Weak-field limit of $f(R)$ gravity to unify peculiar white dwarfs
近几年来，亚白矮星和超白矮星极限质量（英语：sub-brackekhar limiting mass，缩写为白矮星）的概念，分别是产生欠亮和过亮Ia型超新星的潜在候选者，一直是科学界的主要兴趣。虽然研究人员已经提出了不同的模型来解释这些奇特的物体，修改后的爱因斯坦引力理论，特别是$f(R)$引力与$R$是标量曲率，似乎是最好的选择之一，以解释这两个制度的这些奇特的WD。它已经表明，考虑高阶修正的Starobinsky模型与两个参数，子和超的Erasekhar祖WD的结构可以自洽地解释。众所周知，WD可以被认为是牛顿物体，因为它们的尺寸很大。本文导出了$f(R)$引力场的弱场极限，它是对泊松方程的高阶修正。后来，我们使用这个方程，以获得结构的子和超超的Ekrasekhar极限质量WD在不同的中心密度，仅纳入一个模型参数。
2022-01-28 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
One possible solution of peculiar type Ia supernovae explosions caused by a charged white dwarf
最近的天体物理观测揭示了一些超亮Ia型超新星的存在。对这种奇特现象的一种自然解释是，这种超新星的前身必须是一颗质量非常超克拉塞卡的白矮星。沿着这条线，在本文中，我们提出了一个可能的机制来解释这一现象的基础上充电白矮星。特别地，通过选择合适的新变量和代表性的电荷分布，获得了解析解。对稳定性问题也进行了讨论，值得注意的是，带电白矮星位形是动态稳定的。此外，我们还研究了广义相对论效应，发现当带电白矮星的质量小于约$3M_\odot$时，广义相对论效应可以忽略不计。
2014-05-20 astro-ph.HE gr-qc
Anisotropic magnetized white dwarfs: Unifying under- and over-luminous peculiar and standard type Ia supernovae
自从观测到奇异的超亮Ia型超新星以来，探索经典的超亮Ia型超新星质量极限（CML）的可能性就成为现代天体物理学中一个紧迫的研究领域。自2003年首次发现以来，已经发现了十几种奇特的过亮SNeIa，但其潜在祖先的真实性质仍存在争议。此外，也有发光不足的SNeIa，其祖细胞质量似乎远低于CML（亚细胞）。这些观察结果让人质疑CML的神圣性。我们最近在论文I中已经表明，强磁场的存在、致密物质的各向异性以及磁场本身的方向对中子星和夸克星的性质有着显著的影响。在这里，我们研究了白矮星的这些效应，这表明它们的性质也受到了严重的影响。最重要的是，我们得到了各种各样的质量半径关系的白矮星，其中包括次超拉塞卡质量限制。这就促使人们在使用与SNeIa相关的白矮星作为标准烛光时要谨慎。
2021-12-07 astro-ph.HE
J0526+5934: a peculiar ultra-short period double white dwarf
本研究结合光学光谱、时序测光与低质量白矮星演化模型，证明J0526+5934的可见主星更可能是极低质量白矮星，并确认其为已知第五个超短周期分离双白矮星。
2024-02-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the origin of the peculiar cataclysmic variable AE Aquarii
宝瓶座AE是一个包含红矮星和磁化白矮星的近距离双星系统，自转周期为33秒。白矮星的短自旋周期是由系统各组成部分在前一个纪元中的强烈质量交换引起的。我们发现，一个高速率的磁盘吸积到白矮星表面导致临时屏蔽其磁场和自旋的白矮星到目前的自旋周期。白矮星到喷射状态的转变发生在自旋上升时期的最后阶段，在它的磁场由于扩散而从吸积的等离子体中出现之后。在这个场景的框架中，AE Aqr代表了北极星进化链中缺失的一环，而白矮星类似于一颗回收的脉冲星。
2014-05-09 astro-ph.HE
The CO White Dwarf + Intermediate Mass/Massive Star Binary Evolution: Possible Merger Origins for Peculiar Type Ia and II Supernovae
双星恒星演化是引发超新星等瞬变事件的重要途径。虽然双星的共同包层（CE）、CE的结果和CE阶段SN爆炸的条件都不确定，但有人认为CE阶段可以触发SN爆炸。在这项工作中，我们探索的形成和演化路线的碳/氧（CO）WD的二进制为了调查合并的CO WD和核心的非简并恒星在CE阶段作为可能的起源SNe下的核心合并爆炸（CMD）的情况下，考虑几个二进制物理模型。CO WD +中等质量正常（非简并和富氢）恒星双星的演化导致CE阶段的合并仍然可能触发Ia型SNe（SNe Ia）在不同的模型下与星周物质的相互作用。与其他CE合并事件相比，CE阶段内CO WD与He（非简并和富氦）恒星核心之间的合并是罕见的。这两个通道可能会产生特殊的超新星Ia，如过亮/超钱德拉塞卡质量超新星Ia，因为它们中的某些部分具有组合的核心质量$\geq2M_\odot$。在CO WD +大质量恒星（$\geq8M_\odot$）CE事件通道中，我们发现CO WD与大质量恒星He核的合并速率为（0.85 - 12.18）$\times10^{-5}{M_\odot}^{-1}$，可能引发类似SN 2006 gy的II型超亮超新星，其延迟时间在34 - 120 Myr之间。我们基于CMD模型的结果与奇异SNe的观测结果是一致的。
2021-07-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Gravitational wave in f(R) gravity: possible signature of sub- and super-Chandrasekhar limiting mass white dwarfs
在通过对Ia型超新星光度的观测预测了许多次和超亚克拉塞卡（至少有十几个后者）限制质量的白矮星之后，研究人员提出了各种模型来分别解释这两类白矮星。我们在前面已经指出，这两类特殊的白矮星，以及规则的白矮星，都可以用单一形式的f（R）引力来解释，它的影响只在高密度区域才显著，在低密度区域几乎消失。然而，由于没有直接探测到这样的白矮星，很难从修正的引力理论中挑出一个特定的理论。讨论了在引力波天文学中直接探测这类白矮星的可能性。众所周知，在f（R）引力中，存在两个以上的偏振模式。我们估计的振幅的所有相关模式的特殊以及定期白矮星。我们进一步讨论了通过未来的引力波探测器，如LISA，ALIA，DECIGO，BBO或爱因斯坦望远镜探测它们的可能性，从而限制或排除各种修改的引力理论。这种探索将理论与通过f（R）引力中的引力波可能的观测联系起来。
2021-01-18 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Exploring a missing link between peculiar, sub- and super-Chandrasekhar type Ia supernovae by modifying Einstein's gravity
对几个特殊的、亮度不足和过亮的Ia型超新星（SNeIa）的观测表明，爆炸质量与克拉塞卡极限有很大的不同。我们在文献中首次探索了爱因斯坦在白矮星中的重力修正，这表明，根据为当前表示目的而选择的（依赖于密度的）修正重力参数$α$，白矮星的极限质量可能是显着的亚钱德拉塞卡和超级钱德拉塞卡。因此，这统一了明显不相交的SNeIa类，建立了修正的爱因斯坦引力在白矮星中的重要性。我们的发现质疑了爱因斯坦引力理论的全局有效性和拉塞卡极限的唯一性。
2016-03-01 astro-ph.HE gr-qc
The outburst of a 60 min AM CVn reveals peculiar color evolution: implications for outbursts in long period double white dwarfs
我们报告的多波长观测在静止和第一次检测到的爆发~60分钟的轨道周期AM CVn SDSS J113732+405458。利用X射线和紫外线观测，我们确定了事件持续时间的上限约为一年。爆发的幅度非常小，r约为1级，g约为0.5级。我们还研究了SDSS J113732+405458和其他长周期AM CVns在爆发中的颜色变化，并确定了颜色-星等图上的一个轨道，该轨道与盘不稳定性模型的预测不兼容，这表明长周期AM CVns中的一些爆发是由增强的质量传递引起的。据我们所知，这些是对AM CVns颜色演变的首次研究。在静止期间，我们测量了SDSS J113732+405458在0.5-10 keV波段的~ 3E 29 erg/s的X射线光度。这表明一个非常低的吸积率，在协议的磁盘不稳定性模型的长周期系统。然而，这样的模型预测稳定的磁盘在相当长的时期。该系统爆发的发现，以及与长周期系统SDSS J 080710 +485259的相似性，表明这些增强的质量传递事件可能在长周期AM CVns中更常见。需要更大的样本来凭经验确定在什么时期（如果有的话），磁盘不稳定性完全停止运作。最后，我们确定了一个红外过量的静止光谱归因于捐助者。这使得SDSS J113732+405458成为第二个直接检测到供体的AM CVn。
2021-07-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Degeneracy between mass and peculiar acceleration for the double white dwarfs in the LISA band
质量和距离是引力波天文学测量的基本量。然而，最近的研究表明，由于GW源的加速度，测量可能会有偏差。在这里，我们开发了一种分析方法来量化这样的偏见引起的第三对双白矮星（DWD），因为DWD是最常见的GW源在毫赫兹波段。我们表明，在一个大的参数空间的质量退化的特有的加速度，使我们只能从波形检索质量${\cal M}(1+Γ)^{3/5}$，其中${\cal M}$是真正的啁啾质量的DWD和$Γ$是一个无量纲的因素成比例的特有的加速度。基于我们的分析方法，我们进行了模拟观测DWDs的激光干涉仪空间天线（LISA）。我们发现，在约$9\%$的情况下，测量的啁啾质量是有偏的，由于存在一个三级的$(5-30)\%$。在大约12个DWD中发现了更极端的情况，它们可能被错误地归类为双中子星，双黑洞，经历质量转移的DWD，甚至包含低质量间隙物体和原始黑洞的双星。质量的偏差也影响了距离的测量，导致在$1$ kpc的日心距离内以及超过$100$ kpc的DWD密度似乎过高。我们的研究结果强调了模拟GW源的天体物理环境以检索其正确的物理参数的必要性。
2020-11-30 astro-ph.HE gr-qc
New mass limit for white dwarfs: super-Chandrasekhar type Ia supernova as a new standard candle
Ia型超新星是由质量接近克拉塞卡极限的白矮星爆炸而产生的，它对理解宇宙的膨胀率起着关键作用。然而，最近对几颗奇特的Ia型超新星的观测表明，它的前身质量明显是超克拉塞卡。我们表明，强磁化的白矮星不仅可以显着违反钱德拉塞卡质量极限，而且还表现出不同的质量极限。我们从基础水平确定了白矮星的类属质量极限为2.58太阳质量。这解释了超亮的奇特Ia型超新星的起源。我们的发现进一步论证了可能存在的第二标准烛光，这具有许多深远的影响，包括可能重新考虑宇宙的膨胀历史。
2013-01-25 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
A strange dwarf scenario for the formation of the peculiar double white dwarf binary SDSS J125733.63+542850.5
哈勃空间望远镜对双白矮星双星SDSS J125733.63 $+$ 542850.5的观测表明，大质量的白矮星具有表面重力对数$g_1\sim8.7$（意味着质量为$M_1\sim1.06~{\rm M_\odot}$）和有效温度$T_1\sim13000$ K，而小质量的白矮星（$M_2<0.24$ { \rm M $_\odot$ }）的有效温度为$T_2\sim6400K$ .因此，大质量和低质量的WD分别具有冷却年龄$τ_1\sim1$ { \rm Gyr}和$τ_2\geq5$ { \rm Gyr}。这与传统的二元进化理论相矛盾。在这封信中，我们提出了一个奇怪的矮场景来解释这个双WD双星的形成。我们假设大质量WD是一个奇怪的矮起源于一个$\sim1.1$ M $_\odot$ WD，经历了吸积和自旋下降过程的相变。它的高有效温度可能来自相变过程中的加热过程。我们的模拟结果表明，SDSS J125733.63 $+$ 542850.5的前身星可能是一个双星系统，由一颗$0.65~\rm M_{\odot}$ WD和一颗$1.5~\rm M_{\odot}$主序星组成，轨道为1.492天。特别是，第二颗恒星（即，低质量WD的祖先）可能具有超低金属量的$Z=0.0001$。
2018-05-06 astro-ph.HE
R-process nucleosynthesis from magnetar giant flares in neutron star--white dwarf mergers: A unified picture for peculiar long gamma-ray bursts
Guangxi University of Science and Technology（广西科技大学）；Nanchang University（南昌大学）；Xiangtan University（湘潭大学）；Hunan University of Science and Technology（湖南科技大学）
研究奇特长伽马射线暴起源，基于中子星-白矮星合并及磁星巨型耀斑，提出统一图景。通过超吸积放大磁场触发耀斑，解释瞬时发射各阶段，火球冲击地壳合成重元素解决r过程亏损，还能解释千新星及X射线平台，提供自洽框架。
2026-07-28 astro-ph.HE
Significantly super-Chandrasekhar limiting mass white dwarfs and their consequences
自2012年以来，我们已经提出了一个新的想法，表明高度磁化或修改爱因斯坦引力诱导的白矮星的质量可能是具有不同质量极限的显着超磁吸塞卡。这一发现有几个重要的结果，包括解释奇特的，过亮的Ia型超新星，软伽马射线中继器和异常的X射线双星，而不会引起异常强大的，但未观察到的磁场。它进一步论证了可能的第二标准蜡烛。基于更简单的计算，这些白矮星的亮度也比它们的标准对应部分（低磁场）低得多。这一发现开创了一个新的研究领域.
2016-11-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Peculiar Spectral Evolution of the Type I Supernova 2019eix: A Possible Double Detonation from a Helium Shell on a Sub-Chandrasekhar-mass White Dwarf
本文通过测光与光谱观测及 TARDIS 辐射转移建模，发现 SN 2019eix 在峰值后呈现与亚钱德拉塞卡质量白矮星氦壳双爆轰模型一致的特殊光谱特征，为 Ia 型超新星双爆轰起源提供了新证据。
2023-05-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Significantly super-Chandrasekhar mass-limit of white dwarfs in noncommutative geometry
大约在90年前，阿格拉塞卡有了一个惊人的发现，即一旦核聚变反应停止，致密物体白矮星的质量就会有一个极限值。这就是卡拉塞卡质量极限，对于不旋转、不磁化的白矮星来说是$\sim1.4M_\odot$。在接近这个极限质量时，白矮星被认为会以一种称为Ia型超新星的爆炸而点燃，这被认为是一种标准的蜡烛。然而，对几颗过亮、奇特的Ia型超新星的观测表明，克拉塞卡的质量极限要大得多。通过考虑位置和动量变量分量之间的非对易性，从而在量子尺度上测量它们的不确定性，我们证明了白矮星的质量可能是显著的超对称塞卡，从而达到一个新的质量极限$\sim 2.6M_\odot$，解释了一个可能的起源过于奇特的发光Ia型超新星。除了海森堡的不确定原理之外，非对易性的概念已经存在了相当长的一段时间，但是没有任何观测证据。我们的发现为非对易性提供了一个可信的天体物理学证据，为可能存在的第二标准烛光辩护，这具有许多深远的影响。
2021-01-13 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Maximum mass of stable magnetized highly super-Chandrasekhar white dwarfs: stable solutions with varying magnetic fields
我们解决的问题，最近提出的显着的超级超级拉塞卡白矮星的稳定性。本文给出了不同磁场分布下超超白矮星白矮星静磁平衡模型的稳定解。这已经通过自洽地包括在广义相对论框架中的磁压梯度和总磁密度的影响而获得。我们估计磁化白矮星的最大稳定质量可能超过3个太阳质量。这对于解释不符合传统的克拉塞卡质量极限的奇特的、过亮的Ia型超新星非常有用。
2014-05-20 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Mixing via Thermocompositional Convection in Hybrid C/O/Ne White Dwarfs
超渐近巨星分支星中的对流过冲被认为是导致具有碳-氧核和氧-氖地幔的混合白矮星形成的原因。随着白矮星冷却，这种核幔结构变得对流不稳定，应该会混合。这种混合以前曾用恒星演化计算研究过，但这些计算得出的近似结果是对流并不影响混合区的温度分布。在这项工作中，我们进行直接的数值模拟的理想化的问题，代表混合白矮星的核幔界面。我们证明，虽然对流区内的结构是有点不同的假设在恒星演化计算，这两种方法产生类似的结果的大小和增长的混合区。这些混合白矮星被认为是各种奇特的热核超新星的祖先。这进一步支持了这样的想法：如果这些混合的白矮星形成，那么它们应该在爆炸时完全混合。这些影响应包括在祖先的演变，以更准确地描述这些事件的签名。
2019-03-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Formation of the Galactic Millisecond Pulsar Triple System PSR J0337+1715 - a Neutron Star with Two Orbiting White Dwarfs
三重系统中的毫秒脉冲星（PSR J 0337 +1715，最近由Ransom等人发现）是一颗不寻常的中子星，它有两颗绕轨道运行的白矮星。银河系中这样一个系统的存在对恒星天体物理学的理解提出了新的挑战，在密切的多恒星系统的演化，相互作用和质量转移。此外，该系统还首次精确确认了白矮星质量-轨道周期关系的宽轨道系统。在这里，我们提出了一个自洽的，半解析的解决方案，PSR J 0337 +1715的形成。我们的模型限制了系统的特殊速度小于160公里/秒，并带来了新的见解，例如，在一个三重系统，我们发现的证据，在螺旋外两颗恒星的共同信封演变。最后，我们简要讨论了我们的方案与替代模型。
2014-01-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
ZTF 18aaqeasu (SN 2018byg): A Massive Helium-shell Double Detonation on a Sub-Chandrasekhar Mass White Dwarf
氦壳在白矮星上的爆炸被认为是Ia型超新星爆炸的可能触发机制。在这里，我们报告了ZTF 18 aaqeasu（SN 2018 byg/ATLAS 18 pqq），这是一颗奇特的I型超新星，与氦壳双爆相一致。从爆炸开始的上升时间为$\approx 18$天，瞬变达到了$M_R \approx -18.2$等的峰值绝对星等，表现出类似于亚发光SN 1991 bg的Ia型超新星的光变曲线，尽管在爆炸后的一周内亮度异常急剧增加。在峰值光附近拍摄的光谱显示出明显的Si吸收特征，以及由5000 Å的通量蓝向几乎完全的线覆盖产生的异常红色（$g-r \approx 2$ mag）。这种行为不同于以前观察到的任何热核瞬变。星云相位光谱采取在$\approx 30$天后，从峰值光揭示的证据，一个热核爆炸事件占主导地位的铁组核合成。我们表明，ZTF 18 aaqeasu的特殊性质是一致的爆炸的大规模（$\approx 0.15$ M $_\odot$）氦壳上的一个sub-Bracrasekhar质量（$\approx 0.75$ M $_\odot$）白矮星后，包括混合的$\approx 0.2$ M $_\odot$的材料在外部喷出物。这些观测结果提供了一种可能罕见的热核超新星的证据，这种超新星是由大量氦壳的爆炸产生的。
2019-01-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multi-Dimensional Radiative Transfer Calculations of Double Detonations of Sub-Chandrasekhar-Mass White Dwarfs
双爆轰Ia型超新星的研究，其中氦壳爆轰触发碳核爆轰在亚克拉塞卡质量的白矮星，在过去的十年中经历了复苏。新的进化方案和对哪些核反应是必不可少的更好理解，使得白矮星的氦壳比几十年前的双爆方案更薄，从而成功地爆炸。在本文中，我们提出了第一套光变曲线和光谱的多维辐射转移计算薄壳双爆轰模型，探讨了一系列的白矮星和氦壳质量。我们发现广泛的协议与观察到的光变曲线和光谱的非奇特的Ia型超新星，从次发光的过发光的亚型，提供证据表明，双爆炸的亚克拉塞卡质量白矮星产生的大部分观察到的Ia型超新星。光谱速度和颜色的一些差异仍然存在，但这些可能会通过未来的计算，包括更准确的初始条件和辐射输运物理达成一致。
2021-08-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Highly magnetized white dwarfs: implications and current status
在过去的十年左右，我们一直在发展可能存在的高度磁化的白矮星与分析恒星结构模型。虽然最初的目的是解释奇特的过亮Ia型超新星的性质，但后来发现这些磁化恒星具有更广泛的含义，包括白矮星的恒星，软伽马射线重复器和异常X射线恒星，以及引力辐射。特别是，我们已经详细探讨了这些磁化恒星的质量-半径关系，并表明它们可以显着不同，从本质上导致一个新的超的质量极限。最近，我们利用恒星演化程序STARS成功地模拟了磁化主序星的形成和冷却演化。在这里，我们简要地讨论了所有这些发现，并总结了它们在科学界的现状。
2021-10-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
The origin of hypervelocity white dwarfs in the merger-disruption of He-CO white dwarfs
通过三维流体动力学模拟，本文提出两颗HeCO白矮星并合引发部分瓦解与双爆轰，可抛射出约2000 km/s的HVWD，并解释其观测性质。
2025-10-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
4FGL J1120.0-2204: A Unique Gamma-ray Bright Neutron Star Binary with an Extremely Low Mass Proto-White Dwarf
我们已经发现了一个新的X射线发射的紧凑的二进制，这是可能的对应物的非关联费米LAT GeV $γ$射线源4FGL J1120.0-2204，第二亮的费米源，仍然是正式身份不明。使用SOAR望远镜的光谱学，我们已经确定了一个温暖的（$T_{\textrm{eff}}\sim8500$ K）同伴在15.1小时的轨道周围看不见的主要，这可能是一个尚未发现的毫秒脉冲星。精确的盖亚视差显示双星就在附近，距离只有$\sim 820$ pc。与短周期毫秒脉冲星双星中典型的“蜘蛛”或白矮星秒级不同，我们的观测表明$\sim 0.17\,M_{\odot}$伴星处于中间阶段，在成为极低质量氦白矮星（“前ELM”白矮星）的过程中收缩。虽然同伴显然是唯一的确认或候选的毫秒脉冲星双星，我们使用二进制的演化模型表明，在$\sim 2$陀螺仪，二进制的属性将匹配的几个毫秒脉冲星白矮星二进制非常短（$< 1$ d）的轨道周期。这使得4FGL J1120.0-2204成为在毫秒脉冲星回收过程倒数第二阶段发现的第一个系统。
2022-01-10 astro-ph.HE
Stability criterion for white dwarfs in Palatini $f(R)$ gravity
最近对几颗特殊的过亮和欠亮Ia型超新星的观测表明存在超和次超亮白矮星白矮星，从而推断出违反克拉塞卡质量极限的间接证据。在试图解释这些现象的广义相对论扩展的背景下，我们研究这些对象在Palatini $f(R)$重力。在给定的引力理论下，我们得到了白矮星的超、亚亚-拉塞卡极限质量和动力学不稳定性判据。我们进一步证明了传统的正性条件$\partial{M}/\partial{ρ_\text{c}}>0$与$M$是WD的质量与中心密度$ρ_\text{c}$，也是一个有效的标准，稳定的Palatini重力。
2021-12-24 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Possible Contribution of Magnetized White Dwarf Binaries to Type Ia Supernova Populations
具有强磁场的吸积白矮星（WD）向Ia型超新星（SN Ia）的演化可能不同于经典的单简并（SD）通道。在本文中，我们进行二进制人口合成（BPS）模拟的SD通道与主序列（MS）的同伴，包括强磁化WD吸积。在这样的系统的分数是$\sim 15$ %的合理假设下，得到的延迟时间分布（DTD）大致遵循$t^{-1}$幂律分布。在（WD/MS）SD通道内，估计来自高磁化WD的贡献与来自经典的非磁化WD通道的贡献相当。SD通道对SNe Ia的贡献在整个SNe Ia群体中可以是至少$\sim 30$ %。我们认为，从高度磁化WD系统产生的超新星Ia不会共享预期的经典SD通道的观测特性;对于每一个（潜在的奇特）SN观测与SD通道，我们预计在正常类的“隐藏”SD人口的可比数量。
2019-10-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Gravitational waves associated with the r-mode instability from neutron star-white dwarf mergers
本文研究白矮星质量≳1M⊙的中子星-白矮星并合中吸积中子星的r模不稳定性产生的强引力波辐射，指出其强度远超中等或低质量X射线双星情形，并可能伴随长伽马射线暴、快速蓝色光学暂现源和快速射电暴等电磁辐射。
2024-10-04 astro-ph.HE
The runaway velocity of the white dwarf companion in the double detonation scenario of supernovae
本研究考虑双爆轰情景中超新星抛射物有限速度，发现幸存白矮星逃逸速度比爆炸前轨道速度低8-11%，需更大初始质量，此类双星罕见，还支持该情景主要产生特殊Ia型超新星。
2024-01-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Effects of modified gravity on microscopic properties and cooling timescale of white dwarfs
本研究首次探讨修正引力（以Ricci-based引力为例）对白矮星微观性质与冷却的影响，发现大质量白矮星冷却更快，或可解释其观测稀少及超钱德拉塞卡白矮星未被直接探测的现象。
2024-01-26 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
GRMHD formulation of highly super-Chandrasekhar rotating magnetised white dwarfs: Stable configurations of non-spherical white dwarfs
在这里，我们扩展了探索显着的超超磁共振磁化白矮星的数值计算轴对称固定平衡的差分旋转磁化多方致密恒星在广义相对论（GR），在理想的磁流体动力学制度。我们使用一个广义相对论磁流体动力学（GRMHD）框架，描述旋转和磁化轴对称的白矮星，选择适当的旋转法律和磁场配置文件（环形和极向）。在这个框架中寻找解决方案的数值过程使用了3+1数值相对论的形式主义，在开源XNS代码中实现。我们通过依次改变不同的物理量来构建平衡序列，并强调了超白矮星白矮星的合理存在，其质量在2-3个太阳质量的范围内，中心（内部深处）磁场为$10^{14}$高斯量级，表面时间周期约为1-10秒。我们注意到，这样的白矮星是奇特的、过亮的Ia型超新星的祖先的候选者，观测证据认为Ia型超新星的质量在2.1-2.8太阳质量之间。我们还提出了一些有趣的结果，这种白矮星的结构，特别是在特殊情况下的极空洞的存在。
2015-10-01 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Evolution of binaries containing a hot subdwarf and a white dwarf to double white dwarfs, and double detonation supernovae with hypervelocity runaway stars
Max Planck Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）
研究通过MESA代码探索热亚矮星与白矮星双星系统演化为双白矮星或双爆超新星的机制，并分析其对超高速逃逸星的影响。
2025-11-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Highly super-Chandrasekhar white dwarfs in an extensive GRMHD framework
我们一直在努力通过利用磁场的潜力来揭开超级白矮星白矮星（WD）的神秘面纱，这一主题引起了相当大的关注。这一点从最近相应文献的激增中也显而易见。在目前的工作中，通过全尺度的广义相对论磁流体动力学（GRMHD）的数值分析，我们确认存在稳定的，高度磁化的，显着的超rasekhar WD具有超过3个太阳质量的质量。我们已经探索了各种可能的场的配置，即，极向，环形和混合，通过自洽地将偏离由强磁场引起的球对称。这样的超克拉塞卡WDs可能是特殊的，过亮的Ia型超新星的理想祖先。
2016-03-01 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Faint rapid red transients from Neutron star -- CO white-dwarf mergers
中子星（NS）和白矮星（WD）的合并可能会引起可观测到的爆炸瞬态事件。我们使用三维流体动力学（SPH）模拟，以及二维流体动力学热核模拟（使用FLASH AMR代码）来模拟CO-WD被NS破坏，产生微弱的瞬态事件。我们使用大型核网络对模拟进行后处理，并利用SuperNu辐射传输代码来预测这些瞬态的观测特征和详细特性。我们计算了五种NS -CO-WD合并模型的光变曲线和光谱。Ni 56的小产额（几个x 0.001Msun）导致了微弱的、快速发展的红化瞬变（RRT），B（R）峰的幅度为~ -12（-13）至~ -13（-15），比常规和微弱/特殊的Ia型SNe短得多。我们表明，RRT的光谱与快速演变的瞬态（如SN 2010 x）有一些相似之处，尽管RRT明显较暗，特别是在I/R带中，并显示出强得多的Si线。我们估计，通过对R/I波段的观测，即将到来的大型综合巡天望远镜能够以约10 ~ 70年^-1的速率探测到RRT。
2020-02-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
New mass limit of white dwarfs
白矮星（WD）的质量极限是固定的吗？现在已经不是了--最近观察到的过亮的、奇特的Ia型超新星可以解释，如果它们的祖先存在明显的超克拉塞卡WDs，那么它们就不能被用作宇宙距离的指示器。然而，目前还没有对这些超级克拉塞卡WD候选者的质量极限的估计。它们可以任意大吗？事实上，答案是否定的！我们通过利用观测到的、吸积的、磁化的WD中的通量冻结定理来得到这一启示，该定理带来了底层电子简并气体的朗道量子化。这篇文章提出的计算铺平了道路的最终（显着的超卡拉塞卡）质量极限的WD，预示着范式转变80年后卡拉塞卡的发现。
2013-09-03 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
The Fast and Furious Decay of the Peculiar Type Ic Supernova 2005ek
我们提出了广泛的多波长观测的非常迅速下降的Ic型超新星，SN 2005 ek。SN 2005 ek的最高亮度达到-17.3等，在最高亮度后的15天内衰减约3等，是迄今为止观测到的速度最快的I型超新星之一。SN 2005 ek的光谱与正常SN Ic的光谱非常相似，但演化速度加快。有证据表明，星云的特征在最大值后仅9天就开始了。光谱模型显示出约0.3 Msun的喷出物质量，主要由氧气（约80%）组成，而伪测辐射热光变曲线与约0.03 Msun的放射性Ni-56爆炸一致。虽然以前的快速发展的事件（例如，SN 1885 A，SN 1939 B，SN 2002 bj，SN 2010 X）被假设是由白矮星上的氦壳层爆炸产生的，氧占主导地位的喷出物很难与这一机制相一致。我们发现SN 2005 ek的性质与低质量白矮星的边缘点燃双爆轰或大质量恒星的铁核坍缩一致，被二元相互作用剥离。然而，如果我们假设SN 2005 ek与其他SN Ic的光谱相似性很强，这表明它们有类似的祖先通道，那么白矮星的祖先就变得非常不可能了。SN 2005 ek可能是有史以来观测到的质量最低的剥离包层核心坍塌爆炸之一。我们发现，这种快速下降的I型事件的发生率至少是正常SN Ia发生率的1-3%。
2013-07-11 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Non-Local Thermodynamic Equilibrium Radiative Transfer Simulations of Sub-Chandrasekhar-Mass White Dwarf Detonations
本文首次对一系列亚钱德拉塞卡质量白矮星爆轰模型开展非局部热动平衡辐射转移计算，其测光与光谱可定量匹配正常Ia型超新星的完整Phillips关系。
2023-12-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Evolution of Hypervelocity Supernova Survivors and the Outcomes of Interacting Double White Dwarf Binaries
本文通过白矮星的热演化与质量损失模型解释了冷D6型超高速超新星幸存者的性质，并推断约2%的Ia型超新星会留下此类幸存伴星，同时为LP 40-365类恒星及双白矮星并合结局提供了统一图景。
2025-02-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
White dwarf dynamical interactions and fast optical transients
时域天文学的最新进展揭示了一类新的光学瞬变现象，其时间尺度比典型的超新星短，峰值亮度范围很广。在这一大类中已经确定了几个亚型，包括富钙瞬变，Ia超新星和快速/明亮的瞬变。我们研究预测，从国家的最先进的三维网格的动态白矮星相互作用的背景下，这些快速的光学瞬态模拟。我们发现，对于碳-氧或氧-氖白矮星的碰撞，我们模型中光变曲线的峰值亮度和持续时间与快/亮瞬变的性质符合得很好。当其中一颗碰撞的白矮星是由氦构成时，其光变曲线的性质与富钙能隙瞬态的光变曲线相似。从我们的白矮星碰撞中得到的模型光变曲线太慢，无法再现Ia型超新星的光变曲线，而又太快，无法与任何正常或特殊的Ia型超新星相匹配。
2017-03-29 astro-ph.HE
New X-ray observations of the hot subdwarf binary HD49798 / RXJ0648.0-4418
HD 49798/RXJ 0648.0 -4418是唯一一颗被证实的X射线双星，其质量供体是一颗O型光谱的热亚矮星，并且很可能包含一颗质量很大的白矮星（1.28 $\pm$ 0.05 M $_{\rm SUN}$），自转周期非常快，为13.2 s。在这里，我们报告了在2018年和2020年对这个特殊的双星进行的新的XMM-牛顿点的结果，以及对所有以前观测结果的重新分析。新的数据表明，这个致密的天体仍然以$(-2.17\pm0.01)\times10^{-15}$ s s $^{-1}$的稳定速率旋转，这与它对年轻收缩白矮星的解释一致。在类似的轨道相位，远离ecplise获得的观测比较，显示长期变化的硬（$>$ 0.5千电子伏）的光谱成分在$\sim$（70 $\pm$ 20）\%的水平的证据，这表明存在的时间依赖的不均匀性在弱恒星风的HD 49798次矮星。为了更好地调查软光谱分量，占主导地位的X射线通量从这个系统，我们计算了一个理论模型的热辐射预计从大气中的元素丰度和表面重力适合这个大质量的白矮星。该模型给出了一个最佳拟合的有效温度T $_{\rm eff}$ =2.25 $\times$ 10 $^5$ K和半径为$\sim$ 1600 km的发射区，大于黑体拟合。该模型还预测了白矮星在光学波段的脉冲发射的贡献显着大于以前认为，并可能相关的光学可变性研究这个系统。
2021-04-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type Iax Supernovae
Iax型超新星（SN Iax），也被称为SN 2002 cx-like超新星，是最大的一类奇特的白矮星（热核）超新星，已知有超过50个成员。SN Iax比正常的Ia型超新星（SN Ia）具有更低的喷出物速度和更低的光度，并且这些参数的范围更广。超新星Iax在光谱上类似于一些超新星Ia，但在所有超新星中，它们的晚期光谱是独一无二的，永远不会变成完全的星云。SN Iax绝大多数发生在晚型宿主星系中，这意味着相对年轻的人口。SN Iax 2012 Z是唯一一颗被探测到爆炸前祖星系统的白矮星超新星。人们提出了各种各样的模型，但最主要的一种假设是：Iax型超新星可能是一颗碳氧（或碳氧氖混合）白矮星的纯爆燃爆炸，由氦吸积到拉塞卡质量引发，不一定完全破坏恒星。
2017-08-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
A hyper-runaway white dwarf in Gaia DR2 as a Type Iax supernova primary remnant candidate
观测与Ia型和Iax型超新星有关的恒星残骸对于充分了解它们的祖先是必要的。多个祖先的情况下预测人口踢供体残留物和部分燃烧的初级残留物，都以相对较高的速度移动。但只有少数的例子符合这两个预测的人口已被观察到。在这里，我们报告了可能是第一个已知的例子，一个未绑定的白矮星，这是一致的完全冷却的主要遗迹，以Iax型超新星。候选天体LP 93-21以银河系中心速度v $_{gal}$ $\simeq$ 605 km s $^{-1}$运行，并且引力与银河系无关。我们排除了银河系外的起源。Iax型超新星喷发的情况与其独特的未绑定轨迹是一致的，因为通过光谱跟踪在其光球层中检测到异常元素丰度。这一发现反映了最近的模型，该模型表明恒星喷射可能经常发生。不幸的是，由于白矮星本身的微弱性，以及与它们的直接祖先系统相关的不确定性，使得探测和确认这样的供体变得困难。
2019-08-02 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A candidate magnetic helium core white dwarf in the globular cluster NGC 6397
本文报告了球状星团 NGC 6397 中一颗具有 18.5 小时光变周期的蓝色恒星，提出其可能是首颗候选磁性氦核白矮星，或少数候选非吸积双简并双星之一。
2023-03-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Why Are Peculiar Type Ia Supernovae More Likely to Show the Signature of a Single-degenerate Model?
虽然Ia型超新星（SNe Ia）在许多天体物理学领域非常有用，但它们确切的祖先性质仍然不清楚。区分不同祖先模型的一个基本方法是从单简并（SD）模型中寻找信号，例如超新星爆发前后是否存在非简并伴星的信号。在观测上，有些Ia超新星显示出这种信号，而另一些则没有。在此，我们提出了一个基于自旋上升/自旋下降模型的普适模型来解释这些观测结果。在该模型中，白矮星（WD）在超新星爆发前会经历一个自旋下降阶段，自旋下降的时间尺度由其初始质量决定，即初始WD质量越大，自旋下降的时间尺度越短，那么超新星Ia就越有可能显示出SD特征。因此，我们的模型预测，从混合碳-氧-氖WD的超新星Ia更有可能显示SD签名观测，一些奇特的超新星Ia显示。
2018-03-08 astro-ph.HE
A white dwarf merger as progenitor of the anomalous X-ray pulsar 4U 0142+61?
最近有人提出，大质量快速旋转的高磁化白矮星可以描述一些软伽马射线中继站（SGR）和异常X射线脉冲星（AXP）的观测特性。此外，它也已被证明，高场磁（HFMWD）可以是白矮星二进制合并的结果。这些合并的产物包括一个被快速旋转的圆盘包围的炽热中心白矮星。在这里，我们表明，一个双简并系统的合并可以解释奇特的AXP 4U 0142+61的特性。这种情况解释了观测到的红外过量。我们还表明，4U 0142+6的观测到的属性是一致的近似$1.2 M_{\sun}$白矮星，残留的合并的原始系统的质量$0.6\, M_{\sun}$和$1.0\, M_{\sun}$的两个白矮星。最后，我们推断了一个合并后的年龄$τ_{\rm WD}\approx 64$ kyr，和一个磁场$B\approx 2\times 10^8$ G。这种磁场的证据可能来自于在4U 0142+61的光谱中在$\approx 10^{15}$ Hz处的$B$和$V$带之间观察到的电子回旋吸收特征的可能检测。
2013-06-25 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Massive Neutron Stars and White Dwarfs as Noncommutative Fuzzy Spheres
在过去的几十年里，有直接和间接的证据表明，大质量的紧凑型物体比传统的对应物。两个这样的例子是超级白矮星白矮星和大质量中子星。对十多颗异常发光的Ia型超新星的观测表明，它们的起源是超级白矮星白矮星的祖先。另一方面，最近的引力波探测和一些脉冲星观测则认为存在大质量的中子星，它位于最低天体物理质量的黑洞和最高质量的中子星之间著名的质量间隙中。我们表明，一个压扁的模糊球，这带来了非交换几何的想法，可以自洽地解释任何一个大规模的对象，如果他们实际上是模糊或压扁的模糊球。非对易几何是量子引力的一个分支。如果上述假设是正确的，将为非对易性提供观测证据。
2022-07-15 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
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
Continuous gravitational wave from magnetized white dwarfs and neutron stars: possible missions for LISA, DECIGO, BBO, ET detectors
最近，LIGO和VIRGO在9个黑洞合并事件和1个中子星合并事件中探测到了引力波，这为天体物理学研究提供了新的视角。另一方面，在过去的十年中，一些超克拉塞卡白矮星的候选者已经通过一些奇特的Ia型超新星的光变曲线的峰值光度被推断出来，尽管到目前为止还没有直接探测到这些物体。同样，也观测到了一些质量为$>2M_\odot$的中子星。连续引力波可以作为直接探测这些致密天体的替代方法之一。磁场是形成超白矮星和大质量中子星的重要物理机制之一。如果这些紧凑的物体以一定的角频率旋转，那么它们可以有效地发射引力辐射，只要它们的磁场和旋转轴不对齐，这些引力波可以被一些即将到来的探测器探测到，例如LISA，BBO，DECIGO，爱因斯坦望远镜等。
2020-01-07 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Type Ia Supernovae from Merging White Dwarfs II) Post-Merger Detonations
碳氧（CO）合并的白矮星是Ia型超新星（SN Ia）的一个有希望的祖先系统，但爆炸的基本物理和时间仍然存在争议。如果爆炸发生在副恒星完全分裂之后，爆炸的主星将膨胀成一种致密的CO介质，这种介质可能仍然具有盘状结构。这种相互作用将使喷出物减速并变形。在这里，我们进行了多维模拟的“夯实”SN Ia模型，使用粒子和网格为基础的代码来研究合并和爆炸动力学，和一个辐射转移代码来计算合成光谱和光变曲线。我们发现，合并后的爆炸表现出沙漏形的不对称性，导致光变曲线与视角的强烈变化。影响结果的两个最重要的因素是盘的标度高度，这敏感地取决于二进制的质量比，和总${}^{56}$ Ni产量，这是由残余核心的中心密度。合成的宽带光变曲线上升和下降非常缓慢，光谱通常看起来很奇特，具有中等质量元素的微弱特征，但相对较强的碳吸收。我们还考虑了残余物的粘性演化的影响，并表明合并和爆炸之间的较长的时间延迟可能会导致较大的${}^{56}$ Ni产量和更对称的残余物。我们讨论的相关性，这类非球面的“夯实”的超新星Ia解释类的“超超克拉塞卡”的超新星Ia。
2013-12-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
A model for the optical flares from the Galactic tran-sient SWIFT J195509+261406
银河系硬X射线瞬变SWIFT J195509+261406最初被观测到是一个伽马射线暴GRB 070610。在爆发后的3天内，观测到了40多个光学耀斑。在这里，我们提出，这一奇特的事件应与一个白矮星。硬X射线爆发本身可能是由围绕白矮星运行的两颗行星碰撞引发的。在碰撞中产生的一些破裂碎片在几天内落在白矮星的表面，通过回旋辐射产生了观测到的光学耀斑。我们的模型可以满意地解释观测的基本特征。
2009-08-22 astro-ph.HE
Modified Einstein's gravity to probe the sub- and super-Chandrasekhar limiting mass white dwarfs: a new perspective to unify under- and over-luminous type Ia supernovae
Ia型超新星（SNeIa），被用作天体物理学中的标准烛光之一，被认为是当白矮星的质量接近卡拉塞卡质量极限时形成的。然而，在过去的几十年里，观测发现了一些特殊的SNeIa，它们被预测来自质量远小于或远高于乌拉塞卡质量极限的白矮星。虽然我们的小组早些时候试图统一SNeIa的这两个子类，但在这项工作中，我们首次，用白矮星的一个特性来解释这个现象，那就是它的中心密度。因此，我们不改变基本的重力模型的基本参数，与早期的尝试相反。我们有效地考虑高阶修正的Starobinsky- $f(R)$重力模型，揭示统一。我们证明了在相同的模型参数下，对于中心密度为$ρ_c \sim 1.4\times10^8$ g/cc的白矮星，其极限质量为$\sim M_\odot$;对于中心密度为$ρ_c \sim1.6\times 10^{10}$ g/cc的白矮星，其极限质量为$\sim 2.8M_\odot$.我们进一步证实，这些模型是可行的，相对于太阳系的测试。这可能非常强烈地启发了长期存在的难题在于预测的SNeIa祖细胞质量的变化。
2018-09-07 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
On the fate of the secondary white dwarf in double-degenerate double-detonation Type Ia supernovae -- II. 3D synthetic observables
本文首次对双简并双爆轰Ia型超新星并合中伴生白矮星存活与爆轰两种情景进行三维辐射转移计算，发现两者合成观测量均类似02es-like子类，且伴星爆轰会显著影响光谱、角度依赖性和宽度-光度关系。
2024-08-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Detection of [C I] Emission in Nebular Spectra of a Peculiar Type Ia Supernova 2022pul
本研究在特殊 Ia 型超新星 2022pul 的晚期光谱中首次探测到 [C I] 发射线，并通过剧烈并合模型及纯爆燃模型解释了其起源，揭示了中心未燃烧碳的可能来源。
2025-03-25 astro-ph.HE
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
Simulating super-Chandrasekhar white dwarfs
本研究通过修改一维恒星演化代码STARS，模拟了磁场经典效应下由主序星演化形成的超钱德拉塞卡白矮星，获得了依赖磁场几何的新质量极限，并证实了其稳定性。
2024-11-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
