Estimation of Plasma Parameters in an Accretion Column near the Surface of Accreting White Dwarfs from Their Flux Variability
我们考虑的行为的吸积柱中出现的吸积下的二元系统附近的表面的白矮星。在白矮星表面附近的驻激波中加热的等离子体有效地辐射出X射线能带。我们提出了一种方法来估计后冲击等离子体参数，如密度，温度和高度的热区，从功率谱的X射线光度变化。该方法是基于这样一个事实，即在不同的傅立叶频率的热区的通量变化幅度显着依赖于其冷却时间，这是由在吸积柱的热区的参数确定。这使得热物质的密度和温度得以估计。我们表明，特征冷却时间可以有效地确定从中断频率的功率谱的X射线通量变化的吸积白矮星。目前可用的X射线仪器由于收集面积不足而不允许进行这样的测量，但这很可能通过新一代大面积X射线光谱仪成为可能。
2013-12-17 astro-ph.HE
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
ASTRO-H White Paper - Accreting Pulsars, Magnetars, and Related Sources
作为大质量恒星演化的终点，中子星是一种神秘的天体，其特征是极其密集和奇异的核物质、含有正电子（反物质）的磁层、快速旋转和超强磁场。这种极端的环境提供了一个可访问的天体物理实验室，以在地球上无法达到的条件下研究物理学，并解决与以下有关的一系列基本问题：恒星演化的后果和大质量恒星的强烈爆炸，宇宙中一些最奇特和最有磁性的恒星的状态方程和物理学，我们银河系及其他地区最强大的粒子加速器的运作，以及尚未被探测到的引力波的来源。最近的观测揭示了各种各样的中子星，包括被称为“磁星”的超强磁化中子星，以及不寻常类型的吸积X射线中子星。在这份白皮书中，我们强调了即将到来的X射线任务ASTRO-H在研究这些高度磁化的中子星方面的前景。
2014-12-03 astro-ph.HE
X-ray polarization from accreting white dwarfs and associated systems
我们提出了我们的蒙特卡罗模拟的极化康普顿X射线的磁激变变量，与现实的密度，温度和速度结构的吸积流的结果。我们的研究表明，在高视角下观察，高吸积率系统的X射线线偏振可达8%左右。这个值大约是以前的研究所获得的最大值的两倍，以前的研究假设一个冷的、静态的、密度均匀的发射区。我们还研究了超紧凑双简并双星在单极电感和直接碰撞吸积模型下的X射线偏振特性。我们的研究表明，可以忽略不计的X射线极化单极感应模型。然而，直接碰撞吸积模型可能会给出类似的磁激变变量预测的X射线偏振水平。
2009-06-11 astro-ph.HE
An accreting white dwarf displaying fast transitional mode switching
吸积型白矮星通常存在于轨道周期从几十分钟到几小时的近距离双星系统中。在大多数情况下，吸积过程是相对稳定的，只有在~天或更长的时间尺度上才会发生显著的调制。在这里，我们报告的发现突然下降的光学光度的吸积白矮星双星系统TW风景如画的因素高达3.5的时间尺度短至30分钟。由凌日系外行星勘测卫星（TESS）获得的这一双星系统的光学光变曲线清楚地显示了两种不同强度模式之间的快速切换，这可能会跟踪白矮星上不断变化的质量吸积率。在低模中，系统还显示出磁门吸积爆发，这意味着白矮星的弱磁场在该模式中在共旋半径处截断了内盘。在TW Picture中观察到的模式切换的性质似乎类似于在过渡毫秒望远镜中观察到的那些，其中发生类似的转变，尽管时间尺度为数十秒。我们的发现建立了一个以前未被承认的白矮星吸积现象，并提出了一个紧密的联系，以物理管理磁吸积到中子星。
2021-10-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray Emissions from Accreting White Dwarfs: a Review
相互作用的双星中，白矮星从伴星吸积物质-激变变星（CV）中，质量供体是主序上或附近的罗奇叶填充星，以及共生星中，质量供体是晚型巨星-相对常见。它们在光学、X射线和其他波长上表现出各种各样的行为，这些行为仍然经常使观察者和理论家感到困惑。在这里，我回顾了现有的机构的研究X射线发射从这些对象的专家和新手的利益。我提供了介绍过去和现在的X射线观测站，已知的X射线从这些对象的排放类型，和数据分析技术相关的这一领域。然后，我总结了我们的知识有关的X射线发射的磁性CV，非磁性CV和共生星，新星喷发。我还讨论了空间密度和X射线光度函数的这些双星和它们的贡献，从银河系的综合X射线发射。然后，我讨论了开放的问题和未来的前景。
2017-03-17 astro-ph.HE
Accreting Double white dwarf binaries: Implications for LISA
我们探讨了质量转移的白矮星双星经历直接影响和磁盘吸积的长期演化，并探讨这种系统的引力波天文学的影响。我们涵盖了广泛的初始组件的质量，并表明，这些系统，其中大部分位于LISA的灵敏度范围内，表现出显着的负轨道频率演变（啁啾）的一个显着的分数，他们的寿命。利用星系布居综合，我们预言~ $2700$双白矮星将被LISA观测到，其负啁啾小于$-0.1\ yr^{-2}$。我们还表明，LISA的质量转移双白矮星系统的检测可能会为天文学家提供独特的方式来探测物理管理紧密紧凑的对象二进制。
2017-09-12 astro-ph.HE 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
Localised thermonuclear bursts from accreting magnetic white dwarfs
新星爆炸是由全球热核失控引发的表面层的吸积白矮星。据预测，在白矮星上也可能发生局部热核爆发，类似于在吸积中子星上观察到的I型X射线爆发。在过去的$\approx40$年里，人们在几个场合观测到了来自双星系统TV Columnoid的无法解释的快速爆发，在这个双星系统中，质量从低质量的伴星吸积到中等强度的磁化白矮星上。在这些爆发期间，光学/UV光度在不到一小时内增加了$>3$的倍数，并在$\approx10$小时内消失。在紫外线谱线中观察到了快速的外流，速度为$>3500$ km s $^{-1}$，与白矮星表面的逃逸速度相当。在这里，我们报告在电视柱观测到的光学爆发，以及在另外两个吸积系统，大熊座EI和ASASSN-19 bh。爆发的总能量为经典新星爆炸（“微新星”）的总能量$\approx~10^{-6}$，与I型X射线爆发非常相似。我们排除吸积或恒星磁重联事件作为其起源，并建议热核失控事件在磁约束吸积柱作为一个可行的解释。
2022-04-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Circular Polarimetry of Suspect Wind-accreting Magnetic pre-Polars
我们目前的结果，从候选人的分离磁白矮星- M矮双星获得使用北欧光学望远镜，拉帕尔马圆偏振调查。我们获得了相位分辨光谱偏振和成像偏振的七个系统，其中五个显示出清晰的可变圆偏振。数据表明，这些目标具有磁场强度> 80 MG的白矮星。我们的研究表明，回旋辐射可以主导的光学光度在相应的回旋辐射谐波的波长，即使在系统中的白矮星只有风吸积。这意味着伴星的恒星风中有很大一部分被磁性白矮星捕获，减少了前CV中的磁制动。此外，几个分离的，风吸积磁系统的极化确认提供了观测约束的磁CV演化和白矮星磁场产生的模型。我们还发现，白矮星磁场配置在至少两个这些系统似乎是非常复杂的。
2022-05-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Gravity modes on rapidly rotating accreting white dwarfs and their variation after dwarf novae
本研究针对吸积白矮星开展绝热星震学计算，纳入非微扰自转效应，分析矮新星吸积事件引发的次表层温度变化对低阶g模的影响，提出通过爆发后冷却期的模频率变化识别模式的新方法，可为推断白矮星结构特征提供依据。
2023-05-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
A persistent bow shock in a diskless magnetised accreting white dwarf
Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences（尼古拉·哥白尼天文学中心，波兰科学院）；Centre for Extragalactic Astronomy, Department of Physics, Durham University（杜伦大学物理系河外天文中心）；INAF-Osservatorio Astronomico di Capodimonte（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）；School of Physics and Astronomy, University of Southampton（南安普顿大学物理与天文学院）；INAF-Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所布雷拉天文台）；University of Oxford, Department of Physics, Astrophysics（牛津大学物理系天体物理学）；Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)（空间科学研究所（欧洲空间科学中心，西班牙高等科学研究委员会））；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚太空研究研究所）；South African Astronomical Observatory（南非天文台）；Department of Astronomy, University of Cape Town（开普敦大学天文系）；Department of Physics, University of the Free State（自由州大学物理系）；Department of Physics, University of Warwick（华威大学物理系）；Department of Astrophysics/IMAPP, Radboud University（拉德堡德大学天体物理学/IMAPP系）
研究发现盘外磁化吸积白矮星1RXS J052832.5+283824存在持续bow壳，其磁场强度达42-45 MG，排除了热核爆炸和供体风等传统解释，表明存在未被识别的能量损失机制。
2026-01-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Mass-accreting white dwarfs and type Ia supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）在理解宇宙演化中起着重要作用。它们被认为是双星中质量吸积的碳氧白矮星（CO WD）的热核爆炸，尽管吸积WD的质量供体仍然没有很好地确定。在这篇文章中，我回顾了最近的研究质量吸积WD，包括H-和He吸积WD。我还回顾了目前研究最多的SNe Ia祖细胞模型，即，单简并模型（包括WD+MS通道、WD+RG通道和WD+He星通道）、双简并模型（包括剧烈合并情景）和亚克拉塞卡质量模型。讨论了Ia型超新星产生的初始参数空间、双星演化路径、Ia型超新星的候选祖先星、Ia型超新星可能存在的伴星以及观测约束条件等，并总结了Ia型超新星的其他可能的祖先星模型，包括混合CONe WD模型、核心简并模型、双WD碰撞模型、自旋上/自旋下模型和WD在黑洞附近的模型.目前看来，需要两个或两个以上的祖先模型来解释观测到的Ia超新星的多样性.
2018-02-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hydrogen Burning on Accreting White Dwarfs: Stability, Recurrent Novae, and the Post-Novae Supersoft Source
利用恒星天体物理学实验模块（MESA），研究了白矮星（WD）在吸积率稳定燃烧区附近吸积富氢物质的性质。我们报告的稳定边界WD的质量之间的0.51太阳质量和1.34太阳质量通过随时间变化的计算发现。我们还研究经常性的新星，是吸积率接近，但低于稳定燃烧极限，并报告其复发时间和点火质量。我们在吸积率密集网格发现预期的最小可能复发时间作为WD质量的函数。这使得能够推断出可能达到特定复发时间的最小WD质量。我们比较我们的计算模型后爆发新星稳定燃烧的WD和明确计算的持续时间和有效温度（Teff）的后新星WD在超软阶段。我们同意Henze及其合作者在M31中测量的关闭时间- Teff关系，推断WD质量在1.0-1.3太阳质量范围内，并预测与观测一致的抛射质量。最后，我们评论稳定或不稳定的氢燃烧所产生的热氦层的重要性的短期和长期的演化吸积白矮星。
2013-09-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Tiānguān ($ζ$ Tau) as a binary system consisting of a Be-star and an accreting White Dwarf: opening a gate to understanding enigmatic $γ$ Cas analogues
本研究通过含反射物理的辐射转移模型分析$\zeta$ Tau的X射线观测，证实其硬X射线来自吸积Be星物质的白矮星，支持$\gamma$ Cas类似天体的伴星为吸积白矮星的猜想。
2025-08-01 astro-ph.HE
Discovery of Persistent Quasi-Periodic Oscillations in Accreting White Dwarfs: A New Link to X-ray Binaries
几乎所有的吸积黑洞和中子星X射线双星系统（XRB）都在某些特征时间尺度及其谐波上表现出显著的亮度变化。这些准周期振荡（QPO）被认为是与旋进的翘曲吸积盘，但产生旋进翘曲的物理机制仍然不确定。相对论性坐标系拖曳（Lense-Thirring旋进）是一个有希望的候选者，但是不对准的磁场也是一个替代方案，特别是对于中子星XRB。在这里，我们报告的发现5吸积白矮星系统（AWD），显示强光学QPO的特征频率和谐波结构，这表明他们是在XRB中看到的QPO对应。由于AWD是坚定的经典（非相对论）制度，Lense-Thirring进动不能解释这些QPO。相比之下，与白矮星相关的弱磁场可以驱动这些系统中的盘弯曲和进动，类似于中子星XRB的提议。我们的观察证实，磁驱动翘曲是一个可行的机制，产生QPO的盘吸积天体物理系统，当然在AWD，也可能在（中子星）XRB。此外，他们建立了一种新的方法来估计磁场强度，即使在相对弱的磁场系统，其他方法是不可用的。
2024-10-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
He-accreting oxygen-neon white dwarfs and accretion-induced collapse events
本文利用MESA研究He吸积ONe白矮星接近钱德拉塞卡极限时的演化，发现He燃烧积累的CO幔层点火将碳转化为硅且硅产量与吸积率负相关，最终ONe WD经历吸积诱导坍缩形成中子星。
2024-09-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Quasi-periodic oscillations in accreting magnetic white dwarfs II. The asset of numerical modelling for interpreting observations
磁激变变星是包含一个强磁化的白矮星的近距离双星系统，它吸积了来自M矮星伴星的物质。来自这些物体的高能辐射是从靠近撞击区域的白矮星光球层的吸积柱中发射出来的。它的性质取决于白矮星的特性，精确的吸积柱模型可以推断出双星系统的性质，例如白矮星的质量，它的磁场和吸积率。我们研究的吸积区域的时间和光谱行为，并使用我们开发的工具，准确地连接到X射线和光学天文观测的模拟结果。辐射流体动力学程序Hades被用来模拟这种特殊的吸积现象。经典方法被用来模拟两个主要的辐射过程的辐射损失：韧致辐射和回旋。在X射线和光学域的振荡频率和振幅进行了研究，比较这些数值结果与观测。不同的尺寸公式，开发完成的数值评估。完整的表征的发射区域描述为两个主要的辐射制度：当只有韧致辐射损失，当回旋和韧致辐射损失被认为是。分析了非线性冷却失稳区对吸积柱行为的影响。短时间尺度上的光度变化（~ 1秒准周期振荡）是这种特定动力学的预期结果。讨论了二次激波不稳定性对准周期振荡现象的重要性。我们的数值模拟，以及在各种振荡模式的功率分布证实了回旋过程的稳定效果。
2015-06-19 astro-ph.HE
Unveiling optical signatures of outflows in accreting white dwarfs
本研究通过GTC-10.4m光学光谱观测四颗吸积白矮星，探测到高速蓝移吸收线，首次在MV Lyr和V425 Cas中发现光学外流，表明光学外流在吸积白矮星中可能普遍存在。
2023-10-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Next generation population synthesis of accreting white dwarfs: I. Hybrid calculations using BSE + MESA
吸积、核燃烧的白矮星被认为是Ia型超新星的候选祖先，并根据它们的吸积速率解释超软X射线源、新星等。我们已经进行了二进制人口合成研究，他们的人口使用两种算法。在第一，我们使用二进制人口合成代码\textsf{BSE}作为基线的“快速”的方法，通常用于此类研究。在第二个，我们采用了“混合”的方法，其中我们使用\textsf{BSE}产生人口的白矮星（WD）与非简并同伴的边缘填充他们的罗氏叶。然后，我们遵循他们的质量转移阶段使用详细的恒星演化代码\textsf{MESA}。研究了快速吸积白矮星（RAWD）和稳定核燃烧白矮星（SNBWD）的数量演化，估算了单简并系统（SD）产生Ia型超新星（SNe Ia）的速率.我们发现这两种算法在早期预测的SNBWD数量上存在显着差异，并且在SD SNe Ia的延迟时间分布（DTD）上也存在显着差异。在处理质量转移的这种差异可能部分地解释了不同群体发现的SNe Ia速率和DTD的差异。采用100%的氦燃烧效率，计算了银河系中SD通道产生的超新星Ia的速率为$2.0\times10^{-4}\rm{yr}^{-1}$，比观测推断值低一个数量级以上。与以前的研究一致，我们计算的SD DTD与观察结果不一致。
2014-09-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetically Confined Mountains on Accreting White Dwarfs
Escola de Artes, Ciências e Humanidades, Universidade de São Paulo（圣保罗大学艺术、科学与人文学院）；Instituto de Física de São Carlos, Universidade de São Paulo（圣保罗大学圣卡洛斯物理研究所）
本文通过数值求解Grad-Shafranov方程，研究了吸积白矮星上磁约束山脉的结构及其对磁场的影响，发现山脉可使磁场线变形并拖向赤道，吸积可掩埋磁场至原值的10%，并给出了最大可约束质量的数学关系。
2026-09-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray orbital modulation of a white dwarf accreting from an L dwarf: The system SDSS J121209.31+013627.7
在XMM-牛顿观测的双星SDSS J121209.31+013627.7，由一个白矮星和一个L矮星，我们检测到X射线轨道调制作为吸积的证据，从亚星伴星到磁性白矮星。通过对X射线光变曲线的模拟，我们约束了系统的几何形状（倾角、磁角和极帽角），并由X射线的光度（~ 3 × 10^（29）erg/s）导出了质量吸积率为3.2 × 10^（-14）M_sun/yr。通过对L型矮星的X射线研究发现，亚恒星施主上的日冕驱动的风的数量级太弱，无法解释观测到的吸积速率，而L型矮星的半径与其罗氏瓣（0.1 R_sun）相当，使得罗氏瓣溢出可能是该系统的吸积机制。
2017-01-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray Polarimetry of Accreting White Dwarfs: A Case Study of EX Hydrae
本研究首次对中介偏振星EX Hya开展X射线偏振测量，仅在2–3 keV能段探测到3σ显著的8%偏振度，证实X射线散射面为白矮星且靠近吸积柱底部，并提出可通过偏振估算吸积激波高度。
2025-09-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Accreting White Dwarfs: An Unreview
Durham University（杜伦大学）；INAF-Osservatorio Astronomico di Capodimonte, INAF（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）；University of Southampton（南安普顿大学）
本文探讨吸积白矮星中未解决的关键问题，旨在推动观测、数值和理论研究，以深化对吸积物理的理解。
2026-03-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Broad-band timing properties of the accreting white dwarf MV Lyrae
我们提出了一个宽带的吸积白矮星系统MV天琴座的开普勒卫星获得的数据的基础上的时间分析。观测时间跨度为633天，节奏为58.8秒，允许我们探测时间频率的4个数量级。所观察到的宽带噪声分量的建模是基于多个洛伦兹分量的叠加，类似于X射线双星系统所采用的经验建模。我们还提出了一个频率变化的洛伦兹分量的MV天琴座的光变曲线中，洛伦兹特征频率与平均源通量呈负相关的检测。因为在文献中类似的宽带噪声分量已被关联到粘性或动力学的时间尺度为不同的源类型（吸积黑洞或中子星），我们在这里系统地探讨这两种情况下，并放置在吸积盘结构的约束。在粘性的情况下，我们采用波动吸积盘模型来推断参数的粘度和磁盘规模的高度，并推断不舒服的高参数，以容纳由标准的薄磁盘，而在动力学的情况下，我们推断一个大的吸积盘截断半径约10白矮星半径。然而，更重要的是，在这里观察到的宽带可变性和X射线双星和活动星系核之间的现象学性质是非常相似的，可能表明宽带可变性的共同起源。
2012-08-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Turbulent Mixing on Helium-Accreting White Dwarfs
产生Ia型超新星的一个有吸引力的方案是双重爆炸，其中吸积氦层的爆炸触发C/O核心的点火。这种机制是否能够解释部分或大部分Ia超新星，取决于氦燃烧的性质，而氦燃烧的性质又取决于表面材料的组成。使用半解析和简单的数值模型相结合，我探索时，由于流体动力学不稳定性的吸积过程中的湍流混合可以混合到吸积氦的C/O核心材料。混合在高吸积率、大白矮星（WD）质量和低自旋率时最强。这种混合将导致随后的氦燃烧，更好地匹配所观察到的超新星Ia的性质。在某些情况下，有相当大的混合，可以导致在点火时在吸积层中超过50%的C/O。这些结果将有望激励未来的理论研究，这种强混合条件。混合也对其他类型的WD表面爆炸有影响，包括所谓的Ia超新星，富钙瞬变（如果它们来自吸积WD）和富金属的经典新星。
2015-01-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Populations of accreting white dwarfs
使用混合二进制人口合成的方法，我们模拟人口的吸积WD不同的恒星形成历史的形成和演化。我们发现，Ia超新星在单简并情况下的延迟时间分布与观测结果不一致。此外，我们还发现，我们预测的吸积WD星群的X射线和紫外辐射与Chandra观测到的早型星系的X射线光度和被动演化星系的叠加SDSS谱中HeII 4686 Xe/Hβ线比值是一致的。此外，我们发现，目前在椭圆状星系的新星大多数具有低质量的WD，长的衰变时间，长的复发周期，是相对暗淡的。相比之下，目前大多数螺旋状星系中的新星都有巨大的WD，短的衰变时间，短的重现期，并且相对明亮。我们预测的M31类星系质量损失时间尺度的分布与仙女座星系的观测结果一致。
2018-10-18 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Characterizing accreting double white dwarf binaries with the Laser Interferometer Space Antenna and Gaia
我们展示了一种方法来充分表征质量转移双白矮星（DWD）系统与富氦（He）WD捐助者的基础上的质量-半径关系的He WD。使用一个模拟的银河系人口的DWDs，我们表明，施主和吸积物的质量可以推断为$\sim\, 60$系统观察到的激光干涉仪空间天线（LISA）和盖亚。这些系统中有一半将具有质量约束$Δ\,M_{\rm{D}}\lesssim0.2M_{\odot}$和$Δ\,M_{\rm{A}}\lesssim2.3\,M_{\odot}$。我们还展示了如何轨道频率的演变，由于天体物理过程和引力辐射可以解耦的总轨道频率的演变高达$\sim 50$这些系统。
2018-04-30 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Periodic Radio and X-ray Emission from an Accreting White Dwarf Binary
The University of Sydney（悉尼大学）；Australia Telescope National Facility, CSIRO（澳大利亚望远镜国家设施，CSIRO）；ARC Centre of Excellence for Gravitational Wave Discovery (OzGrav)（引力波发现卓越研究中心（OzGrav））；University of Wisconsin-Milwaukee（威斯康星大学密尔沃基分校）；Curtin University（科廷大学）；University of North Carolina, Chapel Hill（北卡罗来纳大学教堂山分校）
本研究通过发现并分类长周期射电暂现源ASKAP J174508.9-505149为吸积白矮星双星，揭示了其轨道调制的X射线辐射和射电暴，证实了部分长周期射电暂现源与白矮星双星的联系。
2026-06-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
IGR J14257-6117, a magnetic accreting white dwarf with a very strong X-ray orbital modulation
IGR J14257-6117是硬X射线目录中的未分类源。光学跟踪显示它可能是一颗磁性的激变变星。我们提出了第一个高S/N X射线观测\XMM \在0.3- 10 keV，补充了10- 80 keV覆盖的\Swift /BAT，旨在揭示源的性质。我们首次探测到了509.5s的快周期变率和4.05h的长周期变率，分别归因于白矮星（WD）的自旋和双星轨道周期.这些明确地将IGR J14257-6117识别为中间极性（IP）类型的磁性CV。在两个周期的能量分辨光变曲线显示振幅随能量增加而减小，轨道调制在最软的带中达到$\sim100\%$。能谱显示在铁络合物处过量的光学薄热发射，被两种致密介质（${\rm N_{H}\sim10^{22-23}\,cm^{-2}}$）吸收，部分覆盖X射线源。这些可能是本地化的磁约束吸积流以上的WD表面和盘边缘，产生的能量依赖的自旋和轨道的变化，分别。IGR J14257-6117，加入了最强轨道调制IP组，现在有四个系统。与显示轨道倾角的低质量X射线双星相似，这些IP应该在大的轨道倾角处被看到，允许固定在双星框架中的方位角扩展吸收材料拦截视线。对于IGR J14257-6117，我们估计（$50^o\,\lesssim\,i\,\lesssim\,70^o$）。质量吸积率是否也在IPs的大轨道调制中起作用，不能用现有的数据来确定。
2018-04-29 astro-ph.HE
Off-centre carbon burning in He-accreting carbon-oxygen white dwarfs
碳氧白矮星（CO WD）+He星道是产生短延迟Ia型超新星（SNe Ia）的一种有希望的途径。最近的研究发现，如果CO WD的质量吸积速率高于临界速率（约2 * 10 ^-6 Msun/yr），则He壳层下的碳可以被点燃，引发向内传播的碳火焰。以前的研究通常假设偏离中心的碳火焰会到达中心，导致形成氧氖（ONe）WD，并坍塌成中子星。然而，偏离中心的碳燃烧过程没有得到很好的研究。这可能会对CO WD的最终命运产生一些不确定性。采用MESA，我们模拟的长期演变的偏离中心的碳燃烧在氦吸CO WD。我们发现，由于燃烧前沿的高温，向内传播的碳火焰直接将CO WDs转变为OSi芯，而不是ONe芯。我们认为，COWD的最终命运可能是OSi WD在偏离中心的碳燃烧的条件下，或爆炸的铁芯崩溃SNe，如果质量吸积继续。我们还发现，硅的质量分数的OSi核心是敏感的质量吸积率。
2019-04-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Accretion-induced variability links young stellar objects, white dwarfs, and black holes
吸积盘的恒星质量黑洞的中心引擎似乎是为活动星系核提供动力的超大质量黑洞的缩小版本。然而，如果吸积的物理学是普遍的，它也应该有可能扩展到其他类型的吸积系统，无论吸积质量，大小或类型。我们研究新的观测，获得与开普勒/K2和ULTRACAM，关于吸积白矮星和年轻的恒星物体。样本中的每一个天体都显示出与恒星质量黑洞和活动星系核相同的光源亮度与其变化幅度（均方根通量关系）之间的线性关系，并服从相同的定量标度关系。我们还表明，在这个标度关系中最重要的参数是吸积物体的物理尺寸。这确立了吸积物理学的普遍性，从仍处于恒星形成过程中的原恒星到星系中心的超大质量黑洞。
2015-10-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Importance of Urca-process Cooling in Accreting ONe White Dwarfs
我们研究吸积氧氖（ONe）白矮星（WD）的演化，特别强调碳燃烧产物$\mathrm{^{23}Na}$和$\mathrm{^{25}Mg}$的存在的影响。这些同位素通过$\mathrm{^{25}Mg}$ - $\mathrm{^{25}Na}$、$\mathrm{^{23}Na}$ - $\mathrm{^{23}Ne}$和$\mathrm{^{25}Na}$ - $\mathrm{^{25}Ne}$ Urca对导致WD的显著冷却。我们推导出一个解析公式的峰值Urca过程的冷却速率，并使用它来获得一个简单的表达式的温度的Urca过程冷却WD。我们的估计同样适用于吸积碳氧WD。我们使用恒星天体物理学实验模块（MESA）的恒星演化代码来演化一套模型，证实了这些分析结果，并表明Urca过程冷却大大修改了吸积ONe WD的热演化。最重要的是，我们表明，MESA模型与较低的温度在发病时的$\mathrm{^{24}Mg}$和$\mathrm{^{24}Na}$电子捕获发展对流不稳定的地区，即使使用勒杜标准。我们讨论的困难，我们遇到的模拟这些对流区域，并概述了这种对流对随后的WD演变的潜在影响。对于我们不允许对流的模型，我们发现氧气在密度为$\log(ρ_{\rm c}/\rm g\,cm^{-3}) \approx 9.95$的情况下点燃，这与没有厄卡号冷却的情况非常相似。尽管如此，列入乌…
2017-08-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Measuring the masses of magnetic white dwarfs: A NuSTAR Legacy Survey
磁激变变星的硬X射线光谱可以被模拟以提供白矮星质量的测量。这种方法是对径向速度测量的补充，径向速度测量取决于（通常相当不确定的）二进制倾角。在这里，我们提出的结果从19个磁激变变量与NuSTAR的遗产调查。我们适合吸积柱模型，他们的20-78千电子伏的光谱，并得出白矮星的质量，找到一个加权平均$\bar{M}_{\rm WD}=0.77\pm0.02$ $M_{\odot}$，与标准差$σ=0.10$ $M_{\odot}$，当我们包括来自以前的NuSTAR观测的7个额外的磁激变变量的质量。我们发现吸积磁白矮星的质量分布与非磁激变变星中的白矮星的质量分布是一致的。两者的峰值质量都比孤立的白矮星和后共包络双星的分布高。我们推测为什么会出现这种情况，提出相应的角动量损失可能在吸积磁性白矮星和/或我们的知识如何白矮星质量变化的吸积新星周期中发挥作用也可能是不完整的。
2020-08-27 astro-ph.HE
Broad Observational Perspectives Achieved by the Accreting White Dwarf Sciences in the XMM-Newton and Chandra Eras
本文综述了Chandra和XMM-Newton时代吸积白矮星双星在观测上的广泛进展，涵盖其物理过程、演化联系及关键成就与未来挑战。
2025-03-26 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Quasi-periodic oscillations in accreting magnetic white dwarfs I. Observational constraints in X-ray and optical
准周期振荡（QPOs）中观察到的光通量的一些极性与典型的周期为1至3秒，但还没有观察到在X射线的吸积能量的显着一部分被释放。QPO是根据冲击振荡来预期和预测的。大多数的极地已经被XMM-牛顿卫星观测到。我们利用XMM-牛顿观测到的极线的齐次集合来寻找（0.5 - 10 keV）能量范围内QPO的存在，并为最亮的X射线极线设置了显著的上限。我们利用EPIC-PN相机的0.07秒分辨率提取了高时间分辨率的X射线光变曲线。从1998年到2012年，在XMM-牛顿观测的65个极中，根据PN仪器中的计数率选择了24个源的样本，以确保显着的限制。我们使用快速傅立叶变换（FFT）方法搜索QPO，并使用统计工具定义检测限。在调查的样本中，没有一个显示QPO处于显著水平。QPO中的分数通量的上限范围为7%至71%。这些负面的结果进行了比较，详细的理论预测的基础上的2D流体动力学代码在纸II的数值模拟。吸积柱中的冷却不稳定性预计将产生激波准振荡，其最大振幅在韧致辐射（0.5 - 10 keV）X射线发射中达到~40%，在光学回旋辐射中达到~20%。在没有X射线QPO的情况下，比吸积速率的上限为~（5 - 10）g·cm-2·s-1，但这一条件与解释观测到的光学QPO的振幅和频率所需的值不一致。这种矛盾概括了激波不稳定性模型可能存在的缺点。
2015-06-19 astro-ph.HE
Searching the non-accreting white dwarf population in eROSITA data
本研究利用 eROSITA 巡天数据识别非吸积白矮星候选体，发现 264 个白矮星概率超过 90% 的软源，并尝试将探测能阈降至 0.1 keV 以提升灵敏度。
2025-01-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray emission mechanisms in accreting white dwarfs
本章探讨激变变星中白矮星吸积过程产生X射线的机制，涵盖非磁性与磁性系统的激波和氢燃烧过程，并分析其光谱与时间变异性。
2022-09-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Accreting White Dwarfs: Effect of WD Composition on Helium Ignition During Slow Accretion
本研究利用MESA模拟代码，探究慢速吸积富氦物质时白矮星成分对氦点火的影响，发现碳丰度较低的白矮星吸积时间更长，点火延迟，并解释了相关机制。
2022-05-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
A helium-burning white dwarf binary as a supersoft X-ray source
Ia型超新星是宇宙距离的指标，也是宇宙中铁的主要来源，但它们的形成路径仍然存在争议。几十个超软X射线源，其中一个白矮星吸积了来自非简并施主星的富氢物质，已经被观察到并被认为是Ia型超新星的祖先。然而，氢的观测证据，预计将在超新星爆炸期间剥离的施主恒星，是缺乏的。氦吸积的白矮星，可以绕过这个问题，已经被预测了30多年，也包括它们作为超软X射线源的外观，但到目前为止还没有被发现。在这里，我们报告了一个超软X射线源的吸积盘的光谱是完全由氦为主，这表明施主星是无氢。我们解释发光和超软X射线是由于氦燃烧附近的表面吸积白矮星。我们的系统的属性提供了证据，扩展的途径，以氦吸积的基础上，特别是稳定燃烧的白矮星在较低的吸积率比预期到目前为止。这可能允许恢复亚高能的所谓Iax型超新星的数量，在这种情况下，所有Ia型超新星的30%。
2023-03-23 astro-ph.HE
Optical Spectroscopy of the Most Compact Accreting Binary Harboring a Magnetic White Dwarf and a Hydrogen-rich Donor
本研究通过光学测光和光谱观测，确认Gaia19bxc为轨道周期仅64.42分钟的贫金属极星，其短周期和低温伴星特征支持贫金属伴星模型，为理解CV周期下限提供了关键样本。
2025-08-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Progenitors of type Ia supernovae in elliptical galaxies
虽然人们普遍认为Ia型超新星与CO白矮星的热核分裂有关，但它们祖先的确切性质仍然未知。单简并方案设想一个白矮星从一个双星系统中的非简并伴星吸积物质。吸积物质的核能以电磁辐射的形式释放出来，或者在超新星事件之前引起许多经典的新星爆炸。我们发现，合并的X射线输出的超新星的祖先和统计的经典新星预测在单一的简并的情况下是不一致的X射线和光学观测附近的早期类型的星系和星系凸起。白矮星从双星系统中的施主星吸积，并在克拉塞卡质量极限下爆炸，在古老的恒星星族中观测到的Ia型超新星中，白矮星的数量不超过5%。
2011-03-18 astro-ph.HE
X-ray Polarization from Black Holes: GEMS Scientific White Paper
我们在这里提出的重力和极磁SMEX（GEMS）的X射线偏振任务的黑洞（BH）观测计划背后的科学目标的摘要。主要目标可以分为两类：吸积双星中的恒星质量星系黑洞和活动星系核（AGN）中心的超大质量黑洞。恒星质量的黑洞又可以分为不同的X射线光谱状态：热主导（盘），硬（无线电喷流）和陡峭的幂律（热日冕）。这些不同的光谱状态被认为是由不同的吸积几何形状和发射机制产生的。X射线偏振是探测这些BH周围几何形状并揭示吸积气体特定性质的理想工具。
2013-01-09 astro-ph.HE
Tracing the Orbital Motion of the Accreting White Dwarf in EX~Hydrae with XRISM/Resolve
RIKEN Pioneering Research Institute (PRI)（理化学研究所先锋研究本部）；Department of Physics, Graduate School of Science and Engineering, Saitama University（埼玉大学理工学研究科物理学系）；Institute of Space and Astronautical Science (ISAS), Japan Aerospace Exploration Agency (JAXA)（宇宙航空研究开发机构宇宙科学研究所）；CRESST and X-ray Astrophysics Laboratory, NASA/GSFC（NASA/戈达德太空飞行中心CRESST及X射线天体物理实验室）；Department of Physics, University of Maryland, Baltimore County（马里兰大学巴尔的摩分校物理系）；Faculty of Education, Nara University of Education（奈良教育大学教育学部）；Department of Physics, Kyoto University（京都大学理学部物理学科）
利用XRISM/Resolve的高分辨率X射线光谱，首次通过单个Fe K壳层谱线的多普勒位移测量了中间偏振星EX~Hydrae中白矮星的轨道速度K1=58.1±8.5 km/s，结合文献轨道参数得到白矮星质量为0.79±0.04 M⊙。
2026-06-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Eclipsing Accreting White Dwarf Z Chameleontis as Seen with TESS
我们目前的结果从TESS观测的食矮新星系统Z查，包括爆发和超级爆发的研究。我们发现，Z Cha在爆发和超爆发中都经历了食深-食外通量空间的滞后环。这些循环执行的方向表明，在爆发期间，在通过磁盘的质量传递速率增加之前，磁盘大小会增加，这对触发爆发和超级爆发背后的物理学产生了限制。通过拟合磁通量-相图中的超级峰周期的签名，我们发现在这个系统中，在超级爆发期间，这个周期的第一次减少的速率。我们发现，在这个来源的超级驼峰跳过进化阶段“A”看到大多数矮新星超爆发，即使这个进化阶段已经看到在以前的超爆发的同一对象。最后，我们样本中日食的O-C值被用来计算该系统的新星历，加强了Z Cha中第三个天体的情况，并对其轨道施加了新的约束。
2019-07-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Carbon Shell or Core Ignitions in White Dwarfs Accreting from Helium Stars
从氦星吸积而来的白矮星可以稳定地以吸积速率燃烧，避免了与不稳定的氦燃烧相关的质量损失的挑战，这是许多Ia型超新星场景的关注点。我们研究的质量为$1.25 M_\odot\le M_{\rm{He}} \le 1.8 M_\odot$，这已经失去了他们的富氢信封在较早的共同信封事件，现在的轨道周期（$P_{\rm orb}$）为几个小时的非旋转$0.84$和$1.0 M_\odot$ C/O WD的氦星的双星。氦星在中心氦耗尽后充满洛希叶（RL），并在其热时标（${\sim}10^5$ yr）上贡献氦。正如其他人所示，这些传质速率与WD的稳定氦燃烧范围相吻合，并使WD核心增长到接近Ketrasekhar质量（$M_{\rm Ch}$）和核心碳点火。然而，我们在这里表明，许多这些情况下导致点燃的热碳灰附近的外缘的WD和向内去碳火焰，不会导致爆炸性的结果。对于$P_{\rm orb} = 3$小时数，具有施主质量$M_{\rm He}\gtrsim1.8 M_\odot$的$1.0 M_\odot$ C/O WD经历壳碳点火，而$M_{\rm He}\lesssim1.3 M_\odot$将下降到稳定氦燃烧范围以下，并在达到堆芯C点火之前经历氦闪光。那些有$1.3 M_\odot \lesssim M_{\rm He} \lesssim 1.7 M_\odot$的将经历核心C点火。我们还…
2016-02-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Astrophysical Parameter Inference on Accreting White Dwarf Binaries using Gravitational Waves
本文用MESA模型与Fisher分析评估LISA对吸积白矮星双星参数的测量精度，表明结合电磁光度距离可约束各自质量和供体星半径。
2024-06-28 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
A young contracting white dwarf in the peculiar binary HD 49798/RX J0648.0--4418?
HD 49798/RX J0648.0--4418是一颗特殊的X射线双星，有一个热的次矮星（sdO）质量施主。吸积致密天体的性质尚不清楚，但它的自旋周期$P=13.2$ ~s和$\dot P =-2.15 \times 10^{-15}$ s~s $^{-1}$证明它只能是白矮星或中子星。20多年来，自旋上升一直非常稳定。我们证明了HD 49798致密伴星的连续稳定自旋上升可以用一个年龄为$\sim 2$ ~Myrs的年轻白矮星的收缩来解释。这使我们能够解释吸积白矮星的框架内系统的所有基本参数。我们提出的例子，在这样的系统的结果二进制的演变。如果是正确的，这是白矮星在早期进化阶段收缩的第一个直接证据。
2017-11-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
An Accreting White Dwarf near the Chandrasekhar Limit in the Andromeda Galaxy
对仙女座星系中经常性新星系统RX J0045.4+4154最近爆发的iPTF探测使得对大质量（$M>1.3\ M_\odot$）吸积白矮星（WD）的前所未有的研究成为可能。我们探测到这颗新星，作为对M31进行的近每日iPTF监测的一部分，深度为$R\approx 21$ \，mag，并触发了对爆发的光学测光、光谱学和软X射线监测。它的绝对星等峰值为$M_R=-6.6$等，衰变时间为每天1等，是一颗微弱且非常快的新星。它显示了He/N的光学发射线和光学峰后1- 4天的1900 - 2600 km s $^{-1}$的膨胀速度。对X射线演化的{ \it Swift}监测揭示了一个具有$kT_{\rm eff}\approx 90-110\ {\rm eV}$的超软源（SSS），该超软源在光学峰之后5天内出现，并且仅持续了12天。最值得注意的是，这不是该系统的第一个事件，而是一个周期性的新星，爆发之间的时间约为1年，是已知最短的。ROSAT在1992年和1993年探测到了这对双星的周期性X射线辐射，并将其源确定为$M>1.3\ M_\odot$ WD SSS。基于观测到的不同爆发之间的重现时间，SS相的持续时间和有效温度，吸积WD的MESA模型允许我们将吸积速率约束为$\dot M>1.7\times10^{-7}\ {M_{\odot}\ {\rm yr}}^{-1}$和WD质量$>1…
2014-03-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Searching for Exoplanets Around X-Ray Binaries with Accreting White Dwarfs, Neutron Stars, and Black Holes
我们建议扩大搜寻双星周围的系外行星的范围，以包括吸积体是白矮星、中子星或黑洞的X射线双星。我们提出了一个新的想法来探测行星绑定到这样的质量转移双星：我们建议，这些双星的X射线光变曲线检查过境行星的签名。X射线凌日可能是探测某些星系周围行星的唯一方法，同时为其他星系的光学和/或射电观测提供了补充方法。任何与X射线双星有关的行星都必须在稳定的轨道上。我们考虑了允许间隔的范围，发现轨道周期可以是几个小时或更长，而过境持续时间从非常接近轨道的地球半径行星的一分钟左右向上延伸，到更宽轨道的地球半径行星的几个小时。寻找质量转移双星周围的行星可以立即开始与现有的X射线观测这些系统。如果在一颗X射线双星周围探测到行星，就可以很容易地测量行星的大小和质量，也可以研究X射线通过其大气层的传输和吸收。最后，我们的建议的一个值得注意的应用是，同样的技术可以用来搜索来自外星智慧的信号。如果一个先进的外星文明在X射线双星的吸积器周围的轨道上放置一个戴森球或类似的结构，以捕获能量，这样的人造结构可能会导致X射线光变曲线中可检测的凌日。
2018-04-24 astro-ph.EP astro-ph.HE
The outcomes of carbon-oxygen white dwarfs accreting CO-rich material
双简并模型涉及双碳氧白矮星（CO WD）的合并，是Ia型超新星（SNe Ia）起源的两个经典模型之一。以前的研究表明，如果在合并过程中质量吸积率（Macc）相对较高，则会发生偏离中心的碳燃烧，导致形成氧氖（ONe）核心，可能会坍缩成中子星。然而，偏心碳燃烧仍然没有完全理解，特别是当向内传播的燃烧波到达中心时。在本文中，我们的目标是调查燃烧波的传播特性和随后的演变结果，这些CO核心。利用基于厚盘假设的恒星演化程序MESA模拟了COWD的长期演化过程。我们发现，基于厚盘假设，CO WDs的最终结果强烈依赖于Macc（Msun/yr），可以分为四个区域：（1）中心爆炸性碳点火，然后是SNe Ia（Macc < 2.45*10^-6）;（2）OSi核，然后是中子星（2.45*10^-6 < Macc < 4.5*10^-6）;（3）ONe核，然后e-capture SNe（4.5*10^-6 < Macc < 1.05*10^-5）;（4）偏离中心的氧和氖点火，然后偏离中心爆炸或硅铁芯（Macc > 1.05*10^-5）。研究结果表明，双CO WD合并的最终命运强烈地依赖于合并过程（如缓慢合并、快速合并、复合合并、暴力合并等）。
2018-11-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
A study of transients from ground-based surveys reveals new ultra-compact accreting white dwarf binaries
University of Texas Rio Grande Valley（德克萨斯大学里奥格兰德河谷分校）；South Texas Space Science Institute, University of Texas Rio Grande Valley（德克萨斯大学里奥格兰德河谷分校南德克萨斯空间科学研究所）；Texas Tech University（德克萨斯理工大学）；Universidad Nacional Autónoma de México, Instituto de Astronomía（墨西哥国立自治大学天文学研究所）；University of Michigan（密歇根大学）；Institute of Science and Technology Austria（奥地利科学技术研究所）
本文通过光谱和光度学研究15个暂现源，确认9个AM CVn系统，3个氢丰富矮星伴星和3个可能的演化矮星伴星，首次光谱分析8个AM CVn星，揭示其轨道周期和超高速突变周期，为识别新系统提供标准。
2026-03-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Synthetic X-ray emission from white dwarf accreting planetary material
本研究使用{\sc guacho}代码模拟白矮星吸积行星物质产生硬X射线的场景，发现剥离物质可形成吸积盘或直接吸积至白矮星表面产生高温硬X射线，成功重现了部分观测光度，但随机变率表明仍需探索磁场通道等额外物理过程。
2023-11-21 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Helium Accumulation and Thermonuclear Instabilities on Accreting White Dwarfs: From Recurring Helium Novae to Type Ia Supernovae
Technion - Israel Institute of Technology（以色列理工学院）；Azrieli College of Engineering（阿茨瑞利工程学院）
研究白矮星上氦的积累，探讨初始白矮星质量及氦吸积率的广泛参数空间，揭示不同吸积率下的不同现象，包括周期性氦新星爆发和Ia型超新星的可能触发机制。
2026-04-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
