Lithium production in the merging of white dwarf stars
北冕座R恒星的起源已经难以捉摸了200多年。目前，已经提出了两种理论来解释其形成。这两种情况分别是最后一闪的情况，在这种情况下，一颗垂死的渐近巨星分支（AGB）恒星抛出它的大气层，露出下面的氢贫乏，经过大量处理的物质，以及双重简并的情况，在这种情况下，两颗白矮星合并产生一颗新的恒星，并重新焕发活力。一些理论预测，在后一种情况下达到的温度将摧毁白矮星中最初存在的任何锂。因此，观测到的一些北冕座R恒星的锂含量，通常被解释为最后的闪光场景最好地描述了它们的形成。在本文中，它表明，锂的生产，确实可以发生在合并的氦白矮星与碳-氧白矮星，如果他们的化学成分，特别是3 He，是充分考虑。详细描述了锂的生产机理，并考察了锂生产对合并环境的敏感性。平滑粒子流体动力学（SPH）示踪粒子的核合成后处理计算表明，在这些环境中产生的任何锂将集中向周围的R CrB星的材料云。因此，测量这些云的锂含量将为R CrB星的形成机制提供有价值的见解。
2012-05-11 astro-ph.SR
Origin of magnetic fields in cataclysmic variables
在最近的一系列论文中，有人提出高磁场白矮星是近距离双星相互作用和合并的结果。人口合成计算表明，孤立的高磁白矮星的起源与恒星合并假说是一致的。在这幅图中，观测到的磁场是由一个由差动旋转驱动的阿尔法-欧米茄发电机引起的。最强的磁场出现在差旋等于临界分裂速度时，并且是由两颗恒星（其中一颗具有简并核心）在共同的包层演化过程中合并或由两颗白矮星合并而产生的。我们现在合成一个人口的二元系统调查的假设，磁场的磁激变变量也起源于恒星相互作用的共同信封阶段。那些从共同的包络中产生的系统更紧密地结合在一起，形成了具有最强磁场的激变变星。我们改变了共同的包络效率参数，并比较我们的人口合成与磁激变变量的观测结果。我们发现，共同的包络相互作用可以解释所观察到的这些磁系统的特点，如果包络弹射效率低。
2018-10-15 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
Binaries discovered by the SPY project V. GD 687 - a massive double degenerate binary progenitor that will merge within a Hubble time
目标。ESO Ia型超新星前身巡天（SPY）的目的是寻找合并的双简并双星作为Ia型超新星爆炸的候选者。白矮星合并也被认为可以解释像R CrB，极端氦或He sdO星这样的罕见类型的恒星的形成。在这里，我们介绍了热亚矮星B双星GD 687，它将在不到一个哈勃时间内合并。方法.用时间分辨光谱法测定了密近双星的轨道参数。由于GD 687是一颗单线双星，光谱只包含次矮星主星和轨道的信息。从高分辨率光谱中导出了投影旋转速度。假设轨道同步，系统的倾角和看不见的伴星的质量都受到限制。结果导出的倾角为$i=39.3^{+6.2}_{-5.6}\,^{\circ}$。质量$M_{\rm 2}=0.71_{-0.21}^{+0.22}\,M_{\rm \odot}$表明伴星一定是一颗白矮星，很可能是C/O组成。这仅仅是第四个sdB伴星被明确证明是白矮星的例子。它的质量比白矮星的平均质量稍大，但也有可能达到$0.93\,M_{\rm \odot}$的质量，在这种情况下，系统的总质量接近于克拉塞卡极限。结论. GD 687将演变成一个双简并系统，并合并形成一个罕见的超大质量白矮星，质量超过太阳。在亚克拉塞卡超新星中的死亡也是可以想象的。
2010-03-22 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
White Dwarf Cosmochronology in the Solar Neighborhood
太阳附近恒星形成历史的研究是恢复银河系早期阶段和演化信息的有力手段。我们提出了一种新的方法，它包括直接探测附近的恒星残骸的形成历史。我们依赖于体积完整的样品白矮星在20 pc，其中准确的冷却年龄和质量已经确定。利用已得到良好表征的初终质量关系，恢复了局部简并样品的初始质量（1 <M/Msun <8）和总年龄。我们校正了将我们的结果转化为全球恒星形成率所必需的适度偏差，这可以与基于太阳附近主序星属性的类似研究进行比较。我们的方法提供了除了最近时期之外的所有年龄的精确形成率，结果表明，与5 <Age（Gyr）<10的范围相比，过去5 Gyr的太阳邻域的形成率有所提高。此外，观测到的本地样本中最古老的白矮星的总年龄约为10 Gyr，这与早期的开创性研究相一致，这些研究已经确定了恒星残骸的银河系圆盘的年龄。我们研究的主要缺点是本地白矮星样本的小尺寸。然而，所提出的技术可以应用于更大的样本在未来。
2014-06-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The double-degenerate model for the progenitors of type Ia supernovae
双简并（DD）模型是由引力波辐射驱动的大质量双碳氧白矮星（COWD）的合并过程，是Ia型超新星（SNe Ia）形成的经典途径之一。最近，有人提出WD+He亚巨星通道对大质量双WD的产生有显着贡献，其中主WD通过吸积来自He亚巨星的富He物质来积累质量。我们演化了大约1800个CO WD+He恒星系统，并通过DD模型获得了一个大而密集的网格来产生SNe Ia。然后，我们进行了一系列的DD模型的二进制人口合成模拟，其中WD+He的亚巨星通道计算在这个网格内的插值。根据我们的标准模型，在DD模型的WD+He亚巨星通道中，Ia超新星的银河系出生率约为2.4*10^{-3}年^{-1};所有通道的总出生率约为3.7*10^{-3}年^{-1}，与观测结果一致。以前的理论模型仍然有赤字与观测到的SNe Ia与延迟时间为<1 Gyr and >8 Gyr。在考虑WD+He亚巨通道后，我们发现延迟时间分布与观测结果相当。此外，最近的一些研究提出，强烈的WD合并更有可能产生基于DD模型的SNe Ia。我们估计，通过DD模型的暴力合并可能只占所有SNe Ia的16%左右。
2017-10-11 astro-ph.SR
The delay time distribution of type Ia supernovae: a comparison between theory and observation
我们研究了椭圆星系中Ia型超新星不同形成方案的贡献。单简并方案（白矮星从主序晚期或红巨星伴星吸积）与双简并方案（两颗白矮星通过发射引力波辐射旋入并合并）进行了比较。我们使用人口数合成代码，将最新的物理结果在二进制进化，并允许区分某些物理场景（例如，描述共同的信封演变）和进化参数（例如，在罗氏瓣溢出的传质效率）。Ia型超新星的延迟时间的理论分布进行比较，观察到的，无论是在形态的形状和事件的绝对数量。这些分布对某些参数的关键依赖性被用来约束后者的值。我们发现，单退化的情况下，不能单独解释观测延迟时间分布的形态形状，而双退化的情况下（或两者的组合）可以。大多数双简并Ia型超新星是通过一个正常的准保守洛希瓣溢出，然后是一个共同的包络相，而不是通过两个连续的共同包络相。这可能会在其他研究中使用的分析形式主义，以确定延迟时间的怀疑。就绝对数量而言，旧椭圆星系中Ia超新星的理论发生率至少比观测到的低三倍。我们提出了一个解决方案，涉及旋转的影响，中等质量的双星的演变。
2010-03-12 astro-ph.SR
The Solar Neighborhood. XXXIX. Parallax Results from the CTIOPI and NOFS Programs: 50 New Members of the 25 Parsec White Dwarf Sample
我们提供了来自Cerro Tololo美洲天文台视差研究（CTIOPI）和美国天文台的107个附近白矮星（WD）系统的114个三角视差。S.海军天文台旗杆站（NOFS）视差程序。其中，CTIOPI程序测量了69个系统的76个松弛，NOFS程序测量了同样多系统的38个松弛。总共有50个系统被确认在25 pc的感兴趣范围内。再加上光谱确认的一个共同的自行同伴的依巴谷星在25 pc以及确认视差测定两个WD系统包括在最近发布的第谷盖亚天体测量解决方案（TGAS）目录，我们增加了53个新系统的25 pc WD样本$-$的42%的增加。我们的样本包括四个强的候选晕系统，一个新的富金属DAZ WD，最近发现的附近的短周期（P = 2.85小时）双简并的确认，WD与一个新的天体测量扰动（长周期，不受我们的数据约束），和一个新的三重系统WD伴星主序星有天体测量扰动（P $\sim$ 1.6年）。
2017-06-02 astro-ph.SR
Forming merging double compact objects with stable mass transfer
本研究评估了稳定非保守质量转移在形成并合双致密天体（BH、NS、WD）中的潜力，发现各向同性再发射极限下可形成多数GW来源的双黑洞，而L2外流则改变参数空间并提高最终质量比。
2023-09-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Merging white dwarfs and SN Ia
使用人口合成，我们研究了一个双简并（DD）的情况下，SNe Ia，本文提出了一个极端的假设，即所有CO白矮星的超双曲拉塞卡对的合并，都是由一个超双曲拉塞卡对合并产生的。质量大于0.47 $M_\odot$的CO WD与质量大于0.37 $M_\odot$的混合WD或氦WD的合并产生Ia超新星。该模型的参数化产品的共同信封效率和恒星信封$α_{ce}λ$，我们在0.25和2之间变化的结合能的参数。对于$α_{ce}λ$ =2，获得了与观测值的最佳一致性。一个实质性的贡献率的SNe Ia提供了一个混合WD的对。Ia型超新星的银河系速率估计为每年$6.5 10^{-3}$（对于隆起和薄盘的质量等于$7.2 10^{10} M_\odot$），这与观测估计的每年$(5.4\pm0.12) 10^{-3}$相当。1至8 Gyr范围的模型DTD令人满意地符合场星系中SNe Ia的DTD（Maoz等人，2012）。对于该时期，模型DTD是指数为-1.64的功率低。在早期和后期的时期，我们的DTD有一个赤字的事件，在其他研究。即使只有CO+CO WD与$M_1\geq0.8\,M_\odot$和$M_2\geq0.6\,M_\odot$产生SNe Ia，也能达到与观测DTD的边缘一致。如果潮汐效应比假设的弱和/或人口的金属丰度比太阳低得多，观测和模型的DTD可能会得到更好的协议。
2016-10-23 astro-ph.SR
Delay time distribution of type Ia supernovae: theory vs. observation
研究了椭圆星系中Ia型超新星的两种形成方案：单简并方案（一颗白矮星通过吸积双星中伴星的物质而达到克拉塞卡极限）和双简并方案（双星中两颗白矮星由于引力波辐射的发射而螺旋并合）。使用的人口数合成代码，其中包括最新的物理结果在二进制的演变，并允许区分某些物理场景（如常见的信封演变的描述）和演变参数（如罗氏瓣溢出期间的传质效率）。由此获得的Ia型超新星延迟时间的理论分布相比，观察到的，无论是在形态形状和绝对数量的事件。某些参数对这些分布的关键影响被用来约束它们的值。单退化的情况下，单独被发现是无法在再现的观测延迟时间分布的形态形状，而使用的双退化的（或两者的组合）确实导致公平的协议。大多数双简并Ia型超新星是通过一个正常的、准保守的洛希瓣溢出，然后是一个共同的包络相形成的，而不是像通常假设的那样，通过两个连续的共同包络相形成的。这可能会引起怀疑的延迟时间的确定，使用分析形式主义，有时在其他研究中。老椭圆星系中事件的理论绝对数量至少比观测到的速率低三倍。虽然这可能只是观测不确定性的结果，但更好地处理旋转对恒星结构的影响可以减轻这种差异。
2010-09-27 astro-ph.SR
Smoothed Particle Hydrodynamics simulations of the core-degenerate scenario for Type Ia supernovae
Ia型超新星（SN Ia）的核心简并（CD）方案涉及渐近巨星分支（AGB）星的热核与白矮星的合并，可能在所有热核超新星中占不可忽略的比例。尽管它的潜在利益，很少有研究，并仅基于粗略的简化，一直致力于调查这种可能的情况下，相比之下，大量的努力投入到研究其他一些情况。在这里，我们进行了合并阶段的第一个三维模拟，并发现这一过程可以导致形成一个巨大的白矮星，如本方案所要求的。我们考虑两种情况下，根据在共同包络相的最后阶段围绕系统形成的环双星盘的质量。如果圆盘的质量足够大，恒星会在一个高度偏心的轨道上合并。否则，合并发生在环双星盘被抛出，引力波辐射使恒星接近洛希瓣半径，进入近圆形轨道之后。毫不奇怪，合并残留物的总体特征与双简并（DD）场景中发现的相似，独立于非常不同的核心温度和合并恒星的轨道。它们由一个中心的大质量白矮星组成，周围是一个热的、快速旋转的日冕和一个厚的碎片区域。
2015-04-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Progenitors of type Ia supernovae and the metallicity distribution of G-type dwarfs
我们调查的贡献形成Ia型超新星的单（白矮星吸积从一个非简并的同伴）和双（两个合并的白矮星）简并的情况下，以及各个方面的二元演化过程中导致这样的祖系统。我们的目标是通过组合建模更好地了解不确定性和参数空间，从而减少可能的模型方法的数量。如将示出的，这种排除部分参数空间通常与建模中的不确定性无关。我们使用的组合的人口合成代码与详细的二进制演化和银河系化学演化模型预测的金属丰度分布的G型矮星在太阳附近。由于这些恒星的寿命很长，这种分布是一个区域整个化学历史的良好指标。通过将观测到的分布与假设不同的Ia型超新星祖先和演化参数（例如关于质量和角动量损失以及共同的包络演化）所预测的分布进行比较，有可能限制假设的可能组合。我们发现，为了重现所观察到的G-矮星金属丰度分布，它是绝对必要的，包括单和双简并的情况。当所有合并的C-O白矮星都对后者有贡献时，得到最佳匹配。这种对应关系也严重依赖于关于星系和恒星形成的假设，例如使用两个坠落模型与恒星形成速率恒定。然而，这并不影响先前的结论，这与研究星暴星系中Ia型超新星延迟时间分布的结果一致。
2014-03-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Progenitors of Type Ia Supernovae: II. Are they Double-Degenerate Binaries? The Symbiotic Channel
为了使白矮星（WD）达到克拉塞卡质量M_C，并爆发为Ia型超新星（SNIa），它必须与另一颗恒星相互作用，要么吸积物质，要么与之合并。如果我们要利用SNeIa的全部潜力来阐明基本的宇宙学和物理学原理，就需要解决这个问题。在单简并模型中，WD以高速率吸积和燃烧物质。质量接近M_C的核燃烧WD（NBWD）是一种高温发光的超软X射线源（SSS）。在以前的工作中，我们表明，在质量增加的大部分关键阶段，> 90-99%的所需数量的祖细胞不会出现SSS。显然，双退化（DD）双星形成的主要类的祖先。然而，我们在本文中表明，许多二进制文件，后来成为DD必须通过一个长寿命的NBWD阶段，在此期间，他们有可能检测到的SSS。因此，SSSS的缺乏并不是支持DD模型的有力论据。那些作为DD双星祖先的NBWD很可能以共生双星的形式出现，其间隔大于10^6年。事实上，无论WD最终是否产生SNeIa，共生的前DD应该是常见的。解决祖细胞问题的关键在于理解NBWD的出现。大多数人在大多数时候不会出现SSS。因此，我们考虑NBWD的演变，以解决它们的外观可能是什么以及我们如何希望检测到它们的问题。
2010-04-07 astro-ph.CO astro-ph.SR
Past and future of the central double-degenerate core of Henize 2-428
在双简并模型中，当双碳-氧白矮星（CO WD）的合并仍在进行时，可能会产生热核爆炸。最近发现双极行星状星云Henize 2-428的核心由双CO WD组成，其总质量约为1.76Msun，质量比约为1，轨道周期约为4.2小时，这是第一个也是唯一一个发现的超新星Ia的祖先候选者。在这项工作中，我们的目标是再现中央双CO WD的Henize 2-428的进化历史。我们发现行星状星云Henize 2-428可能起源于一个初始轨道周期约为15.9天的原始双星，其主星约为5.4Msun，副星约为2.7Msun。双CO WDs是原始双星经历两次Roche瓣溢出和两次共包线抛射过程后形成的。根据我们的计算，双CO WD在诞生后大约需要8.4亿年才能在引力波辐射的驱动下合并并形成一个Ia超新星。为了产生Henize 2-428的当前状态，需要大的公共包络参数。我们还估计，从激烈的合并方案的SNe Ia的速率最多为2.9*10-4 yr-1，和延迟时间的范围内的~90万年到哈勃时间。
2018-11-21 astro-ph.HE 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
Evidence of .Ia Supernova Detonations in 3D Hydrodynamical Simulations of Double Degenerate Mergers
本文使用AREPO代码模拟ONe与氦白矮星并合，发现氦爆轰引发热核失控，并指出不真实的角动量损失和化学结构会导致典型Ia型超新星等不切实际的模拟结果。
2025-07-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
