Triggering jet-driven explosions of core-collapse supernovae by accretion from convective regions
我们发现坍缩的大质量恒星核的对流区具有足够的随机角动量，可以在新生的中子星（NS）或黑洞（BH）周围形成间歇性的吸积盘，这符合核坍缩超新星爆炸的抖动喷流模型的要求。为了得出这一结论，我们推导了恒星对流层中随机比角动量的近似表达式，并利用混合长度理论将其应用于四个恒星模型的核心坍缩时期。在所有使用恒星演化代码MESA演化的模型中，对流氦层有足够的角动量形成一个吸积盘。NS或BH周围可形成吸积盘的质量为0.1- 1.2 Mo;根据抖动喷流模型，这个质量的随机吸积可以形成间歇性的吸积盘，喷射出足够强大的喷流来爆炸恒星。我们的结果表明，即使核内~2- 5 Mo吸积到NS或BH（质量取决于恒星模型）上后没有发生爆炸，核外层的吸积最终也会导致高能超新星爆炸。
2014-02-06 astro-ph.HE 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
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
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
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
Observable Signatures of the Accretion-Induced Collapse of White Dwarfs
尽管在《自然》中可能发生过，但白矮星的吸积诱导坍缩（AIC）还没有被直接观察到（或者，至少，它还没有被明确地确定为这样）。在这篇文章中，我们总结了AIC的观测特征，强调了它作为光学和高能瞬态的可能作用。
2009-08-07 astro-ph.HE
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
Accretion-induced variability links young stellar objects, white dwarfs, and black holes
吸积盘的恒星质量黑洞的中心引擎似乎是为活动星系核提供动力的超大质量黑洞的缩小版本。然而，如果吸积的物理学是普遍的，它也应该有可能扩展到其他类型的吸积系统，无论吸积质量，大小或类型。我们研究新的观测，获得与开普勒/K2和ULTRACAM，关于吸积白矮星和年轻的恒星物体。样本中的每一个天体都显示出与恒星质量黑洞和活动星系核相同的光源亮度与其变化幅度（均方根通量关系）之间的线性关系，并服从相同的定量标度关系。我们还表明，在这个标度关系中最重要的参数是吸积物体的物理尺寸。这确立了吸积物理学的普遍性，从仍处于恒星形成过程中的原恒星到星系中心的超大质量黑洞。
2015-10-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radio transients from accretion-induced collapse of white dwarfs
研究了白矮星吸积诱导坍缩（AIC）在射频中的观测性质。如果AIC是由伴星的吸积触发的，那么在祖星系统周围就会形成致密的星周介质。然后，从AIC喷出物碰撞到致密的星周介质，产生强烈的冲击。强烈的冲击波可以产生同步辐射，这种辐射可以在射频中观测到。即使AIC是白矮星合并的结果，我们认为，如果满足一定的条件，AIC可能会导致快速射电暴。如果AIC形成质量如此之大以至于需要旋转来支撑自己的中子星（即，超大质量中子星），超大质量中子星可能立即由于r模式不稳定性而失去它们的旋转能量，并坍缩成黑洞。如果坍缩的超大质量中子星被强烈磁化，它们可能会像以前建议的那样发射快速射电暴。单简并系统的AIC射电瞬变可能在未来的射电瞬变巡天（如甚大阵巡天或平方公里阵瞬变巡天）中被探测到。由于AIC被认为是一个引力波源，因此来自AIC的引力波可能伴随着射电亮瞬变，这可以用来确认观测到的引力波的AIC起源。
2016-10-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray orbital modulation of a white dwarf accreting from an L dwarf: The system SDSS J121209.31+013627.7
在XMM-牛顿观测的双星SDSS J121209.31+013627.7，由一个白矮星和一个L矮星，我们检测到X射线轨道调制作为吸积的证据，从亚星伴星到磁性白矮星。通过对X射线光变曲线的模拟，我们约束了系统的几何形状（倾角、磁角和极帽角），并由X射线的光度（~ 3 × 10^（29）erg/s）导出了质量吸积率为3.2 × 10^（-14）M_sun/yr。通过对L型矮星的X射线研究发现，亚恒星施主上的日冕驱动的风的数量级太弱，无法解释观测到的吸积速率，而L型矮星的半径与其罗氏瓣（0.1 R_sun）相当，使得罗氏瓣溢出可能是该系统的吸积机制。
2017-01-11 astro-ph.HE 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
Formation of neutron stars via accretion-induced collapse and core-merger-induced collapse inside planetary nebulae from white dwarf binaries
Kyoto University（京都大学）；Henan Academy of Sciences（河南省科学院）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）
研究行星状星云内氧氖镁白矮星双星通过吸积致坍缩和核心合并致坍缩形成中子星的两种新通道，并预测了中子星-白矮星双星系统的存在。
2026-05-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolution of post-Accretion Induced Collapse Binaries: the Effect of Evaporation
吸积诱发坍塌（AIC）被广泛认为是毫秒裂缝（MSP）的形成通道之一。由于MSPs具有高自旋光度，它们可以在出生后立即开始蒸发其伴星。在本文中，我们提出了一个详细的调查后AIC双星的演变，考虑到蒸发的影响之前和Roche瓣溢出过程中。讨论了蒸发效率、初始自旋周期和新生中子星初始表面磁场等输入参数对中子星的影响。我们比较了计算结果与传统的低质量X射线双星演化，并建议他们可能会重现至少部分的观察到的红背和黑寡妇在伴星质量轨道周期平面取决于蒸发相关的角动量损失的机制。
2017-11-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
QPOs from post-shock accretion column of strongly magnetized accreting white dwarfs
强磁化吸积白矮星的扩展磁层（称为极地）阻止了吸积盘的形成，物质被引导到磁极。一些这样的光源在其光学光变曲线中表现出准周期振荡。这些高频振荡被认为是由激波后的吸积柱产生的。吸积流的动能最终从激波后区域发射出来，而所涉及的辐射过程决定了物质的状态。本文研究了这种吸积柱的结构和动力学性质，并与观测结果进行了比较。
2020-09-28 astro-ph.HE
ASTRO-H White Paper - Stars -- Accretion, Shocks, Charge Exchanges and Magnetic Phenomena
来自恒星的X射线辐射有着与恒星本身一样的不同来源：吸积冲击，在风-风碰撞中产生的冲击，或释放的磁能。虽然负责X射线发射的场景被认为是已知的，但在许多情况下，物理机制的运作还没有完全理解。许多这些机制的全面测试需要高的能量分辨率，大的有效面积，和广泛的能带覆盖。ASTRO-E2上的X射线量热光谱仪的丢失对该领域是一个巨大的打击;它本来可以提供具有高信噪比的恒星高分辨率光谱的大量样本。现在，随着ASTRO-H软X射线光谱仪和硬X射线成像仪的出现，我们将能够研究恒星天体物理学中的一些热点问题，并解决悬而未决的谜团。
2014-12-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Magnetized White Dwarf + Helium star Binary Evolution with Accretion-induced Collapse
由氧/氖/镁组成的白矮星（ONeMgWD）+剥离氦（He）星双星的吸积诱导坍缩（AIC）是形成特殊中子星天体的一个有希望的途径。讨论了WD的磁场可能改变WD双星演化过程中的吸积阶段。通过考虑非磁性和充分磁化的WD，我们研究了ONeMg WD + He双星的演化与详细的恒星演化和二进制人口合成模拟。磁约束吸积在类毫秒双星和磁星可能形成途径中的作用也进行了研究。与球对称吸积情况相比，磁约束模型下，在低质量传递速率下，WDs的质量积累效率得到了提高。由于磁约束的影响，潜在AIC祖先系统的初始参数空间向更短的轨道周期和更低的施主质量移动（但不那么显著）。这也允许最终的MSP具有较低质量的WD同伴和较短的轨道周期。有和没有磁约束，这意味着WD的磁场不会显着改变的ONeMg WD + He星双星，可以产生AIC的银河系的出生率之间没有显着差异。值得注意的是，由于ONeMg WD和CO WD的吸积阶段相似，这些结论也适用于作为Ia型超新星祖先的CO（碳/氧）WD + He双星。磁星的银河速率可能是通过高磁化WD的AIC形成的$0.34\times10^{-4}\,{\rm yr}^{-1}$。
2021-12-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray Dips in AGN and Microquasars -- Collapse Timescales of Inner Accretion Disc
一些活动星系核和微类星体的X射线的时间行为被认为是由它们的吸积盘的热的内部快速坍缩引起的。坍缩可以发生在吸积盘径向下沉的时间尺度上。然而，由于缺乏对包括内盘的无碰撞等离子体中的操作粘度的了解，阻碍了对该时间尺度的估计。我们使用已发表的模拟结果宇宙射线扩散通过湍流磁场到达一个粘度处方适当的热吸积盘。我们使用此粘度处方构建简化的椎间盘模型，并估计3C 120，3C 111和GRS 1915+105的椎间盘塌陷时间尺度。从我们的模型得到的Shakura-Sunyaev α参数范围为0.02至0.08。我们对椎间盘内塌陷时间尺度的估计与观测到的X射线下降时间尺度吻合得很好。我们发现坍缩时间尺度对热吸积盘的外半径最为敏感。
2020-12-09 astro-ph.HE
Residual Carbon in Oxygen-Neon White Dwarfs and its Implications for Accretion-Induced Collapse
我们探讨了氧氖白矮星（ONe WDs）中存在的剩余$\mathrm{^{12}C}$对它们向吸积诱导坍缩（AIC）演化的影响。我们产生了一组ONe WD模型使用MESA和说明如何的量和位置的残余碳取决于初始质量的恒星和假设旋转和对流超调。我们发现一个广泛的范围内可能的$\mathrm{^{12}C}$质量分数大致从0.1%到10%不等。对流和热盐混合发生的ONe WD冷却导致几乎均匀的内部组成的时间，AIC会发生。我们发展这些ONe WD模型和一些玩具WD模型对AIC和发现，无论碳分数，Urca过程冷却由于$\mathrm{^{23}Na}$的发生意味着该模型是不可能达到碳点火之前，电子捕获$\mathrm{^{24}Mg}$发生。与这些ONe WD中的电子捕获驱动的对流区域建模相关的困难阻止了我们将MESA模型一直发展到热核氧点火和崩溃的开始。因此，关于碳对这些物体最终命运的影响的确切结论有待改进的建模。然而，很明显，包括残余碳可以改变以前在文献中描述的演变，并应包括在未来的模型。
2019-01-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nucleosynthesis inside accretion disks and outflows formed during core collapse of massive stars
我们调查核合成内的伽玛射线暴（GRB）的吸积盘，并在这些磁盘推出的外流主要是在第二型的背景下，双星。我们报告了盘中几种不寻常核的合成，如31 P、39 K、43 Sc、35 Cl以及钛、钒、铬、锰和铜的各种同位素。我们还证实了铁族元素和α-元素的存在，如以前的作者所示。这样合成的重元素中的大部分从盘中喷出，并在流出物中存活下来。虽然BeppoSAX、Chandra、XMM-Newton等在伽玛暴的X射线余辉中观测到了其中几种元素的发射线，Swift似乎还没有找到这些行。
2013-10-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Dissecting accretion and outflows in accreting white dwarf binaries
这是一份支持大型X射线定时观测站（LOFT）飞行任务概念的白皮书，该观测站被提议作为欧空局的一项中型飞行任务。我们讨论了LOFT在吸积白矮星研究中的潜力。关于摘要，我们参考了该文件。
2015-01-12 astro-ph.HE
The White Dwarf Mass and the Accretion Rate of Recurrent Novae: an X-ray Perspective
我们目前的静态X射线观测的复发新星（RNe）和相关对象的最新结果。有几颗RNe在静止状态下是明亮的硬X射线源，这与一颗质量接近克拉塞卡的白矮星的吸积相一致。在古老的新星和其他灾难性的变量中检测到类似的硬X射线发射可能会导致识别额外的RN候选人。另一方面，其他RNe被发现是比较硬的X射线微弱。我们提出了几种情况下，可以解释这种二分法，这应该进一步探讨。
2011-11-02 astro-ph.HE
Estimation of Plasma Parameters in an Accretion Column near the Surface of Accreting White Dwarfs from Their Flux Variability
我们考虑的行为的吸积柱中出现的吸积下的二元系统附近的表面的白矮星。在白矮星表面附近的驻激波中加热的等离子体有效地辐射出X射线能带。我们提出了一种方法来估计后冲击等离子体参数，如密度，温度和高度的热区，从功率谱的X射线光度变化。该方法是基于这样一个事实，即在不同的傅立叶频率的热区的通量变化幅度显着依赖于其冷却时间，这是由在吸积柱的热区的参数确定。这使得热物质的密度和温度得以估计。我们表明，特征冷却时间可以有效地确定从中断频率的功率谱的X射线通量变化的吸积白矮星。目前可用的X射线仪器由于收集面积不足而不允许进行这样的测量，但这很可能通过新一代大面积X射线光谱仪成为可能。
2013-12-17 astro-ph.HE
Effects of a new triple-$α$ reaction rate on the helium ignition of accreting white dwarfs
研究了一种新的三α反应速率对吸积氦的碳氧白矮星点火的影响。燃点决定了Ia型超新星的热核爆炸的性质。我们研究的情况下，不同的吸积率的氦和不同的初始质量的白矮星，这是详细的研究由野本。我们发现，对于所有的情况下，从缓慢到中等吸积率，核燃烧点燃的氦层。因此，与被认为是爆燃超新星吸积率下限的$dM/dt\simeq 4\times10^{-8} M_{\odot} \rm yr^{-1}$相比，较低的吸积率将触发碳爆燃。此外，在中等和慢吸积速率下，氦爆轰将发生偏心，而慢吸积速率下的碳爆燃区消失。
2010-04-06 astro-ph.HE
Probing the Accretion Induced Collapse of White Dwarfs in Millisecond Pulsars
本文研究了具有长轨道周期（P_orb > 2 d）分布的毫秒脉冲星（MSP）的祖先星，通过白矮星（WD）的吸积诱导坍缩（AIC）揭示了WD双星与某些MSP双星长轨道的联系。为此，我们提出了一个模型，通过AIC过程中脉冲星的非对称反冲，将双星MSP转变为宽双星和高圆轨道（e < 0.1），这可能表明原中子星的旋转具有相当大的反冲速度。结果显示了冲击波、结合能和质量损失（0.2M_sun）的影响。该模型表明脉冲星系统与AIC候选者相关。
2019-01-02 astro-ph.HE
Formation and appearance of pulsar-like white dwarfs
讨论了密近双星系统中磁化白矮星的吸积驱动自旋上旋。我们讨论了一种白矮星的磁场在吸积阶段被屏蔽，并在吸积阶段后通过吸积物质的场扩散而再生的情况，我们发现这种情况对大质量脉冲星状白矮星的形成是有效的。
2014-01-21 astro-ph.HE
General Relativistic Simulations of Accretion Induced Collapse of Neutron Stars to Black Holes
天体物理宇宙中的中子星（NS）通常被吸积盘包围。物质在NS上的吸积可能会使其质量增加到其状态方程所允许的最大值以上，导致其坍缩为黑洞（BH）。在这里，我们第一次研究这个过程，在三维空间，并在充分的广义相对论。通过考虑三个初始NS配置，每一个周围的磁盘（质量约7% M_{NS}），我们调查的吸积盘的影响的动力学的崩溃和它的印记上的引力波（GW）和电磁（EM）的信号，可以由这些来源。我们特别表明，即使GW信号是类似的吸积诱导的崩溃（AIC）和NS在真空中的崩溃（和检测只有银河系源），EM对应物可以让我们区分这两种类型的事件。事实上，我们的模拟表明，虽然NS在真空中的崩溃没有留下明显的重子物质的事件视界外，AIC是由一个阶段的快速吸积幸存的磁盘到新形成的BH。坍缩后的吸积速率约为~10^{-2} M_{sun} s^{-1}，使这些事件成为短伽马射线暴的诱人候选者。
2012-09-21 astro-ph.HE gr-qc
Investigation of Some Physical Properties of Accretion Induced Collapse in Producing Millisecond Pulsars
研究了双星系统中吸积白矮星（WD）的吸积诱导坍缩（AIC）产生的毫秒脉冲星（MSP）的磁场、自旋周期和质量等物理特性。我们还调查了这些特性的变化过程中的传质阶段的系统，在其方式成为一个MSP。我们的方法使我们能够跟踪磁场和自旋周期的变化过程中的WD通过AIC过程中的MSP转换。我们主要关注的是形成激变变星的大质量双星WDs（M > 1.0Msun），它们有可能演化到Ekrasekhar极限，然后坍缩成为MSPs。有关这些参数的知识可能是有用的AIC的观测功能的进一步建模。
2012-01-20 astro-ph.HE
Links between the shock instability in core-collapse supernovae and asymmetric accretions of envelopes
核心坍缩超新星的爆炸机制尚未完全了解，但多维流体不稳定性，如静止吸积激波不稳定性（SASI）和对流，现在被认为是至关重要的冲击复苏。另一个多维效应，最近一直争论的是不对称的结构在祖细胞，这是由剧烈的对流在硅/氧层发生之前的崩溃，揭示了最近的大质量恒星演化的最后阶段的数值模拟。此外，它也已经证明了数值吸积的这种非球形信封可以促进激波复苏。因此，这两个多维度可能是成功爆炸的关键。在本文中，我们进行了一个线性稳定性分析的核心坍缩超新星的常设吸积激波，考虑到非球形，不稳定的吸积流的冲击，以澄清这两种效果之间可能存在的联系。我们发现，这种激波前扰动可以有效地激发流体不稳定性，从而有助于在核心坍缩超新星中的激波复活。
2016-07-03 astro-ph.HE physics.flu-dyn
Accretion-induced Collapse from Magnetic White Dwarf Binaries and Formation of Binary Millisecond Pulsars: Redbacks and Black Widows
红背（RB）和黑寡妇（BW）是两种特殊的食毫秒级（MSP）。由氧/氖/镁组成的白矮星到中子星的吸积诱导坍缩（AIC）被认为是这两类MSP的可能形成途径之一。然而，用传统的AIC方案很难产生所有已知的MSP。利用MESA恒星演化程序，在磁约束模型下研究了磁化白矮星双星在AIC前的详细演化过程，其中白矮星的高磁场强度可以将吸积物质约束在极盖中。我们发现，在我们的模型中的初始施主质量和轨道周期可以低于以前的传统AIC模型。我们还提出了后AIC的演化模型，形成RB和BW与和没有自旋下的亮度蒸发的MSP。在磁约束模型和蒸发风（从施主星表面相应的角动量损失）下，所有已知的RB的伴星质量和轨道周期都可以被覆盖，并且一些双星可以演变成BW。
2019-09-12 astro-ph.HE
Accretion-Induced Collapse of White Dwarfs as an Alternative Symbiotic Channel to Millisecond Pulsars
近年来，由于白矮星（WD）中的吸积诱导坍缩（AIC）对再循环过程中产生的毫秒微扰（MSP）的影响，人们对这一尚未解决的问题进行了深入的研究。我已经发现，银河系盘中的双星MSP的轨道周期分布紧密地遵循指数分布。我还通过将我们的数据与MSP人群的指数分布拟合来确定Nobs的最佳拟合平均值。因此，可以说，达到克拉塞卡极限可能会导致大质量WD爆炸为Ia型超新星（在CO WD的情况下）或ONeMg WD的点火，并可能合并在一些CO WD中，所有这些都导致特殊的MSP系统。一个可能的形成的情况下，该系统在此演化阶段具有圆形轨道，进行了讨论。
2022-10-14 astro-ph.HE
Full 3-D MHD calculations of accretion flow Structure in magnetic cataclysmic variable stars with strong and complex magnetic fields
我们对激变变星中的流吸积进行了三维MHD计算，其中白矮星主星具有强而复杂的磁场。这些计算的动机是观察极;激变变量包含白矮星的磁场足够强，以防止形成一个吸积盘。因此，吸积流从L1点流出，直接撞击白矮星表面的一个或多个点。观测表明，在某些双星中，白矮星拥有复杂的（非偶极的）磁场。我们进行模拟的10个极性或相当于一个异步极性在10个不同的拍相位。我们的模型有一个以白矮星主星为中心的排列好的偶极加四极磁场。我们发现，对于一个足够强的四极分量的吸积点发生在磁赤道附近的模拟略少于一半，而极性吸积区是活跃的其余大部分的模拟。对于一个或两个配置;吸积在主导极地地区和赤道区同时发生。这是第一个三维MHD计算，以确认复杂的磁场的存在，在磁性CV。我们的结论是，这可能是很难观测确定，如果该领域是一个纯粹的偶极子或如果它是复杂的极性，但将有迹象表明，一些系统。具体来说，如果白矮星的自旋赤道（轨道平面）附近有一个吸积区，或者如果有两个或更多的吸积区不能用偶极磁场来拟合，那么应该考虑复杂的磁场。对于异步极，磁场约束预计将大大加强，复杂的场的几何形状，由于吸积流结构的变化作为自旋轨道拍相位的函数更清晰的指标。
2012-10-15 astro-ph.HE
The merger of binary white dwarf-neutron stars: Simulations in full general relativity
利用广义相对论方法对白矮星-中子星双星系统的旋进和并合过程进行了数值模拟。最初的双星是在一个圆形轨道在罗氏临界分离。我们的目标是确定这些系统的最终命运。我们专注于二进制的总质量超过最大质量（Mmax）的冷，简并状态方程可以支持对引力坍缩。时间和长度尺度跨越许多数量级，使得完全广义相对论流体动力学（GRHD）模拟计算上是不允许的。出于这个原因，我们将WD建模为“伪白矮星“（pWD），如我们的二元WDNS正面碰撞研究[PRD 83：064002，2011]。我们的GRHD模拟的pWDNS系统与0.98太阳质量的WD和1.4太阳质量的NS显示，合并残留物是一个旋转的索恩Zytkow的对象（TZlO）包围的一个巨大的磁盘。最后的总静止质量超过了Mmax，但残骸不会立即坍缩。为了评估物体在冷却后是否会最终坍缩，我们引入了辐射热冷却。我们首先将我们的冷却算法应用于WDNS迎面碰撞中形成的TZlO，并表明这些物体在冷却时间尺度上坍缩并形成黑洞，正如预期的那样。然而，当我们冷却在圆形轨道WDNS双星合并中形成的旋转TZ 10时，残余物不会坍缩，这表明差分旋转支持足以防止坍缩。鉴于最终总质量超过Mmax，磁场和/或粘性可能会重新分配角动量，并最终导致延迟坍缩为BH。我们推断，现实的大质量WDNS双星的合并可能会导致形成旋转的TZ 10，经历延迟崩溃。
2012-01-13 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Reviving the stalled shock by jittering jets in core collapse supernovae: jets from the standing accretion shock instability
我提出了一个方案，其中一个吸积流交替角动量的意义上的新诞生的中子星在核心坍缩超新星（CCSNe）有效地放大磁场，并通过发射喷气机。坍缩核对新生中子星的吸积流具有螺旋型静止吸积激波不稳定性（SASI）。这种不稳定性导致吸积气体的随机可变角动量，这反过来又形成了具有交替方向的角动量的吸积流，因此在任何给定时间交替剪切。我研究的剪切在这个交替剪切子开普勒流入发表的模拟，并提出了一个新的比较与开普勒吸积盘。从这个比较中，我认为它可能和开普勒吸积盘一样有效地通过发电机放大磁场。我认为，虽然吸积流的平均比角动量很小，即，次开普勒，这种交替剪切吸积流可以发射不同方向的射流，即，抖动射流。中微子加热是进一步激发喷流的重要因素。抖动的喷流局部地使停滞的吸积激波在瞬间的极方向上复活，并由此使恒星爆炸。我再次重申我的呼吁，从中微子驱动的CCSNe爆炸到由中微子加热辅助的射流驱动的爆炸机制的范式转变。
2019-01-23 astro-ph.HE
Constraining the accretion geometry of the intermediate polar EX Hya using NuSTAR, Swift and Chandra observations
在磁吸积的白矮星中，形成驻激波的白矮星表面以上的高度与吸积速率和白矮星质量密切相关。然而，这很难衡量。我们通过NuSTAR和Swift获得了新的数据，再加上Chandra的存档数据，使我们能够限制中间极地EX Hya的冲击高度。我们的结论是，为了解释弱的Fe Kα 6.4 keV线，在高能连续谱中没有反射峰，以及白矮星自旋脉冲分数的能量依赖性，冲击必须至少在距离表面约一个白矮星半径的距离处形成。此外，NuSTAR数据使我们能够测量真实的、未受污染的硬X射线（12-40 keV）通量，其测量结果被附近的星系团Abell 3528在非成像X射线仪器中污染。
2018-01-08 astro-ph.HE
Radiation GRMHD Simulations of the Hard State of Black Hole X-ray Binaries and the Collapse of a Hot Accretion Flow
我们提出了全球辐射GRMHD模拟强磁化吸积到一个旋转，恒星质量的黑洞在亚爱丁顿率。使用频率相关的蒙特卡罗程序康普顿散射，我们自洽地发展的离子-电子流体和它的辐射场的两个温度的描述。对于爱丁顿比$L/L_{\rm Edd} \gtrsim 10^{-3}$，从热康普顿化到$\simeq 100$ keV的截止，出现的光谱形成明显的幂律形状，这是黑洞X射线二元系统的硬光谱状态的特征。在这些亮度下，辐射效率高（$\approx 24\%$），并导致磁场在动态上重要的较密集的中平面区域。对于$L/L_{\rm Edd} \sim 10^{-2}$，我们的热吸积流似乎经历热失控和崩溃。我们的模拟表明，热吸积流可以辐射效率，并提供了一个估计其最大光度。
2021-09-13 astro-ph.HE
Towards an accurate description of an accretion induced collapse and the associated ejected mass
我们重新审视吸积诱导坍缩（AIC）过程，在这个过程中，白矮星坍缩成中子星。我们的动机是与快速射电暴FRB 121102相关的持久射电源，Waxman将其解释为一个微弱的恒星爆炸，伴随着一个小的（$\sim 10^{-5}M_{\odot}$）温和的相对论性质量喷射，这可能与AIC一致。此外，相对较低的喷射质量与崩溃前风的相互作用可能与快速光学瞬变有关。的AIC模拟与一维，拉格朗日，牛顿流体动力学代码。我们把重点放在准确地处理状态方程和核燃烧，这是需要任何研究，试图准确地模拟AIC。我们把中微子物理学和广义相对论修正等课题留待将来研究。使用现有的初始配置文件和我们自己的初始配置文件，我们发现，喷出的质量是$\sim 10^{-2}$ $10^{-1}M_{\odot}$在很宽的参数范围内，我们构建了一个简单的模型来解释我们的结果。
2020-04-28 astro-ph.HE
Accretion-induced Collapse of Dark Matter-admixed Rotating White Dwarfs: Dynamics and Gravitational-wave Signals
本文对旋转白矮星与亚GeV简并费米子暗物质混合后的吸积诱导坍缩进行了二维流体动力学模拟。我们发现，DM组件将遵循崩溃的正常物质（NM）组件成为一个绑定DM核心。因此，我们证明了如何DM混合中子星可以形成通过DM混合AIC（DMAIC）的第一次，DM的动力学考虑。来自DMAIC的引力波（GW）签名显示出独特的特征。在扩散DM限制下，DM混合物间接地抑制了NM GW的反弹后光谱峰。在紧凑的DM限制，DM在银河系事件的崩溃动力学产生的GW是强大到足以被先进的LIGO检测到连续的低频（$< 1000$ Hz）的NM核心反弹后的信号。我们的研究不仅是有史以来第一次计算GW从一个崩溃的DM对象，但也提供了关键功能，以确定DM在AIC事件，通过未来的GW检测。
2023-01-15 astro-ph.HE gr-qc
Accretion Feedback from newly-formed black holes and its implications for LIGO Sources
最常见的恒星质量黑洞（BH）双星的形成通道，如LIGO观测到的，通常假设它们是由大质量前超新星恒星的直接坍缩组装而成的。然而，目前还不清楚新形成的黑洞的最终质量和自旋是否来自整个恒星祖先的坍缩，或者只是其中的一小部分，因为黑洞形成过程中释放的吸积反馈与周围的恒星的耦合将不可避免地导致它的喷射。如果黑洞是通过吸积盘形成的，从中心流出的气体将导致残余气体喷出，从而阻止恒星坍缩，减少新形成的黑洞可以吸积的质量和自旋。在这里，我们讨论的一般性质的黑洞（质量和自旋）与崩溃的旋转，氦星前超新星的祖先。当包括吸积反馈时，BH驱动强大的外流，加热周围的包层，有效地关闭坍缩。这就产生了各种结果，从非常大的低自旋黑洞（如GW150914所推断的）到更轻和更快旋转的黑洞（如GW151226所推断的）。
2019-04-09 astro-ph.HE
Connecting the m-dots: accretion rates and thermonuclear burst recurrence times on neutron stars and white dwarfs
本文构建了吸积白矮星和中子星复发时间与质量吸积率的关系模型，发现两者呈全局反线性关系，首次将两者的热核失控过程联系起来，并得出热核点火主要取决于比质量吸积率而非致密天体性质的结论。
2025-05-28 astro-ph.HE
Axisymmetric General Relativistic Simulations of the Accretion-Induced Collapse of White Dwarfs
（节录）白矮星（WD）的吸积诱导坍缩（AIC）可能导致质子中子星的形成和中子驱动的超新星爆发。这个过程代表了Ia型超新星中吸积白矮星的热核破裂的替代路径。中微子和引力波（GW）观测可能提供揭示潜在AIC所需的关键信息。出于对AIC的GW签名的系统预测的需要，我们提出了一组广泛的广义相对论AIC模拟结果，使用微物理有限温度状态方程和近似处理过程中的塌缩脱轻子。调查一组114祖模型在旋转平衡，具有广泛的旋转配置，温度和中心密度，我们扩展了以前的牛顿的研究，并发现GW信号有一个通用的形状类似于什么是所谓的“III型”的信号在文献中。我们讨论的可探测性发出的GW，显示当前或下一代干涉仪探测器的信噪比可能是足够高的检测到这样的事件在我们的银河系。我们的一些AIC模型在反弹后形成了大质量的准开普勒吸积盘。在快速差动旋转模型中，圆盘质量可以大到~0.8 Msun。缓慢和/或均匀旋转的模型产生更小的磁盘。最后，我们发现快速旋转的白矮星的后反弹核可以达到足够快的旋转，发展出非轴对称旋转不稳定性。
2009-10-14 astro-ph.HE gr-qc
Accretion Flows in Nonmagnetic White Dwarf Binaries as Observed in X-rays
激变变星（CV）是具有白矮星（WD）原色的致密双星。CV和其他吸积WD双星（AWB）是有用的实验室研究吸积流，气体动力学，外流，瞬态爆发，和爆炸性核燃烧在不同的天体物理等离子体条件下。它们已经被研究了几十年，对于银河系X射线源的人口研究很重要。最近的空间和地面高分辨率光谱和定时研究，以及最近的调查表明，我们仍然有观测和理论的复杂性尚未回答。我审查吸积在AWB的光的X射线观测。我目前的X射线诊断的吸积在矮新星和磁盘爆发，新星样系统，和国家的研究盘风和外流的CNOCVs与比较和关系，经典和经常性的新星系统，AM CVns和共生系统。我讨论了如何对流热吸积流（ADAF样）的内部区域的吸积盘（合并与边界层区）在X-CV解释大多数的差异和复杂性，已经遇到的X射线观测。我强调如何闪烁的变化研究，从光学到X射线可以探针，以确定吸积的历史和磁盘结构，以及如何的时间和光谱变化的CV相关的LMXB和活动星系核。最后，我讨论的ADAF吸积流方面的吸积的性质，并详细说明它带来的解决方案和它的并发症，构建一个观测框架，以激励新的理论计算，引入这种流动类型的磁盘，外流和风模型与磁盘不稳定模型的爆发和新星爆发的AWB和WD物理，一般。
2020-07-22 astro-ph.HE
Is there evidence for field restructuring or decay in accreting magnetic white dwarfs?
在简化的假设下，研究了吸积非球形磁白矮星表面初始偶极场的磁场演化。在极区的吸积倾向于将磁场向恒星赤道平流，然后将其掩埋。欧姆扩散和磁流体动力学不稳定性抵消了这种趋势。有人认为，如果物质的吸积率为$\dot{M}_{\rm crit} \sim 10^{16}$ g s $^{-1}$和总质量吸积超过一个临界值$ΔM_{\rm crit} \sim 0.1-0.2\ms$，该领域可能会被重组，并减少极场达到最小值$\sim 10^3$ G（“底场”）独立于初始场强。低于这个临界吸积率，场的扩散速度比平流速度快，吸积对场的强度和结构几乎没有影响。
2009-05-29 astro-ph.HE
Quasi-periodic oscillations in accreting magnetic white dwarfs II. The asset of numerical modelling for interpreting observations
磁激变变星是包含一个强磁化的白矮星的近距离双星系统，它吸积了来自M矮星伴星的物质。来自这些物体的高能辐射是从靠近撞击区域的白矮星光球层的吸积柱中发射出来的。它的性质取决于白矮星的特性，精确的吸积柱模型可以推断出双星系统的性质，例如白矮星的质量，它的磁场和吸积率。我们研究的吸积区域的时间和光谱行为，并使用我们开发的工具，准确地连接到X射线和光学天文观测的模拟结果。辐射流体动力学程序Hades被用来模拟这种特殊的吸积现象。经典方法被用来模拟两个主要的辐射过程的辐射损失：韧致辐射和回旋。在X射线和光学域的振荡频率和振幅进行了研究，比较这些数值结果与观测。不同的尺寸公式，开发完成的数值评估。完整的表征的发射区域描述为两个主要的辐射制度：当只有韧致辐射损失，当回旋和韧致辐射损失被认为是。分析了非线性冷却失稳区对吸积柱行为的影响。短时间尺度上的光度变化（~ 1秒准周期振荡）是这种特定动力学的预期结果。讨论了二次激波不稳定性对准周期振荡现象的重要性。我们的数值模拟，以及在各种振荡模式的功率分布证实了回旋过程的稳定效果。
2015-06-19 astro-ph.HE
On the Nucleosynthesis in Accretion-Induced Collapse of White Dwarfs
本研究通过一维中微子辐射流体动力学模拟和后处理核合成计算，发现白矮星吸积诱导坍缩（AIC）能大量合成第一中子俘获峰元素，且其事件率上限相对超新星约为10%。
2024-01-08 astro-ph.HE
Parametric Study of Flow Patterns behind the Standing Accretion Shock Wave for Core-Collapse Supernovae
在这项研究中，我们进行三维流体动力学模拟系统地调查吸积激波，通常形成在核心坍缩超新星的反弹后阶段后面的流动模式。添加小扰动的球对称，稳定，冲击吸积流，我们计算随后的演变，找到什么样的流型出现的流体动力学不稳定性，如对流和站立吸积激波不稳定性（SASI）的结果，为不同的中微子光度和质量吸积率。根据这两个控制参数，确实实现了各种流型。我们将它们分为三种基本模式和两种中间模式：前者包括晃动运动（SL），螺旋运动（SP）和多浮泡形成（BB）;后者包括螺旋运动与气泡形成（SPB）和螺旋运动与脉动变化的旋转速度（SPP）。虽然冲击后的流动是高度混乱的，但在图案实现中有明显的趋势。晃动和螺旋运动往往是占主导地位的高吸积率和低中微子光度，和多个浮力气泡占主导地位的低吸积率和高中微子光度。有趣的是，在临界光度附近的半非线性和非线性相位之间的主导模式并不总是相同的;在后一种情况下实现了中间情况。运行几个不同的随机扰动的模拟，我们确认，在大多数情况下，流动模式的实现是强大的。
2014-03-19 astro-ph.HE
Anisotropic neutrinos and gravitational waves from black hole neutrino-dominated accretion flows in fallback core-collapse supernovae
核心坍缩超新星（CCSNe）的退落对决定其中心致密残留物的性质起着重要作用，而致密残留物可能在大质量CCSNe中心产生黑洞（BH）超吸积系统。当吸积速率极高且中微子冷却占主导地位时，超吸积应处于中微子主导吸积流（NDAF）阶段，大量各向异性MeV中微子将伴随强引力波（GW）从盘中发射出去.在本文中，我们进行了一系列的一维CCSN模拟的初始爆炸能量的范围内的$2-8$ B（1 B = $10^{51}$ erg）的研究回落过程。通过考虑中心BH质量和自旋在回落吸积过程中的演化，给出了大质量祖星的初始爆炸能量、质量和金属丰度对各向异性MeV中微子谱和NDAF产生的GWs波形的影响.这些中微子或GW信号可能被运行中或未来的探测器探测到，多信使联合探测可以限制CCSNe和祖星的性质。
2021-08-09 astro-ph.HE
Accretion-Induced Collapse of Neutron Stars in the Disks of Active Galactic Nuclei
活动星系核盘是恒星及其致密残骸演化的丰富环境。非常稠密的介质有利于快速吸积，而扭矩和迁移陷阱则促进了双星的形成和合并。因此，长和短的伽马射线暴（GRB）都是可以预期的。我们发现活动星系核盘是另一个有趣现象的理想环境：中子星（NS）到黑洞（BH）的吸积诱导坍缩（AIC）。致密盘中的快速吸积可以导致NS增长到超过其状态方程所允许的最大质量的点。广义相对论磁流体动力学模拟表明，如果NS在坍缩前被一个迷你盘包围，然后迅速吸积到BH上，和/或如果NS高度磁化，则预计会有电磁信号，这是由于坍缩期间磁层的重连。在这里，我们计算的AIC和他们的位置在磁盘上的孤立的NS，并为（最初稳定）NS形成的NS-NS合并。我们发现，全球AIC率为$\sim 0.07-20$ ~Gpc $^{-3}$ ~yr $^{-1}$，我们讨论了他们的可观察的前景和签名，因为他们出现在密集的磁盘环境。
2021-03-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
Ultra high-energy cosmic rays from relativistic outflows in accretion induced collapse of white dwarfs
Fermi National Accelerator Laboratory（费米国家加速器实验室）；Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago（芝加哥大学卡弗里宇宙物理研究所）；Institute of Science Tokyo（东京科学大学）；The University of Tokyo（东京大学）；Virginia Tech（弗吉尼亚理工大学）
研究通过白矮星吸积诱导坍缩产生的相对论性喷流加速重核，提出该过程可作为超高能宇宙射线源，计算其能量生成率密度。
2026-05-14 astro-ph.HE hep-ph
Hypercritical Accretion, Induced Gravitational Collapse, and Binary-Driven Hypernovae
诱发引力坍缩（IGC）范式已成功地用于解释超新星（SNe）Ic与伽马射线暴（GRB）的伴生现象。它的前身是一个由碳氧（CO）核和中子星（NS）伴星组成的紧密双星系统。SN的爆炸导致NS伴星的超临界吸积，达到临界质量，从而导致其引力坍缩成为黑洞（BH），并随之发射伽玛暴。这个过程的第一个估计是基于一个简化的模型的二进制参数和邦迪-霍伊尔-利特尔顿吸积率。我们在这里提出的第一个完整的数值模拟IGC现象。我们模拟了CO星的核心坍缩和SN爆炸，获得了SN喷出物的密度和喷射速度。我们遵循的流体动力学演化的吸积材料落入Bondi-Hoyle表面的NS所有的方式，其纳入NS表面。当NS达到临界质量时，模拟上升到BH形成。对于适当的二元参数，IGC发生在短的时间尺度（100- 1000秒），由于在NS表面附近的光子捕获和中微子冷却的综合有效作用。我们还表明，IGC的情况下导致一个自然的解释，为什么伽玛暴只与SN IC完全不存在或很少氦。
2014-09-04 astro-ph.HE
Formation of Binary Millisecond Pulsars by Accretion-Induced Collapse of White Dwarfs under Wind-Driven Evolution
大质量白矮星（WD）的吸积引起的坍缩被认为是形成毫秒双星（MSP）的重要通道。最近对WD双星热时间尺度质量转移的研究表明，由此产生的MSP可能具有相对较宽的轨道周期（$\gtrsim 10$天）。在这里，我们计算的WD双星的演化考虑到激发风从伴星引起的X射线照射的吸积WD，这可能会驱动快速的质量转移，即使当伴星的质量小于WD。这种情况自然可以解释低质量X射线双星4U 1822 $-$ 37中强场中子星的形成。在AIC之后，当伴星重新填充其洛希瓣时，质量转移恢复，并且中子星由于质量吸积而再循环。大部分的双星将演化为带有He WD伴星的双星MSP，其轨道周期分布在$\gtrsim 0.1$天和$\lesssim 30$天之间，而其中一些可能会遵循灾难性的变星状演化，朝向非常短的轨道。如果我们假设新生的中子星以MSP的形式出现，并且它的一部分旋转能量被用来烧蚀它的伴星，那么双星也可能演化成类似红背星的系统。
2014-12-23 astro-ph.HE
Features of Accretion-phase Gravitational-wave Emission from Two-dimensional Rotating Core-collapse Supernovae
我们探讨了起源质量和自转对核心坍缩超新星在反弹后、爆炸前和吸积阶段的引力波（GW）发射的影响。我们提出了15个二维（2D）中微子辐射流体动力学模拟的结果，从最初的恒星坍缩到核心反弹后的$\sim$ 300 ms。我们研究了四个零年龄主序（ZAMS）的祖质量范围从12 $M_\odot$到60 $M_\odot$和四个核心旋转速率从0到3拉德s $^{-1}$的GW信号的功能。我们发现，GW应变立即围绕核心反弹是相当独立的ZAMS质量和-与以前的研究结果一致-它是更严重地依赖于核心角动量。在以后的时间，所有非旋转的祖细胞表现出响亮的GW发射，我们归因于振动g-模式的质子中子星（PNS）的对流激发的激波后层和常设吸积激波不稳定性（SASI）。我们发现，增加的旋转速率的结果在静音的吸积相GW信号由于离心效应，抑制在激波后区域的对流，淬火SASI，并减缓PNS峰值振动频率增加的速度。此外，我们验证了我们的近似广义相对论（GR）的有效电位治疗重力比较我们的核心反弹GW应变与最近的2D GR结果的其他团体。
2019-06-30 astro-ph.HE
Variation of mass accretion rate onto the white dwarf in the dwarf nova VW Hyi in quiescence
本文分析了SUUMa型矮新星VWHyi在光静止时的一系列朱雀资料和一个XMM-牛顿资料。在0.2 - 10 keV波段的观测光谱是适度的，以及由多温度热等离子体发射模型与5 - 9 keV的最高温度和热光度为2.4 - 5.2 $\times$ 10 $^{30}$ erg s $^{-1}$。从硬X射线光谱得出的质量吸积率没有显示出任何明确的趋势，作为时间的函数，因为最后一次超爆发，在矛盾的理论预测的盘行为的SU UMa型矮新星。另一方面，自上次爆发（包括超级爆发）以来，质量吸积率随时间呈明显的下降趋势。的下降率是相同的顺序从硬X射线光变曲线的其他两个矮新星SS天鹅座和SU UMa的评估。另一方面，标准的盘不稳定性模型预测，质量吸积率应增加整个光学静止阶段。我们需要进一步的观察和理论思考来解决这个矛盾。
2019-07-08 astro-ph.HE
Evolution of the inner accretion flow and the white-dwarf spin pulse during the 2023 outburst in GK Persei
通过NICER、NuSTAR等设备观测GK Persei 2023年爆发，发现X射线光谱三成分及351.3秒白矮星自旋脉冲，揭示了吸积幕吸收和内盘边缘扩张等内层吸积流演化机制。
2025-04-30 astro-ph.HE
Formation of black hole and accretion disk in a massive high-entropy stellar core collapse
我们提出的第一个完全广义相对论轴对称模拟的旋转高熵恒星的核心崩溃的黑洞和吸积盘的数值结果。考虑到相关的微观物理进行模拟。初始条件为球形核，电子分数为常数（$Y_e = 0.5$），每个重子的熵为$s$ = 8 $k_B$，并叠加了角速度.在早期阶段，核心以类似的方式塌陷。然后，由于自由核子的气体压力，它经历了一个弱的反弹。由于反弹很弱，核心最终坍缩成一个黑洞。随后的演化取决于初始角速度。当自转不快时，形成几何上薄（但光学上厚）的吸积盘，在盘的内部形成激波。对于中等旋转的情况，薄的吸积盘在激波产生的热能充分积累后，最终膨胀成几何上厚的环面。此外，对流发生在环面内部。由于对流运动，中微子光度随时间变化剧烈。相反，对于快速旋转的情况下，一个几何厚环面形成后不久，黑洞形成，对流活动是弱的，由于周转模式的存在。
2011-05-24 astro-ph.HE gr-qc
