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
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
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
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
Swift monitoring of the new accreting millisecond X-ray pulsar IGRJ17511-3057 in outburst
一颗新的吸积毫秒X射线脉冲星IGR J 17511 -3057是在2009年9月12日的星系核膨胀监测计划中发现的。为了研究爆发期间源X射线通量和光谱特性的演变，我们请求对IGRJ 17511 -3057进行Swift监测。在本文中，我们报告的头两个星期的监测源的结果。IGR J17511-3057在爆发期间的持续发射可以用吸收黑体（kT~0.9 keV）和幂律分量（光子指数~1-2）很好地模拟，类似于从其他先前已知的毫秒彗星中观察到的情况。雨燕还探测到来自这个源的三个I型X射线爆发。通过假设这些爆发的峰值亮度等于纯氦I型X射线爆发的爱丁顿值，我们推导出源距离的上限为~10 kpc。根据氦爆发假说，理论上，预计爆发的重现时间为0.2-0.9天，与观测结果一致。
2009-12-07 astro-ph.HE
Effects of Hydrogen vs. Helium on Electromagnetic Black Hole Observables
我们银河系的中心和附近的梅西耶87已知包含超大质量黑洞，它支持在电磁波谱中辐射的吸积流。虽然吸积气体的成分是未知的，但它很可能是电离氢和氦的混合物。我们使用一个简单的分析模型和一套数值广义相对论磁流体动力学吸积模拟研究如何极化图像和光谱能量分布的源的吸积物质的氢/氦含量的影响。我们的目标是确定一般的趋势，而不是定量精确的预测，因为它是不可能充分探索吸积模型的参数空间。如果离子与电子的温度比是固定的，那么增加氦的比例会增加气体的温度;为了与观测到的通量密度约束相匹配，电子的数量密度和磁场强度因此必须降低。在我们的数值模拟中，发射从低等离子体β区域转移到高等离子体β区域--既改变了图像的形态，又降低了光变曲线的可变性--特别是在发射接近中平面的强磁化模型中。在偏振图像中，我们发现，模型气体的组成影响的程度，线性偏振（去）扰，因此影响估计的解决线性偏振分数。我们还发现，氦成分流的光谱峰值在较高的频率，并表现出较高的亮度。我们的结论是，气体成分可能发挥重要作用的预测模型黑洞吸积。
2022-07-27 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
The effect of helium accretion efficiency on rates of Type Ia supernovae: double-detonations in accreting binaries
Ia型超新星的双爆炸场景作为可行的祖星模型得到了超新星界越来越多的支持，使其与众所周知的单简并和双简并场景一起成为有希望的候选模型。我们提出了双爆轰SNe的延迟时间，其中一个sub-brasekhar质量的碳-氧白矮星从富氦伴星非动态吸积。在定量SN率从双爆的主要不确定性之一是（假设）的富氦物质的保留效率。因此，我们实施了一个新的处方治疗吸积/积累的富氦物质的白矮星。此外，我们测试的结果如何变化取决于哪些标准被假定为导致在氦壳爆轰。在将结果与我们的标准情况（Ruiter等人，2011年）进行比较时，我们发现，无论采用何种He吸积处方，如果低质量He壳（< 0.05 Msun）足以触发爆炸，SN率仅降低25%。如果需要更多质量（0.1 Msun）的壳层，则速率降低85%，并且在新的吸积模型中延迟时间分布发生了显着变化-仅产生具有即时（< 500 Myr）延迟时间的SNe。由于理论上的论点有利于低质量的他壳正常的双爆轰SNE，我们的结论是，从双爆轰率很可能是高的，不应该严格依赖于所采用的处方吸积的他。
2014-03-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spectroscopic and Photometric Periods of Six Ultracompact Accreting Binaries
超紧凑吸积双星系统每个都由一个恒星残余物组成，该恒星残余物从一个紧凑的供体恒星吸积富含氦的物质。这类双星包括两个相关的子类，AM CVn型双星和氦激变变星，两者的中心恒星都是白矮星。本文对轨道周期在40- 70 min范围内的六颗吸积双星进行了分光光度研究，包括相位分辨VLT光谱和高速ULTRACAM光度测量。其中四个是AM CVn系统，两个是氦激变变星。对于其中四个双星，我们能够确定轨道周期（其中三个是光谱）。SDSS J1505+0659的轨道周期为67.8分钟，比之前认为的要长，也比任何已知的AM CVn双星都要长。我们在SDSS J1505+0659中发现了一个WISE红外过量，我们认为这是第一次直接探测到非直接撞击双星中的AM CVn施主星。SDSS J1505+0659的质量比与白矮星供体一致。CRTS J1028-0819的轨道周期为52.1分钟，是所有氦激变变星中周期最短的。MOA 2010-BLG-087与一颗K级恒星共线，这颗恒星在它的光谱中占主导地位。ASASSN-14 ei和ASASSN-14 mv都显示了在超级爆发之后的显著数量的回波爆发（分别为13和10个回波爆发）。ASASSN-14 ei在其超级爆发后的几年中显示出更高的爆发率，这可能是由于吸积率的增加。
2020-05-26 astro-ph.HE 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
The X-ray bursts within the 2010 outburst of the accreting millisecond X-ray pulsar SAX J1748.9-2021
利用\textit{Rossi X-ray Timing Explorer}的观测资料，对吸积毫秒X射线脉冲星SAX~J1748.9-2021在2010年爆发期间的X射线爆发进行了研究。我们发现了13个X射线爆发，包括12个标准型\uppercase \expandafter{\romannumeral1} X射线爆发和一个无冷却尾的不规则X射线爆发。在爆发过程中，持续发射发生在$\sim$（1-5）$\%\rm {\dot{M}_{Edd}}$。我们使用一个组合模型的黑体（BB），幂律，和线组件，以适应持续发射光谱。在组合模型中加入了另一个BB，以解释中子星表面热核燃烧产生的X射线爆发。最后，我们用一个乘法因子$f_{\rm a}$加上一个BB来拟合X射线爆发的光谱，从而修正了组合模型。发现在某些情况下，$f_{\rm a}$与爆发通量呈负相关。分析表明，不规则X射线爆发的点火深度明显小于\uppercase \expandafter{\romannumeral1}型X射线爆发的点火深度。我们认为，探测到的\uppercase型\expandafter{\romannumeral1} X射线爆发起源于富氦或纯氦环境，而不规则的X射线爆发则起源于浅海热核闪光。
2018-06-08 astro-ph.HE
Basic parameters of the helium accreting X-ray bursting neutron star in 4U 1820-30
位于球状星团NGC 6624中的超紧凑低质量X射线双星4U 1820-30的轨道周期只有$\approx$ 11.4分钟，这可能意味着有一颗白矮星伴星。观测到的X射线爆发表明光球半径膨胀阶段，因此被认为达到爱丁顿光度，使我们能够估计质量和半径的中子星（NS）在这个二元。在这里，我们重新分析所有的罗西X射线定时探测器观测的系统，并确认几乎所有的爆发发生在硬持续状态的系统。这使我们能够使用最近开发的直接冷却尾部方法来估计NS质量和半径。然而，由于理论大气模型可以描述的冷却尾部阶段的持续时间非常短，大约一秒，因此对NS半径的约束不是很严格。假设一个纯氦NS大气，我们发现，NS半径是在10-12公里的范围内，如果NS的质量是低于1.7 $M_\odot$，和在一个更宽的范围内的8-12公里，为1.7-2.0 $M_\odot$ NS的质量。该方法还将到系统的距离约束为6.5 $\pm$ 0.5 kpc，这与到集群的距离一致。对于太阳组成大气，NS参数与普遍接受的可能NS质量和半径范围存在强烈矛盾。
2017-08-30 astro-ph.HE nucl-th
MAXI J1957+032: an accreting neutron star possibly in a triple system
我提出了银河系X射线瞬态源MAXI J1957 $+$ 032的光学特性。该系统每隔几百天以$\gtrsim10^{4}$的倍数耀斑，每次耀斑持续$\sim5$天。我确定它的静止对应物是一颗晚K/早M矮星，距离为$5\pm2$ kpc。这意味着系统的峰值$0.5-10$ keV光度为$10^{36.4\pm0.4}$ erg s $^{-1}$。正如Mata Sanchez等人所发现的，MAXI J1957 $+$ 032的爆发性质与吸积毫秒双星样品最为一致。然而，低推断吸积率，并缺乏证据的富氢吸积流，是很难调和与晚K/早M矮星对应的质量供体。相反，观测结果最好是由一个低质量的氢-和可能的氦-贫质量供体，如碳-氧白矮星，形成一个紧密相互作用的双星与中子星。观测到的主序星对应物可能会在一个围绕内双星的宽轨道上。
2017-10-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Population of Neutron Star Ultraluminous X-ray Sources with A Helium Star Companion
最近有人提出，超铝X射线源（ULX）的一个重要部分实际上主机的中子星（NS）吸积。本文结合双星布居合成和详细的恒星演化计算，对类银河系中的NS ULX布居进行了系统的研究。除了正常的恒星，ULX的供体可能是一颗氦星（它的祖先恒星的氢包层在以前的普通包层演化中被剥离），如果NS通过罗氏瓣溢出以超爱丁顿速率吸积。我们发现，NS $-$氦星双星可以显着贡献ULX人口，在一个银河系类星系的总数约为几个。我们的计算表明，这样的ULX通常是封闭的系统，轨道周期分布的峰值在$ \sim 0.1 $天（与尾部$ \sim100 $天），和氦星有相对较低的质量分布的最大概率在$ \sim 1M_{\odot} $。
2019-10-15 astro-ph.HE
Reaction Rate and Composition Dependence of the Stability of Thermonuclear Burning on Accreting Neutron Stars
吸积在中子星上的氢和氦的热核燃烧的稳定性强烈地依赖于质量吸积率。燃烧行为观察到的变化，从I型X射线爆发的稳定燃烧，振荡燃烧发生在过渡。模拟预测的过渡在一个10倍以上的质量吸积率比观察到的。使用数值模型，我们调查如何过渡依赖于吸积材料的氢，氦，和CNO的质量分数，以及三重α和热CNO爆发反应15 O（a，g）19 Ne和18 Ne（a，p）21 Na的核反应速率。对于较低的氢含量的过渡是在较高的吸积率。此外，大多数实验允许的反应速率变化使跃迁吸积速率改变至多10%。然而，15O（a，g）19Ne速率降低10倍，产生35%的过渡吸积速率增加。我们的模型都没有重现在观察到的速率过渡，并根据真实的15 O（a，g）19 Ne反应速率，实际的差异可能会大大增加。我们发现，宽度的吸积率与边缘稳定燃烧的间隔强烈地依赖于组成和反应速率。此外，接近稳定性转变，我们的模型预测，X射线爆发有延长的尾巴，新鲜吸积燃料燃烧核。
2014-03-19 astro-ph.HE
Sub-Chandrasekhar Mass Models For Type Ia Supernovae
对于碳氧白矮星来说，吸积氢或氦的速率在1-10 x 10^（-8）Msun/y之间，在恒星达到克拉塞卡质量之前，各种爆炸性的结果是可能的。这些结果是针对一系列白矮星质量（0.7 - 1.1 Msun）、吸积速率（1 - 7 x 10^（-8）Msun/y）和初始白矮星温度（0.01和1 Lsun）进行调查的。结果对爆炸前最后几分钟的对流特别敏感。除非这种对流维持一个浅的温度梯度，除非密度足够高，否则吸积的氦不会爆炸。如果低于氦的临界点火密度（我们估计为5 ~ 10 × 10^5 g cm^（-3）），就会产生氦新星或氦爆燃。流体动力学，核合成，光变曲线，和光谱的一个有代表性的样品引爆和爆燃模型进行了探讨。有些可能是相当微弱的，由48 Cr和48 V的衰变在峰值供电几天。只有最热、质量最大、氦层最小的白矮星，其光变曲线和光谱才与常见的Ia型超新星相当吻合。对于其他模型，特别是那些涉及较轻的白矮星，氦壳质量超过0.05 Msun，合成的56 Ni质量超过0.01 Msun。这些爆炸看起来不像普通的Ia型超新星，或任何其他经常观察到的瞬变。
2011-03-29 astro-ph.HE
Helium White Dwarfs in Cataclysmic Variables
双星演化预测了一群氦核（M < 0.5 Msol）白矮星（WD），它们正在缓慢地吸积来自低质量主序星或褐矮星施主的富氢物质，轨道周期小于4小时。目前已知银河系中有四个双星在几个Gyr内达到这样的质量转移状态。尽管这些预测和观测的祖双星，仍然没有安全的情况下，氦核心WD之间的质量转移激变变量（CV）。这使我们计算出一旦吸积开始以角动量损失设定的Mdot <1 e-10 Msol/yr的速率进行，He WDs的命运。我们指出，冷的He核温度（Tc <1 e7 K）和低的Mdot导致在热核逃逸开始时积累~ 1 e-3 Msol的富氢物质。Shara和他的合作者注意到，这些巨大的累积质量可能会导致异常长的经典新星（CN）事件。对于一个典型的0.2 Msol的供体星，这样的双星只能产生几百个CNe，使得这些事件在所有CNe中非常罕见。我们计算的再加热的吸积WD，允许在静止的矮新星的WD有效温度的测量值进行比较，并提高WD地震可能是最好的方式来确认存在的He WD的可能性。我们还发现CN爆发后出现了一个非常长（> 1000年）的稳定燃烧阶段，这可能解释了RX J 0537 -7034（P_orb = 3.5 hr）和1 E 0035.4-7230（P_orb = 4.1 hr）等神秘的短轨道周期超软源。
2009-09-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Orbital decay in an accreting and eclipsing 13.7 minute orbital period binary with a luminous donor
研究发现13.7分钟周期的致密吸积食双星ZTF J0127+5258，以35σ测得引力波轨道衰减，并预测LISA可高信噪比探测。
2023-03-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
A dense $\mathbf{0.1 M_{\rm \odot}}$ star in a 51-minute orbital period eclipsing binary
在一千多个已知的激变变星（CV）中，白矮星是从富氢恒星吸积而来的，只有十几个变星的轨道周期低于75分钟。要达到这些短周期的一种方法是，在与白矮星相互作用之前，施主恒星必须经历实质性的核演化，预计这些天体将过渡到氦吸积。这些过渡型CV被认为是氦CV的祖先。然而，没有已知的过渡CV预计将达到一个轨道周期短到足以占大多数的氦CV人口，离开这个进化途径的作用不清楚。在这里，我们报告观测ZTF J1813+4251，一个51分钟的轨道周期，完全食双星系统，由一颗恒星组成，其温度与太阳相当，但密度大100倍，由于其富含氦的成分，吸积到一颗白矮星上。相位分辨光谱、多波段光变曲线和宽带光谱能量分布使我们能够获得对两种组分的质量、半径和温度的精确和鲁棒的约束。演化模型显示，ZTF J1813+4251注定会成为氦CV双星，轨道周期在20分钟以下，使ZTF J1813+4251成为氦CV双星和富氢CV之间先前缺失的一环。
2022-10-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Suppression of X-rays during an optical outburst of the helium dwarf nova KL Dra
KL Dra是一个吸积氦的AM CVn双星系统，轨道周期接近25分钟。大约每60天就会有一次4等的光学爆发，持续约10天。我们提出了最敏感的X射线观测的AM CVn系统在爆发周期。一系列的八个观测是使用XMM-牛顿开始后不久的光学爆发。我们发现，X射线被抑制在光学爆发。有一些证据表明，在爆发过程中，X射线光谱发生了光谱演化。在三个时期的紫外数据中可以看到周期性调制-这是双星轨道或超级驼峰周期的特征。与矮新星相比，X射线发射等离子体的温度较低，这可能表明风是X射线通量的重要部分。
2012-07-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
It's always the quiet ones: Single Degenerate Double Detonation Type Ia Supernova from Quiescent Helium Accretion
Technion — Israel Institute of Technology（以色列理工学院）；Azrieli College of Engineering（阿茨里工程学院）；The Open University of Israel（以色列开放大学）
研究单退化氦吸积碳氧白矮星通过亚 Chandrasekhar 质量双点火路径形成Ia型超新星，通过多维水动力模拟验证了静默条件下的双点火机制。
2026-03-24 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
Growing White Dwarfs to the Chandrasekhar Limit: The Parameter Space of the Single Degenerate SNIa Channel
一颗白矮星，从一颗非简并的伴星吸积了富含氢的物质，它能超过克拉塞卡质量并爆炸成Ia型超新星吗？我们探讨的范围内的吸积率，使白矮星（WD）的世俗增长的质量，并得出限制的吸积率和初始质量，将使它达到$1.4M_\odot$ -的Eschrasekhar质量。我们通过一长串的氢闪光来跟踪演化，在此期间，厚的氦壳积累起来。这就决定了氦闪长期自洽演化运行的有效氦质量吸积率。我们发现，净质量积累总是发生，尽管氦闪光。虽然在最初几次氦壳层闪光中损失的质量是闪光前积累的质量的一个重要部分，但这一部分随着氦壳层闪光的重复而减少。最后，在随后的闪光中，根本没有物质被喷射出来。这个意外的结果是由于WD内部被其表面附近的氦壳闪光持续加热而发生的。加热的效果是降低整个WD的电子简并度，特别是在外层。这一关键结果产生了氦燃烧，这是准稳态，而不是爆炸。因此，我们发现一个非常大的参数空间内，长期的，自洽的模拟表明，WD可以增长的质量，并达到Ehrasekhar极限，尽管它的氦闪光。
2015-08-13 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
X-Ray Flashes on Helium Novae
本文计算不同质量白矮星氦新星的X射线闪光理论光变曲线，指出其长持续时间和高光度可被探测，并发现一个与1.35倍太阳质量模型相符的河外候选体。
2024-09-10 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
A massive star origin for an unusual helium-rich supernova in an elliptical galaxy
不寻常的富氦（Ib型）超新星SN 2005 E与迄今为止观测到的任何超新星的区别在于其微弱和迅速衰落的光变曲线，在后期光谱中突出的钙线，以及在超新星位置附近缺乏任何最近恒星形成的标志。这些特性被认为可以用氦在吸积白矮星的薄表面层中爆炸来解释（Perets et al. 2010）。在这里，我们报告的观测SN 2005cz出现在一个椭圆星系，其观察到的性质类似于SN 2005E，在它是富氦和异常微弱，迅速褪色，显示出弱得多的氧发射线比那些钙在演化良好的光谱。我们认为，这些属性是最好的解释核心坍缩超新星在低质量端（$8-12 M_{\odot}$）的大质量恒星爆炸的范围（Smartt 2009）。这样一个低质量的母体通过二元相互作用失去了其富氢的外壳，在坍缩的核心上方有非常薄的富氧和富硅层，因此喷射出非常少量的放射性$^{56}$ Ni和氧。虽然主星系NGC 4589是一个椭圆星系，但一些研究揭示了最近恒星形成活动的证据（Zhang et al. 2008），与核心坍缩假设一致。
2010-03-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
