Mixing fraction in classical novae
上下文经典新星是由吸积的白矮星（WD）表面发生的热核失控提供动力的。在观测中，已经检测到新星喷出物中重元素的富集，表明在新星爆发之前，吸积物质与来自下伏WD外层的物质之间存在混合过程。然而，在经典新星的混合分数仍然是不确定的。目标。本文的目的是调查一些元素的丰度比在新星爆发，可用于估计WD混合分数在经典新星。方法.利用恒星演化程序MESA（Modules for Experiments in Stellar Astrophysics），考虑不同的WD混合分数，模拟了一系列的新星爆发过程，初始CO WD质量范围为$0.7-1.0\,M_\odot$.结果我们确定了四种元素丰度比（即$\rm (H+He)/\sum CNO$、$\rm (H+He)/Ne$、$\rm \sum CNO/Mg,$和$\rm \sum CNO/Si$）满足确定WD混合分数的条件，其中$\rm (H+He)/\sum CNO$是最合适的混合计。我们还估计了一些典型的经典新星的WD混合分数。此外，我们发现，更高的金属丰度（即更高的WD混合分数）优先伴随着较长的$t_{\rm 2}$（下降的时间从峰值光度的两个幅度）在新星爆发。我们的结果可以用来约束经典新星的混合过程。
2022-02-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Novae: An Important Source of Lithium in the Galaxy
本研究利用MESA纳入元素扩散并增加3^He来模拟新星演化，显著提高7^Be丰度以解释观测，并通过星族合成证明新星贡献了银河系主要的锂来源。
2024-06-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Uncertainties in the $^{18}$F(p,$α$)$^{15}$O reaction rate in classical novae
上下文直接观测经典新星爆发中喷出的$^{18}$ F衰变产生的伽马射线辐射仍然是核天体物理学界的一个主要焦点。然而，模拟大量的喷射$^{18}$ F，从而预测的可探测距离的伽马射线信号附近511千电子伏发射的这些瞬态热核事件，是阻碍了我们的知识的关键$^{18}$ F（p，$α$）反应速率的显着不确定性。目标。我们分析了用于计算$^{18}$ F（p，$α$）反应速率的最新核物理实验结果的不确定性。我们的目标是确定哪些不确定性对预测的$^{18}$ F从新星中喷出的丰度有最深远的影响，以指导未来的实验工作。方法.我们使用R-矩阵形式计算了大范围的$^{18}$ F（p，$α$）反应速率，使我们能够考虑所有干扰效应。使用选择的16均匀间隔率在整个范围内，我们进行了16个新的流体动力学新星模拟。结果我们进行了迄今为止经典新星中$^{18}$ F（p，$α$）反应影响的最彻底的理论研究之一。$^{18}$ F（p，$α$）速率在新星温度下仍然高度不确定，导致新星爆炸中喷出的$^{18}$ F的预测丰度的不确定性约为10倍。我们还发现，$^{18}$ F的丰度可能与$^{19}$ F的丰度密切相关。结论.尽管许多核物理的不确定性影响$^{18}$ F（p，$α$）的反应速率，这是由1/2 $^+$和3/2 $^+$共振之间的未知干扰信号占主导地位，未来的实验工作应集中在坚定和精确地确定直接…
2021-06-10 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Detection of $^7$Be II in the Small Magellanic Cloud
我们分析了两个经典的新星，在小麦哲伦云爆炸的高分辨率光谱。在ASASSN-19 qv和ASASSN-20 ni新星中都检测到$^7$ Be II共振跃迁。这是银河系外的第一次探测，并证实了导致$^7$ Be形成的热核失控反应在低金属度区域也是有效的，这是SMC的特征。导出的产额为N（$^7$ Be= $^7$ Li）/N（H）=（5.3 $\pm$ 0.2）$\times$ 10 $^{-6}$，比银河系的典型值低4倍。在1991年和1992年，对IUE观测到的大麦哲伦星云中的两颗历史新星的检查也表明可能存在$^7$ Be和类似的产量。对于$M_{H,ej} =$ 10 $^{-5}$ M $_{\odot}$的喷出物，每个新星事件产生的$^7$ Li的量为$M_{^7 Li} = (3.7 \pm 0.6) \times 10^{-10}$ M $_{\odot}$。详细的化学演化模型的SMC表明，新星可以使一定量的锂在SMC对应的分数丰度的A（Li）$\approx$ 2.6。因此，有人认为，与SMC中Li丰度的比较，如其星际介质所测量的，可以有效地限制原始Li的初始丰度，这是目前有争议的。
2021-12-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The spectroscopic evolution of the $γ$-ray emitting classical nova Nova Mon 2012. I. Implications for the ONe subclass of classical novae
Nova Mon 2012是第一颗在光学发现之前被费米-LAT探测到的高能$γ$射线瞬变的经典新星。我们研究了高分辨率光学阶梯光谱（北欧光学望远镜）和同期的NOT，STIS UV和CHIRON阶梯光谱（11月20日/21日/22日）的时间序列。我们使用[O III]和H $β$线通量来约束喷出物的性质。我们从光学和紫外线轮廓的结构，并比较我们测量的线通量与预测使用多云与丰度从其他ONe新星。2012年1月被确认为一颗新星。我们发现E（B-V）=0.85 $\pm$ 0.05和氢柱密度$\approx 5\times 10^{21}$ cm $^{-2}$。校正后的连续光度在整个观测能量范围内与V1974 Cyg，V382 Mon和Nova LMC 2000在爆发后的同一时期几乎相同。它的距离约为3.6 kpc，与天鹅座V1974非常相似。线轮廓可以使用轴对称双极几何形状来建模，用于具有轴与视线的各种倾斜度的喷出物，60 \le i \le 80度，\approx $70 deg, inner radius $的开度角ΔR/R（t）\approx 0.4 $ for permitted lines and less filled for forbidden lines. The filling factor $ f \approx 0.1-0.3 $ implying M(eject…
2013-03-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
MESA and NuGrid simulations of classical novae: CO and ONe nova nucleosynthesis
经典新星是由CO或ONe白矮星吸积的氢的热核闪光的结果，最终导致表面层的动态喷射。这些都是观测已知的富含重元素，如C，O和Ne，必须起源于氢闪对流区以下的层。在我们以前的工作的基础上，我们现在提出恒星演化模拟的ONe新星，并提供了一个全面的比较，我们的模型与出版的。我们的一些模型包括指数对流边界混合，以解释所观察到的富集的新星喷出物，即使吸积的材料有太阳丰度分布。我们的模型产生的最大温度演化曲线和核合成产量与模型，产生丰富的喷出物，假设吸积材料是预混合的。我们证实了我们以前报道的结果，即一颗新星。我们发现，$^3$ He可以在冷的（$T_{\rm WD} < 10^7$ K）CO WDs以慢速率（$\dot{M} < 10^{-10}\,M_\odot/\mbox{yr}$）吸积的太阳成分包层中{ \it in situ}产生，在这种情况下，对流是由新星爆发前的$^3$ He燃烧触发的。此外，我们现在发现，太阳成分包层中$^3$ He的产生和破坏之间的相互作用以中等速率吸积，例如，$\dot{M} = 10^{-10}\,M_\odot/\mbox{yr}$，通过具有相对高的初始中心温度的$1.15\,M_\odot$ ONe WD，例如，$T_{\rm WD} = 15\times 10^6$ K，导致形成一个厚的辐射缓冲区，从WD表面分离的对流信封的底部。（节录）
2014-05-20 astro-ph.SR
First Direct Measurement of the ^{17}O(p,γ)^{18}F Reaction Cross-Section at Gamow Energies for Classical Novae
经典新星是关键同位素丰度的重要贡献者，例如放射性^{18}F，通过卫星任务对其进行观测可以为新星的核合成模型提供限制。^{17}O（p，γ）^{18}F反应在氧和氟同位素的合成中起着关键作用，但由于缺乏与新星爆炸相关的能量的实验数据，其反应速率还没有很好地确定。在本研究中，反应截面已被直接测量的第一次在一个宽的能量范围Ecm = 200 - 370 keV适合于氢燃烧的经典新星。此外，E=183 keV的共振强度，ωγ=1.67 \pm 0.12 \mueV，已被测量到迄今为止的最高精度。^{17}O（p，γ）^{18}F反应速率的不确定性降低了4倍，从而对新星核合成的精确模型有了更严格的限制。
2012-10-24 astro-ph.SR nucl-ex
Direct measurements of 22Na(p,g)23Mg resonances and consequences for 22Na production in classical novae
放射性核素22 Na是一种潜在的天文观测，预计在经典新星中产生的数量取决于22 Na（p，g）23 Mg反应的热核速率。我们用放射性~（22）Na靶直接、绝对地测量了低能~（22）Na（p，g）~（23）Mg共振的强度。我们发现在E_p = 213，288，454和610 keV的共振强度比以前的测量高出2.4至3.2倍，我们排除了在E_p = 198，209和232 keV的共振对速率的重要贡献。22钠丰度预计在喷出物的经典新星减少了一个因素的~ 2。
2010-09-24 astro-ph.SR nucl-ex
Explosive lithium production in the classical nova V339 Del (Nova Delphini 2013)
锂的起源和产生过程一直是宇宙学和天体物理学中悬而未决的问题。锂产生事件或地点的候选环境包括大爆炸核合成、高能宇宙射线与星际物质的相互作用、演化的低质量恒星、新星和超新星爆炸。化学演化模型和观测到的恒星锂丰度表明，目前锂丰度的至少一半可能是在红巨星，渐近巨星分支（AGB）恒星和新星中产生的。然而，没有直接的证据，从恒星物体的锂供应到银河系medium.Here，我们报告的单电离放射性同位素铍，$^{7}$ Be，在经典新星V339 Del（Nova Delphini 2013）的近紫外（UV）光谱的检测高蓝移共振线。光谱是在爆炸后38至48天获得的。$^{7}$ Be在短时间内衰变形成$^{7}$ Li（半衰期53.22天）。光谱检测到这种脆弱的同位素意味着它是在新星爆炸过程中通过反应$^{3}\mbox{He}(α,γ)^{7}\mbox{Be}$产生的，并支持了理论预测，即在经典的新星爆炸中可以产生大量的$^{7}$ Li。这一发现为探索经典新星中$^{7}$ Li的产生开辟了一条新的途径，并为锂的星系演化之谜提供了线索。
2015-02-19 astro-ph.SR
The peculiar nova V1309 Sco/Nova Sco 2008: A candidate twin of V838 Mon
天蝎座新星2008是我们在VLT+UVES提出的目录自由支配时间建议的目标，目的是研究最近在80%的爆发中的经典新星中发现的重元素吸收系统的演化、起源和丰度。天蝎座新星2008的早期衰退是在5个不同的时期用高分辨率阶梯光谱学监测的。对吸收谱线和发射谱线的分析显示出许多不寻常的特征。天蝎座新星2008被证实不同于普通的经典新星和共生复发新星，它显示了所谓的红新星的共同特征。这颗新星的起源仍然不确定。
2010-04-21 astro-ph.SR
Two-dimensional simulations of mixing in classical novae: the effect of the white dwarf composition and mass
上下文经典新星是发生在恒星双星系统中的爆炸现象。它们的动力来自低质量主序星向白矮星（CO或ONe）的质量转移。物质积累10+4 - 10+5年，直到在简并条件下点燃，导致热核失控。释放的核能产生约0.1 - 0.4 GK的峰值温度。在这些事件中，富含中等质量元素（相对于太阳丰度）的10-7 - 10-3 Msun被喷射到星际介质中。然而，大的金属丰度增强和不均匀分布的化学物种的高分辨率光谱中观察到的喷射新星壳的起源还没有完全理解。目标。最近的多维模拟表明，开尔文-亥姆霍兹不稳定性，在核心包层界面操作，可以自然地产生自富集的吸积包层的物质从底层的白矮星在符合观测的水平。然而，这样的多维模拟已经进行了少量的情况下，和大部分的参数空间仍然是未开发的。方法.在这里，我们调查的疏浚，驱动的开尔文-亥姆霍兹不稳定性，白矮星质量在0.8-1.25 Msun和不同的核心组成（CO丰富和ONe丰富的基板）。我们提出了一套五个数值模拟进行了二维旨在分析可能的影响的白矮星质量（和组成）的金属丰度增强和爆炸特性。结果我们观察到更大的混合（在相同条件下测量时高出约30%），在我们停止模拟的时候，富含ONe的基底比富含CO的基底和更大质量的白矮星有更多的能量爆发。
2018-07-27 astro-ph.SR
Classical-Nova Contribution to the Milky Way's $^{26}$Al Abundance: Exit Channel of the Key $^{25}$Al($p,γ$)$^{26}$Si Resonance
经典新星被认为是通过产生其前体$^{26}$ Al而对1809 keV的银河系$γ$ -射线辐射做出贡献的，但其产率取决于未测量的$^{25}$ Al（$p,γ$）$^{26}$ Si反应的热核速率.使用$β$衰减的$^{26}$ P填充在这个反应中的关键$J^π=3^+$共振，我们报告的第一个证据，通过一个$1741.6 \pm 0.6 (\textrm{stat}) \pm 0.3 (\textrm{syst})$ keV的主要$γ$射线，其中的不确定性是统计和系统的，分别观察其出口通道。结合测量的$γ$射线能量和强度与其他实验数据的$^{26}$硅，我们发现的质心能量和强度的共振是$E_r = 414.9 \pm 0.6(\textrm{stat}) \pm 0.3 (\textrm{syst}) \pm 0.6(\textrm{lit.})$ keV和$ωγ= 23 \pm 6 (\textrm{stat})^{+11}_{-10}(\textrm{lit.})$ meV，分别，其中最后的不确定性是从采用的文献数据。我们使用流体动力学新星模拟模型$^{26}$铝生产表明，这些测量有效地消除了占主导地位的实验核物理的不确定性，我们估计，新星可能会贡献30%的银河系$^{26}$铝。
2013-12-12 astro-ph.SR nucl-ex
MESA Models of Classical Nova Outbursts: The Multicycle Evolution and Effects of Convective Boundary Mixing
新星是一种激变变星，由白矮星（WD）的低质量主序星伴星吸积富氢物质而驱动。新的时域观测能力，如Palomar瞬变工厂和Pan-STARRS，揭示了它们的行为的多样性，应该在理论上加以解决。新星爆发敏感地依赖于核物理数据，需要更容易获得的新星模拟，以便有效地优先考虑核天体物理学的实验工作。本文利用MESA恒星演化程序，构造了COWD核的多颗超新星演化序列。我们探讨了一系列的WD群众和吸积率，以及不同的冷却时间开始吸积之前的效果。此外，我们还研究了吸积物质的元素丰度分布和对流边界混合对核壳界面的依赖性。具有这种对流边界混合的模型显示，与观测结果相当的底层白矮星中的C和O的吸积包层的富集。我们比较我们的结果与以前的工作，并探讨了一个新的方案与3 He触发对流的新星。
2012-10-18 astro-ph.SR
Carbon-Oxygen Classical Novae are Galactic $^7$Li Producers as well as Potential Supernova Ia Progenitors
本研究通过一维流体动力学模拟发现，碳氧白矮星上的经典新星爆炸不仅为银河系贡献了大量$^7$Li，且白矮星质量在吸积-爆发循环中不断增长，是超新星Ia的重要前身星通道。
2019-10-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nova KT Eri 2009: Infrared studies of a very fast and small amplitude He/N nova
我们目前的近红外光谱和光度观测的新星KT波江座采取在第一个100天后，它在2009年11月发现。该物体的JHK光谱是使用近红外成像仪/分光仪从阿布山红外观测站拍摄的。的光谱，典型的He/N类新星，显示出强烈的He I发射线连同H I和O I发射功能。在2.0581微米处的H I、Pa-β和Br-γ谱线以及He I谱线显示出具有相对窄的中心分量的宽翼。宽翼可达1900 km/s，而中央部分的半高宽为2100 km/s。V光变曲线和近红外JHK光变曲线显示，在光学极大值后近40天，还发生了一次小幅度的爆发。到新星的距离d = 6.3 +/- 0.1 kpc是使用MMRD关系和t2 = 5.7 +/- 0.3天的估计值得出的。t2的小值使KT Eri属于非常快的新星。利用到新星的距离d，我们估计新星的高度在银道面以下z = 3.3 +/- 0.1 kpc。我们还计算出了KT Eri喷出物质量的上限在2.4-7.4 x 10^（-5）Msun之间。运动学证据是从一个可能的双极流的线轮廓的形状。我们分析了连续的时间演化，并讨论了KT Eri是一个经常性新星的可能性。
2013-05-31 astro-ph.SR
Hydrodynamic Simulations of Classical Novae; CO and ONe White Dwarfs are Supernova Ia Progenitors
激变变星（CV）和共生双星是接近（或不那么接近）的双星系统，其中包含一颗白矮星（WD）主星和一颗较大的较冷的次级星，通常充满其洛希叶。较冷的恒星通过双星的内拉格朗日点失去质量，其中一部分物质被WD吸积。在这里，我们报告我们的热核失控（TNR）的吸积材料，在一个经典的新星爆炸结束的流体动力学研究。我们跟踪了碳-氧（CO）和氧-氖（ONe）WD上TNR的演变。我们在本文中报告了3项研究。首先，我们使用NOVA（我们的1-D，完全隐式，Hydro代码）仅吸积太阳物质的模拟。其次，我们使用MESA进行类似的研究，其中我们只吸积太阳物质，并比较结果。第三，我们吸积太阳物质，直到TNR正在进行，然后将吸积层中的成分切换为混合成分：25% WD和75%太阳物质或50% WD和50%太阳物质。我们发现，吸积材料的量是成反比的初始12 C丰度（如预期）。因此，吸积太阳物质会导致更大量的吸积物质来为爆发提供燃料;比早期研究中从模拟开始就假设混合成分的情况要大得多。我们最重要的结果是，所有这些模拟喷射显着小于吸积的质量，因此，WD是越来越多的质量向Ehrasekhar极限。
2020-06-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hydrodynamic Simulations of Oxygen-Neon Classical Novae as Galactic $^7$Li Producers and Potential Accretion Induced Collapse Progenitors
本研究使用NOVA代码模拟氧氖白矮星上的经典新星热核失控过程，发现抛射物中7Be大量富集，表明经典新星是银河系7Li的重要来源，且白矮星质量因抛射少于吸积而增长，可能成为吸积诱导坍缩事件的重要通道。
2024-01-04 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Optical and Near-IR study of nova V2676 Oph 2012
我们提出了从2012年3月29日到2015年5月8日期间新星V2676 Oph的光学分光光度和近红外（NIR）光度观测。新星的光谱和光度测定是从SMARTS和Asiago获得的;近红外光度测定是从SMARTS和Mt.阿布在最初的日子里，光谱主要是来自巴耳末系的强H I线，Fe II，N I和[O I]线，这是典型的Fe II型新星。测量的H-β和H-α谱线的半高宽为800-1200 km/s。爆发后90天开始有明显的尘埃形成。J-K色是最近形成的尘埃新星中最大的。
2016-12-23 astro-ph.SR
A Photoionization model for the Infrared Coronal Line Emission in the Classical Nova V1716 Scorpii
本研究利用CLOUDY代码建模经典新星V1716 Scorpii的近红外光谱，测定元素丰度与抛射物质量，明确其双组分抛射结构与白矮星混合比例，并预测氢化氦可能在新星抛射物中形成。
2024-04-18 astro-ph.SR
Sulphur abundances in halo giants from the [S I] line at 1082 nm and the S I triplet around 1045 nm
它仍然是有争议的硫在晕中的银河系化学演化是否遵循恒定或平坦的趋势[Fe/H]，归因于爆炸性核合成的结果在II型SNe。本研究的目的是试图澄清这种情况，通过测量的硫丰度的样本中的晕巨星使用两个诊断; S I三重态约1045 nm和[S I]线在1082 nm。两者中的后者被认为对非LTE效应不敏感。因此，我们可以最大限度地减少不确定性的诊断使用和估计的有用性的三重硫测定晕K巨星。我们还将能够比较我们的硫丰度差异，从两个诊断与预期的非LTE的影响，在1045 nm的三重之前计算的其他人。使用安装在VLT上的光谱仪CRIRES记录了10颗K巨星的高分辨率近红外光谱。使用两种标准设置;一种覆盖S1三联体，另一种覆盖[S1]线。硫丰度分别确定与等效宽度和合成光谱的两个诊断使用定制的1D模型大气和依赖于非LTE校正从文献。研究了恒星大气中对流不均匀性的影响。我们证实了在其他工作中发现的晕星的[S/Fe]与[Fe/H]图中的平坦趋势，并且在其他一些先前的研究中没有发现[S/Fe]的分散或上升。我们发现从非LTE校正的三重态推导出的硫丰度略低于从[S I]线推导出的丰度，这可能表明非LTE校正太大。然而，考虑到3D建模，它们可能太小了。此外，我们还证明了[Si]线在[Fe/H] = -2.3的巨星中可以作为硫的诊断线。
2011-04-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
