White Dwarf/M Dwarf Binaries as Single Degenerate Progenitors of Type Ia Supernovae
在Ia型超新星（SNIa）起源的单一简并方案中，对白矮星伴星的限制越来越严格。在SNIa的伴星SNR 0509 - 67.5和SN 1572中，唯一能在极限条件下存活的非简并恒星是M矮星。M型矮星有一些特殊的性质，这些性质在大多数关于超新星Ia祖先的研究中都没有被考虑到：它们有很小但有限的磁场，而且它们经常耀斑。在SNIa祖细胞的背景下探索这些属性。白矮星/M矮星对可能足够多，足以提供足够的爆炸速率。即使白矮星和M矮星上有适度的磁场，也会产生足够的扭矩将两颗恒星锁定在一起，从而形成一颗缓慢旋转的白矮星，其磁极在轨道平面上相互指向。质量损失将通过一个连接两颗恒星的"磁瓶"引导，降落在白矮星上的一个集中的极地区域。与球形吸积相比，这提高了吸积的有效速率。白矮星表面吸积和氢燃烧产生的亮度可能会引起自激质量转移。自激质量损失、极性吸积和吸积层混合的磁抑制的综合效应给出了可能的方法，即使在相当温和的质量吸积速率下，也可以击败"新星极限"，使白矮星增长到克拉塞卡质量。
2012-09-18 astro-ph.SR
Models of Vortices and Spirals in White Dwarf's Accretion Binaries
在目前的调查的主要目的是建议的结构，如旋涡和螺旋，在吸积白矮星的双星的发展模型。数值方法和模拟应用的基础上的流体动力学分析的考虑。在理论模型中提出了吸积流的扰动参数，这些参数是由于潮汐波对次级星周围吸积物质通量的影响而引起的。数值模拟结果表明，密近双星中由于潮汐相互作用，出现了螺旋结构。我们进一步的模拟给出了这个解，它表达了吸积盘区域中涡旋位形的形成。采用单涡和复合涡模型研究了流动相互作用区域中涡的演化。圆盘物质中的气体被认为是可压缩的和非理想的。所有这些结构的寿命是不同的，每个都取决于旋转的时间周期，吸积物质的密度和速度。
2011-03-03 astro-ph.SR
Does an Average White Dwarf Have Enough Mass to Prevent an Accretion Disk Tilt?
在最近的出版物中，我们介绍了升力作为一个共同的来源，吸积盘倾斜，这可能是相关的吸积盘系统。升力是由在亮点处流过圆盘上方和下方的超音速气流速度略有不同而产生的。在这次会议上，我们集中在是否平均白矮星有足够的质量，以防止磁盘倾斜的非磁性激变变星（CV）与吸积盘。假设一个白矮星质量为0.6 M $_{\odot}$和一个磁盘质量为10 $^{-11}$ M $_{\odot}$，我们改变二次质量，以建立理论上的最小质量转移率需要诱导和维持磁盘倾斜4度周围的节点线。对于范围内的质量比\( (0.13 \le q=M_{2}M^{-1} \le 0.45) \)，我们确认，二级质量并没有显着的磁盘倾斜。我们还证实，一般的白矮星没有足够的质量，以防止磁盘倾斜。我们发现，磁盘倾斜可能是在低质量传递速率系统，如CV SU UMa的。
2010-11-15 astro-ph.SR
He white dwarfs with large H contamination: Convective mixing or accretion?
白矮星是致密的天体，其大气层主要含有轻元素，氢或氦。由于它们的表面高引力场，重元素向下扩散的时间与进化的时间尺度相比非常短，最轻的元素留在信封的顶部。这导致了白矮星主要分为富氢和富氦两类。但是许多富含氦的白矮星在其大气中也显示出氢的痕迹，其起源仍然没有确定。在这里，我们研究的情况下，通过全面的演化计算，一个代表性的模型的“He-H-Z”白矮星，一个子群的氦丰富的白矮星显示重元素和大量的氢在其大气中。我们发现不可能用恒星中原始氢的对流混合来解释其大气中的氢含量。我们的结论是，最有可能的解释是吸积的氢丰富的材料，可能是水轴承，来自碎片盘。
2018-12-21 astro-ph.SR
Accretion onto Planetary Mass Companions of Low-Mass Young Stars
对行星质量天体吸积速率的测量可以区分不同的行星形成机制，这些机制预测不同的吸积历史。在这封信中，我们使用\HST /WFC 3紫外可见光光度测量吸积率到三个吸积对象，GSC 06214 -00210 b，GQ Lup b和DH Tau b，这是在行星/褐矮星边界和同伴的太阳质量的恒星。过量吸积连续体中的过量光发射产生这三个物体的质量吸积率为$10^{-9}$至$10^{-11}$ \Msol /yr。它们的吸积率比从紫外线过量测量的质量和吸积率之间的相关性所预期的要高一个数量级，如果这些大行星质量的同伴是由原恒星核心碎片形成的，这是适用的。高吸积率和与中心恒星的大分离表明这些物体周围存在巨大的盘。宽行星质量伴星的形成和演化模型应该考虑到它们的大吸积速率。对于吸积率低的天体，H $α$光度与吸积光度的比值很高，这表明寻找H $α$发射可能是寻找吸积行星的有效方法。
2014-01-25 astro-ph.SR
Simulations of Accretion onto Magnetized Stars: Results of 3D MHD Simulations and 3D Radiative Transfer
我们讨论的结果建模的年轻磁化恒星，物质流的计算使用三维（3D）磁流体动力学（MHD）的“立方体球”的代码，和光谱计算使用三维蒙特卡罗辐射转移代码“TORUS”。模拟的两个例子：（1）吸积到恒星在稳定和不稳定的制度，和（2）吸积到一个年轻的恒星V2129 Oph，模拟与现实的参数。
2014-01-20 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
Accretion and diffusion in white dwarfs. New diffusion timescales and applications to GD362 and G29-38
一些光谱类型为DAZ、DBZ和DZ的带有金属痕迹的冷白矮星被发现由于星周尘埃而表现出红外过量辐射。这些尘埃的来源可能是一颗潮汐破裂的小行星，它形成了一个碎片盘，现在为白矮星提供了物质。为了从观测到的白矮星大气层和星周物质的组成中得出任何明确的结论，我们需要详细了解吸积和扩散过程，特别是扩散时间尺度。我们的目标是提供广泛的白矮星参数和所有可能观察到的化学元素的数据。从大气模式出发，计算了外边界层的结构，得到了对流层的深度和下边界的物理参数。这些参数用于使用文献中可用的扩散系数的计算来计算扩散速度。通过一个简单的例子，我们证明了观测到的元素丰度与吸积丰度并不完全相同。只有当我们知道或能够假设恒星在吸积和扩散之间达到了一个稳定状态时，才有可能得出可靠的结论。在这种情况下，大多数元素丰度在大气值和星周物质之间的差异仅为2-4倍。知道了扩散的时间尺度，我们也可以准确地将吸积丰度与观测到的丰度联系起来。如果吸积已经停止，或者吸积速率变化很大，我们就不能确定被吸积物质的成分。
2009-03-09 astro-ph.SR
Accretion onto young stars: the key to disk evolution
在主序前（PMS）演化的早期阶段，年轻恒星的特征是中心恒星和周围的盘之间存在大量的相互作用。在发生的过程中，物质从盘到恒星的吸积是一个关键的过程，因为它跟踪盘的演变，反过来又影响行星如何形成和在盘中演变。即使吸积已经被研究了很多年，它仍然是大量工作的焦点，因为我们不完全理解它是如何发生的。
2017-12-27 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
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
Accretion and diffusion in the DAZ white dwarf GALEX J1931+0117
我们分析了DAZ白矮星GALEX J1931+0117的高色散和高信噪比光谱。用VLT-Kueyen/UV-可见中阶梯光谱仪获得的光谱显示出几条分辨率良好的Si II谱线，从而能够研究压力对谱线轮廓的影响。我们观察到大的斯塔克位移与实验室测量的硅线。大气模型分析表明，镁、硅和铁的丰度超过太阳丰度，而氧和钙的丰度低于太阳丰度。此外，我们比较了所观察到的线配置文件的合成光谱计算与可变吸积率和垂直丰度分布假设扩散稳态。推断的吸积速率从钙的dM/dt=2x10^6到氧的2x10^9 g/s不等，表明吸积流由氧、硅和铁主导，而缺乏碳、镁和钙。两个测量时期之间缺乏径向速度变化表明GALEX J1931+0117可能不是一个近距离的双星，并且吸积物质的来源存在于碎片盘中。
2010-12-13 astro-ph.SR
Theoretical Studies of Accretion of Matter onto White Dwarfs and the Single Degenerate Scenario for Supernovae of Type Ia
我们提出了一个简单的总结的单一简并方案的Ia型超新星的祖先，它是假设一个低质量的碳-氧白矮星的质量增长的结果，吸积从一个紧密的双星系统中的第二颗恒星。最近对太阳物质在不混合的情况下吸积到白矮星上的流体动力学模拟总是会产生热核失控，并且不会发生稳定的燃烧。对于宽范围的WD质量（0.4太阳质量到1.35太阳质量），最大的喷射物质发生在1.25太阳质量序列，然后随着白矮星质量的减少而减少。因此，白矮星的质量会随着太阳物质的吸积而增加，只要吸积的物质没有与核心物质混合。相比之下，热核失控的吸积富氢层的低光度WD在紧密的二元系统的核心物质与吸积材料的混合发生的爆发机制为经典，复发和共生新星。这些系统特征的差异可能是WD质量和质量吸积速率。氯化萘喷出物中从碳到硫的各种元素高度富集，这证实有来自WD核心的物质被挖掘出来，使它们能够促进星际介质的化学富集。因此，对CNe的研究可以加深对银河核合成、太阳前颗粒的来源以及河外距离尺度的理解。爆发的特征取决于白矮星的质量、光度、质量吸积速率以及吸积物质和WD物质的化学成分。突出的性质也取决于何时，如何，以及如果增生层与WD核心混合和混合机制仍然是未知的。
2012-10-22 astro-ph.SR
Bondi-Hoyle-Lyttleton Accretion onto a Protoplanetary Disk
年轻的恒星系统在其诞生星团的势能中运行，在恒星诞生和星团气体扩散之间的时期，可以从致密的分子星际介质中吸积。在这段可能跨越数百万年的时间里，吸积的物质数量可以与最初的原行星盘中的数量相媲美; Throop和Bally（2008）最近强调了这种“尾端”吸积对行星形成的潜在重要性。虽然吸积到一个质点是成功地模拟了经典的邦迪-霍伊尔-利特尔顿解决方案，吸积到一个星盘系统的更复杂的情况下，无法解析解。在本文中，我们通过直接的流体动力学模拟研究了致密的星际物质吸积到一个恒星与相关的气体原行星盘。我们讨论的吸积流的结构所造成的磁盘的变化，反之亦然。我们发现，沉浸在一个密集的吸积流可以重新分配磁盘材料，使外盘向内迁移，增加内盘表面密度，减少外半径。吸积流也触发了螺旋密度特征的发展，并改变了盘的倾角。在有和没有圆盘的情况下，恒星的平均吸积率大致相同。我们讨论了这一过程对行星形成的潜在影响，包括引发引力不稳定的可能性;磁盘和恒星之间的倾角差异;以及在引力稳定系统中出现螺旋结构。
2009-10-20 astro-ph.SR
On Thermohaline Mixing in Accreting White Dwarfs
我们讨论了最近声称的热盐（“指”）不稳定性是重要的吸积白矮星，增加派生吸积通量可能的数量级。我们提出了另一种观点，并得出结论，至少在稳定状态下，这是不是这种情况下，目前的方法估计吸积通量是正确的。
2014-08-29 astro-ph.SR
The Masses and Accretion Rates of White Dwarfs in Classical and Recurrent Novae
长期以来，模型预测银河系经典新星中白矮星的频率平均质量是场白矮星的两倍。只有少数动力学上确定的新星白矮星质量被公布，使得理论预测没有得到很好的检验。新星的重现时间分布和质量吸积率分布更是知之甚少。为了解决这些缺陷，我们将我们对新星爆发的广泛模拟与Strope等人（2010）和Schaefer等人（2010）关于银河系经典和复发新星爆发特征的数据库相结合，以确定新星中92颗白矮星的质量。我们发现82颗经典新星的平均质量（频率平均的平均质量）为1.06（1.13）Msun，而10颗复发新星的平均质量为1.31 Msun。这些质量，以及观测到的新星爆发幅度和下降时间分布使我们能够确定经典新星的长期质量吸积率分布。值得注意的是，这个数值只有1.3 x 10^{-10} Msun/yr，比经典新星爆发前后几十年的激变双星的数值小一个数量级。这预示着老新星成为低质量传输速率系统，因此矮新星，在新星爆发之间的大部分时间。我们确定了10个已知银河RN的质量吸积率，发现它们的范围是10^{-7} - 10^{-8} $ Msun/年。我们能够预测的复发时间分布的新星，并比较它与人口合成模型的预测。
2018-04-23 astro-ph.SR
Connections Between Tilted Accretion Disks Around White Dwarfs and Substellar Companions
白矮星系统中的吸积盘被认为是倾斜的。在最近的出版物中，升力被认为是盘倾斜的一个来源，一个可能与所有吸积盘系统相关的来源。升力是由在亮点处流过圆盘上方和下方的超音速气流速度略有不同而产生的。在这次会议的过程中，我们集中在是否有足够的质量，以有助于磁盘倾斜吸积到一个白矮星主要的棕矮星捐助星。我们也想知道一个白矮星-棕矮星密近双星系统是否有足够的质量来诱导和维持四度的盘倾斜。我们采用SDSS 103533.03+055158.4作为我们的模型系统，其传质速率为（（10 \pm 2）\times 10^{-12}）M $_{\odot}$ yr $^{-1}$。我们发现SDSS 1035中的褐矮星没有足够的质量来贡献盘倾斜。我们发现最小质量传递速率的总量为$\sim10^{-10}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$。我们的结论是，SDSS 1035似乎没有足够高的传质速率，诱导和维持可观察到的磁盘倾斜。因此，褐矮星供体系统如此难以找到的一个原因可能是由于它们的低质量传递速率，这不会引起白矮星-红矮星CV中典型的可观察到的动力学效应。
2011-02-07 astro-ph.SR
3D MHD Simulations of Disk Accretion onto Magnetized Stars: Numerical Approach and Sample Simulations
我们目前的全球三维磁流体模拟的结果磁盘吸积到一个旋转的恒星与偶极子和更复杂的磁场使用Godunov型代码的基础上“立方体球”的网格在我们的小组。我们描述的代码和网格，并显示模拟结果的例子。
2009-01-27 astro-ph.SR
Time Dependent Models of Magnetospheric Accretion onto Young Stars
经典金牛座T型星的吸积被认为是通过磁层过程的作用发生的，内部圆盘中的气体通过恒星磁场线被引导到恒星表面。年轻的恒星以随时间变化的方式吸积物质，这种变化的来源仍然是一个悬而未决的问题，特别是在最短的时间尺度上（~天）。使用一维时间相关的数值模拟，遵循场线几何形状，我们发现，对于逼真的年轻恒星，稳态跨音速吸积自然发生在没有任何其他来源的变异。然而，我们表明，如果内盘的密度在~天长的时间尺度上平滑地变化（例如，由于湍流），这种复杂性可导致在吸积柱中形成激波。这些冲击波沿着吸积柱传播，并最终撞击恒星，导致吸积率发生快速、大幅的变化。我们认为，当这些冲击击中恒星所观察到的时间依赖性将是吸积光度的快速增加，然后缓慢下降，并可能是一个解释的一些短期内观察到的变化吸积年轻的恒星。我们的一维方法将以前的分析工作与更复杂的多维模拟和观察联系起来。
2017-03-16 astro-ph.SR
No evidence for a strong decrease of planetesimal accretion in old white dwarfs
很大一部分白矮星正在吸积或最近已经从它们的行星系统中吸积了岩石物质，因此比氦重的元素污染了它们的大气。近年来，对能够将星子运送到其中心白矮星附近的机制的探索激发了一系列建模工作。观测到的白矮星在多陀螺寿命期间的吸积速率随时间的演化是对演化行星系统动力学模型的一个重要检验。最近对冷白矮星样本的研究发现，在Gyr时间尺度上，冷的老白矮星的质量吸积速率显著下降。在这里，我们重新审视这些结果，使用更新的白矮星模型和更大的样本旧污染的H-和He-大气白矮星。我们没有发现令人信服的证据，其时间平均质量吸积率的冷却时间在1至8 Gyrs之间的强烈下降。在此期间，质量吸积率下降不超过10的数量级的一个因素，这是一个数量级小于在最近的工作中发现的衰变率。我们的研究结果需要的机制，可以有效地和一致地提供至少8个Gyrs的白矮星的罗氏半径内的星子。
2021-11-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Structure of Shock Waves in the Case of Accretion onto Low-Mass Young Stars
给出了年轻恒星吸积激波结构的物理分析和数学表述。给出了一些结果，并研究了冲击波结构对各种参数的依赖关系。在一般情况下，金牛座T星光谱中谱线的相对强度和轮廓应该取决于下落气体的速度和密度，以及吸积几何。计算结果可作为阐明年轻恒星活动本质的基础。
2013-03-17 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
Slow Accretion of Helium Rich Matter onto C-O White Dwarf: Does Composition of WD Matter?
在双星系统中，氦吸积到碳氧白矮星（WD）上在许多天体物理场景中起着至关重要的作用，特别是在Ia型超新星中。此外，氦吸积CO白矮星的吸积率$\dot{M} \lesssim 10^{-9} M_{\odot}$ $yr^{-1}$的点火密度决定了超新星爆发的触发机制，可能是偏离中心的氦闪，也可能是中心的碳闪.我们的目标是研究氦以缓慢的吸积速率$5 \times 10^{-10} M_{\odot}$ $yr^{-1}$吸积到相对冷和热的不同碳和氧丰度的白矮星上。模拟程序MESA（Modules for Experiments in Stellar Astrophysics）用于我们的研究。我们分析了白矮星吸积阶段的表面重力（g）、氦光度（$L_{He}$）和有效温度（$T_{eff}$）等性质的变化。计算了氦气燃烧的点火密度（$ρ_{He}$）和点火温度（$T_{He}$）。正如预期的那样，在吸积过程中，WD的尺寸减小，g增大。然而，在快速点火接近尾声后，观察到类似红巨星的膨胀。在这项研究中，氦吸积WD演化的依赖性，其组成也进行了探讨。我们发现，较低丰度的碳的白矮星吸积稍长的氦点火开始之前。
2021-11-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Effects of Magnetic Accretion on the Spatial Extent of White Dwarf Pollution
JILA and Dept. of Astrophysical and Planetary Sciences, CU Boulder（科罗拉多大学博尔德分校天体物理与行星科学系及JILA）；Dept. of Astronomy, University of Michigan（密歇根大学天文学系）；Center for Astrophysics — Harvard & Smithsonian（哈佛史密森尼天体物理中心）
研究磁白矮星污染，构建吸积几何等模型，表明磁场会集中污染，相对时间尺度决定金属分布，磁场与自转轴不对准会使污染特征周期性变化，可解释相关探测，还指出磁场会致质量吸积率低估。
2026-07-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Asynchronous accretion can mimic diverse white dwarf pollutants I: core and mantle fragments
被污染的白矮星充当天体物理质谱仪--它们的光球丰度被用来推断吸积在它们上面的行星物体的成分。我们表明，由于吸积过程中的不对称性，在一个单一的行星体吸积过程中，落在恒星上的物质的组成可能会随时间而变化。因此，白矮星的瞬时光球丰度并不一定反映其污染物的整体组成，特别是当它们的扩散时间尺度很短时。特别是，我们预测，当一个小行星与铁核心潮汐破坏周围的白矮星，更大的份额，其地幔喷出，并在事件期间的核心/地幔部分的吸积材料随时间而变化。至关重要的是，这意味着不能确定扩散时间尺度较短的白矮星的不同污染物的核心部分，这些白矮星只对较长吸积过程的短暂片段进行采样。观测到的污染白矮星数量支持了这个理论。相对于恒星丰度比，更多的白矮星具有高Fe/Ca比的吸积物质，表明地幔物质的喷射。此外，我们发现初步的证据表明，铁的吸积率下降得更快，比镁或钙，暗示在吸积组合物的可变性。对这一理论的进一步证实将来自于即将进行的对年轻白矮星的大样本分析。
2022-11-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
VTC J095517.5+690813: A radio transient from an accretion-induced collapse of a white dwarf?
我们研究了最近报道的M81中的射电瞬变现象VTC J095517.5+690813是由一颗白矮星的吸积引起的坍缩引起的可能性。它在无线电中变得明亮，但没有发现相关的光学瞬变。吸积引起的坍缩被预测为射电明亮，但光学暗淡，满足观察到的属性。我们比较了VTC J095517.5+690813和吸积诱导坍缩的射电辐射，发现吸积诱导坍缩可以合理地解释射电辐射。虽然很难确定VTC J095517.5+690813是吸积引起的坍缩，但我们的研究表明，没有光学对应物的射电亮瞬变仍然可能与恒星死亡有关。
2019-09-16 astro-ph.HE 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
Scars of Intense Accretion Episodes at Metal-Rich White Dwarfs
对DBZ型白矮星的时间平均吸积率的重新评估表明，历史上的时间平均吸积率明显高于目前在DAZ型白矮星上观察到的吸积率。DAZ白矮星观测到的持续的瞬时吸积速率（通常超过1 e8 g/s）与DBZ恒星在过去1 e5 - 1 e6年中推断的吸积速率之间的差异可能是几个数量级，因此必须由数十至数百年的高速率事件造成，因此它们至今仍未被发现。本文探讨的可能性，这种短暂的，强烈的吸积事件的气相材料可以解释现有的数据。对于星周气体的合理假设，吸积速率接近或超过1 e15 g/s是可能的，类似于在静态激变变星中观察到的速率，并且可能通过未来的X射线任务或宽场监测设施检测到。容易发生这种快速吸积的气体碎片可能在潮汐破裂事件之后立即通过碰撞和升华而丰富，或者如果额外的物体撞击现存的磁盘。在气体产生事件之间的长时间内，颗粒盘物质以坡印廷-罗伯逊拖曳率或接近坡印廷-罗伯逊拖曳率的速度吸积，这与尘埃DAZ白矮星推断的速率一致。在这张照片中，没有红外线过量的温暖DAZ恒星的吸积速率与未被检测到的颗粒盘一致。这一总体情况对DBZ白矮星的吸积和小行星碎片的衍生化学成分的准稳态模型有影响。
2012-06-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Absence of a Correlation between White Dwarf Planetary Accretion and Primordial Stellar Metallicity
本文通过宽双星系统中伴星金属丰度作为白矮星原初金属丰度的代理，比较受污染与未受污染白矮星的金属丰度分布，发现两者无显著差异且吸积率与金属丰度无显著趋势，表明巨行星并非白矮星吸积事件的主导原因。
2024-06-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
A road-map to white dwarf pollution: Tidal disruption, eccentric grind-down, and dust accretion
很大一部分白矮星显示出金属线，表明行星物质的污染，但吸积过程仍然知之甚少。本文的主要目的是制作一个路线图，说明白矮星污染的几个潜在途径，并将这些途径与观测结果联系起来。我们提出的主要道路开始于一个分散的小行星的潮汐破坏和一个高度偏心的潮汐盘的形成，具有广泛的碎片大小。这些碎片的坡印廷-罗伯逊（PR）阻力单独的吸积太慢，无法解释所观察到的速率。相反，在第二阶段，包括差分拱点进动在内的几个过程导致偏心碎片之间的高速碰撞。大的小行星在分裂时会产生更多的碎片，导致快速研磨并产生短暂而强烈的尘埃爆发，而较小的小行星则会在较长的时间内研磨。在最后阶段，碰撞产生的尘埃通过阻力循环并吸积到白矮星上。我们表明，当吸积速率超过10^7 g/s时，由PR阻力引起的光学薄尘埃吸积会产生大的红外（IR）过量。我们假设周围的白矮星以高速率吸积，但没有检测到红外过量，尘埃循环需要增强阻力-例如，由于存在气体附近的磁盘的近心。
2021-11-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Accretion of a giant planet onto a white dwarf
对G29-38周围尘埃盘的检测以及绕WD 1145 +017运行的碎片的凌日证实，在许多白矮星中发现的光球微量金属来自潮汐破坏的微行星的吸积。这些微行星的组成与内太阳系的岩石天体相似。引力散射星子向白矮星需要更大质量的天体的存在，但迄今为止还没有行星在白矮星被发现。在这里，我们报告的光谱$\simeq27\,750$ K热白矮星是吸积从拱星气体盘组成的氢，氧，硫的速度为$\simeq3.3\times10^9\,\mathrm{g\,s^{-1}}$。这个圆盘的组成不同于白矮星周围所有其他已知的行星碎片，但类似于对冰质巨行星更深大气层组成的预测，H $_2$ O和H $_2$ S是主要成分。一颗巨行星绕着一颗半长轴为$\simeq15$太阳半径的热白矮星运行时，将经历显著的蒸发，预计质量损失率与白矮星的吸积率相当。这颗行星的轨道很可能是引力相互作用的结果，表明系统中存在其他行星。我们推断在$\simeq10^{-4}$白矮星附近的轨道上，光谱可探测到的巨行星的出现率。
2019-12-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Direct formation of millisecond pulsars from rotationally delayed accretion-induced collapse of massive white dwarfs
毫秒双星（MSP）被认为是古老的中子星，由Ib/c型核心坍缩超新星形成，随后通过高度圆形的低质量X射线双星中的伴星吸积而旋转到高转速。最近发现的银河场双星MSP在偏心轨道上，质量函数与氦白矮星同伴PSR J2234+06和PSR J1946+3417的预期一致，因此挑战了这一观点。在这里，我们提出了一个假设，生产这类新的系统，其中的MSP是直接从一个旋转延迟吸积引起的崩溃的超级白矮星白矮星。我们计算了在这些事件中形成的MSPs的轨道性质，并证明我们的假设可以重现观测到的白矮星的偏心率，质量和轨道周期，以及预测脉冲星的质量和速度。最后，我们将这个假设与三星场景进行比较。
2014-05-30 astro-ph.HE 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
On the Change of the Inner Boundary of an Optically Thick Accretion Disk around White Dwarfs Using the Dwarf Nova SS Cyg as an Example
本文介绍了我们对天鹅座SS星系（一个含有白矮星的吸积双星系统）光通量非周期变化的研究结果。这里介绍的主要观测数据集是用安装在RTT-150望远镜上的ANDOR/iXon DU-888光度计获得的，它可以实现高达8 ms的时间分辨率（对于CCD光度计）。源通量变化的功率谱揭示了非周期变化包含了双星系统中光学厚流内边界的信息。我们发现，在辐射热光变曲线的最大值处，光学厚的吸积盘的内边界接近于白矮星表面，即，在瞬时吸积率的峰值时，白矮星积盘被截断，而在低态时，吸积盘被截断的距离为8.5e9 cm ~10 R_{WD}。我们认为可以通过研究吸积白矮星的功率谱参数来追踪双星吸积盘内边界的位置。特别是，这允许估计吸积物体的质量。
2012-04-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Asynchronous accretion can mimic diverse white dwarf pollutants II: water content
挥发物，特别是水，是岩石行星可居住性的关键。水在行星物质中的存在可以从受污染的白矮星的大气氧丰度中推断出来，但这种解释往往很复杂。我们研究了吸积过程，发现在更多的难熔矿物到达恒星之前，冰可能会升华和吸积。因此，白矮星的相对光球丰度可能在一次吸积事件中随时间而变化，并不一定反映污染物的整体组成。我们为这个假设提供了两个可检验的预测：1。较冷的恒星将更经常被推断为吸积湿污染物，和2。将有罕见的吸积事件发生，其推断的挥发性水平远远超过原始彗星的水平。为了从观测上检验这些预测，我们对白矮星污染物的含水量进行了统计约束。我们发现，在目前的样本中，只有三颗星显示统计上显着的证据水在2 $σ$水平，由于大气丰度和吸积状态的大的典型的不确定性。在未来，一个扩大的样本污染白矮星与氢占主导地位的气氛将允许证实我们的理论预测。我们的工作还显示了统计解释污染物成分的重要性，并强调需要减少测量丰度的不确定性，以允许其水含量的统计上显着的限制。
2022-11-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Discovery of Beryllium in White Dwarfs Polluted by Planetesimal Accretion
在白矮星中首次发现铍元素。在两颗氦-大气层白矮星的光谱中发现这一点之所以成为可能，是因为在这些恒星中观察到的Be相对于所有其他比He重的元素来说明显过量。测得的Be丰度，相对于南极，是迄今为止在任何天体中看到的最大的。我们预计，在这些吸积行星体中的Be是由O，C和N中的一种或多种在MeV或更大能量的粒子的高通量区域中的spillation产生的。
2021-02-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Effect of a Magnetic Field on the Dynamics of Debris Discs Around White Dwarfs
对受污染的白矮星周围碎片盘的寿命和推断的吸积率的观测估计，往往与盘中尘埃颗粒受到屏蔽的坡印廷-罗伯逊阻力模型的预测不一致。此外，许多冷污染的白矮星没有显示出任何伴随圆盘的观测证据。如果碎片盘的寿命比仅用坡印廷-罗伯逊阻力预测的短，而吸积率比预测的高，这在一定程度上可以得到解释。我们认为潮汐破坏的反磁性碎片和其随后的影响的碎片盘的形成，演变和吸积率的磁场的作用。我们估计，磁场强度大于$\sim$ 10千克可能会减少所需的时间循环和光盘的寿命由几个数量级，并增加相关的吸积率由一个类似的因素，相对于坡印廷-罗伯逊阻力。我们认为，一些污染的白矮星可能拥有低于典型的可检测极限的磁场，这些领域可能占污染的白矮星与失踪的碎片光盘的比例。我们还建议，抗磁阻力可能占较高的吸积率估计污染的白矮星，不能单独由坡印廷-罗伯逊阻力预测，并找到一个依赖于磁场强度，轨道近心点距离，和颗粒大小的预测光盘寿命和吸积率。
2021-01-04 astro-ph.EP 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
Trace hydrogen in helium atmosphere white dwarfs as a possible signature of water accretion
少数拥有氦主导大气的白矮星在其对流区含有异常大量的氢，金属污染的白矮星GD 16是最早被认可的例子之一。我们报告发现了一颗类似的恒星：这颗白矮星碰巧被命名为GD 17。我们获得了GD 16和GD 17的中分辨率光谱，并计算了光球H，Mg，Ca，Ti，Fe和Ni的丰度和吸积率。金属丰度比表明，这两颗恒星最近吸积的碎片是镁贫相比，散装地球的组成。然而，与金属污染物不同，H从未扩散出白矮星的大气，我们提出GD 16和GD 17异常高的大气H含量（分别为$2.2\times 10^{24}$ g和$2.9\times 10^{24}$ g）可能是由先前的含水微行星吸积造成的。比较729颗氦大气白矮星中微量H和金属污染的检测，我们发现，与无金属的对应物相比，金属污染的白矮星中H的存在几乎是其两倍。这种高度显著的相关性表明，在白矮星的冷却年龄，在许多He大气（包括GD 16和GD 17）中检测到的至少一部分H与金属污染物一起吸积，其中最合理的来源是水。在这种情况下，水必须是常见的岩石星子系统。
2017-02-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Accretion onto a binary from a polar circumbinary disc
我们提出了流体动力学模拟来模拟从极环联星盘到质量比接近1的高偏心率（$e=0.78$）联星系统（$q=0.83$）的吸积流，作为联星HD 98800 BaBb的模型。我们比较了极环双星盘吸积流与以前研究的共面情况。在共面的情况下，环双星盘变得偏心，吸积从一个双星成员到另一个双星成员交替占主导地位。对于极盘的情况下，涉及一个高度偏心的二进制，我们发现，circumbinary光盘保留其最初的低偏心率和主星吸积率始终是大约相同的次级恒星吸积率。最近的观测的二进制HD 98800 BaBb，它有一个极环双星盘，已被用来确定的$\rm Hα$流量的值，从较亮的组件。从这个值，我们推断吸积率比典型的金牛T星低得多。外伴星HD 98800 A的偏心轨道使HD 98800 B的吸积率在每次近天体通过后增加$\sim 20$ %。我们的流体动力学模拟无法解释如此低的吸积率，除非盘的粘度参数是非常小的，$α< 10^{-5}$。对这个系统的进一步观测将有助于检查这种低吸积率。
2022-05-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Metal accretion onto white dwarfs caused by Poynting-Robertson drag on their debris disks
最近在十几颗富含金属的白矮星（WD）周围发现了致密（尺寸为$<R_\odot$）的碎片盘，这表明这些恒星的金属污染可能是由来自盘的高Z物质的吸积造成的。但是，负责有效地从颗粒盘到WD大气的质量转移的机制尚未确定。在这里，我们证明了WD的辐射可以有效地驱动吸积的物质通过磁盘的升华半径（位于几十WD半径），在那里粒子蒸发，饲料盘的金属气体吸积到WD。我们发现，与以前的一些索赔，坡印廷罗伯逊（PR）阻力的碎片盘是有效的，在提供金属吸积率$\dot M_{PR}\sim 10^8$ g/s和更高，缩放二次WD有效温度。我们比较我们的结果与观测结果表明，正如预期的那样，没有WD托管颗粒碎片磁盘显示的证据，金属吸积率低于PR阻力。WD吸积金属的速率显着高于$\dot M_{PR}$的存在表明，除了PR阻力驱动吸积的高Z元素在这些系统中的另一种机制。
2011-02-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Possible formation of lowly luminous highly magnetized white dwarfs by accretion leading to SGRs/AXPs
我们描绘了一个可能的进化场景，通过这种场景，一个高度磁化的超级白矮星白矮星可以通过吸积到一个通常观察到的磁化白矮星上而形成。这是一个探索性的研究，当在灾难变量（CV）的物理是非常丰富和复杂的。在此基础上，我们还探讨了白矮星脉冲星AR Sco由于吸积和自旋下降的反复发生而获得高自旋和高磁场的可能性。我们发现，强磁场显着降低亮度的高磁化白矮星（B-WD），让他们低于目前的检测极限。这个周期的重复最终会导致B-WD，最近被认为是Ia型超新星过度发光的原因。旋转的B-WD也可能是连续引力辐射和软伽马射线中继器（SGR）和异常X射线源（AXP）的理想来源。SGR/AXP通常被认为是高度磁化的，但尚未被观测证实的中子星。对B-WD进行建模并不需要磁场与基于中子星的模型一样高，但是完整地再现了其他观察到的性质。
2019-08-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Wind-accretion disks in wide binaries, second generation protoplanetary disks and accretion onto white dwarfs
从演化的施主星到它的伴星的质量转移是双星系统中恒星演化的一个标准特征。在宽联星中，伴星捕获了主星在风中喷射的部分质量。被捕获的物质形成一个吸积盘。在这里，我们使用数值方法研究风-吸积盘的演变，该方法使我们能够跟踪长期演变。对于一个广泛的初始条件，我们推导出的径向密度和温度分布的磁盘。在大多数情况下，风吸积会在AGB施主星的整个生命周期中产生长寿命的稳定盘。这些盘的质量是10^{-5}-10 ^{-3} M太阳的几倍，表面密度和温度分布遵循破幂律。圆盘中的总质量与所使用的粘度参数近似线性地成比例。大约有50%到80%的质量落入盘中，并与中心恒星吸积;其余的则从盘的外缘流出，进入主星的恒星风中。对于吸积速率较大的系统，次级吸积量可达0.1M太阳。当次级恒星是白矮星时，吸积自然会导致新星和超新星爆发。对于所有类型的二级恒星，大质量盘的表面密度和温度分布类似于在原行星盘中观察到的结构，这表明协调的观测计划可能会提高我们对不确定的盘物理学的理解。
2012-12-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Increases to Inferred Rates of Planetesimal Accretion Due to Thermohaline Mixing in Metal Accreting White Dwarfs
许多孤立的、古老的白矮星（WD）在它们的光球中显示出令人惊讶的金属证据。考虑到重力沉积的时间尺度是天文学上的短，这被认为是正在进行的吸积的证据，很可能是潮汐破坏的星子。这种吸积率，$\dot M_{\rm acc}$，是重要的约束，这个过程的大多数建模依赖于假设之间的平衡扩散沉积和金属吸积提供给WD的表面对流信封。早期的工作的交易和合作者的基础上，我们表明，高$\dot M_{\rm acc}$模型，只有扩散沉积是不稳定的热盐混合和模型，占增强混合的活动热盐不稳定性需要更大的吸积率，有时达到$\dot M_{\rm acc} \approx 10^{13} \, \rm g \, s^{-1}$解释观察到的钙丰度。我们提出了网格的MESA模型，包括扩散和温盐混合的结果。这些结果表明，这两种机制是必不可少的了解金属污染的范围内的污染WD与氢气氛。活跃的热盐混合的另一个结果是，观察到的金属丰度比是相同的吸积材料。
2018-05-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
AR Sco as a possible seed of highly magnetised white dwarf
我们探讨了最近发现的白矮星脉冲星AR Sco获得高自旋和磁场的可能性，由于反复发作的吸积和自旋下降。吸积的白矮星可以导致更大的质量，从而导致更小的半径，从而导致增强的旋转周期和磁场。这个旋转的磁性白矮星可以暂时抑制吸积，自旋下降，最终，由于引力辐射使双星周期收缩，吸积可以再次开始。重复上述周期最终会导致一个高磁场的白矮星，最近被认为是过度发光的Ia型超新星的原因。我们还指出，这些高磁场旋转的白矮星是引力辐射的有吸引力的地点。
2017-08-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Theory of Disk Accretion onto Magnetic Stars
吸积到磁星上的盘发生在各种系统中，包括吸积中子星（具有高和低磁场），白矮星和原恒星。我们回顾了磁层-磁盘相互作用中的一些关键物理过程，强调了理论上的不确定性。我们还讨论了一些应用程序的吸积中子星和原恒星系统的观测，以及可能的连接到原行星盘和系外行星。
2014-02-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
An Alternative Channel For High-Mass Binary Black Holes-----Dark Matter Accretion Onto Black Hole
利用布居综合方法，建立了一个暗物质（DM）与双黑洞（BH）的吸积模型，并研究了双黑洞的合并速率。我们发现，合并率可以微弱地增加（小于10%）。然而，DM吸积可以有效地提高双BH的质量。在我们的模型中，没有DM吸积的$Z = 0.01$的结果不能解释GW 170104、GW 170814和GW 150914，而有DM吸积的情况下，它可以很好地覆盖所有观测。对于高金属丰度（$Z = 0.02$），我们的模型不能解释GW 170104、GW 170814和GW 150914等高质量双星的合并。我们估计二元BH的合并率介于$\rm55Gpc^{-3}yr^{-1}$和$\rm197Gpc^{-3}yr^{-1}$之间。
2018-06-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Connections between Tilted Accretion Disks around White Dwarfs and Substellar Companions
白矮星系统中的吸积盘被认为是倾斜的。在最近的出版物中，升力被认为是盘倾斜的一个来源，一个可能与所有吸积盘系统相关的来源。升力是由在亮点处流过圆盘上方和下方的超音速气流速度略有不同而产生的。在这次会议的过程中，我们集中在是否有足够的质量，以有助于磁盘倾斜吸积到一个白矮星主要的棕矮星捐助星。我们也想知道一个白矮星-棕矮星密近双星系统是否有足够的质量来诱导和维持四度的盘倾斜。我们采用SDSS 103533.03+055158.4作为我们的模型系统，其传质速率为（10 \pm 2）× 10-12 M* yr-1。我们发现SDSS 1035中的褐矮星没有足够的质量来贡献盘倾斜。我们发现一个最小的质量传递速率的总幅度为-10-10 M* yr-1。我们的结论是，SDSS 1035似乎没有足够高的传质速率，诱导和维持可观察到的磁盘倾斜。因此，褐矮星供体系统如此难以找到的一个原因可能是由于它们的低质量传递速率，这不会引起白矮星-红矮星CV中典型的可观察到的动力学效应。
2011-02-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
Modeling the Evolution of Silicate/Volatile Accretion Discs around White Dwarfs
在被金属污染的白矮星周围发现了越来越多的碎片盘。它们被认为是起源于潮汐破坏的系外行星体，并负责金属吸积到宿主WD上。为了解释（1）观测推断的吸积速率高于坡印廷-罗伯逊阻力（$\dot{M}_{\rm PR}$）引起的吸积速率，以及（2）指示陆地岩石物质吸积的富折射光球成分，以前的研究提出了由于颗粒升华产生的硅酸盐蒸汽增加的气体阻力导致硅酸盐颗粒的失控吸积。由于再冷凝的蒸气扩散超出升华线被忽略，我们重新审视这个问题的一维平流/扩散模拟，始终结合硅酸盐升华/冷凝和反反应颗粒漂移由于气体阻力在固体丰富的磁盘。我们发现，硅酸盐蒸汽密度的区域重叠的固体颗粒遵循饱和蒸汽压，并没有失控吸积发生，如果包括再冷凝。这总是限制了从单组分硅酸盐盘到处于平衡态的$\dot{M}_{\rm PR}$的吸积速率。或者，通过执行将挥发性气体（例如，水蒸气），我们证明了挥发性气体通过气体拖曳增强了硅酸盐向$>\dot{M}_{\rm PR}$的增生。当盘的初始挥发分为$\lesssim 10$ wt %时，由于固体向气体的有效反反应抑制了挥发分吸积，同时再现了富耐火材料吸积。来自C型小行星类似物的圆盘可能是高$\dot{M}$之谜的可能线索。
2022-11-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Exomoons as sources of white dwarf pollution
被污染的白矮星提供了一种独特的方法来研究系外行星物质的整体成分，但并不总是清楚这些物质是否来自彗星，小行星，卫星或行星。我们结合N体模拟与分析模型来评估太阳系外卫星作为白矮星（WD）污染源的普遍性。利用观测到的污染白矮星样本，我们发现，污染源的外推母体质量往往与许多太阳系卫星的质量更一致，而不是与类太阳系小行星的质量更一致。我们提供了一个框架，估计目前正在进行可观测的月球吸积的白矮星的分数的基础上，从模拟的白矮星行星和月球系统的结果。聚焦于一个由超级地球到海王星质量的天体组成的三行星白矮星系统，我们发现我们可以预期大约有1%的这样的系统目前正在经历月球吸积，而不是小行星吸积。
2022-05-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Accretion of a Terrestrial-Like Minor Planet by a White Dwarf
我们提出了污染DAZ白矮星GALEX J193156.8+011745的光学和红外表征。从紫外到热红外的成像和光谱表明，白矮星拥有过量的红外辐射，这与轨道尘埃碎片盘的存在相一致。除了先前确定的五种元素外，我们的光学阶梯光栅光谱仪还可以检测铬和锰，并对其他几种元素进行限制性上限检测。综合所有的探测结果和上限，我们认为白矮星已经吸积了一个分化的母体。我们比较推断的吸积母体的散装元素组成的期望剥离其地壳和地幔的类地行星的散装成分，并找到相对较好的协议。在恒星演化的后期阶段，至少有两个过程对形成岩石天体的最终体元素组成很重要：辐射和与致密恒星风的相互作用。
2011-02-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
He-accreting oxygen-neon white dwarfs and accretion-induced collapse events
本文利用MESA研究He吸积ONe白矮星接近钱德拉塞卡极限时的演化，发现He燃烧积累的CO幔层点火将碳转化为硅且硅产量与吸积率负相关，最终ONe WD经历吸积诱导坍缩形成中子星。
2024-09-25 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
Discovery of magnetically guided metal accretion onto a polluted white dwarf
本文发现金属污染白矮星 WD0816-310 的金属吸积与水平混合受其磁场控制，金属线强度和磁场强度呈周期性同步变化，表明金属可能持续集中于磁极附近，揭示了磁场在星子被白矮星吞噬的最后阶段中的关键作用。
2024-02-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
