The effects of tidally induced disc structure on white dwarf accretion in intermediate polars
我们研究了潮汐引起的不对称盘结构对中等极性白矮星吸积的影响。利用数值模拟，我们表明，它是可能的潮汐诱导的螺旋波传播到足够远的光盘的中间极，吸积到中央白矮星可以调制的结果。我们认为，吸积从所产生的不对称的内部光盘可能有助于观察到的X射线和光学周期在这些系统的光变曲线。与流馈吸积模型的周期性，潮汐图片预测，调制可以存在，即使是较弱的磁场的磁层半径小于质量传递流的近星点半径的系统。我们还预测，额外的周期性成分应该存在于低质量比的中间极显示超级驼峰的发射。
1998-09-10 astro-ph
Can the 33s pulsations observed from AE Aquarii be explained in terms of accretion onto the white dwarf surface?
从AE Aqr观测到的33 s脉冲分量经常被认为是旋转白矮星表面吸积的结果。本文讨论了这一假设的有效性。结果表明，在所研究的条件下，白矮星处于超音速螺旋桨状态，等离子体穿透其磁层的效率小于0.1%。这太小了，无法解释观测到的脉冲分量的亮度。此外，我发现，对于目前建立的白矮星的磁轴和旋转轴之间的角度值，在边界处进入磁层的物质永远不能通过沿着磁场线流动到达其表面。我的结论是，在AE Aqr的白矮星的表面上的直接吸积的假设矛盾的光学/紫外的观测数据，因此不能接受。
2001-06-06 astro-ph
Hot Accretion onto White Dwarfs in Quiescent Dwarf Novae
我们提出了动态一致的解决方案，热吸积到非磁化，旋转白矮星（WD）在五个静止的矮新星。在RX和，SS Cyg，U Gem，VW Hyi和WZ Sge中测得的WD旋转速率（和其他系统参数）意味着WD的自旋下降由一个扩展的热流发射其大部分X射线在恒星表面附近。在一般情况下，能量平流是不存在的，流动是稳定的对流和流体动力外流。在快速旋转的系统中，X射线光度只提供了一个上限的静态吸积率，因为大量的恒星自旋下降的光度。我们认为，在静止的矮新星热流的存在下，可能会限制长期WD旋转率显着次开普勒值。
2001-12-07 astro-ph
The accretion and spreading of matter on white dwarfs
对于缓慢旋转的非磁化白矮星，吸积盘一直延伸到恒星。在轴对称网格上求解三维可压缩纳维-斯托克斯方程，确定了不同粘性和不同吸积率下的边界层结构。高粘度的情况下，显示了一个扩展的BL，它在表面物质中引发了一个重力波。吸积流在尖点上以超音速运动，使其容易受到重力波和/或Kelvin-Helmholtz不稳定性的快速发展。这个BL在光学上很厚，在开普勒旋转周期的3/4（t= 19 s）之后，向盘平面的两侧延伸超过30度。低粘度的情况下，也显示了一个扩展的BL，但这里的吸积流不掀起重力波，它是光学薄。
2005-10-27 astro-ph
Accretion column structure of magnetic cataclysmic variables from X-ray spectroscopy
使用钱德拉HETG数据，我们提出的光变曲线个别谱线的镁XI和镁XII的前Hydrae，一个中间极型激变变量。Mg XI的光变曲线在白矮星的自转周期上折叠，显示出两个在Mg XII或宽带光变曲线上看不到的尖峰。当自转轴和吸积柱之间的夹角α = 18度，Mg XI辐射在白矮星表面以上的高度< 0.0004白矮星半径或< 4 km时，吸积柱被白矮星的主体遮蔽将产生这样的尖峰。Mg XII和宽波段光变曲线没有尖峰可以解释，如果它的大部分发射形成在更大的高度，> 0.004白矮星半径或> 40公里，在白矮星表面以上，虽然这与标准的会津模型的吸积柱预测不一致。
2006-04-12 astro-ph
Simulating the boundary layer between a white dwarf and its accretion disc
本文描述了对非磁性白矮星（WD）表面与吸积盘之间的边界层（BL）在不同粘度下的动力学的数值模拟结果，这些粘度对应于矮新星爆发周期的不同阶段。模拟涵盖了吸积盘的内部，BL，和高层大气的恒星。高粘度的情况下，这对应于一个矮新星爆发，显示了光学厚的BL后，一个开普勒旋转周期（t_K= 19秒）延伸超过30度的磁盘平面的两侧。BL在光学上很厚，因此遮蔽了恒星的一部分。低粘度的情况下，这对应于一个矮新星在宁静，也显示了BL，但它是光学薄。
2005-10-26 astro-ph
Indirect imaging of the accretion stream in eclipsing polars IV: V895 Cen
本文给出食极星V895 Cen的分光和高速测光数据。我们发现，食的组成部分是一致的，它是吸积区的白矮星。这与Stobie等人的结论相反，他们认为被食的部分不是白矮星。此外，我们在我们的数据中没有发现吸积盘的证据。由多普勒层析结果，我们发现该白矮星的M geq为0.7 Msun。我们对吸积流的间接成像表明，靠近白矮星的吸积流最亮。当我们观察到V895 Cen处于最高吸积状态时，发射集中在通往上极的场线上。没有证据表明在磁耦合区的发射增强。
2001-12-06 astro-ph
Composite Accretion Disk and White Dwarf Photosphere Analyses of the FUSE and HST Observations of EY Cygni
利用\emph{combined}高重力光球和吸积盘模型以及模型吸积带，探讨了矮新星EY Cyg静止期FUSE和HST STIS远紫外光谱的起源。最适合天鹅座EY的FUSE加HST STIS光谱的单温白矮星模型具有T $_{eff} = 24,000$ K，log $g = 9.0$，Si丰度为0.1 x太阳，C丰度为0.2 x太阳，但距离只有301 pc。最佳拟合的复合模型包括白矮星与T $_{eff} = 22,000$ K，日志$g = 9$，加上一个吸积带与T $_{belt} = 36,000$ K覆盖27%的白矮星表面与V $_{belt} sin i = 2000$ km/s。吸积带贡献了63%的FUV光，较冷的白矮星纬度贡献了37%。该拟合产生351 pc的距离，其在我们采用的450 pc的距离的100 pc内。天鹅座EY有非常弱的C {PDMATHAMT iv}发射和非常强的N {PDMATHAMT v}发射，这是大多数静止矮新星的典型特征。我们还进行了EY天鹅座的周围环境的形态学研究，使用直接成像在狭窄的星云过滤器从地面望远镜。我们报告可能探测到与天鹅座EY有关的星云物质^M。显然是大的N {\scv}/C {\sc IV}发射比的可能起源进行了讨论的背景下，新星爆炸，污染的第二颗星和吸积的新星丰度丰富的物质通过吸积盘回到白矮星或作为一个后代的前体二进制幸存下来…
2004-07-26 astro-ph
White Dwarf Colors in Low Accretion Rate Binaries
Townsley和Bildsten（2002）对低质量转移率双星中白矮星（WD）的热态的理论研究，使我们能够在盘较暗的情况下，从WD和伴星的热态中预测出WD的宽带色。这将有助于在实地调查和自行选择的球状星团调查与HST发现这样的对象，特别是对于大部分未探索的后期最小激变变星（CV）的最低吸积率和退化的同伴。我们还计算了WD驻留在CZ Ceti不稳定带的时间分数，从而澄清了我们预计许多吸积WD表现出非径向振荡。这些研究将提供新的见解旋转和热结构的积极吸积WD。
2002-09-10 astro-ph
Simulations of the Boundary Layer Between a White Dwarf and its Accretion Disk
利用我们最近开发的一个2.5维含时轴对称数值程序，求解了完全可压缩纳维-斯托克斯方程（包括α-粘性公式），确定了无磁激变系统中白矮星与吸积盘之间的边界层结构。在这个初步工作中，我们的数值方法不包括辐射。在能量方程中，我们要么考虑耗散函数（Phi），要么假设能量立即辐射出去（Phi）。对于缓慢旋转的非磁化吸积白矮星，其吸积盘一直延伸到恒星表面。在那里，物质撞击并向两极扩散，同时新物质在其后面不断堆积。我们对不同的阿尔法粘性参数（alpha）值进行了数值模拟，对应于不同的质量吸积率。在高粘度的情况下（α =0.1），扩展的边界层在表面物质中引起重力波。吸积流在尖点上作超音速运动，使其易受重力波和/或Kelvin-Helmholtz剪切环不稳定性的快速发展。这个BL在光学上很厚，在开普勒旋转周期的3/4（19秒）之后，它向盘平面的两侧延伸超过30度。在低粘度的情况下（α =0.001），扩展的边界层不会引发重力波，并且它是光学薄的。
2009-07-09 astro-ph
Element abundances in cool white dwarfs. II. Ultraviolet observations of DZ white dwarfs
我们提供了一个DZ白矮星和相关天体的均匀导出的光球元素丰度的小型数据库。对九颗白矮星的紫外光谱进行了分析，补充了我们以前的研究。特别令人感兴趣的是在范马嫩2的Lalpha吸收的检测和这颗星的有效温度的测定。新的值是约1000 K低于以前的结果，由于强烈的紫外线吸收的金属，必须始终考虑。我们的样本星的金属丰度与Dupuis等人（1992，1993）的两相吸积模型的预测是一致的。在某些物体中，丰度比可以观察到小的偏差。这可能表明吸积物质中的非太阳金属对金属比率。氢几乎可以在我们所有的物体中检测到。然而，它的平均吸积率必须至少比金属吸积率低两个数量级。
2002-04-24 astro-ph
Measuring M dwarf Winds with DAZ White Dwarfs
带有金属线的氢大气层白矮星，即所谓的DAZ，显示了物质在其表面不断吸积的证据。一些DAZ已知有未解决的M矮星同伴，这可以解释通过恒星风观测到的吸积。我结合观测到的钙丰度的DAZ与信息的轨道分离的M矮星同伴推断质量损失率的M矮星。我发现，对于三个已知的DAZ与M矮星的同伴，恒星风可以合理地解释观测到的吸积的白矮星假设邦迪-霍伊尔吸积的太阳丰度恒星风的顺序为10 $^{-14}-10^{-16}\Msun$年$^{-1}$。其余的样本都有轨道为$\gtorder$ 1~AU的伴星，需要的伴星质量损失率为$> 10^{-11}\Msun$ yr $^{-1}$。我的结论是，必须有一个替代的解释，吸积材料到DAZ广泛分离的同伴。推断风的两个密切的双星的数量级小于通常假设的角动量损失的红矮星-白矮星对由于磁制动从恒星风，并可能严重影响预测的形成率CV与低质量的同伴。
2006-08-01 astro-ph
Two-temperature accretion flows in magnetic cataclysmic variables: Structures of post-shock emission regions and X-ray spectroscopy
本文采用双温流体动力学方法计算了磁激变变星（mCV）中激波后吸积流的温度和密度结构，并计算了相应的X射线谱。对于具有大质量白矮星和强白矮星磁场的系统，双温流的影响是显著的。我们的计算表明，两个温度的流量预测硬千电子伏的光谱比一个温度的流量相同的白矮星质量和磁场。这个结果对电子和离子在冲击时是否具有相等的温度不敏感，但取决于电子-离子交换速率，相对于沿流动的辐射损失速率。通过使用包括双温度效应的流体动力学模型拟合mCV的X射线光谱获得的白矮星质量将低于使用单温度模型获得的质量。对于有大质量白矮星的系统，这种偏差更为严重。
2005-04-12 astro-ph
The size of the accretion region in intermediate polars: eclipses of XY Arietis observed with RXTE
RXTE观测了20次中极XY Ari的食出，以研究X射线发射吸积区的大小和结构。自旋相位平均的逃逸持续26秒，意味着白矮星半径为4.3-7.0 × 10 ^8 cm。如果白矮星的自旋方向与轨道运动方向相同，那么单个的出射发生在轨道阶段的后期，自旋阶段也会更晚。日食时间跟踪上极穿过白矮星表面的运动;然后，当上极在白矮星边缘消失而下极出现时，他们跟踪下极穿过表面的运动。排列所有的出口表明，大部分的X射线通量出现在<2秒，这意味着面积f < 0.002的吸积区域作为白矮星表面的一部分。然而，仅使用自旋相位来排列出口，给出了更长的时间（~5 s）来出现大部分通量，这意味着吸积区域在f < 0.01的区域内徘徊。也有证据表明，少数的通量出现在一个更大的区域，或者我们看到吸积区在两极同时在一些自旋阶段。
1997-08-08 astro-ph
Compton Scattering of Fe KαLines from Accreting White Dwarfs
磁激变变星中吸积柱体吸积流中的康普顿散射可以显著地改变吸积激波产生的X射线发射线中的光子能量。特别是，康普顿反冲可以潜在地加宽6.7和6.97 keV的Fe K $α$发射线产生的冲击后的区域，并污染荧光6.4 keV的中性Fe K $α$线反射的白矮星表面。我们提出了非线性蒙特卡罗模拟证明这些影响，我们讨论的解释观察到的Fe K $α$线宽在mCV光这些新的结果。对其他吸积致密天体的影响也进行了讨论。
2004-11-14 astro-ph
Ionisation Structure in Accretion Shocks with a Composite Cooling Function
我们已经调查了电离结构的磁激变变量使用的分析密度和温度结构模型中，由于韧致辐射和回旋冷却的影响被认为是冲击后的区域。我们发现，在大多数的冲击加热区域，H-和He-样线的重元素发射，碰撞电离和电晕条件近似是合理的。我们已经计算出的线发射率和离子化配置文件的铁作为一个功能的高度内的后冲击流。对于低质量的白矮星，线发射发生在激波附近。对于高质量的白矮星，大部分的线辐射发生在激波下方的区域，因此对激波温度的敏感性较低。因此，谱线比对于确定低质量白矮星的白矮星质量是有用的，但是当白矮星质量很大时，这种方法就不那么可靠了。然而，线谱可用于绘制激波后吸积流的流体动力学结构。
2001-06-04 astro-ph
Merging White Dwarf/Black Hole Binaries and Gamma-Ray Bursts
致密双星的合并，特别是黑洞和中子星的合并，经常被用来解释伽马射线暴（GRB）。本文对相对被忽视的白矮星与黑洞合并进行了三维流体动力学模拟。在合并的过程中，白矮星被潮汐破坏并剪切成一个吸积盘。随后发生核反应，能量释放可忽略不计。最大的吸积速率约为0.05 Msun/s（对于质量较低的白矮星来说要小一些），持续时间约为一分钟。许多磁盘参数可以解释一个简单的分析模型，我们推导出并比较我们的模拟。该模型可用于预测本文未模拟的白矮星和黑洞（或中子星）质量的吸积率。虽然这里研究的合并产生的盘具有更大的半径，比双中子星合并产生的盘具有更长的吸积时间，但合并恒星质量的更大部分成为盘的一部分。因此，白矮星和黑洞的合并可以产生长时间的伽玛暴。这些合并事件的发生率可能高达每银河系百万分之一。
1999-01-29 astro-ph
Thermally Stable Nuclear Burning on Accreting White Dwarfs
通过吸积增加白矮星质量的挑战之一是积累的氢有不稳定点燃的趋势，并可能引发质量损失。多年来人们已经知道，有一个狭窄的吸积率范围，氢可以稳定燃烧，允许白矮星质量增加，因为纯氦层积累。我们首先回顾了稳定燃烧的物理学，为为什么辐射压力稳定导致爱丁顿极限附近稳定燃烧的吸积率范围很窄提供了一个明确的解释，证实了Nomoto和合作者最近的工作。我们还探讨了稳定的可能性，由于从下面的燃烧层的高光度。然后，我们研究了β衰变限制的“热”CNO循环对燃烧稳定性的影响。虽然这对吸积中子星起着重要的作用，但我们发现，对于吸积白矮星，它只能增加金属丰度低于0.01太阳金属丰度的稳定燃烧吸积率的范围。
2007-04-27 astro-ph
Formation of Millisecond Pulsars from Accretion Induced Collapse and Constraints on Pulsar Gamma Ray Burst Models
我们研究吸积引起的磁化白矮星坍缩作为毫秒双星的起源。我们将磁化吸积盘模型应用于坍缩前吸积的磁性白矮星，计算了白矮星的自旋演化。如果脉冲星的磁场完全来自通量冻结的化石白矮星场，那么一颗典型的毫秒脉冲星诞生时的场强为$\sim 10^{11}-10^{12}G$。磁场强度的不确定性主要是由于磁化吸积盘模型的物理参数的不确定性。对于典型的吸积率$\sim 5\times 10^{-8}M_{\sun}/yr$，导出了脉冲星自旋$Ω_*$和磁场$B_*$之间的简单关联式$(Ω_*/10^4s^{-1})\sim (B_{*}/10^{11}G)^{-4/5}$.这种相关性仍然适用于广泛的崩溃前的物理条件，除非白矮星的自旋和双星轨道同步吸积诱导崩溃之前。我们严格审查的可能性自旋轨道同步在密切的二元系统。利用理想均匀椭球模型，计算了毫秒双星的电磁和引力波辐射，发现电磁偶极子辐射几乎保持不变，而毫秒双星可能由于引力波辐射而自旋上升而不是自旋下降.我们还导出了由吸积引起的坍缩所形成的毫秒巨星系的电磁辐射成为宇宙学伽马射线暴源的物理条件。我们发现，相对论性的γ射线发射和进动的γ射线发射喷流是必需的，除非偶极磁场强度是$>10^{15}$ G;这样强的偶极场是超过那些允许从吸积诱导坍缩形成过程中，除了在自旋轨道同步。
1997-04-28 astro-ph
Magnetic Field Evolution in Accreting White Dwarfs
讨论了吸积白矮星的磁场演化。我们首先表明，欧姆衰变在液体内部的时间尺度是80亿至120亿年的偶极场，和40亿至60亿年的四极场。然后，我们比较欧姆扩散和吸积在不同深度的恒星的时间尺度，并为一个简化的场结构和球形吸积，计算的全球磁场的时间依赖性的演化在不同的吸积率。在本文中，我们忽略了经典新星爆炸的质量损失，并假设白矮星的质量随时间增加。在这种情况下，白矮星外层的场结构会因超过临界速率（1 - 5）× 10 ^（-10）太阳质量/年的吸积率而发生显著变化。我们认为，我们的研究结果所观察到的系统的影响。我们建议，吸积引起的磁场的变化是失踪的AM她的系统和中间极性之间的进化环节。吸积白矮星的欧姆衰变时间较短，这部分解释了为什么缺乏具有10^9 G场的吸积系统。在快速吸积的系统中，如超软X射线源，内部场的压缩放大可能对Ia型超新星的点火和爆炸很重要。最后，在极冠扩散的物质可能会导致复杂的表面磁场，并解释为什么更强的吸积极在AM Her系统有一个较弱的字段。最后，我们的猜测场演化时，经典的新星爆炸造成的白矮星质量随着时间的推移而减少。
2002-03-05 astro-ph
Accreting White Dwarfs
热核（Ia型）超新星是在吸积白矮星中的爆炸，但导致这些爆炸的确切情况仍然不清楚。澄清这一点的一个重要步骤是了解在密近双星系统中吸积白矮星的行为。白矮星的特征（质量、化学成分、光度）、吸积物质（化学成分）以及与双星系统性质相关的特征（质量吸积率），对于进一步演化为爆炸至关重要。本文分析了吸积的结果及其对白矮星向阿布拉塞卡质量生长和热核爆炸的影响。
2008-09-23 astro-ph
Internal Conditions of Accreting White Dwarfs
我们解释了在吸积速率足够低的情况下，吸积白矮星（WD）内部深处压缩加热的物理过程，从而使积累的氢不稳定地燃烧并引发经典新星（CN）。在此极限下，WD核心温度（T_c）在吸积远小于WD质量的质量后达到平衡值（T_c，eq）。一旦达到这种平衡，来自包层内的压缩加热就离开表面。这种平衡产生有用的WD表面温度，吸积率和质量之间的关系，可以用来测量吸积率从观察到的WD有效温度，从而测试二元演化模型的激变变量。
2002-09-10 astro-ph
The Low State Temperature Distribution and First Chemical Abundances of White Dwarfs in Polars
在武仙座AM系统（极星）的低光学亮度状态时，吸积已经下降到一个非常低的值，基本的磁白矮星光球可以模拟没有复杂的热韧致辐射和回旋辐射的发光吸积柱。远紫外光谱可以用高重力太阳合成光球来模拟。通过这种方式，我提出了新的温度和第一个化学丰度估计的白矮星在三个选定的极地从IUE NEWSIPS档案。对于V834 Cen中的白矮星，Teff = 16，000 K，Si/H = 0.1太阳能，C/H = 0.5太阳能，对于BY Cam，Teff = 17，000 K，Si/H = 0.1，C/H = 5太阳能，对于RX J1313-32，Teff = 22，000 K，Si/H = 0.1太阳能，C/H = 0.1太阳能。对已知温度在周期间隙上下的24颗极星中的白矮星的温度分布与静止期矮新星中的白矮星温度分布进行了比较。在这两种情况下，磁极中的磁性白矮星都比非磁性的要冷得多。对于所有的CV白矮星，无论是磁性的还是非磁性的，Teff <12，500 K，91%的物体（11个中的10个）都是极磁性的。这表明极区白矮星的长期吸积加热和冷却效应不同于非磁盘吸积体的长期吸积效应。
2004-10-01 astro-ph
Blobby accretion in magnetic cataclysmic variables
模拟了极星系中不同质量和密度的气体团与强磁化白矮星的吸积过程。我们已经证明，在蓝色波长的散粒噪声表示吸积的小而密集的斑点比在红色波长。利用“光滑粒子流体动力学-拖曳力”组合模型，预测了白矮星表面吸积流和活动区的形状。
2003-01-29 astro-ph
Nickel-Rich Outflows from Accretion Disks Formed by the Accretion-Induced Collapse of White Dwarfs
一颗接近于克拉塞卡质量的白矮星（WD）在热核爆炸前，可能会在几种情况下经历吸积诱导坍缩（AIC）而成为一颗中子星（NS）。一般认为AIC不会产生可探测的超新星（SN）。然而，如果WD的前身是快速旋转的（这可能是由于它之前的吸积所导致的），那么在坍缩时会在NS周围形成一个由离心力支撑的圆盘。我们使用Dessart等人（2006）的AIC计算的初始条件，使用与时间相关的高度积分模拟来计算这个吸积盘的后续演化。最初，盘被中微子冷却，其成分被电子捕获驱动为富中子（电子分数Ye ~ 0.1）。然而，随着圆盘的粘性扩散，它会受到来自中央原NS的中微子的照射，这会极大地改变它的中子与质子的比例。我们发现，电子中微子捕获增加到约0.5的时候，在磁盘中的弱相互作用冻结。由于圆盘的辐射效率降低，在冻结后不久就开始形成α粒子，强风会吹走圆盘的大部分剩余质量。这些Ye ~（0.5）流出物在~（56）Ni中合成了几倍于1 e ~（-2）Msun。因此，AIC可能伴随放射性供电的SN样瞬变，其在约1天的时间尺度上达到峰值。由于很少有中等质量的元素可能是合成的，这些富镍爆炸应该是光谱不同于其他SNe。如果PanSTARRs和Palomar瞬变工厂的真实发生率约为Ia型发生率的1/100，则它们每年应检测到少量AIC瞬变，而LSST每年应检测到数百个。高节奏观察（< 1天）对于AIC的检测和随访是最佳的。
2009-05-05 astro-ph
Thermal Stability of White Dwarfs Accreting Hydrogen-rich Matter and Progenitors of Type Ia Supernovae
通过建立稳态模型，重新考察了白矮星吸积富氢物质的性质，即氢壳燃烧消耗氢的速率与白矮星吸积氢的速率相同，得到了不同吸积速率和不同白矮星质量下的稳态模型.我们证实了这些定常模型只有在吸积速率大于\sim 10^{-7} M_sun/yr时才是热稳定的。我们表明，最近的模型的“静态燃烧”在“表面氢燃烧”在一个更广泛的吸积率范围内的结果从太大的区域质量在模型的外部;氢燃烧必须发生在一个更薄的层。通过比较HR图上的位置，我们发现大多数发光的超软X射线源都是白矮星以足够高的速率吸积物质，使得氢燃烧壳层热稳定。Ia型超新星的祖先的影响进行了讨论。
2007-03-27 astro-ph
Do weak magnetic fields prevent hydrogen from accreting onto metal-line white dwarf stars?
普遍接受的假设是，在一些冷的富氦白矮星的光谱中检测到的金属不可能是原始起源的，因此必须从星际介质中吸积。然而，观测到的氢丰度太低，与从金属吸积推断的高吸积率不相容。因此，与金属吸积相比，氢吸积被抑制。作为这种"氢屏蔽“的原因，最广泛讨论的假设是螺旋桨机制：金属以颗粒的形式吸积在缓慢旋转的弱磁化白矮星上，而电离的氢在阿尔文半径处被排斥。我们已经获得了富氦白矮星GD 40（WD 0300 -013）和L745- 46 A（WD 0738 -172）的圆偏振光谱-它们都显示出强金属线和氢-以寻找弱磁场的特征。螺旋桨机构在这些恒星中工作所需的磁场强度至少分别为144000 G和3000 G。尽管L745- 46 A可能具有约$-$ 6900 G的磁场，但对于GD 40，没有发现场强上限为4000 G（置信度为99%）的磁场。
2004-06-09 astro-ph
Multi-Dimensional Simulations of the Accretion-Induced Collapse of White Dwarfs to Neutron Stars
从1.46-Msun和1.92-Msun模型的二维转动平衡位形出发，对白矮星吸积诱导坍缩（AIC）进行了2.5维辐射流体力学模拟。电子俘获导致这些核心在几十毫秒内坍缩到核密度。反弹时产生的震动缓慢但稳定地向外移动。在50- 100毫秒内，停滞的激波沿着两极从白矮星中爆发出来。爆炸之后是中微子驱动的风，在白矮星内部形成，围绕两极呈40度角的锥形，质量损失率为5-8 x 10^{-3} Msun/年。喷出物的熵为20-50 kB/重子，电子分数分布为双峰分布。到模拟结束时，在反弹后> 600 ms，爆炸能量达到3-4 x 10^{49}erg，总喷出物质量达到0.001 Msun的几倍。我们估计渐近爆炸能量低于10^{50}erg，明显低于标准堆芯坍缩的推断。因此，白矮星的AIC代表了一个例子，中微子机制无疑会导致一个成功的，尽管很弱的爆炸。我们详细记录了祖先快速旋转的许多效应：中子星是非球面的;"nu_u“和反nu_e中微子的光度与nu_e中微子的光度相比有所降低;去质子区呈蝴蝶状;中微子通量和电子分数强烈依赖于纬度（a la von Zeipel），并形成准开普勒0.1-0.5 Msun吸积盘。
2006-05-01 astro-ph
Advection-Dominated Accretion Onto Weakly-Magnetized White Dwarfs
弱磁化白矮星（WD）以<=10^16 g/s的速率吸积，其边界层径向扩展，温度高，光学厚度薄，并将其内部耗散的能量输送出去（Narayan & Popham 1993）。出于这一动机，我在这里构建一个平流主导的吸积流（ADAF）周围的WD，应用于静止的矮新星（DN）的理想化的光谱模型。ADAF中气体的韧致辐射冷却，温度范围从几keV到几十keV，可以解释静态DN的X射线发射特性。如果由流动平流的能量在WD大气中被热化，则从整个恒星表面（温度T_eff ~ 5eV的黑体）产生的发射大大超过X射线光度。该极紫外组分提供了在0.055-0.28 keV频带中的通量，该通量足以通过盘材料的光电离来为静态DN的强HeIII 4686发射线供电。通过冷的外部薄盘对ADAF X射线发射进行再处理也可能导致可观察到的铁K α荧光发射线，其可用于探测吸积流的几何形状。现有的观测数据表明，ADAF在静止DN中的存在并不普遍，而未来的观测，特别是X射线卫星钱德拉和XMM-牛顿，有可能在有希望的候选人中检测到热流的签名。
2000-07-13 astro-ph
Low heat conduction in white dwarf boundary layers?
Chandra和XMM-Newton观测到的静止矮新星的X射线谱提供了关于它们吸积的白矮星的边界层的新信息。观测和模型的比较，使我们能够提取的吸积层中的热导率的估计，并得出相关的物理过程的结论。我们计算了稠密的热边界层的结构，在重力和冷却下形成的白矮星表面的气体吸积从热稀薄ADAF型日冕流入。获得的密度和温度分布使我们能够计算出发射的X射线辐射的强度和光谱。它们强烈地依赖于热导率和质量吸积率的值。我们将我们的模型应用于矮新星系统VW Hyi，并将不同热导率值的预测光谱与观测光谱进行比较。我们发现一个显着的偏差的所有值的热导率是一个相当大的分数的斯皮策电导率。然而，当电导率约为斯皮策值的1%时，出现良好的拟合。这似乎也适用于其他处于静止状态的矮新星系统。我们比较这个结果与其他天体物理情况下的热传导。边界层中的热传导率的高度降低需要垂直于温度梯度的磁场。定位它们的起源在从热ADAF型日冕流的磁场吸积，我们发现，这些领域的动力学效应将导致空间间歇性的，本地化的吸积几何在白矮星表面。
2008-03-13 astro-ph
On the possibility of a helium white dwarf donor in the presumed ultracompact binary 2S 0918-549
2S 0918-549是一颗低质量X射线双星（LMXB），具有低的光学与X射线通量比。它可能是一颗轨道周期短于60分钟的超紧凑联星。这样的联星无法携带富氢供体星。与其他（有时被证实的）超紧凑型LMXB一样，2S 0918-549被观测到有很高的氦氧丰度比（Juett et al. 2001），这被用来论证伴星是一颗CO或一颗白矮星。然而，I型X射线爆发已经从几个这样的系统中观察到，这意味着中子星表面存在氢或氦。本文讨论了2S 0918 - 549的伴星是一颗氦白矮星的问题。我们表明，这种爆发是自然解释吸积纯氦在推断的吸积率~0.01倍爱丁顿吸积率。在~0.1爱丁顿的更高吸积率下，需要氢来解释长时间的爆发。然而，在低速率下，长的持续时间是由于大量的氦在爆发前积累。我们表明，它是可能的，形成一个氦白矮星捐助者在超紧凑的二进制如果吸积开始在第一次上升的巨大的分支，当核心主要是由氦。此外，这种情况自然地解释了高的氘氧比，而不需要一个CO或一个白矮星的同伴。我们唯一无法解释的2S 0918-549的观测方面是在光谱中没有氦线。光学吸积盘光谱的模型计算需要进行，以获得限制的氦丰度。
2005-06-27 astro-ph
Models of Rapidly Rotating Neutron Stars: Remnants of Accretion Induced Collapse
构造了不同旋转的新生中子星的平衡模型，它反映了快速旋转的白矮星吸积导致坍缩的结果。模型的建立分两步进行：（1）构造一个快速旋转的坍缩前白矮星模型;（2）构造一个与白矮星具有相同总质量和角动量分布的静止轴对称中子星。由此产生的坍缩物体由一个高密度的中央核心组成，大小约为20公里，周围是一个从旋转轴延伸超过1000公里的巨大吸积环。这些中子星的旋转动能与引力势能的比值在0.13到0.26之间，表明其中一些天体可能具有非轴对称的动力学不稳定性，可能会发出大量的引力辐射。
2001-07-06 astro-ph
Measuring White Dwarf Accretion Rates via their Effective Temperatures
我们先前对吸积包层对下面的白矮星（WD）热状态的影响进行了理论研究，得出了WD以= 10^-11 - 10^-8 Msun/yr的平均速率吸积时的平衡核心温度、经典新星点火质量和热光度<Mdot>。这些<Mdot>都适用于P_orb <~ 7 hr的激变变星（CV）中的WDs，其中许多以矮新星的形式零星地增生。在静止状态下，当吸积速率低到足以进行WD光球光谱探测和T_eff测量时，已经观测到了大约30颗矮星新星。我们用我们的理论工作来翻译到本地的时间平均吸积率的测量T_eff的，确认的因素十下降的<Mdot>预测CV的，因为他们过境的周期间隙。当DN低于周期间隙时，我们证明了<Mdot>如果DN仅由引力辐射损失给出，则WD质量大于0.8 Msun。另一个结论是，质量接近0.6 Msun，<Mdot>比引力辐射损失的预期大3-4倍。在任何一种情况下，P_orb < 2小时的CV子集的T_eff足够低，使它们成为非径向的双折射器，这是非常合理的，正如van Zyl和合作者在GW Lib中发现的那样。
2003-09-06 astro-ph
What Can the Accretion Induced Collapse of White Dwarfs Really Explain?
白矮星到中子星的吸积诱导坍缩（AIC）已经被用来解释伽马射线暴、Ia型超新星和一些有问题的中子星群和特定的双星系统。这次坍缩的喷出物也被认为是r-过程核合成的来源。到目前为止，大多数AIC研究都集中在从二元演化模型中确定事件发生率，而较少关注对崩溃本身的理解。然而，白矮星坍缩成中子星之后，会喷出稀有的富中子同位素。观测到的这些化学元素的丰度可能会对银河系历史上AIC发生的速率设定一个更可靠的限制。在本文中，我们提出了一个彻底的研究的大质量白矮星的崩溃在1-和2-维，并确定的数量和组成的喷射物质。我们讨论了输入物理（状态方程，中微子运输，旋转）在确定这些数量的重要性。这些模拟证实，AIC的重子太丰富，无法产生伽马射线暴，也无法喷射出足够的镍来解释Ia型超新星（可能除了极低光度的一小部分Ia型超新星）。虽然核合成的限制使通过AIC形成的中子星的数量小于银河系中子星总数的0.1%，但AIC仍然是形成中子星系统的可行方案，这很难用II型核心坍缩超新星来解释。
1998-12-02 astro-ph
HST/STIS Spectroscopy of the Intermediate Polar EX Hydrae
我们提出了我们的分析结果的六个轨道的HST/STIS时间标记光谱的中间极性，前长蛇座。HST/STIS光谱的高时间和波长分辨率为研究EX Hya的紫外特性提供了极好的机会。连续谱和发射线通量的测量证实了早期的研究表明，发射线通量调制更强烈的连续谱通量，并起源于吸积幕，而连续谱通量起源于白矮星光球。利用测量的窄发射线径向速度曲线的K振幅计算了一个质量为0.91+/-0.05 M_sun的白矮星。合成白矮星光球和吸积盘光谱模型被用来进一步精化白矮星和吸积盘的性质。利用光谱模型，确定EX Hya有一颗质量为0.9 M_sun的白矮星，T=23000 K，一个截断在2.5 R_WD的吸积盘，距离60 pc。
2003-01-29 astro-ph
The spin periods and magnetic moments of white dwarfs in magnetic cataclysmic variables
我们用磁吸积模型研究了激变变星的转动平衡。数值模拟的结果表明，在P_spin / P_orb与μ_1平面之间存在一个参数空间范围，在这个范围内，转动平衡发生.这使我们能够计算描述作为P_spin / P_orb的函数的磁CV的分布的理论直方图。我们表明，这与所观察到的分布，假设系统的数量作为白矮星磁矩的函数分布近似根据N（mu_1）d mu_1成比例的1/mu_1 d mu_1。旋转平衡也使我们能够推断出所有已知中间极的磁矩的近似值。我们预测，mu_1 > 5 × 10^33 G cm ^3和P_orb > 3 h的中间极将演化为极，而mu_1 < 5 × 10^33 G cm ^3和P_orb > 3 h的中间极将演化为低场强极，（据推测）不可观测，可能是EUV发射器，或者，如果它们的场被高吸积率所掩埋，一旦它们的磁场在质量吸积率降低时重新出现，就演变成常规的极。我们推测，EX Hya类系统可能具有低的磁场强度强度，因此避免同步。最后，我们注意到，我们所研究的平衡对应于各种不同类型的吸积流，包括小P_spin / P_orb值时的盘状吸积，中等P_spin / P_orb值时的流状吸积，以及高P_spin / P_orb值时从白矮星罗氏瓣外缘的环供给的吸积。
2004-06-16 astro-ph
Hydrodynamical Study of Advective Accretion flow around Neutron Stars
本文研究了中子星周围的吸积过程，特别是在吸积盘中形成激波的情况。在黑洞周围的吸积流中，靠近视界的物质是超音速的。另一方面，对于中子星和白矮星的情况，物质必须是亚音速接近内边界。因此，中子星和白矮星周围的流入物质的性质与圆盘内部区域的黑洞周围的流入物质完全不同。本文讨论了无磁场的慢转中子星周围的吸积盘中物质流体动力学方程的几种现象和相应的解。
2002-03-25 astro-ph
On the occurrence of dwarf nova outbursts in post novae
我们表明，照射的吸积盘的白矮星限制发生矮新星爆发后新星吸积盘。新星爆发后，白矮星必须冷却长达100年-取决于轨道周期（即，盘的大小）和新星爆发后白矮星的温度-在盘可以开始产生矮新星爆发之前。在此期间，内圆盘保持在热的电离状态。使用这些计算，我们解释了后新星V446她（新星她1960年），这表明今天定期矮新星爆发的长期光度变化。随着V446 Her中的白矮星在未来10-20年内继续冷却，我们预测爆发的幅度会增加，爆发频率会降低，因为吸积盘辐射的减少会使吸积盘的环形范围增加，从而参与极限环振荡。
2000-08-31 astro-ph
Spreading of Accreted Material on White Dwarfs
当一颗白矮星（WD）被弱磁化并且它的吸积盘很薄时，吸积的物质首先到达WD赤道的表面。当它与WD共同旋转时，这种物质会减慢其轨道，将动能消散为热能，并在赤道周围产生一个新吸积物质的热带。这种物质在极紫外线和软X射线的辐射下，随着新物质在其后面堆积，最终成为WD的一部分，一旦它的温度和旋转速度与表面相当。基于Inogamov和Sunyaev（1999）导出的吸积中子星的守恒方程，我们给出了一组描述这种"扩展层“在稳态极限下性质的解。我们的分析和随后的解决方案表明，WD的情况下是定性的不同。我们调查的传播层的WD的质量$M=0.6M_\odot$和半径$R=9\times10^{8}{\rm cm}$的示例解决方案。这些解决方案表明，扩展层通常延伸到一个角度$θ_{\rm SL}\approx0.01-0.1$（相对于赤道），这取决于吸积速率和粘度的大小。在低吸积率（$\dot{M}\lesssim10^{18}{\rm g s}^{-1}$）下，扩散量可以忽略不计，大部分耗散的能量被辐射回吸积盘。当吸积速率很高时，例如在矮新星、共生双星和超软源中，物质可能会扩散到足够高的纬度，从而在吸积盘上方直接可见。
2004-04-09 astro-ph
The lower boundary of the accretion column in magnetic cataclysmic variables
使用一个参数化的功能，在基地的后冲击区的质量损失，我们已经构建了一个配方的磁约束吸积流，避免奇点，如无限的密度，在基地与所有以前的配方。进一步考虑到从吸积的白矮星向基底输入的热量，我们也能够得到与恒星大气条件相匹配的流体动力学变量。(We然而，不对匹配执行相互一致的分析）。发射的X射线谱的变化是可以忽略的，除非在底部的质量泄漏区的厚度接近或超过后冲击区的高度的百分之一。在这种情况下，预测更高质量的白矮星的光谱将更加困难，并且与X射线数据拟合将预测比以前的公式更低的白矮星质量。
2001-05-09 astro-ph
The nature of the close magnetic white dwarf + probable brown dwarf binary SDSS J121209.31+013627.7
对短周期磁白矮星+可能棕矮星双星SDSS 121209.31+013627.7的光学时间序列测光表明，从i'到u'的所有波段都有脉冲状的变化，在u '处达到峰值。这些调制很可能是由于白矮星上的一个自食吸积热点，每88.43分钟旋转一次。该周期与Schmidt等人2005年确定的约90分钟的径向速度周期相当，并且与等于双轨道周期的吸积体的旋转周期一致。我们将我们的观测结果与Koen和Maxted 2006年最近发表的观测结果相结合，以提供准确的星历。我们还用雨燕探测了该系统的X射线，并估计其吸积速率约为每年1 × 10 ^-13兆太阳。我们认为，SDSS 1212最有可能是一个磁激变变量在一个非常低的吸积扩展状态，类似于研究的极地EF Eri。另一种可能是，假定的棕矮星并没有填满它的洛希叶，系统是一个分离的双星系统，其中白矮星有效地从次级恒星的风中吸积。六个这样的后共同信封，“前极”系统-被称为“低吸积率极地”（LARPs）的Schwope等人，2002年-以前已确定通过光学回旋发射线。最近在近红外Debes等人2006中检测到了SDSS 1212的回旋辐射，但如果分离，它将是第一个可能具有亚恒星次级辐射的“LARP”。目前还不清楚L型矮星风是否足够强大，以提供测量的吸积率。我们建议进一步的观察，以区分罗氏瓣溢出和风吸积的情况。
2006-09-15 astro-ph
Hydrogen-Accreting Carbon-Oxygen White Dwarfs of Low Mass: Thermal and Chemical Behavior of Burning Shells
对初始质量为$M_{\rm WD} = 0.516 M_{\sun}$的冷却白矮星以$\dot{M}=10^{-8}$ \msun \yrm 1的速率吸积Z = 0.02的富氢物质的热行为进行了数值实验研究。详细研究了脉冲周期中模型的主要物理量的演化。从选定的模型中的质量范围$M_{\rm WD} = 0.52÷0.68$ \msunend，我们推导出的边界在$M_{\rm WD}$ - $\dot{M}$平面的稳态吸积制度时，氢燃烧在一个恒定的速度，因为它是吸积。本文还研究了吸积金属丰度Z = 0.001和Z = 0.0001的富氢物质的白矮星在氢壳层闪光时的物理性质。对于固定的吸积率，吸积物质的金属丰度的降低导致在爆发时的富氢层的厚度增加和氢燃烧壳效率的降低。在$M_{\rm WD}$ - $\dot{M}$平面中，稳态吸积带的边界与吸积物质的金属丰度密切相关：当金属丰度降低时，吸积带向较低的吸积速率移动，并且其在$\dot{M}$中的宽度减小。
2000-03-18 astro-ph
Models of the Accretion Spots in Magnetic Cataclysmic Variables
在过去的十年里，吸积磁白矮星上近极吸积斑的结构在理论和观测上都得到了大量的研究。对于低质量通量的情况（通常称为轰击情况）和在白矮星光球层上方产生强激波的较高质量通量的情况，都有详细的处理方法。对于深埋在光球层中的激波，目前还没有一般的处理方法。我回顾了理论基础，提出了一些理论的应用，并在短时间内讨论了仍然需要解决的开放问题。
2003-02-12 astro-ph
Off-Center Carbon Ignition in Rapidly Rotating, Accreting Carbon-Oxygen White Dwarfs
研究了恒星自转对吸积富CO物质的碳氧白矮星中碳点火的影响。包括旋转离心力的影响，我们已经计算了各种吸积率的碳点火的演化模型。恒星表面的自转速度被设定为开普勒速度。恒星内部的角速度是通过考虑湍流粘性引起的角动量输运来确定的。我们已经发现，偏离中心的碳点火发生时，即使恒星旋转的影响，包括如果吸积率是足够高的，临界吸积率的偏离中心点火是很难改变的旋转效果。然而，旋转延迟了点火;即，点火层的质量坐标和点火时的总质量都大于相应的无旋转模型。这一结果支持了我们先前的结论，即双白矮星并合不是Ia型超新星的前身。
2004-07-22 astro-ph
The New Class of Dusty DAZ White Dwarfs
我们用斯皮策太空望远镜和IRAC成像仪对124颗白矮星进行了中红外巡天，发现了与白矮星WD 2115-560有关的红外过量，这自然可以用星周尘埃来解释。这个天体是第四个观测到有星周尘埃的白矮星。这四颗都是DAZ白矮星，也就是说，它们都有光球的巴耳末线和光球的金属线。我们将这四个对象作为一个类来讨论，我们将其命名为“DAZd”，其中“d”代表“灰尘”。使用类似于土星环的光学厚度，几何厚度薄的圆盘模型，我们发现内部圆盘边缘>~0.1到0.2 Ro，外部圆盘边缘为~0.3到0.6 Ro。这个模型很好地解释了探测到的WD盘的吸积率和寿命，以及从光球金属丰度推断的吸积率。
2007-03-18 astro-ph
