MESA 和 NuGrid 对经典新星的模拟：CO 和 ONe 新星核合成

经典新星是 CO 或 ONe 白矮星吸积氢发生热核闪燃的结果，最终导致表面层的动力学抛射。观测已知这些抛射物富含重元素，如 C、O 和 Ne，这些元素必然源自 H-闪燃对流区下方的层。基于我们之前的工作，我们现在展示了 ONe 新星的恒星演化模拟，并将我们的模型与已发表的模型进行了全面比较。我们的一些模型包含了指数对流边界混合，以解释即使吸积物质具有太阳丰度分布时观测到的新星抛射物富集现象。我们的模型产生的最高温度演化剖面和核合成产额，与假设吸积物质预先混合从而产生富集抛射物的模型吻合良好。我们证实了之前关于 ONe 新星的报告结果，即我们发现 $^3$He 可以在由冷 ($T_{\rm WD} < 10^7$ K) CO 白矮星以慢速率 ($\dot{M} < 10^{-10}\,M_\odot/\mbox{yr}$) 吸积的太阳成分包层中原位产生，并且在这种情况下，新星爆发前由 $^3$He 燃烧触发对流。此外，我们现在发现，在由初始中心温度相对较高（例如 $T_{\rm WD} = 15\times 10^6$ K）的 $1.15\,M_\odot$ ONe 白矮星以中等速率（例如 $\dot{M} = 10^{-10}\,M_\odot/\mbox{yr}$）吸积的太阳成分包层中，$^3$He 的产生与破坏之间的相互作用，导致形成了一个厚的辐射缓冲区，将对流包层底部与白矮星表面隔开。(摘要节选)