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
A demarcation criterion for hydrogen burning of millinovae
本研究通过分析经典新星KT Eri的光变曲线，提出千新星存在氢燃烧白矮星的判据I_q - I_max > 2.2，且该判据仅被两颗探测到软X射线的千新星满足。
2025-03-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
New evolutionary models for pre-main sequence and main sequence low-mass stars down to the hydrogen-burning limit
我们提出了低质量恒星的新模型，一直耦合大气和内部结构的氢燃烧极限，从而取代了广泛使用的BCAH 98模型。新模型包括更新的分子线性和太阳丰度，以及在2D/3D辐射流体动力学模拟上校准的大气对流参数。这些模型与观测结果的比较，在各种颜色的星等图，为不同的年龄显示显着改善前几代的模型。新模型可以解决以前模型中存在的缺陷，例如与M矮星观测相比，光学颜色太蓝的预测。他们还可以重现四个组成部分的年轻的四重系统LkCa 3在一个单一的等时线的彩色星等图，在任何现有的模型。在本文中，我们还强调了在比较模型和观测结果时需要保持一致性，并需要使用基于相同大气结构的进化模型和颜色。
2015-03-13 astro-ph.SR
Hydrogen Burning on Accreting White Dwarfs: Stability, Recurrent Novae, and the Post-Novae Supersoft Source
利用恒星天体物理学实验模块（MESA），研究了白矮星（WD）在吸积率稳定燃烧区附近吸积富氢物质的性质。我们报告的稳定边界WD的质量之间的0.51太阳质量和1.34太阳质量通过随时间变化的计算发现。我们还研究经常性的新星，是吸积率接近，但低于稳定燃烧极限，并报告其复发时间和点火质量。我们在吸积率密集网格发现预期的最小可能复发时间作为WD质量的函数。这使得能够推断出可能达到特定复发时间的最小WD质量。我们比较我们的计算模型后爆发新星稳定燃烧的WD和明确计算的持续时间和有效温度（Teff）的后新星WD在超软阶段。我们同意Henze及其合作者在M31中测量的关闭时间- Teff关系，推断WD质量在1.0-1.3太阳质量范围内，并预测与观测一致的抛射质量。最后，我们评论稳定或不稳定的氢燃烧所产生的热氦层的重要性的短期和长期的演化吸积白矮星。
2013-09-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
The interior angular momentum of core hydrogen burning stars from gravity-mode oscillations
恒星演化理论中的一个主要不确定性是恒星内部的角动量分布及其在恒星生命过程中的变化。我们组成了一个样本的67颗恒星的核心，氢燃烧阶段的$\log\,g$值从高分辨率光谱，以及一个asteroseic估计的近核心的旋转速率来自重力模式振荡在空间测光。这个组合体包括8颗B型星和59颗AF型星，覆盖的质量范围从1.4到5\，M $_\odot$，即，它涉及到中等质量的恒星出生时就有一个发达的对流核心。样本涵盖了预计的表面旋转速度$v\sin\,i \in[9,242]\,$ km\，s $^{-1}$和核心旋转速率高达$26μ$ Hz，相当于临界旋转频率的50\%。我们发现刚性旋转的偏差是温和的，在这个样本的单星。我们把近核心的旋转速率在一个进化的背景下，并发现，核心旋转必须大幅下降之前或期间的核心氢燃烧结束和核心氦燃烧开始之间的短阶段。我们计算的自旋参数，这是两倍的旋转速率的模式频率（也被称为反Rossby数）的比率，为1682重力模式，并发现大多数（95%）发生在亚惯性制度。这十颗具有Rossby模式的恒星的自旋参数在14到30之间，而重力惯性模式的自旋参数则在1到15之间。
2017-09-06 astro-ph.SR
Common Occurrence of Explosive Hydrogen Burning in Type II Supernovae
本文报道了16个AB型（14 N/15 N <solar，AB 1）富15 N前太阳SiC颗粒的Mo同位素数据及其相关的Sr和Ba同位素比值。16个AB 1颗粒中有8个显示S-过程Mo同位素组成，以及S-过程Ba和/或Sr同位素组成。我们发现，AB 1颗粒的比例高于AB 2颗粒（14 N/15 N>太阳），从而为Liu等人（2017 a）最近提出的两个AB亚群的划分提供了进一步的支持，他们表明AB 1颗粒很可能起源于具有爆炸性H燃烧的II型超新星（SNe）。比较的Sr，Mo和Ba同位素组成的AB 1颗粒与SN模型的预测表明，S-过程的同位素组成的AB 1颗粒导致中子捕获过程中发生的祖大质量恒星的前SN演化，而不是从爆炸中子捕获过程。此外，（1）X颗粒的同位素组成表明，在SN X颗粒的祖先SN e的富C区发生了爆炸性H燃烧，（2）模型模拟表明，在He/C区的底部和He/N区的顶部都发生了爆炸性H燃烧，这意味着爆炸性H燃烧是外SN区的一种普遍现象。
2018-01-26 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
Production of 26Al in stellar hydrogen-burning environments: spectroscopic properties of states in 27Si
模型预测氢燃烧环境中产生的放射性同位素26 Al的量需要可靠地估计26 gAl（p，γ）27 Si和26 mAl（p，γ）27 Si反应的热核速率。这些速率取决于在26 gAl +p阈值（Sp = 7463 keV）的约1 MeV内的27 Si中的态的光谱性质。用高分辨四极-偶极磁谱仪研究了25 MeV的~（28）Si（~ 3 He，α）~（27）Si反应。通过角分布测量，我们首次用转移反应对27 Si中Ex = 7.0 - 8.1 MeV的态的Jπ值进行了约束。除了一些重要的情况下，我们一般确认的能量和自旋宇称分配在最近的γ射线光谱研究报告。从壳模型计算确定的中子光谱因子的大小是在合理的协议与我们的实验值提取使用该反应。
2011-12-14 astro-ph.SR nucl-ex
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
Shortest Recurrence Periods of Forced Novae
我们重新审视了白矮星（WD）上的氢壳燃烧，其质量吸积速率高于稳定性极限\dot M_stable，高于该极限氢燃烧是稳定的。新星的质量增长率低于极限。当吸积率> \dot M_stable时，首先出现氢壳闪光，然后是稳定的核燃烧，因此只要WD继续吸积物质，壳燃烧就不会熄灭。在此基础上，一些持久的超软X射线源可以用高吸积率的双星模型来解释。然而，在最近的一些研究中，有人声称，即使吸积率> \dot M_{\rm stable}，也不存在稳定的氢壳燃烧。我们证明，在这种情况下，重复的闪光发生，因为质量吸积是人为控制的。如果我们在爆发期间停止质量吸积，就不会有新的核燃料供应，因此外壳燃烧最终会停止。如果我们在一段时间后恢复质量吸积，下一次爆发最终会发生。这样，我们就可以在控制质量吸积的情况下设计爆发持续时间和脉冲间隔时间。我们称这种受控新星为“强迫新星。这些强迫新星，如果它们存在的话，可能比“自然新星”有更短的复发周期。“我们已经获得了各种WD质量的强迫新星的最短复发期。在此基础上，我们重新审视了包括T Pyx在内的一些复发新星的WD质量。
2016-04-11 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
Pink Dwarfs and the Paths to Stardom: How Brown Dwarfs Pushed Above the Hydrogen Burning Limit Evolve
School of Physical and Chemical Sciences–Te Kura Matū, University of Canterbury（坎特伯雷大学物理与化学科学学院）
通过二元相互作用获得质量的褐矮星可能推过氢燃烧极限，部分最终成为恒星，部分仍为褐矮星，其演化过程提供新的观测预测和约束。
2026-01-15 astro-ph.SR
Quiescent nuclear burning in low-metallicity white dwarfs
我们讨论了具有极低金属丰度祖先（$Z=0.0001$）的富氢DA白矮星冷却序列中剩余核燃烧的影响。这些冷却序列适用于研究非常古老的恒星星族。这里介绍的结果是自洽的，完全进化计算的产物。具体来说，我们遵循的演化白矮星的祖先从零年龄的主序列通过所有的演化阶段，即核心氢燃烧阶段，氦燃烧阶段，和热脉冲渐近巨分支阶段的白矮星阶段。这是对最相关的主序星质量范围进行的，包括白矮星质量最常见的区间--从$0.53\, M_{\sun}$到$0.83\, M_{\sun}$。由于母星的金属丰度较低，白矮星在诞生时就有较厚的氢包层，导致其氢燃烧壳层比太阳系中的同类更强烈。我们研究了核反应仍然很重要的阶段，发现核能源在很长一段时间内起着关键作用，大大增加了标准白矮星模型预测的冷却时间。特别是，我们发现，对于这种金属丰度和白矮星质量小于约$0.6\, M_{\sun}$，核反应的主要贡献者恒星光度低至$\log(L/L_{\sun})\simeq -3.2$。反过来，这应该对低金属量恒星星族的白矮星光度函数有明显的影响。
2013-08-09 astro-ph.GA 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
The L dwarf/T dwarf transition: multiplicity, magnetic activity and mineral meteorology across the hydrogen burning limit
L型矮星和T型矮星光谱类别之间的过渡是恒星/棕矮星主序中最显著的一个，将含有矿物凝析云的光球源与含有甲烷和氨气的光球源分开。这种转变的不寻常的特征包括在视差样本和同时代的双星中观察到的L型和T型矮星之间的1微米增亮;多重性分数的峰值;光度变化增加的证据，可能是由斑片状的云结构引起的;以及年轻的行星质量物体的延迟转变。所有这些特征都可以解释，如果这种转变是由“快速”（不均匀）的光球云雨，由温度，表面重力，金属丰度和（也许）旋转效应触发。虽然这种雨灭的潜在机制仍在争论中，但现在正在利用这种转变来发现和精确表征紧密（< 1 AU）的非常低质量的双星，这些双星可用于测试棕矮星演化和大气理论，并解决进一步限制这种显着转变的性质的双星。
2012-12-31 astro-ph.SR
Impact of a new H/He equation of state on the evolution of massive brown dwarfs. New determination of the hydrogen burning limit
我们探讨了最新的稠密氢氦混合物状态方程（EOS）（Chabrier \& Debras 2021）对极低质量恒星和棕矮星（BD）演化的影响，该方程考虑了氢和氦物种之间的相互作用。这些相互作用修改的H/He混合物的热力学性质，特别是熵，这些完全对流机构的首要数量，而且发病和整个身体的退化的发展。这转化为更快的冷却速率，即对于给定的质量和年龄，更冷的等熵线，因此对于给定的有效温度和光度，比以前基于EOS的模型更大的褐矮星质量和更小的半径。这意味着，质量和年龄在$M\lesssim 0.1\,\msol$，$τ\gtrsim 10^8$ yr范围内的物体，其有效温度较低，光度较暗。面对这些新的模型与几个观测确定的BD动力学质量，我们表明，这提高了进化模型和观测之间的协议，并解决了至少部分的动态质量测定和进化模型的属性之间观察到的差异。稠密H/He状态方程的这种改进的一个值得注意的结果是，它产生了更大的H燃烧最小质量，现在发现是$0.075\,\msol$（$78.5\,\mjup$）与太阳金属丰度的ATMO大气模型。这些更新的褐矮星模型是公开的。
2022-12-14 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Kepler-503b: An Object at the Hydrogen Burning Mass Limit Orbiting a Subgiant Star
使用光谱径向速度与APOGEE仪器和盖亚距离估计，我们证明，开普勒-503b，目前被认为是一个验证开普勒行星，实际上是一个棕矮星/低质量恒星在一个近圆形的7.2天的轨道周围的亚巨星。利用恒星模型对主星的质量估计，我们分别导出了$0.075\pm0.003 \ M_{\odot}$（$78.6\pm3.1 \ M_{Jup}$）和$0.099^{+0.006}_{-0.004}\ R_{\odot}$（$0.96^{+0.06}_{-0.04}\ R_{Jup}$）的伴星质量和半径。假设系统是同时代的，主系统的进化状态表明年龄是$\sim6.7$ Gyr。开普勒-503b正好位于氢燃烧的质量极限，横跨褐矮星和质量非常低的恒星之间的边界。詹姆斯韦伯太空望远镜更精确的径向速度和二次日食光谱将提供对这个重要系统的物理参数和年龄的改进测量，以更好地约束和理解这些物体及其光谱的物理学。该系统强调径向速度观测的价值，以区分一个真正的行星从天体物理假阳性，是第一个结果，从SDSS-IV监测开普勒行星候选人与多对象APOGEE仪器。
2018-06-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
An eclipsing M-dwarf close to the hydrogen burning limit from NGTS
NGTS J 0930 -18是一个极端质量比的食M-矮星双星系统，具有早期M-矮星主星和接近氢燃烧极限的晚期M-矮星次级星。光度学和视向速度的全球模型显示，第二颗恒星（NGTS J 0930 -18 B）的质量为M= $0.0818 ^{+0.0040}_{-0.0015}$ $M_*$，半径为R= $0.1059 ^{+0.0023}_{-0.0021}$ $R_*$，使其成为直接测量质量和半径的最低质量恒星之一。NGTS J 0930 -18的质量比为q = $0.1407 ^{+0.0065}_{-0.017}$，是所有已知食M矮星双星系统中质量比最低的，这对双星的形成和演化模型提出了有趣的问题。NGTS J 0930 -18 B的质量和半径与恒星演化模型基本一致。NGTS J 0930 -18 B位于靠近亚恒星边界的稀疏质量半径参数空间。精确测量这种类型的单线食双星系统的质量和半径对于限制质量-半径关系的不确定性至关重要-这一点很重要，因为越来越多的类地行星被发现围绕着低质量恒星。
2020-08-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
JWST Imaging of the Closest Globular Clusters -- II. Discovery of Brown Dwarfs in NGC 6397 and Measurement of Age from the Brown Dwarf Cooling Sequence, using SANDee - a New Grid of Model Isochrones across the Hydrogen-Burning Limit
本研究利用JWST NIRCam观测和新的恒星模型网格SANDee，在球状星团NGC 6397中发现了三颗褐矮星，首次通过亚恒星冷却序列测得该星团年龄为13.4±3.3 Gyr，并发现其局部质量函数呈顶重特征。
2024-05-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
TOI-5375 B: A Very Low Mass Star at the Hydrogen-Burning Limit Orbiting an Early M-type Star
本研究通过后续观测确认TESS候选体TOI-5375 B为接近氢燃烧极限的极低质量恒星，精确测定其质量、半径和温度，并利用光变曲线测量宿主星自转周期，为低质量恒星模型提供严格约束。
2023-03-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
An Ultra Metal-poor Star Near the Hydrogen-burning Limit
目前还不清楚低质量恒星是否可以在低金属丰度下形成。虽然第三星族（Pop III）恒星形成的理论模拟显示原恒星盘可以碎裂，但这些模拟不可能辨别这些碎片是否作为低质量恒星存活下来。本文报道了在超贫金属单线光谱双星系统2 MASS J18082002- 5104378中发现的一颗低质量恒星，其轨道周期为P = 34.757 +/- 0.010天。第二颗恒星2 MASS J18082002--5104378 B的质量为M_2 = 0.14_{-0.01}^{+0.06} M_Sun，接近氢燃烧的极限。2 MASS J18082002--5104378系统也在薄盘轨道上，使其成为最贫金属的薄盘恒星系统。2 MASS J18082002--5104378 B的发现证实了低质量UMP星的存在，其短的轨道周期表明，贫金属原恒星盘中的碎片可以导致低质量恒星的形成和生存。我们使用的典型的碎片质量和迁移时间的比例关系，以及已公布的模型的原恒星盘周围的UMP和原始组成的恒星，探索形成低质量的波普III星通过磁盘碎片。我们发现证据表明，太阳质量UMP主恒星周围的低质量副恒星的生存意味着质量为10 M_Sun < M_Star < 100 M_Sun的Pop III主恒星周围的太阳质量副恒星的生存。如果这是真的，这个推论表明，通过磁盘碎片形成的太阳质量Pop III恒星可以存活到今天。
2018-11-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar origin of 15N-rich presolar SiC grains of type AB: supernovae with explosive hydrogen burning
我们报告了来自Murchison陨石的59个高度富集13 C的太阳前亚微米至微米尺寸的SiC颗粒的C、N和Si同位素数据，包括8个推定的新星颗粒（PNG）和29个富含15 N（14 N/15 N <=太阳）的AB颗粒，以及它们的Mg-Al、S和Ca-Ti同位素数据。这37个颗粒富含13 C、15 N和26 Al，PNGs显示出更极端的增强。富15 N的AB晶粒比富14 N的AB晶粒具有更高的26 Al和30 Si过剩。因此，我们建议将AB颗粒分为第1组（14 N/15 N <太阳）和第2组（14 N/15 N>=太阳）。我们首次获得了5个AB 1颗粒和1个PNG颗粒的S和Ti同位素数据，并发现了32 S和/或50 Ti的增强。有趣的是，一个AB 1粮食有最大的32 S和50 Ti过剩，强烈建议中子捕获核合成起源的32 S过剩，从而最初存在的放射性32 Si（t1/2=153年）。更重要的是，我们发现AB 1颗粒的15 N和26 Al过剩形成了一种趋势，延伸到C2颗粒所占据的N-Al同位素图中的区域，强烈表明AB 1和C2颗粒具有共同的恒星起源。超新星模型与AB 1和C2颗粒数据的比较表明，这些颗粒来自SNe，经历了H摄入到其祖先的He/C区。
2017-05-23 astro-ph.SR
Evolution of accreting white dwarfs; some of them continue to grow
新星是激变的双星系统，其中一颗白矮星的主星从一颗低质量的伴星吸积物质。如果WD能够增加质量达到克拉塞卡极限，从而爆炸为Ia型超新星，那么这种吸积的重要性就更加重要了。在这项研究中，我们以每年1.6 e-10到1.6 e-6 Msun的吸积率将太阳成分的物质吸积到0.70、1.00和1.35 Msun的碳-氧白矮星上。我们已经利用MESA恒星演化代码为我们的建模和发展他们的许多新星周期，或在某些情况下，演化到红巨星阶段。不同的行为发生的WD质量和吸积率的函数。对于较低的WD质量，模型进行经常性的氢闪在低吸积率，较高的吸积率，稳定燃烧的氢发生，并最终让位于经常性的氢闪。在最高的吸积速率下，这些模型会经历一个稳定的燃烧阶段，但最终会过渡到红巨星。对于最高质量的白矮星，在较低的吸积率下会出现周期性的氢闪光，但对于较高的吸积率，模型会表现出稳定的燃烧，其间穿插着氦闪光。我们发现，对于我们所有的模型，经历经常性的氢闪光，以及稳定燃烧的模型，表现出氦闪光，WD的质量继续增长向Ekrasekhar极限。这些结果表明，在激变变系统中，太阳丰度物质吸积到碳氧白矮星上，单一简并的情况，是Ia型超新星爆炸的祖先的一个可行的渠道。
2013-03-15 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
Solar fusion III: New data and theory for hydrogen-burning stars
本文是对氢燃烧恒星核物理学的第三次十年评估，基于2022年伯克利会议，从理论与实验角度回顾了太阳氢燃烧相关核反应，并为天体物理S因子及太阳模型关键主题提供了具体与一般性建议。
2025-09-15 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
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
TIC-320687387 B: a long-period eclipsing M-dwarf close to the hydrogen burning limit
我们正在使用CORALIE的精确径向速度以及下一代凌日巡天（NGTS）的精确测光，以跟踪凌日系外行星巡天卫星（TESS）检测到的具有单次凌日事件的恒星。作为这次巡天的一部分，我们在TIC-320687387上发现了一次凌日，这是TESS在13和27扇区观测到的一颗明亮（T=11.6）的G矮星。从随后用CORALIE、NGTS和Lesedi对TIC-320687387的监测中，我们确定它的伴星TIC-320687387 B是一颗质量非常低的恒星，质量为PDMATHAMM，半径为$1.14 \pm _{0.02}^{0.02} R_J$，接近氢燃烧极限（$\sim 80 M_J$）。TIC-320687387 B有一个宽而偏心的轨道，周期为29. 77381天，偏心率为$0.366 \pm 0.003$。像TIC-320687387 AB这样的观测系统使我们能够测试低质量恒星的恒星演化模型，这反过来又需要计算围绕单个低质量恒星运行的系外行星的精确质量和半径。TIC-320687387 B的宽轨道使其特别有价值，因为它的演化可以被假设为不受与其G型主星的潮汐相互作用所引起的扰动。
2022-01-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
A benchmark companion at the hydrogen-burning limit imaged in the core cluster of the Fornax-Horologium association
本研究利用VLT/SPHERE对天炉座-时钟座协动星团49颗恒星开展直接成像巡天，发现处于氢燃烧极限的伴星HD 24121B，为相关演化模型提供新基准，且其高偏心率轨道暗示曾经历动力学散射。
2025-03-24 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The EBLM project III. A Saturn-size low-mass star at the hydrogen-burning limit
本文报道了一个质量比q $\sim$为0.07的食双星系统的发现。在确定了WASP接收到的周期性光度信号后，我们用欧拉和TRAPPIST望远镜获得了CORALIE光谱径向速度和后续光变曲线。通过对这些数据的联合拟合，我们确定EBLM J 0555 -57由一颗类似太阳的主星组成，它被一颗低质量的伴星所遮蔽，在一个弱偏心的7.8天轨道上。使用来自恒星模型的主要恒星的质量估计，我们确定的伴星质量$85 \pm 4 M_{\rm Jup}$（$0.081M_{\odot}$）和半径的$0.84^{+0.14}_{-0.04} R_{\rm Jup}$（$0.084 R_{\odot}$），这是可比的土星。EBLM J 0555 - 57 Ab的表面重力为$\log g_\mathrm{2} = 5.50^{+0.03}_{-0.13}$，是目前已知的非恒星残骸天体之一。这些测量结果与低质量恒星的模型一致。
2017-07-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Populating the brown dwarf and stellar boundary: Five stars with transiting companions near the hydrogen-burning mass limit
我们报告了在主序恒星附近的近轨道上发现的五个凌日伴星，这些伴星最初被凌日系外行星巡天卫星（TESS）确定为TESS感兴趣的天体（TOI）：TOI-148，TOI-587，TOI-681，TOI-746和TOI-1213。使用TESS和地面测光以及CORALIE、CHIRON、TRES和FEROS摄谱仪的径向速度，我们发现伴星的轨道周期在4.8到27.2天之间，质量在77到98 $\mathrm{M_{Jup}}$之间，半径在0.81到1.66 $\mathrm{R_{Jup}}$之间。这些目标的质量接近氢核聚变的不确定下限（$\sim$ 73-96 $\mathrm{M_{Jup}}$），这将棕矮星和低质量恒星分开。我们对TOI-587（0.2 $\pm$ 0.1 Gyr）和TOI-681（0.17 $\pm$ 0.03 Gyr）的年轻年龄进行了限制，发现它们与其他质量相似的过境同伴相比具有相对较大的半径。相反，我们估计了TOI-148和TOI-746的年龄，发现它们的伴星半径相对较小。TOI-587的有效温度为9800 $\pm$ 200 K，是已知最热的主序星，拥有凌日褐矮星或质量非常低的恒星。我们发现了TOI-148和TOI-746的自旋轨道同步以及TOI-148的潮汐循环的证据。这些伴星增加了棕矮星和极低质量恒星的数量，其参数测量良好，非常适合测试这些稀有天体的形成模型、棕…
2021-07-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
The dynamical evolution of low-mass hydrogen-burning stars, brown dwarfs and planetary-mass objects formed through disc fragmentation
理论和模拟表明，通过圆盘碎裂，有可能形成低质量的氢燃烧恒星、棕矮星和行星质量的天体。由于星盘的碎裂导致在与主星相当的距离上形成了几个天体，它们的轨道通常是不稳定的。在这里，我们研究这些对象的动态演化。我们建立了初始条件的基础上的结果的SPH模拟的Stamatellos和Whitworth，并进行比较，我们还研究了系统的演变所造成的低质量的碎片光盘。我们将这两组模拟称为组1和组2。在1000万年前，大约一半的主恒星有一颗伴星，大约22%（第1组）到9.8%（第2组）的主恒星是单颗的。在相对稳定的配置中具有多个次级的系统是常见的（分别约为30%和44%）。大多数伴星在100万年内被抛出，速度大多低于5 km/s，有些逃逸的速度超过30 km/s。大约6%（第1组）和2%（第2组）的伴星配对成质量非常低的双星系统。这些双星中的大多数以质量非常低的双星逃逸，而其他的则以等级结构（通常具有逆行的内轨道）与宿主恒星保持联系。与主星的物理碰撞（第1组和第2组的每颗主星发生0.43和0.18次碰撞）以及伴星之间的碰撞（第1组和第2组的每颗主星发生0.08和0.04次碰撞）是相对常见的，它们的频率随着盘质量的增加而增加。我们的研究预测了极低质量双星，低质量等级系统，褐矮星沙漠，自由浮动的褐矮星和年轻恒星群及其附近的行星质量物体的可观测特性，这些特性可用于区分极低质量恒星，褐矮星和行星质量物体的不同形…
2015-06-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Solar Neighborhood XXXII. The Hydrogen Burning Limit
我们构建了一个赫兹-罗素图的恒星/亚恒星边界的基础上的样本的光谱类型从M6 V到L4的63个对象。我们报告新观察到的VRI测光的所有63个对象和新的三角视差的37个对象。剩下的26个物体有来自文献的三角函数。我们结合我们的光学光度学和三角函数的2 MASS和WISE光度学，并采用一种新的SED拟合算法来确定有效温度，辐射热光度，和半径。我们的不确定度范围为~ 20 K ~~ 150 K的温度，~0.01 ~~0.06的log（L/Ls）和3%~ 10%的半径。我们检查我们的方法，通过比较我们的计算半径的半径直接测量通过长基线光学干涉。在T ~ 2075 K，log（L/Ls）~-3.9，（R/Rs）~ 0.086，我们发现了半径-温度和半径-光度趋势中局部极小值的证据，该极小值标志着恒星主序的结束和褐矮星序的开始。进化模型预测了这种局部极小值的存在，但温度约为400 K。最小半径发生在2 MASS J 0523 -1403的轨迹附近，这是一颗L2.5矮星，V-K=9.42。我们作出定性的论点，为什么最近的太阳丰度修正的影响占我们的研究结果和进化模型之间的差异。我们还报告了新的颜色绝对星等关系的光学和红外颜色有用的测光距离估计。我们研究了所有63个目标的光学变化，发现在I波段15毫量级的阈值处，总的光学变化率为36^{+9}_{-7}%，与以前的研究结果一致。
2013-12-05 astro-ph.SR
The symbiotic star V694 Mon has transitioned from the accreting-only state to the steady burning phase
本文提出共生星V694 Mon自2018年以来的剧烈变化源于其从仅吸积状态过渡到白矮星表面稳定氢燃烧阶段，并估测白矮星质量为0.60 Msun。
2024-12-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Can dwarf novae produce type Ia supernovae?
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences (CAS)（中国科学院云南天文台）；International Centre of Supernovae, Yunnan Key Laboratory（超新星国际中心，云南省重点实验室）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Center for Astronomical Mega-Science, Chinese Academy of Sciences（中国科学院天文大科学研究中心）
通过MESA模拟研究间歇性矮新星吸积对白矮星质量增长的影响，发现周期性能量吸积无法维持稳定氢燃烧，导致新星爆发和质量保留效率下降，因此矮新星不太可能是Ia型超新星的前身。
2026-06-25 astro-ph.HE 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
3D hydrodynamical simulations of a proton ingestion episode in a low-metallicity asymptotic giant branch star
我们使用3D恒星结构程序DJEHUTY模拟了质子被摄入一颗1太阳质量、金属丰度Z=10^-4的渐近巨星分支恒星的壳层间对流区的过程。我们已经运行了两个模拟：一个是由大约30万个区域组成的低分辨率模拟，一个是由200万个区域组成的高分辨率模拟。这两种模拟都是在恒星时间的大约4小时内进行的。我们观察到存在的快速，向下流动的羽流，能够运输到接近氦燃烧壳燃烧之前发生的氢。3D模型中的中间壳层比1D模型中的质子要丰富几个数量级，因此我们获得了比1D模型中更高的氢燃烧光度-在高分辨率模拟中超过10^8太阳光度。这些模拟中的对流速度比混合长度理论的预测大10倍以上，尽管由于增强的氢燃烧，3D模拟具有更大的能量产生。我们没有发现对流区分裂成两个的证据，尽管这可能是由于空间分辨率不够，或者因为模型没有发展足够长的时间。我们认为，1D混合长度理论，特别是使用扩散算法混合不给这些事件的准确图片。平流混合方案可以更好地表示在3D模型中看到的传输过程。
2011-09-06 astro-ph.SR
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
A comprehensive grid of massive binary evolution models for the Galaxy - Surface properties of post-mass transfer stars
Argelander Institut für Astronomie（阿尔加兰德天文研究所）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理研究所）
本文构建了银河系中大规模双星演化的模型网格，研究质量转移后恒星的表面特性，揭示双星相互作用对恒星演化的影响及超新星前体的多样性。
2025-10-22 astro-ph.SR
TOI 694 b and TIC 220568520 b: Two Low-Mass Companions Near the Hydrogen Burning Mass Limit Orbiting Sun-like Stars
我们报告了TOI 694 b和TIC 220568520 b的发现，这两个低质量的恒星同伴在富含金属的类太阳恒星周围的偏心轨道上，首次被凌日系外行星勘测卫星（TESS）探测到。TOI 694 b的轨道周期为48.05131 $\pm$ 0.00019天，偏心率为0.51946 $\pm$ 0.00081，我们得出质量为89.0 $\pm$ 5.3 $M_J$（0.0849 $\pm$ 0.0051 $M_\odot$）和半径1.111 $\pm$ 0.017 $R_J$（0.1142 $\pm$ 0.0017 $R_\odot$）。TIC 220568520 b的轨道周期为18.55769 $\pm$ 0.00039天，偏心率为0.0964 $\pm$ 0.0032，我们得出质量为107.2 $\pm$ 5.2 $M_J$（0.1023 $\pm$ 0.0050 $M_\odot$）和半径1.248 $\pm$ 0.018 $R_J$（0.1282 $\pm$ 0.0019 $R_\odot$）。这两颗双星都接近并高于氢燃烧质量阈值，该阈值将棕矮星和质量最低的恒星分开，TOI 694 b的2- $σ$高于0.075 $M_\odot$的标准质量阈值。相对较长的系统周期意味着低质量伴星的磁场不会抑制对流并使半径膨胀，根据一种领先的理论，这在短周期潮汐同步双星系统中的类似物体中很常见。…
2020-07-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Two close binaries across the hydrogen-burning limit in the Praesepe open cluster
我们提出了Keck I/OSIRIS和Keck II/NIRC 2自适应光学成像的两个成员候选人的Praesepe星团（d=186.18 $\pm$ 0.11 pc; 590-790百万年），UGC J 08451066 +2148171（L1.5 $\pm$ 0.5）和UGCS J 08301935 $+$ 2003293（没有光谱分类）。我们将UGCS J 08451066 $+$ 2148171解析为近红外的二元系统，$K$波段波长通量比为0.89 $\pm$ 0.04，预计分离为60.3 $\pm$ 1.3 mas（11.2 $\pm$ 0.7 au; 1 $σ$）。我们还将UGCS J 08301935 $+$ 2003293解析为二元系统，其通量比为0.46 $\pm$ 0.03，分离度为62.5 $\pm$ 0.9 mas。假设离心率为零，我们估计这两个系统的最小轨道周期为$\sim$ 100年。根据理论进化模型，我们推导出的质量范围为0.074-0.078 M $_{\odot}$和0.072-0.076 M $_{\odot}$的初级和次级UGCS J 08451066 $+$ 2148171的年龄为7亿$\pm$ 1亿年。在UGCS J 08301935 $+$ 2003293的例子中，主星是一颗位于恒星/亚恒星边界的低质量恒星（0.070-0.078 M $_…
2020-09-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Testing Gravity Using Dwarf Stars
引力的一般标量张量理论预测天体内部偏离牛顿物理学。在本文中，我们指出，低质量的恒星物体，红矮星和褐矮星，是这些理论的很好的探针。我们计算了两个重要的和潜在的可观测量：棕矮星的半径和红矮星中氢燃烧的最小质量。褐矮星的半径可能与GR的预测有很大的不同，即将进行的探测质量为$<\mathcal{O}(0.1M_\odot)$的恒星的质量-半径关系的调查有可能会产生新的限制。氢燃烧的最小质量可以大于目前观测到的几颗红矮星。这对出现在暗能量的有效场论中的参数提出了一个新的极其严格的限制，并排除了几个研究得很好的暗能量模型。
2017-12-08 astro-ph.CO astro-ph.SR gr-qc
The pollution from massive AGB stars favoured by strong hot bottom burning
INAF - Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；INAF - Osservatorio di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马观测站）
研究中等质量恒星在AGB阶段强热底燃烧（HBB）对星际物质污染的作用，总结其在质子俘获元素演化、球状星团多星族形成及早期星系高N/O热气体起源中的成就与问题。
2026-05-26 astro-ph.SR
The formation of black holes from rapidly accreting supermassive stars is not trivial: Simulations of thermonuclear pulsations and explosions
本研究通过首次广义相对论流体动力学模拟发现，快速吸积超大质量恒星的坍缩常被核燃烧阻止，黑洞形成依赖吸积率与金属丰度，挑战了此前的普遍认知，推动高红移类星体起源相关研究。
2024-08-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
The fast rotating, low gravity subdwarf B star EC 22081-1916 - Remnant of a common envelope merger event
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。在双星系统中，向伴星的质量转移提供了它们形成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，我们报告发现EC 22081 - 1916作为一个快速旋转，低重力的单一sdB恒星。它的大气参数表明，氢包层必须异常厚，这与He-WD合并的情况不同，但与低质量的普通包层合并一致，可能是具有红巨星核心的亚恒星物体。
2011-04-21 astro-ph.SR
JWST observations of 47 Tucanae: I. The low-mass main sequence down to the hydrogen-burning limit
Indiana University（印第安纳大学）；University of Notre Dame（圣母大学）
本研究利用JWST观测杜鹃座47，推导高精度自行构建暗弱成员样本，研究低质量主序星扭结，发现质量函数存在结构化特征，表明球状星团低质量恒星演化机制更复杂。
2026-10-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hydrogen-Poor Circumstellar Shells from Pulsational Pair-Instability Supernovae with Rapidly Rotating Progenitors
在一定的质量范围内，大质量恒星可以经历由电子/正电子对不稳定性引发的剧烈脉动，这种不稳定性会使物质膨胀，但不会完全破坏恒星。在一次或多次这样的脉动之后，这些恒星预计会经历核心坍缩，引发超新星爆炸。如果母星的金属丰度非常低，并且旋转速度足够快，可以进行几乎均匀的演化，那么对这种脉动现象敏感的质量范围可能低至50-70 Msun。脉动中喷射出的物质的质量、动力学和成分是决定爆炸后续观测特征的重要方面。我们研究了恒星模型和旋转速率的样本的动态，并讨论了第一批恒星的影响，LBV样的现象，和超亮超新星。我们发现，快速旋转的先驱体（>30%的临界值）的脉动对不稳定事件喷射的壳层是贫氢和氦和氧丰富。
2012-10-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
3D Simulations of Magnetoconvection in a Rapidly Rotating Supernova Progenitor
本研究首次模拟了快速旋转16 M_sun超新星前身星壳层燃烧的3D磁流体动力学过程，发现强磁场会抑制对流并快速向外传输角动量导致壳层刚性旋转，从而对毫秒磁星驱动爆发保留核心角动量的可能性提出质疑。
2023-10-23 astro-ph.HE 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 NGC 346 massive star census: Nitrogen abundances for apparently single, narrow lined, hydrogen core burning B-type stars
对大麦哲伦星系早期型恒星的大型光谱观测分析发现，与包含旋转混合的单星演化模型的预测相比，富氮的B型目标过量，vsini<40 km/s。相比之下，40<vsini<80 km/s的此类目标的数量与此类模型一致。我们已经进行了类似的分析61 B型类似的目标，对年轻的集群，NGC 346在小麦哲伦云（SMC）。大约65%的可能具有小于0.3dex的氮增强，这与它们由于其低旋转速度而仅经历少量混合一致。然而，与以往的大麦哲伦星系巡天一样，观测中发现了过量的低投影自转速度（vsini<40 km/s）和显著的氮富集的恒星，估计约占明显的单颗B型恒星总数的5%或当前自转速度小于40 km/s的所有恒星总数的40%。对于所有三个调查，未检测到的双星和其他不确定性的存在意味着这些百分比可能被低估，实际上有可能所有目前旋转速度小于40公里/秒的单星都富含氮。可能的解释包括磁场的影响，通过恒星合并后的磁场断裂或一个大的磁场的单一恒星的演化。这两种机制都与麦哲伦星云中富氮恒星的观测频率相一致。富氮恒星的性质与样本其余部分相比的差异与前一种机制一致。对于后者，定性比较纳入磁场的演化模型是令人鼓舞的氮富集量和它的存在，在恒星附近的ZAMS。
2019-12-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The VLT-FLAMES survey of massive stars: constraints on stellar evolution from the chemical compositions of rapidly rotating Galactic and Magellanic Cloud B-type stars
我们之前分析了大麦哲伦星云中135颗早期B型恒星的光谱，发现了几组化学成分与旋转混合理论相冲突的恒星。在这里，我们将这项研究扩展到银河系和SMC金属丰度的分析~50银河系和~100 SMC早期B型星的旋转速度高达~ 300公里/秒。表面氮丰度被用作混合过程的探针。在SMC中，我们发现了一个缓慢旋转的富氮星的人口之间的早期B型核心氢燃烧的恒星，类似于LMC。在银河系的样本中，我们没有发现显着的浓缩核心氢燃烧的恒星，这似乎是在旋转的单星和近距离双星演化模型的预期相反。然而，只有少数快速旋转的恒星演化到足以产生显着的氮富集，这些可能类似于以前在LMC样本中发现的非富集快速旋转体。最后，在每一个金属丰度区，都观察到一群高度富集的超巨星，它们不可能是核心氢燃烧恒星的直接后代。然而，它们的丰度与它们经历过先前的红超巨星阶段是相容的。总之，这些观测描绘了大质量主序星和超巨星大气中氮富集的复杂画面，其中年龄和双星性造成了至关重要的影响。旋转混合是否需要理解我们的结果仍然是一个悬而未决的问题，在这个时候，但可以通过确定那些不同意单星演化模型的恒星群中真正的双星分数来回答。
2009-01-24 astro-ph.SR
Pre-Supernova Outbursts via Wave Heating in Massive Stars II: Hydrogen-poor Stars
来自大质量恒星的前超新星爆发可能是由起源恒星核心在晚期核燃烧阶段产生的流体动力学波能量驱动的。在这里，我们研究了波加热的影响，在恒星含有很少或没有氢，即，IIb/Ib型SNe的祖细胞。由于没有大质量的氢包层，波能在恒星表面附近热化，那里的大气质量很小，但光学厚度很大。因此，波浪能可以解开这种物质，驱动一种光学上厚的超级爱丁顿风。使用一维流体动力学MESA模拟$\sim \! 5 \, M_\odot$ He星，我们发现，波加热可以驱动前SN爆发组成的密集风的质量损失率可以超过$\sim \! 0.1 \, M_\odot/{\rm yr}$。风终极速度为几个$100 \, {\rm km}/{\rm s}$，爆发光度可达$\sim \! 10^6 \, L_\odot$。波驱动的爆发可能与观测或推断的Ibn/过渡/转换型SNe的前SN爆发有关，前SN波驱动的质量损失是产生这些类型SNe的良好候选者。然而，我们也表明，在恒星的核心非线性波破碎可能会阻止这样的爆发在恒星厚对流氦燃烧壳。因此，只有有限的SN祖先的子集可能会经历波驱动的前SN爆发。
2018-02-09 astro-ph.HE 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
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
Modeling R Coronae Borealis Stars: Effects of He-Burning Shell Temperature and Metallicity
北冕座R星（RCB）是一种极度缺氢的碳星，会产生大量的尘埃，导致亮度突然大幅下降。它们被认为主要是通过白矮星合并形成的。在本文中，我们使用MESA来研究合并后的天体如何演化成RCB星，这些天体的初始氦燃烧壳层温度范围为2.1 - 5.4 *10^8 K，具有太阳和亚太阳金属丰度。其中最成功的模型具有太阳下的金属丰度和接近3 *10^8 K的初始温度。我们发现一个强烈的依赖于初始氦燃烧壳层温度的表面丰度的元素参与的CNO循环，以及RCBs的有效温度和半径的差异。在10%的太阳金属丰度模型中，核合成中涉及的元素呈现出约1 dex减少的表面丰度，但碳和锂除外，这两个元素将被详细讨论。具有亚太阳金属丰度的模型也比太阳模型表现出更长的寿命。此外，我们发现，对流混合的燃烧物质只发生在合并后的头几年的演变，之后的表面丰度是恒定的期间和之后的RCB阶段，提供证据，为什么这些恒星显示出强烈的增强部分氦燃烧产品。
2020-08-17 astro-ph.SR
