Reproducing the observed abundances in RCB and HdC stars with post-double degenerate merger models - constraints on merger and post-merger simulations and physics processes
北冕座R星（RCB）是缺氢的变星，很可能是He-CO WD合并的结果。它们的氧同位素比值极低，~（16）O/~（18）O ~（1 - 10），~（12）C/~（13）C>=100，与太阳相比，F和Zn ~ La的s过程元素的含量增加了2.6dex。这些丰度对双简并过程中和之后的物理过程提供了严格的约束。如前所述，在RCB星中观察到的O-同位素比不能从动态双简并合并阶段产生，我们现在调查的作用，长期的一维球形合并后的演变和核合成现实的流体动力学合并祖模型的基础上。我们采用了一个额外的包络混合模型来表示由旋转驱动的动力学合并过程。这些恒星演化模型的综合核合成后处理模拟首次再现了RCB恒星中几乎所有测量元素的观测丰度：16 O/18 O比值在9和15之间，C同位素比值超过100，~1.4 - 2.35 dex F增强，以及s过程元素的富集。在我们的模型中的核合成过程约束的长度和温度的动态合并炮弹的功能，以及合并后阶段的包络混合。s-过程的元素起源于炮弹的合并功能或合并后的演变，但从AGB祖的贡献是可以忽略不计的。合并后的包层溷合必须在动力合并阶段后约10^6年，恒星进入RCB阶段之前停止。
2013-05-18 astro-ph.SR
GW170817$-$the first observed neutron star merger and its kilonova: implications for the astrophysical site of the r-process
先进的LIGO和Virgo观测到的第一颗中子星（NS）合并，GW 170817，以及它在整个电磁波谱中的电磁对应物的烟花，标志着多信使天文学和天体物理学与引力波的开始。紫外线，光学和近红外线发射是一致的，由快速中子俘获过程（r-过程）在合并喷出物中合成的核的放射性衰变提供动力。从这个'kilonova'发射的推断属性的轮廓开始，我讨论了可能的天体物理学网站的r-过程核合成NS合并，认为最重的r-过程元素在此事件中合成最有可能起源于流出合并后的吸积盘。我比较了GW 170817中r-过程元素生产的推断性质与当前银河系重r-过程核合成的观测约束，并讨论了仅合并模型在解释我们银河系的r-过程内容时面临的挑战。基于GW 170817的观测性质和最近的理论进展r-过程核合成的Eksars，然后我展示了如何GW 170817点Eksars作为银河系r-过程富集的主要来源。这些罕见的核心崩溃事件可以说是更好地满足现有的限制，并克服相关的问题，在各种环境中，NS合并面临的r-过程富集。最后，我评论的R-过程的普遍性，以及如何在轻R-过程元素的变化，可以得到在NS合并和Bracksars。
2019-12-22 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The formation of single neutron-stars from double white-dwarf mergers via accretion-induced collapse
双白矮星的合并可能产生吸积诱导坍缩事件，形成单颗中子星。同时，最近提出的WD+He亚巨星方案对大质量双WD的产生也有重要贡献，其中原始WD通过吸积来自He亚巨星伴星的富He物质而增加质量。在这项工作中，我们的目标是研究从双WD合并的AIC事件的二进制人口合成（BPS）的性质，考虑经典的情况下，也WD +He亚巨星的情况下，双WD的形成的贡献。首先，我们提供了一个密集的和大的模型网格的WD+He恒星系统产生AIC事件通过双WD合并的情况。其次，我们进行了几组BPS计算，以获得我们银河系的速率和单个NS数。我们发现，对于所有的ONe/CO WD+ONe/CO WD合并，银河系双WD合并的AIC事件发生率在1.4-8.9*10^-3年^-1之间，在不考虑双COWD合并的情况下，我们还发现银河系AIC事件的单个NS的数量可能在0.328 *10^-3 yr^-1之间。10^7至1.072*10^8。产生AIC事例的双WD的啁啾质量分布在0.55- 1.25Msun之间。我们估计，超过一半的产生AIC事件的双WD能够被未来的天基引力波探测器观测到。
2020-05-06 astro-ph.SR
Most Double Degenerate Low Mass White Dwarf Binaries Merge
我们估计了银河系中含有极低质量（ELM）<0.3 Msun的双简并双星白矮星的合并率。在ELM巡天中，这样的白矮星在0.1 Gyr - 1 Gyr的时间尺度内是可以探测到的;它们所在的双星的引力波合并时间为0.001 Gyr - 100 Gyr。为了解释观测到的分布，需要大多数ELM白矮星双星祖先脱离共同的信封相<1小时的轨道周期。我们计算了ELM白矮星双星的局部空间密度，并估计在整个银河系盘上的合并率为3e-3/yr;在晕中的合并率小10倍。的ELM白矮星二进制合并率超过了40的因素的稳定的质量转移AM CVn二进制的形成率，略高于underluminous超新星的速度，是相同的R CrB星的形成率。在此基础上，我们得出结论：ELM白矮星双星可能是所有观测到的AM CVn和可能的暗超新星的祖先，然而大多数He+CO白矮星双星经过不稳定的质量转移并合并，例如合并成单个质量约为1 Msun的白矮星。
2016-04-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Post-merger evolution of double helium white dwarfs and distribution of helium-rich hot subdwarfs
双氦白矮星的合并被认为形成了孤立的富氦热亚矮星。观测表明，富氦热次矮星可以根据表面是富碳还是正常碳而分为两个亚类。但目前尚不清楚这种分布是否直接来自二元进化。根据双氦白矮星合并的通道，采用二元粒子数合成（BPS）方法得到了单个富氦热亚矮星的粒子数。我们发现合并通道可以代表$T_{\rm{eff}}-\log g$平面中与不同质量的祖氦白矮星相关的两个亚组。当$Z$ = 0.02时，由两颗氦白矮星并合产生的富氦热亚矮星的诞生率和局域密度分别为$\sim 4.82 \times 10^{-3}$ $\rm yr^{-1}$和$\sim$ 290.0 $\rm kpc^{-3}$。富碳和正常碳富氦热次矮星的比例分别为32 $\%$和68 $\%$。
2021-04-14 astro-ph.SR
Masses of double neutron star mergers
目的。射电脉冲星观测和引力波观测所观测到的双中子星双星之间的质量差异需要一个解释。方法.进行了双星布居合成计算，并将计算结果与射电和引力波观测结果进行了比较。结果双星演化的模拟被用来将双中子星双星的不同观测结果联系起来。更详细地研究了GW 190425的祖先。的质量和合并时间的可能的祖先的分布。结论.在双星演化过程中，我们自然会发现银河系中有另一颗中子星伴星的射电双星的质量与引力波观测到的这类合并系统的质量之间存在差异。
2020-02-19 astro-ph.SR
An ancient double degenerate merger in the Milky Way halo
我们提出了一个分析和重新评估的大规模，富碳（DQ）白矮星（WD）LP 93-21。它的高质量（~1 M_sun）和温暖的DQ WD类成员，结合其独特的晕运动学表明，该对象是一个古老的恒星合并事件的产物，最有可能是两个WD。此外，运动学将这个物体置于一个高度逆行的轨道上，这是由一个矮星系吸积到银河系上所驱动的，该星系发生了大于1.5的红移。作为恒星合并的产物，LP 93-21可能是整个暖/热DQ WD类的代表。
2019-10-29 astro-ph.SR
The intriguing outcomes of double degenerate mergers
本综述探讨白矮星并合的多种结果，指出并非所有双简并星并合都产生超新星，可能形成更重白矮星、部分爆炸残骸或坍缩为中子星/磁星，并可能作为长伽马射线暴和快速射电暴的前身。
2025-03-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Double degenerate mergers as progenitors of high-field magnetic white dwarfs
高磁场白矮星一直被怀疑是恒星合并的结果。然而，合并恒星的性质和产生磁场的精确机制仍然是未知的。在这里，我们表明，热，对流，差异旋转日冕存在于外层的残余合并的两个退化的核心是能够产生所需的强度，不衰减为长时间尺度的磁场。我们还表明，使用最先进的蒙特卡罗模拟器，以这种方式产生的高磁场白矮星的预期数量是一致的，在太阳附近发现。
2012-02-02 astro-ph.SR
Evidence for $\gtrsim{4}$ Gyr timescales of neutron star mergers from Galactic archaeology
快速（$r$）中子捕获过程的核合成位点目前正在讨论中。通过引力波和电磁辐射对合并的中子星GW 170817的直接探测，证实了这类事件是$r$过程元素的重要来源。然而，化学演化模型是不能够重现所观察到的化学丰度在银河系时，中子星合并被认为是唯一的$r$过程网站和现实的时间分布，这样的事件被考虑在内。现在，我们第一次结合了银河系及其矮星系卫星的所有可用观测证据，表明只有当（至少）存在两个不同的$r$过程站点时，数据才能得到解释：一个时间尺度与核心坍缩超新星相当的快速源，$t_{quick}\lesssim10^8$ yr，以及一个时间尺度与特征$t_{delayed}\gtrsim4$ Gyr相当的延迟源。延迟的$r$过程源最有可能起源于中子星合并，因为时间尺度与GW 170817的估计非常吻合。鉴于快速源的时间尺度很短，它很可能与大质量恒星有关，尽管在这一点上不能排除紧凑物体合并的特定快速通道。我们的方法表明，只有通过查看所有可用的数据，我们才能够解决这个难题，这是$r$ -过程。
2020-01-10 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolution of double oxygen-neon white dwarf merger remnant
本文模拟两个1.10 Msun ONe白矮星并合形成的2.20 Msun遗迹，揭示其最终成为中子星还是ONeFe白矮星取决于对流边界混合能否阻止O/Ne火焰到达中心。
2023-08-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraining the double-degenerate scenario for Type Ia supernovae from merger ejected matter
我们在Ia型超新星（SNe Ia）的双简并（DD）场景的特定情况下跟踪WD-WD合并过程中排出的质量，并发现SN喷出物与由此产生的风的相互作用影响早期（第一天）光变曲线，如果爆炸发生在合并后不久（即，$10^3~{\rm sec} \lesssim t_{\rm exp} \lesssim 1~{\rm day}$）。被驱逐的物质的主要来源是盘风，或在合并的粘性阶段由围绕更大质量WD的吸积盘发射的射流。这种盘源物质（DOM）将受到超新星爆炸喷出物的冲击和加热，导致早期光变曲线中的额外辐射。这种增强的早期辐射可以被解释为起源于一个半径为一个太阳半径或更大的祖先的爆炸，这与SN 2011 fe的观测结果相冲突。
2014-12-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
The separation distribution and merger rate of double white dwarfs: improved constraints
我们获得了关于双白矮星（DWD）种群及其引力波驱动的合并率的新的精确信息，通过结合以前两项径向速度变化研究对DWD种群的约束：一个是基于斯隆数字巡天的白矮星样本一个是基于ESO-VLT超新星-Ia前身星巡天的探测器（SPY），它具有高光谱分辨率，对a<4 au的区域敏感。根据联合似然分析，在分离范围~<4au中，WD中的DWD分数为fbin=0.095+/-0.020（1-sigma，随机）+0.010（系统）。初始WD分离的幂律分布指数（在引力波驱动的双星演化开始时），N（a）da ~ a^alpha da，是alpha=-1.30+/-0.15（1-sigma）+0.05（systematic）。银河系每个WD的合并率为R_merge=（9.7+/-1.1）e-12 /yr。综合整个银河系的生命周期，这意味着8.5%-11%的WD已经与另一个WD合并。如果大多数DWD合并以更大质量的WD结束，那么大约10%的WD是DWD合并的产物，这与WD质量函数中“高质量碰撞”中观察到的WD比例一致。DWD的合并率是银河系Ia型超新星（SN Ia）合并率的4.5-7倍。如果大多数超新星Ia爆炸源于一些双星系星系的合并（比如，那些有足够多的二元成分的双星系），那么所有双星系合并中的15%必然会导致超新星Ia。
2018-03-14 astro-ph.SR
The lanthanide fraction distribution in metal-poor stars: a test of neutron star mergers as the dominant r-process site
对中子星并合GW 170817及其千新星的多信使观测证明，中子星并合可以合成大量的r过程元素。如果中子星合并事实上主导了所有的r-过程元素的生产，那么千诺瓦喷出物成分的分布应该与在恒星中观察到的r-过程丰度模式的分布相匹配。镧系元素分数（XLa）在千新星和贫金属恒星中都是可测量的量，但以前没有明确计算过恒星。在这里，我们计算了贫金属恒星（[Fe/H] < -2.5）的镧系元素分数分布，以便与当前和未来的千新星进行比较。全分布峰值在log XLa ~-1.8处，但r过程增强型（[Eu/Fe] > 0.7）的恒星具有明显较高的镧系元素分数，log XLa >-1.5。我们回顾了对GW 170817的观测，发现普遍的共识是总对数XLa = -2.2 +/- 0.5，略低于典型的贫金属星，与最高的r增强星不一致。为了使中子星合并作为主要的r-过程地点保持可行性，未来的千诺瓦观测应该优先富含镧系元素（包括~10%的人口，log XLa > -1.5）。这些高XLa的kilonovae可能比GW 170817更暗，演化更快，这对发现和后续观测构成了挑战。光学和（中）红外观测将需要强大的约束kilonova镧系元素馏分。如果在未来几年内没有发现这种高XLa的kilonovae，这可能意味着具有最高r过程增强的恒星具有不同的r过程元素起源。
2019-07-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Do R Coronae Borealis Stars Form from Double White Dwarf Mergers?
北冕座R（RCB）恒星的一个主要形成情景是简并He和CO白矮星（WD）合并成二元系。RCB星的16 O/18 O比值在0.3-20之间，远小于太阳的~500。在本文中，我们调查是否可以得到这样一个低的比率在CO和He的合并白矮星的模拟。我们提出了五个三维流体动力学模拟的结果合并的双白矮星系统的总质量为0.9 Mdot和初始质量比（q）在0.5和0.99之间变化。我们确定在模拟与$q\lesssim0.7$周围的合并恒星的温度和密度适合形成18 O的功能。然而，在合并过程中，从富碳和富氧的吸积器中挖出的16 O比产生的18 O要多。因此，在我们的流体动力学模拟运行的动力学时间尺度上，发现16 O/18 O比在“最佳”情况下约为2000。如果流体动力学模拟中发现的条件持续10^6秒，在一个研究的情况下，氧比下降到16，而在另一个研究的情况下，100年后氧比下降到约4，与RCB星的观测值一致。因此，两颗白矮星的合并仍然是形成这些神秘恒星的有力候选者。
2012-08-02 astro-ph.SR
Observational Signatures of Carbon-Oxygen White Dwarf Merger Remnants
研究双碳氧白矮星并合遗迹的观测特征，提出通过光致电离星云的独特光谱发现遗迹，预测可在邻近大质量星系中探测到多个候选体。
2023-06-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Double-Degenerate Carbon-Oxygen and Oxygen-Neon White Dwarf Mergers: A New Mechanism for Faint and Rapid Type Ia Supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）起源于碳氧白矮星（CO WD）的热核爆炸，产生发光的光学瞬变。一个相对常见的各种亚发光超新星Ia事件，被称为超新星Iax，被认为是由一个CO WD的爆炸失败。本文在合并白矮星的双简并通道背景下研究了爆轰失败的Ia超新星。特别是，我们已经进行了第一次完全三维模拟的合并的一个ONe WD与CO WD。虽然热的，潮汐破坏的富碳盘材料起源于CO WD二次是容易受到爆炸在这样的合并，ONe WD的主要核心是不是。这种合并产生了一个失败的爆炸，导致少量的质量喷射，并留下了一个被踢的，由核燃烧产物的回落而富集的超rasekhar ONe WD残留物。由此产生的爆发是一个快速衰落的光学瞬态与少量的放射性$^{56}$ Ni供电的光变曲线。因此，ONe-CO WD合并自然产生非常微弱和快速衰落的瞬变，甚至比迄今为止观测到的最微弱的Iax型事件，如SN $2008$ ha和SN 2010 ae还要微弱。比这里考虑的更大质量的ONe原色可能会产生更亮和更长持续时间的瞬变。
2018-10-31 astro-ph.SR
Future prospects for ground-based gravitational wave detectors $-$ The Galactic double neutron star merger rate revisited
利用哈勃时间内观测到的8个双中子星（DNS）系统合并的样本，给出了DNS双星的合并率。这个样本包括最近发现的，高度相对论性的DNS系统J1757 $-$ 1854和J1946+2052，大约是三倍的样本大小在以前的估计银河系合并率由金等人。使用这个样本，我们计算的DNS系统在银河系的垂直尺度高度为$z_0 = 0.4 \pm 0.1$千秒差距。我们计算了银河系DNS合并率为$\mathcal{R}_{\rm MW} = 42^{+30}_{-14}$ Myr $^{-1}$在90%的置信水平。Advanced LIGO对应的DNS合并检测率为$\mathcal{R}_{\rm LIGO} = 0.18^{+0.13}_{-0.06} \times \left( D_{\rm r}/100 \ \rm Mpc \right)^3 \rm yr^{-1}$，其中$D_{\rm r}$为范围距离。使用这个合并检测率和预测的120 $-$ 170 Mpc的LIGO（激光干涉仪引力波天文台，Abbott等人）第三次观测运行的距离，我们预测，考虑到90%的置信区间，LIGO $-$ Virgo将检测到零到两个DNS合并之间的任何地方。我们探讨的合并率的基础脉冲星人口属性的影响，并比较我们的合并检测率估计使用不同的形成和演化的DNS系统的情况。正如我们所证明的，调和率是敏感的DNS人口的假设，包…
2019-02-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Actinide Production in Neutron-Rich Ejecta of a Neutron Star Merger
快速中子俘获（“r”）过程负责合成许多在太阳系和银河系贫金属晕星中观察到的重元素。对r-过程核合成的模拟可以重现从观测中获得的丰度，但到目前为止，还不能解释所观察到的锕系元素的过度增强，大约30%的r-过程增强恒星中存在这种现象。在这项工作中，我们调查的动态喷出物中的一个中子星合并的锕系元素的生产和探索，如果不同层次的中子丰富度可以重现的锕系元素的推动。我们还研究了锕系元素产生对核物理性质的敏感性：裂变分布，β衰变和质量模型。在大多数情况下，锕系元素是过量生产在我们的模型中，如果初始条件是足够的中子丰富的裂变循环。我们发现，锕系元素的生产可以是如此强大的动态喷出物，一个额外的镧系元素丰富，锕系元素贫乏的组件是必要的，以配合观测的锕系助推星。我们提出了一个简单的锕系元素稀释模型，在合并事件内的两个核合成位点的估计贡献折叠。我们的研究表明，虽然中子星合并的动态喷出物是形成锕系元素的可能生产场所，但另一个或多个场所（例如，中子星合并吸积盘风），以解释r过程增强的贫金属星的丰度。
2018-10-18 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Double neutron stars: merger rates revisited
我们重新审视双中子星（DNS）的形成在经典的二进制演化的情况下，在最近的LIGO/室女座DNS检测（GW 170817）。基于3个银河系DNS系统，观测估计的$R_{\rm MW}=21^{+28}_{-14}$ Myr $^{-1}$的银河系DNS合并率完全支持我们对$R_{\rm MW} =24$ Myr $^{-1}$的标准输入物理模型。这个对银河系的估计以一种非平凡的方式（由于化学演化宇宙中祖先恒星的宇宙演化）转化为局部（$z\approx0$）DNS合并率密度$R_{\rm local}=48$ Gpc $^{-3}$ yr $^{-1}$，{ \em不}与当前LIGO/Virgo DNS合并率估计（$1540^{+3200}_{-1220}$ Gpc $^{-3}$ yr $^{-1}$）一致。在我们的参数空间的研究中，我们发现的解决方案，允许DNS合并率高达$R_{\rm local} \approx 600^{+600}_{-300}$ Gpc $^{-3}$年$^{-1}$，从而与LIGO/室女座的估计是一致的。然而，我们对具有高DNS合并率的模型的相应BH-BH合并率超过了当前LIGO/Virgo对局部BH-BH合并率的估计（$12$ - $213$ Gpc $^{-3}$ yr $^{-1}$）。除了对常见的包络处理特别敏感外，DNS合并率对我们研究中探索的几…
2017-10-17 astro-ph.HE 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
IK Pegasi and the Double-merger Path to Type Ia Supernovae
Weizmann Institute of Science（魏茨曼科学研究所）；Max-Planck-Institut für Astronomie (MPIA)（马克斯·普朗克天文学研究所）
IK佩加西型系统通过双合并路径揭示II型Ia超新星的中间阶段，利用s过程富集识别白矮星的形成机制。
2026-02-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
The double white dwarf merger progenitors of SDSS J2211+1136 and ZTF J1901+1458
双白矮星（DWD）合并可能是大质量、快速旋转、高磁场白矮星（HFMWD）形成的主要通道。然而，连接DWD合并到任何观察到的HFMWD的直接联系仍然缺失。我们在此表明HFMWD SDSS J221141.80+113604.4（以下简称J2211+1136）和ZTF J190132.9+145808.7（以下简称J1901+1458）可能是DWD合并产物。J2211+1136是旋转周期为$70.32$ s且表面磁场为$15$ MG的$1.27\, M_\odot$ WD。J1901+1458是$1.327$ - $1.365\, M_\odot$ WD，其旋转周期为$416.20$ s，表面磁场在$600$ - $900$ MG范围内。在单星演化假设下，根据目前测量的WD质量和表面温度，J2211+1136和J1901+1458的冷却年龄分别为$2.61$-$2.85$ Gyr和$10$-$100$ Myr。我们假设这些WD是DWD合并的产品，并计算合并后的配置所形成的由一个磁盘包围的中央WD的演变。我们发现，合并后的系统演变通过三个阶段取决于是否吸积，质量喷射（螺旋桨），或磁制动占主导地位的扭矩到中央WD。我们计算了WD在每个阶段所花费的时间，并获得了WD旋转年龄的吸积速率和盘质量，即，从合并到WD中心残余达到当前测量的旋转周期的时刻所经过的总时间与估计的WD冷却年龄一致。我们推断…
2022-11-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
The role of dredge-up in double white dwarf mergers
通过对三种典型质量比的双星合并进行流体动力学模拟，研究了两颗不同化学组成的白矮星合并过程中的疏浚和混合现象.在所有的模拟中，两颗白矮星的总质量是$\lesssim1.0~{\rm M_\odot}$。合并涉及一个CO和他白矮星已被建议作为一个可能的形成通道R北冕型恒星，我们有兴趣在测试，如果这种合并导致的条件和结果与观察一致。即使在合并和随后的核合成过程中的条件有利于产生$^{18}{\mathrm O}$，合并必须避免挖掘大量的$^{16}{\mathrm O}$，否则将难以产生足够的$^{18}{\mathrm O}$来解释所观察到的氧比为一级。我们进行了总共9模拟使用两种不同的基于网格的流体动力学代码，使用固定和自适应网格，和一个光滑粒子流体动力学（SPH）代码。我们发现，在大多数的模拟，$^{16}{\mathrm O}$的$>10^{-2}~{\rm M_\odot}$确实是疏浚在合并过程中。然而，在SPH模拟的吸积体是一个混合的He/CO白矮星与$\sim 0.1~{\rm M_\odot}$层的氦在顶部，我们发现没有$^{16}{\mathrm O}$被疏浚，而在$q=0.8$模拟$<10^{-4}~{\rm M_\odot}$的$^{16}{\mathrm O}$已提出，使WD二进制组成的混合CO/He WD和同伴He WD一个很好的候选人的祖先RCB星。
2018-06-01 astro-ph.SR
One-Armed Spiral Instability in Double-Degenerate Post-Merger Accretion Disks
越来越多的观测和理论证据表明，即使不是大多数正常的Ia型超新星（SNe Ia），也有一些是由双白矮星合并而成的。本文讨论了双星白矮星（WD）合并后的演化及其与Ia超新星双简并通道的关系。我们提出了三维模拟碳-氧（C/O）WD二元系统进行不稳定的传质，改变总质量和质量比。我们证明，这些系统通常会引起单臂引力螺旋不稳定性。即使在没有磁场的情况下，螺旋密度模式也会在圆盘中传输质量和角动量，并且在次级与初级质量比大于$0.6$的情况下最为明显。我们进一步分析了这些系统中的碳燃烧，以评估爆炸的可能性。与$1.1 + 1.0 M_{\odot}$ C/O WD二进制的情况下，我们发现WD二进制系统具有较低的质量和较小的质量比不引爆SNe Ia到$\sim8-22$外动力学时间。然而，另外两个模型确实经历了净加热，它们的长期温度升高可能导致比这里考虑的时间尺度更长的爆炸。
2017-04-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
The impact of mergers in the mass distribution of white dwarfs
最近的观测使得我们能够以合理的精度推导出白矮星的质量分布。这种分布显示出明显的结构性，通常归因于密近双星的演化，特别是合并。为了分析这种结构的起源是否可以归因于双白矮星的合并，我们使用了一个简化的人口合成模型，保留了双简并双星形成的基本过程。特别注意避免由分布函数中的不连续性引入的伪影。我们的结果是，这些结构可能不是由于合并，但他们可以提供一个深刻的洞察近距离双星系统的演变。
2012-11-09 astro-ph.SR
Faint supernovae and hyper-runaway white-dwarfs from single He-detonation in double HeCO-white-dwarf mergers
Technion - Israel Institute of Technology（以色列理工学院）；California Institute of Technology（加州理工学院）
通过三维流体动力学模拟，研究双HeCO白矮星并合的氦爆轰过程，发现其可产生暗弱快速演化的热核瞬变，或解释部分暗弱超新星，还可能形成高速PG-1159型恒星，拓展了对白矮星并合的认知。
2026-07-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the optical transients from double white-dwarf mergers
本文研究了双白矮星并合产生稳定亚钱德拉塞卡白矮星遗迹时的光学暂现源，通过模拟其光变曲线、光谱和颜色演化，发现其光度峰值在并合后1-10天，解释了ZTF未探测到的原因，并预测LSST每年可探测数百个此类源。
2023-10-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Merger rates of double neutron stars and stellar origin black holes: The Impact of Initial Conditions on Binary Evolution Predictions
初始质量函数（IMF）、双星分数和双星参数（质量比、分离度和偏心率）的分布是模拟恒星星族不可缺少的输入。人们经常声称，这些限制很差，严重影响了进化预测。最近，专门的观测活动为大质量恒星的初始条件提供了新的限制。研究结果包括一个更大的密切的二元分数和更强的偏好非常紧密的系统。我们调查的影响，预测合并率的中子星和黑洞。尽管先前的假设发生了变化，但我们只发现增加了不到2倍（与通常为10-100倍的进化不确定性相比微不足道）。我们进一步表明，在新的初始二进制属性的不确定性并没有显着影响（在一个因素2），我们的预测双紧凑对象合并率。一个例外是货币基金组织的不确定性（上下波动系数为6）。没有显着的变化，最终组件的质量，质量比，啁啾质量和延迟时间的分布被发现。我们的结论是，从实用的目的，对不确定性的预测是强大的初始条件有关的二元参数与IMF除外。这消除了许多不确定的假设中的一个重要层，这些假设影响了引力波探测器aLIGO/aVirgo合并探测率的预测。
2015-10-06 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
Constraints on the formation of double neutron stars from the observed eccentricities and current limits on merger rates
采用粒子数合成方法模拟了双中子星的粒子数，并对中子星形成后产生的生踢速度进行了各种可能性的检验。我们首先从Hobbs等人（2005年）提出的速度离散度为σ =265 km/s的麦克斯韦分布中选择标准堆芯坍塌SN后的出生井涌，然后通过改变速度离散度使井涌值变小或变大来修改该分布。我们还考虑了通过电子俘获超新星形成NS的可能性。在这种情况下，我们测试两种情况：零natal踢或小natal踢，从麦克斯韦分布与西格玛= 26.5公里/秒。我们计算了现今双星的轨道参数，并将所得的偏心率与观测到的DNS进行了比较。作为一个额外的测试，我们计算银河系合并率为我们的模型人口，并面对他们的观测限制。我们没有发现任何一个模型同时与两个观测约束条件明确一致，对于第二个NS通过核心坍缩SN形成的双星，CCSN后的低反冲模型与观测值勉强一致。这意味着14个观测到的DNS不能代表银河系的固有人口，或者我们对DNS形成的模型需要修改。
2016-11-16 astro-ph.SR
The Long-Term Evolution of Double White Dwarf Mergers
本文提出了一个两颗质量不等的C/O白矮星合并的长期演化模型。在合并的动力学阶段之后，磁应力迅速地重新分配角动量，导致在1 e-4到1年的粘性时间尺度上的近固体旋转，这远远早于显著的冷却。由于在动力和粘性阶段的加热，质量较小的WD被转化为热的，缓慢旋转的，并由热压力支持的径向延伸的信封。在粘性演化阶段之后，包层底部附近的最高温度可能已经高到足以开始偏离中心的对流碳燃烧。如果没有，在1 e3 - 1 e4年的热时标上，包层内部区域的开尔文-亥姆霍兹收缩压缩包层的底部，再次产生偏心燃烧。因此，合并残余物的长期演化与以前的计算结果相似：燃烧的壳层在~ 1 e4年内向内扩散，最终产生高质量的O/Ne WD或坍缩成中子星。在冷却和外壳燃烧阶段，合并残留物在爱丁顿极限附近辐射。考虑到每1000年就有几个双WD合并的速率，在银河系型星系中应该存在数十个这样的~ 1 e38 erg/s源。虽然最终结果与以前的研究相似，但我们模型中物质的物理图像和动力学状态与以前的工作不同。此外，剩余的不确定性有关的对流结构附近的光球和热演化过程中的质量损失可能会显着影响我们的结论。因此，在这里提出的物理模型的背景下，未来的工作需要更好地解决双WD合并的最终命运，包括那些其中一个或两个组件是他WD。
2012-01-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Progenitors of gravitational wave mergers: Binary evolution with the stellar grid-based code ComBinE
黑洞和中子星合并的第一个引力波探测代表了高能瞬态天体物理学的一个引人注目的新领域。LIGO-Virgo探测器观测到的信号来自极端物理物体的合并，这些物体是近距离双星系统中恒星演化的最终产物。为了更好地了解它们的起源和合并率，我们使用新的基于网格的二进制人口合成代码ComBinE在不同的金属丰度下进行了二进制人口合成。从新生的恒星对开始，我们跟踪它们的演化，包括质量损失，质量转移和吸积，共同的信封和超新星爆炸。我们应用基于密集网格的详细恒星结构模型的共同信封的结合能，利用改进的调查，随后的情况BB罗氏瓣溢出和规模超新星踢根据剥离的爆炸恒星。我们证明，所有的双黑洞合并，GW 150914，LVT 151012，GW 151226，GW 170104，GW 170608和GW 170814，以及双中子星合并GW 170817，在我们的模型中占适当的金属度制度。我们的二进制相互作用参数进行校准，以匹配准确确定的银河系双中子星系统的属性，我们讨论了它们的质量和类型的超新星起源。使用我们输入的物理参数的默认值，我们发现银河系等价星系的双中子星合并速率约为300万年^-1。我们对双中子星合并率密度的上限是在本机宇宙（z=0）中R=400 yr^-1 Gpc^-3。
2018-08-14 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Double Compact Binary Merger Rate Density in Open Star Clusters: Black Holes, Neutron Stars, and White Dwarfs
该研究模拟三类不同质量疏散星团中的致密双星并合，补充了白矮星等并合类型的研究空白，揭示其对快速射电暴和Ia型超新星等瞬变现象的贡献及发生率差异。
2025-08-21 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Double Neutron Star Formation: Merger Times, Systemic Velocities, and Travel Distances
双中子星（DNS）的形成和演化传统上是用双星布居合成来研究的。在这项工作中，我们采取了另一种方法，只专注于第二个超新星（SN）形成的DNS和随后的轨道衰变和合并，由于引力波辐射。使用分析和数值方法，我们探讨如何不同的NS出生踢速度分布，前SN轨道分离，和祖氦星质量的影响后SN轨道周期，偏心率，合并时间，系统速度，并通过合并前的系统所走过的距离。与银河系中17个已知DNS的比较表明，DNS的前SN轨道间距在1到44 $R_{\odot}$之间。具有SN前分离$\sim$ 1 $R_{\odot}$的那些DNS具有合并时间分布，其在形成后达到峰值$\sim$ 10-100 Myr，而不管NS接收的反冲速度。这些DNS通常以系统速度$\sim$ 10 $^2$ km s $^{-1}$形成，并且在合并之前可以行进$\sim$ 1-10 kpc。根据第二个出生的NS的祖质量，短的合并时间可以解释在紧凑的恒星系统，如超微弱的矮星系中观察到的$r$ -过程富集。对于银河系质量的星系，只有具有最紧密的前SN轨道和大的反冲速度（$\gtrsim$ 10 $^2$ km s $^{-1}$）的DNS可以逃脱。然而，那些确实逃逸的DNS在合并之前可能会旅行到$\sim$ Mpc，正如以前的研究所指出的那样，这对识别短伽马射线暴和引力波事件的宿主星系有影响。
2019-04-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Neutron Star Mergers Might not be the Only Source of r-Process Elements in the Milky Way
探索宇宙中r过程元素的起源是一个多学科的挑战。我们审查的观测证据，探测r-过程网站的属性，并解决他们使用银河系化学演化模拟，二进制人口合成模型，核合成计算。我们的动机是确定哪些天体物理站点对我们银河系中存在的r-过程元素的总质量做出了重大贡献。我们发现了与中子星（NS-NS）合并方案的差异。假设它们是唯一的站点，[Fe/H]\，$>-1$在银河系盘中的[Eu/Fe]的下降趋势不能再现，而占的延迟时间分布（DTD）的合并时间（$\propto~t^{-1}$）从短伽马射线暴和人口合成模型。较陡的DTD函数（$\propto~t^{-1.5}$）或幂律与Ia型超新星爆发前的强烈合并爆发相结合可以重现[Eu/Fe]趋势，但这种情况与早型星系中短伽马射线暴和Ia型超新星的相似比例不一致，并降低了在早型星系中探测到GW 170817的概率。一个解决方案是假设一个额外的Eu生产基地，在早期宇宙中是活跃的，但会随着金属丰度的增加而消失。如果这是正确的，那么在Ia型超新星爆发之前的早期宇宙中，这个额外的位置可能负责大约50%的Eu生产。罕见的超新星可能是这个额外的r过程源，但流体动力学模拟仍然需要确保一个强大的r过程模式的条件。
2019-03-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Detection of an extremely strong magnetic field in the double-degenerate binary merger product HD 144941
HD 144941是一颗极氦（EHe）星，是由两颗白矮星（WD）合并而成的罕见的次矮星OB。在EHe星中，它的光变曲线被报道完全由旋转调制，这表明它存在磁场。在这里，我们报告的第一个高分辨率的光谱偏振观测HD 144941，其中我们检测到一个非常强的磁场在圆偏振（与视线磁场平均超过恒星盘$\langle B_z \rangle \sim -8$千克）和塞曼分裂的谱线（产生的磁模量$\langle B \rangle \sim 17$千克）。我们还报告了第一次弱H $α$发射一致的起源一个离心磁层（CM）。HD 144941的大气参数可能与次矮星或主序星一致，其表面丰度既不类似于其他EHe星，也不类似于He强磁星。然而，它的H $α$发射特性只有在它的质量约为1 M $_\odot$时才能重现，这表明它必须是一个后MS天体。由于没有双星的迹象，它不太可能是一颗被剥离的恒星，因此最有可能是在WD合并中产生的。因此，HD 144941进一步证明了合并是产生化石磁场的可行途径。
2021-07-23 astro-ph.SR
The Post-Merger Magnetized Evolution of White Dwarf Binaries: The Double-Degenerate Channel of Sub-Chandrasekhar Type Ia Supernovae and the Formation of Magnetized White Dwarfs
Ia型超新星（SNe Ia）作为可测量的宇宙学蜡烛发挥着至关重要的作用，尽管它们的祖先的性质是一个积极研究的主题。最近的观测和理论工作指出合并的白矮星双星，称为双简并通道，可能是某些Ia型超新星的祖先系统。此外，最近的理论研究表明，未能引爆的合并可能会产生磁化的快速旋转的白矮星。在本文中，我们提出了第一个多维模拟合并后的白矮星双星的演变，包括磁场的影响。在这些系统中，两颗白矮星在动力学时间尺度上完成了最终的合并，并被潮汐破坏，产生了一个快速旋转的白矮星合并，周围环绕着一个热日冕和一个厚的，差速旋转的圆盘。磁盘是非常容易受到磁旋转不稳定性（MRI），我们证明，这导致了一个最初的动态弱磁场在磁盘中的快速增长，自旋下降的白矮星合并，并随后中央点火的白矮星合并。此外，这些磁化模型表现出在白矮星合并的先前流体动力学研究中不存在的新特征，包括在热盘中MRI湍流的发展，携带盘质量的显著部分的磁化流出，以及白矮星合并的磁场强度$\sim 2 \times 10^8$ G。我们讨论了我们的研究结果的起源，拱星介质，并观察到的Ia超新星和磁化白矮星的属性的影响。
2013-09-03 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
The double white dwarf merger model for the progenitors of SN 2021yfj-like events
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences (CAS)（中国科学院云南天文台）；National Astronomical Observatory of Japan, National Institutes of Natural Sciences（日本国立天文台，国立自然科学研究院）；Graduate Institute for Advanced Studies, SOKENDAI（综合研究大学院大学）；School of Physics and Astronomy, Monash University（蒙纳士大学物理与天文学院）
本研究提出双白矮星并合模型，确定形成SN 2021yfj类事件的白矮星与氦伴星初始质量范围，计算其并合率，为该类超新星的前身起源提供重要理论模型。
2026-08-05 astro-ph.SR
Double white dwarf mergers and elemental surface abundances in extreme helium and R Coronae Borealis stars
从碳氧白矮星与氦白矮星合并的角度讨论了极端氦星（EHe）和北冕座R星（RCB）的表面丰度。该模型表示为两个组成白矮星的各个层的线性混合，考虑到每个恒星的特定演化。在从以前的版本发展这个配方的过程中，特别注意了渐进巨星分支恒星的壳层间丰度，该恒星演化为碳氧白矮星。因此，合并恒星的表面组成估计为初始质量和其祖先金属丰度的函数。在白矮星合并过程中是否发生了额外的核合成的问题已经被研究过了。观测到的碳和氧的高丰度要么是由碳-氧白矮星在冷合并过程中的核心被挖掘出来的，要么是由热合并过程中的α燃烧直接产生的。大量的O 18的存在可能与这两种情况是一致的，因为在我们的一些后AGB模型中，在碳/氦边界处形成了一个重要的O 18口袋。在AGB中间壳层中产生的氟、氖和磷在合并恒星的表面产生了过量的n，但通常数量不足。然而，这些元素的AGB起源的证据指向初始质量在1.9 - 3太阳质量范围内的祖星。目前还没有足够的信息来区分起源（化石或提示）的EHe和RCB恒星中观察到的所有丰度异常。进一步的工作是需要在氩和s-过程中的AGB intershell的元素，并从一个热合并的所有元素的预测产量。
2011-03-08 astro-ph.SR
Some constraints on the lower mass limit for double-degenerate progenitors of Type Ia supernovae
最近的理论和观测研究都认为，双碳氧白矮星（WD）的合并是至少一些Ia型超新星（SNe Ia）的原因。以前对这个通道的预期SN诞生率的（标准）研究假设合并过程是保守的，并且爆炸的主要标准是合并质量超过Ekrasekhar质量。Han & Webbink（1999）证明了在许多情况下，紧密双WD中的质量传递和合并将是非保守的。Pakmor等人（2011年）进一步提出，合并过程应该是暴力的，以便引发爆炸。因此，我们研究了如何从双简并（DD）通道的超新星Ia出生率是受这些约束。使用双星人口合成方法，我们已经计算了DD SN Ia出生率保守和非保守近似下，包括较低的质量和质量比的限制表明最近平滑粒子流体动力学计算。预测的DD SN Ia率被所有这些约束显著降低。仅在动力学质量损失（剧烈合并）的情况下，出生率降低到保守出生率的56%。要求质量比$q>2/3$进一步将出生率降低到标准假设的18%。0.0061 SNUM的上限，或$4.6 \times 10^{-4}{\rm yr}^{-1}$的银河速率，可能是现实的。
2012-07-11 astro-ph.SR
Double neutron star mergers from hierarchical triple-star systems
合并中子星（NS）的孤立双星演化模型涉及的过程，如质量转移，共同的包络演化，和出生踢，所有这些都是知之甚少。此外，预测的NS-NS合并率通常低于从LIGO GW 170817事件推断的比率。在这里，我们调查合并率的NS和黑洞（BH）-NS双星在分层三星系统。在这样的系统中，第三星系可以引起内双星的Lidov-Kozai（LK）振荡，加速其合并，并可能提高紧凑物体的合并率。然而，由于致密天体起源于大质量恒星，因此也应该考虑到先前的演化。特别是出生踢，可以在通过LK进化影响内部双星之前，通过解除第三系的束缚来显著降低速率。我们进行了大量的三重考虑到恒星演化从主序列，长期和潮汐演化，以及超新星的影响的模拟。对于大的NS出生反冲（σ_k = 265 km/s），我们发现三重NS-NS合并速率（几百Gpc^{-3} yr^{-1}）比二重速率低2-3倍，但对于无反冲（σ_k = 0 km/s），三重速率（几千Gpc^{-3} yr^{-1}）与二重速率相当。我们的研究结果表明，一个显着的部分NS-NS合并可能来自三重，如果一个相当大的一部分NS人口出生与低反冲速度，如其他工作所示。然而，不确定性和开放的问题仍然存在，因为我们的简化假设的动力学解耦后，内部的二元相互作用已经触发。
2019-08-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernovae interacting with Si and S-rich circumstellar matter from double white dwarf mergers
National Astronomical Observatory of Japan, National Institutes of Natural Sciences（日本国立天文台，日本国立科学研究所）；Graduate Institute for Advanced Studies, SOKENDAI（综合研究大学院大学）；School of Physics and Astronomy, Monash University（蒙纳士大学物理与天文学学院）；International Center of Supernovae (ICESUN), Yunnan Key Laboratory of Supernova Research, Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台超新星国际研究中心（ICESUN），云南省超新星研究重点实验室）
双白矮星合并产生Si和S丰富的circumstellar物质，引发超新星爆炸，解释SN 2021yfj的观测特征。
2026-03-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of a highly magnetic He-sdO star from a double-degenerate binary merger
富含氦的O型（He-sdO）热亚矮星被认为是恒星合并残留物的主要候选者。这样的事件会导致产生强磁场。然而，没有磁性的He-sdO尚未明确发现，尽管高的磁性率（20%）之间的白矮星恒星，热亚矮星的后代。在这里，我们提出了一个强磁场的发现（B = 353 $\pm$ 10 kG）从塞曼分裂的氢，氦，和金属线的光学X射线摄影光谱的He-sdO和目前的第一次光谱分析的任何磁热亚矮星。为此，我们使用线覆盖的Tlusty非局部热力学平衡模型，并假设一个简单的均匀磁场。导出的大气参数$T_\mathrm{eff}$ = 44900 $\pm$ 1000 K和log g = 5.93 $\pm$ 0.15是He-sdO恒星的典型参数，而该恒星比大多数He-sdO恒星更贫氢，log n（He）/n（H）= +0.28 $\pm$ 0.10。这颗恒星是一颗慢自转恒星（$v_\mathrm{rot}\sin i$ < 40 km s $^{-1}$）。其化学成分富N贫C贫O，Si和S丰度接近太阳。结合大气参数、盖亚视差和光度学，发现恒星的半径和光度是典型的He-sdOs，并将恒星置于Hertzsprung-Russell图中的氦主序上。它的质量$0.93^{+0.44}_{-0.30}$ $M_\odot$虽然不确定，但似乎非常高。强磁场以及大气参数和金属丰度为双简并并提供了强有力的证据。
2022-01-24 astro-ph.SR
The cosmic merger rate of neutron stars and black holes
到目前为止，已经报道了六次引力波探测，为双紧凑物体的合并率提供了重要的见解。利用粒子群合成模拟和Illustris宇宙学模拟研究了双中子星（DNS）、中子星-黑洞双星（NSBH）和黑洞双星（BHB）的宇宙合并率。我们已经进行了六个不同的模拟，考虑不同的假设的效率的共同信封（CE）喷射和探索两个分布的超新星（SN）踢。从我们的模拟中得出的当前BHB合并率范围从$\sim{}150$到$\sim{}240$ Gpc $^{-3}$ yr $^{-1}$，仅轻度依赖于CE效率。相比之下，目前的域名合并率（从$\sim{}20$到$\sim{}600$ Gpc $^{-3}$ yr $^{-1}$）和NSBH合并率（从$\sim{}10$到$\sim{}100$ Gpc $^{-3}$ yr $^{-1}$）在很大程度上取决于CE和出生踢的假设。DNS的合并率与从GW 170817的检测推断的合并率一致，只有假设CE喷射的高效率和低SN反冲（从具有一维均方根$σ=15$ km s $^{-1}$的麦克斯韦分布得出）。
2018-06-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Mass Ratios of Merging Double Neutron Stars as Implied by the Milky Way Population
在银河系中已知的七颗具有精确测量质量的双中子星（DNS）中，除了一颗外，所有的质量比$q$都接近1。最近，在DNS J1913 $+$ 1102中的三个后开普勒参数的精确测量将该系统约束为具有0.78 $\pm$ 0.03的显著非单位质量比。人们可能会得出这样的结论，即引力波观测站检测到的DNS合并中，大约有七分之一（14%）的质量比与1明显不同。然而，J1913 $+$ 1102的合并时间相对较长，为4.7亿年。我们发现，当合并时间和观测偏差考虑在内，银河系DNS的人口意味着所有合并DNS的$\simeq98\%$将有$q>$ 0.9。然后，我们应用两个单独的拟合公式通知DNS合并的三维流体动力学模拟我们的结果银河系DNS质量，发现无论是$\simeq$ 0.004 ${M_{\odot}}$或$\simeq$ 0.010 ${M_{\odot}}$的材料将在合并时喷出，这取决于使用的公式。这些喷出物的质量都有影响的峰值辐射热光度的电磁对应物（我们发现这是$\sim$ 10 $^{41}$ erg s $^{-1}$），以及$r$的过程中丰富的银河系。
2020-07-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Double Neutron Star Mergers and Short Gamma-Ray Bursts: Long-Lasting High-Energy Signatures and Remnant Dichotomy
最近从双中子星合并事件GW+ EM 170817中探测到的引力波和电磁波，支持短伽马射线暴（SGRB）和千新星/macronovae的标准范式。重要的是要揭示合并后留下的致密残余物的性质，无论是黑洞还是中子星，以及它们与SGRB中观察到的持久发射起源的物理联系。合并残留物的多样性也可能导致未来可以检测到的不同种类的瞬变。在这里，我们研究的高能量排放的持久的中央引擎后，聚结，在一定的假设。特别是，我们认为X射线辐射从残留盘和非热星云辐射从磁盘驱动的外流或脉冲星风。我们表明，晚时间的X射线和高频无线电发射可以提供有用的约束的隐藏的紧凑的残余物的属性和它们的连接，以持久的SGRB发射，我们讨论了附近的合并事件的可探测性，通过晚时间的观测在合并后的$\sim30-100$ d。我们还调查了GeV-TeV的伽马射线发射，发生在持久的中央引擎的存在下，并显示外部逆康普顿辐射的重要性，由于向上散射的X射线光子的相对论电子在射流。我们还寻找高能γ射线从GW 170817的费米LAT数据，并报告上限，这种持久的排放。最后，我们考虑GW+ EM 170817的影响，并讨论X射线和高频射电观测的限制。
2018-01-01 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Double White Dwarf Mergers as Progenitors of Long-Period Transients
Instituto Tecnológico de Aeronáutica（巴西航空研究院）；University of Wisconsin-Milwaukee（威斯康星大学密尔沃基分校）；Universidade Federal do Espírito Santo（圣埃斯皮里图联邦大学）；Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais（国家空间研究所）；Centro Brasileiro de Pesquisas Físicas（巴西物理研究中心）；ICRANet（国际相对论天体物理中心网络）；Universidade Federal do Cariri（卡鲁里联邦大学）；ICRA（国际相对论天体物理中心）；INAF（意大利国家天体物理研究所）；Universidade de São Paulo（圣保罗大学）；San Diego State University（圣地亚哥州立大学）
本文研究了双白矮星并合作为长周期暂现源前身的可能性，通过建模并合后的旋转演化，确定了GLEAM-X J1627-5235的旋转年龄，并支持其作为白矮星脉冲星的解释。
2026-03-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Neutrino Fast Flavor Conversions in Neutron-star Post-Merger Accretion Disks
两颗中子星或一颗中子星与一个恒星质量的黑洞合并时，可能会形成一个致密的吸积盘。从这样的吸积盘流出已被确定为一个主要网站的快速中子捕获（r-过程）核合成和作为源的“红色”千诺瓦排放后，第一次观察到的中子星合并GW 170817。本文采用广义相对论辐射磁流体动力学方法对一个典型的并合后吸积盘进行了长时程模拟，初始吸积速率为$\dot{M}\sim 1\,M_\odot\,\text{s}^{-1}$，并合后吸积时间超过400 ms。我们包括中微子辐射输运，占中微子快速风味转换动态的影响。我们发现无处不在的味道振荡，导致显着更多的中子丰富的流出，提供镧系元素和第三峰r-过程丰度类似于太阳丰度。这提供了强有力的证据，合并后的吸积盘是重r过程元素的主要生产场所。类似的风味效应可以允许增加的镧系元素生产的葡萄酒。这里提出的形式主义也可以用于核心坍缩超新星的模拟，以探索快速转换是加强还是削弱爆炸。
2021-05-27 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Neutron Star Mergers and Nucleosynthesis of Heavy Elements
自从发现脉冲双星和观测到其轨道能量损失以来，中子星合并的存在就得到了支持，这与广义相对论是一致的。它们被认为是快速中子俘获过程（r-过程）的核合成位点，该过程负责产生除Fe之外的所有重元素的大约一半，并且是除Pb和Bi之外的元素的唯一来源。基于中子星物质减压的详细核合成计算与太阳重核r过程丰度是一致的。中子星合并也被确认为通过其红外余辉产生短持续时间的γ射线爆发。喷射物质中的高中子密度允许剧烈的r过程，导致远离（核）稳定区域的最重核的裂变循环。几种核性质的不一致性影响丰度分布。天体物理事件的模拟还取决于流体动力学处理、合并后和黑洞可能出现之前中微子风的发生以及黑洞吸积盘的性质。我们讨论了核和建模的不确定性的影响，并得出结论，二进制紧凑的合并可能是一个（或）在我们的银河系的r-过程核生产的主导网站。
2017-10-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Formation of circumstellar material during double-white-dwarf mergers and the early excess emissions in Type Ia supernovae
研究双白矮星并合过程中 circumstellar 物质的形成及其对 Ia 型超新星早期过量辐射的影响。
2025-12-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Ultrafast Line-Driven Wind from the Double-Degenerate Merger Remnant WD J005311
Astronomical Institute, Tohoku University（东北大学天文研究所）
本研究构建双简并并合遗迹的稳态风解，将其应用于WD J005311，结合观测与历史记录确定其风的演化阶段，验证了其未坍缩为中子星的状态。
2026-08-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Identification of strontium in the merger of two neutron stars
宇宙中所有比铁重的元素中有一半是由快速中子捕获产生的。这个天体物理学的“$r$ -过程”的理论是在60年前提出的，需要巨大的中子通量来制造这些元素的大部分。这种情况在哪里发生仍然存在争议。缺少的一个关键证据是在天体物理学场所识别新合成的$r$过程元素。目前的模型和间接证据表明，中子星合并可能是一个$r$过程的地点，合并后几天出现的光学/红外“千诺瓦”可能是探测新产生的中子捕获元素的光谱特征的地方。千诺瓦，AT 2017 gfo，从引力波发现的中子星合并，GW 170817中出现，是第一个记录详细光谱的千诺瓦。当这些光谱第一次被报道时，有人认为它们与放射性重元素的流出大致一致，然而，没有任何元素的可靠鉴定。在这里，我们报告的中子捕获元素锶在重新分析这些光谱的识别。探测到与两颗极端密度恒星碰撞有关的中子俘获元素，确立了中子星合并过程中$r$过程元素的起源，并证明了中子星中含有富中子物质。
2019-10-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Production of Actinides in Neutron Star Mergers
虽然对中子星合并事件GW 170817的多信使探测证实，合并是通过快速中子俘获过程（$r$ -过程）产生自然界大多数重元素的有希望的地点，但与产生反铅核-锕系元素-有关的一些问题仍有待回答。在这篇简短的评论文章中，我们总结了在$r$ -过程中生产锕系元素的一般要求和核物理输入的影响。我们还讨论了最近的努力，从不同的角度来解决中子星合并的锕系元素的生产，包括签名，可能会被探测到未来的kilonova和$γ$射线观测，在贫金属恒星的丰度散射，并提出了在太阳系中存在的短寿命放射性锕系元素的限制。
2022-07-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
