Magnetic neutron star cooling and microphysics
我们研究的相对重要性的几个最近更新的微观物理输入的中子星冷却理论和超强磁场的磁星，包括在其地壳的朗道量子化的影响所带来的影响。我们使用有限差分代码模拟中子星热演化的时间尺度从小时到兆年更新的微观物理输入。短时间尺度（$\lesssim1$年）的考虑是可能的热覆盖信封没有准定常近似固有的治疗在传统的中子星冷却代码的治疗。对于强磁化中子星，我们考虑了朗道量子化对热力学函数和热导率的影响。我们模拟了普通中子星和磁星的冷却与非吸积和吸积壳，并与观测结果进行了比较。在强量子化磁场中抑制辐射和传导不透明，并形成凝聚的辐射表面，大大提高了早期的光子光度，使磁星的寿命更亮，但更短。这些效应加上强质子超流性的效应，减缓了数千年年龄的中子星的冷却，可以解释大约一半的磁星的热光度，而无需调用加热机制。观测到的其他磁星的热光度仍然高于理论预测，这意味着加热，但量子化磁场和重子超流性的影响有助于减少差异。
2018-06-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Cooling of neutron stars with diffusive envelopes
研究了中子星的热包层对中子星冷却的影响。为了这个目的，我们进行冷却模拟，使用新构建的模型的信封组成的二元离子混合物（H-He，He-C，C-Fe）不同的质量较轻的离子（H，He或C）的信封。计算结果进行了比较，使用标准模型的信封，其中包含层的轻（吸积）元素（H，He和C）的Fe层的顶部，不同的吸积元素的质量。主要的影响是包层的化学成分影响它们的导热性，从而影响恒星的隔热性。为了说明，我们应用这些结果来估计船帆座脉冲星的内部温度，并研究年龄为0.1 - 100万年的中子星在光子冷却阶段的冷却。冷却模型的不确定性与我们对绝热包层的化学成分知之甚少有关，这使得从表面热辐射观测中对冷却中子星内部结构的理论重建变得非常复杂。
2016-08-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernova Fallback onto Magnetars and Propeller-Powered Supernovae
我们探讨了在大质量恒星的超新星爆发过程中，新诞生的磁星上的回退吸积。强磁场（~10 ^{15} G）和短自旋周期（~1 - 10 ms）对磁星如何与下落物质相互作用有重要影响。在长的自转周期、弱的磁场和高的吸积率下，足够的物质被吸积形成一个黑洞，就像在大质量的祖星中常见的那样。当B <5 * 10 ^{14} G时，吸积导致磁星旋转得足够快，从而产生三轴变形并产生引力波，但只持续~50 - 200 s，直到它坍缩成黑洞。相反，在短的自旋周期、强磁场和低的吸积率下，磁星处于"螺旋桨状态"，通过驱逐进入的物质而避免成为黑洞。这个过程会使磁星向下旋转，因此只有在最初的质子中子星快速旋转的情况下，才可能产生引力波。即使磁星幸存下来，它也会吸积至少0.3个太阳质量，因此我们预计在这些类型的环境中出生的磁星的质量会比通常与中子星相关的1.4个太阳质量更大。推进器机制将磁星中~10 ^{52}尔格的自旋能转化为外流的动能，在最初的~10 - 30 s期间，这种冲击加热了流出的超新星喷出物。对于一个小的~5太阳质量的贫氢包层，这种能量创造了一个更明亮，更快的超新星，具有高的喷射速度~（1 - 3）* 10^4 km/s，可能会出现宽线的Ib/c型超新星。对于一个大于10太阳质量的富氢包层，结果是一个明亮的IIP型超新星，其平台光度为~10 ^{43}尔格/秒，持续时间为~60 - 80天。
2011-04-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
The long-term influence of a magnetar power in stripped-envelope supernovae. Radiative-transfer modeling of He-star explosions from 1 to 10 years
本研究通过1D辐射转移模拟，发现磁星供能可显著影响He星爆炸超新星长期观测特征，并成功匹配SN2012au数据，预测红外[NeII]发射。
2024-08-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nova Framework: A New Tool For Modeling of Nova Outbursts and Nucleosynthesis
经典新星是白矮星从其低质量主序星或红巨星双星伴星吸积的富氢物质表面热核爆炸的结果。其喷出物的化学成分分析表明，新星爆发发生在碳-氧（CO）和氧-氖（ONe）WD，并有吸积信封和底层WD之间的跨界混合。我们结合了恒星演化代码MESA和后处理核合成工具的NuGrid到一个框架，允许产生最新的模型的新星爆发和计算详细的核合成发生在CO和ONe WD的新星。在我们的一维数值模拟中的对流边界混合（CBM）是使用一个扩散系数，是指数递减的距离下的对流信封的底部。该MESA CBM处方基于3D流体动力学模拟中的发现，即速度场以及用扩散系数表示的混合在对流边界附近的稳定层中呈指数衰减。该框架还可以使用通常采用的一维新星模型，其中煤层气是通过假设增生信封已预先富集WD的材料来模拟的。在这份初步报告中，我们提出了最有趣的新的结果与CO和ONe新星爆发，已获得与新星框架。
2012-10-29 astro-ph.SR
Genesis of magnetic fields in isolated white dwarfs
一个发电机机制驱动的差异旋转时，恒星合并已被提出来解释强场的存在，在某些类别的磁星。在高场磁白矮星（HFMWD）的情况下，差异旋转的位置一直被认为是不同的共同信封，合并的退化核心或吸积盘形成的潮汐破坏的同伴，随后由一个退化的核心吸积的热外部区域。我们以前已经表明，所观察到的发病率的磁性和质量分布在HFMWD是一致的假设，它们是合并双星在共同的信封演变的结果。在这里，我们计算的磁场强度所产生的共同包络相互作用的合成人口使用一个简单的处方产生的领域，并发现所观察到的磁场分布也是一致的恒星合并假说。我们使用Kolmogorov-Smirnov检验来研究计算的场强和观测的场强之间的相关性，发现对于低的包线喷射效率，这是一致的。我们还认为，巨大的气态行星坠落到白矮星上产生的磁场可能解释了为什么冷的白矮星（包括DZ白矮星）的磁性高于热的白矮星。在这张照片中，一颗位于白矮星行星系统外围的超级木星被一次近距离的恒星相遇扰动到一个高度偏心的轨道上，后来被白矮星吸积。
2018-04-26 astro-ph.SR
The formation of high-field magnetic white dwarfs from common envelopes
高磁化白矮星的起源自最初发现以来一直是个谜。最近的观测表明，高场磁白矮星的形成与恒星演化后主序星阶段的强二元相互作用密切相关。如果一颗低质量的伴星，例如行星、棕矮星或低质量恒星，被一颗后主序星巨星吞没，则巨星包层中的流体动力阻力会导致伴星的轨道缩小。质量足够低的伴星在螺旋中旋转，直到它们被白矮星核心附近的强大引力潮汐撕碎。在一个共同的包层内，从分裂的伴星中随后形成的超级爱丁顿吸积盘可以通过发电机戏剧性地放大磁场。在这里，我们表明，这些磁盘产生的领域是足够强大的，以解释所观察到的范围内的磁场强度孤立的，高磁场的白矮星。质量更高的双星类似物也可能有助于磁星场的起源。
2011-01-12 astro-ph.SR
The Effect of Enriched Accreted Matter on the Development of Novae
众所周知，新星爆发的发展取决于白矮星（WD）的质量和它从施主那里吸积质量的速度。这一领域的进展之一是认识到新星爆发的发生取决于包层中重元素的存在，而这些元素的浓度高度依赖于分配给吸积的时间。这导致许多喷发特征与喷出物质中重元素的质量分数相关，然而，吸积物质总是被认为是太阳金属丰度。在这里，我们探讨了整个范围内的吸积率到一个1.25 $M_\odot$ WD的两种情况下，高度富集的吸积材料，并发现富集有一定的功能，高吸积率的影响，而富集低吸积率的影响可以忽略不计。我们进一步发现，热核失控的点火，这是已知的依赖于临界质量的积累，实际上是依赖于积累的临界量的重元素。
2022-02-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Two Predicted, Concentric Nova Shells Surround the Prototype Dwarf Nova U Geminorum
American Museum of Natural History（美国自然历史博物馆）；Stony Brook University（石溪大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Amazon Web Services（亚马逊云科技）；Azrieli College of Engineering（阿兹里尔工程学院）；University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；Friedrich Schiller University of Jena（耶拿弗里德里希·席勒大学）；Observatoire de Paris（巴黎天文台）；University of Cambridge（剑桥大学）
研究发现原型矮新星U Gem周围存在两个同心H-alpha亮壳，其可能对应约1000年前的新星抛射物，中国唐代记录的客星或为该新星，但日韩无相关记录存疑。
2026-08-28 astro-ph.SR
Thermonuclear fusion in dense stars: Electron screening, conductive cooling, and magnetic field effects
本文研究了白矮星内部和中子星液体包层中等离子体关联对碳氧非共振热核反应的影响。我们研究了在线性混合规则之外的稠密等离子体中电子屏蔽对热核反应热力学增强的影响。利用这些改进的增强因子，我们计算了白矮星和中子星中碳和氧的点火曲线。考虑到中子星包层的详细热结构，评估了中子星包层的能量平衡和点火条件。将结果与文献中常规使用的简化的“单区模型”进行比较。我们还考虑了强磁场对磁星海洋点火曲线的影响。
2012-10-16 astro-ph.SR
Multi-Messenger Tests for Fast-Spinning Newborn Pulsars Embedded in Stripped-Envelope Supernovae
快速旋转的强磁化新生中子星，包括新生磁星，通常被用作发光恒星爆炸的发动机。在这里，我们考虑的情况下，他们的权力各种剥离信封超新星，不仅是超亮超新星Ic，但也宽线超新星Ibc和可能的一些普通超新星Ibc。这种情况也是由银河系磁星主要来自快速旋转的中子星作为剥离包层超新星的残留物的假设激发的。通过一致地模拟磁化风和Ni衰变的能量注入，我们发现，在普通超新星Ibc中可以存在自转>~ 10 ms、B_dip >~ 5 x 10^14 G的原中子星。另一方面，毫秒级原中子星只有在极向磁场B_dip >~ 5 x 10^14 G时才能为宽线超新星Ibc提供能量，而B_dip >~ 10^13 G的超亮超新星Ic则只能提供能量。然后，我们研究了如何多信使发射可以用来区分脉冲星驱动的超新星模型从其他竞争的情况。首先，胚胎脉冲星风星云的高能x射线和伽马射线辐射是潜在的新生脉冲星风的一个有希望的吸烟枪。强烈鼓励在爆炸后约50-100天使用NuSTAR对剥离包层超新星进行后续观测，以寻找附近的物体。我们还讨论了引力波对原中子星自旋下降的可能影响。如果B_dip <~几× 10^13 G的毫秒级原中子星发射引力波，由于B_t >~ 10 ^16 G的内环场使超新星非轴对称旋转变形，因此可以用Advanced LIGO、Advanced Virgo和KAGRA从室女星系团的普通超新星Ibc中探测到引力波信号…
2016-01-24 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Hubble Space Telescope FUV Spectra of the Post-Common-Envelope Hyades Binary V471 Tauri
我们已经进行了分析的HST STIS档案光谱的磁白矮星在毕宿星食分光，后共同信封二进制V471金牛座，时间分辨的轨道和X射线旋转相位的磁白矮星。在主食期间获得的HST STIS光谱揭示了许多过渡区/色球层发射特征，包括NV（1238，1242），Si IV（1393，1402），C IV（1548，1550）和He II（1640）。本文比较了V471金牛座中非常活跃的快速旋转的K2 V组分的过渡区/色球层的光谱特征和发射线通量与年轻疏散星团中快速旋转的K矮星的发射特征。我们已经探测到了一些与磁白矮星光球层上的金属吸积有关的吸收特征，并由此得到了径向速度。当主磁吸积区朝向观测者时，所有的吸收特征都被调制在白矮星的555 s自转周期上，在自转相位为0.0时谱线强度最大。光球层的吸收特征没有显示出塞曼分裂的明显证据，也没有证据表明它们的强度变化和轨道相位之间存在相关性。我们报告了第二个吸积极的明确证据。我们从Si IV和C III特征中获得C和Si丰度。所有其他的吸收线要么是星际的，要么与白矮星上方的区域有关，和/或与日冕物质抛射事件有关，因为它们经过白矮星的前面。
2012-03-21 astro-ph.SR
The Imprint of the Protoplanetary Disk in the Accretion of Super-Earth Envelopes
超级地球是迄今为止最主要的系外行星类型，但它们的形成仍然没有得到很好的理解。特别是，行星形成模型预测，它们中的许多应该已经吸积了足够的气体，成为气体巨星。在这里，我们研究的作用，原行星盘在冷却和收缩的原行星信封。特别是，我们调查的影响1）盘的热状态设置由吸积或辐射加热的相对大小，以及它的能量是通过辐射或对流传输，和2）平流的熵进入外层信封的磁盘流，穿透希尔球，在3D全球模拟中发现。我们发现，在5和1 AU，在非等温模拟中报告的水平，它只穿透到~ 0.3倍的希尔半径的流量对冷却速率几乎没有影响，因为大部分的信封质量集中在靠近核心，远离流量。另一方面，在0.1天文单位时，包层迅速变成全辐射，接近等温，因此无法冷却，停止气体吸积。这种效应在对流盘中明显更明显，导致包络质量的数量级更低。因此，无论是在辐射盘还是对流盘中，0.1天文单位的熵平流都可以解释为什么超级地球没有经历失控的吸积。这些结果突出了原行星盘中的条件和能量输送对行星包层吸积的重要性。
2020-03-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Nucleosynthetic Yields from Neutron Stars Accreting in Binary Common Envelopes
大质量双星可能会经历这样一个阶段：两颗恒星中的一颗在其高级演化阶段膨胀为巨星，并将其伴星包围起来，喷射出氢包层并收紧其轨道。在许多观测到的X射线双星和合并致密双星系统的形成中，需要这样一个共同的包络相位来收紧双星轨道。在形成中子星双星的情况下，系统可能会经历一个阶段，其中一颗中子星螺旋进入它的巨星伴星的包层。这些阶段导致质量吸积到中子星上。在这些共包络相的中子星上的吸积可以喷射出在中子星表面附近经历过燃烧的物质。本文介绍了这种喷射物质的核合成产额，使用人口合成模型研究这些核合成产额在银河系化学演化背景下的重要性。根据在吸积材料中发现的温度和密度的极端条件，可以获得富质子和富中子核合成，在最极端的条件下有效地产生低Z材料的富中子同位素，以及在低Z下，在较低密度模型中的富质子同位素。最终产量被发现是非常敏感的物理建模的吸积阶段。我们发现，中子星在二进制公共信封吸积可能是一个新的相关网站的银河系化学演化，因此需要更全面的研究，以更好地约束核合成在这些对象。
2019-02-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Angular momentum drives proton-rich nucleosynthesis in hyperaccreting neutron stars in common envelopes
University of York（约克大学）；Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）
本研究探讨了角动量对中子星吸积盘中核合成的影响，发现质子丰富的rp过程产物和α富的超新星样核合成，为银河系化学演化的贡献提供了新机制。
2026-03-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Stable Case BB/BC Mass Transfer to Form GW190425-like Massive Binary Neutron Star Mergers
本文通过恒星结构与双星演化计算，提出GW190425可经由公共包层后的稳定Case BB/BC物质转移形成，并揭示富氦次星被潮汐加速自转后可能诞生高自转能量的磁星。
2024-10-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Unifying the observational diversity of isolated neutron stars via magneto-thermal evolution models
对磁星和一些强磁场磁星的观测表明，它们的热光度系统地高于经典射电磁星，从而证实了磁场参与它们的X射线发射的想法。本文给出了中子星温度和磁场完全耦合演化的二维模拟结果，包括最新的动力学系数，并首次考虑了霍尔项的重要影响。在收集和彻底重新分析所有最好的孤立的，热发射中子星的数据，以一致的方式，我们比较我们的理论模型的数据样本的40个来源。我们发现，我们的演化模型可以解释现象的多样性磁星，高B射电望远镜，和孤立的附近的中子星，只有改变他们的初始磁场，质量和信封组成。几乎所有的来源似乎都遵循标准理论模型的预期。最后，我们讨论了预期的爆发率和不同类别之间的进化联系。我们的研究结果是迈向孤立的中子星动物园大统一的重要一步。
2013-06-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
