Significantly super-Chandrasekhar limiting mass white dwarfs as progenitors for peculiar over-luminous type Ia supernovae
自2012年以来，我们已经开始系统地开发从简单到严格的模型，以证明高度超白矮星和高度亚白矮星，限制质量的白矮星可能存在。我们表明，高度磁化或修改的爱因斯坦引力诱导的白矮星的质量可能显着超钱德拉塞卡，并且此类白矮星可能完全具有不同的质量极限。另一方面，Ia型超新星（SNeIa）是解开宇宙演化历史的关键，被认为是在质量接近克拉塞卡极限的白矮星中触发的。然而，对几个特殊的、过亮和欠亮的SNeIa的观测表明，爆炸的质量与这个极限有很大的不同。我们认为，爆炸的超拉塞卡极限质量的白矮星的结果，在过度发光的SNeIa。我们得到这个启示，首先考虑简单的，球形的，牛顿的白矮星与恒定的磁场。然后，我们放松牛顿假设，考虑变化的领域，但得到类似的结果。最后，我们考虑了一个全尺度的广义相对论磁流体动力学描述的白矮星允许他们的自洽离开从一个球体到椭球。随后，我们还探讨了修改后的爱因斯坦引力的影响。我们的发现质疑的唯一性的Ekrasekhar极限。它进一步论证了可能的第二个标准蜡烛，这有许多深远的影响。
2015-09-30 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
The Spin Evolution of Fast-Rotating, Magnetized Super-Chandrasekhar White Dwarfs in the Aftermath of White Dwarf Mergers
两颗白矮星合并后残留物的演化至今仍是一个悬而未决的问题。此外，很少有研究讨论残骸是质量大于钱德拉塞卡极限质量的磁性白矮星的情况。角动量的损失可能会使合并的残余物达到适合发展热核爆炸的物理条件。或者，残余物可能倾向于重力或旋转不稳定性，这取决于合并后达到的初始条件。偶极磁制动是可以驱动这种角动量损失的机制之一。然而，这些损耗发生的时间尺度取决于几个参数，如磁场的强度。此外，合并留下了一个环绕的开普勒圆盘，可以被新形成的白矮星吸积。在这里，我们计算合并后的超磁白矮星磁化的演变，考虑到所有相关的物理过程。这些包括作用在恒星上的磁力矩，开普勒盘的吸积，穿过盘的磁场线，以及白矮星核心的热演化。我们发现，中央残留物可以达到适合发展热核爆炸的条件之前，其他不稳定性（如逆β衰变不稳定性或长期轴对称不稳定性）达到，这反而会导致引力坍缩的磁化残留物。
2018-04-04 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Highly super-Chandrasekhar white dwarfs in an extensive GRMHD framework
我们一直在努力通过利用磁场的潜力来揭开超级白矮星白矮星（WD）的神秘面纱，这一主题引起了相当大的关注。这一点从最近相应文献的激增中也显而易见。在目前的工作中，通过全尺度的广义相对论磁流体动力学（GRMHD）的数值分析，我们确认存在稳定的，高度磁化的，显着的超rasekhar WD具有超过3个太阳质量的质量。我们已经探索了各种可能的场的配置，即，极向，环形和混合，通过自洽地将偏离由强磁场引起的球对称。这样的超克拉塞卡WDs可能是特殊的，过亮的Ia型超新星的理想祖先。
2016-03-01 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
GRMHD formulation of highly super-Chandrasekhar rotating magnetised white dwarfs: Stable configurations of non-spherical white dwarfs
在这里，我们扩展了探索显着的超超磁共振磁化白矮星的数值计算轴对称固定平衡的差分旋转磁化多方致密恒星在广义相对论（GR），在理想的磁流体动力学制度。我们使用一个广义相对论磁流体动力学（GRMHD）框架，描述旋转和磁化轴对称的白矮星，选择适当的旋转法律和磁场配置文件（环形和极向）。在这个框架中寻找解决方案的数值过程使用了3+1数值相对论的形式主义，在开源XNS代码中实现。我们通过依次改变不同的物理量来构建平衡序列，并强调了超白矮星白矮星的合理存在，其质量在2-3个太阳质量的范围内，中心（内部深处）磁场为$10^{14}$高斯量级，表面时间周期约为1-10秒。我们注意到，这样的白矮星是奇特的、过亮的Ia型超新星的祖先的候选者，观测证据认为Ia型超新星的质量在2.1-2.8太阳质量之间。我们还提出了一些有趣的结果，这种白矮星的结构，特别是在特殊情况下的极空洞的存在。
2015-10-01 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Timescales for detection of super-Chandrasekhar white dwarfs by gravitational wave astronomy
近几十年来，从间接观测中推断出白矮星的质量极限被打破，这可能是天文学上的一个革命性发现。不同的研究人员已经提出了不同的理论来解释这一有趣的现象。然而，这样的大质量白矮星通常具有非常小的光度，因此，到目前为止，它们不能被任何观测直接检测到。我们已经提出，连续引力波可能是直接探测它们的探测器之一，在未来，各种天基探测器，如LISA，DECIGO和BBO，应该能够探测到许多这些白矮星（如果它们的行为像恒星）。在本文中，我们解决各种有关的引力辐射和偶极辐射的发射时间尺度。这次探索为探测器观测大质量白矮星设定了一个时间尺度。
2020-04-28 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Continuous gravitational wave from magnetized white dwarfs
最近对超亮Ia型超新星（SNeIa）的观测发现了超级白矮星白矮星（WD）的证据，这是一个伟大的天体物理学发现。然而，到目前为止还没有直接观测到如此大质量的WD，因为它们的光度通常相当低。因此，它立即提出了一个问题，即是否有可能直接检测到它们。寻找超暗物质WDs是非常重要的，因为SNeIa在宇宙学中被用作标准烛光。在这篇文章中，我们表明，连续的引力波可以使我们能够直接检测这样的超阿特拉塞卡WD。
2020-01-29 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
New mass limit for white dwarfs: super-Chandrasekhar type Ia supernova as a new standard candle
Ia型超新星是由质量接近克拉塞卡极限的白矮星爆炸而产生的，它对理解宇宙的膨胀率起着关键作用。然而，最近对几颗奇特的Ia型超新星的观测表明，它的前身质量明显是超克拉塞卡。我们表明，强磁化的白矮星不仅可以显着违反钱德拉塞卡质量极限，而且还表现出不同的质量极限。我们从基础水平确定了白矮星的类属质量极限为2.58太阳质量。这解释了超亮的奇特Ia型超新星的起源。我们的发现进一步论证了可能存在的第二标准烛光，这具有许多深远的影响，包括可能重新考虑宇宙的膨胀历史。
2013-01-25 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Gravitational waves from r-mode instability of massive young sub- and super-Chandrasekhar white dwarfs
本文研究了电子气朗道量子化和磁制动条件下亚、超磁致伸缩磁化白矮星的r模不稳定性窗口、自旋降速和自旋降速率。计算了r模不稳定性引起的引力波应变振幅。主要的阻尼机制被认为是由于简并电子从离子液体中散射而产生的剪切粘度。发现在相同温度下，朗道量子化的磁化白矮星的临界频率最低，非朗道量子化的白矮星的临界频率较高，非磁化白矮星的临界频率最高。这意味着磁制动和朗道量子化都增强了r模不稳定性。我们还看到，由于附加的磁制动项，磁化的白矮星会有快速的自旋下降，但朗道量子化对自旋下降和与白矮星内部相关的磁场强度的自旋下降率没有显著的影响。我们发现，在1 kpc处快速旋转的超巨磁白矮星的r模引力波应变振幅为$\sim 10^{-27}$，这使得孤立的大质量快速旋转的热磁化白矮星成为未来寻找引力波的主要候选者.
2020-02-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Can we detect super-Chandrasekhar white dwarfs via continuous gravitational waves?
针对超钱德拉塞卡白矮星难以通过电磁手段直接探测的问题，研究基于其强磁场形变及自转倾角下的连续引力波辐射特性，提出利用LISA探测器实现直接探测的可能性，为证实其存在提供新途径。
2024-11-28 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
New mass limit of white dwarfs
白矮星（WD）的质量极限是固定的吗？现在已经不是了--最近观察到的过亮的、奇特的Ia型超新星可以解释，如果它们的祖先存在明显的超克拉塞卡WDs，那么它们就不能被用作宇宙距离的指示器。然而，目前还没有对这些超级克拉塞卡WD候选者的质量极限的估计。它们可以任意大吗？事实上，答案是否定的！我们通过利用观测到的、吸积的、磁化的WD中的通量冻结定理来得到这一启示，该定理带来了底层电子简并气体的朗道量子化。这篇文章提出的计算铺平了道路的最终（显着的超卡拉塞卡）质量极限的WD，预示着范式转变80年后卡拉塞卡的发现。
2013-09-03 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Significantly super-Chandrasekhar mass-limit of white dwarfs in noncommutative geometry
大约在90年前，阿格拉塞卡有了一个惊人的发现，即一旦核聚变反应停止，致密物体白矮星的质量就会有一个极限值。这就是卡拉塞卡质量极限，对于不旋转、不磁化的白矮星来说是$\sim1.4M_\odot$。在接近这个极限质量时，白矮星被认为会以一种称为Ia型超新星的爆炸而点燃，这被认为是一种标准的蜡烛。然而，对几颗过亮、奇特的Ia型超新星的观测表明，克拉塞卡的质量极限要大得多。通过考虑位置和动量变量分量之间的非对易性，从而在量子尺度上测量它们的不确定性，我们证明了白矮星的质量可能是显著的超对称塞卡，从而达到一个新的质量极限$\sim 2.6M_\odot$，解释了一个可能的起源过于奇特的发光Ia型超新星。除了海森堡的不确定原理之外，非对易性的概念已经存在了相当长的一段时间，但是没有任何观测证据。我们的发现为非对易性提供了一个可信的天体物理学证据，为可能存在的第二标准烛光辩护，这具有许多深远的影响。
2021-01-13 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
A perturbation study of axisymmetric strongly magnetic degenerate stars : the case of super-Chandrasekhar white dwarfs
在强磁场的存在下，恒星的平衡位形在洛伦兹力的辅助下，可以支撑比非磁性位形更大的质量。这被认为是一种可能的解释，超拉塞卡质量的白矮星会产生过亮的Ia型超新星。我们在这里提出的线性和非线性微扰研究这种强magetised配置和极向或环向场的轴对称配置是不稳定的。扰动的数值演化在大约一个阿尔文穿越时间后显示出不稳定性。这个时间尺度对于磁支撑的超拉塞卡质量的白矮星来说非常短。绕对称轴的均匀旋转可以降低增长率，但不能稳定超大质量组态。由此得出结论：自然界中不可能存在由磁场支持的长寿命的超巨拉塞卡质量白矮星。
2017-09-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Modified Einstein's gravity to probe the sub- and super-Chandrasekhar limiting mass white dwarfs: a new perspective to unify under- and over-luminous type Ia supernovae
Ia型超新星（SNeIa），被用作天体物理学中的标准烛光之一，被认为是当白矮星的质量接近卡拉塞卡质量极限时形成的。然而，在过去的几十年里，观测发现了一些特殊的SNeIa，它们被预测来自质量远小于或远高于乌拉塞卡质量极限的白矮星。虽然我们的小组早些时候试图统一SNeIa的这两个子类，但在这项工作中，我们首次，用白矮星的一个特性来解释这个现象，那就是它的中心密度。因此，我们不改变基本的重力模型的基本参数，与早期的尝试相反。我们有效地考虑高阶修正的Starobinsky- $f(R)$重力模型，揭示统一。我们证明了在相同的模型参数下，对于中心密度为$ρ_c \sim 1.4\times10^8$ g/cc的白矮星，其极限质量为$\sim M_\odot$;对于中心密度为$ρ_c \sim1.6\times 10^{10}$ g/cc的白矮星，其极限质量为$\sim 2.8M_\odot$.我们进一步证实，这些模型是可行的，相对于太阳系的测试。这可能非常强烈地启发了长期存在的难题在于预测的SNeIa祖细胞质量的变化。
2018-09-07 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Gravitational wave in f(R) gravity: possible signature of sub- and super-Chandrasekhar limiting mass white dwarfs
在通过对Ia型超新星光度的观测预测了许多次和超亚克拉塞卡（至少有十几个后者）限制质量的白矮星之后，研究人员提出了各种模型来分别解释这两类白矮星。我们在前面已经指出，这两类特殊的白矮星，以及规则的白矮星，都可以用单一形式的f（R）引力来解释，它的影响只在高密度区域才显著，在低密度区域几乎消失。然而，由于没有直接探测到这样的白矮星，很难从修正的引力理论中挑出一个特定的理论。讨论了在引力波天文学中直接探测这类白矮星的可能性。众所周知，在f（R）引力中，存在两个以上的偏振模式。我们估计的振幅的所有相关模式的特殊以及定期白矮星。我们进一步讨论了通过未来的引力波探测器，如LISA，ALIA，DECIGO，BBO或爱因斯坦望远镜探测它们的可能性，从而限制或排除各种修改的引力理论。这种探索将理论与通过f（R）引力中的引力波可能的观测联系起来。
2021-01-18 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Mass-Radius relationship of Strongly Magnetized Super-Chandrasekhar Anisotropic Deformed White Dwarf Stars in presence of $γ$-metric
本文利用$\gamma$-度规下的恒星结构方程，研究强磁化各向异性变形白矮星的质量-半径关系，发现磁场增强使EoS变软、恒星更致密，且最大质量随磁场增加而减小。
2024-02-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Mass of highly magnetized white dwarfs exceeding the Chandrasekhar limit: An analytical view
近年来，人们观测到一些表面磁场很强的白矮星。我们可以预期这些恒星核心的磁场会高得多（~ 10^{14} G）。本文分析研究了强磁场对相对论冷电子的影响，从而对磁白矮星的稳定性和质量半径关系的影响。在强磁场中，费米气体的状态方程被修正，朗道量子化开始起作用。对于相对非常高的磁场（相对于物质的能量密度），朗道能级的数量被限制为一个或两个。我们分析了磁化电子简并气体的状态方程，并试图了解从第零朗道能级到第一朗道能级跃迁发生的条件。我们还得到了强磁场对坍缩成白矮星的影响，以及坍缩成的白矮星的质量-半径关系。我们得到了一个有趣的理论结果：可能存在质量大于欧拉塞卡极限的白矮星。
2012-04-06 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Timescales for Detecting Magnetized White Dwarfs in Gravitational Wave Astronomy
在过去的几十年里，研究人员已经通过对过亮的Ia型超新星的探测预测了十几个超级白矮星白矮星。事实证明，磁场和旋转可以解释如此巨大的白矮星。如果这些旋转磁化的白矮星遵循特定的条件，它们可以有效地发射连续的引力波，各种未来的探测器，即LISA，BBO，DECIGO和ALIA可以探测到这样的引力波，具有显着的信噪比。此外，我们讨论了这些白矮星可以发射偶极和四极辐射的各种时间尺度，并表明在未来，引力波探测器可以直接检测到超超磁拉塞卡白矮星取决于磁场的几何形状和强度。
2021-07-14 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Significantly super-Chandrasekhar limiting mass white dwarfs and their consequences
自2012年以来，我们已经提出了一个新的想法，表明高度磁化或修改爱因斯坦引力诱导的白矮星的质量可能是具有不同质量极限的显着超磁吸塞卡。这一发现有几个重要的结果，包括解释奇特的，过亮的Ia型超新星，软伽马射线中继器和异常的X射线双星，而不会引起异常强大的，但未观察到的磁场。它进一步论证了可能的第二标准蜡烛。基于更简单的计算，这些白矮星的亮度也比它们的标准对应部分（低磁场）低得多。这一发现开创了一个新的研究领域.
2016-11-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Cooling Process of White Dwarf Stars in Palatini $f(R)$ Gravity
在Palatini $f(R)$引力模型下重新分析了白矮星的一个简单冷却模型。修正的重力影响了白矮星的结构，从而影响了它们的年龄。我们发现，由此产生的超超拉塞卡白矮星需要更多的时间来冷却比亚超拉塞卡的，或者当比较的牛顿模型。
2022-12-05 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Super-Chandrasekhar White Dwarfs with Magnetic-dependent Equation of State
最近发现了一些过亮的Ia超新星，这表明它们的前身是质量超过克拉塞卡极限的白矮星，这可能是由于白矮星内部的超强磁场造成的。我们提出了一个状态方程，明确地依赖于磁场和分析上可行的，并观察到，由于磁场沿半径衰减的状态方程的变化将如此显着地影响白矮星的配置，它的密度并不单调下降，但先下降，重新峰值附近的地壳和再次下降。由于在单颗Ia超新星系统中，一颗超新星会留下它的伴星和一颗中子星（脉冲星）的残骸，我们指出对这些天体的观测可以检验我们的模型
2015-05-05 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Stability of super-Chandrasekhar magnetic white dwarfs
最近有人提出，具有强量子化磁场的超大质量白矮星可能是超新星SN 2006 gz和SN 2009 dc的前身。在这项工作中，我们表明，在这些假定的超超白矮星白矮星的电子捕获和致密核反应的发生可能会严重限制其稳定性。
2013-10-14 astro-ph.SR
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
Suppression of luminosity and mass-radius relation of highly magnetized white dwarfs
我们探讨了磁化白矮星的光度L及其对质量-半径关系的影响。我们自洽地得到了电子简并气体为主的内核和外部的理想气体的表面层或信封之间的界面，通过将整个模型白矮星的气体成分。这是通过求解牛顿框架中的静磁平衡、光子扩散和质量守恒方程组，针对不同的光度和磁场组而获得的。我们适当地使用磁性不透明度，而不是克莱默的不透明度，在需要的地方。我们证明，如果界面内的温度保持不变，即使在高光度到大约10^{-2}太阳光度，但没有磁场，仍然保持了Sirrasekhar极限。然而，大半径的白矮星的质量会增加，这是光子扩散的结果。然而，在中心强度约为10^{14} G的强磁场的存在下，即使界面内的温度保持不变，也会得到质量约为1.9个太阳质量的超级白矮星白矮星。最有趣的是，即使小半径磁性白矮星的光度降低到太阳光度的10^{-20}倍左右，它们仍然是超白矮星。然而，在相同的质量-半径关系中，它们的大半径对应物在低L时与Eschrasekhar的结果合并。因此，我们认为，高磁化，低亮度的超白矮星质量白矮星的可能性，由于他们的微弱，实际上可以隐藏。
2020-06-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Impacts of Nuclear Reaction Rate Uncertainties on Sub-Chandrasekhar-Mass White Dwarf Detonations
Ia型超新星（SN Ia）前身的确切性质仍然是一个谜，但一颗亚克拉塞卡质量的白矮星（WD）的爆炸已成为一个有希望的候选者。有越来越多的工作表明，一个sub-Brachasekhar质量WD的碳核爆炸可以触发的氦壳从同伴WD吸积的爆炸，通过向内冲击收敛中心附近或直接的边缘点燃爆炸。这种“双爆轰”的Ia超新星可以由一个小的氦壳层触发，因此与裸露的碳氧白矮星（C/O WD）的爆轰很接近。实验和理论上确定的核反应速率的不确定性对亚克拉塞卡质量WD爆炸中核合成的影响尚未得到充分探讨。我们研究了该模型对核反应速率不确定性的敏感性，以更好地约束这些现象导致的核合成产率，并确定其不确定性对核合成影响最大的核反应速率。我们发现，化学丰度，特别是那些铁族元素，是相对不敏感的这些核反应率的不确定性。
2021-12-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Stability criterion for white dwarfs in Palatini $f(R)$ gravity
最近对几颗特殊的过亮和欠亮Ia型超新星的观测表明存在超和次超亮白矮星白矮星，从而推断出违反克拉塞卡质量极限的间接证据。在试图解释这些现象的广义相对论扩展的背景下，我们研究这些对象在Palatini $f(R)$重力。在给定的引力理论下，我们得到了白矮星的超、亚亚-拉塞卡极限质量和动力学不稳定性判据。我们进一步证明了传统的正性条件$\partial{M}/\partial{ρ_\text{c}}>0$与$M$是WD的质量与中心密度$ρ_\text{c}$，也是一个有效的标准，稳定的Palatini重力。
2021-12-24 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Anderson and Stoner Published White Dwarf Mass Limits Before Chandrasekhar
戴森和瓦利都没有在他们引人入胜的叙述中提到，卡拉塞卡是第三个（不是第一个）发表结合简并电子相对论处理的白矮星质量极限的人。由于普遍的误解是，卡拉塞卡是第一个，因此有必要澄清这一历史观点。简而言之，被广泛认为是阿布拉塞卡（1931）的白矮星质量极限应该是为多面体计算的特定白矮星质量极限。关于简并的相对论处理导致白矮星质量极限存在的见解最早出现在W. Anderson（1929）和E.C. Stoner（1930），密度均匀的恒星。相应地，Rasrasekhar（1931）引用了Stoner（1930）的话，指出多变白矮星的质量极限比Stoner的均匀密度白矮星的质量极限小20%。
2011-03-09 astro-ph.SR physics.hist-ph
On the progenitors of super-Chandrasekhar mass type Ia supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）可以作为标准烛光来确定宇宙学距离，因为它们被认为具有均匀的燃料量。最近对几个过亮的Ia超新星的观测表明，超新星爆发时的白矮星质量可能大大超过了经典的克拉塞卡质量极限。这些大质量的白矮星可能是由快速的差异旋转支撑的。基于单简并模型和白矮星在吸积率为$\dot{M}>3\times10^{-7}M_{\odot}\rm yr^{-1}$时发生差动自转的假设，计算了由一颗白矮星和一颗正常伴星组成的密近双星的演化。为了考虑自转的影响，我们引入了白矮星的有效质量$M_{\rm eff}$。对于金属丰度为$Z=0.02$和0.001的两种施主星，给出了初始施主星质量的分布和超亚克拉塞卡质量的母星SNe Ia的轨道周期。计算结果表明，对于初始质量为$1.2M_{\odot}$的白矮星，相当一部分Ia型超新星可能是由超亚列塞卡质量的白矮星形成的，但很难形成超大质量（$>1.7 M_{\sun}$）的白矮星，在老的星群中没有发现。然而，当白矮星的初始质量为$1.0M_{\odot}$时，超克拉塞卡质量的超新星Ia是非常罕见的。此外，低金属丰度环境中的Ia超新星更可能是均一的.
2009-07-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Modified Newtonian Gravity: Explaining observations of sub- and super-Chandrasekhar limiting mass white dwarfs
无论是在牛顿还是广义相对论的前提下，对引力理论进行可能的修正的想法已经存在了相当长的一段时间。在此基础上，有针对性地解决天体物理和宇宙学问题。但是牛顿的修正理论都不是从第一原理出发的。在这里，我们修改泊松方程，并提出了两种可能的方式来修改定律的引力，但减少到牛顿定律远离中心的源。基于这些修正的牛顿定律，我们试图解决与白矮星有关的问题。有观测证据表明，可能会严重违反拉塞卡的质量极限：它可能是亚拉塞卡，也可能是超拉塞卡。我们表明，修改后的牛顿定律，无论是通过修改LHS或RHS的泊松方程，可以解释它们。
2021-05-04 astro-ph.SR gr-qc
Modified Einstein's gravity as a possible missing link between sub- and super-Chandrasekhar type Ia supernovae
我们探讨的效果修改爱因斯坦的引力在白矮星的第一次在文献中，尽我们所知。这就导致了白矮星的极限质量明显低于或超过拉塞卡极限质量，这由一个单一的模型参数决定。另一方面，Ia型超新星（SNeIa）是解开宇宙演化历史的关键，被认为是在质量接近克拉塞卡极限的白矮星中触发的。然而，对几个特殊的、欠亮和过亮的SNeIa的观测表明，爆炸的质量与这个极限有很大的不同。我们认为，爆炸的修改重力引起的子和超的Bracrasekhar极限质量白矮星的结果在下和过亮SNeIa分别，从而统一这两个明显不相交的子类，因此，作为一个缺失的环节。我们的发现提出了两个基本问题。拉塞卡极限是唯一的吗？爱因斯坦的引力是理解天文现象的终极理论吗？两个答案似乎都是否定的。
2015-05-29 astro-ph.SR gr-qc
Chandrasekhar-mass white dwarfs are the progenitors of a small fraction of Type Ia supernovae according to nucleosythesis constraints
Ia型超新星（SNe Ia）的精确祖先系统，无论它是一个接近于克拉塞卡极限的白矮星（WD）还是质量小得多的白矮星，几十年来一直是一个争论的问题。我们小组最近对大规模WD爆炸前的吸积和沸腾阶段的研究表明，热失控时的中心密度在$(3.6-6.3)\times10^9$ g cm $^{-3}$范围内，以便合理选择WD上的吸积速率和祖金属丰度。在这项工作中，我们已经计算了一维模拟爆炸的这种WD，特别强调喷出物的化学成分，这在所有情况下是非常丰富的中子化同位素铬（$^{54}$铬）和钛（$^{50}$钛）。我们表明，为了使这样的核合成与太阳系的同位素丰度相一致，质量为1000亿克拉塞卡的白矮星最多可以占到正常光度的Ia超新星的26%，或者说最多占到所有Ia超新星的20%。
2022-09-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Chandrasekhar's Equation for Two-Dimensional Hypothetical White Dwarfs
在这篇文章中，我们已经扩大了原工作的白矮星的结构，以二维的情况。虽然这样的二维恒星物体是假设的性质，我们坚信，在这篇文章中提出的工作可能会被规定为理科硕士水平的类问题的学生在物理学。
2015-02-19 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
Double Detonation of Sub-Chandrasekhar White Dwarfs and Subluminous Type Ia Supernovae
Ia型超新星被认为是碳氧白矮星热核爆炸的结果。这个模型通常解释了观测到的特性，但也有一些例外，比如亚发光超新星。在这里，我们讨论的可能性sub-Brachasekhar WD爆炸由于建立了一个层的氦的C-O WD吸积从富氦伴星解释观察到的偏差，如亚发光型Ia。我们还详细介绍了一些涉及的能量，这将使这种情况似乎是合理的。
2010-10-25 astro-ph.SR
Strong constraints on magnetized white dwarfs surpassing the Chandrasekhar mass limit
我们表明，最近提出的白矮星模型的质量远远超过了Escherasekhar极限，修改状态方程的中心超强磁场的基础上，是非常远离平衡，因为忽略了洛伦兹力。由球平均流体静力学方程得到的中心磁场的上界远小于假设值。鲁棒估计的洛伦兹力也没有假设球平均。这些结果再次证实了从球平均模型中得到的结果。在我们的评估中，这些估计排除了磁张力可能会改变情况，有利于更大的磁场的可能性。我们的结论是，这样的超拉塞卡模型是非物理的，探索其天体物理学的后果是为时过早。勘误：我们修正了本文中的某些数值估计。然而，这一修正并没有改变这样的结论，即当考虑洛伦兹力时，在中心存在超强磁场的情况下通过简单地修改状态方程得到的超大质量白矮星模型不能处于平衡状态。
2015-02-07 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
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
Non-Local Thermodynamic Equilibrium Radiative Transfer Simulations of Sub-Chandrasekhar-Mass White Dwarf Detonations
本文首次对一系列亚钱德拉塞卡质量白矮星爆轰模型开展非局部热动平衡辐射转移计算，其测光与光谱可定量匹配正常Ia型超新星的完整Phillips关系。
2023-12-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Optical and radio transients after the collapse of super-Chandrasekhar white dwarf merger remnants
双白矮星合并后的超拉塞卡残留物有时会坍缩成快速旋转的中子星（NS），伴随着几倍于$0.01M_{\odot}$的质量喷射。明亮的光学瞬态发射可以产生的喷出物，由于加热的放射性，特别是通过能量注入从NS。由于坍缩前的合并残留物类似于一颗恒星从渐近巨星分支阶段演化到行星状星云阶段，因此强烈的尘埃风被认为是在坍缩前大约几千年前驱动的，并以大半径包围残留物。因此，尘埃风对瞬态光辐射有一定的吸收和散射作用，从而抑制了瞬态光辐射的峰值，并在光变曲线上形成了一个散射平台。几年后，当喷出物最终赶上风物质时，它们之间的激波相互作用可以进一步引起数十天时间尺度上的可检测无线电瞬态发射。发现和观测这类尘埃影响的光学瞬变和激波驱动的射电瞬变，有助于探索超白矮星合并残留物的性质以及双白矮星系统的密度和型比，有助于评估它们的引力波贡献。
2019-05-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Low Mach Number Modeling of Convection in Helium Shells on Sub-Chandrasekhar White Dwarfs. I. Methodology
我们评估的鲁棒性的低马赫数流体动力学算法模拟氦壳对流的背景下，一个白矮星的Ia型超新星的sub-martrasekhar模型的表面。我们使用低马赫数恒星流体动力学代码，MAESTRO，进行三维的，空间自适应的对流模拟导致的燃烧前的点火点。我们表明，低马赫数流体动力学模型提供了一个强大的描述系统。
2012-12-18 astro-ph.SR
Revisiting some physics issues related to the new mass limit for magnetized white dwarfs
我们澄清了重要的物理问题，最近建立了新的磁化白矮星，这是显着的超磁拉塞卡质量极限。这些问题包括：高磁场的存在和相应的稳定白矮星的形成，磁场对总密度和总压力的贡献，磁通冻结，磁场的变化和其中的相关电流。我们还试图解决这种高度磁化的白矮星的观测联系。
2014-03-04 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
The Evolution and Fate of Super-Chandrasekhar Mass White Dwarf Merger Remnants
我们提出了两个碳氧白矮星（CO WD）合并的残余物的恒星演化计算。我们关注的情况下，有一个总的质量超过了Ekrasekhar质量。合并后，残留物表现为$\sim 10^4$年的$L \sim 3 \times 10^4 L_\odot$来源。尘埃风可能会发展，导致这些来源被自我遮蔽，看起来类似于极端的AGB星。大致上，$\sim 10$这样的天体应该随时存在于银河系和M31中。如在先前的工作中发现的，偏离中心的碳融合在合并残余物内被点燃，并通过碳火焰向内传播，将WD转化为氧-氖（ONe）组合物。通过跟踪比以前计算时间更长的演化，我们证明了在碳燃烧到达中心后，中微子冷却的开尔文-亥姆霍兹收缩导致质量为$\ge 1.35 M_\odot$的残余物中偏离中心的氖点火。由此产生的二氧化碳-氧气火焰将核心转化为硅WD。因此，超rasekhar WD合并残留物不经历电子捕获引起的崩溃，传统上认为。相反，如果残余质量保持在克拉塞卡质量之上，我们预计它将形成一个低质量的铁核，并坍缩形成一颗中子星。失去足够质量的残余物最终将成为大质量的孤立ONe或Si WD。
2016-09-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Simulating super-Chandrasekhar white dwarfs
本研究通过修改一维恒星演化代码STARS，模拟了磁场经典效应下由主序星演化形成的超钱德拉塞卡白矮星，获得了依赖磁场几何的新质量极限，并证实了其稳定性。
2024-11-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Highly magnetized white dwarfs: implications and current status
在过去的十年左右，我们一直在发展可能存在的高度磁化的白矮星与分析恒星结构模型。虽然最初的目的是解释奇特的过亮Ia型超新星的性质，但后来发现这些磁化恒星具有更广泛的含义，包括白矮星的恒星，软伽马射线重复器和异常X射线恒星，以及引力辐射。特别是，我们已经详细探讨了这些磁化恒星的质量-半径关系，并表明它们可以显着不同，从本质上导致一个新的超的质量极限。最近，我们利用恒星演化程序STARS成功地模拟了磁化主序星的形成和冷却演化。在这里，我们简要地讨论了所有这些发现，并总结了它们在科学界的现状。
2021-10-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
White dwarf structure in $f(R,T,L_m)$ gravity: beyond the Chandrasekhar mass limit
Instituto de Formação de Educadores, Universidade Federal do Cariri（卡拉里联邦大学教育研究所）；Centro Brasileiro de Pesquisas Físicas（巴西物理研究中心）；Departamento de Física, CFM - Universidade Federal de Santa Catarina（圣卡塔琳娜联邦大学物理系）；Centro de Ciências Exatas, Naturais e Tecnológicas, CCENT - Universidade Estadual da Região Tocantina do Maranhão（马拉尼昂托坎蒂纳地区州立大学理工商学院）；Departamento de Física, CCET - Universidade Federal do Maranhão（马拉尼昂联邦大学理工商学院物理系）；Theoretical Astrophysics, Institute for Astronomy and Astrophysics, University of Tübingen（蒂宾根大学天体物理学与天文学研究所理论天体物理学部门）
本文研究了$f(R,T,L_m)$引力理论中白矮星结构，发现该理论可解释超出经典钱德拉塞克har极限的高质量白矮星存在。
2026-02-27 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
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
A hot subdwarf-white dwarf super-Chandrasekhar candidate supernova Ia progenitor
超新星Ia是明亮的爆炸事件，可以用来估计宇宙学距离，使我们能够研究宇宙的膨胀。据了解，它们是由一颗质量比太阳大的恒星的耗尽的核心形成的白矮星的热核爆炸造成的。然而，可能导致爆炸的祖先通道是一个长期存在的争论，限制了超新星Ia作为距离指标的精确度和准确性。在这里，我们展示了HD 265435，这是一个轨道周期小于一百分钟的二元系统，由一颗白矮星和一颗热亚矮星组成--一颗剥离核心氦燃烧星。该系统的总质量为1.65+/-0.25太阳质量，超过了稳定的白矮星的最大质量。由于引力波发射，该系统将在7000万年后合并，可能引发超新星Ia事件。我们使用这种检测的地方热亚矮星-白矮星双星超新星Ia祖先的贡献的限制。
2021-07-19 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Sub-Chandrasekhar White Dwarf Mergers as the Progenitors of Type Ia Supernovae
Ia型超新星通常被认为是由于质量接近于克拉塞卡质量的碳氧白矮星的热核爆炸。然而，这种情况有两个长期存在的问题。首先，爆炸并不能自然地产生正确的元素混合，而是必须进行微调，从亚音速爆燃到超音速爆炸。其次，星群模型和观测给出的近白矮星白矮星的形成率太小了。在这里，我们认为Ia型超新星是由质量大致相等的碳氧白矮星合并而成的，包括那些产生亚克拉塞卡质量残余的白矮星。对这种合并的数值研究表明，残余物由快速旋转的核心组成，核心包含大部分质量，中心最热，周围是致密的小圆盘。我们认为，磁盘吸积迅速，由此产生的压缩加热可能会导致中央碳点火。这种点火发生在纯爆炸导致类似于Ia型超新星事件的密度下。有了这个合并方案，我们就可以理解Ia型超新星的发生率，并对观测到的光度范围和更明亮的超新星偏向年轻群体的倾向有合理的解释。我们推测，白矮星的爆炸慢慢地达到了克拉塞卡极限-这也应该发生-是造成一些“非典型”Ia型超新星的原因。
2010-09-11 astro-ph.SR
X-ray spectroscopy mass constraints on V1674 Her: the fastest nova does not have a near-Chandrasekhar white dwarf
Washington University in St. Louis（华盛顿大学）
通过X射线研究V1674 Her，发现其白矮星质量显著低于传统经验关系推断值，表明极端快速新星的白矮星质量可能被高估，且其磁场强度处于中间极类星的高位。
2026-05-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Landau quantization and mass-radius relation of magnetized White Dwarfs in general relativity
最近，有几颗白矮星被提出，它们的质量大大超过了克拉塞卡极限，被称为超级克拉塞卡白矮星，用来解释过亮的Ia型超新星。基于带电粒子在磁场中的朗道量子化，建立了完全简并的相对论电子气在磁场中的状态方程。通过求解Tolman-Oppenheimer-Schmidoff方程，得到了磁化白矮星的质量-半径关系。适当地处理了密度相关的磁场所贡献的磁能密度和压力的影响，以找到实际磁性白矮星的稳定位形。
2015-08-27 astro-ph.SR gr-qc nucl-th
In-Stabilities of massive white dwarfs in modified gravity
本研究在广义相对论和修正引力下，采用现实状态方程并考虑核不稳定性，严谨分析大质量白矮星超越钱德拉塞卡极限的可能性及其稳定性。
2023-03-06 astro-ph.SR gr-qc
Weak-field limit of $f(R)$ gravity to unify peculiar white dwarfs
近几年来，亚白矮星和超白矮星极限质量（英语：sub-brackekhar limiting mass，缩写为白矮星）的概念，分别是产生欠亮和过亮Ia型超新星的潜在候选者，一直是科学界的主要兴趣。虽然研究人员已经提出了不同的模型来解释这些奇特的物体，修改后的爱因斯坦引力理论，特别是$f(R)$引力与$R$是标量曲率，似乎是最好的选择之一，以解释这两个制度的这些奇特的WD。它已经表明，考虑高阶修正的Starobinsky模型与两个参数，子和超的Erasekhar祖WD的结构可以自洽地解释。众所周知，WD可以被认为是牛顿物体，因为它们的尺寸很大。本文导出了$f(R)$引力场的弱场极限，它是对泊松方程的高阶修正。后来，我们使用这个方程，以获得结构的子和超超的Ekrasekhar极限质量WD在不同的中心密度，仅纳入一个模型参数。
2022-01-28 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
A fast spinning magnetic white dwarf in the double-degenerate, super-Chandrasekhar system NLTT 12758
我们提出了一个分析的密切双简并NLTT 12758，这是由一个磁场约3.1 MG的磁性白矮星和一个明显的非磁性白矮星。我们测量了一个1.154天的轨道周期，发现磁性白矮星绕着它的轴旋转，周期为23分钟。对大气参数的分析显示，这两颗白矮星的冷却年龄相当，表明它们是在很短的时间内形成的。我们的模型表明，非磁性的白矮星是更大的质量（M=0.83 M_sun）比它的磁性同伴（M=0.69 M_sun）和系统的总质量高于Eschrasekhar质量。虽然恒星不会在哈勃时间内接触，但当它们接触时，动态不稳定的质量转移将发生，导致吸积引起的坍缩成为快速旋转的中子星或Ia型超新星。
2016-12-01 astro-ph.SR
Continuous gravitational wave from magnetized white dwarfs and neutron stars: possible missions for LISA, DECIGO, BBO, ET detectors
最近，LIGO和VIRGO在9个黑洞合并事件和1个中子星合并事件中探测到了引力波，这为天体物理学研究提供了新的视角。另一方面，在过去的十年中，一些超克拉塞卡白矮星的候选者已经通过一些奇特的Ia型超新星的光变曲线的峰值光度被推断出来，尽管到目前为止还没有直接探测到这些物体。同样，也观测到了一些质量为$>2M_\odot$的中子星。连续引力波可以作为直接探测这些致密天体的替代方法之一。磁场是形成超白矮星和大质量中子星的重要物理机制之一。如果这些紧凑的物体以一定的角频率旋转，那么它们可以有效地发射引力辐射，只要它们的磁场和旋转轴不对齐，这些引力波可以被一些即将到来的探测器探测到，例如LISA，BBO，DECIGO，爱因斯坦望远镜等。
2020-01-07 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Sub-Chandrasekhar-mass white dwarf detonations revisited
一颗质量小于1000亿克拉塞卡的白矮星（WD）的爆炸已经成为最有希望的Ia型超新星（SN Ia）的起源场景之一。最近的研究表明，非常少量的氦从一个WD到另一个WD的快速转移足以点燃氦壳爆轰，随后引发碳核爆轰，产生“动力驱动双简并双爆轰”SN Ia。由于围绕核心爆炸的氦壳层非常小，这种情况接近裸C/O WD爆炸的极限情况。在以前的文献中的差异和最近需要详细的核合成数据的动机，我们重新模拟裸C/O WD爆炸在本文中。我们在某种程度上不同意以前关于亚克拉塞卡质量裸C/O WD爆炸的工作的核合成结果;例如，我们发现中等亮度的Ia超新星是由1.0 MsolWD而不是更大质量和更稀有的1.1 MsolWD爆炸产生的。在我们的模拟中，富中子核合成与一些观测约束基本一致，尽管与其他约束仍然存在紧张关系。也有与外部喷出物的速度和光变曲线形状相关的差异，但总的来说，我们的合成光变曲线和光谱与观测大致一致。我们希望，未来的多维模拟将解决这些问题，并进一步支持动态驱动的双简并双爆轰方案的潜力，以解释大多数超新星Ia。
2018-01-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
