电子俘获于 $^{14}{\rm N}$ 作为氦壳层爆轰的触发机制

以 $\sim 10^{-8} \, M_\odot \, \rm yr^{-1}$ 的速率吸积氦的白矮星（WDs），例如那些与 sdB 星处于密近双星系统中的白矮星，可以积累大量（$\gtrsim 0.1 \, M_\odot$）的氦包层，这些包层很可能发生爆轰。我们使用 MESA 对 sdB+WD 双星系统进行了双星恒星演化计算，纳入了重要的反应链 $^{14}{\rm N}(e^-, \nu) {^{14}{\rm C}} ( \alpha, \gamma) {^{18}{\rm O}}$（NCO），其中包括最近测量的 ${^{14}{\rm C}} ( \alpha, \gamma) {^{18}{\rm O}}$ 反应率。在巨大的吸积氦壳层中，NCO 反应链导致在新吸积包层的致密底部发生点火，这与发生在壳层底部之外的 $3\alpha$ 点火形成对比。此外，在这些吸积率下，壳层的积累时间尺度与其热时标相当，导致结果对吸积率历史具有增强的敏感性。因此，必须采用来自双星恒星演化的随时间变化的吸积率来确定点火时的氦层质量。我们对观测到的 sdB+WD 系统 ${\rm CD}\,-30^\circ 11223$ 进行了建模，发现纳入这些效应后预测会点燃一个质量为 $0.153 \, M_\odot$ 的氦壳层，这几乎是先前预测值的两倍。具有此质量的壳层将发生动力学点火，这是氦壳层爆轰的必要条件。