On the Nature of the Hot Component in the Symbiotic, Supersoft X-ray Binary AG Draconis
AG Dra是一颗共生变星，由一颗贫金属的黄色巨质量施主和一颗热的吸积白矮星组成，后者可能被一个光学厚而明亮的吸积盘所包围，这可能是风吸积的结果。我们构造了NLTE合成光谱模型的白矮星光谱和光学厚吸积盘光谱模拟的FUSE光谱的AG Dra，获得时，热组件被认为是在前面的黄巨星。对光谱进行去红处理（E（B-V）= 0.05），并进行模型拟合，距离作为自由参数，但要求大于依巴谷下限1 kpc。我们发现最适合的模型是一个裸吸积白矮星，Mwd = 0.4 Msun，Teff = 80，000 K，模型推导的距离为1543 pc。由于在最短波长处的过量通量，排除了较高的温度，而较低的温度将距离减小到1 kpc以下。任何可能存在的吸积盘对FUV通量的贡献都很小。这就提出了一种可能性，即软X射线来源于一个假定的吸积盘和吸积恒星之间的一个非常热的边界层。
2012-10-03 astro-ph.SR
Hydrodynamic Studies of the Evolution of Recurrent, Symbiotic, and Dwarf Novae: The White Dwarf Components are Growing in Mass
共生双星是包含白矮星和红巨星的系统。共生新星是那些在WD成分上发生热核爆发的系统。这些都是区别于事件驱动的吸积盘不稳定性类似的矮新星爆发的灾难性的变量爆发。另一类共生系统是WD非常明亮的系统，看起来很可能是静止的核燃烧正在增生的WD上进行。一个基本问题是WD的长期演变。在这些吸积系统中的重复爆发或静止燃烧是否会导致WD增加或减少质量？如果它的质量不断增加，它最终会达到克拉塞卡极限并成为超新星（如果它能隐藏系统中的氢和氦，那么它就是超新星Ia）吗？为了更好地理解这些系统，我们已经开始了一个新的研究热核失控（TNR）的演化在吸积信封的WD使用各种初始WD的质量，光度和质量吸积率。我们使用我们的1-D水力代码NOVA，其中包括Arnett、Meakin和Young的新对流算法、Hix和Thielemann核反应求解器、Iliadis反应速率库、Timmes状态方程和OPAL不透明度。我们假设太阳的组成（Lodders丰度分布），不允许任何混合的吸积材料与核心材料。这个假设对我们的结果有很大的影响。我们在这里报告：（1）WD在所有模拟中的质量都在增长，因此不会发生典型的“稳定燃烧”;（2）在某些（但不是所有）模拟中，只有一小部分吸积物质被喷射出来。我们还发现，吸积系统，热核失控之前，是太冷，在X射线搜索超新星Ia的祖先。
2012-11-26 astro-ph.SR
Difference between the optical flickering colours of cataclysmic variables and symbiotic recurrent novae
我们进行了同时观察3个波段（UBV）的闪烁变化的经常性新星RS Oph和T CrB在静止。使用新的和已发表的数据，我们比较的颜色闪烁的灾难性的变量和共生经常新星。我们发现在这两种类型的吸积白矮星的闪烁源的颜色之间的差异。对于（U-B）与（B-V）图上的$(U-B)_0$颜色和$p \approx 3 \times 10^{-5}$分布，检测到的差异与$ p-value \approx 2 \times 10^{-6}$具有高度显著性。并简要讨论了可能的物理原因。这些数据可应作者的要求提供。
2015-02-10 astro-ph.SR
Population Synthesis for Symbiotic X-ray Binaries
共生X射线双星是一类罕见的低质量X射线双星。我们研究的银河系SyXB，我们认为是分离的双星组成的低质量的巨人和风喂养的中子星同伴，通过模拟的相互作用的磁化中子星（NS）与它的环境，并利用人口合成代码。我们主要关注的参数，影响观测外观的SyXB：施主风速（vw）和角动量分布在壳的物质沉降到NS。我们估计SyXB的出生率为$\sim 4.1\times 10^{-5}$ yr $^{-1}$到$ \sim 6.6\times 10^{-6}$ yr $^{-1}$，它们在银河系中的数量为$\sim$（100 - 1000）。假设来自冷巨星的恒星风速度是影响模型SyXB种群的输入参数。在已知的SyXB或候选系统中，4U 1954+31和IGR J16358-4724中的NS具有很长的自旋周期，可能存在准球形吸积NS。GX 1+4具有特殊的长期自旋行为，也可能是一个准球形风吸积源。我们不能确定在4U 1700+24，Sct X-1，IRXS J180431.1-273932和2XMM J174016.0-290337中是否存在风馈吸积盘。
2012-05-25 astro-ph.SR
Identifying symbiotic stars with machine learning
针对观测到的共生星数量与理论预测存在显著差异的问题，本研究利用XGBoost、LightGBM和决策树三种机器学习算法分析巡天数据，识别出万余颗共生星候选体并验证了部分结果，为共生星研究提供了新样本。
2023-07-19 astro-ph.SR
The formation of the magnetic symbiotic star FN Sgr
本文通过 MESA 双星演化与白矮星结晶发电机情景，提出 FN Sgr 经公共包层演化形成磁白矮星并最终成为磁共生星的通道。
2024-04-19 astro-ph.SR
Photometry and spectroscopy of the new symbiotic star 2SXPS J173508.4-292958
我们介绍并讨论了2020年4月至8月对2SXPS J173508.4-292958进行的光度和光谱监测的结果。这个X射线源位于银河系中心的前景，在2020年期间在X射线中变亮，促使我们进行后续的光学观测。我们发现这颗恒星包含一颗K4 III巨星，它有一个适度但高度可变的H α发射，由一个约470 km/s宽的分量组成，叠加了一个狭窄的吸收，相对于巨星被一个正速度抵消。K4 III没有探测到轨道运动，显示出稳定在-12（+/-1）km/s的日心径向速度。在2SXPS J173508.4-292958的三次单独访视中，未观察到B波段超过0.005 mag的闪烁。虽然在2016年至2018年光度稳定，但在2019年，这颗恒星发展出有限的光度变化，在2020年采取了正弦调制的形式，周期为38天，振幅为0.12等。我们认为，这种变化不能归因于罗奇叶填充的K4 III星。没有相关性之间的光度变化和H α的排放量，后者可能直接来自周围的吸积伴星的吸积盘。虽然在中红外波段没有探测到尘埃的辐射，但U波段可能存在过量辐射，这是由吸积盘的直接辐射造成的。我们认为2SXPS J173508.4-292958是一颗新的共生星，属于只吸收型变星（AO-SySt）。
2020-12-21 astro-ph.SR
Mass accretion rate in the jet-driving symbiotic binary MWC 560
基于 MWC 560 在1990—2023年的 B、V 波段测光，本文估算热组分光度与质量吸积率，发现光学闪烁在约1×10^-6 M⊙ yr^-1时消失，并给出短期变化上限。
2023-12-07 astro-ph.SR
Detection of X-rays from the jet-driving Symbiotic Star MWC 560
我们报告的X射线辐射的检测从喷气驱动共生星MWC 560。我们用XMM-牛顿观测了MWC 560，观测时间为36 k。我们用XSPEC拟合了EPIC pn、MOS 1和MOS 2仪器的光谱，并用XRONOS软件包检查了光变曲线。该光谱可以与来自光学薄的热等离子体的高度吸收的硬X射线分量、能量为6.1 keV的高斯发射线和较少吸收的软热分量相拟合。最佳的拟合得到的模型中，热的组件是由光学薄的热发射产生的等压冷却流的最高温度为61千电子伏，这可能是创建一个光学薄的边界层内的表面上的吸积与矮星。在MWC 560中探测到的硬组分的导出参数与CH Cyg，SS 7317，RT Cru和T CrB等类似天体非常一致，它们都形成了发射硬X射线的共生星的新子类。我们先前对MWC 560中的射流进行的数值模拟表明，它应该产生可检测的软X射线发射。我们推断所观察到的软组分的温度为0.17千电子伏，即低于预期从我们的模型。总的软X射线通量（即< 3 keV）比其诞生后不久（<0.3年）传播的喷流的预测值小100倍以上，但与预期值一致，因为它随年龄而减少。ROSAT上限也与这种下降相一致。我们发现非周期性或准周期性变化的时间尺度上的分钟和小时，但没有周期性的快速变化。所有的结果都与吸积白矮星的X射线发射和周围光学薄边界层的存在是一致的。
2009-02-09 astro-ph.SR
Flickering of the jet-ejecting symbiotic star MWC 560
分析了喷流共生星MWC 560中吸积白矮星的短期光变（闪烁）的光学光度数据。这些观测是在2011年11月至2019年10月期间的17个夜晚获得的。颜色星等图显示，系统的热分量变得更红，因为它变得更亮。对于闪烁源，我们发现它的颜色为0.14 < B-V < 0.40，温度范围为6300 < T_fl < 11000 K，半径为1.2 < R_fl < 18 Rsun。我们发现B波段幅度和闪烁源的平均半径之间存在很强的相关性（相关系数为0.76，显著性< 0.001）-随着系统亮度的增加，闪烁源的大小也会增加。估计的温度与激变变星亮点的温度相似。在2019年，闪烁消失，热分量的B-V颜色变得更蓝。
2020-03-31 astro-ph.SR
The Massive CO White Dwarf in the Symbiotic Recurrent Nova RS Ophiuchi
如果在双星系统中吸积的白矮星（WD）要产生Ia型超新星（SNIa），它们必须成长到接近克拉塞卡质量并点燃碳燃烧。最终证明WD自诞生以来已经大幅增长是一项具有挑战性的任务。氢的缓慢吸积不可避免地导致了侵蚀，而不是WDs的生长。快速吸积氢导致的氦层的增长，由于既减少简并和抑制混合的吸积氢与下面的WD。然而，直到最近，对氦吸积的WD的模拟都声称，一旦超过$\sim 10^{-1}\, \rm M_{\odot}$，氦包层就会爆炸性地喷射出来。因为CO WD不可能在出生时质量超过$\sim 1.1\, \rm M_{\odot}$，任何超过$\sim 1.2\, \rm M_{\odot}$的物体都必须有相当大的增长。我们证明了共生新星RS Oph中的WD的质量范围为1.2 - 1.4 μ M $_{\odot}$。我们比较了紫外光谱的RS Oph与那些与ONe WD的新星，并与新星爆发CO WD。RS Oph WD显然是由CO制成的，这表明它自出生以来已经大幅增长。它是最终产生SNIa的主要候选者。
2017-08-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
SU Lyncis, a hard X-ray bright M giant: Clues point to a large hidden population of symbiotic stars
共生星调查传统上几乎完全依赖于低分辨率的光学光谱学。然而，我们可以通过使用共生现象的所有可用特征来获得对银河系总人口的更可靠的估计。本文报道了在雨燕硬X射线全天巡天中发现的一个硬X射线源4PBC J0642.9+5528，并利用雨燕定点观测和地基光谱学将其与一颗研究不足的红巨星SU Lyn进行了鉴别。SU Lyn的X射线光谱、光学到紫外光谱和快速的紫外光变化都与我们的解释一致，即它是一颗含有吸积白矮星的共生星。SU Lyn的共生性质直到现在才被注意到，因为它没有表现出足够强的发射线，在低分辨率光谱中很明显。我们认为，共生星没有壳燃烧有微弱的发射线，目前的名单上的共生星偏向于壳燃烧系统。我们的结论是，共生恒星的真实数量被低估了，可能是一个很大的因素。
2016-04-28 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
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
New Symbiotic Stars from LAMOST DR10 Spectra and Multi-band Photometry
本研究利用LAMOST DR10低分辨率光谱与多波段测光数据，新发现2颗S型共生星，筛选出12个仅吸积型共生星候选体，通过吸积率分布对比验证了候选体的真实性，为双星演化研究提供了新样本。
2025-06-11 astro-ph.SR
Multiwavelength search for counterparts of supersoft X-ray sources in M31
我们在哈勃空间望远镜（HST）的“全色哈勃仙女座宝库”（PHAT）档案图像和测光目录中搜索了M31中7个超软X射线源（SSS）的光学/UV/IR对应物。三个SSS是瞬态的，其他四个是持久性的来源。PHAT提供了机会，以确定SSS托管非常大的白矮星，可能爆炸的Ia型超新星在单一的简并双星，与典型的共生星，高质量的近距离双星，或系统的光度发光吸积盘的星等和颜色指数。我们发现的证据表明，瞬态SSS是经典的或经常性的新星，我们确定的两个可能的对应物可能是共生双星进行质量转移在一个非常高的速度。在其中一个持久源r3-8的误差圈内有一颗候选的吸积白矮星双星。在M31，r2-12中研究最充分的SSS的空间误差圆中，没有红巨星或AGB恒星在光学和紫外波段足够明亮，成为共生系统，承载吸积和氢燃烧的白矮星。该SSS具有周期为217.7 s的X射线通量的已知调制，并且我们测量了其导数的上限，0.82 x 10（-11）。这个极限可以与轨道周期为几小时的双星中高速吸积的白矮星的自转周期相一致。然而，没有发光的对应物具有典型的吸积盘由热的中心源照射的颜色指数。采用半经验关系，盘光学光度的上限意味着白矮星双星的轨道周期的上限只有169分钟。
2014-06-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Y Gem, a symbiotic star outshone by its asymptotic giant branch primary component
本研究通过多波段观测和光谱分析，揭示Y Gem实为S型共生星，其伴星为吸积白矮星，吸积率达2.3×10⁻⁷ M☉/年，处于稳定燃烧阶段，有助于识别误认的共生星群体。
2024-12-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Taking a break: paused accretion in the symbiotic binary RT Cru
共生双星有时会在相当长的一段时间内隐藏它们的共生性质。越来越多的观测证据表明，在那些仅仅由红巨星的风物质吸积到白矮星上的共生体中，白矮星表面没有任何准稳定的壳燃烧，光谱中的特征发射线可以消失，留下一个孤立的红巨星光谱。在这里，我们提出了令人信服的证据，证明2019年RT Cru光谱中光学发射线的消失是由于吸积率的降低，我们通过对X射线光谱进行建模得出了这一结论。吸积速率的这种下降导致电离光子的较低通量，从而导致光谱中的微弱/不存在的光电离发射线。在过去的33年里，我们用XMM-牛顿和雨燕在X射线和紫外线中观察了白矮星共生RT Cru，并收集了地基光谱和光度学。这一长期覆盖表明，在2019年的大部分时间里，白矮星上的吸积率非常低，$\dot{M}= (3.2\pm 0.06)\, \times$ 10 $^{-11}$ $M_{\odot}$ yr $^{-1}$（d/2.52 kpc）$^2$，历史上检测到的硬X射线发射几乎消失，UV通量衰减大约5个量级，$U$、$B$和$V$闪烁幅度减小，从2019年1月到3月，巴尔默线几乎消失了。长期持续的低吸积事件，因为这里报道的可能会阻碍RT Cru经历新星型爆发的机会，尽管吸积白矮星的质量很高。
2022-11-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Thermal radio emission from novae & symbiotics with the Square Kilometre Array
新星在爆发过程中的热射电辐射使我们能够推导出喷出物的质量、动能和密度分布等基本量。最近对VLA和e-MERLIN等新升级设施的观测才刚刚开始揭示新星中令人难以置信的复杂物质喷射过程（喷射似乎经常在多个阶段和长时间尺度上进行）。共生星也可以表现出爆发，有时伴随着喷流中物质的喷出。然而，与新星不同的是，共生体的长期热无线电辐射源自巨大的二级恒星的风，而二级恒星的风是由热的白矮星辐射的。白矮星对巨星风的影响是强烈的时变的，驱动这些变化的物理机制仍然是一个谜（可能包括吸积不稳定性和白矮星表面随时间变化的核燃烧）。SKA 1的灵敏度将使我们能够调查整个银河系的新星，揭示统计上完整的人口。有了SKA 2，就有可能在麦哲伦星云中进行类似的研究。这将使高质量的测试背后的理论吸积和质量损失的吸积白矮星，具有重大意义，以确定其可能的作用Ia型超新星的祖先。特别是SKA 1-MID的观测，在广泛的频率范围内，但重点是更高的频率，将提供一个无与伦比的物理过程驱动质量喷射和导致新星的多样性，同时也确定共生星的吸积过程和速率。
2015-02-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
The spectroscopic evolution of the symbiotic star AG Draconis. I.The O VI Raman, Balmer, and helium emission line variations during the outburst of 2006-2008
AG Dra是一小群低金属量的S-型共生双星之一，它们与K-型巨星共生，偶尔会发生不明原因的短期爆发。我们的目的是利用红巨星风中的光学拉曼谱线和其他辐射特征来研究白矮星在爆发过程中的行为。我们的目标是确定在一个重大的爆发事件，并研究在一个重大的爆发过程中的紫外线和光学之间的耦合在这个系统中的增益的包络线和风的变化。利用中、高分辨率的地基光谱，并与档案资料中的$FUSE$和$HST/STIS$光谱进行对比，研究了2006年9月以来爆发期间OVI特征和Balmer、He I、He II谱线的演化。到2007年5月，并包括最近的观测（2009年），以研究源的后续演变。的O VI拉曼功能完全消失在高峰期的主要爆发和随后的变化与前十年的报告有很大不同。He I和He II线以及巴耳末线的相位随拉曼特征而变化，但在2006-2008年期间，He I 6678，7065相对于O VI拉曼6825的变化存在双重值，这在以前没有报道过。通过爆发间隔的拉曼特征比的变化是一致的O VI FUV共振风线从白矮星和周围的O $^{+5}$电离区域内的红巨星风引起的膨胀和冷却的白矮星光球的消失。
2009-12-10 astro-ph.SR
Geometry of the Draco C1 Symbiotic Binary
天龙座C1是一个已知的共生双星系统，由一颗碳红巨星和一颗炽热的致密伴星组成--可能是一颗白矮星--属于天龙座矮球状星系。从近红外光谱观测的阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE-2），斯隆数字巡天IV的一部分，我们提供更新的恒星参数的冷，巨大的组件，并限制温度和质量的热，紧凑的同伴。以前对该系统周期性的测量仅基于几个历元的径向速度数据或相对较短的基线光度观测，仅足以对轨道周期设定下限（$P > 300$天）。我们第一次报告了双星系统的精确轨道参数：通过从APOGEE跨越3年多的观测基线的43次径向速度测量，我们明确地推导出该系统的周期为$1220.0^{+3.7}_{-3.5}$天。基于新推导出的轨道周期和系统的分离，以及对红巨星半径的估计，我们发现热伴星必须从其演化伴星的稠密风中吸积物质。
2020-09-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Revisiting symbiotic binaries with interferometry: II. New PIONIER data
本研究利用 VLTI/PIONIER 干涉观测与 Gaia 数据测量七个共生系统的巨星半径，确认多数系统通过星风转移质量，而 ZZ CMi 几乎充满洛希瓣。
2025-08-02 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Evidence for the White Dwarf Nature of Mira B
米拉的吸积伴星-原型脉动渐近巨星分支星-的性质一直是一个争论超过25年的问题。在这里，我们用利克天文台的镍望远镜观测到的这颗伴星米拉B的快速光学亮度变化进行定量分析，以表明它是一颗白矮星（WD）。在几分钟到几十分钟（约0.2等）的时间尺度上的非周期性光学变化的幅度是一致的，在这些相同的时间尺度上的激变变量的吸积WD。它明显大于预期的吸积主序星。Mira B被确认为WD，它的紫外线和光学光度，以及来自紫外线对WD有效温度的限制，表明它每年的吸积量约为1 e-10太阳质量。我们没有发现任何证据表明吸积速率高于Bondi-Hoyle理论的预测。然而，吸积速率足够高，可以解释弱X射线发射，因为以这种速率吸积的低质量WD周围的吸积盘边界层很可能是光学厚度，因此主要发射远紫外线或极紫外线。此外，发现Mira B是WD意味着它已经经历过，并将继续经历新星爆炸，大约每百万年。它还强调了Mira AB与其他产生喷流的共生双星如宝瓶座R、天鹅座CH和MWC 560之间的相似性，因此提出了Mira B从这个系统发射最近发现的双极流的可能性。
2010-09-13 astro-ph.SR
Heavy Element Abundance Patterns in Hot White Dwarfs from a Survey of the FUSE Archive
本文对FUSE观测资料库中的89颗热DA白矮星进行了系统的丰度测量。这些恒星的温度范围为20000- 70000 K，是迄今为止最大的样本，超过了我们早期主要基于IUE和HST数据的研究三倍。使用之前工作中的重元素覆盖的非LTE恒星大气计算，我们能够测量碳，硅，磷和硫的丰度，并研究它们如何随着恒星冷却而变化。我们能够建立在给定温度范围内看到的广泛的丰度范围，并建立像HZ 43这样的恒星的入射率，这些恒星似乎（令人惊讶地）在其大气中完全没有H以外的任何物质。因此，我们可以开始识别在这个温度范围内具有特殊丰度的恒星，并确定这些物体是否可能像许多较冷的物体那样吸积行星碎片。
2013-02-26 astro-ph.SR
Broad Observational Perspectives Achieved by the Accreting White Dwarf Sciences in the XMM-Newton and Chandra Eras
本文综述了Chandra和XMM-Newton时代吸积白矮星双星在观测上的广泛进展，涵盖其物理过程、演化联系及关键成就与未来挑战。
2025-03-26 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray emission mechanisms in accreting white dwarfs
本章探讨激变变星中白矮星吸积过程产生X射线的机制，涵盖非磁性与磁性系统的激波和氢燃烧过程，并分析其光谱与时间变异性。
2022-09-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
An Online Catalog of Cataclysmic Variable Spectra from the Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer
我们提出了一个在线目录，包含光谱和支持信息的灾难性的变量，已观察到的远紫外光谱探测器（FUSE）。对于目录中的每个天体，我们列出了一些基本的系统参数，如（RA，Dec），周期，倾角，白矮星质量，以及可用的FUSE光谱信息：数据ID，观测日期和时间，以及曝光时间。此外，我们还提供了分析FUSE光谱所需的参数，如红化E（B-V），距离和系统在观察时的状态（高，低，中间）。对于其中一些光谱，我们已经进行了模型拟合的连续与合成恒星和/或磁盘光谱使用代码TLUSTY和SYNSPEC。我们提供从这些模型拟合获得的参数，这包括白矮星的温度，重力，预计旋转速度和元素丰度的C，Si，S和N，连同磁盘质量吸积率，由此产生的倾角和模型推导的距离（未知时）。对于每个对象，提供一个或多个图形（作为gif文件），并在可用时提供线标识和模型拟合。FUSE光谱以及合成光谱可直接下载为列表。为每个对象以及模型拟合提供参照。在这篇文章中，我们介绍了36个对象，将来还会有更多的对象添加到在线目录中。除了激变变星，我们还包括一些相关的天体，如风吸积白矮星，前激变变星和一些共生体。
2012-10-03 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
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
EVLA Observations Constrain the Environment and Progenitor System of Type Ia Supernova 2011fe
我们报告了SN 2011 fe的独特EVLA观测结果，这是迄今为止对Ia型超新星进行的最灵敏的射电研究。我们的数据直接限制了半径约为10^15-10^16 cm的周围介质的密度，这意味着从原始系统开始的质量损失速率的上限为Mdot <~ 6 x 10^-10 Msol/yr（假设风速为100 km/s），或者膨胀为密度n_CSM <~ 6 cm^-3的均匀介质。从所观察到的吸积白矮星之间的非保守质量转移的属性，我们使用这些限制的直接周围的密度，以排除SN 2011 fe的可能的祖先系统的相空间。我们排除了一个共生的祖先系统，也是一个系统的特点是高吸积率到白矮星，预计将产生光学厚吸积风。假设一小部分，1%的质量吸积是从祖系统丢失，我们也消除了大部分潜在的祖参数空间的白矮星主办经常性新星或进行稳定的核燃烧。因此，我们排除了SN 2011 fe最流行的单简并祖先模型，留下了一些双简并系统和奇异祖先场景居住的有限相空间。
2012-03-13 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Hydrodynamic Simulations of Classical Novae; CO and ONe White Dwarfs are Supernova Ia Progenitors
激变变星（CV）和共生双星是接近（或不那么接近）的双星系统，其中包含一颗白矮星（WD）主星和一颗较大的较冷的次级星，通常充满其洛希叶。较冷的恒星通过双星的内拉格朗日点失去质量，其中一部分物质被WD吸积。在这里，我们报告我们的热核失控（TNR）的吸积材料，在一个经典的新星爆炸结束的流体动力学研究。我们跟踪了碳-氧（CO）和氧-氖（ONe）WD上TNR的演变。我们在本文中报告了3项研究。首先，我们使用NOVA（我们的1-D，完全隐式，Hydro代码）仅吸积太阳物质的模拟。其次，我们使用MESA进行类似的研究，其中我们只吸积太阳物质，并比较结果。第三，我们吸积太阳物质，直到TNR正在进行，然后将吸积层中的成分切换为混合成分：25% WD和75%太阳物质或50% WD和50%太阳物质。我们发现，吸积材料的量是成反比的初始12 C丰度（如预期）。因此，吸积太阳物质会导致更大量的吸积物质来为爆发提供燃料;比早期研究中从模拟开始就假设混合成分的情况要大得多。我们最重要的结果是，所有这些模拟喷射显着小于吸积的质量，因此，WD是越来越多的质量向Ehrasekhar极限。
2020-06-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
