A New Generation of Cool White Dwarf Atmosphere Models Using Ab Initio Calculations
由于它们的光球密度很高，冷的富氦白矮星（特别是DZ、DQpec和ultracool）通常很难被现有的大气模型描述。作为我们正在进行的努力，设计适合所有冷白矮星的大气模型的一部分，我们调查的重元素的电离比和H $_2$-He碰撞诱导吸收（CIA）光谱下流体样密度的改变。对于在冷富氦白矮星光球层遇到的条件，我们的从头计算表明，大多数金属的电离被抑制和H $_2$-He CIA光谱显着扭曲的密度高于0.1 g/cm $^3$。
2016-10-04 astro-ph.SR
Stars Outside the Hipparcos List Closely Encountering the Solar System
根据目前可用的运动学数据，我们已经搜索了依巴谷列表之外的恒星，这些恒星要么在过去遇到，要么在未来几个秒差距内遇到太阳系。这是第一次，我们已经确定了两颗单星，GJ 3379（G 099-049）和GJ 3323（LHS 1723），作为与太阳轨道近距离接触的候选者。恒星GJ 3379可能在t_min=-163 +3000年时更接近太阳，最小距离d_min=1.32+ 0.03 pc。我们已经发现了两个可能的候选者，只有光度距离：白矮星SSSPM J1549-3544没有任何径向速度的数据和L-矮星SDSS J1416+1348。它们穿透奥尔特云区的概率分别为0.09（在模型径向速度|V_r| = 50 km/s时）和0.05。
2010-09-24 astro-ph.SR
Magnetic white dwarfs with debris discs
长期以来，人们一直认为解释磁性白矮星存在的一种可能机制是白矮星系统的合并，因为在合并产物中存在产生可持续磁场的可行机制。然而，在磁性白矮星群体中缺乏快速旋转一直被认为是这种情况下的一个问题。平滑粒子流体动力学模拟显示，在合并中，两颗质量不同的白矮星会形成一个围绕中心致密天体的圆盘。如果中心物体被磁化，它可以通过磁层与圆盘相互作用。圆盘施加的扭矩改变了恒星的自旋，而从恒星到圆盘的角动量决定了圆盘的性质。在这项工作中，我们建立了一个模型的磁盘演化的影响下的磁吸积，和恒星的角动量演化，这可以与观测进行比较。我们的模型预测，磁层相互作用的磁性白矮星与他们的磁盘的结果在一个显着的自旋下降，我们表明，磁性白矮星与相对较强的领域（大于10 MG）的观测到的旋转周期的磁性白矮星人口可以重现。我们还研究了在系统演化的后期阶段，湍流是否可以持续。当在模型中引入一个临界温度时，在该温度以下湍流不能维持，太阳附近的三个快速旋转、强磁、大质量白矮星的周期被恢复。
2013-02-26 astro-ph.SR
Lithium production in the merging of white dwarf stars
北冕座R恒星的起源已经难以捉摸了200多年。目前，已经提出了两种理论来解释其形成。这两种情况分别是最后一闪的情况，在这种情况下，一颗垂死的渐近巨星分支（AGB）恒星抛出它的大气层，露出下面的氢贫乏，经过大量处理的物质，以及双重简并的情况，在这种情况下，两颗白矮星合并产生一颗新的恒星，并重新焕发活力。一些理论预测，在后一种情况下达到的温度将摧毁白矮星中最初存在的任何锂。因此，观测到的一些北冕座R恒星的锂含量，通常被解释为最后的闪光场景最好地描述了它们的形成。在本文中，它表明，锂的生产，确实可以发生在合并的氦白矮星与碳-氧白矮星，如果他们的化学成分，特别是3 He，是充分考虑。详细描述了锂的生产机理，并考察了锂生产对合并环境的敏感性。平滑粒子流体动力学（SPH）示踪粒子的核合成后处理计算表明，在这些环境中产生的任何锂将集中向周围的R CrB星的材料云。因此，测量这些云的锂含量将为R CrB星的形成机制提供有价值的见解。
2012-05-11 astro-ph.SR
White Dwarf Collisions, a promising scenario to account for meteoritic anomalies
通常认为白矮星（WD）之间的碰撞是罕见的事件，只发生在球状星团的致密内部或银河系中央黑洞周围的致密外围，因此被认为是Ia型超新星（SNIa）的重要来源。虽然这些遭遇中的大多数不会导致SNIa事件，但其中许多会产生大规模喷射。在适当的情况下，这种物质可以成为原恒星星云的一部分，包括太阳前星云，以星尘的形式导致陨石中存在化学异常。我们描述了一个WD WD碰撞的情况下，可能会解释所谓的NE-E异常发现在一些原始陨石，如Orgueil和Murchison。
2018-09-06 astro-ph.SR
Formation of eccentric gas discs from sublimating or partially disrupted asteroids orbiting white dwarfs
在白矮星周围的21个已知的气体碎片盘中，其中很大一部分显示出可以用气体偏心分布来很好地描述的观测特征。在没有嵌入物体或附加力的情况下，这些圆盘不应该长时间保持偏心，而是应该由于粘性扩散而成圆形。我们从这些恒星观察到的金属污染和红外线过量与潮汐破坏的亚恒星体的存在是一致的。我们证明，使用平滑粒子流体动力学，升华或部分破坏行星的偏心轨道上围绕一个白矮星将形成并保持一个气体盘的偏心率在0.1以内，低于，轨道上的身体。我们还证明了在白矮星SDSS J1228+1040周围观察到的偏心气体盘可以用同样的假设来解释。
2021-05-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Low-mass White Dwarfs with Hydrogen Envelopes as a Missing Link in the Tidal Disruption Menu
我们构建了一个菜单的对象，可以引起明亮的耀斑时，被大规模的黑洞（BH），从行星到演化的恒星。主序星和演化恒星通过它们的潮汐扰动，可以有效地探测到静止的超大质量黑洞的存在，而白矮星可以探测到中等质量黑洞。许多低质量的白矮星拥有扩展的氢包层，这使得在与中等质量的黑洞（从$10^5$到$10^7~M_\odot$）发生破坏性碰撞时能够产生快速耀斑--这些黑洞的质量可能构成了大质量黑洞的大多数。这些物体在两个方面是缺失的一环：（1）探测中等质量的黑洞和（2）理解具有纤细包络的物体破裂的流体动力学。由$10^5~M_\odot$ BH对$0.17~M_\odot$白矮星的潮汐破坏引起的耀斑在0.6到11天之间达到最大值，峰值回落率通常是超爱丁顿的，导致的耀斑可能比典型的潮汐破坏事件更亮。仅剥离外壳的遭遇可以提供仅氢的回退，而破坏核心的遭遇则从富氢到富氦的回退。虽然到目前为止观察到的大多数潮汐破坏候选者与主序星的破坏一致，但像Dougie和PTF 10 iya这样的核瞬变的快速时间尺度自然可以用低质量白矮星的破坏来解释。随着观测到的耀斑数量的不断增加，这里提供的菜单将是必不可少的，通过潮汐破坏来表征核黑洞及其环境。
2017-06-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Violent mergers of nearly equal-mass white dwarf as progenitors of subluminous Type Ia supernovae
亚发光Ia型超新星（SNe Ia）的起源长期以来一直没有任何解释，因为所有的克拉塞卡质量模型都有严重的问题来重现它们。最近，有人提出两颗0.9 M太阳的白矮星的剧烈合并可能导致类似1991 bg的超新星Ia事件。在这里，我们调查这种情况是否仍然适用于合并的两个白矮星的质量比小于1。我们的目标是确定在合并过程中仍然形成爆炸的质量比范围，因为只有这些事件才会导致超新星Ia。这一范围是人口综合的一个重要因素，也是判断假设是否可行的一个决定性因素。此外，我们进行了一个模型的分辨率研究。最后讨论了初始质量为0.9 M_sun的剧烈白矮星合并与类1991 bg超新星Ia的关系。最新版本的光滑粒子流体动力学代码Gadget3用于演化具有不同质量比的二元系统，直到它们合并。我们分析结果并寻找可能形成爆炸的热点。我们发现，合并的两个白矮星的主要白矮星质量约为0.9 M_sun和质量比大于约$0.8$强劲地达到我们所需要的条件，点燃爆炸，从而在合并本身产生热核爆炸。我们还发现，虽然我们的模拟还没有完全解决热点问题，但提高分辨率会导致更有可能引发爆炸的条件。（节略）
2011-02-07 astro-ph.SR
High resolution simulations of the head-on collision of white dwarfs
白矮星的直接撞击被认为是Ia型超新星的可能通道。尽管它们（先验）稀少，但在人口稠密的球状星团和银河系中心，白矮星的数量相当可观，它们之间的剧烈碰撞率可能是不可忽略的。更有甚者，有迹象表明，被第三个恒星质量的天体环绕的双白矮星系统有一个重要的机会引发一次干净的正面碰撞。因此，这种情况代表了超新星光变曲线样本的污染源，它被用作宇宙学中的标准蜡烛，值得进一步研究。一些研究小组对这种情况进行了数值模拟，但他们的结果显示出一些差异。在本文中，我们解决这些差异的一些可能的来源，提出了高分辨率流体动力学模拟的结果，结合详细的核后处理的核丰度，检查的可行性白矮星碰撞产生大量的56镍。为此，我们使用二维轴对称光滑粒子流体动力学代码，以获得比以前的研究中的分辨率高得多。在这项工作中，我们还研究了初始质量和核组成如何影响结果。引力波发射也被计算出来，因为这是这类事件的独特特征。所有计算出的模型都产生了大量的56 Ni，范围从0.1 Msun到1.1 Msun，不仅与正常的Ia型超新星相一致，而且与亚发光和超克拉塞卡亚群相一致。然而，白矮星的分布质量函数有利于0.6-0.7 Msun天体之间的碰撞，导致亚发光事件。
2013-09-26 astro-ph.SR
White dwarf - main sequence star collisions from wide triples in the field
当三星或聚星的外半长轴大于103 AU时，聚星系统与银河系场星的相互作用强烈。由两颗白矮星（WD）和一颗低质量主序星（MS）组成的稳定的三元组在一个宽的外轨道上，因此可以通过与随机场星的引力相互作用而不稳定。这种相互作用充分激发了遥远的第三颗恒星的偏心率，使其开始与内部双星发生显着的相互作用。当这种情况发生时，三元组经历了多次二元-单元共振相遇。这些遭遇可能会导致非简并组件和WD之间的碰撞，或三重成一个紧凑的二进制和第三个对象被弹出的分裂。致密双星可以是一对幸存下来的MS-WD，也可以是一对通过引力波辐射螺旋上升的WD。计算了MS星和WD星的碰撞率以及双WD星的合并率。此外，我们描述了这样的碰撞，这可能类似于一个亚发光SN事件的可探测性的前景。
2020-11-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Relativistic effects in the tidal interaction between a white dwarf and a massive black hole in Fermi normal coordinates
我们考虑一个白矮星和一个中等质量的黑洞之间的潮汐相遇。弱的遭遇和那些在破坏的阈值建模。数值代码结合网格为基础的流体力学，光谱方法解决方案的自引力，和广义相对论费米正常坐标系，以下的明星和碎片。费米正规坐标提供了一个扩展的黑洞潮汐场，包括四极矩和更高的多极矩和相对论修正。我们计算了白矮星在弱潮汐相遇时的质量损失。其次，我们仔细计算到恒星的能量沉积，检查非径向和径向模式的激发，表面层加热，质量损失和相对论轨道运动的影响。我们发现的证据表明，轻微的相对论抑制潮汐能转移。潮汐能沉积的轨道能量损失相比，由于重力韧致辐射和合并的损失被用来估计潮汐捕获轨道。加热和部分质量剥离将导致白矮星的膨胀，使恒星在下一次通过时更容易被潮汐破坏。最后，我们研究角动量沉积。通过引入八极潮，我们首次能够计算恒星和碎片的质心的偏转。有了这个观测到的偏转，并考虑到轨道相对论效应，我们直接计算轨道角动量的变化，并显示其与计算的自旋角动量沉积的平衡。
2013-05-08 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Dynamically Forming Extremely Low-Mass White Dwarf Binaries in Wide Orbits
针对KIC 8145411系统中宽轨道极低质量白矮星双星的观测挑战，提出星团内双星-双星强相互作用可拓宽EW轨道的机制，通过数值实验验证了双峰轨道周期分布，并估算了银河系内这类系统的形成速率。
2023-05-28 astro-ph.SR
The Gaia DR2 halo white dwarf population: the luminosity function, mass distribution and its star formation history
我们分析了由盖亚第二次数据发布确定的95个晕白矮星候选者的体积有限的几乎完整的100 pc样本。基于一个详细的人口合成模型，我们应用的方法，依赖于盖亚天体测量和测光精确地推导出个人的白矮星参数（质量，半径，有效温度，辐射热光度和年龄）。用我们的25颗白矮星进行了测试，我们对它们进行了光谱分析。我们建立和分析的晕白矮星光度函数，我们发现第一次可能的证据，在其最暗的结束，导致年龄估计$\simeq12\pm0.5 $陀螺。样品的质量分布在$0.589\,M_{\odot}$处达到峰值，白矮星的$71\%$质量低于$0.6\,M_{\odot}$，只有两颗质量超过$0.8\,M_{\odot}$的白矮星。从年龄分布中，我们发现了三颗总年龄超过12 Gyr的白矮星，其中J1312-4728是已知年龄最大的白矮星，年龄为$12.41\pm0.22 $ Gyr。我们证明，恒星形成的历史主要特点是爆发的恒星形成，发生在10至12 Gyr在过去，但延长到8 Gyr。我们还发现，恒星形成历史的峰值集中在11 Gyr左右，这与盖亚-土卫二相遇的当前年龄相符。最后，我们的晕样本的$13\%$被高速年轻物体（总年龄<7 Gyr）污染。这些白矮星的起源尚不清楚，但它们的年龄分布可能与人马座星系的遭遇相符。
2021-01-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the point mass approximation to calculate the gravitational wave signal from white dwarf binaries
银河系中的双白矮星双星主宰着引力波天空，可以被像LISA这样的仪器探测到。大多数研究都是在假设二元白矮星系统可以用轨道上的两个点质量来代表的情况下计算预期的引力波信号。我们讨论了这种近似对于真实天体物理系统的准确性。对于圆轨道上的非相对论双星，引力波信号可以很容易地计算出来。我们表明，对于这些系统的质点近似是完全合理的，当单个恒星是轴对称的，而不管它们的大小。我们发现，从平滑粒子流体动力学模拟潮汐变形，罗什瓣填充白矮星，包括一种情况下，吸积盘存在时，得到的信号是一致的质点近似。在现实情况下，这种差异通常在1%或更低的水平，从而在二进制的推断参数中产生小的误差。
2012-06-04 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
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 origin of peculiar molecular bands in cool DQ white dwarfs
DQ白矮星的大气层富含碳，对于冷星（$T_{\rm eff}<8000\rm \, K$），其光谱的光学部分中的$\rm C_2$的天鹅带表明了这一点。随着有效温度的降低，这些分子带发生显著的蓝移（$\sim 100-300 Å$）。这一现象的起源在过去二十年中一直存在争议，至今仍不清楚。我们试图解决这个问题，通过调查稠密的氦分子碳的光谱特性的物理条件下遇到的富氦，流体般的气氛中冷DQ白矮星的影响。我们发现电子跃迁能$T_e$随氦密度（$ΔT_{\rm e}\rm\, (eV)\sim1.6 \, \it ρ\rm \, (g/cm^3)$）单调增加。这使得与未受干扰的$\rm C_2$相比，在更短的波长处发生天鹅吸收。另一方面，压力引起的振动频率的增加不足以解释所观察到的天鹅带位移。这与观察结果一致，表明观察到的天鹅样分子带最有可能是$\rm C_2$的压移带。
2010-08-26 astro-ph.SR
Tilt, Warp, and Simultaneous Precessions in Disks
大质量致密物体周围的盘状空间中存在着翘曲现象。然而，所提出的翘曲源--非轴对称辐射压力--并不适用于白矮星。在这封信中，我们报告了第一个光滑粒子流体动力学模拟的吸积盘在SU UMA型系统，自然倾斜，翘曲，并同时进动的顺时针和逆行方向使用白矮星V344天琴座在开普勒领域作为我们的模型。在V344天琴座大约79天后，盘角动量L_d与轨道角动量L_o偏离。当气流保持垂直于L_o时，流体动力学（例如，提升力）是盘倾斜的可能来源。除了倾斜，外盘环周期性地改变形状，从圆形到高度偏心，这是由于次级恒星的潮汐扭矩。同时发生的旋进和逆行的影响是沿着盘边缘看到的较冷、密度较高的中平面的弯曲。每个轨道的拱点推进到节点回归的模拟速率几乎与V344天琴座中观测到的比率相匹配。
2012-09-04 astro-ph.SR
A Parameter-Space Study of Carbon-Oxygen White Dwarf Mergers
两颗碳氧白矮星的合并可能导致壮观的短暂、稳定的核燃烧，也可能导致巨大、快速旋转的白矮星。对合并的模拟表明，结果在很大程度上取决于白矮星的质量是相似还是不同。在质量相似的情况下，两颗白矮星完全合并，残余物始终是热的，而在不同的情况下，质量更大，密度更高的白矮星保持寒冷，基本上完好无损，被破坏的质量较低的白矮星包裹在热的包层和盘中。为了确定什么是“质量相似”，以及更普遍地说，合并残余物的性质如何取决于输入质量，我们使用平滑粒子流体力学模拟了大范围质量的非同步碳氧白矮星合并。我们发现，合并残留物的结构作为两个白矮星的中心密度比的函数平滑地变化。密度比为0.6时，相似和不相似的质量合并大致分开。回顾以前的工作，我们发现大多数合并残余物的温度不足以立即点燃碳聚变。然而，在随后的粘性演化过程中，随着盘的吸积和残余物的自旋下降，内部可能会被压缩和加热。我们发现，从简单的估计，这种演变可能导致许多残留物的点火。对于类似质量的合并，这可能发生在足够简并的条件下，热核失控将随之发生。
2013-04-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Modeling Solids in Nuclear Astrophysics with Smoothed Particle Hydrodynamics
该研究利用FleCSPH代码首次实现含材料强度的中子星外壳环形振荡三维模拟，提出抑制固体数值噪声的方法，以准确描述致密星固体动力学。
2023-11-17 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
A systematic study of the connection between white dwarf period spectra and model structure
本文基于14颗氢大气白矮星样本，系统研究周期谱对模型参数的敏感性，揭示质量、温度、包层结构及氧丰度等参数的影响规律，为白矮星星震学参数选择和自动化拟合提供依据。
2023-07-25 astro-ph.SR
Did a close tidal encounter cause the Great Dimming of Betelgeuse?
我们评估是否重力暗化，引起的潮汐相互作用，在恒星飞行，可能足以解释大参宿四调光。采用几个简单的近似，我们计算的潮汐变形和相关的重力暗化在一个密切的潮汐遭遇，以及减少辐射通量看到一个遥远的观察者。我们表明，在原则上，所产生的恒星变暗的持续时间和程度可以用来估计最小的近心分离和质量的飞行物体，即使它仍然未被发现，否则，可能是一个黑洞，中子星，或白矮星。我们的估计表明，虽然这种飞越事件可能发生在其他天体物理场景中，我们的分析应该是适用的，但它们本身可能不足以解释参宿四的大变暗。
2022-10-21 astro-ph.SR gr-qc
Detonations in white dwarf dynamical interactions
在古老而致密的恒星系统中，白矮星的碰撞是一种相当频繁的现象。在这里，我们提出了一套全面的光滑粒子流体动力学模拟的结果，近距离接触的白矮星，旨在探索的相互作用的结果和性质的最终残留物为不同的初始条件。根据初始条件和白矮星的质量，可能会有三种不同的结果。具体来说，相互作用的结果可以是直接碰撞或侧向碰撞，或者相互作用可以导致形成偏心双星系统。在发生碰撞的情况下，下落的物质被压缩和加热，从而在合并的最猛烈阶段达到爆炸的物理条件。虽然我们发现，爆炸发生在我们的模拟显着数量，在其中一些冲击区的温度上升迅速升降机简并，导致淬火的燃烧。因此，我们的特点是在何种情况下，爆炸是可能发生的结果，更大质量的白矮星的表面上的破坏的恒星的影响。最后，我们还研究了哪些相互作用导致束缚系统，以及在哪些系统中，更大质量的白矮星也被破坏作为动力学相互作用的结果。在这项工作中进行了大量的模拟，可以发现相互作用的结果如何取决于最接近的距离，以及碰撞的白矮星的质量，这是核处理材料的化学模式。最后，我们还讨论了相互作用的白矮星的质量和核的化学成分以及不同类型的碰撞对残留物性质的影响。
2013-06-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
The entry geometry and velocity of planetary debris into the Roche sphere of a white dwarf
我们对白矮星行星系的了解主要来自于白矮星的几个太阳半径范围内的区域，在那里小行星分裂，形成环和盘，并吸积到恒星上。进入这个洛希球的位置，角度和速度很少被探索，但关键决定了碎片的初始几何形状，到光球的吸积速率，以及最终的小行星的组成。在这里，我们在巨分支和白矮星恒星演化阶段共演化了超过10^5颗小行星，以量化小行星注入白矮星罗氏球的几何形状作为行星质量和偏心率的函数。我们发现，较低的行星质量的各向异性注入的程度增加，并减少迎面（正常的罗氏球）遇到的概率。我们的研究结果表明，人们可以使用动力学活动的罗氏球，使这些行星系的隐藏架构的推论。
2021-06-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Ultrahigh-energy cosmic rays from tidally-ignited white dwarfs
超高能宇宙射线（UHECR）可以被黑洞对恒星的潮汐扰动事件加速。我们提出了一种新的机制UHECR加速，其中白矮星（WD）潮汐压缩的中等质量黑洞（IMBHs），导致其点火和随后的爆炸作为超新星。被超新星加速的宇宙射线在穿过吸积动力喷流时可能会获得能量提升。WD和IMBH之间的相遇率可能相对较高，因为一旦考虑到它们可能存在于矮星系中，IMBH的数量可能会大幅增加。在这里，我们表明，这种潮汐破裂事件自然提供了一个中间组成的观察到的UHECR，并建议矮星系和球状星团的粒子加速到超高能量的合适的网站。
2017-11-07 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The habitability and detection of Earth-like planets orbiting cool white dwarfs
由于有几种方式行星可以生存的巨大阶段的主恒星，我们研究的可居住性和检测行星轨道白矮星。当一颗白矮星从6000 K冷却到4000 K时，一颗在0.01 AU轨道上运行的行星将在连续宜居带（CHZ）中停留约8 Gyr。我们表明，光合作用过程可以在这样的行星上持续。CHZ中类地行星的DNA加权紫外辐射剂量小于地球上遇到的最大值，因此非磁性白矮星与复杂生命的持久性是相容的。冷白矮星CHZ中的类地行星所引起的偏振比典型M矮星（类太阳恒星）的宜居带中的大10^2（10^4）倍。因此偏振测量法是探测白矮星附近岩石行星的可行方法。多波段偏振测量还可以揭示行星大气层的存在，提供第一个特征。0.6 M太阳白矮星CHZ中的行星将被罗氏几何扭曲，开普勒-11 d类似物将过度填充其罗氏瓣。以目前的设备，一颗超级地球大小的无大气行星可以用偏振测量法在已知最亮的冷白矮星周围探测到。计划中的未来设施使较小的行星可被探测到，特别是通过提高仪器在蓝色区域的灵敏度。
2012-07-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
The critical mass ratio of double white dwarf binaries for violent merger-induced Type Ia supernova explosions
碳氧（CO）白矮星（WD）的合并被认为是Ia型超新星（SNe Ia）的潜在祖先之一。最近的流体动力学模拟表明，质量较小的（次级）WD猛烈地吸积到质量较大的（初级）WD上，发生碳爆炸，爆炸波通过初级传播，初级最终爆炸为亚克拉塞卡质量SN Ia。这种爆炸机制被称为暴力合并情景。基于光滑粒子流体动力学（SPH）模拟的合并CO WD，我们得到了更严格的临界质量比（qcr）导致的暴力合并的情况下，比以前的结果。我们认为这种差异主要来自初始条件的差异，以及WD是否同步旋转。利用我们的新结果，我们估计了超新星Ia在剧烈合并情景下的亮度分布，并与以前的研究进行了比较。我们发现我们的新qcr不会显著影响亮度分布。我们提出了直接的结果后，立即CO WD合并为各种主要的群众和质量比。我们还讨论了双极行星状星云Henize 2-428的中心系统的最终命运，该星云最近被认为是一个双CO WD系统，其总质量超过了Hubble时间内合并的最大质量。即使考虑到建议的二元参数的不确定性，我们得出的结论是，这个系统的最终命运几乎肯定是一个亚克拉塞卡质量的超新星Ia在激烈的合并方案。
2016-03-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the onset of runaway stellar collisions in dense star clusters - II. Hydrodynamics of three-body interactions
在年轻星团中，失控恒星碰撞的开始更有可能是由双星和第三颗恒星之间的相遇而不是两颗恒星之间的相遇引发的。使用这样的三星直接$N$体模拟遇到的初始条件，我们模拟所产生的相互作用的平滑粒子流体动力学（SPH）。我们发现，在大多数情况下，所有三个恒星合并在一起，在这样的三个恒星合并，流体动力学模拟显示：（1）质量损失作为喷出物可以在系统中的总质量的相当大的一部分（高达$\sim25$ %）;（2）由于不对称的质量损失，碰撞产物有时可以获得超过10 km/s的反冲速度，大到足以允许碰撞产物逸出团簇的核心;以及（3）喷射物质的能量可以大到足以（高达$\sim 3\times 10^{50}$ erg）去除或干扰团簇间气体。
2009-04-06 astro-ph.IM astro-ph.SR
High energy emission powered by accreting companions of Be/gamma Cas stars
本研究针对γ Cas型Be恒星硬X射线起源问题，通过三维流体动力学模拟与辐射转移建模，表明白矮伴星吸积可解释其X射线辐射，并预测了可探测的多波段偏振特征。
2025-10-01 astro-ph.SR
Stars that approach within one parsec of the Sun: New and more accurate encounters identified in Gaia Data Release 3
恒星与太阳的近距离相遇可能会通过奥尔特云中彗星的引力扰动或暴露于电离辐射而影响地球上的生命。通过整合轨道通过银河系的潜力，我确定在盖亚DR 3与完整的相空间信息的3300万颗恒星接近太阳。61颗恒星在1 pc内正式接近，尽管其中只有42颗（三分之二）具有高置信度，其余的是虚假测量或（在）双星系统中。大多数恒星将在过去或未来的600万年内相遇;由于盖亚径向速度（RV）的大小限制，早期/晚期的相遇不太常见。几颗近距离相遇的恒星首次被确认，并且由于盖亚DR 3的精度比早期版本有了显着提高，以前已知的近距离相遇的相遇时间，距离和速度被更精确地确定。K7矮星G1 710仍然是已知的最近相遇，估计（中位数）相遇距离为0.0636 pc（90%置信区间0.0595-0.0678 pc），发生在130万年前。新的第二次最近的遭遇发生在280万年前：这是G3矮星HD 7977，现在距离76 pc，接近太阳不到0.05 pc的概率为三分之一。白矮星UPM J 0812 -352的近距离接触可能是虚假的，因为盖亚DR 3中的RV不正确。
2022-08-09 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A systematic study of carbon-oxygen white dwarf mergers: mass combinations for Type Ia supernovae
两颗碳氧（CO）白矮星（WD）的合并被认为是Ia型超新星的祖先。基于光滑粒子流体动力学（SPH）模拟，以前的研究认为，合并的CO WD导致一个超新星Ia爆炸无论是在动态合并阶段或静止旋转合并残留阶段。然而，导致超新星Ia的CO WD的质量范围尚未明确确定。在目前的工作中，我们进行系统的SPH合并模拟WD群众范围从$0.5~M_{\odot}$到$1.1~M_{\odot}$与更高的分辨率比以前的系统调查，并检查是否发生碳燃烧动态或quiescently在每个阶段。我们进一步研究了超新星爆炸的可能性，并估计了导致超新星爆炸的CO WDs的质量范围。我们发现，当两个WD都很大时，即，在$0.9~M_{\odot} {\le} M_{1,2} {\le} 1.1~M_{\odot}$的质量范围内，它们可以在合并阶段爆炸为超新星Ia。另一方面，当质量更大的WD处于$0.7~M_{\odot} {\le} M_{1} {\le} 0.9~M_{\odot}$范围内且总质量超过$1.38~M_{\odot}$时，它们最终会在静止旋转合并残余相中爆炸。我们估计CO WD合并对我们银河系中整个SN Ia速率的贡献为${\lt} 9\%$。因此，用CO WD合并来解释所有的Ia超新星可能是困难的。
2015-05-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spectral analysis of the extremely hot DA white dwarf PG0948+534
相对于贫氢（非DA）的白矮星（WD），在WD冷却序列的非常热的一端，富氢（DA）的白矮星（WD）非常少。三个已知最热的DA（表面重力log g $\geq$ 7.0）的有效温度大约为Teff = 140，000 K，其次只有五个物体的有效温度在104，000 - 120，000 K之间。它们的数量远远超过40个Teff = 100，000 - 250，000 K的非DA，DA/非DA比为0.2。相比之下，该比率与较冷WD的比率相反。这种差异的一个原因可能是在使用巴耳末线光谱的热DA的温度测定的不确定性。最近的研究涉及紫外（UV）光谱中的金属电离平衡，确实表明一些DA的温度被低估了，但极热DA的缺乏占了上风。在这里，我们提出了三个最热的DA之一，PG 0948 +534的紫外光谱分析的结果。我们发现，它的温度是强烈高估了最近的巴耳末线分析。我们将其向下校正到105，000 $\pm$ 5000 K，从而加剧热DA的缺乏。我们的非LTE线路覆盖模型大气不能解决以前遇到的Balmer线路问题。我们推测这可能与磁层的存在有关。这是由V波段的变化，显示了一个周期P=3.45 d（振幅0.19等），我们解释为恒星的旋转周期的支持。PG 0948 +534中的金属丰度受到原子扩散的影响，我们得出结论，当热DA冷却到Teff以下约105，000 K时，发生扩散。我们讨论的可能性，缺乏非常热的DA是…
2018-12-18 astro-ph.SR
Modelling a multi-spacecraft coronal mass ejection encounter with EUHFORIA
日冕物质抛射（CME）是太阳喷发性质的一种表现。它们可能对地球产生巨大影响，但也会对人类在空间和地面上的活动产生巨大影响。因此，模拟它们在行星际空间传播时的演变至关重要。EUHFORIA是一个数据驱动的物理模型，通过背景太阳风条件跟踪日冕物质抛射的演变。它采用了球马克磁通绳，这为它提供了重建CME的内部磁场配置的优势。这是迄今为止用于空间天气预报的更简单的圆锥CME模式所不包括的。这项工作旨在评估EUHFORIA中包含的spheromak CME模型。我们采用spheromak日冕物质抛射模式重建了一个观测良好的日冕物质抛射，并将模式输出与现场观测结果进行了比较。我们专注于从2013年1月6日爆发遇到的两个径向对齐的航天器，金星快车和STEREO-A。我们首先分析了CME爆发源的观测特性，并提取了CME从太阳起飞时的特性。使用这些信息，我们设置EUHFORIA运行来模拟事件。该模型预测的到达时间从半天到一整天提前在原地观察到的，但从类似的研究建立的错误。在建模领域，CME似乎主要向南传播，这与CME在太阳附近爆发的白光图像一致。为了得到观测到的磁场拓扑，我们选择了一个球磁旋转角，使球磁的对称轴垂直于极性反转线（PIL）的方向。模拟的磁场分布、其幅度、到达时间和鞘层区域长度都受到模拟的spheromak半径的选择的影响。
2021-05-25 astro-ph.SR
A Time-Dependent Spectral Analysis of $γ$ Cassiopeiae
本文在γ Cassiopeiae的白矮星吸积假说下，通过分析XMM和NuSTAR数据，发现X射线变异由吸收和闪烁两种信号组成，并提出Be星盘与白矮星吸积盘间的次级激波是次级热源，为白矮星吸积模型提供了新证据。
2024-11-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Towards an Understanding of the Atmospheres of Cool White Dwarfs
Teff < 6000 K的冷白矮星是我们银河系中最古老恒星的残余。它们的大气层，当适当的特点，可以提供宝贵的信息，白矮星的演变，并最终通过银河系的历史恒星形成。了解这些恒星的大气层需要联合观测努力和可靠的大气建模。讨论和分析了最近几个冷白矮星包括DQ/DQp星的近紫外和近红外光谱的观测结果。我们目前适合整个光谱能量分布（SED）选定的冷星，表明目前的纯氢大气模型是相当可靠的，特别是在近紫外光谱区。最近，我们还进行了一个最冷的已知DQ/DQp星的分析，进一步调查的C2天鹅带的光谱特征，表征DQp星的起源。我们发现，DQp星的碳丰度适合的碳丰度与Teff在正常的冷DQ星的趋势。这进一步支持了Kowalski A&A（2010）最近的结论，即DQp星是具有压力扭曲天鹅带的DQ星。然而，我们遇到了一些困难，在再现的红外部分的SED的恒星有一个混合的He/H的气氛。这表明在致密的He/H流体中的不透明度的当前模型中的局限性。
2012-10-11 astro-ph.SR cond-mat.mtrl-sci
Prevalence of short-lived radioactive isotopes across exoplanetary systems inferred from polluted white dwarfs
在太阳系中，短寿命的放射性同位素，如铝26，在行星体的形成过程中发挥了至关重要的作用，提供了重要的额外热源。值得注意的是，这导致了小行星早期和大规模的熔化和铁核心的形成，以及它们的挥发性元素，如氢和碳的损失。因此，在系外行星系统的背景下，短寿命放射性同位素的普遍存在是解释观测到的低质量系外行星中的大体积挥发物预算和大气多样性的关键。具有吸积行星物质的白矮星提供了一种独特的手段来推断太阳系外小行星中铁核心形成的频率，从而推断具有高的短寿命放射性同位素丰度的行星系的普遍性。在这里，我们设计了一个定量的方法来推断的分数行星系富含短寿命的放射性核素的星子形成的白矮星的数据。我们认为，目前的证据，从白矮星指向一个显着的一部分外星子形成了一个铁的核心。虽然这些数据可以解释为由于重力势能释放而能够区分的外月球或冥王星大小的天体的吸积，但我们的研究结果表明，对于污染的白矮星中分化物质的流行，最可能的解释是太阳系富含26 Al并不罕见。这里提出的模型表明，一个普遍存在的途径富集的系外行星系统的短寿命的放射性同位素，不赞成短寿命的放射性同位素富集的情况下，依靠罕见的机会遇到单个附近的超新星，沃尔夫-拉叶星或AGB星。
2022-06-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Partial tidal disruption of White Dwarfs in off-equatorial orbits around Kerr black holes
Indian Institute of Technology Kanpur（坎普尔印度理工学院）
研究了Kerr黑洞非赤道轨道上白矮星部分潮汐破坏事件的物理特性及观测特征
2025-11-20 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Constraining the origin of the planetary debris surrounding ZTF J0139+5245 through rotational fission of a triaxial asteroid
白矮星包含轨道微行星或其碎片是重要的基准，通过这些基准可以校准后主序星行星系统的理论研究。在ZTF J0139+5245白矮星系统中，可能是行星碎片的测光凌日特征的轨道周期约为110天。一颗小行星分裂产生这些碎片，可能会在不进入其洛希半径的情况下，在不受白矮星光度影响的情况下，通过与恒星的反复近距离接触而自行旋转毁灭。在这里，我们把耦合约束的轨道pericentre（$q$）和比例（$β$）的中间最长的半轴的三轴小行星的破坏外，这白矮星的罗氏半径（$r_{\rm Roche}$）后不久，达到其110天的轨道。我们发现，当$β\lesssim 0.6$和$q\approx 1.0-2.0r_{\rm Roche}$，以及当$β\lesssim 0.2$到$q\approx 2.5r_{\rm Roche}$时，几十年内的中断是可能的。分析ZTF J0139+5245周围三轴小行星的长时间尺度破裂是可取的，但可能需要依赖于遍历理论或新的数值技术的分析方法。
2020-01-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
Data-Driven Constraints on Magnetar Population: No Evidence for a Distinct White Dwarf Channel
Centro Brasileiro de Pesquisas Físicas（巴西物理研究中心）
通过机器学习聚类和分层贝叶斯模型分析磁星观测数据，发现低自旋减慢源并不构成独立的白矮星种群，现有数据支持单一中子星种群。
2026-06-23 astro-ph.HE 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
The Magnetic and Metallic Degenerate G77-50
多历元高分辨率光谱的积累表明，附近的恒星G77-50是一个非常冷的DAZ白矮星，外部被Mg，Fe，Al，Ca污染，可能还有Na，Cr，Mn。在B~ 120 kG磁场中，金属和氢的吸收特征都表现出与塞曼分裂相一致的多分量。紫外-红外光度法结合三角散射法得到Teff= 5310 K，M=0.60Msun，冷却年龄为5.2Gyr。白矮星的空间速度表明它可能是银河系厚盘的成员，与估计的总年龄8.6 Gyr一致。G77-50的光谱与G165-7和LHS 2534相似;这三颗冷白矮星组成了一个既有金属又有磁性的小群体。光球层的金属物质显示出类似于小行星中所含的岩石碎片的吸积，但冷却年龄意味着残余的行星系应该是稳定的。对于G77-50和类似的老的、污染的白矮星来说，一种可能性是最近的一次恒星相遇，它从外到内动态地恢复了系统的活力。对这些较冷的白矮星的金属丰度测量有可能区分通过飞越注入的外部区域微行星的物质。如果共同的包层演化可以在白矮星中产生磁场，那么G77-50及其同类可能在先前的演化过程中蚕食了一颗内部巨行星，其金属来源于更远的地球天体。虽然是推测性的，但如果在一个巨行星迁移到后主序星期名义上被吞没的内部区域的系统中禁止形成类地行星，这种情况就可以排除。
2011-01-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Search for Close Stellar Encounters with the Solar System Based on Data from the Gaia DR3 Catalogue
基于Gaia DR3星表数据搜索与太阳系近距离交会的恒星，确认了31颗候选星（含15颗首次发现），并测定了GJ 710、HD 7977及白矮星WD 0810-353等关键恒星深入Oort云的接近参数。
2023-05-21 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Disruption of exo-asteroids around white dwarfs and the release of dust particles in debris rings in co-orbital motion
本文利用CRTBP中的1:1共振周期轨道、稳定性图和N体模拟，研究极端质量比白矮星-小行星-尘埃三体系统中共轨碎片的稳定位置、轨道偏差与寿命。
2024-09-04 astro-ph.EP astro-ph.SR nlin.CD
Interaction between the ejecta, the accretion disk, and the secondary star in the recurrent nova system U Sco
Institut d'Estudis Espacials de Catalunya（加泰罗尼亚太空研究所）
研究U Sco系统中喷射物、吸积盘与次星的相互作用，通过三维模拟揭示不同参数对吸积盘破坏及次星污染的影响。
2026-01-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Asymmetrical thermonuclear supernovae triggered by the tidal disruption of white dwarfs
Canadian Institute for Theoretical Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学理论天体物理研究所）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Institut d’Astrophysique de Paris, CNRS-Sorbonne Université（巴黎天体物理研究所，法国国家科学研究中心-索邦大学）；JILA, University of Colorado and National Institute of Standards and Technology（科罗拉多大学与美国国家标准与技术研究院联合物理天文实验室）
研究探讨了在密集恒星团核心中，白矮星被中间质量黑洞（IMBH）潮汐破坏时可能引发不 symmetric 的热核超新星，并通过高分辨率模拟展示了不同接近距离下的潮汐破坏和超新星事件的差异。
2026-04-14 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
On the rates of type Ia supernovae originating from white dwarf collisions in quadruple star systems
我们认为恒星等级四星系统的演化在2+2（两个双星轨道彼此的重心）和3+1（三重轨道的第四颗星）的配置。在我们的模拟中，我们考虑到长期的动力学演化，恒星演化，潮汐演化和遇到通过恒星的影响。我们主要研究由碳氧白矮星碰撞驱动的Ia型超新星。这样的碰撞可以从几个渠道产生：（1）碰撞由于长期演化引起的极高的偏心率，（2）碰撞后的系统的动力学不稳定性，和（3）碰撞驱动的半分子演化。这里考虑的系统最初有广泛的内轨道，与初始semilatus recti大于12 AU，这意味着没有相互作用，如果轨道是孤立的。然而，考虑到动力学演化，我们发现2+2（3+1）系统的$\approx 0.4$（$\approx 0.6$）相互作用。特别是，罗氏瓣溢出可能被触发在高偏心轨道，动力学不稳定性可以随之而来，由于质量损失驱动的轨道膨胀或长期的演变，或半分子制度可以进入。我们计算的延迟时间分布（DTDs）的碰撞引起的超新星Ia，并发现它们是平坦的观察到的DTDs相比。此外，我们的2+2和3+1系统的组合SNe Ia率分别为$(3.7\pm0.7) \times 10^{-6} \,\mathrm{M}_\odot^{-1}$和$(1.3\pm0.2) \times 10^{-6} \,\mathrm{M}_\odot^{-1}$，与观察到的率相比低三个数量级，为$10^{-3} \, \mathrm{M}_\od…
2018-04-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Binary asteroid dissociation and accretion around white dwarfs
本文研究小行星双星与白矮星近距离相遇后的解体如何影响吸积，发现解体可显著改变各组成部分的轨道，使吸积推迟或提前数百万年，但总体上对吸积率的影响并不显著。
2023-04-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Deep and fast Solar System flybys: The controversial case of WD 0810-353
上下文大多数在银河系盘面上的飞掠都很遥远，超过10，000 AU，并且具有大约70 km/s的特征速度。然而，深度和快速的相遇也会发生，尽管概率较低，特别是如果涉及的物体之一是超新星期间喷出的恒星残骸。WD 0810-353可能是一颗高速的白矮星，它最近被确认为直接飞向太阳系;然而，盖亚DR 3的数据支持它未来的深度和快速飞越被视为可疑。目的。在这里，我们重新分析了与WD 0810-353相关的盖亚DR 3数据集，以确认或拒绝其飞越太阳系的现实，并调查其可能的失控状态。方法.我们使用N体模拟研究了WD 0810-353在时间上的演化。我们计算了最近的方法和它们的相关的近日点通过时间的距离的分布。我们对该物体的运动学进行了统计分析，以评估其可能的超高速。我们比较了它的平均BP/RP光谱与其他研究充分的白矮星。结果我们确认WD 0810-353正朝向太阳系，但实际的遭遇参数强烈依赖于它的径向速度。我们的分析强烈反对盖亚DR 3值为-373.74+/-8.18 km/s。其平均BP/RP光谱表明，基于其推定的Ha线的位置，该值高出10倍以上。然而，使用其他白矮星与非盖亚数据的光谱匹配表明径向速度在（-60，-70）km/s的范围内。结论.这些结果证实了WD 0810-353未来将飞掠太阳系附近，尽管相对速度可能足够高，或者最小接近距离足够大，以排除奥尔特云上的任何重大扰动。
2022-10-10 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
