On the Conditions for Neutron-Rich Gamma-Ray Burst Outflows
我们计算了从新形成的磁星（“原磁星”）表面和超吸积盘中平面驱动的中微子加热MHD风的结构和中子含量，这是两种可能的中心发动机，用于伽马射线暴（GRB）和高能超新星（SNe）。原磁星表面和中微子冷却吸积流（NDAF）的中平面都是电子简并的富中子区（中子质子比n/p >> 1）。如果这种大量的自由中子过剩在超相对论外流中被保留到大半径，可能会导致几个重要的观测结果。然而，弱相互作用过程可以在NDAF和原磁星表面上方获得的非简并区域中将n/p驱动到~1。计算结果表明，在强极向磁场存在下，中性中子加速器中的富中子流是可能的。然而，我们发现，中子丰富的风具有最小的质量损失率，可能会同时排除中子丰富和超相对论（洛伦兹因子> 100）伴随着大量的吸积功率的风。相比之下，原磁星能够产生富含中子的长持续时间GRB外流，在亚毫秒旋转周期的核心反弹后约10-30秒;然而，这种外流只会伴随着极高能量的事件，其中GRB + SN能量预算超过~ 4 e52尔格。在某些短持续时间的伽玛暴期间，致密天体合并形成的几何厚度的吸积盘也可能产生富含中子的高度相对论外流。r-过程核合成的影响，光学瞬态由于非相对论性的中子丰富的风，和镍生产原磁星和仙女座风也简要讨论。
2007-08-24 astro-ph
The Laminar Flame Speedup by Neon-22 Enrichment in White Dwarf Supernovae
碳氧白矮星含有氖-22，它是在母星核心氦燃烧时，由α俘获到氮上形成的。在白矮星（Ia型）超新星中，氖-22丰度部分决定了中子与质子的比例，因此决定了放射性镍-56的丰度，为光变曲线提供动力。氖-22丰度也改变了燃烧速率，从而改变了层流火焰速度。我们列出了不同的初始碳和氖-22丰度和密度范围内的火焰加速。层流火焰速度的这种增加--氖-22质量分数为6%时约为30%--影响了白矮星中心附近点火后的爆燃，在那里火焰的层流速度主导了浮力上升，在密度较低的区域（约10^7 g/cm 3），过渡到分布燃烧是必然发生的。火焰速度的增加将降低任何向分布燃烧过渡的密度。
2006-12-18 astro-ph
Deflagration to Detonation
Ia型超新星（SNIa）的热核爆炸包括湍流爆燃、爆炸，可能还有爆燃到爆炸的转变。SNIa的延迟爆轰唯象模型成功地解释了SNIa的许多观测特性，包括单色光曲线、光谱、亮度衰减和颜色衰减关系. SNIA之间观察到的变化被解释为不同的镍质量合成的结果在爆炸的一个Bracrasekhar质量C/O白矮星。根据SNIa的理论模型，在不使用二次距离指示器的情况下，确定了哈勃常数H_o \simeq 67 km/s/Mpc。SNIa中镍质量变化的原因仍然存在争议。它可能是超新星祖先的初始C/O比的变化，旋转或其他效应。
1999-10-25 astro-ph
Can differences in the nickel abundance in Chandrasekhar mass models explain the relation between brightness and decline rate of normal Type Ia Supernovae?
使用Ia型超新星作为距离指示器依赖于对它们亮度的测定。这不是恒定的，但是可以使用亮度和光学光曲线的性质（下降率、宽度、形状）之间的观察到的关系来校准，这表明较亮的SNe具有较宽、较慢的光曲线。然而，这种关系的物理基础尚未完全理解。可能的原因是不同质量的祖先白矮星或不同的不透明度在克拉塞卡质量爆炸。我们参数化了Iwamoto等人（1999）提出的合成不同量Ni的Krasekhar质量模型，并计算了不同时期的热光变曲线和光谱。由于超新星Ia的不透明度主要是由于谱线，它应该取决于爆炸中合成的Fe峰元素的质量，以及喷出物的温度。使用这些处方计算的光学不透明度的辐射热光变曲线再现亮度和下降率之间的关系。此外，当计算光谱时，在最大值和两周后之间的颜色变化允许观察到的M_B（Max）和Dm_{15}（B）之间的关系被很好地再现。在不同时期计算的光谱与光谱学正常的SNeIa的相应光谱比较良好，所述光谱学正常的SNeIa被选择以覆盖相似范围的Dm_{15}（B）值。
2000-09-29 astro-ph
Planetary Nebulae Principles & Paradigms: Binaries, Accretion, Magnetic Fields
观测表明，许多（如果不是全部的话）后AGB系统通过非球面流出阶段演化。这样的外流需要足够的发动机旋转能量，而双星可以提供。通过共同的包层演化，双星可以直接喷射赤道流出或产生极向流出从磁化吸积盘周围的主要或次要。我们讨论如何吸积驱动的磁流体外流模型都作出类似的预测的外流功率和速度，我们区分发射与传播制度，这样的外流。我们认为，在行星状星云（PNe）中观察到的高速双极流出和在前行星状星云（PNe）中观察到的低速但高功率的双极流出在运动学上与耗尽包层内的白矮星（WD）上的依赖于时间的吸积是一致的。由于WD主核总是存在于所有后AGB系统中，因此在此核上的吸积可能是常见的。之前的工作重点是亚恒星伴星的核心吸积，但低质量恒星伴星可能更重要，需要进一步的工作。
2007-10-01 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
White dwarfs with jets as non-relativistic analogues of quasars and microquasars?
我们探讨吸积白矮星（CH Cyg和MWC 560）和更有活力的喷流源-类星体和微类星体之间的相似之处。到目前为止，我们已经确定了几个共同的属性：（1）它们表现出准直的流出（喷流）;（2）喷流是旋进的;（3）这两个共生星表现出类星体的发射线光谱;（4）有一个像在微类星体中观察到的盘喷流连接。此外，它们可能具有类似的能量源（从吸积物体提取旋转能量）。对低能类似物的研究可能对我们理解它们的高能表亲有重要意义。
2004-12-17 astro-ph
Observations of Outflows in Cataclysmic Variables
从吸积盘以快风形式流出的气流几乎出现在所有的高吸积率激变变星中，包括爆发中的新星和新星。CV风的主要特征是广泛的，蓝移的吸收功能和天鹅座P剖面出现在电离金属线的低倾角系统和广泛的发射线出现在日食系统。我们已经取得了很大的进展，在我们的理解的结构和行为的CV流出的基础上获得的数据与X射线，EUV和UV望远镜和运动学模型，以适应观测。我们目前对CV外流的看法是，它们是双极的旋转风，主要由来自吸积盘、边界层和白矮星辐射的辐射线驱动，从吸积盘中驱动。其他机械力可能在CV风的形成中起作用。风是高度湍流，并显示出复杂的垂直和方位结构。未来的工作将集中在确定风的物理，热和电离结构，并探索控制风的形成和行为的机制。
2004-10-07 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
The transient jet of the galactic supersoft X-ray source RX J0925.7-4758
我们报告了在超软X射线源RX J 0925 -4758中发现的瞬态喷流。在1997年6月的一个晚上，在Halalpha线上观察到了该喷流，一天后就消失了。RX J 0925 -4758是第三个呈现准直流出的超软源。喷流的峰值速度为5，200 km/s，这强烈支持RX J 0925 -4758中的白矮星。射流剖面的简单建模表明，半开角在17度至41度的范围内，尽管如果所观察到的速度扩散的一部分是射流固有的，则流出可能会更窄。X射线光谱模型（Ebisawa等人，1996; Hartmann & Heise，1997）显示，RX J 0925 -4758可能是已知的光学亮度最高的超软源，其距离约为10千秒差距或更大。整个观测图像指向一个巨大的白矮星，它可能接近阿布拉塞卡极限。
1998-07-22 astro-ph
Observations of V592 Cas - An Outflow at Optical Wavelengths
我们提出了新的红色光谱的V592 Cas的目的是探索该系统的流出的光谱区域的基础白矮星和吸积盘的属性不显着的H-α和HeI线轮廓的吸收分量的贡献。我们使用H-α发射线来研究风，它表现为明显的蓝移P-Cygni吸收槽，其低速端污染了发射线轮廓的蓝色一侧。风的性质似乎是间歇性的，多个事件在H-α中达到5000公里/秒的速度。类似的（但较弱）风的签名出现在HeI 5876 AA线，但没有在HeI 6678 AA。我们的数据表明，在风发作的风是相位相关的，是可见的系统的一半轨道。考虑到V592 Cas几乎是正面观察的，流出的对称轴线不能与盘正交和/或流出必须在流出几何形状中具有一些其他固有的不对称性。风的一个可能的起源是在一个盘热点，要么在吸积流的初始撞击点在盘边缘，或作为盘溢出的结果（类似于西南部的六分仪星）。在一个晚上的光谱观测期间的同时光学光度学表明，在该系统中的光学亮度变化和流出的强度之间没有明确的关系。
2008-10-17 astro-ph
The Nebular Environment and Enigmatic Hard X-ray Emission of the Hot DO White Dwarf KPD 0005+5106
我们在热DO白矮星KPD 0005+5106周围探测到一个电离星云，并利用[OIII]/H-α比值和星云速度将该星云与AO Cas的背景HII区分离。KPD 0005+5106的[OIII]星云的角大小约为3度。该星云的速度与KPD 0005+5106紫外光谱中的本地星际HI气体和星际/拱星吸收线的速度相似，但与恒星光球线的速度有很大的偏移。电离星云的质量约为70 Msun，表明它由星际物质组成，恒星和周围介质之间的速度偏移不应被解释为风外流。我们还分析了KPD 0005+5106的ROSAT PSPC观测，确定了它的硬X射线光度。利用晚型星的L_X/L_bol关系，以及KPD 0005+5106没有明显的近红外线过剩，排除了有日冕活动的伴星存在的可能性。如果没有风外流，恒星OVIII辐射的存在需要能量大于0.871 keV的X射线存在于KPD 0005+5106附近。这种硬X射线发射是最令人费解的，因为在目前的KPD 0005+5106恒星大气模型中，既没有如此高能量的光球发射，也没有高温日冕。需要高角分辨率和灵敏度的X射线观测来确认位置重合，并进行X射线光谱分析，以限制KPD 0005+5106发射的硬X射线的物理来源。
2004-08-19 astro-ph
Evidence for a companion to BM Gem, a silicate carbon star
用斯巴鲁望远镜的高色散摄谱仪（HDS）观测到一颗与富氧壳层（“硅酸盐碳星”）有关的碳星BM Gem的紫光谱，揭示了从H_γ到H_（23）的天鹅座P型轮廓的巴耳末和帕邢连续谱以及巴耳末系谱线。巴耳末谱线吸收的蓝移表明存在外流，其视速度至少为400 km/s，这是迄今为止在碳星中观测到的最高外流速度。我们认为，所观察到的不寻常的功能BM宝石是一个同伴的存在，这应该形成一个吸积盘，从而产生电离气体区域和高速，可变流出的有力证据。电离气体的估计光度约为0.2（0.03-0.6）L太阳，可以通过对矮伴星的质量吸积速率约为10^-8 M太阳年^-1来维持，而对白矮星伴星的质量吸积速率约为10^-10 M太阳年^-1就足够了。这些吸积率对于某些基于Bond-Hoyle型吸积过程的分离双星是可行的。我们的结论是，碳星BM宝石是在一个分离的双星系统与一个伴星的低质量和低光度。然而，我们无法确定这颗伴星是矮星还是白矮星。对于矮星和白矮星，双星分离的上限分别为210 AU和930 AU。我们还注意到，BM Gem的观测特征与Mira（omi Cet）相似，这可能表明它们的双星配置和拱星结构实际上是相似的。
2008-04-25 astro-ph
Hierarchical Growth and Cosmic Star Formation: Enrichment, Outflows and Supernova Rates
针对初始晕结构的不同最小质量，并考虑到现实的气体流出，评估了宇宙恒星形成历史。在10^{7} - 10^{8} M_odot的最小晕质量和中等的流出效率下，我们再现了IGM的当前重子分数和早期化学富集。“正常”恒星形成率的强度也受到观测的很好的限制：它必须由椭圆星系中的恒星形成所主导，除非可能是在非常低的红移。重子在恒星中的比例也被预测为Ia型和II型超新星事件的发生率。通过与红移范围z=0-2的SN观测结果进行比较，我们可以对Ia型超新星的时间延迟（需要\sim 4 Gyr的总延迟来拟合数据）、祖先质量范围的下限（2 - 8 M_odot）和再现Ia型超新星的白矮星的比例（约1%）设置强约束。对于270 M_ \odot以下的零金属丰度星，必须限制其初始星暴的强度，以避免IGM过早的重浓化。在z = 0的IGM中，只有大约10 - 20%的金属是由z很高的第三星族恒星产生的。剩下的80 - 90%后来被形成正常恒星的星系喷射出去，最大的外流效率发生在红移约为5。我们的结论是，重子的10^{-3}质量必须位于第一大质量恒星中，以产生足够的电离光子，使IGM能够通过z \sim 15提前再电离。
2005-09-07 astro-ph
Radiatively inefficient accretion disks
辐射效率低（或平流主导）磁盘讨论在介绍性的水平。离子支持和辐射支持的流量进行了讨论，对流占主导地位的流到黑洞与固体表面（中子星，白矮星），流体力学，比热比的作用，以及ADAF和流出之间的可能联系的不同后果。
2000-03-31 astro-ph
Magnetic Fields in Paradigms of Planetary Nebulae and Related MHD Frontiers
许多（如果不是全部的话）后AGB恒星系统迅速从球形过渡到强大的非球形行星前星云（pPNE）流出阶段，然后逐渐减弱为PNE。pPNe流出物需要发动机旋转能量和将该能量提取到准直流出物中的机构。仅仅辐射和旋转是不够的，但是旋转、差动旋转和大尺度磁场之间的共生仍然是有希望的。目前演化恒星中磁场的观测证据暗示了动态重要的磁场，但理论和观测都充满了研究机会。我讨论如何磁流体动力学外流可能会出现在pPNe和PNe和区分不同的方法，解决塑造与那些解决发射和塑造。不能排除涉及单星发电机、双星驱动发电机或吸积发动机的情况。一个吸引人的范例涉及吸积到主要的后AGB白矮星核心从一个低质量的同伴，其衰减吸积供应率owers第一次的pPNe，然后较低的光度PNe。确定不同MHD发动机的观测特征是一项正在进行的工作。吸积盘理论和大规模发电机提出了许多他们自己的基本挑战，其中一些我在更广泛的背景下讨论。
2008-12-14 astro-ph
Why there are no jets from cataclysmic variable stars
我们认为，最近的热模型的年轻恒星物体的喷气发动机，当应用到系统包含盘吸积白矮星自然解释，否则令人惊讶的没有喷流在激变变星。热发射是可能的，当吸积材料强烈冲击由于大梯度的物理量在边界层（或在内部边界的截断盘），然后冷却的时间尺度长于其喷出时间从磁盘。在我们的理论框架中，磁场很弱，只起到在离源很远的地方使外流加速的作用，或者引发激波，而不是作为喷流驱动剂。利用激波形成和物质抛射的判据，我们发现吸积白矮星的质量吸积速率约为10^{-6} Mo/y，这解释了激变变星中没有喷流，而在其它白矮星吸积系统中（如超软X射线源、共生星和经典新星）却存在喷流的原因.
2004-10-03 astro-ph
Population synthesis of neutron stars, strange (quark) stars and black holes
我们计算并给出了单颗和双颗中子星、奇异星和黑洞的质量分布。这些计算是用一个恒星星族综合程序进行的。我们遵循单星和双星演化的所有阶段，从ZAMS双星开始，以一个紧凑物体（中子星，黑洞，奇怪的恒星）和一个白矮星，或两个紧凑物体（单星或双星）的创建结束。我们假设中子星是在铁/镍核的坍缩中形成的，其质量范围为M0 < M < M1，夸克星的质量范围为M1 < M < M2，而黑洞的质量范围为M > M2。我们发现，夸克星的数量很容易与黑洞的数量一样大，即使它们的形成只有一个很小的质量窗口。
2000-11-09 astro-ph
The absence of jets in cataclysmic variable stars
我们表明，最近开发的热模型，成功地描述了如何推出年轻的恒星物体的喷气机，当应用到系统中包含盘吸积白矮星自然解释，否则令人惊讶的没有在激变变星的喷气机。我们的主要论点使用的热模型的关键要素，即吸积的材料是强烈的冲击，由于大梯度的物理量的边界层，然后冷却的时间尺度长于其喷出的时间从磁盘。在我们的设想中，磁场很弱，只起到在离源很远的地方使外流加速的作用，或者引发激波，而不是作为喷流驱动剂。在该模型中使用两个标准，对于激波的形成和对于质量的喷射，我们发现质量吸积率，高于该质量吸积率，喷流可以从年轻的恒星物体和白矮星周围的吸积盘吹出。我们发现年轻天体和白矮星的吸积质量速率分别为~10^{-7} Mo/yr和~10^{-6} Mo/yr。考虑到模型的不确定性，这些限值可能会高估临界值约10倍。
2004-04-14 astro-ph
X Ray Observations of Classical and recurrent Novae in Outburst
我回顾了经典和复发新星爆发的X射线观测。在0.2-10 keV的范围内，新星壳层会发出大量的X射线，其峰值亮度可达10**35 erg/cm**2/s。在复发新星系统中，或者在有红巨星的新星中，X射线的来源可能是之前被新星风冲击的星周物质。然而，对于大多数经典的新星，X射线起源于爆发时喷出的星云内部。这些数据表明，一个非常高的比例冲击材料，和一个不平滑的，不断变化的风外流。在后期阶段还观察到星云发射线光谱。在大约一半观测到的新星中，中心的白矮星在爆发后的1到9年内都是非常明亮的超软X射线源。它是研究单简并系统中白矮星壳层氢燃烧特性的最佳对象。现有的统计数据表明，超软X射线阶段的持续时间在2年左右达到峰值。最近，V4743 Sgr获得了高信噪比的“模板光栅谱”。这颗新星的X射线光变曲线显示出丰富而复杂的功率谱，具有白矮星非径向g模式振荡的特征。振荡和光谱允许确定壳氢燃烧白矮星的属性。
2004-02-06 astro-ph
The nature of the supersoft X-ray source RX~J0513--69
本文介绍了LMC超软双星系统RX~J0513.9-6951的光谱学和光度学。我们得到了一个精细的光谱周期P $=0.761\pm0.004$ ~d，它与长期光度监测得到的值（P $=0.76278\pm0.00005$ ~d）是一致的。我们看到He{ \sc ii}和H $β$的双极流出分量，速度为$\sim 3800$ \，km\，s $^{-1}$，强烈表明致密天体是白矮星。利用所有可用的光学和X射线数据，我们构建了一个理论模型来解释这个源的异常变化的主要特征。特别是，我们注意到，X射线爆发只看到在光学极小值的时候。由此，我们得出结论，X射线爆发的最有可能的原因是光球收缩在核壳燃烧阶段，而不是热核闪光或冲击发射。该系统可能包括一个相对巨大的白矮星，从一个演化的施主恒星以高速率吸积（$\sim 10^{-6} M_{\odot}~{\rm yr}^{-1}$），并在接近极点的地方被观测到。
1996-05-15 astro-ph
The X-ray Spectrum of the Dwarf Nova SS Cyg in quiescence and outburst
我们重新分析档案GINGA和ASCA的X射线数据从SS天鹅座在静止和爆发，使用多温度等离子体模型的连续和线发射，连同他们的反射从X射线照射白矮星和吸积盘。反射在所有的光谱中都被清楚地检测到，但它的贡献在爆发中看到的较软的X射线光谱中比在静止中更大。这支持了那些静止的内盘不存在或光学厚度不厚的模型，因此唯一的反射器是白矮星的表面，而不是白矮星加上内盘。我们在ASCA爆发光谱中检测到部分电离吸收，这可能是外流风的X射线特征。ASCA数据还可以详细测量元素丰度。我们发现，从热等离子体（也许除了Si和S）的所有可检测线是一个因素$\sim 2.5\times$弱于预期的太阳丰度。我们检查可能的偏离日冕平衡，但得出结论，重元素是真正的SS天鹅座丰度不足。在静止的基础上的本征光谱是一致的一个单一的温度等离子体。这与材料的预期冷却相冲突，并且要求等离子体被再加热，或者较冷的发射被光学薄的内盘中的吸收所掩盖，这仅影响盘下方的那部分边界层发射。相比之下，爆发光谱是软得多，是由冷却成分占主导地位，但有一个总的热等离子体光度类似的平静，表明光学薄的等离子体发射是重要的，即使在爆发。
1997-03-06 astro-ph
The Evolution of Disks and Winds in Dwarf Novae Outbursts
远紫外观测是研究激变变星中的内吸积盘、吸积盘外流和质量积累的白矮星的极好探测器。本文利用U Gem和SS Cyg的FUSE FUV（904 - 1187 A）谱研究了两颗典型矮新星在爆发时的对比行为。在一次爆发中，我们对每个系统观察了四次。天鹅座SS的爆发峰和早期下降谱与稳态吸积盘和双锥风模型拟合得很好。一个广泛的，蓝移的OVI风形成的吸收线是唯一强的光谱特征。在后期爆发衰退，OVI和CIII线被视为广泛的发射功能和连续变平。在U Gem中，光爆发平台谱的连续谱可以用吸积盘模型谱拟合。光谱还显示出许多狭窄的，低速吸收线，不起源于内部吸积盘。我们讨论的背景下，部分吸收的FUV连续低速，垂直延伸的材料位于大磁盘半径的线光谱。U Gem的爆发晚期衰退谱主要由白矮星组成。WD模型拟合证实了早期研究中发现的太阳下C和太阳上N丰度。
2001-10-03 astro-ph
Numerical Simulations of the pulsed Jet of MWC 560
MWC 560（= V694 Mon）是唯一已知的共生星系统，其中喷流轴实际上平行于视线。因此，该系统是研究恒星喷流的动力学演化和传播的理想系统。Schmid等人（2001）进行的光谱监测表明，外流被视为吸积盘和吸积白矮星的连续谱中的吸收特征，吸积盘的发射线光谱和红巨星的光谱。我们提出了第一个数值模拟的喷流的这个特定的对象使用NIRVANA代码（齐格勒和约克1997年），以重现观测数据中看到的速度结构。该代码解决了流体力学方程，并进行了修改，以计算由于线发射非平衡冷却的辐射损失（Thiele 2000）。
2002-10-22 astro-ph
