We investigate the hydrodynamics of the core helium flash near its peak in stars with a mass close to that of the Sun. Previous work indicated, that depending on initial conditions, employed turbulence models, grid resolution, and dimensionality of the simulation, the core helium flash leads either to the disruption of a star or to a quiescent quasi-hydrostatic evolution. We try to clarify this issue by simulating the evolution with advanced numerical methods and detailed microphysics. We find that the core helium flash neither rips the star apart, nor that it significantly alters its structure, as convection plays a crucial role in keeping the star in hydrostatic equilibrium. All our hydrodynamic simulations show the presence of turbulent entrainment, which results in a growth of the convection zone on dynamic time scales and implies new predictions concerning mixing of chemical species in red giant stars.     «

We investigate the hydrodynamics of the core helium flash near its peak in stars with a mass close to that of the Sun. Previous work indicated, that depending on initial conditions, employed turbulence models, grid resolution, and dimensionality of the simulation, the core helium flash leads either to the disruption of a star or to a quiescent quasi-hydrostatic evolution. We try to clarify this issue by simulating the evolution with advanced numerical methods and detailed microphysics. We fin...     »

Wir untersuchen hydrodynamische Vorgänge, die während des sogenannten "Core Helium Flashs", d.h. des explosiven Heliumbrennens im Zentralgebiet eines Sterns von etwa einer Sonnemasse stattfinden. Frühere Arbeiten zeigten, dass abhängig von der Wahl der Anfangsbedingungen, der verwendeten Turbulenz-Modelle, der numerischen Auflösung und der Dimensionalität der Simulation, der Core Helium Flash entweder zur Zerstörung des Sterns führt oder quasi-hydrostatisch verläuft. In der vorliegenden Arbeit wird dieses Problem untersucht, indem die Entwicklung eines solchen Sterns mit modernen numerischen Methoden und detaillierter Mikrophysik simuliert wird. Wir finden, dass der Core Helium Flash weder den Stern zerreisst, noch seine Struktur erheblich verändert, da Konvektion den Stern stabilisiert. Unsere hydrodynamischen Simulationen zeigen das Auftreten von turbulenten Strömungen, die ein Wachstum der Konvektionszone auf dynamischen Zeitskalen bewirken und das Mischen der chemischen Elemente in Roten Riesensternen beeinflussen.      «

Wir untersuchen hydrodynamische Vorgänge, die während des sogenannten "Core Helium Flashs", d.h. des explosiven Heliumbrennens im Zentralgebiet eines Sterns von etwa einer Sonnemasse stattfinden. Frühere Arbeiten zeigten, dass abhängig von der Wahl der Anfangsbedingungen, der verwendeten Turbulenz-Modelle, der numerischen Auflösung und der Dimensionalität der Simulation, der Core Helium Flash entweder zur Zerstörung des Sterns führt oder quasi-hydrostatisch verläuft. In der vorliegenden Arbeit...     »