On the origin of the peculiar cataclysmic variable AE Aquarii
宝瓶座AE是一个包含红矮星和磁化白矮星的近距离双星系统，自转周期为33秒。白矮星的短自旋周期是由系统各组成部分在前一个纪元中的强烈质量交换引起的。我们发现，一个高速率的磁盘吸积到白矮星表面导致临时屏蔽其磁场和自旋的白矮星到目前的自旋周期。白矮星到喷射状态的转变发生在自旋上升时期的最后阶段，在它的磁场由于扩散而从吸积的等离子体中出现之后。在这个场景的框架中，AE Aqr代表了北极星进化链中缺失的一环，而白矮星类似于一颗回收的脉冲星。
2014-05-09 astro-ph.HE
The Initiation and Propagation of Helium Detonations in White Dwarf Envelopes
围绕白矮星的富氦包层中的爆炸作为微弱的热核Ia型超新星和双爆炸Ia型超新星的触发器而引起了人们的关注。然而，最近的研究发现，可以导致氦爆炸的热点的最小尺寸与白矮星的压力标度高度相当，甚至更大，这对这些系统中氦爆炸的成功点火产生了怀疑。在本文中，我们研究了以前被忽视的C/O污染和一个完整的核反应网络的影响，我们认为热点与空间恒定的压力，除了恒定密度的热点。我们发现，列入这些影响显着降低了最小热点的富氦爆轰点火的大小，使爆炸更合理的湍流壳对流或在双白矮星合并。燃烧速率的增加也降低了氦爆轰能够成功传播的最小壳体质量，并改变了壳体燃烧产物的组成。这些低质量壳层的灰烬主要由硅、钙、未燃烧的氦和金属组成，可以解释在大多数Ia型超新星中观察到的高速光谱特征。
2014-10-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Evolution of Helium Star Plus Carbon-Oxygen White Dwarf Binary Systems and Implications for Diverse Stellar Transients and Hypervelocity Stars
氦吸积引起的CO白矮星（WD）爆炸被认为是许多观测到的恒星瞬变类型的有希望的候选者，包括Ia型和Iax型超新星（SNe）。然而，一个明确的最喜欢的结果还没有出现。我们探讨了白矮星中氦的点火条件，以及氦星-WD双星的最终命运与它们的初始轨道周期和组分质量的函数关系。我们计算274模型二进制系统的二进制演化代码（BEC），其中两个组件都完全解决。恒星和轨道的演化是同时计算的，包括质量和角动量转移，潮汐，和引力波发射，以及差分旋转和内部流体动力学和磁角动量输运。我们发现，氦爆炸预计只有在系统的最短的初始轨道周期，并为初始质量的白矮星（MWD > 1.0 MSun）和较低的质量施主（Mdonor < 0.8 MSun），积累的氦层大多超过0.1 MSun。爆炸后，这些系统将释放捐助者作为超高速前WD失控的明星，我们预测的运动学和恒星性质的预期范围。具有更大质量供体或初始周期超过1.5小时的系统在积累0.1 - 0.001 MSun的氦后可能会发生氦爆燃。在氦供体星低于-0.6 MSun的系统中，白矮星中的氦点火被避免，并导致三组明显不同的双白矮星系统。氦爆炸的参数空间大小仅相当于银河系超新星Ia速率的3%和超新星Iax速率的10%，而预测的大量氦（>0.1 MSun）在祖先中并不容易与原型超新星Ia的观测相一致。...
2019-04-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
The formation of low-mass helium white dwarfs in close binaries
近年来，在WASP、ELM、Kepler和SDSS等观测活动中，人们发现了大量的低质量（<0.30 M_sun）氦白矮星（He WD）。它们中的绝大多数都有另一个致密物体作为伴星。目前低质量He WDs的理论模型与一些关键观测案例之间似乎存在差异，表明其形成情景的一些细节仍有待了解。
2014-10-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray and ultraviolet observations of the eclipsing cataclysmic variables OV Bootis and SDSS J103533.02+055158.3 with degenerate donors
大多数激变变星被预测为后周期最小系统，具有退化的施主星，即周期保镖。然而，由于其内在的模糊性，迄今为止只有少数这些系统被安全地识别出来。我们想研究两个食周期弹跳者OV Bootis和SDSS J103533.02+055158.3的X射线特性，这两个弹跳者是因为离地球很近而被选中进行这项研究的。我们获得了这两个天体的XMM-牛顿相位分辨X射线和紫外观测，用于光谱和时间分析。由于最近的一次矮新星爆发，OV Boo在X射线和紫外线波长上比SDSS J103533.02+055158.3亮得多，因此可以对日食进行一些详细的研究。一个更新的日食星历表被推导出来。X射线被证明起源于白矮星附近，即边界层，其吸收影响其光谱。在SDSS J103533.02+055158.3中没有吸收，尽管在相同的倾角下观察到，表明椎间盘和椎间盘边缘的形状不同。这两个天体的白矮星温度都被重新测定：OV Boo中的白矮星在矮新星爆发后5个月仍然很热（23，000 K），SDSS J103533.02+055158.3中的白矮星比之前假设的更热（Teff = 11，500 K）。到目前为止，在X射线中研究的所有三个具有简并施主的激变变星，包括SDSS J121209.31+013627.7，都在X射线中被清楚地发现，并揭示了质量吸积率dot（M）>= 8 x 10^（-15）Msun/ yr。如果它们的X射线行为代表…
2021-01-08 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
X-ray reflection from cold white dwarfs in magnetic cataclysmic variables
我们用蒙特卡罗模拟模拟了磁激变变星中白矮星的X射线反射。具有幂律谱的点源或真实的激波后吸积柱（PSAC）源照射冷的球形WD。根据PSAC模型，PSAC源发射沿着柱分层的各种温度的热谱。在点源模拟中，我们证实了（1）更硬和更靠近WD的源增强了反射，（2）更高的铁丰度增强了荧光铁K $α_{1,2}$线及其康普顿肩的等效宽度（EW），并增加了康普顿峰的截止能量，以及（3）由于WD曲率，从与点X射线源正下方的位置相距大于90度的区域出现显著的反射。PSAC模拟结果表明：（1）质量越大的WD基本上增强了荧光铁K $α_{1,2}$线和康普顿峰的强度，除了某些特定的吸积率，因为质量越大的WD使PSAC越热，更高能量的X射线优先从PSAC发射出来，（2）较大的特定吸积率单调地增强了反射，因为它使PSAC越热，越短，（3）内禀热分量因WD对PSAC冷底的掩星而变硬。我们定量地评估了这两种类型的源的EWS和康普顿驼峰的参数的影响。我们还计算了由WD自旋引起的X射线调制分布。它们取决于自旋轴与视线和PSAC的角度，以及是否可以看到两个PSAC。反射光谱模型和调制模型涉及荧光线和康普顿峰，并可以直接与数据进行比较，使我们能够以前所未有的精度评估这些几何参数。
2017-10-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
The ultracool helium-atmosphere white dwarf companion of PSR J0740+6620?
本文报道了利用加那利大望远镜在$r'$和$i'$波段探测到二进制毫秒脉冲星J0740 + 6620的可能伴星。探测到的星状源的位置与脉冲星坐标一致，在1 $σ$不确定度$\approx$ 0.2角秒内。其量值为$r'=26.51\pm0.17$和$i'=25.49\pm0.15$。与白矮星冷却轨迹的比较表明，它可能是一个超冷的氦-大气白矮星，温度$\lesssim$ 3500 K，冷却年龄$\gtrsim$ 5 Gyr。年龄是一致的脉冲星的特征年龄校正运动学的影响。这是已知的毫秒双星的白矮星伴星中最红的源。在其他波段探测辐射源有助于澄清辐射源的特性和性质。
2019-02-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Effects of Curvature and Expansion on Helium Detonations on White Dwarf Surfaces
几十年来，白矮星上积累的氦层一直被认为是热核失控引发爆炸的可能地点。在本文中，我们发现的最小氦层厚度，将维持稳定的横向传播爆震，并表明它取决于密度和组成的氦层，特别是C12和O 16。在这些薄氦层中的爆轰速度比完全氦燃烧的Chapman-Jouget（CJ）速度慢，vcj =1.5e9 cm/s。虽然没有重力束缚，但灰烬中仍然有未燃烧的氦（在最薄的情况下约为80%），并且只有重元素，如Ca 40，Ti 44，Cr 48和Fe 52。这些薄壳很少产生大量的Ni 56。我们还发现了一组新的解决方案，可以传播在更薄的氦层时，O 16是本在最小质量分数为~0.07。在O 16和后续元素的α捕获能量释放的驱动下，这些缓慢的爆炸仅在外部爆炸的He壳中产生高达Si 28的灰烬。最后，我们讨论了未结合的氦燃烧灰烬如何可能产生微弱而快速的“.Ia”超新星以及几乎没有放射性的事件，并推测了较慢的氦爆炸速度如何影响碳爆炸的偏心点火，这可能导致Ia型超新星在双爆炸场景中。
2013-08-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Low Mach Number Modeling of Convection in Helium Shells on Sub-Chandrasekhar White Dwarfs II: Bulk Properties of Simple Models
由核燃烧驱动的氦壳对流动力学建立了亚克拉塞卡质量逃逸的条件，Ia型超新星的双爆轰模型，以及各种其他爆炸现象。我们探索这些对流动力学的范围内的白矮星核心和氦壳质量在三维低马赫数流体动力学代码大师。我们提出了这种演变的批量性能的计算，包括全球诊断的时间序列演变，横向平均的3D状态，和全球3D状态。我们发现了各种各样的结果，包括准平衡，本地化的失控，和新星般的失控。我们的研究结果表明，双爆轰祖模型是有前途的，三维，动态对流起着关键作用，这些系统值得进一步研究。
2016-06-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Breaking the degeneracy in magnetic cataclysmic variable X-ray spectral modeling using X-ray light curves
我们提出了一个分析的模拟X射线光谱和光变曲线的磁激变变量使用升级版本的三维CYCLOPS代码。这3D表示的吸积流使我们能够正确地模拟总的和部分掩星的后激波区域的白矮星，以及调制的X射线光变曲线由于相位相关的消光的前激波区域。通过改变白矮星质量、磁场强度、磁层半径和比吸积率，在四维参数空间中对激波后区域进行了详细的模拟。为了计算激波后区域的温度和密度分布，我们假设离子和电子之间的均分，考虑到白矮星引力势，磁层的有限大小和偶极状磁场几何形状，并考虑由韧致辐射和回旋辐射过程冷却。通过研究所得到的X射线连续谱的参数的影响，我们表明，有一个不可避免的退化在这里研究的四维参数空间，妥协X射线连续谱拟合策略，并可能导致不正确的参数估计。然而，包含在不同的能量范围内的X射线光变曲线可以打破这种简并性，因此，在原则上，仍然可以使用X射线数据来导出磁激变变量的基本参数，这是理解它们的形成和演化的重要一步。
2021-07-22 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
A unified theory of cataclysmic variables from self-consistent numerical simulations
富含氢的包层由白矮星从它们的红矮星同伴中吸积而成，导致热核失控，这是经典的新星爆发，峰值可达100万太阳光度。事实上，所有的新星祖先都是新星双星，在爆发之前和之后，都表现出向白矮星的高质量转移率。这是一个谜，双星无法区分从novalikes，但具有低得多的质量转移率，并导致矮新星爆发，共存于相同的轨道周期。围绕着几颗矮新星的新星壳表明，至少有一些新星在连续的新星爆发之间变成矮新星，尽管对质量转移速率变化的机制和时间尺度知之甚少。在这里，我们报告模拟的multiGyr演化的新星，自相一致的模型每一个爆发的热核失控，质量和角动量损失，反馈由于辐射和可变的质量转移，轨道大小和周期的变化。模拟再现了观测到的大范围的质量转移率在一个给定的轨道周期，与大的周期性变化的白矮星，红矮星双星出现在千年到百万年的时间尺度。他们还证明了深度冬眠，（长时间完全停止质量转移），只发生在短周期的双星;最初非常不同的双星收敛成为几乎相同的系统;虽然几乎所有的prenovae应该是novalike双星，矮新星也应该偶尔被观察到产生新星;而当它们的红矮星同伴被吞噬时，白矮星的质量只会略微减少。
2020-01-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Full 3-D MHD calculations of accretion flow Structure in magnetic cataclysmic variable stars with strong and complex magnetic fields
我们对激变变星中的流吸积进行了三维MHD计算，其中白矮星主星具有强而复杂的磁场。这些计算的动机是观察极;激变变量包含白矮星的磁场足够强，以防止形成一个吸积盘。因此，吸积流从L1点流出，直接撞击白矮星表面的一个或多个点。观测表明，在某些双星中，白矮星拥有复杂的（非偶极的）磁场。我们进行模拟的10个极性或相当于一个异步极性在10个不同的拍相位。我们的模型有一个以白矮星主星为中心的排列好的偶极加四极磁场。我们发现，对于一个足够强的四极分量的吸积点发生在磁赤道附近的模拟略少于一半，而极性吸积区是活跃的其余大部分的模拟。对于一个或两个配置;吸积在主导极地地区和赤道区同时发生。这是第一个三维MHD计算，以确认复杂的磁场的存在，在磁性CV。我们的结论是，这可能是很难观测确定，如果该领域是一个纯粹的偶极子或如果它是复杂的极性，但将有迹象表明，一些系统。具体来说，如果白矮星的自旋赤道（轨道平面）附近有一个吸积区，或者如果有两个或更多的吸积区不能用偶极磁场来拟合，那么应该考虑复杂的磁场。对于异步极，磁场约束预计将大大加强，复杂的场的几何形状，由于吸积流结构的变化作为自旋轨道拍相位的函数更清晰的指标。
2012-10-15 astro-ph.HE
Massive White Dwarfs in the Galactic Center: A Chandra X-ray Spectroscopy of Cataclysmic Variables
以前对银河系中心的核星团（NSC）的X射线观测已经发现了数千个点源，其中大多数被认为是灾难性的变量（CV），即，一颗从低质量伴星吸积而来的白矮星。然而，这些CV的群体特性仍然不清楚，否则包含有关NSC进化历史的重要信息。在这项工作中，我们利用超深档案\textit{Chandra}观测研究的光谱特性的NSC CV，在密切的比较与那些在太阳附近。我们发现，NSC CV有很强的Fe XXV和Fe XXVI线（两者都表现出等效宽度$\sim200-300$ eV），表明富金属的同伴。此外，它们的Fe XXVI到Fe XXV线通量比被用来诊断NSC CV的特征白矮星质量（$M_{\rm WD}$）。结果表明，如果是磁性/非磁性CV，则具有$L_{\rm 2-10 keV}>6\times10^{31}$ erg/$^{-1}$的CV的平均$M_{\rm WD}$为$\sim0.6/1.0\,M_{\odot}$;而如果是磁性/非磁性CV，则具有介于$1-6\times10^{31}$ erg/$^{-1}$之间的$L_{\rm 2-10 keV}$的CV的平均$M_{\rm WD}$为$\sim0.8/1.2\,M_{\odot}$。所有这些\textit{Chandra}检测到的CV共同贡献了来自NSC的未分辨的20-40 keV X射线发射的$\sim$的30-50\%。具有大量（即，…
2019-07-22 astro-ph.HE
Swift J0525.6+2416 and IGR J04571+4527: two new hard X-ray selected magnetic cataclysmic variables identified with XMM-Newton
IGR J 04571 +4527和Swift J0525.6+2416是在Swift/BAT和INTEGRAL/IBIS勘测中探测到的两个硬X射线源。根据光谱学，它们被认为是中间极性（IP）类型的磁激变变星。IGR J 04571 +4527也显示了1218 s的光学周期，暗示了白矮星的旋转周期，进一步指向IP分类。在这里，我们提出了详细的X射线（0.3-10 keV）的定时和光谱分析与XMM-牛顿，补充硬X射线覆盖范围（15-70 keV）从斯威夫特/BAT。这是第一次在软X射线域中对两个源进行高信噪比观测，使我们能够识别Swift J0525.6+2416（226.28 s）和IGR J 04571 +4527（1222.6 s）的白矮星X射线自旋周期。由多温度光学薄发射与复杂吸收组成的模型充分地适合这两个源的宽带光谱。我们估计IGR J 04571 +4527和雨燕J0525.6+2416的白矮星质量分别约为1.1和1.0太阳质量。上述特征使我们能够明确地将这两种源分类为IP，证实了在硬X射线发射的灾变变星中该子类的高发生率。
2015-07-23 astro-ph.HE
Effects of a new triple-$α$ reaction rate on the helium ignition of accreting white dwarfs
研究了一种新的三α反应速率对吸积氦的碳氧白矮星点火的影响。燃点决定了Ia型超新星的热核爆炸的性质。我们研究的情况下，不同的吸积率的氦和不同的初始质量的白矮星，这是详细的研究由野本。我们发现，对于所有的情况下，从缓慢到中等吸积率，核燃烧点燃的氦层。因此，与被认为是爆燃超新星吸积率下限的$dM/dt\simeq 4\times10^{-8} M_{\odot} \rm yr^{-1}$相比，较低的吸积率将触发碳爆燃。此外，在中等和慢吸积速率下，氦爆轰将发生偏心，而慢吸积速率下的碳爆燃区消失。
2010-04-06 astro-ph.HE
Neutrino Emission from Helium White Dwarfs with Condensed Cores
氦白矮星中的离子处于玻色-爱因斯坦凝聚态的可能性是近年来研究的热点。特别是，有人认为，由此产生的新型量子液体具有一种新的准粒子激发与声子类色散关系。我们调查的中微子发射率，由于这种无隙状态和由此产生的影响的总光度的氦白矮星星，作为一种可能的可观察的方式来检测这种异国情调的阶段。如果量子液态的凝聚温度（目前还不十分精确）足够高，我们的计算表明，由于无隙模式而产生的中微子发射将对氦白矮星的总光度做出很大贡献。
2012-03-05 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
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
Magnetic Cataclysmic Variables discovered in hard X-rays
在INTEGRAL和Swift巡天探测到的硬X射线星系源中，那些被发现为吸积白矮星的星系源数量惊人地增加，占星系样本的20%。大多数被确定为磁激变变星的中间极型表明这个子类作为一个重要的组成部分银河人口的X射线源。在这次会议上，我们回顾了我们正在进行的XMM-牛顿计划所观察到的X射线发射特性，该计划对新发现的INTEGRAL和/或Swift源进行了几乎两倍的放大，确定了灾难性变量的共性和异常值。
2019-06-27 astro-ph.HE
Hard X-ray Cataclysmic Variables
在雨燕巡天和INTEGRAL巡天探测到的硬X射线星系源中，近年来发现的吸积白矮星双星的数量惊人地增加。大多数被确定为中等极性类型的磁性灾变变星，这表明这个子类是银河系X射线源的重要组成部分。我们在这里审查和讨论的X射线发射特性的新发现的来源的框架内的识别程序与XMM-牛顿卫星，增加了样本的这个子类的一个因素。
2019-09-13 astro-ph.HE
Unambiguous Detection of Reflection in Magnetic Cataclysmic Variables: Joint NuSTAR-XMM-Newton Observations of Three Intermediate Polars
在磁激变变星（CV）中，X射线发射区位于靠近白矮星表面的地方，预计这将反射10 keV以上的大部分固有X射线，产生康普顿反射峰。然而，到目前为止，由于非成像X射线探测器的灵敏度有限，在磁性CV中安全检测这种效应在很大程度上被证明是难以实现的。在这里，我们报告了我们的分析联合NuSTAR/XMM牛顿观测的三个磁性CV，V709 Cas，NY Lup和V1223 Sgr。成像NuSTAR数据的改进的硬X射线灵敏度已经导致在所有三个对象中首次稳健地检测到康普顿峰，在NY Lup中具有~1或更大的振幅，并且在其他两个中可能<1.0。我们还证实了较早的报告，一个强的自旋调制在10千电子伏以上的V709 Cas，并报告了第一次检测到的小自旋振幅在其他。我们解释这是由于这些物体之间的X射线发射区域的高度不同。大约0.2白矮星半径的高度为V709 Cas的低反射幅度提供了一个合理的解释。由于两极以上的发射区在某些自旋相位是可见的，这也可以解释强的硬X射线自旋调制。激波高度约为0.05白矮星半径可以解释V1223 Sgr的结果，而NY Lup的激波高度似乎可以忽略不计。
2015-06-23 astro-ph.HE
