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
The Thermal Stability of Helium Burning on Accreting Neutron Stars
在吸积的中子星表面上的热核燃烧被观测到稳定在比理论模型预测的低几乎一个数量级的吸积率。解决这种差异的一种方法是通过包括可以稳定该层的基础热通量。我们把我们的注意力集中在纯氦吸积，为此，我们计算的基础加热通量的临界吸积率热核燃烧稳定的效果。我们使用MESA恒星演化程序计算$\dot m_{\rm crit}$作为基础流量的函数，并推导出解析拟合公式$\dot m_{\rm crit}$和燃烧温度在该临界吸积率的基础上，一个区域模型。我们还研究了临界吸积率是否可以通过只检查稳态模型来确定，而不依赖于时间的模拟。我们检查的论点，即稳定性边界与转折点$dy_{\rm burn}/d\dot m=0$在稳态模式，并发现它不持有以外的一个区域，零基通量的情况。一个大的稳态模型的线性稳定性分析也进行了，它产生的临界吸积率的$\sim3$的一个因素大于MESA的结果，但具有类似的依赖于基础通量。最后，我们讨论了我们的结果对超紧X射线双星4U~1820-30的意义。
2014-09-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Thermonuclear X-ray bursts from the 401 Hertz accreting pulsar IGR J17498-2921: indication of burning in confined regions
利用2011年Rossi X射线定时探测器（RXTE）获得的401 Hz吸积脉冲星和爆发源IGR J17498-2921的正比计数器阵列（PCA）数据，对12个热核X射线爆发进行了定时分析和时间分辨光谱研究。我们证实了以前报道的爆发振荡从这个源具有更高的显着性（8.8σ）。我们注意到，爆发可以分为三组：大光球半径膨胀（PRE）爆发的亮度约为中等爆发的10倍，而后者的亮度约为小爆发的10倍。这些观测的PCA视场包含几个已知的爆发，因此一些观测到的爆发可能不是来自IGR J17498-2921。在已知脉冲星频率的大爆发期间的振荡表明，这些爆发肯定来自IGR J17498-2921。我们发现，至少有几个其他爆发也可能起源于IGR J17498-2921。光谱分析表明，各种爆发之间的光度差异主要是由于归一化的差异，而不是温度，即使我们考虑颜色因素的影响。这显示了那些来自IGR J17498-2921的中小爆发在恒星表面的一小部分上燃烧。这些爆发的爆发振荡幅度上限的低值表明自旋轴和磁轴之间的角度很小。我们发现了中等爆发的PRE性质的迹象，这可能源于IGR J17498-2921。如果为真，则据我们所知，这是第一次从同一源检测到峰值计数率比高达{ \approx } 12的两个PRE突发。
2012-02-21 astro-ph.HE
Constraints on Bygone Nucleosynthesis of Accreting Neutron Stars
吸积中的中子星表面附近的核燃烧会产生灰烬，当这些灰烬被进一步的吸积压缩得更深时，就会改变恒星的热和成分结构。过去的核合成可以通过压缩灰烬对静止中子星瞬态热弛豫的影响来限制。特别是，Urca冷却核对在核燃烧灰烬，冷却中子星地壳通过中微子发射从电子捕获/β衰变周期，提供了以前的核燃烧的签名超过~世纪的时间尺度，它需要吸积到最强的冷却对的电子捕获深度。使用吸积中子星瞬变MAXI J 0556 -332的地壳冷却模型，我们表明，这个源可能缺乏I型X射线爆发和超爆发>120年前。降低rp过程反应速率和电子俘获ft值的核物理不确定性，将改善核合成约束使用这种技术。
2017-02-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Weak Bursts on Slowly Accreting Neutron Stars
本研究用MESA模拟缓慢吸积中子星上的氢不稳定点火，发现高金属丰度可产生与SAX J1808.4-3658弱暴匹配的光度峰值及准稳态尾部，可用于测量吸积物质成分。
2025-06-18 astro-ph.HE
Unstable Helium Shell Burning on Accreting White Dwarfs
AM Canum Venaticorum（AM CVn）双星由一个简并的氦施主和一个氦、C/O或O/Ne WD吸积体组成，吸积速率为Mdot = 1 e-13 - 1 e-5 Msol/yr。当吸积速率小于1 e-6 Msol/yr时，吸积的氦会不稳定地点燃，导致氦闪。随着施主质量和Mdot减小，点火质量增加并且最终变得大于施主质量，产生< 0.1 Msol的“最后闪光”点火质量。Bildsten等人（2007年）预测，这些系统最大的爆发将导致动力燃烧和热核超新星。在本文中，我们更详细地研究了氦燃烧壳层的演化。我们计算的最大可实现的温度以及最小的信封质量，实现动态燃烧条件，发现AM CVn系统与吸积> 0.8 Msol将进行动态燃烧。在流体静力学演化过程中的三α反应设定了一个下限，当动力燃烧发生时，12 C的质量分数为0.001 - 0.05，但核心疏浚可能会产生12 C，16 O和/或20 Ne的质量分数约为0.1。在吸积和对流阶段，吸积的14 N可能仍然是14 N，但不管14 N的命运如何，对流开始时的中子质子比是固定的，直到动力燃烧开始。在爆炸燃烧过程中，14 N将经历14 N（a，g）18 F（a，p）21 Ne，释放出一个质子用于随后的12 C（p，g）13 N（a，p）16 O反应，这绕过了相对缓慢的α-捕获到12 C上。未来的流体动力学模拟必须包括这些同位素，因为额外…
2009-04-17 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
Discovery of a ~30-Year-Duration Post-Nova Pulsating Supersoft Source in the Large Magellanic Cloud
超软X射线源（SSS）被认为是从双星伴星吸积而来的白矮星，其表面的吸积物质经历核燃烧。虽然从双星演化模型和它们作为Ia型超新星祖先候选者的身份来看，预计会有相对较多的星群，但考虑到SSS的光谱非常软，已知的星群相对较少。在这里，我们报告的X射线和光学性质的1 RXS J050526.3-684628，以前身份不明的吸积核燃烧白矮星位于大麦云（LMC）。XMM-牛顿观测使我们能够研究其X射线光谱，并首次测量~170 s的短周期振荡。通过分析eROSITA新获得的X射线数据，以及Swift观测和ROSAT档案数据，我们跟踪了过去30年的长期演变。我们确定1 RXS J050526.3-684628是一个缓慢演变的新星后SSS，经历了残余的表面核燃烧，最终在2013年达到顶峰，现在正在下降。通过与现有模型的比较，我们发现有效温度和光度的演化与~0.7 $M_{\odot}$碳氧白矮星吸积~10 $^{-9}~\rm{M}_{\odot}$ /yr是一致的。我们的研究结果表明，可能有更多的未被发现的SSS和“错过”新星等待专门的深X射线搜索在LMC和其他地方。
2020-09-20 astro-ph.HE
The imprint of carbon combustion on a superburst from the accreting neutron star 4U 1636-536
超级爆发是长达数小时的X射线耀斑，归因于在吸积中子星的外壳中富含碳的物质的热核失控燃烧。通过研究X射线光变曲线的细节，可以确定碳燃烧的性质。特别是，我们表明，光变曲线的上升的形状是由碳火焰留下的温度曲线的斜率。我们分析了4U 1636-536的RXTE/PCA观测，并将中子星的直接辐射与不断变化的光电离反射和持续光谱分量分离开来。这个过程产生了有史以来最高质量的超爆上升和峰值光变曲线，并且在尾部发现了有趣的行为。在100秒到1000秒之间的上升光变曲线与先前一些模型中假设的燃料在任何地方局部和瞬间燃烧的想法不一致。通过拟合改进的冷却模型，我们首次测量了超爆层的径向温度分布。我们找到了$d\ln T/d\ln P=1/4$。此外，20%的燃料可能未燃烧。这对超暴中碳燃烧和传播的模型提出了新的约束。
2015-12-12 astro-ph.HE
The Betelgeuse Project III: Merger Characteristics
我们先前提出参宿四可能是通过吸积一个大约1个太阳质量的伴星而旋转起来的。在这里，我们更详细地探讨这种合并和更大范围的吸积质量的可能系统学。我们使用恒星演化代码MESA在核心氦燃烧，核心碳燃烧或壳碳燃烧中为主恒星增加角动量。我们的模型提供了一个合理的“自然”解释为什么参宿四有一个大的，但子开普勒赤道速度。它们在旋转引起的质量损失中喷射出足够的质量和角动量，以重现观测到的参宿四赤道速度与逃逸速度之比，约为0.23，在三倍之内，几乎与主质量、次质量和合并发生的时代无关。我们的模型表明，在核心氦燃烧或核心碳燃烧期间，略小于15个太阳质量的主星与1至10个太阳质量的副星合并，可以产生约15 km/s的赤道旋转速度，归因于参宿四。对于吸积模型，角动量波在氦核边缘的成分边界处停止。因此，在这些模拟中，内核不受伴星吸积的影响。吸积对内核产生磁场的影响相对较小。我们的结果不能证明，但也不能否定参宿四可能已经摄入了几个太阳质量的伴星。
2020-10-17 astro-ph.HE
The formation of black holes from rapidly accreting supermassive stars is not trivial: Simulations of thermonuclear pulsations and explosions
本研究通过首次广义相对论流体动力学模拟发现，快速吸积超大质量恒星的坍缩常被核燃烧阻止，黑洞形成依赖吸积率与金属丰度，挑战了此前的普遍认知，推动高红移类星体起源相关研究。
2024-08-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Thermonuclear Heating of Accreting Neutron Stars
本文提出用稳态核燃烧模型导出外壳-壳层热交换边界条件，并经 MESA 验证，以在长期热演化模拟中参数化研究吸积中子星的热核加热。
2025-08-29 astro-ph.HE
The Final Fates of Accreting Supermassive Stars
通过快速的质量吸积形成超大质量恒星并直接坍缩成黑洞是在早期宇宙中播下超大质量黑洞种子的一条有希望的途径。我们通过求解恒星结构方程，包括核燃烧以及广义相对论（GR）的影响，计算了快速吸积的SMS的演变崩溃的开始。我们发现，这样的SMS有较少的集中结构比完全对流对应，这是经常假设为非吸积的。这种效果稳定的恒星对GR不稳定性，甚至高于经典的质量上限$\gtrsim 10^5~M_\odot$得出的完全对流的恒星。随着吸积速率的增大，吸积中的SMS在质量较大时开始坍缩。只有在$\dot M \lesssim 0.1~M_\odot~{\rm yr}^{-1}$的情况下，当核燃料耗尽时才会发生塌陷。有了$\dot{M} \simeq 0.3 - 1~M_\odot~{\rm yr}^{-1}$，恒星在$M \simeq 2 - 3.5~\times 10^5~M_\odot$的氦燃烧阶段变得GR不稳定。在$10~M_\odot~{\rm yr}^{-1}$的极端情况下，恒星在质量达到$\simeq 8.0\times 10^5~M_\odot$之前不会坍缩，此时它仍处于氢燃烧阶段。我们预计，在所有情况下，坍缩后将留下质量大致相同的黑洞。
2016-10-08 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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
Polycrystalline Crusts in Accreting Neutron Stars
吸积中子星的地壳在许多不同的观测现象中起着中心作用。在这些恒星中，H-He在快速质子捕获（rp-）过程中燃烧产生的重元素不断冻结，形成新的地壳。在本文中，我们探讨了预期的固相组成。我们首先证明使用分子动力学，两种不同类型的化学分离发生，这取决于RP过程的灰烬的组成。然后，我们计算三组分混合物的相图，并用它们来确定允许的地壳成分。我们表明，对于大范围的原子序数产生的反相过程（$Z\sim 10$ - $50$），形成的固体只有少量的可用组合物。我们的结论是，吸积中子星壳应该是多晶的，与域的不同组成。我们的研究结果激发了进一步的工作的组成域的大小，并对地壳物理和吸积中子星现象的影响。
2018-04-18 astro-ph.HE
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
Nuclear Physics of the Outer Layers of Accreting Neutron Stars
在中子星壳被提出50年后，我们回顾了当前对吸积中子星外层核物理的理解。核燃烧过程中产生的原子核取代了中子星、海洋和地壳的新生成分。由压缩驱动的非平衡核反应改变了外层的热结构和化学成分，在天文现象上留下了可观察到的印记。随着对爆发的中子星和冷却的中子星的观测增加，最近大量的天文数据使人们对中子星内部的微观物理有了新的认识，并有可能在模型计算中测试核物理输入。尽管我们对中子星内部的理解和观测到的中子星现象取得了许多进展，但在吸积中子星的天体物理学理论、丰中子核的核理论以及地球核物理实验的范围和精度方面仍然存在许多挑战。
2018-07-03 astro-ph.HE
Time-independent Simulations of Steady-State Accretion with Nuclear Burning
本文提出新代码StarShot，通过时间无关公式高效模拟致密天体稳态吸积与核燃烧，应用于中子星低质量X射线双星，可探索稳定燃烧参数空间并生成初始条件。
2023-09-05 astro-ph.HE
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
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
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
Linear adiabatic analysis for general relativistic instability in primordial accreting supermassive stars
本文通过求解GR线性绝热径向脉动方程，研究恒定吸积率下第三星族星发生GR不稳定性的临界质量及其与吸积率和演化阶段的关系。
2024-06-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Thermal convection in rotating spherical shells: temperature-dependent internal heat generation using the example of triple-$α$ burning in neutron stars
我们提出了一个广泛的研究Boussinesq热对流，包括温度依赖的内部热源，基于数值三维模拟。温度依赖性模拟三重$α$核反应和流体几何形状是一个旋转的球壳。这些都是对流吸积中子星海洋研究的关键成分。定义了衡量核加热相关性的无量纲参数${\rm Ra}_n$。我们探讨了流动特性如何随着${\rm Ra}_n$的增加而变化，并给出了天体物理学的动机。对流的发生进行了研究，相对于这个参数和周期性，准周期性，混沌流与相干结构，充分湍流表现为${\rm Ra}_n$是不同的。几个政权的转变，并与以前的结果进行比较，差异加热对流。最后，我们探索（试探性地）我们的结果的潜在适用性的热核爆发在吸积中子星海洋的演化。
2018-12-14 astro-ph.HE astro-ph.SR nlin.PS
A Survey of Chemical Separation in Accreting Neutron Stars
在吸积的中子星中，由rp过程中的氢和氦燃烧而形成的重元素灰烬被压缩到高密度，并在那里冻结，形成了恒星的外壳。我们计算了一些不同的核混合物的燃烧条件的范围内的反相过程中产生的冷冻的化学分离。我们证实了一般的结果，轻核优先保留在液体和固体中的重核。这与Horowitz等人（2007年）先前对17种成分的rp工艺灰烬混合物的研究一致，但将该结果扩展到更大的成分范围。我们还发现了一个替代的相分离制度的最轻的灰混合物，不表现出这种通用的行为。除了少数例外，我们发现，化学分离减少了预期的$Q_{\rm imp}$在外壳相比，初始的rp过程的灰，其中$Q_{\rm imp}$措施的均方分散在混合物中的原子序数$Z$。我们发现，分数传播的$Z$起着一定的作用，在设置的化学分离量，并强烈相关的两个/三个组件的近似和全组件模型之间的分歧。在$Y_e$的对比度之间的初始rp过程的灰烬和平衡液体成分是类似的，在早期的两个组件模型的组成驱动的对流，除了非常轻的组合物，产生几乎可以忽略不计的对流驱动。我们讨论了这些结果对观测吸积中子星的影响。
2016-03-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Effects of a New Triple-alpha Reaction on X-ray Bursts of a Helium Accreting Neutron Star
研究了一种新的三重$α$反应速率（OKK速率）对双星系统中吸积中子星氦闪的影响。由于点火点决定了I型X射线爆发的热核闪光的性质，我们研究了不同的吸积率的情况下，$dM/dt (\dot{M})$，氦从$3\times10^{-10} M_{\odot} \rm yr^{-1}$到$3\times10^{-8} M_{\odot} \rm yr^{-1}$，这可以覆盖所观察到的吸积率。我们发现，在低吸积率的情况下，核燃烧在相当低密度的氦层被点燃。因此，在吸积率低于$\dot{M}\simeq 3\times10^{-8} M_{\odot} \rm yr^{-1}$的所有情况下，氦爆燃都将被触发。我们发现OKK率可能与氦吸积中子星上的X射线爆发的观测结果几乎不一致。我们认为，在观测误差范围内，OKK率将对$10^8$ K降低$10^{2-3}$。
2012-01-09 astro-ph.HE
Superburst Models for Neutron Stars with Hydrogen and Helium-Rich Atmospheres
超级爆发是罕见的持续一天的I型X射线爆发，是由低质量X射线双星中吸积的中子星上的碳闪光引起的。它们加热中子星的外壳，使吸积的氢和氦的燃烧变得稳定，并使常见的较短的X射线爆发熄灭。只有在包层冷却下来后，短脉冲才会再次出现。我们研究了中子星包层的多区一维模型，其中我们跟踪了超级爆发期间的碳燃烧，并且我们包括了上面大气中的氢和氦燃烧。我们调查的情况下，太阳的组成和富氦的大气。这使我们能够第一次研究各种各样的热核燃烧行为，以及在自洽的方式在不同的制度之间的过渡。对于太阳的组成，爆发猝灭的结束比以前预期的要早得多。这是因为3-α、热CNO和CNO爆发反应之间的复杂相互作用。氢和氦的稳定燃烧经由边缘稳定燃烧（mHz QPO）过渡到具有短重现时间的能量较低的爆发。我们发现一个短暂的爆发模式，较弱和较强的爆发交替。最终，爆发行为又变回超级爆发前的爆发行为。由于观测的稀缺性，这种转变在超级暴之后还没有被直接检测到。使用MINBAR的爆发目录，我们确定了最短的上限淬火时间为4U 1636-536，并推导出进一步的限制的时间尺度上的爆发返回。
2012-07-16 astro-ph.HE
X-ray burst ignition location on the surface of accreting X-ray pulsars: Can bursts preferentially ignite at the hotspot?
通过X射线光变曲线的脉动，可以直接观测到吸积中子星表面的热点。它们被认为是由于中子星磁极的吸积燃料的磁性通道而发生的。一些X射线发生器在I型热核X射线爆发时会出现爆发振荡，这被认为是由燃烧的不对称性引起的。在快速旋转的中子星中，已经表明赤道处较低的重力可以导致X射线爆发在该位置的优先点火。然而，这些模型并不包括在中子星表面的吸积热点的影响。有两个吸积的中子星源，其中爆发振荡已被观察到跟踪准确的中子星自旋周期。我们分析这是否可能是由于X射线爆发点燃的磁极的中子星，因为在热点下的吸积层加热导致点火条件提前达到。我们调查的吸积层中的热传输使用的2D模型和研究的流行率加热到点火深度的X射线爆发为不同的热点温度和大小。我们进行计算的吸积在极点和赤道，并推断点火可能发生在远离赤道的磁极的热点温度大于$1\times10^8$ K。然而，目前的观测还没有发现这样的高温在吸积X射线天体。
2021-06-08 astro-ph.HE
Single X-ray Bursts and the Model of a Spreading Layer of Accreting Matter over the Neutron Star Surface
I型X射线爆发的速率超过了热核爆炸中爆发之间的物质完全燃烧时的预期速率，这可以用来自中子星表面上的吸积盘的物质扩散层模型来解释。在具有高持久发光度$4\times 10^{36}\ \mbox{erg s}^{-1}\leq L_{X}\leq 2\times 10^{37}\ \mbox{erg s}^{-1}$的爆发子中观察到这种过量。在这个模型中，吸积物质主要在两个高纬度的环带中沉积到恒星表面。尽管随后物质在整个恒星上扩散，但这些区域的表面密度比平均密度高2-3个数量级，这决定了主要的点火概率。在一个环形区域中热核爆炸后的火焰（初始爆发）通过密度较小的物质传播到另一个区域并在其中引发第二次爆炸（重复爆发）的多个事件对观察到的爆炸率的过度做出了一定的贡献。然而，在这些区域中的物质的局部爆炸之后，该区域中的燃烧迅速消失而不影响其他区域，对超过预期的爆炸率做出了明显更大的贡献。
2018-11-30 astro-ph.HE
On the dependence of X-ray burst rate on accretion and spin rate
核燃烧及其对质量吸积率的依赖性是描述双星系统中中子星复杂观测现象的基本要素。出于高质量的突发率数据出现的大型统计研究，我们报告的一般计算有关突发率的质量吸积率和中子星旋转频率。在这第一项工作中，我们忽略了广义相对论效应和吸积拓扑，尽管我们讨论了它们的包含应该发挥作用。我们得出的关系是适合于不同的燃烧制度，并提供了理论预测的参数和什么是预期的观测之间的直接联系。我们说明了这一点的分析关系，不同的不稳定的燃烧制度，在表面上的吸积中子星。我们还使用所观察到的行为的突发率燃烧参数提出新的限制。我们能够为观测到的爆发率随质量吸积增加而降低的长期存在的问题提供一个解释，这个问题自然地从这些计算中得出：当吸积速率超过某一阈值时，点火从其最初的优选位置移开，并且由于在突发速率和稳定标准两者中设置局部差异的局部条件的影响，这可以导致突发速率的净降低。我们表明，在何种条件下，这可能发生，即使当地的突发率不断增加的吸积。
2017-11-13 astro-ph.HE
Young Accreting Compact Objects in M31: The Combined Power of NuSTAR, Chandra, and Hubble
我们提出了15个高质量的X射线二进制（HMXB）的候选人在磁盘的M31，我们能够推断紧凑的对象类型，光谱类型的捐助者的明星，年龄使用多波长观测NuSTAR，钱德拉，哈勃太空望远镜（HST）。来自NuSTAR的硬X射线颜色和光度允许通过紧凑物体类型对吸积X射线双星系统进行初步分类，将黑洞与中子星系统区分开来。我们发现硬态黑洞，中子星和非磁化中子星与光学点源具有类似的频率。我们还发现了9个非磁化中子星与球状星团和相同数量的有和没有点源光学对应物的中子星。我们进行光谱能量分布（SED）拟合最有可能的光学对应的HMXB候选人，发现7个可能的高质量恒星和1个可能的红色氦燃烧星。剩下的7颗HMXB光学对应星的SED拟合较差，因此它们的伴星仍然未分类。利用已发表的恒星形成历史，我们发现大多数HMXB候选者-X射线源与紫外亮点源光学对应物候选者-发现于恒星形成爆发的区域小于5000万年前，其中3个与年轻恒星年龄（<1000万年）有关。这与麦哲伦星云、M33、NGC 300和NGC 2403中HMXB种群的类似研究一致。
2018-06-08 astro-ph.HE
Occurrence of gravitational collapse in the accreting neutron stars of binary-driven hypernovae
本文通过三维广义相对论模拟研究双星驱动超新星中吸积诱导中子星坍缩为黑洞的条件、时标及其对伽马射线暴能量释放和双星并合分类的影响。
2024-10-02 astro-ph.HE gr-qc
Obscuration of Supersoft X-ray Sources by Circumbinary Material - A Way to Hide Type Ia Supernova Progenitors?
Ia型超新星（SNe）的前身通常被认为是一颗由非简并伴星吸积的白矮星（SD通道）或两颗白矮星合并的结果（DD通道）。然而，目前还没有达成共识，哪一个祖细胞的情况是正确的，或是否观察到的SN Ia率是由两个通道的组合。与DD祖先不同的是，SD祖先预计会在很长一段时间内（约100万年）发射超软X射线，这是WD表面吸积物质燃烧的结果。反对SD通道作为Ia型超新星的重要生产者的论点是缺乏观测到的超软X射线源（SSS）和来自椭圆星系的低于预期的综合软X射线通量。我们希望确定在吸积单简并双星系统中是否有可能遮蔽核燃烧白矮星的超软X射线辐射。对于被遮蔽的系统，我们希望确定它们的一般观测特性。我们研究了一个被球对称物质包围的典型SSS系统的出射X射线发射，假设黑体谱T_BB=50 eV，L=10^38 erg/s。环双星的物质被认为是太阳的化学丰度，我们离开的机制，背后的质量损失到环双星区域未指定。如果稳定吸积，核燃烧的WD是典型的SSS，我们的分析表明，它们可以被相对温和的环双星质量损失率所掩盖。如果SD祖细胞场景对SN Ia发生率有显著影响，则这可以解释SSS与从观察结果推断的SN Ia发生率相比的差异。来自被遮蔽系统的反射辐射在X射线以外的其他波段也可以看到。这也可以解释在共生双星系统中观测到的SSS的缺乏。
2012-07-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hydrogen-triggered X-ray Bursts from SAX J1808.4-3658? The Onset of Nuclear Burning
本文通过分析SAX J1808.4-3658在2019年和2005年爆发初期观测到的弱热核X射线暴，结合低吸积率、适中吸积柱及暴后流量偏移等证据，首次为氢触发（CNO循环热不稳定）核燃烧暴提供了强观测支持。
2023-05-25 astro-ph.HE
Effects of tangential velocity in the reactive relativistic Riemann problem
I型X射线爆发是发生在吸积中子星表面的热核燃烧事件。燃烧开始于恒星海洋层的局部区域，然后以爆燃的形式蔓延到整个表面。在整个恒星的尺度上，燃烧的锋面可以被认为是不连续的。为了模拟这一点，我们研究了相对论爆燃和爆炸的反应黎曼问题，并开发了一个数值求解器。与只有垂直于界面的速度相关的牛顿黎曼问题不同，在相对论情况下，切向速度通过洛伦兹因子耦合，并且可以改变解中存在的波。我们研究了快速切向速度是否能够引起爆燃波转变为爆震波。我们发现，这种转变是可能的，但只有对于切向速度是光速的一个重要部分，或者对于已经处于转变边缘的系统。因此，如果没有额外的多维效应的显著贡献，这种转变极不可能发生在中子星海洋中的燃烧锋。
2019-09-02 astro-ph.HE physics.flu-dyn
Photospheric radius expansion in superburst precursors from neutron stars
碳的热核失控燃烧是在极少数情况下从吸积的中子星中观察到的，作为长达一天的X射线耀斑，称为超级爆发。在少数观测到爆发的情况下，超级爆发在开始时会表现出短暂的前兆爆发。然而，在每一种情况下，数据的质量都不足以对前体进行光谱分析。使用RXTE上PCA仪器的丙烷反符合探测器的数据，我们进行了第一次详细的时间分辨光谱的前体。对于4U 1820-30的超暴，我们证明了光球半径膨胀的存在。我们发现，前体是1.4-2倍的能量比其他短爆发从这个来源，表明燃烧的吸积氦是不足以解释完整的前体。冲击加热可以解释能量的缺乏。我们认为，这种前兆是一个强有力的迹象表明，超爆开始作为一个爆炸，冲击诱导的前兆。此外，我们采用我们的技术来研究超膨胀阶段的同一个超级爆发更详细。
2012-07-16 astro-ph.HE
Thermonuclear burst oscillations
爆发振荡是在I型（热核）X射线爆发中观察到的一种现象，它涉及到在吸积中子星燃烧的表面层中高度不对称的亮度斑块的发展。作为核现象，它们是非常有趣的，同时也是研究致密物质物理和中子星表面强引力、高磁场环境的重要探针。爆发振荡频率也被用来测量恒星的自旋，并使具有已知自旋的快速旋转（10 Hz以上）吸积中子星的样本加倍。虽然机制仍然神秘，爆发振荡模型必须考虑热核火焰蔓延，核过程，快速旋转，和磁场的动力学作用。这篇评论提供了一个全面的总结观测性能的爆发振荡，正在开发的理论模型，以解释他们的状态进行评估，并概述了它们如何可以用来约束中子星的属性，如自旋，质量和半径。
2012-03-09 astro-ph.HE
Single Degenerate Models for Type Ia Supernovae Progenitor's Evolution and Nucleosythesis Yields
（${Abridged~version}$）我们回顾了Ia型超新星（SNe Ia）的单简并模型是如何工作的。在白矮星（WD）与其非简并伴星组成的双星系统中，WD吸积富氢物质或氦，并经历氢和氦壳燃烧。我们总结了这种壳燃烧如何依赖于吸积速率和WD质量以及WD如何吹强风。我们确定了以下的演化路线的吸积WD引发热核爆炸。随着时间的推移，速率下降，观察到5个阶段：1。WD通过稳定的H燃烧增加质量，并吹出强风，剥离伴星的一部分包层以控制吸积速率，形成星周物质（CSM）。WD可能在CSM内爆炸为“SN Ia-CSM”。2.风停止，在稳定的H壳燃烧下触发了一个Ia型超新星，这是一个超软X射线源：“Ia型超新星-SSXS”。3. H壳燃烧变得不稳定，许多闪光重现。WD经历了一个质量抛射小于吸积物质的复发新星（RN），演化为“SN Ia-RN”。4.如果伴星是He星或WD，He的吸积可以触发He和C在亚Chand质量或WD增长到Chand质量的双爆轰，同时产生He风：“SN Ia-He CSM”。5.如果吸积的WD快速旋转，则可能发生超过标准Chand质量的Ia超新星延迟触发。（超Chand）WD在失去角动量后收缩成为延迟的SN Ia。伴星变成了He WD，CSM消失了：“SN Ia-He WD”。我们更新的碳爆燃模型W7，延迟爆轰模型WDD 2，和子Chand质量模型的核合成产额，以限制产量（如锰）…
2019-06-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Compositionally-driven convection in the oceans of accreting neutron stars
我们讨论了化学分离的影响，作为物质冻结在基地的海洋的一个吸积中子星，并认为，保留轻元素的液体作为一个源的浮力驱动一个缓慢但持续的混合的海洋，丰富它大大轻元素，并导致一个相对均匀的组成与深度。我们首先考虑与不同过程相关的时间尺度，这些过程可以重新分配海洋中的元素，包括对流，沉积，结晶和扩散。然后，我们计算的稳态结构的海洋的中子星的说明性模型中，吸积的氢和氦燃烧产生的O和Se的混合物。尽管氢/氦燃烧只产生2%的氧气，但稳态海洋的氧气丰度要大十倍以上，几乎达到40%。此外，我们表明，对流运动的热量向内传输，与~ 0.2兆电子伏每核子的O-Se海洋的通量，加热海洋和陡峭的向外温度梯度。由于成分驱动的对流，轻元素的富集和海洋的加热可能对超级爆发的碳点火模型具有重要意义。
2010-11-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Influence of Stellar Spin on Ignition of Thermonuclear Runaways
致密恒星表面一层堆积燃料的失控热核燃烧提供了恒星核过程的短暂但强烈的展示。对于从双星伴星吸积而来的中子星，这些事件表现为热核（I型）X射线爆发，并在典型的几小时到几天的时间尺度上重复发生。我们测量了爆发率作为吸积率的函数，从七个中子星与已知的自旋率，使用几十年来积累的爆发样本。在最高的吸积率下，旋转速度更快的恒星的爆发率更低。观测结果表明，快速（> 400 Hz）旋转促进了核燃烧的稳定，表明核点火对自旋速率的动力学依赖性。这种依赖性是出乎意料的，因为更快的旋转使得周围的吸积盘和恒星之间的剪切力更小。燃料层中的大规模循环，导致爆炸灰烬进入燃料层的混合增强，可以解释这种行为;需要进一步的数值模拟来确认。
2018-04-10 astro-ph.HE
Multiwavelength characterisation of the accreting millisecond X-ray pulsar and ultra-compact binary IGR J17062-6143
IGR J 17062 -6143是一颗轨道周期为37.96分钟的超紧凑X射线双星（UCXB），拥有一颗毫秒X射线脉冲星，旋转频率为163 Hz，自2006年以来一直在从伴星吸积。确定UCXB中吸积物质的组成对于研究双星演化和中子星表面热核燃烧具有重要意义。在这里，我们提出了一个多波长的研究IGR J17062-6143旨在确定其吸积盘和伴星的详细属性。多历元光度紫外近红外光谱能量分布（SED）是一致的吸积盘$F_ν\proptoν^{1/3}$。的SED模型的吸积盘使我们能够估计外光盘半径$R_{out}=2.2^{+0.9}_{-0.4} \times 10^{10}$厘米和质量转移率$\dot{m}=1.8^{+1.8}_{-0.5}\times10^{-10}$ M $_{\odot}$年$^{-1}$。将其与从其X射线发射推断出的估计质量吸积率进行比较，表明$\gtrsim$ 90%的转移质量从系统中丢失。此外，我们的SED模型表明，在X射线光谱中看到的热发射分量是极不可能从吸积盘，因此必须代表从中子星表面的发射。我们的低分辨率光谱显示出蓝色连续谱，没有发射线，即缺乏H和He特征。根据目前的数据，我们不能最终确定伴星的性质，但我们提出了建议，为未来的研究，可以区分不同的可能演化历史的X射线二进制。最后，我们演示了如何多波长观测可以有效地用来找到更多的UCXB之间的LMXB…
2019-07-16 astro-ph.HE
Nuclear burning in an accretion flow around a stellar-mass black hole embedded within an AGN disk
本研究通过数值模拟探讨了嵌入AGN盘内的恒星级黑洞在超Eddington吸积流中的核燃烧现象，发现黑洞吸积流因平流冷却保持稳定，核聚变导致内盘碳和氦大量燃烧，外流贫碳气体使特定谱线比升高，可能被误认为宽线区超太阳金属丰度。
2024-11-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Carbon burning cannot explain puffy hypervelocity white dwarfs
本研究测试了 SN 激波触发的稳定碳燃烧能否解释观测到的膨胀超高速白矮星，发现其膨胀时间尺度远短于观测年龄，因此碳燃烧无法解释其膨胀现象。
2025-09-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Persistent nuclear burning in Nova Sgr 2016 N.4 (= V5856 Sgr = ASASSN-16ma) six years past its outburst
我们报告了快速的新星Sgr 2016 N.4令人惊讶地被困在一个持久而明亮的高原（Delta I >= 10等以上的平静）六年后的新星爆发。很少有其他新星经历类似的情况。我们进行了密集的观测活动，收集每日BVRI测光和每月高分辨率光谱，并在紫外线和X射线与雨燕卫星在五个不同的时代观察新星。在平台期间辐射的辐射热光度为~4200 Lsun（按银河隆起的距离缩放），对应于0.6 Msun白矮星上稳定的核燃烧。稳定的风在FWZI~1600 km/s时被吹走，伴随着更快的FWZI~3400 km/s质量损失的偶发加强，可能沿着极地方向定向。这些风的碰撞可以为X射线中检测到的辐射提供动力。燃烧壳的外半径约为25 Rsun，有效温度约为7600 K，与F0 II/Ib亮巨星相似。在高原期间显示的Delta m < 1等变化最好用混沌来描述，具有准周期振荡的不规则外观，周期为15-17天。在外流风中，有限数量的尘埃（~ 3 × 10 ^（-11）Msun）在T（尘埃）~1200 K时不断凝结，辐射L（尘埃）~52 Lsun。
2022-08-20 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
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
Accreting Neutron Stars in Low-Mass X-ray Binaries
INAF–Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所布拉拉天文台）；University of Turku（图尔库大学）
本文综述低质量X射线双星中吸积中子星的研究，调查相关系统类别，研究I型X射线暴、吸积流物理，结合IXPE偏振结果等提供发射区域几何结构的新约束。
2026-10-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
General-relativistic instability in rapidly accreting supermassive stars in the presence of dark matter
本研究探究暗物质对快速吸积超大质量恒星广义相对论不稳定性的影响，发现仅当弱相互作用大质量粒子湮灭提供显著能量时，暗物质才会改变恒星稳定性极限，使坍缩质量提升一个数量级以上，相关观测可作为暗物质湮灭的证据。
2024-06-24 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
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
Can dwarf novae produce type Ia supernovae?
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences (CAS)（中国科学院云南天文台）；International Centre of Supernovae, Yunnan Key Laboratory（超新星国际中心，云南省重点实验室）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Center for Astronomical Mega-Science, Chinese Academy of Sciences（中国科学院天文大科学研究中心）
通过MESA模拟研究间歇性矮新星吸积对白矮星质量增长的影响，发现周期性能量吸积无法维持稳定氢燃烧，导致新星爆发和质量保留效率下降，因此矮新星不太可能是Ia型超新星的前身。
2026-06-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
The supersoft X-ray transient ASASSN-16oh as a thermonuclear runaway without mass ejection
Maccarone等人（2019年）将超软X射线和光学瞬态ASASSN-16 oh解释为由大质量白矮星上的吸积事件引起的，类似于矮新星超级爆发。这些作者认为，超软X射线光谱的起源与壳层核燃烧加热的大气不同，因为没有物质被喷射出来。相反，我们发现事件的时间尺度和其他特征是典型的非质量喷射热核逃逸，正如Shara等人（1977）和Yaron等人（2005）的新星模型的广泛网格所预测的那样。我们认为，低X射线和辐射热光度的核燃烧模型的预测相比，是由于光学厚的吸积盘，隐藏了大部分的白矮星表面。如果是这样的话，我们计算的光学瞬态可以解释为一个非喷射热核事件的WD $\simeq$ 1.1 M $_\odot$吸积率为$\simeq3.5{-}5{\times}10^{-7}$ M $_\odot$年$^{-1}$。我们的预测应该证明瞬态事件的性质是由于热核燃烧或吸积;观测证据应在未来几年内获得，因为一个新的爆发应该发生在事件的$\simeq$ 10-15年。
2019-06-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
The effect of pressure confinement on the maximum mass of rapidly accreting supermassive stars
Niels Bohr International Academy, The Niels Bohr Institute（尼尔斯·玻尔国际学院，尼尔斯·玻尔研究所）；Center of Gravity, Niels Bohr Institute（引力中心，尼尔斯·玻尔研究所）；Institute of Science and Technology Austria (ISTA)（奥地利科学与技术研究所）
本研究将钱德拉塞卡脉动稳定性判据推广至带表面压力边界条件的相对论恒星，应用于快速吸积超大质量恒星模型，发现压力约束可延迟广义相对论不稳定性并显著提高临界质量，最终可能导致超大质量黑洞形成。
2026-09-15 astro-ph.GA astro-ph.HE gr-qc
On the Nature of the Progenitor of the Type Ia SN2011fe in M101
Ia型超新星SN 2011 ef在附近的风车星系（M101，6.4 Mpc）中爆发，提供了一个研究爆炸前图像和寻找祖先的机会，它应该由一颗白矮星（WD）组成，可能被一个吸积盘包围，与另一颗恒星在轨道上。我们报告我们使用深钱德拉观测限制爆炸前的白矮星（WD）的光度和温度。据发现，如果光谱是一个黑体，然后WD的最高可能的温度和光度被排除在外，但即使WD发射在爱丁顿光度，值的kT小于约60 eV是允许的。这使得祖先是一个吸积核燃烧WD与扩大光球。SN前的HST观测被用来推导出膨胀光球的下限约为10 eV。Li等人，（2011）已经排除了巨大捐赠者的可能性。我们考虑了WD，磁盘和捐助者的组合发射，并发现即使是一个明亮的亚巨星，WD和磁盘的组合发射也不太可能在爆炸前被观察到，也不会有一些核燃烧WD模型的本地候选人。
2011-10-11 astro-ph.CO astro-ph.HE
A Semi-Analytical Model for Stellar Evolution in AGN Disks
本文提出一个适用于AGN盘致密环境的半解析恒星演化模型，以极低计算代价精确复现完整演化结果，并用于判断盘内恒星的演化命运及盘参数影响，支持时变条件与N体耦合。
2024-09-04 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
