度的范围。我们发现，混合超越史瓦西边界的约束有显着的影响，在核心氦燃烧的演化后期，当核心呼吸脉冲发生和氦的摄入率是最快的。通常，核心呼吸脉冲延长核心氦燃烧寿命到这样一个程度，模型与观测的球状星团人口不一致。在初始恒星质量（$0.83 \leq M/\text{M}_\odot \leq 5$）的广泛范围内，应用Spruit约束减少了核心氦燃烧寿命，因为核心呼吸脉冲被避免或其数量和严重性减少。因此，斯普鲁特提出的约束条件有助于解决观测结果与理论预测之间的重大差异。具体来说，我们发现改进协议$R_2$，观测到的比率渐近巨型分支水平分支恒星的球状星团;这两个群体之间的光度差异;和在asteroseismology，混合模式的周期间隔检测红色团块恒星在\textit{Kepler}领域。
2017-09-19 astro-ph.SR
The magnetic strip(s) in the advanced phases of stellar evolution - Theoretical convective turnover timescale and Rossby number for low- and intermediate-mass stars up to the AGB at various metallicities
最近对普通G、K和M巨星的分光偏振观测显示，HRD中的局部磁条与第一次挖掘和核心氦燃烧发生的区域一致。我们试图了解这种晚型巨星中磁场的起源。在类比与晚型矮星，我们主要集中在已知的参数，影响产生的磁场的外对流信封。我们计算的经典发电机参数沿演化轨道的低和中等质量的恒星在不同的金属丰度使用恒星模型，已被广泛测试的光谱和asteroseismic观测。这些包括对流周转时间尺度和对流Rossby数，从PMS到RGB或早期AGB的尖端计算。为了研究非常扩展的外对流包络的影响，我们计算这些参数的整个对流包络和本地，也就是说，在不同的深度内的信封。我们还计算了主序上中等质量恒星对流核的周转时间尺度和相应的Rossby数。我们的模型表明，Rossby数的对流信封变得低于统一的赫兹-罗素图的磁场确实被检测到的良好界定的位置。我们表明，α-欧米茄发电机过程可能不会连续运行，但它们是有利于在恒星对流信封在两个特定的时刻沿演化轨迹，即，在第一次疏浚在RGB的基础上，并在中央氦燃烧的氦燃烧阶段和早期AGB。这种普遍的行为可以解释最近通过对演化恒星的专门分光偏振测量发现的所谓磁条。
2017-03-31 astro-ph.SR
The SPAr burning: proton captures powering carbon-oxygen shell mergers in massive stars
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
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
Stochastic Core Spin-Up in Massive Stars -- Implications of 3D Simulations of Oxygen Shell Burning
基于分析理论，即使在非旋转的超新星祖先中，在燃烧后期由内部重力波（IGW）引起的随机自旋上升也可以向核心传递足够的角动量，从而导致中子星的出生自旋周期低于100 ms，并且自旋周期的上限相对固定为500 ms。在这里，我们调查这个过程中使用的三维模拟氧壳燃烧的$3M_\odot$他星。我们的模型表明，IGWs的随机自旋比以前认为的效率低。我们发现，在壳边界处激发的波所携带的随机角动量通量对于给定的对流光度和周转时间比从简单的量纲分析所预期的要小得多。这可以通过注意到由过冲对流羽流发射的波包含具有类似振幅的相反角波数的模式来解释，因此激发的波包的净角动量几乎抵消。我们发现，波介导的角动量通量从氧壳层遵循随机游走，但再次量纲分析高估了随机游走幅度，因为相关时间只是对流周转时间的一小部分。外推我们的研究结果在整个生命周期的最后燃烧阶段崩溃之前，我们预测，从随机自旋的核心角动量将转化为长的出生自旋周期的几秒钟的低质量的祖先和不少于100毫秒，即使是高质量的祖先。
2020-07-30 astro-ph.HE 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
3D Hydrodynamic Simulations of Carbon Burning in Massive Stars
本文首次对大质量恒星中碳燃烧的湍流对流进行了详细的三维流体动力学隐式大涡模拟。模拟开始于15 $\,\textrm{M}_\odot$一维恒星演化模型中碳燃烧壳层的径向剖面图。我们考虑具有$128^3$、$256^3$、$512^3$和$1024^3$区域的模型。这些碳燃烧模拟的湍流特性与氧燃烧情况非常相似。我们进行了一个平均场分析的动能预算内的雷诺平均Navier-Stokes框架。对于上对流边界区域，我们发现，数值耗散是不敏感的线性网格分辨率高于512个网格点的分辨率。对于更硬，更分层的下边界，我们的最高分辨率的模型仍然显示出减少亚网格耗散的迹象，这表明它还没有数值收敛。我们发现，上，下边界的宽度约为30%和10%的当地的压力标度的高度，分别。边界的形状与恒星演化模型中使用的边界有很大不同。在过去的氧壳燃烧模拟，我们观察夹带在我们的碳壳燃烧模拟的两个边界。在高级阶段发现的大佩克莱数区域中，卷吸率大致与整体理查森数Ri $_{\rm B}$（$\propto $ Ri ${\rm_B}^{-α}$，$0.5\lesssim α\lesssim 1.0$）成反比。因此，我们建议使用Ri $_{\rm B}$作为一种手段，考虑到三维流体动力学模拟的结果，在新的一维处方对流边界混合。
2017-06-18 astro-ph.SR physics.comp-ph physics.flu-dyn
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
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
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
Idealised hydrodynamic simulations of turbulent oxygen-burning shell convection in 4π geometry
这项工作研究了恒星对流的性质，特别强调了上对流边界（CB）的夹带。在$4π$几何中，在代表性的加热率驱动下，在$768^3$和$1536^3$网格上，对大质量恒星O燃烧壳层中的湍流对流进行了理想化模拟。还在$768^3$网格上执行加热系列。$1536^3$模拟显示，在$1.33\times10^{-6}~M_\odot~\mathrm{s}^{-1}$的上CB处存在夹带率。$768^3$模拟与相同的加热速率同意在17%.The夹带率在上对流边界被发现与驱动光度和剪切速度在上边界的立方成线性比例，而径向RMS流体速度与驱动光度的立方根成比例，正如预期的那样。在一维扩散框架中分析混合，从而得到CB混合的简单模型。分析证实了以前的研究结果，即在1D模拟中将MLT混合长度限制在到CB的距离更好地代表了来自3D模拟的球平均径向速度分布，并提供了1D中指数扩散CB混合模型的参考扩散系数$D_0$的改进确定。从3D模拟数据，我们采用的对流边界的水平速度分量中的最大梯度的位置具有$2σ$空间波动的$\approx0.17 H_P$。指数衰减扩散CB混合模型与$f = 0.03$再现球平均的三维丰度分布。
2016-11-02 astro-ph.SR
Turbulent convection in stellar interiors. III. Mean-field analysis and stratification effects
我们提出了三维隐式大涡模拟（ILES）的湍流对流在信封的5 Msun红巨星和氧燃烧壳的23 Msun超新星的祖先。数值模型在一维雷诺平均Navier-Stokes（RANS）方程的框架下进行了分析。在红巨星模型中，由于对流区的层结较大，压力波动的影响更为重要。我们展示了这如何影响平均场方程中的不同项。我们澄清了驱动源的动能，并表明，湍流耗散率是可比的对流光度。虽然我们的流动具有低的马赫数和接近绝热，我们的分析是一般的，可以应用到光球对流以及。我们的湍流对流分析的鲁棒性支持的线性网格分辨率的平均场平衡的不敏感性。我们发现氧燃烧壳模型中湍流对流区和稳定层的结果很稳健，红巨星模型中到处都有稳健的结果，但平均场在氧燃烧壳模型中的狭窄边界区域（包含陡梯度）没有很好地收敛。模型。最后一个结果说明了对流边界处未解决的物理问题的重要性，它决定了那里的混合。
2013-03-13 astro-ph.SR physics.comp-ph physics.flu-dyn
The Three-Dimensional Collapse of a Rapidly Rotating 16 $M_{\odot}$ Star
我们报道了一颗快速旋转的16 $M_{\odot}$星铁核坍缩的三维（3D）流体动力学演化。这是第一次，我们遵循的3D演变的角动量（AM）分布在铁芯和对流壳燃烧区域的最后10分钟，并包括重力不稳定性和核心崩溃。在3D中，我们发现，对流区域显示出有效的AM运输，导致AM配置文件，不同的形状和幅度从$\texttt{MESA}$在几个壳对流周转时间尺度。对于不同的祖先模型，如紧密耦合的Si/O对流壳层，有效的AM运输在三维模拟可能会导致一个显着不同的AM分布在恒星内部影响估计出生的中子星或黑洞自旋。我们的研究结果表明，在对流和旋转壳燃烧区域的三维AM运输的大质量恒星的模型中的关键组成部分，可以定性地改变爆炸的结果和推断紧凑的残余物的属性。
2021-12-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
The effects of near-core convective shells on the gravity modes of the subdwarf B pulsator KIC 10553698A
KIC 10553698 A是一颗由开普勒卫星观测到的热脉动亚矮星B（sdB）。它表现出偶极（l = 1）和四极（l = 2）重力模式，具有清晰的周期间隔结构。KIC 10553698 A的地震特性提供了一个测试恒星演化模型的机会，并提供了一个独特的机会来确定混合过程。我们认为混合由于对流过冲超出边界的氦燃烧的核心。非常小的超调（f = 10^{-6}）导致对流核心的尺寸逐渐增大。然而，中等（f = 10^{-2}）和小（f = 10^{-5}）的超调都导致惰性外对流壳层在近核区域的出现。我们说明，对流壳层引起的化学分层是能够改变的g-模式的周期间隔模式的sdB星明显。在具有中等和小核心超调的模型中，重力模式的平均周期间隔和捕获与KIC 10553698 A中观察到的周期间隔趋势完全一致。原子扩散驱动的重力沉降以及热和化学梯度的应用，以达到更好的匹配所观察到的周期间距。模型，包括小的或非常小的过冲与原子扩散的极端水平分支阶段的寿命减少，并产生化学分层引起的对流壳在氦燃烧阶段。除了与星震学一致外，它们的R2参数计算值与观测值更一致。
2016-11-01 astro-ph.SR
On the Importance of the Convective Urca Process in 3D Simulations of a Simmering White Dwarf
Universitat Politècnica de Catalunya（加泰罗尼亚理工大学）；Stony Brook University（石溪大学）；University of Alabama（阿拉巴马大学）
研究通过3D模拟探讨了对流Urca过程对白矮星燃烧阶段中中微子损失、核能生成及对流边界的影响，发现该过程显著减小了对流区规模。
2026-02-24 astro-ph.HE 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
Missing Red Supergiants and Carbon Burning
最近对II型核心坍缩超新星祖先的直接成像研究表明，在$M_{\rm ZAMS}\sim 16-20$ M $_\odot$附近可能存在一个阈值，在这个阈值处，具有较大出生质量的红超巨星似乎不会导致超新星爆炸，而是直接坍缩成黑洞。在这项研究中，我们认为，这不是一个巧合，这个阈值密切匹配的临界过渡中心碳燃烧的大质量恒星从对流到辐射制度。在较轻的恒星中，碳在中心对流燃烧，导致致密的最终超新星核心，可能导致爆炸，而在过渡后的较重恒星中，它作为辐射火焰燃烧，恒星核心变得更加难以爆炸。利用KEPLER程序，我们证明了这种跃迁对$^{12}$ C $(α,γ)^{16}$ O反应速率和过冲混合效率的敏感性，并认为爆炸红超巨星的质量上限可以用来约束大质量恒星演化计算中不确定的输入物理。在最近发表的各种小组和代码的模型中，对应于中心碳燃烧过渡的初始质量范围从14到26 M $_\odot$，只有少数与直接成像研究推断的估计一致。
2019-12-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Convective-core overshoot and suppression of oscillations: Constraints from red giants in NGC6811
利用美国宇航局开普勒航天器的数据，我们研究了疏散星团NGC 6811中红巨星的类太阳振荡。我们确定了八个巨星系团的振荡频率、频率间隔、混合模的周期间距和模的振动频率。振荡参数表明这些恒星是氦核燃烧的红巨星。这八颗恒星形成了两组具有非常不同的振荡功率谱的恒星;具有最低Delta_nu值的四颗恒星显示出丰富的混合l=1模式，而具有较高Delta_nu值的四颗恒星则不是这种情况。对于最低Delta_nu的四颗恒星，我们确定了混合模式的渐近周期间隔，DeltaP，与我们推导出的所有八颗恒星的质量一起表明它们属于所谓的次级丛。基于全局振荡参数，我们提出了初始的恒星理论模型，表明我们可以对这些~2M_sun恒星在主序和氦燃烧阶段的对流核过冲进行抑制。最后，我们的研究结果表明较少的模式抑制比最近的理论预测的某些振荡模式在红巨星的磁抑制。
2017-03-03 astro-ph.SR
Convection and convective overshooting in stars more massive than 10 $M_\odot$
在本文中，四套演化模型计算的混合长度参数$α_{\rm p}$和超调参数$δ_{\rm ov}$的不同值。研究了大质量恒星中对流核和对流包层的性质。我们得到三个结论：首先，较大的$α_{\rm p}$导致增强对流混合，去除化学梯度，并增加对流传热效率。其次，核心势$ϕ_{\rm c} = M_{\rm c} / R_{\rm c}$充分描述了恒星的演化，无论它是一个红色或蓝色的超巨星在中央氦点火。第三，氢燃烧壳层上方氢分布的不连续性严重影响了Hertzsprung-Russell图中蓝环的出现。
2015-05-12 astro-ph.SR
The First 3D Simulations of Carbon Burning in a Massive Star
本文首次对碳燃烧的湍流对流进行了详细的三维流体力学隐式大涡模拟。模拟从一个15太阳质量的恒星演化模型中的碳燃烧壳映射的初始径向轮廓开始。我们考虑了从128^3到1024^3区域的4种分辨率。这些模拟证实，对流边界混合（CBM）发生通过湍流夹带在氧气燃烧的情况下。边界扩展到周围的稳定区域和卷吸率是较小的底部边界，因为它是刚性比上边界。这项研究和类似研究的结果要求改进CBM处方在一维恒星演化模型。
2017-12-19 astro-ph.SR
The Effect of Nuclear Reaction Rates & Convective Mixing on the Evolution of a 6M$_{\odot}$ Star
我们提出了一个6M $_{\odot}$星的演化，太阳般的初始金属丰度，并调查的关键核反应率的影响，以及对流混合的处理，其沿造父变星不稳定带的演化。特别是，我们研究了最近估计的$^{14}$ N（p，γ）$^{15}$ O反应对核心氦燃烧过程中蓝环的形成和扩展的影响。我们还研究了通过采用非标准对流混合处方，以及修改混合长度理论的影响。
2014-10-07 astro-ph.SR
The impact of convective criteria on the properties of massive stars
该研究对比Ledoux与Schwarzschild对流判据下不同质量、自转状态的大质量恒星演化模型，揭示了判据选择对恒星内部结构、演化轨迹、超新星前身星性质等多方面的影响，以及自转混合对两类模型差异的削弱作用。
2023-10-27 astro-ph.SR
Simulating the Convective Urca Process with Multiple Urca Pairs in a Simmering White Dwarf
Stony Brook University（石溪大学）；Universitat Politècnica de Catalunya（加泰罗尼亚理工大学）；University of Alabama（阿拉巴马大学）
本文研究了白矮星在接近钱德勒质量前体模型中的对流Urca过程，通过3D模拟探讨了Urca对在对流区中的作用，发现A=23 Urca对对过程影响最大，且该过程降低了对流混合效率但不影响对流区大小。
2026-05-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolutionary modelling of subdwarf B stars using MESA with the predictive mixing and convective premixing schemes
亚矮星B星的演化模拟的结果。第一次，我们探索的核心和近核心的混合在亚矮星B星使用新的算法，可在MESA代码：预测混合计划和对流预混合计划。我们展示了这两种方法如何处理的问题与对流边界的确定，从asteroseismology和演化模型获得的核心质量之间的差异，以及长期存在的问题，如分裂的对流核心和呼吸脉冲的发生核心氦燃烧阶段。我们发现对流预混格式是较好的算法。对流核心的预测混合的情况下，对流和对流预混合方案的情况下，合并的对流和对流区域的质量高于模型中只有Ledoux标准，但它们仍然低于地震导出的值。这两种算法是有前途的和替代方法的研究模型的亚矮星B星。
2020-11-30 astro-ph.SR
Turbulent Cells in Stars: I. Fluctuations in Kinetic Energy and Luminosity
壳体氧燃烧的三维（3D）流体动力学模拟（Meakin和Arnett，2007 b）显示出湍流动能的突发性、周期性波动。这些被证明是由于对流单体的一般不稳定性，只需要一个局部的加热或冷却源。在用混合长度理论（MLT）模拟恒星演化时，这种涨落被抑制了。洛伦兹（Lorenz，1963）的对流卷（胞）模型中也有类似的行为，我们知道它有一个奇异吸引子，会引起速度和光度的混沌涨落。模拟研究表明，洛伦兹对流卷的行为可能类似于对流中的细胞。我们研究了这种最简单近似的一些含义，并提出了改进的途径。使用洛伦兹模型作为对流单体的代表，对流层的多单体模型给出了总光度波动，这暗示了不规则变量（红巨星和超巨星（Schwarzschild 1975）），以及半规则AGB变量中的长次级周期特征（Stothers 2010，Wood，Olivier和Kawaler 2004）。这种“τ机制”是恒星变化的一个新来源，它本质上是非线性的（在线性稳定性分析中看不到），并且与湍流中的不稳定性密切相关。Woodward、Porter和Jacobs（2003年）的3D全球模拟中已经隐含了这一点。这种波动行为在CNeOSi燃烧壳的扩展2D模拟中可以看到（Arnett和Meakin 2011 b），并且可能导致不稳定性，导致核心坍缩超新星的祖先在坍缩之前爆发。
2011-07-30 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
A three-dimensional hydrodynamics simulation of oxygen-shell burning in the final evolution of a fast-rotating massive star
我们第一次进行了一个3D流体动力学模拟的最后几分钟前崩溃的快速旋转的大质量恒星的氧壳的演变。这颗恒星的初始质量为38 M $_\odot$，金属丰度为$\sim$ 1/50 Z $_\odot$，初始自转速度为600 km s $^{-1}$，并且经历化学均匀演化。它在（4.7-17）$\times 10^{8}$ cm处有一个富硅富氧（Si/O）对流层，在那里发生氧壳燃烧。湍流速度的功率谱分析表明，占主导地位的大尺度模式（$\ell \sim 3$），这也被认为是在非旋转的恒星，有一个广泛的Si/O层。在Si/O壳层的赤道面出现了致密的螺旋臂结构和氧壳层燃烧产生的富硅物质。非轴对称大尺度（$m \le 3$）模式在这些结构中占主导地位。螺旋臂结构在以前的非旋转3D前超新星模型中还没有被发现。在这种对流模式的支配下，角平均比角动量在Si/O对流层中变为常数，这在球对称恒星演化模型中是没有考虑的。这样的旋臂和恒定的特定角动量可能会影响恒星随后的爆炸或坍缩。
2021-06-30 astro-ph.HE 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
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
Convective overshoot mixing in Nova outbursts - The dependence on the composition of the underlying white dwarf
我们在这里提出，第一次，一个二维的研究过冲对流机制在新星爆发的吸积信封下的层的广泛的可能成分。以前的调查研究这种机制只为太阳组成物质的碳氧（C-O）白矮星的顶部吸积。由于在逃逸过程中，与碳的混合大大提高了氢的燃烧速率，人们应该质疑喷出物是否也有可能显著富集恒星演化模型预测的其他基本成分（He，O，Ne，Mg）。我们模拟了几种非碳的情况，并在喷射的氢层中发现了大量的这些底层材料。尽管有很大的差异率，时间尺度和能量的情况下，我们的研究结果表明，对流疏浚机制预测显着富集在我们所有的非碳的情况下，包括氦富集在经常性的新星。结果与观测结果一致。
2012-10-03 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
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
Overshooting by convective settling
我们研究了一个缓慢的混合过程中的恒星对流信封，这是由冷向下羽流的对流区的底部以下的解决。如果一小部分（$10^{-7}$级）在表面冷却的物质在羽流中下降时保持显著的熵亏损，则它可以到达锂燃烧发生的深度。该模型计算的热响应和对流区以下的混合，由于沉降过程，假设羽流到达对流区的底部具有广泛的熵对比。我们得到了一个很好的拟合观测到的锂在太阳中的消耗，假设沉降质量通量分布相对于熵的对比度作为一个幂律与斜率约-2。我们发现对流沉降对对流区以下的分层有一个可以忽略不计的影响，虽然它引起的混合可以修改氦浓度梯度。
2013-10-30 astro-ph.SR
Pre-explosive accretion and simmering phases of Type Ia Supernovae
在吸积WD接近Ekrasekhar极限，流体静力学碳燃烧之前的动力学突破。在这个\textit{simmering}阶段，$e-$俘获在恒星的中心区域是能量上有利的，而$β-$衰变则更倾向于外部，这两个区域通过不断增长的对流不稳定性连接起来。我们分析了弱相互作用和对流之间的相互作用，所谓的对流URCA过程，在酝酿阶段的SNe Ia祖先和它的影响的物理和化学性质的爆炸时期。与以前的研究不同，我们发现，由碳燃烧提供动力的对流核心仍然局限在${^{21}(Ne,F)}$ URCA壳内。因此，在爆炸之前必须消耗大量的碳，最终发生的密度比以前估计的要大。此外，我们还发现，对流核的扩展和平均中子化依赖于WD前身的初始金属丰度。对于爆发时期对流核的平均中子化，我们得到了${\overlineη_{exp}} = (1.094\pm 0.143)\times 10^{-3} + (9.168\pm 0.677)\times 10^{-2}\times Z$。在对流核之外，中子化则由原始恒星中C+N+O的初始量决定。由于S、Ca、Cr和Mn这些通常被用来评估爆炸前中子化的元素主要产生于重中子化的核心之外，因此对历史上第谷和开普勒超新星Ia的祖先的金属丰度估计过高的问题仍然没有解决。
2022-01-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pulsations in Hydrogen Burning Low Mass Helium White Dwarfs
质量M <~ 0.20 Msun的氦核白矮星（WD）在演化过程中经历了几个稳定的氢燃烧回旋。我们表明，在一定范围内的WD和氢的信封质量，这些WD可能会表现出g-模式脉动类似于他们的被动冷却，更大规模的碳/氧核心对应物，ZZ Cetis。我们的模型与稳定燃烧的氢信封氦核心产生g模式周期和周期间隔比典型的ZZ Cetis长近2倍。我们表明，核心的组成和结构，可以使用地震探测，因为g-模式的本征函数主要驻留在氦核心。虽然我们还没有进行完全的非绝热稳定性分析，但对流区的热时间与表面重力的比例关系突出了几个低质量的氦WD，它们应该在寻找脉动时被观察到：NLTT 11748，SDSS J 0822 +2753和PSR J1012+5307的伴星。对这些He核WD的地震学研究可能证明是特别富有成效的，因为它们的光度与氢包层质量有关（通过稳定的氢燃烧），这消除了一个模型参数。
2010-07-20 astro-ph.SR
The Remarkable Deaths of 9 - 11 Solar Mass Stars
质量从7到11个太阳的恒星在氦燃烧后的演化，由于简并和偏离中心的点火的持续影响而变得复杂。在这里，使用一套标准的恒星物理学来研究这个质量范围内的恒星。研究的两个重要方面是直接耦合的反应网络的大约220个核的结构计算在所有阶段和使用的亚网格模型来描述的对流有界火焰，在氖和氧燃烧过程中发展。在9.0太阳质量以下，退化的氧-氖核心形成，可能成为白矮星或电子捕获超新星。在10.3太阳质量以上，演化“正常”地进行到铁核坍缩，没有成分反转或简并闪光。这里的重点是在恒星之间，通常点燃氧气燃烧偏离中心。氧在对流约束的火焰中燃烧后，硅燃烧在简并闪光中点燃，开始靠近恒星中心，并且对于较大质量的恒星来说越来越激烈。在某些情况下，硅闪光是如此猛烈，以至于它可能导致氢包层的早期喷射。这可能会产生有趣的可观察到的后果。例如，一颗10.0太阳质量的恒星的死亡可能会产生两个类似超新星的显示，一个是由于硅闪光而产生的微弱的低能事件，一个是由于核心坍缩产生的低能喷出物与先前喷出的包层碰撞而产生的异常明亮的超新星。讨论了它与蟹状超新星的可能关系。
2015-05-25 astro-ph.SR
The final fate of stars that ignite neon and oxygen off-center: electron capture or iron core-collapse supernova?
在$8.8-9.5~{\rm M}_\odot$恒星的ONeMg核心中，氖和氧的燃烧是在偏离中心的地方点燃的。氧-铁火焰是否传播到中心是决定这些恒星是经历Fe核坍缩还是电子俘获引起的ONeMg核坍缩的关键。我们提供了更多的细节，恒星点燃氖和氧燃烧偏离中心。氖火焰的形成方式与超AGB恒星的碳火焰相似，只是火焰宽度较窄。如果采用严格的史瓦西对流不稳定性判据，则能够满足建立火焰的判据。穿过对流壳层界面的混合破坏了燃烧锋面传播的条件，相反，壳层作为一系列向内移动的闪光燃烧。虽然这可能不会直接影响燃烧是否会到达中心（如超级AGB恒星），但核心可以在每次壳闪光之间收缩。壳层中电子分数的减少降低了Ekrasekhar质量，中心达到URCA过程的阈值密度，以激活和引导核心的剩余演化。这突出了更精确地处理恒星内部的混合对于恒星天体物理学中另一个重要问题的重要性--确定电子捕获超新星和铁核塌缩超新星之间边界处的恒星演化和超新星祖先的性质。
2016-08-05 astro-ph.SR
Dependence of Convective Boundary Mixing on Boundary Properties and Turbulence Strength
对流边界混合是恒星演化的主要不确定性之一。为了研究其依赖于边界性质和湍流强度的控制方式，我们计算了一系列的三维流体动力学模拟恒星对流碳燃烧过程中的驱动光度的不同的助推因子。我们的三维隐式大涡模拟计算与PROMPI代码。我们进行了一个平均场分析的模拟内的平均Navier-Stokes框架。无论是垂直RMS速度内的对流区域和批量理查森数的边界被发现的规模与驾驶光度从理论上预期的。对流边界的位置估计，通过组合物剖面横跨它们，对流边界混合的强度是通过分析夹带法的框架内的边界。我们发现，夹带是近似成反比的散装理查森数。虽然夹带法不包括所有的过程发生在边界处，我们的研究结果支持使用夹带法来描述对流边界混合在一维模型中，至少对于先进的阶段。还讨论了今后的步骤和挑战。
2019-01-29 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
A closer look at the transition between fully convective and partly radiative low mass stars
最近，Jao等人（2018）通过分析Gaia数据Release 2发现了中M矮星主序列中的一个缺口。他们认为这一特征与M矮星中完全对流的开始有关。在宣布这一发现后，MacDonald & Gizis（2018）提出了基于标准恒星演化模型的解释。在本文中，我们重新审视了MacDonald & Gizis（2018）提出的解释。我们确认$^3$ He的核燃烧和混合过程为所观察到的特征提供了最好的解释。我们还发现，从对流到辐射的能量传输的变化不会引起可见的结构变化。然而，关于这个过程的细节，我们不同意MacDonald & Gizis（2018）的观点，并提出了不同的解释。
2018-09-19 astro-ph.SR
