The core helium flash revisited III. From Pop I to Pop III stars
在红巨星分支阶段末期，低质量恒星中氦的简并点火导致其氦核中的动态对流。一维（1D）恒星模拟这种内在的多维动态事件可能是不够的。以前的流体动力学模拟表明，单一的对流区在氦核心的富金属的Pop I星增长在闪光的动态时间尺度。这可能会导致氢注入到核心，和双对流区结构已知的一维核心氦闪光模拟低质量的波普III星。我们进行流体动力学模拟的核心氦闪光在两个和三个维度，以更好地约束这些事件的性质。为此，我们研究了氦核内的对流流体动力学的1.25 \Msun金属丰富的波普I星（Z=0.02），和0.85 \Msun金属免费波普III星（Z=0）附近的闪光的峰值。这些模型分别具有单对流区和双对流区。我们使用一维恒星模型的核心氦闪计算与国家的最先进的恒星演化代码作为初始模型，我们的多维流体动力学研究，并模拟这些模型的演变与黎曼求解器为基础的流体动力学代码Herakles集成的欧拉方程耦合的源项对应的重力和核燃烧。涉及单个对流区的Pop I模型的流体动力学模拟涵盖了27小时的恒星演化，而在Pop III模型中，双对流区的第一个流体动力学模拟涵盖了1.8小时的恒星寿命。我们发现混合长度理论的预测与我们的流体动力学模拟之间存在差异。在Pop I模型中对单个对流区的模拟显示，由于湍流卷吸，对流区的尺寸强烈增长。因此，我们预测，对于Pop I模型，氢注入阶段（即氢注入氦核）将在大约23天后开始，这最终将导致从低…
2010-03-18 astro-ph.SR
Proto-Neutron Star Convection and the Neutrino-Driven Wind: Implications for the $ν$p-Process
本研究探究原中子星对流驱动波对富质子中微子驱动风$ν$p过程核合成的影响，发现波效应可显著改变核合成过程，高波光度下可形成重至$A\thickapprox 200$的元素，揭示了对流波在核合成中的关键作用。
2024-04-10 astro-ph.HE 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
Pop III $\textit{i}$-process Nucleosynthesis and the Elemental Abundances of SMSS J0313-6708 and the Most Iron-Poor Stars
我们在$45 \Msun$ Pop III大质量恒星模型中研究了导致$\log(L_\mathrm{H}/\mathrm{\Lsun}) \sim 13$ H燃烧光度的壳层He燃烧过程中的高能H摄入事件。为了跟踪可能发生在这样的事件的核合成，我们运行了一系列的单区核合成模型中发现的恒星演化模型的典型条件。这种核合成条件可导致高达$ \sim 10^{13} \mathrm{cm}^{-3}$的$\textit{i}-$过程中子密度。由此产生的模拟丰度模式，其中镁来自氦燃烧和钙的$\textit{i}$过程，同意与一般观察到的模式，目前已知的最缺铁的恒星，SMSS J031300.36-670839.3。然而，在这些$i$工艺条件下也有效地产生Na，并且预测结果超过了$\sim 2.5 \unitstyle{dex}$的观测结果。虽然这可能排除了SMSS J031300.36-670839.3的这一模型，但典型的$\textit{i}-$过程特征，即氦燃烧和$\textit{i}$过程的组合，高于太阳能[Na/Mg]、[Mg/Al]和低[Ca/Mg]，很好地再现了两颗次贫铁恒星HE 1017 -5240和HE 1327 -2326的丰度特征。$i$工艺没有达到Fe，而Fe必须来自低水平的额外富集。超贫金属或Pop III大质量恒星中的$\textit{i}$过程可能能够解释在一些最贫…
2017-11-21 astro-ph.SR
A New Model for Mixing By Double-Diffusive Convection (Semi-Convection). III. Thermal and Compositional Transport Through Non-Layered ODDC
振荡双扩散对流（ODDC）（也称为半对流）是指一种发生在行星和恒星内部区域的双扩散不稳定性，其具有不稳定的热分层和稳定的平均分子量分层。在这一系列的论文中，我们使用了一套广泛的三维（3D）数值模拟来量化热量和化学物质的传输ODDC。Rosenblum等人（2011年）首先表明，ODDC可以自发形成层，这与微观传输相比显著增强了热量和化学物质的传输，或者保持在由大尺度重力波主导的状态，其中湍流传输速率有更适度的增强。该系列的后续研究集中于确定层形成的条件（Mirouh等人，2012），并量化通过分层系统的传输（Wood等人，2013）。在这里，我们继续描述通过对ODDC不稳定性不稳定的系统的传输，但不经历自发层形成。我们测量的热量和成分通量在非层状ODDC从二维和三维数值模拟，并表明，三维模拟是很好地近似类似的模拟在二维域。我们发现，在这个制度的湍流混合率是弱的，可以忽略不计，一级近似。最后，我们总结了论文I至III的研究结果，为ODDC的运输提供了一个单一的处方。
2015-06-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
PUSHing Core-Collapse Supernovae to Explosions in Spherical Symmetry III: Nucleosynthesis Yields
在先前提出的原理验证研究中，我们建立了一个参数化的球对称爆炸方法（PUSH），可以再现各种爆炸前模型的核心坍缩超新星的许多特征。该方法是基于中微子驱动的机制，遵循崩溃，反弹和爆炸。我们的核合成预测模型有两个关键方面。首先，质量削减和爆炸能量同时出现在模拟中（确定每个恒星模型的铁族喷出物的数量）。第二，中微子和物质之间的相互作用被一致地包括在内（设置最里面的喷射物的电子分数）。在本文中，我们使用Ebinger等人（2018）成功的爆炸模型，其中包括两套太阳金属丰度的爆炸前模型，组合质量在10.8和120 M $_{\odot}$之间。我们进行系统的核合成研究，并预测详细的同位素产量。由此产生的$^{56}$镍喷出物是在总体上与正常的核心坍缩超新星的观测值。铁组产额也与贫金属恒星HD84937的丰度一致。我们还提出了一个比较我们的结果与观测趋势的α元素铁的比例。
2018-12-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Impacts of the $^{16}$O($^{16}$O, n)$^{31}$S reaction rate on the evolution and nucleosynthesis in Pop III massive stars
School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理学院）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿天文与天体物理研究院）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (WPI), The University of Tokyo Institutes for Advanced Study, The University of Tokyo（东京大学宇宙物质量子研究所（WPI））
研究$^{16}$O($^{16}$O, n)$^{31}$S反应速率对Pop III星演化和核合成的影响，发现提高该反应速率可增强K产量并影响元素比值。
2025-12-28 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
Upward Overshooting in Turbulent Compressible Convection. III. Calibrate Parameters for One-dimensional Reynolds Stress Model
在本文中，我们校准系数的一维雷诺应力模型的三维数值模拟中产生的数据向上过冲湍流可压缩对流。结果表明，标定后的对流和各向同性系数与纯对流区的标定结果基本一致。然而，校准的扩散系数显着不同，从那些校准在纯对流区。我们猜想边界引起的扩散效应比邻近的稳定区引起的扩散效应更强。我们已经检验了下梯度近似的有效性。我们发现下梯度近似对三阶矩的预测是不令人满意的。然而，对它们的衍生物的预测要好得多。这说明了雷诺应力模型应用于实际恒星的合理性。利用校正系数，求解了雷诺应力模型下的非局部湍流方程组。我们发现，雷诺应力模型已经成功地产生了热调整层和湍流耗散层，这是确定在三维数值模拟。建议用温度扰动自相关的拐点和Péclet数分别作为衡量热调节层和湍流耗散层发展程度的指标。这一结果对雷诺应力模型在一维恒星结构和演化模型中的应用具有实际指导意义。
2020-06-15 astro-ph.SR
Nucleosynthesis of Pop III and Fe-enriched Pop II Pair-Instability Supernovae
Beijing Normal University（北京师范大学）；The University of Tokyo（东京大学）；The Chinese University of Hong Kong（香港中文大学）；GSI Helmholtzzentrum für Schwerionenforschung（德国重离子研究中心）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences (CAS)（中国科学院国家天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
研究第III星族和富铁第II星族对不稳定超新星的核合成特征。通过探索第III星族PISNe的演化及核合成，研究反应速率不确定性影响；利用时间相关对流模型研究第II星族PISNe，揭示其独特化学特征，为识别早期宇宙PISN遗迹提供诊断。
2026-07-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
The effects of convection criteria on the evolution of population III stars and the detectability of their supernovae
第一批恒星仍然无法用现代望远镜观测到，但在观测第一批星系的辉光方面已经取得了很大成就。随着探测能力的提高，我们最终将解决这些星系，但在可预见的未来，观察单个恒星的希望仍然渺茫。然而，我们第一次看到一颗单独的第一颗恒星可能是因为它的爆炸。在这项工作中，我们提出了人口III（流行III）恒星及其随后的超新星爆炸的演化计算。我们的演化模型包括15 - 100 M $_\odot$的质量范围，每个初始重元素丰度Z = 10-14。我们的模型是从前主序到铁核的形成，从而接近核心崩溃。我们发现，模拟这些恒星的演变是非常敏感的对流标准的选择，在这里，我们提供的史瓦西和Ledoux标准的演变结果。我们还使用我们的模型的最终结构，使用辐射流体动力学代码的超新星光变曲线的数值模拟。在这样做时，我们估计的初始模型质量的下限，可能在不久的将来观察到。我们还发现，我们的40 M $_\odot$史瓦西演化模型产生最明亮的超新星峰，统计上应该是最频繁观察到的。在我们的最高红移z= 15时，只有60 M $_\odot$史瓦西模型在峰值亮度上开始与40 M $_\odot$模型相媲美。
2015-03-24 astro-ph.SR
Barium stars as tracers of s-process nucleosynthesis in AGB stars III. Systematic deviations from the AGB models
本研究通过机器学习分类器匹配180颗钡星的观测丰度与AGB模型，发现模型对Nb、Mo、Ru等元素欠产，暗示存在未包含的核合成过程，并确认污染源为低质量AGB星。
2024-05-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Three-dimensional simulations of near-surface convection in main-sequence stars. III. The structure of small-scale magnetic flux concentrations
冷主序星的对流包层中含有复杂的全局和局部结构的磁场。这些磁场以多种方式影响近地表对流和恒星外部大气，并对可观测到的恒星磁活动负责。我们的目的是了解在中等平均磁通量密度的单极区域的局部结构。这些对应于在高磁活动期间覆盖太阳表面相当大一部分（也可能是其他类太阳恒星的表面）的谱斑区域。我们分析了18个局部箱磁流体动力学模拟的结果，覆盖了对流区的上层和光谱类型为F到早期M的冷主序星的光球。这些模拟中的平均垂直场范围从20到500G。我们发现一个实质性的变化的性质之间的主序星的不同光谱类型的表面磁对流。由于通量管的对流坍缩效率降低，M矮星在中等场强的单极区域缺乏明亮的磁性结构。速度和磁场之间的空间相关性以及磁结构的寿命和它们相对于颗粒的尺寸沿恒星类型的模型序列显著变化。
2015-05-18 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
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
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 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
The Stagger-grid: A grid of 3D stellar atmosphere models - III. The relation to mixing-length convection theory
我们调查的一维大气模型，依赖于混合长度理论和模型的基础上全三维辐射流体动力学（RHD）计算来描述对流的信封晚型恒星之间的关系。由三维RHD模式确定的深对流区的绝热熵值s_bot和熵跃变Δs与由具有相同微物理（不透明度和状态方程）的一维静力大气模式确定的混合长度参数α_MLT相匹配。我们还直接从恒星次表面对流的三维流体动力学模拟中导出了质量混合长度α m和垂直速度的垂直相关长度C[v_z，v_z]。太阳的校准混合长度参数为α_MLT（s_bot）= 1.98。对于不同的恒星参数，α_MLT在1.7 - 2.4之间有系统的变化。α MLT随有效温度的升高、重力的降低和金属丰度的增加而减小。对于α_MLT（Δs），我们得到了等价的结果.此外，我们发现混合长度参数和逆熵跳之间的紧密相关性。我们从流体动力学平均场方程中导出了一个与质量混合长度α m有关的解析表达式，并发现它与恒星参数（1.6 ~ 2.4）定性地表现出类似的变化，其中太阳参数α m = 1.83。与压力标度高度缩放的垂直相关长度为太阳1.71，但显示只有一个小的系统变化与恒星参数，相关长度略有增加与Teff。我们推导出混合长度参数的各种恒星参数，可以用来取代一个常数。在任何对流包层内，α_m及其相关量变化很大。
2014-10-06 astro-ph.SR
Application of a Theory and Simulation based Convective Boundary Mixing model for AGB Star Evolution and Nucleosynthesis
AGB星的$s$过程核合成依赖于对流边界的模拟。我们提出的模型和S-过程模拟，采用的对流边界的水动力学模拟的结果的基础上，由于在对流边界附近的重力波的混合理论的治疗。流体动力学模拟表明，在热脉冲驱动的对流区底部存在对流边界混合（CBM）。同样，对流诱导的混合过程中提出的混合低于对流信封在第三次疏浚，在AGB星的s过程的13 C口袋的形式。在这项工作中，我们应用CBM模型的模拟和理论的模型与初始质量$M = 2$和$M = 3M_\odot$，并与初始金属含量Z = 0.01和Z = 0.02。如前所述，在脉冲驱动对流区底部，CBM增加了12 C和16 O的He-壳层间丰度。这种混合影响$^{22}Ne(α,n)^{25}Mg$活化和13 C-袋中的s-过程效率。在我们的模型中，在第三次疏浚期间对流包络底部的CBM代表重力波混合。我们进一步考虑到，流体动力学模拟表明，混合效率下降已经从对流边界的压力标度高度，混合长度理论相比。我们获得了质量为$\approx 10^{-4}M_\odot$的13 C-口袋的形成。最终的$s$ -过程丰度的特征在于0.36 < [s=Fe] < 0.78，重-轻s-过程比为0.23 < [hs=ls] < 0.45。最后，我们比较了我们的结果与恒星观测，太阳前颗粒测量和以前的工作。
2016-05-19 astro-ph.SR
Explosive Nucleosynthesis: What we learned and what we still do not understand
这篇评论涉及历史方面，回到早期的核天体物理学，由B $^2$ FH和Cameron发起，讨论（i）从反应速率和衰变性质到核物质状态方程所需的核输入，继续（ii）进行核合成计算的工具和（iii）早期参数化核合成研究，在（iv）可靠的恒星模型能够用于恒星演化的后期阶段之前。然后，它通过（v）从核心坍缩超新星爆炸事件的双星系统（包括Ia型超新星和紧凑的双合并）的爆炸环境，最后（vi）讨论所有这些核合成生产网站在星系演化中的作用。重点是放在早期的想法和现在的比较，最近，理解。
2018-09-19 astro-ph.SR
Magnetic Inhibition of Convection and the Fundamental Properties of Low-Mass Stars. III. A Consistent 10 Myr Age for the Upper Scorpius OB Association
当确定可识别的年轻恒星星族的绝对年龄时，结果强烈依赖于研究的恒星。较冷的恒星（K，M）通常产生的年龄比较暖的恒星（A，F，G）年轻两倍。我探讨的可能性，这些年龄差异是磁抑制对流在冷的年轻恒星通过使用磁恒星演化等时线，以确定年龄的上天蝎座分组的天蝎座，半人马座OB协会的结果。发现光谱类型A到M的平均年龄为1000万年，除了一个F型恒星的子集显着更老。协议来自赫兹-罗素图和经验的质量半径关系所定义的食多星系统的年龄。产生一致性所需的表面磁场强度为2.5 kG量级，并根据均分值的先验估计进行预测。HR图中的一个区域被确定为将结构受磁场影响较弱的恒星与结构受磁场影响较强的恒星连接起来。这些模型表明，该区域的特征是恒星的外对流层迅速变薄，辐射核心质量大于恒星总质量的75%。此外，从磁性模型预测的锂耗尽出现在更好的协议与观察到的锂等效宽度比非磁性模型的预测。这些结果表明，对流的磁抑制在低质量恒星的早期演化中起着重要的作用，它可能是年轻恒星星族的年龄差异的原因。
2016-06-27 astro-ph.SR
Super and massive AGB stars - III. Nucleosynthesis in metal-poor and very metal-poor stars - Z=0.001 and 0.0001
我们提出了一个新的网格的恒星模型和核合成产额的超AGB恒星的金属丰度Z=0.001和0.0001，适用于银河系内的化学演化模型。与更多富含金属的恒星相反，在这些低金属度模型中，热底部燃烧是表面成分的主要驱动力，第三次挖掘和腐蚀性第二次挖掘的效果也对产量产生了强烈的影响。这些贫金属和非常贫金属的超级AGB恒星产生大量的He 4，C13和N14，以及重镁同位素Mg 25和Mg 26。在金属丰度Z约为0.001时，产率趋势发生转变，低于此值时，我们发现C12、O 16、N15、Al 27和Si 28的产率为正，但对于较高的金属丰度，情况并非如此。我们探讨了来自于超级AGB星的风处方的大的不确定性，发现Ne 22，Na 23，Mg 24，25，26，Al 27和我们的s-过程代理同位素g的产额大约有2个数量级的差异。我们发现，包含可变成分的低温分子不透明度是唯一关键的超级AGB星的金属丰度低于Z约0.001。我们分析我们的结果，在文献中，解决这个问题：超级AGB星的污染负责极端人口的球状星团NGC 2808？我们的结果，以及以前的研究，似乎不能令人满意地匹配的极端人口在这个球状星团。
2014-03-20 astro-ph.SR
Stellar Surface Magneto-Convection as a Source of Astrophysical Noise III. Sun-as-a-star Simulations and Optimal Noise Diagnostics
恒星表面磁对流（粒化）在观测到的恒星吸收线中产生不对称性，这些吸收线随后可以表现为虚假的径向速度变化。反过来，这可以掩盖由围绕其宿主恒星的行星引起的多普勒反射运动，并代表了确定低质量长周期行星质量的特殊挑战。在这里，我们通过创建太阳作为恒星的观测来研究这种影响，这些观测包含了3D磁流体动力学模拟预期的颗粒变化性。这些太阳作为恒星模型的观测结果与太阳的经验观测结果非常一致，但由于我们模型中磁场强度的增加，相对于安静的太阳，可能会低估总的变化。我们发现许多线轮廓特征与圆盘积分对流诱导速度线性相关。去除与线平分线、等效宽度和V_asy指示符的各种相关性可以减少所测量的速度中约50-60%的粒化噪声。我们还发现，同时测光可能是一个关键的诊断，因为我们的代理光度亮度也使我们能够消除约50%的颗粒化引起的径向速度噪声。这些相关性和粒度噪声缓解故障存在的低仪器分辨率和/或增加恒星旋转，因为两者都起到平滑所观察到的线轮廓不对称性。
2019-04-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Ionizing photon production of Population III stars: effects of rotation, convection, and initial mass function
第一批恒星被认为是早期宇宙中氢再电离的主要来源之一，它们的高光度和表面温度预计将驱动高电离光子产生率。在这项工作中，我们采取我们的日内瓦恒星演化模型的零金属丰度的恒星，并预测他们的生产率的光子能够去氢，He I和He II，基于黑体近似。我们提出的分析适合在1.7-500太阳质量的范围内。然后，我们探讨恒星初始质量，旋转和对流过冲个别恒星的影响。我们已经发现，电离光子的产生率随着初始质量的增加而增加。对于所考虑的旋转速度，我们看到产生的电离光子的变化高达25%。这随初始质量和电离光子种类而变化，并反映了由于旋转而引起的表面性质的变化。我们还发现，对于此处考虑的过冲变化，较高的对流过冲使电离光子产生增加约20%。对于恒星星族，我们探讨了电离光子的产生如何作为初始质量函数（IMF）斜率的函数而变化，以及最小和最大初始质量。对于一个固定的人口质量，我们发现通过改变IMF的性质，数量级的变化为20-30%。这项工作提出了电离光子生产的预测最新的日内瓦恒星演化模型的人口III恒星，并提供了深入了解关键的演化参数如何影响的第一批恒星再电离的贡献。
2021-07-16 astro-ph.SR
Convective-reactive nucleosynthesis of K, Sc, Cl and p-process isotopes in O-C shell mergers
通过对大质量恒星中O壳层和C壳层相互作用的核合成过程的研究，解决了银河系化学演化模型中奇Z元素P、Cl、K和Sc的不足。具有中等C-摄入率的O-壳对流的3D流体动力学模拟没有显示出与球对称的显著偏离。我们推导出一个球平均扩散系数的一维核合成模拟表明，这样的对流反应摄入事件可以是一个生产网站的P，Cl，K和Sc。夹带率的$10^{-3}{{\rm M}_\odot}$ /s功能过剩生产因素$OP_\mathrm{s} \approx 7$。在我们的1D恒星演化大质量恒星模型中，全O-C壳层合并有过剩因子$OP_\mathrm{m}>1 \mathrm{dex}$，但对于这种情况，3D流体动力学模拟表明偏离了球对称。p-过程物质可以用$OP_\mathrm{m}>1 \mathrm{dex}$的过量生产因子来生产，例如对于$^{130,132}Ba$。使用不确定的预测$15{{\rm M}_\odot}$，$Z=0.02$大质量恒星模型（$OP_\mathrm{m} \approx 15$）作为合并或夹带对流反应事件涉及O-和C-燃烧壳层的代表，并假设这样的事件发生在所有恒星的50%以上，我们的化学演化模型再现所观察到的银河系的奇Z元素的趋势。
2017-09-25 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
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
Abundance Profiling of Extremely Metal-Poor Stars and Supernova Properties in the Early Universe
在大爆炸核合成之后，宇宙中第一次重元素富集是由一颗人口（Pop）III恒星（Pop III SN）的超新星（SN）爆炸造成的。从Pop III SNe产生的元素丰度比记录在极贫金属（EMP）星的丰度模式中。对越来越多的EMP星的观测使得有可能在统计上限制Pop III SNe的爆炸特性。我们提出了Pop III SN模型，其核合成结果很好地再现了48个贫金属星的丰度模式，如[Fe/H] $\mathrel{\rlap{\lower 4pt \hbox{$ \sim $}}\raise 1pt \hbox {$ < $}}-3.5$。然后我们推导出EMP星的丰度比与Pop III SNe的某些爆炸性质之间的关系：较高的[（C+N）/Fe]和[（C+N）/Mg]比值分别对应于较小的喷射Fe质量和较大的致密残余质量。利用这些关系，EMP星的丰度比的分布被转换为Pop III SNe的爆炸性质的分布。与现代SNe爆炸性质的分布进行了比较：Pop III SNe的Fe质量分布与现代SNe的Fe质量分布有相同的峰值，但有一个延伸到$\sim10^{-2}-10^{-5}M_\odot$的尾部，Pop III SNe致密残骸的质量分布与现代恒星质量黑洞的质量分布一样宽。我们的研究结果表明，正在进行的和未来的EMP恒星调查和随后的高色散光谱观测，澄清在早期宇宙的波普III SNe的性质获得的大样本…
2014-02-16 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolution, nucleosynthesis and yields of low mass AGB stars at different metallicities (II): the FRUITY database
通过使用更新的恒星低质量恒星模型，我们可以系统地研究发生在AGB星的核合成过程中，当这些对象经历经常性的热脉冲和第三次疏浚事件。在本文中，我们提出了专门的AGB星的核合成数据库：FRUITY（更新的同位素表和产额的法国知识库）数据库。一个基于网络的交互式界面允许用户免费下载完整的（从H到Bi）同位素组成，因为它在每三次挖掘事件后都会发生变化，并且模型产生的恒星产量也会发生变化。这里讨论第一组AGB模型，其质量范围为1.5 <M/Msun <3.0，金属丰度为1e-3 <Z <2e-2。对于每个模型，提供了物理和化学演变的详细描述。特别是，我们说明的S-过程的细节，我们评估的理论不确定性，由于采用模型对流和质量损失的参数化。由此产生的核合成的情况下，检查比较理论[HS/LS]和[Pb/HS]的比率从现有的丰度分析的s-增强的恒星。平均而言，这些光谱指数的金属丰度的变化很好地再现了理论模型，虽然在一个给定的金属丰度的预测蔓延是远远小于观察到的。这种差异的可能解释进行了简要讨论。第三次挖掘效率的独立检查由C星光度函数提供。由此导出了银河系盘和麦哲伦云的理论C星光度函数。我们通常发现与观察结果很好的一致。
2011-09-06 astro-ph.SR
Convective-reactive proton-C12 combustion in Sakurai's object (V4334 Sagittarii) and implications for the evolution and yields from the first generations of stars
根据质量和金属丰度以及演化阶段，恒星偶尔会经历对流反应核合成事件。我们专门调查的情况下，当nucleosynthetically未处理的，富H的材料对流混合与氦燃烧区，例如在对流不稳定的外壳上的电子简并核心的AGB星，年轻的白矮星或X射线爆发中子星。在金属含量极低或为零的恒星的恒星演化模型中经常会遇到这样的情节[.]我们专注于对流反应插曲非常晚的热脉冲星樱井的对象（V4334人马座）。Asplund等人（1999）测定了28种元素的丰度，其中许多是高度非太阳能的，从H，He和Li一直到Ba和La，加上C同位素比率。我们的模拟结果表明，根据标准的混合演化，一维恒星演化模型意味着中子密度在他太低，以获得一个显着的中子俘获核合成的重元素。我们已经进行了三维流体动力学氦壳闪对流[...]我们假设H进入He壳层对流区的摄入过程仅在一段延迟时间后才导致足够的熵势垒，从而分裂对流区[...]我们获得了明显更高的中子密度（约10^15 1/cm ^3），并再现了在樱井的物体中发现的关键观测丰度趋势。这些包括Rb、Sr和Y的过量生产，比Ba和La的过量生产高出约2个数量级。这样一个奇特的核合成特征是不可能在我们的一维恒星演化模型的混合预测中得到的。[...]我们确定我们的结果如何依赖于核反应速率的不确定性，例如C13（α，n）O 16反应。
2011-01-04 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
3D hydrodynamics simulations of core convection in supermassive main-sequence stars
超大质量恒星是质量超过$10^4\,M_{\odot}$的第三星族恒星，可能是第一个超大质量黑洞的祖先。它们的内部处于辐射压主导状态方程的状态。在这项工作中，我们使用显式气体动力学程序PPMstar模拟了$10^4\,M_{\odot}$超大质量主序星的氢燃烧核心。这是超大质量恒星核心对流的第一个3D流体动力学模拟。我们进行了一系列的十个模拟在不同的加热速率和笛卡尔网格上的分辨率$768^3$，$1152^3$和$1728^3$。我们研究对流的不同性质，包括它的大尺度形态，它的速度谱和它的混合特性。我们的结论是，辐射压力占主导地位的性质的内部不显着影响对流的行为相比，在一个大规模的主序星的气体压力占主导地位的核心对流的情况下。我们的模拟也提供了支持使用的混合长度理论在1D模型的超大质量恒星。
2023-03-17 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Hydrodynamic simulations of shell convection in stellar cores
恒星核心核燃烧驱动的壳层对流是许多类型恒星演化中常见的流体动力学事件。我们遇到并模拟这种对流（一）在氦核心的低质量红巨星在核心氦闪光导致疏浚下来的质子穿过熵垒，（二）在碳-氧核心的中等质量恒星在核心碳闪光，（三）在氧和碳燃烧壳以上的硅-硫丰富的核心的大质量恒星超新星爆炸前。我们的结果，这是获得与流体动力学代码HERAKLES，表明熵梯度和熵垒是不太重要的恒星结构比通常假设的。我们的模拟进一步揭示了一个新的动态混合过程下运行的外壳对流区的基础。
2011-08-23 astro-ph.SR
3D hydrodynamic simulations of massive main-sequence stars. III. The effect of radiation pressure and diffusion leading to a 1D equilibrium model
针对25 M☉主序早期恒星，本文用PPMstar三维模拟辐射压力与扩散下的核心对流和穿透对流，并提出以三维湍流耗散为输入的一维平衡模型。
2024-08-09 astro-ph.SR
Spectacular nucleosynthesis from early massive stars
通过分析贫金属恒星J0931+0038的极端化学丰度，发现其金属源自单一极贫金属源，为早期>50 Msun大质量恒星的核合成提供了首批观测约束，并挑战了现有模型。
2024-01-04 astro-ph.GA astro-ph.HE 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
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
Hyperchaotic Intermittent Convection in a Magnetized Viscous Fluid
我们考虑一个低维模型对流水平磁化层的粘性流体加热从下面。我们详细分析了磁流体对流的稳定性的两个控制参数的范围很广。也就是说，当改变初始施加的温差或磁场强度时，可以看到系统从规则到不规则的长期行为的转变，在混沌、周期和平衡渐近解之间切换。值得注意的是，由于感应磁场的过渡到超混沌动力学模型的一些参数是可能的。我们还揭示了广义洛伦兹模型的新特征，包括I型和III型不相容性。
2014-03-24 astro-ph.SR nlin.CD physics.flu-dyn
Nucleosynthesis in a Primordial Supernova: Carbon and Oxygen Abundances in SMSS J031300.36-670839.31
SMSS J031300.36-670839.3（以下简称SM 0313 -6708）是一颗次巨星晕星，没有可探测到的Fe线，C和Mg相对于Ca的丰度很高。我们获得了延伸至3060埃的VLT-UVES光谱，显示出强的OH A-X谱带线，使得能够导出氧丰度。SM 0313 -6708中OH A-X带线比CH C-X带线强得多。光谱合成拟合表明[O/C]比为0.02 +-0.175。我们的高S/N UVES数据还使我们能够将Fe丰度极限降低到[Fe/H]{3D}，NLTE < -7.52（3 sigma）。这些数据支持了我们之前的假设，即这颗恒星是由一颗大质量恒星第三星族超新星的贫铁喷出物形成的。
2015-05-15 astro-ph.SR
Characterization of Population III Stars with Stellar Atmosphere and Evolutionary Modeling and Predictions of their Observability with the James Webb Space Telescope
第三星族恒星是大爆炸后形成的第一批恒星，并且被认为对宇宙中的金属含量做出了最早的贡献，超过了大爆炸核合成的产物。理论上这些恒星的寿命非常短，因此只能在高红移（$z \geq 3-17$）和微弱的视星等（$m_{AB} \gtrsim 40$）下观测到。因此，对星族III恒星的直接探测仍然是难以捉摸的。然而，最近发射的詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST）可能能够在有利的引力透镜的情况下探测到相关星等范围内的恒星。需要理论模型来解释这些未来的观测结果。在这项研究中，新的演化模型和非平衡模型的大气被用来描述零年龄的主序第三星族恒星的可观测性质。计算的模型涵盖了广泛的可能的第三星族恒星质量，从恒星形成研究预测的最小质量到能够维持流体静力平衡的最大质量。计算了JWST卫星近红外相机（NIRCam）各波段的合成测光图和理论色星等图。最后的结果进行了比较，已知的透镜事件和JWST震级限制的规模。本研究的目的是计算第三星族恒星在最佳JWST波段的可观测参数，为将来对该恒星星族的观测提供理论基础。
2022-10-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Testing the core overshooting mixing described by the turbulent convection model on the eclipsing binary star HY Vir
日震研究建议将湍流对流模式（TCM）应用于对流超射。利用TCM确定的过冲区的湍流速度，可以将过冲混合视为扩散过程，从而导致不完全混合。结果表明，这种处理可以改善太阳声速和疏散星团中的Li耗尽。为了研究TCM能否应用于恒星对流核外的过冲混合，采用食双星HY Vir的新观测资料对过冲混合参数进行了标定。主要结论如下：（i）TCM参数和过冲混合参数在太阳情况下也适用于食双星HY Vir;（ii）不完全混合导致氢丰度的连续分布;（iii）氢丰度变化区域的e折叠长度在恒星演化过程中增加。
2012-11-01 astro-ph.SR
CHEMOUT: CHEMical complexity in star-forming regions of the OUTer Galaxy III. Nitrogen isotopic ratios in the outer Galaxy
氮同位素比率是追踪银河系恒星核合成的关键工具。我们提出的第一个研究的$^{14}$ N/ $^{15}$ N丰度比在银河系的外部区域（即，对于银河系中心的距离，$R_{\rm GC}$，从12千秒差距到19千秒差距），目的是研究恒星核合成的影响，在全球银河系的趋势。我们分析了IRAM 30米观测到的样本的35个来源的背景下，在恒星形成区域的外部星系（CHEMOUT）项目的化学复杂性。我们利用HN $^{13}$ C、H $^{15}$ NC、H $^{13}$ CN和HC $^{15}$ N的$J$ = 1-0转动跃迁，分别从HCN和HNC中导出了14个和3个源的$^{14}$ N/ $^{15}$ N比值。在外星系中发现的结果与以前在内星系中获得的测量结果相结合。我们发现随着$R_{\rm GC}$的增加，H $^{13}$ CN/HC $^{15}$ N比率总体上呈线性降低。这转化为抛物线$^{14}$ N/ $^{15}$ N比，峰值在11 kpc。更新的银河系化学演化模型已被考虑在内，并与观测结果进行了比较。$^{14}$ N/ $^{15}$ N比值随$R_{\rm GC}$变化的抛物线趋势可以自然地解释为：（1）假设新星是长时间尺度（$\ge$ 1 Gyr）上主要的$^{15}$ N生产者的模型;（2）更新低质量和中等质量恒星的恒星产额。
2022-09-21 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The PNe and H II regions in NGC 6822 revisited. Clues to AGB nucleosynthesis
分析了NGC 6822中PNe的化学行为。11个PNe和两个H II区域的分光光度数据与OSIRIS光谱仪连接到大加那利望远镜获得。其他13个PNE和三个H II区的数据从文献中检索。导出了19个PNe区和4个H II区的物理条件和O、N、Ne、Ar和S的化学丰度。PNe样品的丰度分布广泛，显示12+log（O/H）为7.4至8.2，12+log（Ar/H）为4.97至5.80。PNe可分为两组：一组古老，金属丰度低（12+log（O/H）<8.0和12+log（Ar/H）<5.7），另一组较年轻，金属丰度与H II区的值相似。老的对象比年轻的对象分布在更大的体积中。发现Pne的一个重要部分（>30%）富含N（I型Pne）。这种PNe在任何金属丰度下都存在。此外，约60%的样品呈现高电离（He++/He >= 0.1），具有有效温度大于10^6 K的中心星。在样品中可能的偏见进行了讨论。通过与A.根据Karakas等人的观测N/O丰度比，我们的PNe的初始质量应小于4 Msun，但如果与Ne和O丰度进行比较，则初始质量应小于2 Msun。这些2-3 M太阳的恒星模型在AGB末端的恒星表面产生了过多的~（22）Ne。另一方面，与P. Ventura等人的另一套恒星演化模型的比较表明，如果大质量恒星的初始质量约为4 M_sun，则观测到的N/O和Ne/H比与预测值之间的关系是合理的。
2015-11-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Explodability matters: how realistic neutrino-driven explosions change explosive nucleosynthesis yields
University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；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）
本文通过分析三种恒星演化代码模拟的大量前体，探讨中微子驱动爆炸与简单爆炸模型对核合成产量的影响，发现更真实的中微子驱动爆炸能更准确地预测超新星产量。
2026-04-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
OCCASO III. Iron peak and $α$ elements of 18 open clusters. Comparison with chemical evolution models and field stars
疏散星团化学丰度的研究提供了恒星核合成过程和银河系化学动力学演化的见解。本文给出了18个OCCASO星团中红巨星10种元素（Fe，Ni，Cr，V，Sc，Si，Ca，Ti，Mg，O）的扩展丰度分析。这是一个关于仪器特征、方法、谱线表和来自已确认成员星的太阳丰度的均匀样本。我们进行了广泛的比较与以前的结果在文献中，特别是与盖亚FGK基准星大角星和$μ$狮子座。我们研究了[X/Fe]与金属丰度、银心半径（$6.5<R_{\rm GC}<11$ kpc）、年龄（$0.3<Age<10$ Gyr）和平面以上高度（$|z|<1000$ pc）的关系。我们讨论了化学动力学框架下的观测结果，以及与化学演化模型比较时的径向迁移影响。我们还使用APOGEE DR 14的数据来调查之间的差异，在$R_{\rm GC}$和$|z|$获得的集群和场星的丰度趋势。
2019-09-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
A New Multi-Dimensional General Relativistic Neutrino Hydrodynamics Code of Core-Collapse Supernovae III. Gravitational Wave Signals from Supernova Explosion Models
我们提出了一个详细的理论分析的引力波（GW）信号的反弹后的核心坍缩超新星（SNe）的演化，首次采用相对论，二维（2D）爆炸模型与多群，三味中微子输运的基础上的射线-射线-加近似。波形反映了加速质量运动与特征的演变阶段，也确定在以前的作品：一个准周期性调制的提示postshock对流之后是一个阶段的相对静止增长幅度信号之前的暴力流体动力学活动，由于对流和站立的吸积激波不稳定性吸积期间的停滞的冲击。最后，一个高频率，低振幅的变化，从原中子星（PNS）的对流下面的中微子层出现叠加的低频趋势与非球面膨胀的SN冲击爆发后开始。相对论效应与详细的中微子输运相结合被证明是必不可少的定量预测的GW的频率演化和能谱，因为它们确定的PNS表面层的结构和其特征g-模式频率。爆发式的高频活动阶段，与突然的亮度增加和光谱硬化的电子（反）中微子发射约10毫秒，被发现作为新的功能后爆发的开始。它们对应于PNS在回退SNe情况下的各向异性吸积的间歇性发作。我们发现更强的信号，更大的吸积率与大规模的祖细胞。大规模PNS的典型频率较高，但时间积分谱也强烈依赖于模型动力学。
2013-03-12 astro-ph.SR gr-qc
Explosion and nucleosynthesis of low redshift pair instability supernovae
最近的观测和恒星演化模型都表明，在本宇宙中可能发生对不稳定超新星（PISNe），其金属丰度低于Z_Sun/3。以前的PISN模型大多是在早期宇宙的背景下在非常低的金属丰度下产生的。我们提出了新的PISNe模型在Z=0.001的金属丰度，这是相关的本地宇宙。我们采用Langer et al.（2007）提出的初始质量为150和250太阳质量、金属丰度为Z=0.001的对不稳定祖先的自洽恒星演化模型，并使用包含200种同位素的广泛核网络的流体力学恒星演化代码，跟踪这些模型在超新星爆炸中的演化。两种模型都以PISNe的形式爆炸，而不会留下致密的恒星残骸。我们的模型产生的核合成模式，一般是类似于人口III PISN模型，其主要特点是生产大量的α-元素和强烈缺乏的奇数电荷的元素。然而，我们模型中的奇偶效应明显弱于人口III模型中的奇偶效应。与核心坍缩超新星在类似的金属丰度（Z=0.002）的核合成产率的比较表明，PISNe可能强烈影响Z=0.002以下的化学演化，假设一个标准的初始质量函数。奇偶效应预计是最突出的硅和钙之间的中间质量元素。随着未来对星族II恒星化学丰度的观测，我们的结果可以用来限制我们银河系过去演化过程中发生的PISNe的数量。
2014-05-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Trans-Fe elements from Type Ia Supernovae. I. Heavy element nucleosynthesis during the formation of near-Chandrasekhar white dwarfs
本研究通过五个模型探讨了近钱德拉塞卡质量白矮星并合过程中的重元素核合成，发现Fe以上元素富集可能是此类SNIa喷射物的标志性特征，可用于区分亚钱德拉塞卡爆炸。
2025-08-20 astro-ph.SR
Barium and related stars, and their white-dwarf companions. III. The masses of the white dwarfs
质量是最难测量的恒星属性之一。在钡星的白矮星伴星的情况下，情况更糟。这些恒星昏暗，凉爽，难以通过直接方法观察。然而，Ba星被污染的渐近巨分支祖先的这些WD富含重元素的物质，和他们的WD同伴的属性包含的关键信息，涉及AGB星的二元相互作用过程和慢中子捕获（S）核合成过程。我们的目标是确定准确的和无折射的质量WD同伴尽可能多的Ba星。我们希望提供新的观测约束，可以帮助我们了解这些相互作用后的二元系统的形成和演化，以及发生在其AGB祖先内部的核合成过程。我们使用软件包orvara将存档的径向速度数据与依巴谷和盖亚天体测量相结合，该软件包是一种旨在使用并行回火马尔可夫链蒙特卡罗方法同时将单个开普勒模型拟合到这些类型数据的任何组合的代码。我们采用了高斯先验的Ba星质量和的fallaxes，并假设无信息的轨道要素和WD质量的先验。我们为60个Ba恒星系统确定了新的轨道倾角和伴星质量，包括几个新的轨道和几个最长周期系统的改进轨道。我们还解开了一个以前不知道的三重系统，并限制了两个同伴的轨道和质量。（接稿）
2023-01-18 astro-ph.SR
The Impact of Initial Mass Dependent Convective Boundary Mixing on the Structure and Fates of Massive Stars
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
Metal Pollution of Low-Mass Population III Stars through Accretion of Interstellar Objects like `Oumuamua
我们计算了像Oumuamua这样的星际天体（ISO）在低质量第III星族恒星上的吸积质量（Pop.~ III幸存者），并估计Pop.~三个幸存者。从Oumuamua的发现中估计的ISO数密度是如此之高（$\sim 0.2$ ~au $^{-3}$），以至于Pop.~ III幸存者有机会与ISO碰撞$\gtrsim 10^5$次每$1$ ~Gyr。“Oumuamua本身将在Pop附近升华。III幸存者，因为它具有小尺寸，$\sim 100$ ~m。然而，大小为$\gtrsim 3$ ~km的ISO将达到Pop.~三名幸存者浮出水面。假设尺寸大于$D$的ISO累积数密度为$n \propto D^{-α}$，Pop.~ III期存活者可增加ISO质量$\gtrsim 10^{-16}M_\odot$，或ISO铁质量$\gtrsim 10^{-17}M_\odot$（如果为$α< 4$）。这个铁的质量比星际介质（ISM）的吸积质量大几个数量级。考虑到Pop.~对流区的物质混合，III幸存者，我们得到它们的表面污染典型的是[Fe/H] $\lesssim -8$在大多数情况下，然而表面污染的Pop. III型$0.8M_\odot$幸存者可能是[Fe/H] $\gtrsim -6$，因为对流层非常浅。如果我们应用于位于银河系中心距离为8千秒差距处的第三次爆发的幸存者，金属污染的依赖关系如下…
2018-05-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Atomic data for neutron-capture elements III. Charge transfer rate coefficients for low-charge ions of Ge, Se, Br, Kr, Rb, and Xe
本文给出了10^2- 10^6 K温度范围内低电荷Ge、Se、Br、Kr、Rb和H2O离子与中性氢反应的总的和终态分辨的电荷转移速率系数。这些元素中的每一种都在电离的天体物理星云，特别是行星状星云中被检测到。CT速率系数是从所观察到的离子中确定总元素丰度所需的电离平衡溶液的关键成分。采用多通道Landau Zener方法计算了电荷q=2-5的射弹离子的速率系数，对单电荷离子的速率系数采用Demkov近似。由于NIST数据库中能级能量的不完整性，我们对五次电离物种的结果是下限。此外，我们还计算了上述六种元素的中性物种与电离氢之间的电荷转移电离反应的速率系数。所得到的总的和状态分辨的CT率系数被制成表格，并可在CDS上获得。在与我们的其他重要的原子过程的同步调查光电离星云，这项工作将使强大的调查中子捕获元素丰度和核合成通过星云光谱。
2011-08-18 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.atom-ph
Small-scale Dynamo in Cool Stars III. Changes in the photospheres of F3V to M0V stars
本研究利用3D辐射MHD模拟，探讨了小尺度发电机（SSD）对F3V至M0V冷主序星光球层的影响，发现SSD磁场显著降低对流速度、使米粒略小并在米粒间通道形成kG级磁场及亮点。
2023-11-04 astro-ph.SR
Radiative hydrodynamics simulations of red supergiant stars. III. Spectro-photocentric variability, photometric variability, and consequences on Gaia measurements
上下文研究表明，红超巨星中的对流会产生大颗粒，导致表面不均匀性以及光球层中的冲击波。由此产生的光心运动（从数月到数年不等的时间尺度）可能会对盖亚的视差测定产生不利影响。目标。我们探讨的影响颗粒的光心和光度的变化。我们量化这些影响，以便更好地描述可能改变视差的错误。方法.我们使用三维辐射流体动力学模拟对流与CO 5 BOLD和后处理辐射转移代码OPTIM 3D计算强度图和光谱在盖亚G波段[325-1030 nm]。结果我们提供天体测量和测光预测从3D模拟的RSG，用于评估退化的演化恒星的天体测量参数的盖亚。我们从RHD模拟表明，像参宿四的超巨星表现出光心噪声的标准偏差的顺序为0.1 AU。明亮的巨星和超巨星的盖亚弛豫将被光心噪声改变的数量从几十分之一到几千分之一不等。对于最亮的超巨星来说，由于这种光心噪声的存在，天体测量拟合的退化将在大约5 kpc的范围内是明显的。此外，超巨星的视差也会受到几个视差的误差的影响。我们表明，光心噪声，如预测的3D模拟，占相当大的一部分，影响依巴谷测量参宿四和北斗星的补充“宇宙噪声”。
2010-12-23 astro-ph.IM astro-ph.SR
