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
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
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
Multi-Dimensional Double Detonation of Sub-Chandrasekhar Mass White Dwarfs
使用二维和三维模拟，我们研究的“鲁棒性”的双爆轰的情况下，Ia型超新星，其中爆炸的氦壳的碳-氧白矮星引起的二次爆炸在下面的核心。我们发现，氦爆炸不能轻易地下降到核心，除非它开始（人为）远远高于最热的层计算的氦壳在目前的前超新星模型。然而，压缩波引起的滑动氦爆轰，强烈地产生热点，触发爆轰的核心。我们的模拟表明，这是真实的，即使是非轴对称的初始条件。如果氦在多个点被点燃，内波可以相互穿过或被反射，但这种增加的复杂性并不能阻止热点的产生。极低质量氦壳层的点火取决于热核逃逸是否能在足够大的区域内同时开始。
2013-07-25 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
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
Evolution of Helium Star - White Dwarf Binaries Leading up to Thermonuclear Supernovae
利用恒星演化程序MESA计算了氦星-碳氧白矮星（CO WD）双星的演化。这个单一的简并通道可能在短的延迟时间内对热核超新星有重要的贡献。我们研究了初始轨道周期在0.05 - 1天范围内，从1.1 - 2.0 $M_{\odot}$氦星到0.90 - 1.05 $M_{\odot}$ CO WD的热时间尺度质量转移。在这个范围内的系统可能会产生热核超新星、氦新星、氦星-氧-氖WD双星或分离的双CO WD双星。我们的时间相关的计算，解决恒星结构的两个二进制组件允许准确区分最终形成的热核超新星（通过中央点火的碳燃烧）和ONe WD（在偏离中心点火的情况下）。此外，我们调查的影响慢WD风，这意味着一个特定的角动量损失的二进制大于通常假设的。我们发现，这并没有显着改变该地区的参数空间系统的发展对热核超新星。我们确定的初始二进制参数和最终结果之间的对应关系通知人口合成研究的贡献的氦供体通道热核超新星。此外，我们限制的热核超新星和氦新星的祖双星的轨道性质和可观测的恒星性质。
2019-05-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
3D Hydrodynamical Simulations of Helium-Ignited Double-degenerate White Dwarf Mergers
Ia型超新星（SNe Ia）的起源仍然存在争议。一些主要的方案涉及双白矮星（WD）系统中的双爆炸。在这些情况下，氦壳爆炸发生在碳氧（CO）WD的顶部，然后驱动CO核心爆炸，产生SN Ia。大量的研究已经完成了双氦爆轰的可能性，以下的动态氦传质阶段到CO-WD。然而，三维自洽模型的双WD系统，质量传递，氦壳爆轰的研究很少。在这里，我们使用3D流体动力学模拟来探索这种情况下，氦爆轰发生在附近的罗氏瓣溢出的施主WD的点，并可能导致通过动态驱动的双简并双爆轰（D 6）机制的SN Ia。我们发现，氦层的吸积主WD没有经历爆炸，而底层的碳氧核心没有，导致一个非常迅速和微弱的新星般的瞬态，而不是一个发光的超新星Ia事件。这种失败的核心爆炸表明，D 6超新星Ia可能仅限于最大质量的碳氧主WD。我们强调的核合成的长寿命的放射性同位素$^{44}$钛爆炸氦燃烧过程中，这可能是一个标志，无论是成功的，以及失败的D 6事件，随后引爆经典的双简并合并。
2022-07-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
A second candidate magnetic helium core white dwarf and 3 other variable white dwarfs in the globular cluster NGC 6397
利用哈勃档案数据在球状星团NGC 6397中发现四颗变低质量白矮星，其中一颗为候选磁氦核白矮星，自转周期5.21小时，另三颗呈非周期变化，凸显高频率测光巡天的重要性。
2024-12-16 astro-ph.GA 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
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
Evolution of binaries containing a hot subdwarf and a white dwarf to double white dwarfs, and double detonation supernovae with hypervelocity runaway stars
Max Planck Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）
研究通过MESA代码探索热亚矮星与白矮星双星系统演化为双白矮星或双爆超新星的机制，并分析其对超高速逃逸星的影响。
2025-11-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Investigating the stability of mass transfer in neutron star-helium white dwarf binaries
中子星-氦白矮星（NS+He WD）双星是近轨道双星系统演化的重要产物。它们通常被观测为毫秒双星，并可能继续演变为超紧凑X射线双星（UCXB）和连续引力波（GW）源，这些源将被LISA、天琴和太极等星载GW天文台探测到。然而，NS+He WD双星进行质量转移的稳定性没有得到很好的研究，仍在争论中。本文利用详细的恒星演化程序mesa，模拟了WD质量在0.17-0.45 $M_{\odot}$之间的NS+He WD双星的演化。相反，以前的研究的基础上流体力学，我们发现，显然所有NS+He WD二进制进行稳定的传质。我们发现，这样的UCXB的WD质量越大，较大的最大传质速率和较小的最小轨道周期在其演变过程中。最后，我们证明了数值和分析，有一个紧密的WD质量和GW频率UCXB之间的相关性，独立的NS质量。
2022-04-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
ZTF 18aaqeasu (SN 2018byg): A Massive Helium-shell Double Detonation on a Sub-Chandrasekhar Mass White Dwarf
氦壳在白矮星上的爆炸被认为是Ia型超新星爆炸的可能触发机制。在这里，我们报告了ZTF 18 aaqeasu（SN 2018 byg/ATLAS 18 pqq），这是一颗奇特的I型超新星，与氦壳双爆相一致。从爆炸开始的上升时间为$\approx 18$天，瞬变达到了$M_R \approx -18.2$等的峰值绝对星等，表现出类似于亚发光SN 1991 bg的Ia型超新星的光变曲线，尽管在爆炸后的一周内亮度异常急剧增加。在峰值光附近拍摄的光谱显示出明显的Si吸收特征，以及由5000 Å的通量蓝向几乎完全的线覆盖产生的异常红色（$g-r \approx 2$ mag）。这种行为不同于以前观察到的任何热核瞬变。星云相位光谱采取在$\approx 30$天后，从峰值光揭示的证据，一个热核爆炸事件占主导地位的铁组核合成。我们表明，ZTF 18 aaqeasu的特殊性质是一致的爆炸的大规模（$\approx 0.15$ M $_\odot$）氦壳上的一个sub-Bracrasekhar质量（$\approx 0.75$ M $_\odot$）白矮星后，包括混合的$\approx 0.2$ M $_\odot$的材料在外部喷出物。这些观测结果提供了一种可能罕见的热核超新星的证据，这种超新星是由大量氦壳的爆炸产生的。
2019-01-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Rapid Transients Originating from Thermonuclear Explosions in Helium White Dwarf Tidal Disruption Events
研究了氦白矮星潮汐破裂事件中热核爆炸的辐射特性。我们考虑一个TDE，其中0.2 $M_{\odot}$氦WD被一个$10^{2.5}\,M_{\odot}$中等质量黑洞（IMBH）破坏。氦WD不仅被潮汐破坏，而且还被潮汐压缩和后续冲击引爆。我们专注于未绑定的TDE喷出物中的放射性原子核供电的排放。我们进行流体动力学模拟与核反应，后处理详细的核合成计算，然后辐射转移模拟。因此，我们得到多波段光变曲线和光谱。由于喷出物质量和$^{56}$ Ni质量较低（分别为$0.12\,M_{\odot}$和$0.03\,M_{\odot}$），氦WD TDE显示出快速（$Δt_{1\mathrm{mag}}\simeq5\text{--}10$天）和相对微弱（$L_{\mathrm{peak}}\simeq10^{42}\,\mathrm{erg}\,\mathrm{s}^{-1}$）的光变曲线。光谱显示出强的钙和铁峰特征和非常弱的硅特征，反映了独特的元素丰度。其主要特征是由于喷出物的整体运动，谱线的多普勒频移高达$\simeq\pm12,000\,\mathrm{km}\,\mathrm{s}^{-1}$，这取决于视角。我们的模型与Pursiainen等人（2018）报告的两种快速和微弱的瞬变非常匹配。这里提出的特定模型与观测到的SNe Iax、富钙瞬变或Ia爆炸候选者在光谱或光变曲线上都不匹配…
2020-02-21 astro-ph.HE
Supernovae from direct collisions of white dwarfs and the role of helium shell ignition
在过去的几十年里，白矮星（WD）热核爆炸产生的超新星（SNe）模型得到了广泛的研究，主要集中在单简并（WD的物质吸积）和双简并（WD-WD合并）方案。近年来，有人提出WD-WD直接碰撞为这种爆炸提供了另一个通道。在这里，我们扩展了这种爆炸的研究，并探讨氦壳层在影响热核爆炸中的作用。我们研究了低质量氦（$\sim0.01$ M $_{\odot})$壳）和高质量壳（$\ge0.1$ M $_{\odot}$）的影响。我们发现，爆炸的大量氦层之前爆炸的WD碳氧（CO）散装在碰撞过程中，可以改变爆炸的演变和结果的情况下，高质量的氦壳。特别是，氦壳爆炸传播的WD表面和低效燃烧材料之前，CO爆炸，后来遵循的WD的中心部分。这种演变导致中间元素的更大产量，相对于纯CO-CO WD碰撞，产生大产量的$^{44}{\rm Ti}$和$^{48}{\rm Cr}$。WD与低质量He壳层的碰撞不会引起He爆轰，但He燃烧会先于CO爆轰。这种碰撞产生高速、低质量的喷射燃烧材料，富含中间元素，对总体爆炸结果的变化较小。低/高质量He层的贡献所产生的各种影响改变了碰撞诱导SNe的运动学和形态结构，从而可能为这种SNe提供独特的观测特征，并在星系的化学富集和从其长期衰变产生中间元素和正电子中发挥作用。
2016-02-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Surface and core detonations in rotating white dwarfs
利用三维流体动力学模拟方法研究了旋转白矮星质量为$\simeq 1 M_{\odot}$的双爆轰机制的可行性。假设是刚性旋转，旋转速度被取得足够高，以至于白矮星的初始球形几何形状被显著扭曲。与球对称模型不同的是，我们发现当氦气点火远离旋转轴时，爆轰波阵面在点火点的对极处呈螺旋收敛。尽管如此，碳核的爆炸仍然是最有可能的结果。核心的爆炸会引起强烈的爆炸，符合Ia型超新星的许多基本观测限制。我们的结论是，双爆轰机制也工作时，白矮星是快速旋转。这证实了亚克拉塞卡质量模型，也许还有一些双简并模型（那些在合并时刻有一些氦燃料的模型），作为产生Ia型超新星事件的吸引人的渠道。
2018-01-31 astro-ph.HE
High-resolution hydrodynamic simulation of tidal detonation of a helium white dwarf by an intermediate mass black hole
利用极高分辨率的数值模拟方法，研究了中等质量黑洞（$0.45M_\odot$）对氦（He）白矮星（WD）的潮汐扰动事件（TDE）中的潮汐爆轰过程. Tanikawa等人（2017）在先前的研究中表明，潮汐爆震是由于低分辨率模拟导致的非物理加热，即使使用$10$百万SPH粒子，这种非物理加热也会发生在三维（3D）平滑粒子流体动力学（SPH）模拟中。为了避免这种非物理加热，我们进行了3D SPH模拟高达$300$百万SPH粒子，和1D网格模拟，在3D SPH模拟的流动结构的1D初始条件。1D网格模拟比3D SPH模拟具有更高的分辨率。我们发现潮汐爆轰发生，并确认这一结果是完美的收敛与不同的空间分辨率在三维SPH和一维网格模拟。我们发现爆轰波独立地出现在WD的前部，并产生大量的$^{56}$ Ni。虽然在WD的尾部不产生爆震波，但是尾部接收在前部产生的爆震波，并且留下大量的Si族元素。最后，这个He WD TDE会合成$0.30M_\odot$的$^{56}$ Ni和$0.08M_\odot$的Si族元素，并且可以被观察到与Ia型超新星相当的发光热核瞬变。
2018-03-27 astro-ph.HE
Dynamical Tides in Compact White Dwarf Binaries: Helium Core White Dwarfs, Tidal Heating, and Observational Signatures
在致密的白矮星（WD）双星系统中，潮汐耗散对WD在质量转移或合并之前的物理条件（如表面温度和自转速率）有重要影响。在这些系统中，占主导地位的潮汐效应涉及重力波的激发和它们在恒星外壳中的耗散。计算了低质量（0.3 M_ \odot）氦核（He）WDs中潮汐激发的重力波振幅随潮汐强迫频率ω的变化。与前一篇论文中研究的碳氧（CO）WDs一样，我们发现无量纲潮汐力矩F（ω）（与有效潮汐品质因数成反比）对ω有不稳定的依赖关系。平均而言，F（ω）的尺度近似为ω^6，He WD的F（ω）比CO WD的F（ω）小几个数量级。我们发现，潮汐扭矩可以开始同步WD旋转时，轨道周期小于约一个小时，虽然几乎恒定的旋转保持即使在小周期。我们研究潮汐激发的重力波在临界层经历非线性断裂或共振吸收，使我们能够估计WD包络中潮汐加热的位置和大小。然后，我们将潮汐加热的MESA恒星演化代码，计算的物理条件的WD作为轨道周期的函数为不同的WD模型。我们发现，潮汐加热作出了显着的贡献，WD光度短周期（~10分钟）的系统，如SDSS J 0651 +2844。我们还发现，对于包含氢包层的WD，潮汐加热可以触发失控的氢壳燃烧，导致质量传递开始之前的新星事件。
2012-12-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Strange Star Scenario for the Formation of Eccentric Millisecond Pulsar/Helium White Dwarf Binaries
根据回收方案，毫秒双星（MSP）是从低质量X射线双星（LMXB）演变而来的。由于双星演化过程中的潮汐相互作用，它们的轨道预计是圆形的，正如大多数双星MSP所观察到的那样。有一些特殊的系统不符合这一情况。最近的三个例子是PSR J2234 $+$ 06、J1946 $+$ 3417和J1950 $+$ 2414，它们都是偏心轨道上的MSP，但质量函数与预期的He白矮星伴星兼容。这些MSPs可能是由大质量白矮星的延迟吸积引起的坍缩形成的，或者偏心率可能是由双星和环双星盘之间的动力学相互作用引起的。假设LMXB中吸积中子星的核密度可能达到夸克解除禁闭的密度，这可能导致从中子星到奇异夸克星的相变，我们证明了由于在相变过程中中子星的引力质量的突然损失，由此产生的MSPs可能具有偏心轨道.偏心率可以用合理的质量损失估计值来重现。这种情况也可能解释了已知最年轻的X射线双星Cir X $-$ 1的形成，它也拥有一颗在偏心轨道上的低场致密恒星。
2015-05-18 astro-ph.HE
Multi-Dimensional Radiative Transfer Calculations of Double Detonations of Sub-Chandrasekhar-Mass White Dwarfs
双爆轰Ia型超新星的研究，其中氦壳爆轰触发碳核爆轰在亚克拉塞卡质量的白矮星，在过去的十年中经历了复苏。新的进化方案和对哪些核反应是必不可少的更好理解，使得白矮星的氦壳比几十年前的双爆方案更薄，从而成功地爆炸。在本文中，我们提出了第一套光变曲线和光谱的多维辐射转移计算薄壳双爆轰模型，探讨了一系列的白矮星和氦壳质量。我们发现广泛的协议与观察到的光变曲线和光谱的非奇特的Ia型超新星，从次发光的过发光的亚型，提供证据表明，双爆炸的亚克拉塞卡质量白矮星产生的大部分观察到的Ia型超新星。光谱速度和颜色的一些差异仍然存在，但这些可能会通过未来的计算，包括更准确的初始条件和辐射输运物理达成一致。
2021-08-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Formation of Millisecond Pulsars with Low-Mass Helium White Dwarf Companions in Very Compact Binaries
毫秒双星（BMSP）被认为是从低质量X射线双星（LMXB）演化而来的。如果LMXB中的质量转移是由施主星的核演化驱动的，则最终的轨道周期与施主星的简并He核白矮星（WD）的质量有很好的相关性。在这里，我们表明，这种关系可以扩展到非常小的WD质量（$\sim 0.14-0.17\,M_\odot$）和窄的轨道周期（约几个小时），主要取决于施主星的金属丰度。该关系也存在不连续性，这是由于当氢燃烧壳层穿过氢不连续性时施主的暂时收缩。BMSP与低质量的他WD同伴在非常紧凑的二进制可以占如果祖二进制经历了很晚的情况下A质量转移。PSR J1738+0333的WD伴星可能是由一颗Pop~II星演化而来。对于PSR J 0348 +0432，为了解释其在罗氏瓣解耦阶段的极端紧凑轨道，需要更低的金属丰度（$Z=0.0001$）。
2014-07-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Mass Loss and Subsequent Thermal Evolution of Surviving Helium White Dwarfs Shocked by Thermonuclear Supernovae
本文通过三维流体动力学模拟和MESA演化模型，研究Ia型超新星冲击下幸存氦白矮星伴星的质量损失与后续热演化，建立了质量损失比例与压力比的关系，并用于解释观测到的超高速白矮星及约束超新星遗迹。
2025-08-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Past and Future of Detached Double White Dwarfs with Helium Donors
提出了一种模拟分离的双白矮星（DWD）双星的演化的方法，从公共信封（CE）阶段结束的罗氏瓣溢出（RLOF）的开始托管氦捐助者。这是通过结合详细的恒星演化计算的极低质量（ELM）氦WDs具有氢信封的轨道收缩的二进制引力辐射驱动。我们表明，在这些系统中的氢聚变的考虑是至关重要的，作为一个显着的分数（$\approx$ 50%）的未来捐助者预计仍在燃烧时，传质开始。我们将我们的方法应用于两个分离的食DWD系统，SDSS J 0651 +2844和NLTT-11748，以证明碳-氮-氧（CNO）闪光对约束这些系统的演化历史的影响。我们发现，当CNO闪光是不存在的低质量WD（$M_{2}$ < $0.18 M_{\odot}$），如在NLTT-11748中，我们能够自洽地解决了施主条件CE脱离给定一个可靠的冷却年龄从大质量WD的同伴。当发生CNO闪烁（0.18 $M_{\odot}$ < $M_{2}$ < 0.36 $M_{\odot}$）时，例如在SDSS J 0651 +2844中，进化历史被消除，我们无法对分离条件进行评论。我们发现，对于任何供体质量，我们的模型能够预测的条件下重新附着和评论的稳定作用的氢信封。该方法可应用于具有测量的供体半径和质量的分离DWD群体。
2015-03-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Study of Magnetized White Dwarf + Helium Star Binary Evolution to Type Ia Supernovae
白矮星（WD）+氦（He）双星通道在Ia型超新星（SNe Ia）的单简并起源中起着重要作用。以往对WD +主序星演化的研究表明，WD的磁场可能会显著影响其吸积和核燃烧过程。在这项工作中，我们专注于磁化WD + He星双星的演化与详细的恒星演化和二进制人口合成（BPS）的计算。在磁化WD的情况下，磁场可能会破坏吸积盘的内部区域，漏斗的吸积流到极帽，甚至限制氦燃烧的caps.We发现，对于WD足够强的磁场，潜在的SN Ia祖系统的参数空间收缩向较短的轨道周期和较低的施主质量相比，在非磁化WD的情况下。原因是磁约束通常以相对高的质量传递速率工作，这可以触发来自WD的强风质量损失，从而限制富He质量积累效率。幸存的伴星在超新星爆发时可能是低质量的，这可以被认为是在超新星爆发后或超新星遗迹内没有发现幸存伴星的可能解释。然而，在我们的高磁模型中，银河系Ia超新星的相应出生率估计为~（0.08-0.13）* 10^{-3} yr^{-1}（非磁模型为~0.17-0.28 * 10^{-3}yr^{-1}），明显低于观测到的银河系Ia超新星的出生率。
2021-11-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
A candidate magnetic helium core white dwarf in the globular cluster NGC 6397
本文报告了球状星团 NGC 6397 中一颗具有 18.5 小时光变周期的蓝色恒星，提出其可能是首颗候选磁性氦核白矮星，或少数候选非吸积双简并双星之一。
2023-03-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Local two-dimensional simulations of the ignition of a helium shell detonation on a white dwarf by an impacting stream
本研究通过二维局部模拟探究双白矮星系统中物质流撞击白矮星引发氦壳爆轰的过程，验证了D6双爆轰模型作为Ia型超新星爆发机制的可行性，明确了壳密度、流速度的点火下限等关键规律。
2024-12-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Can helium envelopes change the outcome of direct white dwarf collisions?
最近，白矮星（WD）的碰撞被认为是Ia型超新星（SNIa）的可能机制。WD碰撞作为SNIa祖先的可行性的一个关键特征是，在爆震波点火之前，质量的显著部分被高度压缩到有效生产$^{56}$ Ni所需的密度。以前的研究主要采用完全由碳-氧（CO）组成的模型WD，而WD预计具有不可忽略的氦包络。考虑到在WD碰撞的条件下氦比CO更容易爆炸燃烧，合理的关注点是早期He爆震点火是否可以转化为早期CO爆震，从而大大减少$^{56}$ Ni合成。我们调查的作用，他在确定WD碰撞的命运进行了一系列的二维流体力学计算。我们发现，非平凡的减少CO点火时间的一个必要条件是，在接触区诞生的He爆轰成功地传播到未受冲击的壳。我们确定的最小的他壳质量作为一个功能的总WD质量，坚持这一条件。虽然我们利用一个简化的反应网络类似于以前的研究中使用的，我们的研究结果是在良好的协议与详细的调查网络的大小对He壳爆炸的影响。这使我们能够将我们的结果扩展到更真实的燃烧物理的情况。基于这些研究结果对WD成分的进化计算的比较，我们得出结论，大多数，如果不是全部，WD碰撞不会受到其固有的他组件的巨大影响。
2015-10-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
