富氦渐近巨星支模型的演化与核合成

目前有确凿证据表明，某些恒星诞生时的氦质量分数高达 $Y \approx 0.40$（例如在 $\omega$ Centauri 中）。然而，富氦恒星的晚期演化、化学产率以及最终归宿在很大程度上尚未被探索。我们研究了氦富集对中等质量渐近巨星支（AGB）模型演化与核合成的影响，这些模型的质量为 3、4、5 和 6 M$_\odot$，金属丰度为 $Z = 0.0006$（[Fe/H] $\approx -1.4$）。我们将氦富丰成分（$Y=0.30, 0.35, 0.40$）的模型与原初氦（$Y=0.24$）的模型进行了比较。我们发现，具有 CO(Ne) 或 ONe 核的碳燃烧和 super-AGB 恒星的最低初始质量从高于我们最高质量 6 M$_\odot$ 降低至 $Y=0.40$ 时的 $\sim$ 4-5 M$_\odot$。我们还模拟了通过慢中子俘获过程（s-process）产生铁后元素的过程。氦富集显著降低了第三次挖取（third dredge-up）的效率以及 s-process 元素的恒星产率（例如，对于 6 M$_\odot$、$Y=0.40$，Ba 的产率减少了 90%）。3 M$_\odot$ 的情况是一个例外，在 $Y=0.40$ 时，热脉冲数量近乎翻倍，如果包含 $^{13}$C 中子源，会导致 Ba 峰元素和 Pb 的产率提高 $\sim$ 50%。然而，在 $Y=0.40$ 时，较薄的壳间层和对流包络底基升高的温度可能会抑制该质量处的 $^{13}$C 中子源。使用我们的产率构建的未来化学演化模型可能能够解释 $\omega$ Centauri 中富氦恒星之间 s-process 元素的演化。