Signs of accretion in the white dwarf + brown dwarf binary NLTT5306
我们提出了新的XSHOOTER光谱NLTT 5306，0.44 $\pm$ 0.04 \msun白矮星在一个短周期（101\，min）的双星系统与褐矮星的同伴，很可能是以前经历了共同的信封演变。我们已经证实了H $α$发射的存在，并发现了与白矮星有关的Na I吸收。这些观测结果表明有吸积现象。吸积通常通过UV和X射线范围内的高能量发射来证明。然而，我们的\textit{Swift}观测涵盖了三个波段（uvw 1，uvm 2，uvw 2）的整个轨道周期，没有发现紫外线过量或调制。我们使用X射线非探测来设定2 $\times$ 10 $^{-15}$ \msun/年$^{-1}$的吸积速率的上限。我们比较NLTT 5306类似的吸积双星与褐矮星捐助者，并建议推断吸积率可能是从风吸积或吸积从碎片/尘埃盘。缺乏圆盘的证据意味着NLTT 5306正在从潜在的低重力棕矮星中产生微弱的风。吸积速率的上限表明，低至0.45kG的磁场就足以实现这一点。如果得到证实，这将构成对褐矮星风的首次探测，并可能对质量损失率提供有用的限制。
2019-01-16 astro-ph.SR
White Dwarf/M Dwarf Binaries as Single Degenerate Progenitors of Type Ia Supernovae
在Ia型超新星（SNIa）起源的单一简并方案中，对白矮星伴星的限制越来越严格。在SNIa的伴星SNR 0509 - 67.5和SN 1572中，唯一能在极限条件下存活的非简并恒星是M矮星。M型矮星有一些特殊的性质，这些性质在大多数关于超新星Ia祖先的研究中都没有被考虑到：它们有很小但有限的磁场，而且它们经常耀斑。在SNIa祖细胞的背景下探索这些属性。白矮星/M矮星对可能足够多，足以提供足够的爆炸速率。即使白矮星和M矮星上有适度的磁场，也会产生足够的扭矩将两颗恒星锁定在一起，从而形成一颗缓慢旋转的白矮星，其磁极在轨道平面上相互指向。质量损失将通过一个连接两颗恒星的"磁瓶"引导，降落在白矮星上的一个集中的极地区域。与球形吸积相比，这提高了吸积的有效速率。白矮星表面吸积和氢燃烧产生的亮度可能会引起自激质量转移。自激质量损失、极性吸积和吸积层混合的磁抑制的综合效应给出了可能的方法，即使在相当温和的质量吸积速率下，也可以击败"新星极限"，使白矮星增长到克拉塞卡质量。
2012-09-18 astro-ph.SR
Models of Vortices and Spirals in White Dwarf's Accretion Binaries
在目前的调查的主要目的是建议的结构，如旋涡和螺旋，在吸积白矮星的双星的发展模型。数值方法和模拟应用的基础上的流体动力学分析的考虑。在理论模型中提出了吸积流的扰动参数，这些参数是由于潮汐波对次级星周围吸积物质通量的影响而引起的。数值模拟结果表明，密近双星中由于潮汐相互作用，出现了螺旋结构。我们进一步的模拟给出了这个解，它表达了吸积盘区域中涡旋位形的形成。采用单涡和复合涡模型研究了流动相互作用区域中涡的演化。圆盘物质中的气体被认为是可压缩的和非理想的。所有这些结构的寿命是不同的，每个都取决于旋转的时间周期，吸积物质的密度和速度。
2011-03-03 astro-ph.SR
Does an Average White Dwarf Have Enough Mass to Prevent an Accretion Disk Tilt?
在最近的出版物中，我们介绍了升力作为一个共同的来源，吸积盘倾斜，这可能是相关的吸积盘系统。升力是由在亮点处流过圆盘上方和下方的超音速气流速度略有不同而产生的。在这次会议上，我们集中在是否平均白矮星有足够的质量，以防止磁盘倾斜的非磁性激变变星（CV）与吸积盘。假设一个白矮星质量为0.6 M $_{\odot}$和一个磁盘质量为10 $^{-11}$ M $_{\odot}$，我们改变二次质量，以建立理论上的最小质量转移率需要诱导和维持磁盘倾斜4度周围的节点线。对于范围内的质量比\( (0.13 \le q=M_{2}M^{-1} \le 0.45) \)，我们确认，二级质量并没有显着的磁盘倾斜。我们还证实，一般的白矮星没有足够的质量，以防止磁盘倾斜。我们发现，磁盘倾斜可能是在低质量传递速率系统，如CV SU UMa的。
2010-11-15 astro-ph.SR
He white dwarfs with large H contamination: Convective mixing or accretion?
白矮星是致密的天体，其大气层主要含有轻元素，氢或氦。由于它们的表面高引力场，重元素向下扩散的时间与进化的时间尺度相比非常短，最轻的元素留在信封的顶部。这导致了白矮星主要分为富氢和富氦两类。但是许多富含氦的白矮星在其大气中也显示出氢的痕迹，其起源仍然没有确定。在这里，我们研究的情况下，通过全面的演化计算，一个代表性的模型的“He-H-Z”白矮星，一个子群的氦丰富的白矮星显示重元素和大量的氢在其大气中。我们发现不可能用恒星中原始氢的对流混合来解释其大气中的氢含量。我们的结论是，最有可能的解释是吸积的氢丰富的材料，可能是水轴承，来自碎片盘。
2018-12-21 astro-ph.SR
Accretion variability from minutes to decade timescales in the classical T Tauri star CR Cha
经典的金牛座T型恒星被一个拱星盘所包围，它们正在从中吸积物质。这个过程是类太阳恒星形成的关键。虽然经常用简单的静态模型来描述，但吸积过程本质上是随时间变化的。我们的目标是通过分析2006年，2018年和2019年的光度和光谱观测，在从几分钟到十年的广泛时间尺度上研究低质量年轻恒星物体CR Cha的吸积过程。我们对TESS任务和ASAS-SN和ASAS-3数据库中的CR Cha光变曲线进行了周期分析。我们利用与TESS观测窗同时获得的$I,J,H,K$波段测光研究了系统的颜色变化。我们分析了在2006年使用AAT/UCLES获得的一系列高分辨率光谱中发现的吸积示踪剂的振幅，时间尺度和形态，2018年使用HARPS，2019年使用ESTERO和FEROS光谱仪。所有的光度数据显示，与2.327天的旋转周期，这是稳定的系统在几十年的周期性变化兼容。此外，ASAS-SN和ASAS-3的数据暗示，在2001年至2008年期间，长期增亮0.2等，在2015年至2018年期间略低于0.1等。近红外颜色的变化可以通过改变吸积速率或内部盘结构的变化来解释。我们的结果表明，H $α$发射的变化幅度在从数小时到数天/周的时间尺度上增加，之后即使在十年时间尺度上也保持相似。另一方面，我们发现显着的形态变化的年度/十年的时间尺度，表明不同的物理机制，负责线轮廓的变化，如吸积或风，在不同的时间存在不同程度的。
2022-01-10 astro-ph.SR
Accreting CO material onto ONe white dwarfs towards accretion-induced collapse
关于吸积一颗白矮星的最终结果，人们已经研究了几十年，但仍有一些问题没有得到解决。近年来，一些研究表明，吸积一个质量为1000万的WDs会发生氧的爆燃。在本文中，我们的目标是调查是否ONe WD可以经历吸积诱导的崩溃（AIC）或爆炸时，他们的质量接近的Ekrasekhar极限。利用恒星天体物理实验（MESA）中的恒星演化程序模块，模拟了吸积CO物质引起的ONe WDs的长期演化.在质量吸积过程中，ONe WDs经历了弱的多次碳闪，导致WDs的质量增加。我们发现不同的初始WD质量和质量吸积速率对中心密度和温度的演化有影响。然而，由于中微子冷却，中心温度不能达到爆炸氧点火温度。这项工作意味着吸积ONe WD的最终结果是电子捕获诱导的坍缩，而不是热核爆炸。
2018-02-05 astro-ph.SR
SDSS J000555.90-100213.5: a hot, magnetic carbon-atmosphere WD rotating with a 2.1 day period
令人惊讶的是，大部分（70%）的热，碳占主导地位的大气（DQ）的白矮星是磁性和/或光度变化的短时间尺度上到1000秒。然而，在这里，我们表明，热DQ磁白矮星SDSS J000555.90-100213.5在较长的时间尺度上的光度变化为11%，周期为2.110 +/- 0.045天。我们没有发现目标在短时间尺度上以<+/-0.5%的幅度波动的证据。短周期热DQ白矮星被解释为非径向变率，但在SDSS J 0005 -1002的情况下，变率更可能是由于磁热DQ白矮星旋转造成的。我们建议，一些热DQ白矮星，在短时间尺度上变化，应该更仔细地检查，以确定是否是由于旋转，而不是脉动的变化。应监测所有热DQ的长周期调制，作为旋转和磁性的指标。
2013-05-09 astro-ph.SR
Evolution of accreting white dwarfs; some of them continue to grow
新星是激变的双星系统，其中一颗白矮星的主星从一颗低质量的伴星吸积物质。如果WD能够增加质量达到克拉塞卡极限，从而爆炸为Ia型超新星，那么这种吸积的重要性就更加重要了。在这项研究中，我们以每年1.6 e-10到1.6 e-6 Msun的吸积率将太阳成分的物质吸积到0.70、1.00和1.35 Msun的碳-氧白矮星上。我们已经利用MESA恒星演化代码为我们的建模和发展他们的许多新星周期，或在某些情况下，演化到红巨星阶段。不同的行为发生的WD质量和吸积率的函数。对于较低的WD质量，模型进行经常性的氢闪在低吸积率，较高的吸积率，稳定燃烧的氢发生，并最终让位于经常性的氢闪。在最高的吸积速率下，这些模型会经历一个稳定的燃烧阶段，但最终会过渡到红巨星。对于最高质量的白矮星，在较低的吸积率下会出现周期性的氢闪光，但对于较高的吸积率，模型会表现出稳定的燃烧，其间穿插着氦闪光。我们发现，对于我们所有的模型，经历经常性的氢闪光，以及稳定燃烧的模型，表现出氦闪光，WD的质量继续增长向Ekrasekhar极限。这些结果表明，在激变变系统中，太阳丰度物质吸积到碳氧白矮星上，单一简并的情况，是Ia型超新星爆炸的祖先的一个可行的渠道。
2013-03-15 astro-ph.SR
Comparison of theoretical white dwarf cooling timescales
对白矮星冷却时间的准确评估对于将银河系人口的白矮星宇宙年代学置于更坚实的基础上至关重要。考虑到下一代超大望远镜提供的更强的观测能力，这一问题尤其重要，因为这将为利用白矮星作为星系演化的探测器和基础物理学的试验台提供更多的途径。我们估计的第一次从两个独立的和广泛使用的进化代码（BaSTI和LPCODE）的白矮星模型与固定的质量和化学分层，当相同的输入物理在两个代码中获得的结果的一致性。我们考虑了0.55Msun的白矮星模型，其核心是纯碳和均匀的碳-氧（50/50质量分数）。我们已经评估了第一次的最大可能的准确性，在目前的估计白矮星冷却时间，只导致从不同的实现恒星演化方程和均匀输入物理在两个独立的恒星演化代码。当光度低于log（L/ L_{\sun}）=-1.5 $时，该精度为2%。这一协议是真实的纯碳和均匀的碳-氧分层核心模型，也当释放的潜热和碳-氧相分离被认为是。这种差异小于冷却时间的不确定性，这是由于目前白矮星化学分层的不确定性。在计算中还定量地确定和解释了改变状态方程、低温辐射不透明度和电子传导不透明度的影响。最后，我们通过提供我们的冷却序列和所需的输入物理的表格来扩展我们的工作范围，这可以用作从其他白矮星进化代码获得的冷却时间的比较测试。
2013-06-11 astro-ph.SR
Importance of fingering convection for accreting white dwarfs in the framework of full evolutionary calculations: the case of the hydrogen-rich white dwarfs GD133 and G29-38
很大一部分白矮星的光球化学成分被碎片盘吸积的重元素污染。这种碎片盘是岩石微行星潮汐破裂的结果，这些微行星经历了从主序星到最后白矮星阶段的整个恒星演化。确定这种物质的吸积速率是估算微行星质量和了解行星系统最终命运的重要一步。平均分子量为$μ$，高于白矮星外层平均分子量的重物质的吸积，引起双扩散不稳定性，产生指状对流和额外混合。结果，吸积的物质被稀释到恒星深处。我们探讨了这种额外的混合对Mg，O，Ca，Fe和Si的丰度演化的情况下，两个研究得很好的污染DAZ白矮星：GD~133和G~29-38。我们进行了数值模拟的吸积物质的化学成分类似于散装地球之一。我们考虑了从$10^{4}$ ~g/s到$10^{10}$ ~g/s的吸积速率。双扩散不稳定性在很短的时间尺度上发展。在GD~133的情况下，再现观测丰度所需的吸积速率比忽略指进对流所估算的速率高出2个数量级以上，在G~29-38的情况下，则高出约1.7倍。我们的数值模拟表明，指状对流是一种有效的机制，混合吸积材料，它必须考虑到在确定吸积率。
2016-12-29 astro-ph.SR
Accretion and diffusion in the DAZ white dwarf GALEX J1931+0117
我们分析了DAZ白矮星GALEX J1931+0117的高色散和高信噪比光谱。用VLT-Kueyen/UV-可见中阶梯光谱仪获得的光谱显示出几条分辨率良好的Si II谱线，从而能够研究压力对谱线轮廓的影响。我们观察到大的斯塔克位移与实验室测量的硅线。大气模型分析表明，镁、硅和铁的丰度超过太阳丰度，而氧和钙的丰度低于太阳丰度。此外，我们比较了所观察到的线配置文件的合成光谱计算与可变吸积率和垂直丰度分布假设扩散稳态。推断的吸积速率从钙的dM/dt=2x10^6到氧的2x10^9 g/s不等，表明吸积流由氧、硅和铁主导，而缺乏碳、镁和钙。两个测量时期之间缺乏径向速度变化表明GALEX J1931+0117可能不是一个近距离的双星，并且吸积物质的来源存在于碎片盘中。
2010-12-13 astro-ph.SR
Theoretical Studies of Accretion of Matter onto White Dwarfs and the Single Degenerate Scenario for Supernovae of Type Ia
我们提出了一个简单的总结的单一简并方案的Ia型超新星的祖先，它是假设一个低质量的碳-氧白矮星的质量增长的结果，吸积从一个紧密的双星系统中的第二颗恒星。最近对太阳物质在不混合的情况下吸积到白矮星上的流体动力学模拟总是会产生热核失控，并且不会发生稳定的燃烧。对于宽范围的WD质量（0.4太阳质量到1.35太阳质量），最大的喷射物质发生在1.25太阳质量序列，然后随着白矮星质量的减少而减少。因此，白矮星的质量会随着太阳物质的吸积而增加，只要吸积的物质没有与核心物质混合。相比之下，热核失控的吸积富氢层的低光度WD在紧密的二元系统的核心物质与吸积材料的混合发生的爆发机制为经典，复发和共生新星。这些系统特征的差异可能是WD质量和质量吸积速率。氯化萘喷出物中从碳到硫的各种元素高度富集，这证实有来自WD核心的物质被挖掘出来，使它们能够促进星际介质的化学富集。因此，对CNe的研究可以加深对银河核合成、太阳前颗粒的来源以及河外距离尺度的理解。爆发的特征取决于白矮星的质量、光度、质量吸积速率以及吸积物质和WD物质的化学成分。突出的性质也取决于何时，如何，以及如果增生层与WD核心混合和混合机制仍然是未知的。
2012-10-22 astro-ph.SR
Timescales for Detecting Magnetized White Dwarfs in Gravitational Wave Astronomy
在过去的几十年里，研究人员已经通过对过亮的Ia型超新星的探测预测了十几个超级白矮星白矮星。事实证明，磁场和旋转可以解释如此巨大的白矮星。如果这些旋转磁化的白矮星遵循特定的条件，它们可以有效地发射连续的引力波，各种未来的探测器，即LISA，BBO，DECIGO和ALIA可以探测到这样的引力波，具有显着的信噪比。此外，我们讨论了这些白矮星可以发射偶极和四极辐射的各种时间尺度，并表明在未来，引力波探测器可以直接检测到超超磁拉塞卡白矮星取决于磁场的几何形状和强度。
2021-07-14 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
On Thermohaline Mixing in Accreting White Dwarfs
我们讨论了最近声称的热盐（“指”）不稳定性是重要的吸积白矮星，增加派生吸积通量可能的数量级。我们提出了另一种观点，并得出结论，至少在稳定状态下，这是不是这种情况下，目前的方法估计吸积通量是正确的。
2014-08-29 astro-ph.SR
The Masses and Accretion Rates of White Dwarfs in Classical and Recurrent Novae
长期以来，模型预测银河系经典新星中白矮星的频率平均质量是场白矮星的两倍。只有少数动力学上确定的新星白矮星质量被公布，使得理论预测没有得到很好的检验。新星的重现时间分布和质量吸积率分布更是知之甚少。为了解决这些缺陷，我们将我们对新星爆发的广泛模拟与Strope等人（2010）和Schaefer等人（2010）关于银河系经典和复发新星爆发特征的数据库相结合，以确定新星中92颗白矮星的质量。我们发现82颗经典新星的平均质量（频率平均的平均质量）为1.06（1.13）Msun，而10颗复发新星的平均质量为1.31 Msun。这些质量，以及观测到的新星爆发幅度和下降时间分布使我们能够确定经典新星的长期质量吸积率分布。值得注意的是，这个数值只有1.3 x 10^{-10} Msun/yr，比经典新星爆发前后几十年的激变双星的数值小一个数量级。这预示着老新星成为低质量传输速率系统，因此矮新星，在新星爆发之间的大部分时间。我们确定了10个已知银河RN的质量吸积率，发现它们的范围是10^{-7} - 10^{-8} $ Msun/年。我们能够预测的复发时间分布的新星，并比较它与人口合成模型的预测。
2018-04-23 astro-ph.SR
Connections Between Tilted Accretion Disks Around White Dwarfs and Substellar Companions
白矮星系统中的吸积盘被认为是倾斜的。在最近的出版物中，升力被认为是盘倾斜的一个来源，一个可能与所有吸积盘系统相关的来源。升力是由在亮点处流过圆盘上方和下方的超音速气流速度略有不同而产生的。在这次会议的过程中，我们集中在是否有足够的质量，以有助于磁盘倾斜吸积到一个白矮星主要的棕矮星捐助星。我们也想知道一个白矮星-棕矮星密近双星系统是否有足够的质量来诱导和维持四度的盘倾斜。我们采用SDSS 103533.03+055158.4作为我们的模型系统，其传质速率为（（10 \pm 2）\times 10^{-12}）M $_{\odot}$ yr $^{-1}$。我们发现SDSS 1035中的褐矮星没有足够的质量来贡献盘倾斜。我们发现最小质量传递速率的总量为$\sim10^{-10}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$。我们的结论是，SDSS 1035似乎没有足够高的传质速率，诱导和维持可观察到的磁盘倾斜。因此，褐矮星供体系统如此难以找到的一个原因可能是由于它们的低质量传递速率，这不会引起白矮星-红矮星CV中典型的可观察到的动力学效应。
2011-02-07 astro-ph.SR
Timescales for detection of super-Chandrasekhar white dwarfs by gravitational wave astronomy
近几十年来，从间接观测中推断出白矮星的质量极限被打破，这可能是天文学上的一个革命性发现。不同的研究人员已经提出了不同的理论来解释这一有趣的现象。然而，这样的大质量白矮星通常具有非常小的光度，因此，到目前为止，它们不能被任何观测直接检测到。我们已经提出，连续引力波可能是直接探测它们的探测器之一，在未来，各种天基探测器，如LISA，DECIGO和BBO，应该能够探测到许多这些白矮星（如果它们的行为像恒星）。在本文中，我们解决各种有关的引力辐射和偶极辐射的发射时间尺度。这次探索为探测器观测大质量白矮星设定了一个时间尺度。
2020-04-28 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Thermal-timescale accretion does not always yield critical rotation in mass gainers
Nanjing University（南京大学）；Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理研究所）；Heidelberger Institut für Theoretische Studien（海德堡理论研究所）
本研究发现双星质量转移不总能产生临界自转，其自转速度取决于吸积历史和质量转移过程。
2026-01-13 astro-ph.SR
No evidence for a strong decrease of planetesimal accretion in old white dwarfs
很大一部分白矮星正在吸积或最近已经从它们的行星系统中吸积了岩石物质，因此比氦重的元素污染了它们的大气。近年来，对能够将星子运送到其中心白矮星附近的机制的探索激发了一系列建模工作。观测到的白矮星在多陀螺寿命期间的吸积速率随时间的演化是对演化行星系统动力学模型的一个重要检验。最近对冷白矮星样本的研究发现，在Gyr时间尺度上，冷的老白矮星的质量吸积速率显著下降。在这里，我们重新审视这些结果，使用更新的白矮星模型和更大的样本旧污染的H-和He-大气白矮星。我们没有发现令人信服的证据，其时间平均质量吸积率的冷却时间在1至8 Gyrs之间的强烈下降。在此期间，质量吸积率下降不超过10的数量级的一个因素，这是一个数量级小于在最近的工作中发现的衰变率。我们的研究结果需要的机制，可以有效地和一致地提供至少8个Gyrs的白矮星的罗氏半径内的星子。
2021-11-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
New simulations of accreting DA white dwarfs: inferring accretion rates from the surface contamination
一部分不可忽略的白矮星的大气层中存在重元素。对这种污染最被接受的解释是来自潮汐破裂的星子的物质的吸积，这些星子在恒星周围形成了一个碎片盘。我们提供了一个富氢白矮星吸积重物质的模型网格。我们扫描一个三维参数空间，包括不同的有效温度，信封的氢含量和吸积率。该网格适用于确定显示重元素存在的白矮星的吸积率。计算了吸积白矮星的全部演化过程，包括所有相关的物理过程，特别是指进（温盐）对流，这是一个在大多数以前的工作中被忽略的过程，必须考虑到获得现实的估计。吸积被视为一个连续的过程和散装地球组成的吸积材料假设。我们获得最终（固定或近固定）和可靠的丰度网格模型代表富氢白矮星不同的有效温度和氢含量，适用于各种吸积率。我们的结果提供了吸积率的估计，考虑了热盐混合，可用于对演化行星系统的进一步研究。
2021-12-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
The SW Sex-type star 2MASS J01074282+4845188: an unusual bright accretion disk with non-steady emission and a hot white dwarf
本文介绍了新发现的类新星食星2MASS J01074282+4845188的光度和光谱观测结果。为了得到光变曲线的解，我们采用了一个类新星恒星的模型，它的发射源是一个被吸积盘包围的白矮星，一个充满其罗氏瓣的次级恒星，一个热点和一条热线。2MASS J01074282+4845188显示了已知的类新星恒星中最深的永久日食。它是通过用次级分量覆盖非常明亮的吸积盘而产生的。圆盘的光度远大于其它光源的光度。所确定的磁盘的高温是典型的CV爆发期间观察到的。2MASS J01074282+4845188的主星是CV中最热的白矮星之一。它的次级星的温度也很高，为5090K，更适合于长周期的SW型性星。这可能是由来自热白矮星和目标的热吸积盘的强烈加热来解释的。高质量吸积率$\dot{M} = 8\times 10^{-9} M_{\sun}$ yr $^{-1}$、宽单峰H $α$发射轮廓以及S波的存在是SW性别分类为2MASS J01074282+4845188的确定标志。所获得的沿盘半径的平坦温度分布以及能量分布偏离黑体定律是盘的非稳态发射的证据。2 MASS J01074282+4845188的盘温度和参数$α_{g}$与激变星在爆发时的温度和参数接近，这可能是类新星恒星处于永久活动状态的另一个论据。
2013-03-07 astro-ph.SR
A New Timescale for Period Change in the Pulsating DA White Dwarf WD 0111+0018
我们报告了迄今为止在WD 0111+0018的292.9 s模式中观测到的脉动DA（氢大气）白矮星（WD）的最快周期变化率。观察到的周期变化，快于10^{-12} s/s，超过了两个数量级以上的预期速度从冷却单独为这类缓慢和简单地演变脉动WD。这一结果表明，存在一个额外的时间尺度的周期演化在这些脉动的对象。我们还测量了非线性组合频率的周期变化率，并表明它们具有其母模的演化特征，证实这些组合频率不是独立的模式，而是恒星外层非线性失真的产物。
2013-02-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Slow Accretion of Helium Rich Matter onto C-O White Dwarf: Does Composition of WD Matter?
在双星系统中，氦吸积到碳氧白矮星（WD）上在许多天体物理场景中起着至关重要的作用，特别是在Ia型超新星中。此外，氦吸积CO白矮星的吸积率$\dot{M} \lesssim 10^{-9} M_{\odot}$ $yr^{-1}$的点火密度决定了超新星爆发的触发机制，可能是偏离中心的氦闪，也可能是中心的碳闪.我们的目标是研究氦以缓慢的吸积速率$5 \times 10^{-10} M_{\odot}$ $yr^{-1}$吸积到相对冷和热的不同碳和氧丰度的白矮星上。模拟程序MESA（Modules for Experiments in Stellar Astrophysics）用于我们的研究。我们分析了白矮星吸积阶段的表面重力（g）、氦光度（$L_{He}$）和有效温度（$T_{eff}$）等性质的变化。计算了氦气燃烧的点火密度（$ρ_{He}$）和点火温度（$T_{He}$）。正如预期的那样，在吸积过程中，WD的尺寸减小，g增大。然而，在快速点火接近尾声后，观察到类似红巨星的膨胀。在这项研究中，氦吸积WD演化的依赖性，其组成也进行了探讨。我们发现，较低丰度的碳的白矮星吸积稍长的氦点火开始之前。
2021-11-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Timescale of Mass Accretion in Pre-Main-Sequence Stars
我们提出了一个大型光谱调查的初步结果，旨在测量的时间尺度的质量吸积在年轻的，前主序星的光谱类型范围K 0- M5。使用VIMOS在VLT的多目标光谱学，我们确定了一些年轻的星团和年龄在1 - 50百万年之间的协会的吸积恒星的分数。吸积恒星的比例从1.5 - 200万年时的60%下降到1000万年时的2%。在灵敏度极限为$10^{-11}$ Msun yr-1时，在1000万年后没有发现吸积星。我们比较了显示正在进行的吸积（f_acc）的恒星的分数与近中红外过剩（f_IRAC）的恒星的分数。在大多数情况下，我们发现f_acc < f_IRAC，即，质量吸积似乎比尘埃在内盘中消散更早地停止（或下降到可检测的水平以下）。在500万年前，95%的恒星星族已经停止以大于10^{-11} Msun yr-1的速率吸积物质，而大约20%的恒星显示出近红外过量发射。假设一个指数衰减，我们测量的质量吸积时标（t_acc）为2.3百万年，相比之下，近中红外过量时标（t_IRAC）为2.9百万年。在内盘中形成行星形成和/或迁移可能是一种可行的机制，可以在如此短的时间尺度内阻止中央恒星的进一步吸积。
2009-11-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Numerical Model for Accretion in Intermediate Polars with Dipolar Magnetic Fields
建立了一个研究磁激变变星中白矮星磁层吸积过程的三维数值模型。该模型假设白矮星具有对称轴倾斜于旋转轴的偶极磁场。该模型是基于修正的MHD方程，该方程描述了波动MHD湍流中的平均流动参数。考虑了磁场的扩散以及辐射加热和冷却。通过模拟一个典型的中间极地的吸积过程，证实了该模型的适用性。计算结果表明，吸积体周围形成了磁层，吸积作用通过磁柱发生。吸积柱呈幕状，由于物质的流入，在白矮星表面的磁极区域形成了弧形的能量释放区。
2016-02-03 astro-ph.SR
Bounding destruction timescales of minor planets orbiting white dwarfs with the sesquinary catastrophe
本文提出白矮星周围轨道周期5-25小时以上的小行星满足次生灾难条件，并计算出在约1-4个洛希半径的危险区内碰撞时标为10^2-10^5年，表明碎片盘处于半连续补给状态。
2025-07-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Accreting White Dwarf in SS Cygni Revealed
我们利用哈勃太空望远镜和远紫外光谱探测器对天鹅座SS型矮新星的静止期进行了分析。FUSE和HST光谱是在爆发后相当的时间获得的，并且在两个光谱重叠的地方具有匹配的通量水平。在我们的合成光谱分析中，我们使用了天鹅座SS的精确的HST FGS视差，得到d = 166 pc，这是一个新确定的吸积白矮星的质量（Bitner等人，2007年），Mwd= 0.81 Msun（低于以前广泛使用的1.2 Msun），变红E_{B-V}值为0.04（Verbunt 1987; La Dous 1991）和0.07（Bruch和Engel 1994），它们来自IUE LWP光谱中的2175 A吸收特征。从最佳拟合模型解到HST + FUSE组合谱能量分布，我们发现白矮星在静止时达到45-55，000 K的温度Teff，假设Log（g）= 8.3，有太阳成分吸积大气。WD的准确温度取决于假设的红化和包含一个静止的低质量吸积率吸积盘。在FUSE范围内，吸积盘模型本身拟合得很差，而如果我们把距离作为一个自由参数，唯一拟合得很好的吸积盘模型是在至少几百秒差距的不协调距离和吸积速率（1.E-8兆太阳/年，这对静止的矮新星来说是不可接受的高）的情况下。讨论了白矮星温度对时均吸积率和长期压缩加热模型的影响。
2010-07-19 astro-ph.SR
Metal accretion scars may be common on magnetic, polluted white dwarfs
本文发现第二颗磁性污染白矮星WD2138-332，其金属线强度与纵向磁场同相位变化，提出磁极周围的金属疤痕可能是金属污染白矮星的普遍特征。
2024-07-24 astro-ph.SR
The Effects of Magnetic Accretion on the Spatial Extent of White Dwarf Pollution
JILA and Dept. of Astrophysical and Planetary Sciences, CU Boulder（科罗拉多大学博尔德分校天体物理与行星科学系及JILA）；Dept. of Astronomy, University of Michigan（密歇根大学天文学系）；Center for Astrophysics — Harvard & Smithsonian（哈佛史密森尼天体物理中心）
研究磁白矮星污染，构建吸积几何等模型，表明磁场会集中污染，相对时间尺度决定金属分布，磁场与自转轴不对准会使污染特征周期性变化，可解释相关探测，还指出磁场会致质量吸积率低估。
2026-07-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Asynchronous accretion can mimic diverse white dwarf pollutants I: core and mantle fragments
被污染的白矮星充当天体物理质谱仪--它们的光球丰度被用来推断吸积在它们上面的行星物体的成分。我们表明，由于吸积过程中的不对称性，在一个单一的行星体吸积过程中，落在恒星上的物质的组成可能会随时间而变化。因此，白矮星的瞬时光球丰度并不一定反映其污染物的整体组成，特别是当它们的扩散时间尺度很短时。特别是，我们预测，当一个小行星与铁核心潮汐破坏周围的白矮星，更大的份额，其地幔喷出，并在事件期间的核心/地幔部分的吸积材料随时间而变化。至关重要的是，这意味着不能确定扩散时间尺度较短的白矮星的不同污染物的核心部分，这些白矮星只对较长吸积过程的短暂片段进行采样。观测到的污染白矮星数量支持了这个理论。相对于恒星丰度比，更多的白矮星具有高Fe/Ca比的吸积物质，表明地幔物质的喷射。此外，我们发现初步的证据表明，铁的吸积率下降得更快，比镁或钙，暗示在吸积组合物的可变性。对这一理论的进一步证实将来自于即将进行的对年轻白矮星的大样本分析。
2022-11-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Understanding Accretion Variability Through TESS Observations of Taurus
解释被称为经典金牛T星的吸积、年轻、低质量恒星的短时间尺度变化仍然是一个开放的任务。来自凌日系外行星勘测卫星（\textit{TESS}）的长达一个月的连续光变曲线已经可以用于数百颗金牛座T星。有了这一庞大的数据集，确定之间的联系所观察到的变化\TESS和短时间尺度吸积变化是有价值的吸积过程的特点。为此，我们获得了短节奏的\TESS观测金牛座恒星形成区域的14颗金牛座T星，同时地面，UBVRI波段测光作为吸积诊断。此外，我们结合我们的数据集与以前公布的同时NUV-NIR \textit{Hubble Space Telescope}光谱的一个成员的样品。我们发现的证据表明，在\TESS光变曲线中观察到的短时间尺度的变化可以归因于吸积率的变化，但注意到显着的分散在不同的夜晚和对象。我们确定在我们的数据集内的时间滞后的提示，增加在较短的波长，我们建议可能是纵向的吸积柱的密度分层的证据。我们的研究结果强调，同时，多波长观测仍然是至关重要的，为这些恒星的观测变化提供背景。
2022-06-30 astro-ph.SR
VTC J095517.5+690813: A radio transient from an accretion-induced collapse of a white dwarf?
我们研究了最近报道的M81中的射电瞬变现象VTC J095517.5+690813是由一颗白矮星的吸积引起的坍缩引起的可能性。它在无线电中变得明亮，但没有发现相关的光学瞬变。吸积引起的坍缩被预测为射电明亮，但光学暗淡，满足观察到的属性。我们比较了VTC J095517.5+690813和吸积诱导坍缩的射电辐射，发现吸积诱导坍缩可以合理地解释射电辐射。虽然很难确定VTC J095517.5+690813是吸积引起的坍缩，但我们的研究表明，没有光学对应物的射电亮瞬变仍然可能与恒星死亡有关。
2019-09-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Accretion of Solar Material onto White Dwarfs: No Mixing with Core Material Implies that the Mass of the White Dwarf is Increasing
激变变星（CV）是一个近距离双星系统，其中一个组成部分是一颗吸积的白矮星（WD），另一个组成部分是一颗较大的较冷的恒星，充满了它的洛希叶。WD吸积物质的一个后果是它们的质量可能会增加，最终将达到阿布拉塞卡极限。这种演化可能导致超新星Ia（SN Ia）爆炸，并被称为单简并祖先（SD）场景。单一简并方案的一个问题是，通常假设在演化的吸积阶段期间的某个时间，吸积材料与WD核心材料混合，并且由于典型的WD具有碳-氧（CO）核心，混合导致大量的碳和氧被带入吸积层中。浓缩碳的存在会导致增强的核聚变和经典新星（CN）爆炸。因此，经典新星系统中的WD质量正在减少，不可能是超新星Ia的祖先。在这里报道的新计算中，已经研究了没有吸积物质与核心物质混合对WD的影响，并且爆炸中涉及的物质只有太阳的成分。我发现，一旦有足够的材料已经吸积，核燃烧继续，直到热核失控（TNR）发生和WD要么蒸发少量的材料或其半径增长到约$10^{12}$厘米和计算停止。在所有发生物质抛射的情况下，抛射物的质量远小于吸积物质的质量。因此，所有WD的质量都在增长。（节录）
2015-02-09 astro-ph.SR
Magnetically gated accretion in an accreting 'non-magnetic' white dwarf
白矮星通常存在于双星系统中，其轨道周期从几十分钟到几小时不等，它们可以从伴星吸积气体。在大约15%的双星中，白矮星的磁场足够强（$\geq 10^6$高斯），可以将吸积物质沿着磁力线引导到磁极上。其余的系统被称为“非磁性”，因为迄今为止还没有证据表明它们具有动态显著的磁场。在这里，我们报告的档案光学观测的“非磁性”吸积白矮星的双星系统MV天琴座（以下简称MV天琴座），其光变曲线显示的准周期性爆发的$\approx 30$分钟的持续时间每$\approx 2$小时。观测结果表明存在一种不稳定的磁调节吸积模式，揭示了磁门吸积的存在，其中磁盘材料在磁层边界周围（在共同旋转半径处）积聚，然后吸积到白矮星上，产生由重力势能释放提供动力的爆发。我们推断，在$2 \times 10^4 \leq B \leq 10^5$高斯之间的MV天琴座的白矮星的表面磁场强度，太低，无法通过其他现有的方法检测。我们的发现为研究吸积白矮星中磁场的强度和演化提供了一种新的方法，并扩展了吸积到白矮星、年轻恒星和中子星之间的联系，其中类似的磁门吸积周期已被确定。
2017-12-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
The heavily polluted atmosphere of the DAZ white dwarf GALEX J193156.8+011745
我们报道了一颗新的严重污染的白矮星的发现。DAZ白矮星GALEX J193156.8+011745是在GALEX/GSC对紫外线过量天体的联合调查中确定的。在ESO NTT获得的光学光谱显示镁和硅的强吸收线和详细的丰度分析的基础上VLT-Kueyen UVES光谱揭示硅和镁的超太阳丰度，和近太阳的氧，钙和铁的丰度。总体丰度模式显示出白矮星大气层正在不断吸积的迹象。红外光谱能量分布显示，在H和K波段可能与吸积源有关的过剩。
2010-02-10 astro-ph.SR
Scars of Intense Accretion Episodes at Metal-Rich White Dwarfs
对DBZ型白矮星的时间平均吸积率的重新评估表明，历史上的时间平均吸积率明显高于目前在DAZ型白矮星上观察到的吸积率。DAZ白矮星观测到的持续的瞬时吸积速率（通常超过1 e8 g/s）与DBZ恒星在过去1 e5 - 1 e6年中推断的吸积速率之间的差异可能是几个数量级，因此必须由数十至数百年的高速率事件造成，因此它们至今仍未被发现。本文探讨的可能性，这种短暂的，强烈的吸积事件的气相材料可以解释现有的数据。对于星周气体的合理假设，吸积速率接近或超过1 e15 g/s是可能的，类似于在静态激变变星中观察到的速率，并且可能通过未来的X射线任务或宽场监测设施检测到。容易发生这种快速吸积的气体碎片可能在潮汐破裂事件之后立即通过碰撞和升华而丰富，或者如果额外的物体撞击现存的磁盘。在气体产生事件之间的长时间内，颗粒盘物质以坡印廷-罗伯逊拖曳率或接近坡印廷-罗伯逊拖曳率的速度吸积，这与尘埃DAZ白矮星推断的速率一致。在这张照片中，没有红外线过量的温暖DAZ恒星的吸积速率与未被检测到的颗粒盘一致。这一总体情况对DBZ白矮星的吸积和小行星碎片的衍生化学成分的准稳态模型有影响。
2012-06-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Absence of a Correlation between White Dwarf Planetary Accretion and Primordial Stellar Metallicity
本文通过宽双星系统中伴星金属丰度作为白矮星原初金属丰度的代理，比较受污染与未受污染白矮星的金属丰度分布，发现两者无显著差异且吸积率与金属丰度无显著趋势，表明巨行星并非白矮星吸积事件的主导原因。
2024-06-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
A road-map to white dwarf pollution: Tidal disruption, eccentric grind-down, and dust accretion
很大一部分白矮星显示出金属线，表明行星物质的污染，但吸积过程仍然知之甚少。本文的主要目的是制作一个路线图，说明白矮星污染的几个潜在途径，并将这些途径与观测结果联系起来。我们提出的主要道路开始于一个分散的小行星的潮汐破坏和一个高度偏心的潮汐盘的形成，具有广泛的碎片大小。这些碎片的坡印廷-罗伯逊（PR）阻力单独的吸积太慢，无法解释所观察到的速率。相反，在第二阶段，包括差分拱点进动在内的几个过程导致偏心碎片之间的高速碰撞。大的小行星在分裂时会产生更多的碎片，导致快速研磨并产生短暂而强烈的尘埃爆发，而较小的小行星则会在较长的时间内研磨。在最后阶段，碰撞产生的尘埃通过阻力循环并吸积到白矮星上。我们表明，当吸积速率超过10^7 g/s时，由PR阻力引起的光学薄尘埃吸积会产生大的红外（IR）过量。我们假设周围的白矮星以高速率吸积，但没有检测到红外过量，尘埃循环需要增强阻力-例如，由于存在气体附近的磁盘的近心。
2021-11-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Accretion of a giant planet onto a white dwarf
对G29-38周围尘埃盘的检测以及绕WD 1145 +017运行的碎片的凌日证实，在许多白矮星中发现的光球微量金属来自潮汐破坏的微行星的吸积。这些微行星的组成与内太阳系的岩石天体相似。引力散射星子向白矮星需要更大质量的天体的存在，但迄今为止还没有行星在白矮星被发现。在这里，我们报告的光谱$\simeq27\,750$ K热白矮星是吸积从拱星气体盘组成的氢，氧，硫的速度为$\simeq3.3\times10^9\,\mathrm{g\,s^{-1}}$。这个圆盘的组成不同于白矮星周围所有其他已知的行星碎片，但类似于对冰质巨行星更深大气层组成的预测，H $_2$ O和H $_2$ S是主要成分。一颗巨行星绕着一颗半长轴为$\simeq15$太阳半径的热白矮星运行时，将经历显著的蒸发，预计质量损失率与白矮星的吸积率相当。这颗行星的轨道很可能是引力相互作用的结果，表明系统中存在其他行星。我们推断在$\simeq10^{-4}$白矮星附近的轨道上，光谱可探测到的巨行星的出现率。
2019-12-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Effects of modified gravity on microscopic properties and cooling timescale of white dwarfs
本研究首次探讨修正引力（以Ricci-based引力为例）对白矮星微观性质与冷却的影响，发现大质量白矮星冷却更快，或可解释其观测稀少及超钱德拉塞卡白矮星未被直接探测的现象。
2024-01-26 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Direct formation of millisecond pulsars from rotationally delayed accretion-induced collapse of massive white dwarfs
毫秒双星（MSP）被认为是古老的中子星，由Ib/c型核心坍缩超新星形成，随后通过高度圆形的低质量X射线双星中的伴星吸积而旋转到高转速。最近发现的银河场双星MSP在偏心轨道上，质量函数与氦白矮星同伴PSR J2234+06和PSR J1946+3417的预期一致，因此挑战了这一观点。在这里，我们提出了一个假设，生产这类新的系统，其中的MSP是直接从一个旋转延迟吸积引起的崩溃的超级白矮星白矮星。我们计算了在这些事件中形成的MSPs的轨道性质，并证明我们的假设可以重现观测到的白矮星的偏心率，质量和轨道周期，以及预测脉冲星的质量和速度。最后，我们将这个假设与三星场景进行比较。
2014-05-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
A white dwarf accreting planetary material determined from X-ray observations
很大一部分白矮星的大气层被重元素污染，这些重元素预计会在短时间内从可见层中下沉。这被解释为来自小行星、彗星和巨行星的碎片不断吸积的标志。这一假设得到了一些白矮星周围的碎片盘和行星碎片凌日的探测的支持。然而，光球金属只是正在进行的吸积的间接证据，和推断吸积率和母体成分在很大程度上取决于白矮星大气中的扩散和混合过程的模型。在这里，我们报告了一个4.4 $σ$检测的X射线从污染的白矮星，G29 $-$ 38，使用106 KS曝光与钱德拉X射线天文台，直接表明，该恒星目前正在吸积。从测量的X射线光度，我们发现一个瞬时吸积率$\dot{M_{\rm X}}=1.63^{+1.29}_{-0.40}\times 10^{9}\mathrm{\,g\,s^{-1}}$。这是第一次直接测量白矮星的吸积速率，这是独立于恒星大气模型。这一速率超过了基于过去对光球丰度研究的估计，超过了两倍以上，这意味着在建立碎片吸积白矮星光谱模型时必须考虑对流过冲。我们测量了低等离子体温度的$kT=0.5\pm0.2\,\mathrm{keV}$，证实了预测的轰击解决方案的白矮星吸积在低吸积率。这些观测为研究演化的行星系统提供了一种新的方法，提供了独立测量行星物质瞬时吸积速率的机会，从而研究白矮星吸积的时间尺度以及碎片盘的演化和补充。
2022-02-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the Change of the Inner Boundary of an Optically Thick Accretion Disk around White Dwarfs Using the Dwarf Nova SS Cyg as an Example
本文介绍了我们对天鹅座SS星系（一个含有白矮星的吸积双星系统）光通量非周期变化的研究结果。这里介绍的主要观测数据集是用安装在RTT-150望远镜上的ANDOR/iXon DU-888光度计获得的，它可以实现高达8 ms的时间分辨率（对于CCD光度计）。源通量变化的功率谱揭示了非周期变化包含了双星系统中光学厚流内边界的信息。我们发现，在辐射热光变曲线的最大值处，光学厚的吸积盘的内边界接近于白矮星表面，即，在瞬时吸积率的峰值时，白矮星积盘被截断，而在低态时，吸积盘被截断的距离为8.5e9 cm ~10 R_{WD}。我们认为可以通过研究吸积白矮星的功率谱参数来追踪双星吸积盘内边界的位置。特别是，这允许估计吸积物体的质量。
2012-04-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Asynchronous accretion can mimic diverse white dwarf pollutants II: water content
挥发物，特别是水，是岩石行星可居住性的关键。水在行星物质中的存在可以从受污染的白矮星的大气氧丰度中推断出来，但这种解释往往很复杂。我们研究了吸积过程，发现在更多的难熔矿物到达恒星之前，冰可能会升华和吸积。因此，白矮星的相对光球丰度可能在一次吸积事件中随时间而变化，并不一定反映污染物的整体组成。我们为这个假设提供了两个可检验的预测：1。较冷的恒星将更经常被推断为吸积湿污染物，和2。将有罕见的吸积事件发生，其推断的挥发性水平远远超过原始彗星的水平。为了从观测上检验这些预测，我们对白矮星污染物的含水量进行了统计约束。我们发现，在目前的样本中，只有三颗星显示统计上显着的证据水在2 $σ$水平，由于大气丰度和吸积状态的大的典型的不确定性。在未来，一个扩大的样本污染白矮星与氢占主导地位的气氛将允许证实我们的理论预测。我们的工作还显示了统计解释污染物成分的重要性，并强调需要减少测量丰度的不确定性，以允许其水含量的统计上显着的限制。
2022-11-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Discovery of Beryllium in White Dwarfs Polluted by Planetesimal Accretion
在白矮星中首次发现铍元素。在两颗氦-大气层白矮星的光谱中发现这一点之所以成为可能，是因为在这些恒星中观察到的Be相对于所有其他比He重的元素来说明显过量。测得的Be丰度，相对于南极，是迄今为止在任何天体中看到的最大的。我们预计，在这些吸积行星体中的Be是由O，C和N中的一种或多种在MeV或更大能量的粒子的高通量区域中的spillation产生的。
2021-02-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Gas Accretion onto a Protoplanet and Formation of a Gas Giant Planet
我们研究气体吸积到原行星上，通过考虑气体的热效应在三维流体动力学模拟，其中从原行星的气体盘到木星半径的行星的广泛区域使用嵌套网格方法解决。我们估计了气体巨行星的质量吸积速率和生长时标。当M_p < M_cri时，质量吸积率随原行星质量的增加而增加，当M_p > M_cri时，质量吸积率趋于饱和或减小，其中M_cri = 0.036 M_Jup（a_p/1AU）^0.75，M_Jup和a_p分别为木星质量和轨道半径。气体巨行星的生长时间尺度或气体吸积到原行星上的时间尺度约为10^5年，比固体核心的生长时间尺度短两个数量级。热效应几乎不影响质量吸积速率，因为引力能主导原行星周围的热能。在我们的本地模拟中获得的质量吸积率同意定量以及与粗空间分辨率的全球模拟中获得的。质量吸积速率主要由原行星质量和原行星盘的性质决定。我们发现当Hill或Bondi半径被充分分辨时，质量吸积率被正确地计算。利用原行星的寡头生长，我们讨论了气体巨行星的形成时标。
2010-02-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Effect of a Magnetic Field on the Dynamics of Debris Discs Around White Dwarfs
对受污染的白矮星周围碎片盘的寿命和推断的吸积率的观测估计，往往与盘中尘埃颗粒受到屏蔽的坡印廷-罗伯逊阻力模型的预测不一致。此外，许多冷污染的白矮星没有显示出任何伴随圆盘的观测证据。如果碎片盘的寿命比仅用坡印廷-罗伯逊阻力预测的短，而吸积率比预测的高，这在一定程度上可以得到解释。我们认为潮汐破坏的反磁性碎片和其随后的影响的碎片盘的形成，演变和吸积率的磁场的作用。我们估计，磁场强度大于$\sim$ 10千克可能会减少所需的时间循环和光盘的寿命由几个数量级，并增加相关的吸积率由一个类似的因素，相对于坡印廷-罗伯逊阻力。我们认为，一些污染的白矮星可能拥有低于典型的可检测极限的磁场，这些领域可能占污染的白矮星与失踪的碎片光盘的比例。我们还建议，抗磁阻力可能占较高的吸积率估计污染的白矮星，不能单独由坡印廷-罗伯逊阻力预测，并找到一个依赖于磁场强度，轨道近心点距离，和颗粒大小的预测光盘寿命和吸积率。
2021-01-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Triggering micronovae through magnetically confined accretion flows in accreting white dwarfs
据报道，几颗正在吸积的白矮星在光学波长上发生了快速爆发，在几个小时的时间尺度上，光学亮度可以在不到一个小时的时间内增加到30倍，能量释放可以达到$\approx10^{39}$ erg（“微新星”）。几个系统也表明，这些爆发是半复发的时间尺度上的天到几个月，这些爆发的时间轮廓非常类似于在吸积中子星中观察到的I型X射线爆发。有人认为，观测到的微小新星可能是吸积白矮星表面层局部热核逃逸的结果。在这里，我们提出了一个模型，磁约束的吸积流吸积磁性白矮星可能会触发局部热核失控。所提出的触发微核的模型似乎有利于具有高白矮星质量和高质量传递速率的磁性系统。
2022-04-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Trace hydrogen in helium atmosphere white dwarfs as a possible signature of water accretion
少数拥有氦主导大气的白矮星在其对流区含有异常大量的氢，金属污染的白矮星GD 16是最早被认可的例子之一。我们报告发现了一颗类似的恒星：这颗白矮星碰巧被命名为GD 17。我们获得了GD 16和GD 17的中分辨率光谱，并计算了光球H，Mg，Ca，Ti，Fe和Ni的丰度和吸积率。金属丰度比表明，这两颗恒星最近吸积的碎片是镁贫相比，散装地球的组成。然而，与金属污染物不同，H从未扩散出白矮星的大气，我们提出GD 16和GD 17异常高的大气H含量（分别为$2.2\times 10^{24}$ g和$2.9\times 10^{24}$ g）可能是由先前的含水微行星吸积造成的。比较729颗氦大气白矮星中微量H和金属污染的检测，我们发现，与无金属的对应物相比，金属污染的白矮星中H的存在几乎是其两倍。这种高度显著的相关性表明，在白矮星的冷却年龄，在许多He大气（包括GD 16和GD 17）中检测到的至少一部分H与金属污染物一起吸积，其中最合理的来源是水。在这种情况下，水必须是常见的岩石星子系统。
2017-02-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Metal accretion onto white dwarfs caused by Poynting-Robertson drag on their debris disks
最近在十几颗富含金属的白矮星（WD）周围发现了致密（尺寸为$<R_\odot$）的碎片盘，这表明这些恒星的金属污染可能是由来自盘的高Z物质的吸积造成的。但是，负责有效地从颗粒盘到WD大气的质量转移的机制尚未确定。在这里，我们证明了WD的辐射可以有效地驱动吸积的物质通过磁盘的升华半径（位于几十WD半径），在那里粒子蒸发，饲料盘的金属气体吸积到WD。我们发现，与以前的一些索赔，坡印廷罗伯逊（PR）阻力的碎片盘是有效的，在提供金属吸积率$\dot M_{PR}\sim 10^8$ g/s和更高，缩放二次WD有效温度。我们比较我们的结果与观测结果表明，正如预期的那样，没有WD托管颗粒碎片磁盘显示的证据，金属吸积率低于PR阻力。WD吸积金属的速率显着高于$\dot M_{PR}$的存在表明，除了PR阻力驱动吸积的高Z元素在这些系统中的另一种机制。
2011-02-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Possible formation of lowly luminous highly magnetized white dwarfs by accretion leading to SGRs/AXPs
我们描绘了一个可能的进化场景，通过这种场景，一个高度磁化的超级白矮星白矮星可以通过吸积到一个通常观察到的磁化白矮星上而形成。这是一个探索性的研究，当在灾难变量（CV）的物理是非常丰富和复杂的。在此基础上，我们还探讨了白矮星脉冲星AR Sco由于吸积和自旋下降的反复发生而获得高自旋和高磁场的可能性。我们发现，强磁场显着降低亮度的高磁化白矮星（B-WD），让他们低于目前的检测极限。这个周期的重复最终会导致B-WD，最近被认为是Ia型超新星过度发光的原因。旋转的B-WD也可能是连续引力辐射和软伽马射线中继器（SGR）和异常X射线源（AXP）的理想来源。SGR/AXP通常被认为是高度磁化的，但尚未被观测证实的中子星。对B-WD进行建模并不需要磁场与基于中子星的模型一样高，但是完整地再现了其他观察到的性质。
2019-08-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Wind-accretion disks in wide binaries, second generation protoplanetary disks and accretion onto white dwarfs
从演化的施主星到它的伴星的质量转移是双星系统中恒星演化的一个标准特征。在宽联星中，伴星捕获了主星在风中喷射的部分质量。被捕获的物质形成一个吸积盘。在这里，我们使用数值方法研究风-吸积盘的演变，该方法使我们能够跟踪长期演变。对于一个广泛的初始条件，我们推导出的径向密度和温度分布的磁盘。在大多数情况下，风吸积会在AGB施主星的整个生命周期中产生长寿命的稳定盘。这些盘的质量是10^{-5}-10 ^{-3} M太阳的几倍，表面密度和温度分布遵循破幂律。圆盘中的总质量与所使用的粘度参数近似线性地成比例。大约有50%到80%的质量落入盘中，并与中心恒星吸积;其余的则从盘的外缘流出，进入主星的恒星风中。对于吸积速率较大的系统，次级吸积量可达0.1M太阳。当次级恒星是白矮星时，吸积自然会导致新星和超新星爆发。对于所有类型的二级恒星，大质量盘的表面密度和温度分布类似于在原行星盘中观察到的结构，这表明协调的观测计划可能会提高我们对不确定的盘物理学的理解。
2012-12-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Polluted White Dwarfs: Mixing Regions and Diffusion Timescales
许多孤立的白矮星（WD）显示出大气金属污染的光谱证据。由于重元素沉积时间尺度很短，这很可能表明正在进行的吸积。堆积的金属遇到各种混合过程中的WD表面：对流，重力沉降，过冲，和温盐不稳定性。我们提出了MESA WD模型，探讨这些过程中的每一个推断吸积率及其影响。我们提供了许多个别金属的扩散时间尺度，我们量化的制度，其中温盐混合占主导地位的重力沉降在设置的重元素的有效沉降速率。我们的基础上，并确认早期的工作发现，吸积率高达$10^{13} \, \rm g \, s^{-1}$需要解释所观察到的污染在DA WD $T_{\rm eff} > 15,000 \, \rm K$，我们提供了表格的结果，从我们的模型，使吸积率推断污染DA WD的观测。如果这些率是年轻的WD的代表，我们估计，在WD的寿命吸积的星子材料的总质量可能高达$10^{28} \, \rm g$，虽然这种估计是容易受到潜在的选择偏差和不确定性的磁盘过程的性质，供应吸积WD表面。我们还发现，受污染的DB WD经历的热盐混合比DA WD少得多，我们不希望热盐不稳定性活跃的污染DB WD与$T_{\rm eff} < 18,000 \, \rm K$。
2019-01-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
