Polluted White Dwarfs: Mixing Regions and Diffusion Timescales
许多孤立的白矮星（WD）显示出大气金属污染的光谱证据。由于重元素沉积时间尺度很短，这很可能表明正在进行的吸积。堆积的金属遇到各种混合过程中的WD表面：对流，重力沉降，过冲，和温盐不稳定性。我们提出了MESA WD模型，探讨这些过程中的每一个推断吸积率及其影响。我们提供了许多个别金属的扩散时间尺度，我们量化的制度，其中温盐混合占主导地位的重力沉降在设置的重元素的有效沉降速率。我们的基础上，并确认早期的工作发现，吸积率高达$10^{13} \, \rm g \, s^{-1}$需要解释所观察到的污染在DA WD $T_{\rm eff} > 15,000 \, \rm K$，我们提供了表格的结果，从我们的模型，使吸积率推断污染DA WD的观测。如果这些率是年轻的WD的代表，我们估计，在WD的寿命吸积的星子材料的总质量可能高达$10^{28} \, \rm g$，虽然这种估计是容易受到潜在的选择偏差和不确定性的磁盘过程的性质，供应吸积WD表面。我们还发现，受污染的DB WD经历的热盐混合比DA WD少得多，我们不希望热盐不稳定性活跃的污染DB WD与$T_{\rm eff} < 18,000 \, \rm K$。
2019-01-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
New simulations of accreting DA white dwarfs: inferring accretion rates from the surface contamination
一部分不可忽略的白矮星的大气层中存在重元素。对这种污染最被接受的解释是来自潮汐破裂的星子的物质的吸积，这些星子在恒星周围形成了一个碎片盘。我们提供了一个富氢白矮星吸积重物质的模型网格。我们扫描一个三维参数空间，包括不同的有效温度，信封的氢含量和吸积率。该网格适用于确定显示重元素存在的白矮星的吸积率。计算了吸积白矮星的全部演化过程，包括所有相关的物理过程，特别是指进（温盐）对流，这是一个在大多数以前的工作中被忽略的过程，必须考虑到获得现实的估计。吸积被视为一个连续的过程和散装地球组成的吸积材料假设。我们获得最终（固定或近固定）和可靠的丰度网格模型代表富氢白矮星不同的有效温度和氢含量，适用于各种吸积率。我们的结果提供了吸积率的估计，考虑了热盐混合，可用于对演化行星系统的进一步研究。
2021-12-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dilution of accreted planetary matter in hot DA white dwarfs according to their mass
LUPM, CNRS, Université de Montpellier（蒙彼利埃大学）；IRAP, CNRS, Université de Toulouse, CNES（图卢兹大学）
研究通过分析热DA白矮星的质量，探讨内部稀释过程如何影响行星物质的污染程度，并指出质量较大的白矮星更易检测到行星系统吸积的污染。
2026-02-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Fast and Slow Crystallization-driven Convection in White Dwarfs
本文研究了碳氧白矮星中的结晶驱动对流，提出自洽包含热扩散与成分梯度的混合长度理论，发现冷却大部分时期为慢速热盐对流，仅在结晶初期约10 Myr内出现快速翻转对流，并探讨其对白矮星磁场发电机解释的影响。
2024-06-28 astro-ph.SR
Reinterpreting the Polluted White Dwarf SDSS J122859.93+104032.9 in Light of Thermohaline Mixing Models: More Polluting Material from a Larger Orbiting Solid Body
本研究通过纳入热盐不稳定性与混合过程的MESA白矮星模型，重新估算受污染白矮星SDSS J1228的物质吸积率，得出其轨道固态天体的最小半径更大但仍在潮汐力承受上限内的结论。
2023-06-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
R-mode oscillations in accreting white dwarfs in cataclysmic variables
一些激变变星显示出短周期（$\sim$ 200到$\sim$ 2000 s）的光变，这是由于吸积的主白矮星的非径向脉动。我们认为这些周期性的变化r-模式（全球Rossby波）振荡，这可能是机械激发和限制在富氢层的白矮星。经常观察到的振幅和频率的调制，即使在一个观测季节，可以解释为密集分布的r-模式频率之间的跳动。使模型的r模式频率分布与观测到的脉动频率一致（通过调整旋转频率），我们获得了每种情况下的最佳拟合旋转速率。由此获得的17颗吸积白矮星的自转周期在4到10分钟之间。在矮新星爆发后的某个时候观测到的脉动频率往往高于爆发前的值，因此爆发后频率的最佳拟合旋转速率也更高。这表明富氢层的自旋上升是由爆发时增强的吸积引起的。我们还讨论了脉动吸积白矮星的自转频率与轨道周期的关系。
2019-05-21 astro-ph.SR
Recurrent novae and long-term evolution of mass-accreting white dwarfs -- toward the accurate mass retention efficiency
质量吸积型白矮星的质量增长率是决定双星演化为Ia型超新星的关键因素。许多作者报道了非常不同的WD质量增加率。在这篇评论中，我们澄清了这种分歧的原因，其中一些来自缺乏数值技术，使用旧的不透明，不同的假设，二元配置，不适当的初始条件，和不切实际的质量损失机制。我们强调，这些假设应仔细选择在计算的长期演变的吸积WD。重要的是，质量损失机制是决定质量保持效率的关键过程：最好的方法是正确地结合光学厚风，因为它是由新星的多波长光变曲线支持的。
2017-12-24 astro-ph.SR
Accreting CO material onto ONe white dwarfs towards accretion-induced collapse
关于吸积一颗白矮星的最终结果，人们已经研究了几十年，但仍有一些问题没有得到解决。近年来，一些研究表明，吸积一个质量为1000万的WDs会发生氧的爆燃。在本文中，我们的目标是调查是否ONe WD可以经历吸积诱导的崩溃（AIC）或爆炸时，他们的质量接近的Ekrasekhar极限。利用恒星天体物理实验（MESA）中的恒星演化程序模块，模拟了吸积CO物质引起的ONe WDs的长期演化.在质量吸积过程中，ONe WDs经历了弱的多次碳闪，导致WDs的质量增加。我们发现不同的初始WD质量和质量吸积速率对中心密度和温度的演化有影响。然而，由于中微子冷却，中心温度不能达到爆炸氧点火温度。这项工作意味着吸积ONe WD的最终结果是电子捕获诱导的坍缩，而不是热核爆炸。
2018-02-05 astro-ph.SR
Finding the Instability Strip for Accreting Pulsating White Dwarfs from HST and Optical Observations
利用时间分辨的低分辨率哈勃空间望远镜紫外光谱，结合地基光学测光和光谱，对6个包含脉动白矮星的激变变星的温度和脉动特性进行了约束。将我们对五颗已经爆发好几年的脉动白矮星的温度测定与过去对其他六个系统的结果相结合，表明吸积脉动白矮星的不稳定带范围在10，500 -15，000 K之间，比ZZ Ceti恒星的不稳定带范围更宽。紫外/光学脉动特性的分析揭示了一些令人困惑的方面。虽然一半的系统显示高脉动振幅的UV相比，他们的光学同行，其他显示UV/光学振幅比小于一个或没有脉动在任何波长区域。
2009-12-31 astro-ph.SR
The C-flame Quenching by Convective Boundary Mixing in Super-AGB Stars and the Formation of Hybrid C/O/Ne White Dwarfs and SN Progenitors
在超AGB星的核心中，偏离中心的C点火后，C火焰一路向下传播到中心，尾随在它后面的C壳层对流区，从而建立一个简并的ONe核心。如果假设底部C壳层对流边界是一个不连续性，并对对流不稳定性的史瓦西条件作严格解释，则在恒星演化模拟中得到这个标准图像。然而，这一边界是易于额外的混合过程，如温盐对流和对流边界混合。使用流体动力学模拟，我们表明，与以前的结果相反，温盐混合是太低效的干扰C-火焰传播。然而，即使少量的对流边界混合也消除了C火焰一直传播到中心所需的物理条件。即使我们在煤层气区域考虑一些湍流热输运，这个结果也是成立的。结果表明，超AGB星在内部形成了一个C-O-Ne混合简并核，它由一个较大的CO核（M_CO_0.2M_sun）和一个较厚的ONe层（M_ONe ~ 0.85M_sun）组成，ONe层的厚度大于ONe层的厚度，ONe层的厚度大于ONe层的厚度。如果由于质量损失而暴露出来，这些核心将成为混合的C-O-Ne白矮星。否则，被厚厚的ONe区包围的中央核心中富含C的物质的点燃可能会引发热核超新星爆炸。在双简并的情况下，C-火焰的熄灭可能对超新星Ia的点火机制有影响。
2013-05-24 astro-ph.SR
Bridging the Prandtl number gap: 3D simulations of thermohaline convection in astrophysical regimes
University of Colorado, Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）
研究通过三维模拟展示了在恒星参数范围内热盐对流的模拟可能性，证明普朗特数差距并非导致模型与观测矛盾的原因。
2026-03-24 astro-ph.SR physics.flu-dyn
The post-outburst pulsations of the accreting white dwarf in the cataclysmic variable GW Librae
我们提出了新的时间序列测光的吸积脉动白矮星系统GW天秤座在2012年和2013年获得的坎特伯雷大学约翰山天文台在新西兰。我们2012年的数据显示，先前在2008年检测到的$\sim$ 19分钟周期的回归。这种脉动模式是我们2012年5月高质量数据集的一个主要特征，该数据集由六个连续的夜晚组成;详细的分析表明了一定程度的频率变化。通过与先前确定的脉动模式的比较，我们表明，这种周期性最好解释为一种新的模式，并且周期的准稳定性似乎是这些系统中脉动的一般特征。我们还发现了一个以前没有报道过的3小时调制周期，我们认为这与已知的两个和四个小时的周期，迄今未知的来源。
2016-03-08 astro-ph.SR
Relationship Between Major Stellar Physical Parameters and Normal Mode Frequencies in Accreting White Dwarf Stars
Department of Physics & Astronomy, The University of Alabama（阿拉巴马大学物理与天文学系）
本研究通过计算白矮星不同参数下的$g$模频率，并引入基于吸积后振荡周期演变的模式识别方法，改进了白矮星建模，以更准确地识别吸积白矮星的振荡模式。
2026-02-25 astro-ph.SR
Heavy Elements Nucleosynthesis On Accreting White Dwarfs: building seeds for the p-process
太阳系中富含质子的反式铁同位素的起源仍然不确定。在快速吸积的白矮星相外层，具有n-俘获核合成种子的单简并热核超新星（SNIa）可能会产生这些同位素。用MESA程序计算了五个初始质量大于~ 0.85Msun的白矮星模型吸积相的恒星结构。1，1.26，1.32和1.38Msun模型的近地表层是最具代表性的区域，其中大部分的p核是在SNIa爆炸过程中产生的，对于这些模型，我们还计算了外层的中子俘获核合成。与以前的低质量快速吸积白矮星模型相反，我们发现H壳层灰是n俘获核合成的主要场所。在质量最大的WD中，我们发现中子密度高达几个10^15 cm^-3。通过H壳灰的重现，这些中间中子密度可以有效地维持很长一段时间，导致高中子照射，产生高达Pb的强中子。中子密度和中子照射量都随着吸积WD质量的增加而增加。最后，使用获得的丰度作为种子计算SNIa核合成。我们得到了太阳到超太阳的p核丰度，A>96。我们的模型表明，SNIa是一个可行的p-过程生产网站。
2020-07-27 astro-ph.SR
Flickering of accreting white dwarfs: the remarkable amplitude-flux relation and disc viscosity
本文分析了激变变星（KR Aur，MV Lyr，V794 Aql，TT Ari，V425 Cas）、复发新星（RS Oph和T CrB）和喷流共生星（CH Cyg和MWC 560）吸积白矮星的短期光变（闪烁）的测光数据。我们发现，振幅通量的关系是可见的超过四个数量级，在从$10^{29}$到$10^{33}$ erg s $^{-1}$ <$$^{-1}$的通量范围内，作为一个“统计上完美”的相关性，相关系数为0.96，p值为$ \sim 10^{-28}$。在上述范围内，我们的9个天体中任何一个的变化幅度都与通量水平成比例，对于所有9个吸积有$ΔF = 0.36 (\pm 0.05) F_{av}$、$σ_{rms} = 0.086(\pm 0.011) F_{av}$和$σ_{rms} / ΔF = 0.24 \pm 0.02$的白矮星，（几乎）都是一个相同的比例因子。总的来说，我们的结果表明，在吸积盘的粘度几乎是相同的所有9个对象在我们的样本中，在质量吸积率范围$2 \times 10^{-11} - 2\times10^{-7}$ $M_\odot$年$^{-1}$。
2016-04-11 astro-ph.SR
Four new eclipsing accreting ultracompact white dwarf binaries found with the Zwicky Transient Facility
本研究利用兹威基瞬变设施的4171颗矮新星数据，通过盒最小二乘法搜寻周期信号，发现四颗轨道周期25.9-56分钟的新食吸积超紧凑白矮星双星，补充了该类天体的样本。
2023-12-15 astro-ph.SR
GW Librae: A unique laboratory for pulsations in an accreting white dwarf
在一些激变变星中的吸积白矮星中已经发现了非径向脉动。这些恒星提供了对氢、氦和金属混合组成的大气中脉动模式的激发的洞察，以及这些模式对白矮星温度变化的响应。在所有的脉动激变白矮星中，天秤座GW脱颖而出，因为它有一个完善的观测记录，记录了三个独立的脉动模式，这些模式在白矮星2007年吸积爆发后温度急剧上升时消失。我们对2002年、2010年和2011年拍摄的HST紫外光谱的分析表明，脉动产生了白矮星有效温度的变化，正如理论预测的那样。此外，在2013年5月，我们获得了新的HST/COS紫外观测结果，显示出意想不到的行为：除了在~ 275 s处显示出变化，这与2010年和2011年HST检测到的爆发后脉动接近，白矮星在~ 4.4 h的时间尺度上表现出高振幅的变化。我们证明，这种变化是由白矮星上的一个区域的温度增加，覆盖了约30%的可见白矮星表面。我们反对一个短暂的吸积插曲作为这种加热的解释，并讨论这一事件的背景下，非径向脉动的快速旋转的恒星
2016-04-07 astro-ph.SR
Accreting White Dwarfs as Supersoft X-ray Sources
本文从超软X射线源的角度综述了与质量吸积白矮星有关的各种现象。当质量吸积率较低（\dot M_{acc} <几个\times 10^{-7} M_ \sun yr^{-1}）时，氢核燃烧不稳定，发生新星爆发。新星是一种处于后期阶段的瞬态超软X射线源，其时间尺度强烈依赖于WD质量。X射线开启/关闭时间是WD质量的良好指标。在中等质量吸积率的吸积WD成为一个持久的SSS与稳定的氢燃烧。对于较高的质量吸积率，WD经历“吸积风演化”，其中WD从赤道平面吸积物质，并通过来自其他方向的光学厚风损失质量。两个SSS，即RX J 0513-69和V Sge，是这一吸积风演化的对应天体。我们可以指定质量增加WD从光变曲线分析的基础上，光学厚风理论，使用多波长观测数据，包括光学，IR，和超软X射线。单个天体的质量估计为Ia型超新星的双星演化提供了重要信息。
2009-09-08 astro-ph.SR
Remarkable spectral variability on the spin period of the accreting white dwarf in V455 And
本文报道了吸积中的白矮星双星V455 And的自旋分辨光谱。它的自转周期只有67秒，是已知自转最快的白矮星之一。为了研究白矮星自旋周期的光谱变化，我们观测了积分时间为2秒的V455 And，它比白矮星的自旋周期短得多。为了实现这种节奏，我们使用了4.2米威廉赫歇尔望远镜ISIS光谱仪的蓝臂，配备了电子倍增CCD（EMCCD）。在我们的时间序列中检测到强相干信号，这导致了白矮星的自旋周期（Pspin=67.619 +/- 0.002 s）的可靠确定。折叠光谱的白矮星自旋周期发现非常复杂的发射线变化在H伽马，He I 4472和He II 4686。我们将观测到的自旋相位依赖性的发射线形状的存在下，通过吸积幕的白矮星的磁控吸积，符合一个中间极性类型的系统。然而，我们不知道有任何特定的模型可以定量解释我们在观测中发现的复杂速度变化。在谱线的轨道变化表明，吸积盘的V455和是相当无结构的，相反的光盘的原型的中间极性，DQ Her。这项工作表明了潜在的电子倍增CCD观察微弱的目标，在高节奏，读出噪声将使这样的研究不可能与传统的CCD。
2012-12-13 astro-ph.SR
Flickering in AGB stars: Probing the nature of accreting companions
渐近巨星分支（AGB）星的双星伴星是它们演化的一个重要方面。很少有AGB伴星被探测到，在大多数情况下，很难区分主序星和白矮星伴星。探测光度闪烁，一种在白矮星周围的致密吸积盘的示踪物，可以帮助确定这些伴星的性质。在这项工作中，我们寻找闪烁的四个AGB星建议有可能吸积的同伴。在两个目标R~Aqr和V1016 Cyg中没有发现闪烁信号。在另外两颗恒星：Mira和Y Gem中发现了闪烁。我们用三种不同的方法调查了米拉同伴的真实本性。我们对Mira的研究结果强烈表明它的伴星是一颗白矮星。
2018-03-12 astro-ph.SR
Accreting white dwarfs
白矮星是恒星演化最常见的终点。它们经常在密近双星系统中被发现，其中白矮星通过吸积盘或沿着白矮星磁场线吸积来自伴星的物质。这种双星的性质取决于两个恒星成分的质量和分离，以及其他参数，如白矮星磁场和恒星的性质。这一章着眼于形成的白矮星和内在的性质，然后再看看不同的人口吸积白矮星双星系统存在。本章涵盖了各种亚群体的特征，并探讨了它们是如何演变的。讨论了在光学波段和其他波段发现和研究吸积白矮星的各种子类的方法，并考虑了这些系统在更广泛的天体物理学背景下的作用。未来的任务，将发现新的系统和新的人口也审查。最后介绍了当前关于吸积白矮星的一些悬而未决的问题。
2023-03-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Rapidly accreting white dwarfs as supernova type Ia progenitors
Ia型超新星祖先的性质仍然是个谜。虽然单简并和双简并模型都有合理的候选者，但观测到的数字明显低于重现Ia型超新星速率所需的数字。一些最有希望的单简并Ia型祖先是复发新星和超软源（SSS）。具有较高质量传递速率的白矮星也可能是Ia型超新星的祖先。对于这些快速吸积的白矮星（RAWD），比稳定燃烧所需的更多的物质在白矮星上吸积，并扩展了白矮星的光球层。与超软源不同，此类物体在软X射线能量下可能无法检测到，但在远紫外线（UV）等更长的波长下会很明亮。可能的例子包括LMC N66和V人马座恒星。我们提出了一项调查，使用多目标摄谱仪寻找RAWD在中央核心的SMC，从对象选择是明亮的远紫外线和蓝色远UV-V的颜色。虽然我们发现了一些不寻常的物体，并恢复了已知的行星状星云和WR星，但我们没有发现候选的RAWD。这种非检测的上限取决于我们对RAWD应该是什么样子的期望，以及对SMC内部消光的假设。假设它们类似于LMC N66或更暗的沃尔夫-拉叶星，我们在SMC中设置了10-14 RAWD的上限。然而，我们的调查不太可能检测到像V Sge这样的物体，因此如果RAWD通常类似于这些，我们就不能设置有意义的上限。
2013-01-07 astro-ph.SR
Two new accreting, pulsating white dwarfs: SDSS J1457+51 and BW Sculptoris
本文报道了在两颗激变变星SDSS J1457+51和BW Sculptomy的光变曲线中发现的快速周期信号，这两颗变星的光谱中都有显著的白矮星成分。因此，这些恒星似乎是GW Lib类变星的新成员，其中快速周期性（与轨道周期不相称）信号被认为是来自底层白矮星的非径向脉动。这两颗恒星的功率谱显示出复杂的信号，主周期接近10分钟和20分钟。这些信号的频率在几周或更短的时间尺度上变化了几个百分点，并且可能包含了一个我们观察不到的内部精细结构。我们还检测到双峰波标志着潜在的轨道周期，近78分钟的两颗恒星。此外，BW Scl显示了一个短暂但强大的信号，周期接近87分钟，是一个静止的超级驼峰。超过轨道周期的11%是很难理解的，可能是由于吸积盘中2：1共振附近的偏心不稳定性引起的。
2011-11-16 astro-ph.SR
He-accreting carbon-oxygen white dwarfs and type Ia supernovae
碳氧白矮星（COWD）的吸积作用在研究Ia型超新星（SNe Ia）的形成过程中起着重要的作用。利用MESA恒星演化程序，计算了氦吸积COWD的长期演化。以往的研究通常认为WD在稳定的He燃烧区质量可以增长到Alasekhar极限，并最终产生Ia超新星。然而，在这项研究中，我们发现，如果吸积速率超过临界值（~2.05*10^{-6}{M $_\odot$ }{yr}^-1），则在稳定的He燃烧区会发生偏心碳点火，导致吸积诱导的坍缩，而不是超新星Ia。如果吸积速率低于临界值，爆炸性碳点火将最终在中心发生，产生Ia型超新星。考虑到偏离中心的碳点火的可能性，我们已经重新确定了初始参数空间，产生SNe Ia在他的恒星供体通道，一个有前途的渠道，以产生SNe Ia在年轻的人口。由于该参数空间小于Wang等人（2009）先前研究中发现的参数空间，因此SN Ia发生率也相应较小。我们还确定了爆炸性碳点火时刻的He吸积WDs的化学丰度分布，这可以作为Ia超新星爆炸模型的初始输入。
2017-08-23 astro-ph.SR
On the evolution of rotating accreting white dwarfs and type Ia supernovae
在Ia型超新星（SN Ia）单简并模型中，吸积白矮星（WD）所获得的角动量的潜在重要性已越来越受到人们的重视。WD的自旋可以延迟爆炸的预期应该有助于单简并模型与大多数Ia超新星的观测性质相一致，特别是通过避免氢污染。在这篇文章中，我们试图研究最突出的单简并超软（WD + MS）通道时，吸积WD的旋转被认为是。我们提出了一个详细的二进制人口合成研究，以检查预测的人口SNe Ia为这个通道。对于我们的标准模型，我们发现77%的超新星Ia爆炸时的WD质量足够低，可以由固体旋转（1.378- 1.5 Msun）支持;这比以前的工作发现的比例要高得多。只有2%的WD爆炸质量大于2.0 Msun;这要求初始WD质量大于1.0 Msun。我们进一步讨论了SNe Ia的多样性的可能来源，在这个群体中的WD吸积前和吸积后的属性。我们还认为，一些Ia型超新星的祖先与大量的拱星氢，包括一些明显的I型In SNe，可能与WD有关，需要从差分旋转的支持，以避免爆炸，因为这些仍然可以从富含氢的捐助者吸积与相对较高的传质速率在SN爆炸的时候。
2014-09-09 astro-ph.SR
Unified $g$-mode and $r$-mode Analysis of Accreting White Dwarf Stars
The University of Alabama（阿拉巴马大学）
本文通过分析吸积白矮星的 $g$- 和 $r$- 模脉动，探讨了其起源，认为 $g$- 模更可能驱动，但 $r$- 模在更多观测模的情况下仍具重要性。
2025-12-23 astro-ph.SR
The frequency of planetary debris around young white dwarfs
本文报道了利用HST COS在1130 - 1435 A远紫外波段对冷却年龄为20-200 Myr和17000 K < Teff <27000 K的H-大气层（DA）白矮星中金属污染的首次无偏观测结果。大气参数和元素丰度的确定使用理论模型，其中包括由于重力沉降和辐射悬浮的元素分层的影响。我们发现，在所研究的85颗DA白矮星中，有48颗，即56%的白矮星显示出金属的痕迹。在25颗恒星中，这些元素可以单独用辐射悬浮来解释，尽管我们认为最近很可能发生了吸积。剩下的23颗白矮星（27%）目前正在吸积。结合前人的研究，我们发现在~40 Myr到~ 2Gyr的冷却年龄中没有吸积速率的趋势。我们的样本的中间，主要序列的祖先对应于一个恒星的2 Msun，我们发现13 2-3白矮星下降到2-3 Msun晚期B-和A-型恒星目前吸积。在14个Mwd > 0.8 Msun的目标中，只有一个目前正在吸积，这表明大部分是双简并合并，合并盘通常不会重新形成大的微行星或污染残留物。我们再次证实了我们先前的发现，两个白矮星Hyads目前正在吸积岩石碎片。在所有冷却年龄为20-200百万年的白矮星中，至少有27%，可能高达50%，正在吸积行星碎片。当Teff > 23000 K时，白矮星的光度可能足以蒸发星周尘埃，因此没有发现强金属污染的恒星，但在这个冷却年龄和Teff范围内，应该会发生星子破裂事件，并可能导致高质…
2014-04-24 astro-ph.SR
Novae and accreting white dwarfs as progenitors of Type Ia supernovae
我回顾了与质量吸积白矮星（WD）的Ia型超新星（SNe Ia）的祖先有关的各种现象。根据光学厚风理论，可以从多波长波段的光变曲线分析中估计WD质量。在Ia型超新星的单简并情况下，已知有两个主要通道，即，WD +主层序（MS）通道和WD +红巨星（RG）通道。在每个通道中，典型双星在爆炸前经历了三个演化阶段，风阶段，超软X射线源（SSS）阶段，和经常性新星阶段的时间顺序，因为吸积率随时间而减少的伴星质量减少。我们可以指定一些增生的WD作为相应的进化阶段。RX J0513.9-6951和V Sge等间歇性超软X射线源对应于风相天体。对于SSS阶段，Cal 87型对象对应于WD+MS通道。对于WD + RG通道，早型星系的软X射线观测给出了SSS相双星的统计证据。U Sco型和RS Oph型复发新星分别对应于WD + MS通道和WD + RG通道。大多数复发新星都具有非常大的WD（~> 1.35 Mo），并且在光学光变曲线上经常显示出与持续时间长的超软X射线相对应的平台相：这些性质表明WD质量增加。
2011-10-01 astro-ph.SR
i-process nucleosynthesis and mass retention efficiency in He-shell flash evolution of rapidly accreting white dwarfs
基于恒星演化模拟，我们证明了在密近双星系统中快速吸积的白矮星是中间中子俘获过程的天体物理场所。在经常性和非常强烈的氦壳闪光在稳定的氢燃烧吸积制度富氢物质进入氦壳闪光对流区。$^{12}$ C（p，$γ)^{13}$ N）反应释放足够的能量以潜在地影响对流，并且i过程通过$^{13}$ C（$α$，n）$^{16}$ O反应被激活。H-摄入闪光可能不会导致对流区的分裂，因为它被认为是在模拟后AGB和低Z AGB星的He壳闪光。我们估计，生产的第一个峰值重元素这个网站可以类似的重要性，为银河系的化学演化的S-过程生产低质量AGB星。氦壳层闪光导致膨胀，并最终通过超爱丁顿光度风或罗奇瓣溢出喷出吸积和i过程富集的物质。白矮星模型不保留任何显着量的吸积质量，与他的保留效率$\leq 10\%$取决于质量和对流边界混合的假设。这使得这类系统演化到超新星Ia爆炸的可能性非常小。
2016-12-12 astro-ph.SR
Exogeological inferences from white dwarf pollutants: the impact of stellar physics
本研究评估白矮星恒星物理假设对吸积行星物质组成及地质推断的影响，发现对流超射、温盐混合和扩散模型网格会显著改变Fe/O丰度与核幔比，并提出差异度量。
2025-10-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Is beryllium ultra-depletion in solar-type stars linked to the presence of a white dwarf companion?
对太阳型恒星的粗略研究揭示了一小部分铍极度耗尽的天体。我们调查之间的铍耗尽和同伴的存在可能的联系。利用经典的方法（径向速度，天体测量，成像）用于搜索的二进制同伴。我们还进行了化学分析，以确定二进制的丰度变化，这是由前进化的伴侣失去的物质吸积产生的。我们发现，所有四个先前调查的恒星，被发现是超-耗尽的Be是双星。在两种情况下，伴星是一颗白矮星，在另外两种情况下，伴星可能是一颗白矮星或主序星。发现了一颗新的钡星。我们推测，与白矮星祖先的相互作用导致了恒星丰度模式的改变，从而导致了严重的铍耗尽。可能的机制，如温盐混合，幕式吸积，旋转混合进行了讨论。我们还简要讨论了验证这种情况的预测
2015-11-03 astro-ph.SR
Evolution of accreting white dwarfs; some of them continue to grow
新星是激变的双星系统，其中一颗白矮星的主星从一颗低质量的伴星吸积物质。如果WD能够增加质量达到克拉塞卡极限，从而爆炸为Ia型超新星，那么这种吸积的重要性就更加重要了。在这项研究中，我们以每年1.6 e-10到1.6 e-6 Msun的吸积率将太阳成分的物质吸积到0.70、1.00和1.35 Msun的碳-氧白矮星上。我们已经利用MESA恒星演化代码为我们的建模和发展他们的许多新星周期，或在某些情况下，演化到红巨星阶段。不同的行为发生的WD质量和吸积率的函数。对于较低的WD质量，模型进行经常性的氢闪在低吸积率，较高的吸积率，稳定燃烧的氢发生，并最终让位于经常性的氢闪。在最高的吸积速率下，这些模型会经历一个稳定的燃烧阶段，但最终会过渡到红巨星。对于最高质量的白矮星，在较低的吸积率下会出现周期性的氢闪光，但对于较高的吸积率，模型会表现出稳定的燃烧，其间穿插着氦闪光。我们发现，对于我们所有的模型，经历经常性的氢闪光，以及稳定燃烧的模型，表现出氦闪光，WD的质量继续增长向Ekrasekhar极限。这些结果表明，在激变变系统中，太阳丰度物质吸积到碳氧白矮星上，单一简并的情况，是Ia型超新星爆炸的祖先的一个可行的渠道。
2013-03-15 astro-ph.SR
Long-term evolution of double white dwarf binaries accreting through direct impact
本文计算了双白矮星双星在大范围的参数空间中发生直接碰撞吸积时角动量的长期演化。我们允许两个分量的旋转速率变化，并考虑到白矮星的自旋和轨道之间的角动量交换，同时保持总的角动量。我们包括引力，潮汐和质量转移的影响，在轨道演化，并允许罗氏半径的捐助星的恒星质量和旋转速率的变化。我们研究了这些系统的长期稳定性，特别关注那些可能是AM CVn或Ia型超新星的祖先的系统。我们发现，我们的分析产生的稳定系统的预测数量增加相比，在以前的研究。此外，我们发现，通过适当的占捐助者和Roche瓣大小的轨道之间的相互作用的影响，我们消除了振荡的轨道参数，这是在以前的研究中发现的。消除这些振荡可以降低某些系统中的峰值传质速率，防止它们进入不稳定的传质阶段。
2015-04-22 astro-ph.SR
Triggering micronovae through magnetically confined accretion flows in accreting white dwarfs
据报道，几颗正在吸积的白矮星在光学波长上发生了快速爆发，在几个小时的时间尺度上，光学亮度可以在不到一个小时的时间内增加到30倍，能量释放可以达到$\approx10^{39}$ erg（“微新星”）。几个系统也表明，这些爆发是半复发的时间尺度上的天到几个月，这些爆发的时间轮廓非常类似于在吸积中子星中观察到的I型X射线爆发。有人认为，观测到的微小新星可能是吸积白矮星表面层局部热核逃逸的结果。在这里，我们提出了一个模型，磁约束的吸积流吸积磁性白矮星可能会触发局部热核失控。所提出的触发微核的模型似乎有利于具有高白矮星质量和高质量传递速率的磁性系统。
2022-04-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Accreting White Dwarf in SS Cygni Revealed
我们利用哈勃太空望远镜和远紫外光谱探测器对天鹅座SS型矮新星的静止期进行了分析。FUSE和HST光谱是在爆发后相当的时间获得的，并且在两个光谱重叠的地方具有匹配的通量水平。在我们的合成光谱分析中，我们使用了天鹅座SS的精确的HST FGS视差，得到d = 166 pc，这是一个新确定的吸积白矮星的质量（Bitner等人，2007年），Mwd= 0.81 Msun（低于以前广泛使用的1.2 Msun），变红E_{B-V}值为0.04（Verbunt 1987; La Dous 1991）和0.07（Bruch和Engel 1994），它们来自IUE LWP光谱中的2175 A吸收特征。从最佳拟合模型解到HST + FUSE组合谱能量分布，我们发现白矮星在静止时达到45-55，000 K的温度Teff，假设Log（g）= 8.3，有太阳成分吸积大气。WD的准确温度取决于假设的红化和包含一个静止的低质量吸积率吸积盘。在FUSE范围内，吸积盘模型本身拟合得很差，而如果我们把距离作为一个自由参数，唯一拟合得很好的吸积盘模型是在至少几百秒差距的不协调距离和吸积速率（1.E-8兆太阳/年，这对静止的矮新星来说是不可接受的高）的情况下。讨论了白矮星温度对时均吸积率和长期压缩加热模型的影响。
2010-07-19 astro-ph.SR
Importance of fingering convection for accreting white dwarfs in the framework of full evolutionary calculations: the case of the hydrogen-rich white dwarfs GD133 and G29-38
很大一部分白矮星的光球化学成分被碎片盘吸积的重元素污染。这种碎片盘是岩石微行星潮汐破裂的结果，这些微行星经历了从主序星到最后白矮星阶段的整个恒星演化。确定这种物质的吸积速率是估算微行星质量和了解行星系统最终命运的重要一步。平均分子量为$μ$，高于白矮星外层平均分子量的重物质的吸积，引起双扩散不稳定性，产生指状对流和额外混合。结果，吸积的物质被稀释到恒星深处。我们探讨了这种额外的混合对Mg，O，Ca，Fe和Si的丰度演化的情况下，两个研究得很好的污染DAZ白矮星：GD~133和G~29-38。我们进行了数值模拟的吸积物质的化学成分类似于散装地球之一。我们考虑了从$10^{4}$ ~g/s到$10^{10}$ ~g/s的吸积速率。双扩散不稳定性在很短的时间尺度上发展。在GD~133的情况下，再现观测丰度所需的吸积速率比忽略指进对流所估算的速率高出2个数量级以上，在G~29-38的情况下，则高出约1.7倍。我们的数值模拟表明，指状对流是一种有效的机制，混合吸积材料，它必须考虑到在确定吸积率。
2016-12-29 astro-ph.SR
Laterally Propagating Detonations in Thin Helium Layers on Accreting White Dwarfs
理论研究表明，中等质量（0.01Msun<MHe <0.1Msun）的氦壳层在吸积的白矮星（WD）上会不稳定地点燃。对于质量更大（M>0.8Msun）的WDs，这些氦壳层可以足够致密（5x10^5 g/cc），对流燃烧区在与穿过壳层的声音传播时间相当的时间尺度上消失，从而提高了爆炸结果的可能性。爆炸的性质（即爆燃或爆炸）仍然不明确。在爆轰的情况下，这将导致一个横向传播的前锋，其性质在这些几何薄和低密度壳，我们开始研究在这里。我们的计算表明，径向膨胀时间<0.1 s导致不完全的氦燃烧，与西姆和合作者最近的工作，但释放的核能仍然是足够的实现自我维持的爆震传播速度低于查普曼-朱盖横向。我们的模拟解决了亚音速区域后面的前面，并与直接计算的反应结构的冲击强度是一致的。灰烬通常富含He，主要由Ti-44、Cr-48以及少量的Fe-52组成，在富碳层中具有非常少的Ni-56和显著的Ca-40。如果氦爆炸导致Ia型超新星，它的光谱特征将在爆炸后的头几天出现。（节略）
2012-05-29 astro-ph.SR
Population synthesis of accreting white dwarfs: Rates and evolutionary pathways of H and He novae
新星是一些最常见的检测到的光学瞬变，并有可能提供有价值的信息，对二进制的演变。二进制人口合成代码已成为最有效的工具，用于模拟人口的二进制系统，但这种代码传统上采用大大简化新星物理，排除详细的研究。在这项工作中，我们实现了一个模型治疗H和He新星作为单独的事件到二进制人口合成代码\binaryc。对新星的这种处理是对现代人口综合编码目前采用的“平均”处理的重大改进。我们讨论了导致这些现象的演化途径，并提出了新星事件的发生率和几个重要的物理参数的分布。大多数新星都是在大质量的白矮星上产生的，大约70%和55%的新星事件分别发生在O/Ne白矮星的H和He新星上。只有15%的H-nova系统经历了一个共同的包络阶段，但这些系统负责大多数的H-nova事件。所有吸积氦的氦新星系统都被认为是后共包络系统，几乎所有的氦新星系统都将在引力波驱动的螺旋中与它们的施主恒星合并。我们估计，目前在M31（仙女座）新星的年速率约$41 \pm 4$ H新星，低估了目前的观测估计的$65^{+15}_{-16}$，和$0.14\pm0.015$ He新星。当改变共同包络参数时，H新星发生率在每年20至80起事件之间变化。
2021-06-11 astro-ph.SR
A Short Intense Dynamo at the Onset of Crystallization in White Dwarfs
本研究通过混合长度理论与磁旋转对流标度律，计算不同质量白矮星结晶驱动对流的性质，发现结晶开始时有效对流可产生高达10^6-10^8 G的磁场，从而解释孤立白矮星的大磁场起源。
2024-03-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Formation, diffusion and accreting pollution of DB white dwarfs
迄今为止，已经观测到超过1500颗DBZ或DZ白矮星（WD），并且在这些WD中发现了金属元素污染的大气。已知的DBZ或DZ WDs的表面重元素丰度显示了一个演化序列。利用恒星演化实验模块（Modules for Experiments in Stellar Evolution），建立了DB WDs，模拟了高引力场引起的元素扩散和被WD破坏的行星产生的富金属物质吸积。在我们的模型中，输入参数（$α_{\rm MLT}$，$α_{\rm th}$和$Z$）对DB WD的结构（包括内部温度、化学剖面和对流区）的影响很小，DB WD的质量吸积率和有效温度决定了重元素的丰度。对于1500个左右的DB或DBZ WD样品，Ca元素的演化序列不能用质量吸积速率恒定的模型来解释，但与质量吸积速率随$T_{\rm eff}>10$ kK的增大按一个幂律减小，随$T_{\rm eff}<10$ kK的增大按另一个幂律略有增大的模型相一致。观测到的DB WD重元素丰度演化序列源于WD冷却和质量吸积速率的变化。
2021-07-26 astro-ph.SR
An accreting white dwarf displaying fast transitional mode switching
吸积型白矮星通常存在于轨道周期从几十分钟到几小时的近距离双星系统中。在大多数情况下，吸积过程是相对稳定的，只有在~天或更长的时间尺度上才会发生显著的调制。在这里，我们报告的发现突然下降的光学光度的吸积白矮星双星系统TW风景如画的因素高达3.5的时间尺度短至30分钟。由凌日系外行星勘测卫星（TESS）获得的这一双星系统的光学光变曲线清楚地显示了两种不同强度模式之间的快速切换，这可能会跟踪白矮星上不断变化的质量吸积率。在低模中，系统还显示出磁门吸积爆发，这意味着白矮星的弱磁场在该模式中在共旋半径处截断了内盘。在TW Picture中观察到的模式切换的性质似乎类似于在过渡毫秒望远镜中观察到的那些，其中发生类似的转变，尽管时间尺度为数十秒。我们的发现建立了一个以前未被承认的白矮星吸积现象，并提出了一个紧密的联系，以物理管理磁吸积到中子星。
2021-10-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Seismology of Rapidly Rotating Accreting White Dwarfs
激变双星中的一些白矮星（WD）显示出与孤立WD中观察到的非径向振荡一致的亮度变化。一些天体已经通过光度测量活动得到了很好的表征，希望能收集到关于质量、自旋和可能的内部结构特征的信息。这项工作的新颖之处在于有可能测量或限制WD的内部结构和自旋速率，这些WD已经花费了数十亿年的时间从其同伴那里吸积材料，在此过程中经历了数千次新星爆发。此外，在表面温度的变化影响的网站模式驱动，并提供了独特的和具有挑战性的测试模式驱动理论先前应用于隔离WD的。在经历了长期的增长之后，这些WD预计已经旋转起来。我们用其他方法测量了GW Lib和V455 And这两个天体的自转周期，它们的自转周期在60-100秒之间。与典型的模式频率相比，自旋频率可以类似或更高，并且科里奥利力不再被视为对流体运动的小扰动。我们提出了这些WD的正常模式的非微扰计算的结果，使用内部的热结构适当的吸积系统。这包括讨论的表面亮度分布，这是强烈修改的非旋转的情况下。使用测得的自旋周期约100秒，我们表明，从GW自由观察到的脉动是一致的三个最低的方位角阶旋转修改的模式，具有最高的频率在恒星框架。对流驱动需要高频率，但随后明显地通过它们的模式运动和WD旋转的组合而转移到较低频率。
2016-01-08 astro-ph.SR
Circular polarimetry of suspect wind-accreting pre-polars II
Department of Physics and Astronomy, University of Sheffield（谢菲尔德大学物理与天文学系）；Armagh Observatory and Planetarium（阿马赫天文台和行星馆）；Department of Physics, University of Warwick（华威大学物理系）；Hamburger Sternwarte, University of Hamburg（汉堡天文台，汉堡大学）
本研究通过偏振测量分析9个候选天体，确认4个为磁性白矮星系统，发现2个吸积风前极型星候选体，还明确了1个类新星激变变星及其他系统的部分性质，为研究白矮星磁场起源与双星演化提供了关键观测依据。
2026-08-27 astro-ph.SR
Accreting Double white dwarf binaries: Implications for LISA
我们探讨了质量转移的白矮星双星经历直接影响和磁盘吸积的长期演化，并探讨这种系统的引力波天文学的影响。我们涵盖了广泛的初始组件的质量，并表明，这些系统，其中大部分位于LISA的灵敏度范围内，表现出显着的负轨道频率演变（啁啾）的一个显着的分数，他们的寿命。利用星系布居综合，我们预言~ $2700$双白矮星将被LISA观测到，其负啁啾小于$-0.1\ yr^{-2}$。我们还表明，LISA的质量转移双白矮星系统的检测可能会为天文学家提供独特的方式来探测物理管理紧密紧凑的对象二进制。
2017-09-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
The i-process yields of rapidly-accreting white dwarfs from multicycle He-shell flash stellar evolution models with mixing parameterizations from 3D hydrodynamics simulations
我们模拟了快速吸积CO白矮星（RAWD）的多周期演化，其中稳定的H燃烧间歇性地在它们的表面上具有强烈的He壳闪光，$0.7\leq M_\mathrm{RAWD}/M_\odot\leq 0.75$和[Fe/H]范围从$0$到$-2.6$。我们还计算了这些模型的i-过程核合成产额。当氦壳闪光驱动的对流从吸积的富氢表面层吸收质子时，就会发生i过程，从而产生最大的中子密度$N_\mathrm{n,max}\approx 10^{13}$ - $10^{15}\ \mathrm{cm}^{-3}$。通过三维流体动力学模拟，对一维核合成和恒星演化模型中的H摄入率和对流边界混合参数$f_\mathrm{top}$进行了约束.质量摄入率，并首次，煤层气参数$f_\mathrm{top}$的比例律已确定从三维流体动力学模拟。我们证实了我们以前的结果，即高金属含量的RAWD具有低的质量保留效率（$η< 10\%$）。一个新的结果是，带有[Fe/H] $< -2$的RAWDs具有$η> 20\%$，因此它们的质量可能会达到Ekrasekhar极限，它们最终可能会爆炸为SNeIa。这一结果以及贫金属RAWD的i-过程产额与观测到的CEMP-r/s恒星的化学成分的良好拟合表明，一些现今的CEMP-r/s恒星可能是三重系统的前遥远成员，轨道接近双星系统的RAWD可能后来爆炸为SNeIa。
2019-07-09 astro-ph.SR
3D1D hydro-nucleosynthesis simulations. I. Advective-reactive post-processing method and its application to H ingestion into He-shell flash convection in rapidly accreting white dwarfs
我们提出了两个混合模型的后处理的3D流体动力学模拟应用于对流反应的i-过程核合成在一个快速吸积白矮星（RAWD）与$\mathrm{[Fe/H]} = -2.6$，其中H被摄入到一个对流的He壳。一维平流双流模式采用物理驱动的径向和水平混合系数，由三维水动力模拟约束。一种更简单的方法使用从相同的模拟计算的扩散系数。所有的三维模拟包括来自H夹带的$^{12}$ C（p，$γ$）$^{13}$ N反应的能量反馈。在两个RAWD模拟中，壳体H摄入的全球振荡导致H夹带和非径向流体动力反馈的爆发。与在3D模拟相同的核网络，1D平流双流模型再现的速度和位置的H燃烧内的He壳紧密匹配的3D模拟预测，以及定性显示的$X_{\mathrm{H}}$配置文件之间的不对称的上游和下游。在一个完整的i-过程网络中，平流混合模型捕捉到了上游和下游的n-捕获核合成的差异。例如，半衰期为3.18 min和32.3 s的$^{89}$ Kr和$^{90}$ Kr在两种流中相差2-10倍。在这个特定的应用中，扩散方法提供了全球相同的丰度分布的平流双流混合模型。所得的i-过程产率与示例性CEMP-r/s恒星CS31062-050的观测结果非常一致。
2021-02-17 astro-ph.SR
An upper limit on the contribution of accreting white dwarfs to the type Ia supernova rate
人们普遍认为Ia型超新星（用作宇宙学的标准烛光）与白矮星的热核爆炸有关。导致爆炸的核失控可能始于一颗白矮星，它逐渐积累来自伴星的物质，直到达到阿布拉塞卡极限，也可能是由两颗白矮星合并在一个紧凑的双星系统中引发的。这两种可能路径的X射线特征非常不同。在超新星爆发前不久，在合并的情况下预计不会有强烈的电磁辐射，而来自正常恒星的白矮星吸积物质在爆炸前约1 e7年成为丰富的X射线源。这提供了一种确定哪条路径占主导地位的方法。在这里，我们报告说，从六个附近的椭圆星系和星系凸起观察到的X射线通量是一个因素的30-50小于吸积的情况下预测的，根据估计的超新星率从他们的K-波段光度。我们的结论是，不超过5%的Ia型超新星在早期类型的星系可以产生的白矮星在吸积双星系统，除非他们的祖先是比大部分的恒星在这些星系中的人口年轻得多，或爆炸sub-Bracrasekhar白矮星作出了重大贡献的超新星率。
2010-02-17 astro-ph.CO astro-ph.SR
i-Process Contribution of Rapidly Accreting White Dwarfs to the Solar Composition of First-Peak Neutron-Capture Elements
快速吸积的白矮星（RAWD）被认为是银河系中重元素化学演化的贡献者。在这里，我们测试这种情况下的第一次，并确定的贡献RAWD的第一峰中子捕获元素的太阳组成。我们将RAWD的金属性相关贡献添加到单区星系化学演化代码OMEGA中，根据来自恒星星族模型的RAWD速率，结合根据Denissenkov等人（2017）的模型计算的金属性相关$i$过程恒星产额。用这种方法，我们发现，RAWD的贡献，在银河系中的重元素的演变可能是负责一个显着的部分，从$2$到$45\%$取决于元素，银河系气体的富集历史，和总质量喷射每个RAWD的太阳组成的Kr，Rb，Sr，Y，Zr，Nb，Mo。这一贡献可以解释一些元素（例如，Sr、Y和Zr）。相对于太阳的组成，我们并没有过度产生任何同位素，但$^{96}$ Zr的产生量与之相似。$i$方法有效地产生Mo稳定同位素$^{95}$ Mo和$^{97}$ Mo。当核反应速率的不确定性与我们的GCE的不确定性相结合，预测的RAWD贡献的上限增加了$1.5-2$的一个因素，Rb，Sr，Y和Zr，由3.8和2.4 Nb和Mo，分别。我们讨论了RAWD恒星演化性质对单个简并Ia型超新星的影响。
2018-01-21 astro-ph.SR
Seven white dwarfs with circumstellar gas discs II: Tracing the composition of exoplanetary building blocks
本文分析七颗兼具星周尘埃与气体盘的白矮星所吸积行星物质，揭示其挥发分、水含量及核幔分异碎片差异，并探讨富气体阶段与挥发分早期吸积的关系。
2024-06-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
A white dwarf accreting planetary material determined from X-ray observations
很大一部分白矮星的大气层被重元素污染，这些重元素预计会在短时间内从可见层中下沉。这被解释为来自小行星、彗星和巨行星的碎片不断吸积的标志。这一假设得到了一些白矮星周围的碎片盘和行星碎片凌日的探测的支持。然而，光球金属只是正在进行的吸积的间接证据，和推断吸积率和母体成分在很大程度上取决于白矮星大气中的扩散和混合过程的模型。在这里，我们报告了一个4.4 $σ$检测的X射线从污染的白矮星，G29 $-$ 38，使用106 KS曝光与钱德拉X射线天文台，直接表明，该恒星目前正在吸积。从测量的X射线光度，我们发现一个瞬时吸积率$\dot{M_{\rm X}}=1.63^{+1.29}_{-0.40}\times 10^{9}\mathrm{\,g\,s^{-1}}$。这是第一次直接测量白矮星的吸积速率，这是独立于恒星大气模型。这一速率超过了基于过去对光球丰度研究的估计，超过了两倍以上，这意味着在建立碎片吸积白矮星光谱模型时必须考虑对流过冲。我们测量了低等离子体温度的$kT=0.5\pm0.2\,\mathrm{keV}$，证实了预测的轰击解决方案的白矮星吸积在低吸积率。这些观测为研究演化的行星系统提供了一种新的方法，提供了独立测量行星物质瞬时吸积速率的机会，从而研究白矮星吸积的时间尺度以及碎片盘的演化和补充。
2022-02-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Magnetically gated accretion in an accreting 'non-magnetic' white dwarf
白矮星通常存在于双星系统中，其轨道周期从几十分钟到几小时不等，它们可以从伴星吸积气体。在大约15%的双星中，白矮星的磁场足够强（$\geq 10^6$高斯），可以将吸积物质沿着磁力线引导到磁极上。其余的系统被称为“非磁性”，因为迄今为止还没有证据表明它们具有动态显著的磁场。在这里，我们报告的档案光学观测的“非磁性”吸积白矮星的双星系统MV天琴座（以下简称MV天琴座），其光变曲线显示的准周期性爆发的$\approx 30$分钟的持续时间每$\approx 2$小时。观测结果表明存在一种不稳定的磁调节吸积模式，揭示了磁门吸积的存在，其中磁盘材料在磁层边界周围（在共同旋转半径处）积聚，然后吸积到白矮星上，产生由重力势能释放提供动力的爆发。我们推断，在$2 \times 10^4 \leq B \leq 10^5$高斯之间的MV天琴座的白矮星的表面磁场强度，太低，无法通过其他现有的方法检测。我们的发现为研究吸积白矮星中磁场的强度和演化提供了一种新的方法，并扩展了吸积到白矮星、年轻恒星和中子星之间的联系，其中类似的磁门吸积周期已被确定。
2017-12-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Localised thermonuclear bursts from accreting magnetic white dwarfs
新星爆炸是由全球热核失控引发的表面层的吸积白矮星。据预测，在白矮星上也可能发生局部热核爆发，类似于在吸积中子星上观察到的I型X射线爆发。在过去的$\approx40$年里，人们在几个场合观测到了来自双星系统TV Columnoid的无法解释的快速爆发，在这个双星系统中，质量从低质量的伴星吸积到中等强度的磁化白矮星上。在这些爆发期间，光学/UV光度在不到一小时内增加了$>3$的倍数，并在$\approx10$小时内消失。在紫外线谱线中观察到了快速的外流，速度为$>3500$ km s $^{-1}$，与白矮星表面的逃逸速度相当。在这里，我们报告在电视柱观测到的光学爆发，以及在另外两个吸积系统，大熊座EI和ASASSN-19 bh。爆发的总能量为经典新星爆炸（“微新星”）的总能量$\approx~10^{-6}$，与I型X射线爆发非常相似。我们排除吸积或恒星磁重联事件作为其起源，并建议热核失控事件在磁约束吸积柱作为一个可行的解释。
2022-04-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Circular Polarimetry of Suspect Wind-accreting Magnetic pre-Polars
我们目前的结果，从候选人的分离磁白矮星- M矮双星获得使用北欧光学望远镜，拉帕尔马圆偏振调查。我们获得了相位分辨光谱偏振和成像偏振的七个系统，其中五个显示出清晰的可变圆偏振。数据表明，这些目标具有磁场强度> 80 MG的白矮星。我们的研究表明，回旋辐射可以主导的光学光度在相应的回旋辐射谐波的波长，即使在系统中的白矮星只有风吸积。这意味着伴星的恒星风中有很大一部分被磁性白矮星捕获，减少了前CV中的磁制动。此外，几个分离的，风吸积磁系统的极化确认提供了观测约束的磁CV演化和白矮星磁场产生的模型。我们还发现，白矮星磁场配置在至少两个这些系统似乎是非常复杂的。
2022-05-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Angular Momentum Exchange in White Dwarf Binaries Accreting Through Direct Impact
本文研究了半分离双白矮星双星在质量转移过程中的角动量交换。我们近似的流作为一系列离散的大质量粒子喷射在弹道极限在内部拉格朗日点的捐助者对吸积。这项工作在许多方面改进了以前的类似研究。首先，我们自洽地计算出轨道在任何时候的总角动量。这包括在喷射质量的弹道轨迹期间的轨道角动量的变化，以及由于粒子速度的径向分量而在喷射/吸积期间的变化。其次，我们计算每个系统的粒子的弹道轨迹，这使我们能够确定粒子在吸积时的精确位置和速度。然后，我们可以包括有关吸积物半径以及撞击角度的具体信息。最后，我们确保了总角动量守恒，这需要施主星自旋自洽地变化。我们计算了直接碰撞双白矮星双星的轨道和每个双星分量在整个参数空间上的角动量变化。我们发现一个显着的减少量的角动量从轨道在质量转移过程中，以及在这种情况下，这个过程增加了角动量的轨道在牺牲的自旋角动量的捐助者。我们的结论是，与文献中的早期索赔，通过直接影响质量转移不需要不稳定的二进制和轨道角动量转移的数量和符号取决于二进制属性。这种稳定性可能会显著影响双白矮星祖星的布居合成计算。
2014-02-13 astro-ph.SR
