Circular Polarimetry of Suspect Wind-accreting Magnetic pre-Polars
我们目前的结果，从候选人的分离磁白矮星- M矮双星获得使用北欧光学望远镜，拉帕尔马圆偏振调查。我们获得了相位分辨光谱偏振和成像偏振的七个系统，其中五个显示出清晰的可变圆偏振。数据表明，这些目标具有磁场强度> 80 MG的白矮星。我们的研究表明，回旋辐射可以主导的光学光度在相应的回旋辐射谐波的波长，即使在系统中的白矮星只有风吸积。这意味着伴星的恒星风中有很大一部分被磁性白矮星捕获，减少了前CV中的磁制动。此外，几个分离的，风吸积磁系统的极化确认提供了观测约束的磁CV演化和白矮星磁场产生的模型。我们还发现，白矮星磁场配置在至少两个这些系统似乎是非常复杂的。
2022-05-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Gravity modes on rapidly rotating accreting white dwarfs and their variation after dwarf novae
本研究针对吸积白矮星开展绝热星震学计算，纳入非微扰自转效应，分析矮新星吸积事件引发的次表层温度变化对低阶g模的影响，提出通过爆发后冷却期的模频率变化识别模式的新方法，可为推断白矮星结构特征提供依据。
2023-05-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
A persistent bow shock in a diskless magnetised accreting white dwarf
Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences（尼古拉·哥白尼天文学中心，波兰科学院）；Centre for Extragalactic Astronomy, Department of Physics, Durham University（杜伦大学物理系河外天文中心）；INAF-Osservatorio Astronomico di Capodimonte（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）；School of Physics and Astronomy, University of Southampton（南安普顿大学物理与天文学院）；INAF-Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所布雷拉天文台）；University of Oxford, Department of Physics, Astrophysics（牛津大学物理系天体物理学）；Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)（空间科学研究所（欧洲空间科学中心，西班牙高等科学研究委员会））；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚太空研究研究所）；South African Astronomical Observatory（南非天文台）；Department of Astronomy, University of Cape Town（开普敦大学天文系）；Department of Physics, University of the Free State（自由州大学物理系）；Department of Physics, University of Warwick（华威大学物理系）；Department of Astrophysics/IMAPP, Radboud University（拉德堡德大学天体物理学/IMAPP系）
研究发现盘外磁化吸积白矮星1RXS J052832.5+283824存在持续bow壳，其磁场强度达42-45 MG，排除了热核爆炸和供体风等传统解释，表明存在未被识别的能量损失机制。
2026-01-29 astro-ph.HE 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
Hydrogen Burning on Accreting White Dwarfs: Stability, Recurrent Novae, and the Post-Novae Supersoft Source
利用恒星天体物理学实验模块（MESA），研究了白矮星（WD）在吸积率稳定燃烧区附近吸积富氢物质的性质。我们报告的稳定边界WD的质量之间的0.51太阳质量和1.34太阳质量通过随时间变化的计算发现。我们还研究经常性的新星，是吸积率接近，但低于稳定燃烧极限，并报告其复发时间和点火质量。我们在吸积率密集网格发现预期的最小可能复发时间作为WD质量的函数。这使得能够推断出可能达到特定复发时间的最小WD质量。我们比较我们的计算模型后爆发新星稳定燃烧的WD和明确计算的持续时间和有效温度（Teff）的后新星WD在超软阶段。我们同意Henze及其合作者在M31中测量的关闭时间- Teff关系，推断WD质量在1.0-1.3太阳质量范围内，并预测与观测一致的抛射质量。最后，我们评论稳定或不稳定的氢燃烧所产生的热氦层的重要性的短期和长期的演化吸积白矮星。
2013-09-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of Persistent Quasi-Periodic Oscillations in Accreting White Dwarfs: A New Link to X-ray Binaries
几乎所有的吸积黑洞和中子星X射线双星系统（XRB）都在某些特征时间尺度及其谐波上表现出显著的亮度变化。这些准周期振荡（QPO）被认为是与旋进的翘曲吸积盘，但产生旋进翘曲的物理机制仍然不确定。相对论性坐标系拖曳（Lense-Thirring旋进）是一个有希望的候选者，但是不对准的磁场也是一个替代方案，特别是对于中子星XRB。在这里，我们报告的发现5吸积白矮星系统（AWD），显示强光学QPO的特征频率和谐波结构，这表明他们是在XRB中看到的QPO对应。由于AWD是坚定的经典（非相对论）制度，Lense-Thirring进动不能解释这些QPO。相比之下，与白矮星相关的弱磁场可以驱动这些系统中的盘弯曲和进动，类似于中子星XRB的提议。我们的观察证实，磁驱动翘曲是一个可行的机制，产生QPO的盘吸积天体物理系统，当然在AWD，也可能在（中子星）XRB。此外，他们建立了一种新的方法来估计磁场强度，即使在相对弱的磁场系统，其他方法是不可用的。
2024-10-02 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
A possible evolutionary scenario of highly magnetized super-Chandrasekhar white dwarfs: progenitors of peculiar type Ia supernovae
最近发现的几个奇特的Ia型超新星似乎需要一个全新的形成理论，这可能有助于解释它们与标准Ia型超新星之间令人困惑的差异。观测分析中最引人注目的方面是有必要援引质量约为2.1- 2.8 M_sun（M_sun是太阳的质量）的超级钱德拉塞卡白矮星作为它们最有可能的祖先。强磁化的白矮星具有超克拉塞卡质量，已经被认为是奇特的Ia型超新星的潜在候选者。由于朗道量子化的基础电子简并气体，理论结果产生了观测推断的质量范围。在这里，我们勾勒出一个可能的进化场景，通过吸积到一个通常观察到的磁化白矮星上，可以形成超级白矮星白矮星，引发通量冻结现象。这就开启了多种可能的演化，最终以质量在上述范围内的超级白矮星白矮星的超新星爆炸而告终。我们指出，我们的建议有观测支持，如最近发现的大量磁化白矮星的SDSS。
2013-03-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Unveiling optical signatures of outflows in accreting white dwarfs
本研究通过GTC-10.4m光学光谱观测四颗吸积白矮星，探测到高速蓝移吸收线，首次在MV Lyr和V425 Cas中发现光学外流，表明光学外流在吸积白矮星中可能普遍存在。
2023-10-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Next generation population synthesis of accreting white dwarfs: I. Hybrid calculations using BSE + MESA
吸积、核燃烧的白矮星被认为是Ia型超新星的候选祖先，并根据它们的吸积速率解释超软X射线源、新星等。我们已经进行了二进制人口合成研究，他们的人口使用两种算法。在第一，我们使用二进制人口合成代码\textsf{BSE}作为基线的“快速”的方法，通常用于此类研究。在第二个，我们采用了“混合”的方法，其中我们使用\textsf{BSE}产生人口的白矮星（WD）与非简并同伴的边缘填充他们的罗氏叶。然后，我们遵循他们的质量转移阶段使用详细的恒星演化代码\textsf{MESA}。研究了快速吸积白矮星（RAWD）和稳定核燃烧白矮星（SNBWD）的数量演化，估算了单简并系统（SD）产生Ia型超新星（SNe Ia）的速率.我们发现这两种算法在早期预测的SNBWD数量上存在显着差异，并且在SD SNe Ia的延迟时间分布（DTD）上也存在显着差异。在处理质量转移的这种差异可能部分地解释了不同群体发现的SNe Ia速率和DTD的差异。采用100%的氦燃烧效率，计算了银河系中SD通道产生的超新星Ia的速率为$2.0\times10^{-4}\rm{yr}^{-1}$，比观测推断值低一个数量级以上。与以前的研究一致，我们计算的SD DTD与观察结果不一致。
2014-09-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetically Confined Mountains on Accreting White Dwarfs
Escola de Artes, Ciências e Humanidades, Universidade de São Paulo（圣保罗大学艺术、科学与人文学院）；Instituto de Física de São Carlos, Universidade de São Paulo（圣保罗大学圣卡洛斯物理研究所）
本文通过数值求解Grad-Shafranov方程，研究了吸积白矮星上磁约束山脉的结构及其对磁场的影响，发现山脉可使磁场线变形并拖向赤道，吸积可掩埋磁场至原值的10%，并给出了最大可约束质量的数学关系。
2026-09-09 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
X-ray Polarimetry of Accreting White Dwarfs: A Case Study of EX Hydrae
本研究首次对中介偏振星EX Hya开展X射线偏振测量，仅在2–3 keV能段探测到3σ显著的8%偏振度，证实X射线散射面为白矮星且靠近吸积柱底部，并提出可通过偏振估算吸积激波高度。
2025-09-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Accreting White Dwarfs: An Unreview
Durham University（杜伦大学）；INAF-Osservatorio Astronomico di Capodimonte, INAF（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）；University of Southampton（南安普顿大学）
本文探讨吸积白矮星中未解决的关键问题，旨在推动观测、数值和理论研究，以深化对吸积物理的理解。
2026-03-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Broad-band timing properties of the accreting white dwarf MV Lyrae
我们提出了一个宽带的吸积白矮星系统MV天琴座的开普勒卫星获得的数据的基础上的时间分析。观测时间跨度为633天，节奏为58.8秒，允许我们探测时间频率的4个数量级。所观察到的宽带噪声分量的建模是基于多个洛伦兹分量的叠加，类似于X射线双星系统所采用的经验建模。我们还提出了一个频率变化的洛伦兹分量的MV天琴座的光变曲线中，洛伦兹特征频率与平均源通量呈负相关的检测。因为在文献中类似的宽带噪声分量已被关联到粘性或动力学的时间尺度为不同的源类型（吸积黑洞或中子星），我们在这里系统地探讨这两种情况下，并放置在吸积盘结构的约束。在粘性的情况下，我们采用波动吸积盘模型来推断参数的粘度和磁盘规模的高度，并推断不舒服的高参数，以容纳由标准的薄磁盘，而在动力学的情况下，我们推断一个大的吸积盘截断半径约10白矮星半径。然而，更重要的是，在这里观察到的宽带可变性和X射线双星和活动星系核之间的现象学性质是非常相似的，可能表明宽带可变性的共同起源。
2012-08-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Turbulent Mixing on Helium-Accreting White Dwarfs
产生Ia型超新星的一个有吸引力的方案是双重爆炸，其中吸积氦层的爆炸触发C/O核心的点火。这种机制是否能够解释部分或大部分Ia超新星，取决于氦燃烧的性质，而氦燃烧的性质又取决于表面材料的组成。使用半解析和简单的数值模型相结合，我探索时，由于流体动力学不稳定性的吸积过程中的湍流混合可以混合到吸积氦的C/O核心材料。混合在高吸积率、大白矮星（WD）质量和低自旋率时最强。这种混合将导致随后的氦燃烧，更好地匹配所观察到的超新星Ia的性质。在某些情况下，有相当大的混合，可以导致在点火时在吸积层中超过50%的C/O。这些结果将有望激励未来的理论研究，这种强混合条件。混合也对其他类型的WD表面爆炸有影响，包括所谓的Ia超新星，富钙瞬变（如果它们来自吸积WD）和富金属的经典新星。
2015-01-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
R-mode oscillations in accreting white dwarfs in cataclysmic variables
一些激变变星显示出短周期（$\sim$ 200到$\sim$ 2000 s）的光变，这是由于吸积的主白矮星的非径向脉动。我们认为这些周期性的变化r-模式（全球Rossby波）振荡，这可能是机械激发和限制在富氢层的白矮星。经常观察到的振幅和频率的调制，即使在一个观测季节，可以解释为密集分布的r-模式频率之间的跳动。使模型的r模式频率分布与观测到的脉动频率一致（通过调整旋转频率），我们获得了每种情况下的最佳拟合旋转速率。由此获得的17颗吸积白矮星的自转周期在4到10分钟之间。在矮新星爆发后的某个时候观测到的脉动频率往往高于爆发前的值，因此爆发后频率的最佳拟合旋转速率也更高。这表明富氢层的自旋上升是由爆发时增强的吸积引起的。我们还讨论了脉动吸积白矮星的自转频率与轨道周期的关系。
2019-05-21 astro-ph.SR
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
Periodic Radio and X-ray Emission from an Accreting White Dwarf Binary
The University of Sydney（悉尼大学）；Australia Telescope National Facility, CSIRO（澳大利亚望远镜国家设施，CSIRO）；ARC Centre of Excellence for Gravitational Wave Discovery (OzGrav)（引力波发现卓越研究中心（OzGrav））；University of Wisconsin-Milwaukee（威斯康星大学密尔沃基分校）；Curtin University（科廷大学）；University of North Carolina, Chapel Hill（北卡罗来纳大学教堂山分校）
本研究通过发现并分类长周期射电暂现源ASKAP J174508.9-505149为吸积白矮星双星，揭示了其轨道调制的X射线辐射和射电暴，证实了部分长周期射电暂现源与白矮星双星的联系。
2026-06-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Wind-Driven Evolution of White Dwarf Binaries to Type Ia Supernovae
在Ia型超新星（SNe Ia）祖先的单一简并假设中，一颗白矮星快速地从它的伴星吸积富含氢或氦的物质，并表现为一个超软X射线源。这一观点受到了具有非常低质量伴星的超软X射线源的性质以及对附近几个超新星Ia的观测的挑战。已有研究指出，吸积中的白矮星的X射线辐射或星风可以激发星风或剥离伴星的质量，从而显著影响质量传递过程。本文对白矮星双星的风驱动演化进行了详细的计算。我们提出了可能的SN Ia祖细胞的参数空间，并为生存的同伴后SNe。结果表明，与传统的单简并方案相比，Ia超新星的前伴星具有更符合观测的特征。
2013-11-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Off-centre carbon burning in He-accreting carbon-oxygen white dwarfs
碳氧白矮星（CO WD）+He星道是产生短延迟Ia型超新星（SNe Ia）的一种有希望的途径。最近的研究发现，如果CO WD的质量吸积速率高于临界速率（约2 * 10 ^-6 Msun/yr），则He壳层下的碳可以被点燃，引发向内传播的碳火焰。以前的研究通常假设偏离中心的碳火焰会到达中心，导致形成氧氖（ONe）WD，并坍塌成中子星。然而，偏离中心的碳燃烧过程没有得到很好的研究。这可能会对CO WD的最终命运产生一些不确定性。采用MESA，我们模拟的长期演变的偏离中心的碳燃烧在氦吸CO WD。我们发现，由于燃烧前沿的高温，向内传播的碳火焰直接将CO WDs转变为OSi芯，而不是ONe芯。我们认为，COWD的最终命运可能是OSi WD在偏离中心的碳燃烧的条件下，或爆炸的铁芯崩溃SNe，如果质量吸积继续。我们还发现，硅的质量分数的OSi核心是敏感的质量吸积率。
2019-04-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Recurrent novae and long-term evolution of mass-accreting white dwarfs -- toward the accurate mass retention efficiency
质量吸积型白矮星的质量增长率是决定双星演化为Ia型超新星的关键因素。许多作者报道了非常不同的WD质量增加率。在这篇评论中，我们澄清了这种分歧的原因，其中一些来自缺乏数值技术，使用旧的不透明，不同的假设，二元配置，不适当的初始条件，和不切实际的质量损失机制。我们强调，这些假设应仔细选择在计算的长期演变的吸积WD。重要的是，质量损失机制是决定质量保持效率的关键过程：最好的方法是正确地结合光学厚风，因为它是由新星的多波长光变曲线支持的。
2017-12-24 astro-ph.SR
Faint supernovae and hyper-runaway white-dwarfs from single He-detonation in double HeCO-white-dwarf mergers
Technion - Israel Institute of Technology（以色列理工学院）；California Institute of Technology（加州理工学院）
通过三维流体动力学模拟，研究双HeCO白矮星并合的氦爆轰过程，发现其可产生暗弱快速演化的热核瞬变，或解释部分暗弱超新星，还可能形成高速PG-1159型恒星，拓展了对白矮星并合的认知。
2026-07-30 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
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
The Importance of Urca-process Cooling in Accreting ONe White Dwarfs
我们研究吸积氧氖（ONe）白矮星（WD）的演化，特别强调碳燃烧产物$\mathrm{^{23}Na}$和$\mathrm{^{25}Mg}$的存在的影响。这些同位素通过$\mathrm{^{25}Mg}$ - $\mathrm{^{25}Na}$、$\mathrm{^{23}Na}$ - $\mathrm{^{23}Ne}$和$\mathrm{^{25}Na}$ - $\mathrm{^{25}Ne}$ Urca对导致WD的显著冷却。我们推导出一个解析公式的峰值Urca过程的冷却速率，并使用它来获得一个简单的表达式的温度的Urca过程冷却WD。我们的估计同样适用于吸积碳氧WD。我们使用恒星天体物理学实验模块（MESA）的恒星演化代码来演化一套模型，证实了这些分析结果，并表明Urca过程冷却大大修改了吸积ONe WD的热演化。最重要的是，我们表明，MESA模型与较低的温度在发病时的$\mathrm{^{24}Mg}$和$\mathrm{^{24}Na}$电子捕获发展对流不稳定的地区，即使使用勒杜标准。我们讨论的困难，我们遇到的模拟这些对流区域，并概述了这种对流对随后的WD演变的潜在影响。对于我们不允许对流的模型，我们发现氧气在密度为$\log(ρ_{\rm c}/\rm g\,cm^{-3}) \approx 9.95$的情况下点燃，这与没有厄卡号冷却的情况非常相似。尽管如此，列入乌…
2017-08-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Finding the Instability Strip for Accreting Pulsating White Dwarfs from HST and Optical Observations
利用时间分辨的低分辨率哈勃空间望远镜紫外光谱，结合地基光学测光和光谱，对6个包含脉动白矮星的激变变星的温度和脉动特性进行了约束。将我们对五颗已经爆发好几年的脉动白矮星的温度测定与过去对其他六个系统的结果相结合，表明吸积脉动白矮星的不稳定带范围在10，500 -15，000 K之间，比ZZ Ceti恒星的不稳定带范围更宽。紫外/光学脉动特性的分析揭示了一些令人困惑的方面。虽然一半的系统显示高脉动振幅的UV相比，他们的光学同行，其他显示UV/光学振幅比小于一个或没有脉动在任何波长区域。
2009-12-31 astro-ph.SR
Thermonuclear explosions of rapidly differentially rotating white dwarfs: Candidates for superluminous Type Ia supernovae?
观测到的“超亮”Ia型超新星的子类缺乏令人信服的理论解释。如果这类天体的辐射完全是由爆炸中形成的镍-56放射性衰变提供动力，那么就需要一颗不旋转的白矮星的母星质量接近或甚至超过克拉塞卡极限。显著超过该极限的质量可以通过差动旋转来支撑。因此，我们探索爆炸和预测不同的情况下产生的差异旋转的碳氧白矮星接近各自的稳定极限的观测值。具体来说，我们已经研究了一个提示爆震模型，爆炸后的初始爆燃阶段（“延迟爆震”模型），和一个纯爆燃模型。在后处理步骤中，我们进行了核合成和三维辐射转移计算，这使我们能够第一次从我们的模型中一致地获得合成观测值。我们发现，所有涉及爆炸的爆炸场景产生非常明亮的事件。然而，对它们的观测预测与任何已知的Ia型超新星的子类都不一致。纯粹的爆燃类似于2002 cx型超新星，可能是这类超新星的一部分。我们讨论了我们的发现的爆炸机制和差异旋转的白矮星作为超新星祖先的存在的影响。
2018-07-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
The effect of helium accretion efficiency on rates of Type Ia supernovae: double-detonations in accreting binaries
Ia型超新星的双爆炸场景作为可行的祖星模型得到了超新星界越来越多的支持，使其与众所周知的单简并和双简并场景一起成为有希望的候选模型。我们提出了双爆轰SNe的延迟时间，其中一个sub-brasekhar质量的碳-氧白矮星从富氦伴星非动态吸积。在定量SN率从双爆的主要不确定性之一是（假设）的富氦物质的保留效率。因此，我们实施了一个新的处方治疗吸积/积累的富氦物质的白矮星。此外，我们测试的结果如何变化取决于哪些标准被假定为导致在氦壳爆轰。在将结果与我们的标准情况（Ruiter等人，2011年）进行比较时，我们发现，无论采用何种He吸积处方，如果低质量He壳（< 0.05 Msun）足以触发爆炸，SN率仅降低25%。如果需要更多质量（0.1 Msun）的壳层，则速率降低85%，并且在新的吸积模型中延迟时间分布发生了显着变化-仅产生具有即时（< 500 Myr）延迟时间的SNe。由于理论上的论点有利于低质量的他壳正常的双爆轰SNE，我们的结论是，从双爆轰率很可能是高的，不应该严格依赖于所采用的处方吸积的他。
2014-03-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Populations of accreting white dwarfs
使用混合二进制人口合成的方法，我们模拟人口的吸积WD不同的恒星形成历史的形成和演化。我们发现，Ia超新星在单简并情况下的延迟时间分布与观测结果不一致。此外，我们还发现，我们预测的吸积WD星群的X射线和紫外辐射与Chandra观测到的早型星系的X射线光度和被动演化星系的叠加SDSS谱中HeII 4686 Xe/Hβ线比值是一致的。此外，我们发现，目前在椭圆状星系的新星大多数具有低质量的WD，长的衰变时间，长的复发周期，是相对暗淡的。相比之下，目前大多数螺旋状星系中的新星都有巨大的WD，短的衰变时间，短的重现期，并且相对明亮。我们预测的M31类星系质量损失时间尺度的分布与仙女座星系的观测结果一致。
2018-10-18 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Characterizing accreting double white dwarf binaries with the Laser Interferometer Space Antenna and Gaia
我们展示了一种方法来充分表征质量转移双白矮星（DWD）系统与富氦（He）WD捐助者的基础上的质量-半径关系的He WD。使用一个模拟的银河系人口的DWDs，我们表明，施主和吸积物的质量可以推断为$\sim\, 60$系统观察到的激光干涉仪空间天线（LISA）和盖亚。这些系统中有一半将具有质量约束$Δ\,M_{\rm{D}}\lesssim0.2M_{\odot}$和$Δ\,M_{\rm{A}}\lesssim2.3\,M_{\odot}$。我们还展示了如何轨道频率的演变，由于天体物理过程和引力辐射可以解耦的总轨道频率的演变高达$\sim 50$这些系统。
2018-04-30 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Supernovae interacting with Si and S-rich circumstellar matter from double white dwarf mergers
National Astronomical Observatory of Japan, National Institutes of Natural Sciences（日本国立天文台，日本国立科学研究所）；Graduate Institute for Advanced Studies, SOKENDAI（综合研究大学院大学）；School of Physics and Astronomy, Monash University（蒙纳士大学物理与天文学学院）；International Center of Supernovae (ICESUN), Yunnan Key Laboratory of Supernova Research, Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台超新星国际研究中心（ICESUN），云南省超新星研究重点实验室）
双白矮星合并产生Si和S丰富的circumstellar物质，引发超新星爆炸，解释SN 2021yfj的观测特征。
2026-03-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
He-accreting carbon-oxygen white dwarfs and type Ia supernovae
碳氧白矮星（COWD）的吸积作用在研究Ia型超新星（SNe Ia）的形成过程中起着重要的作用。利用MESA恒星演化程序，计算了氦吸积COWD的长期演化。以往的研究通常认为WD在稳定的He燃烧区质量可以增长到Alasekhar极限，并最终产生Ia超新星。然而，在这项研究中，我们发现，如果吸积速率超过临界值（~2.05*10^{-6}{M $_\odot$ }{yr}^-1），则在稳定的He燃烧区会发生偏心碳点火，导致吸积诱导的坍缩，而不是超新星Ia。如果吸积速率低于临界值，爆炸性碳点火将最终在中心发生，产生Ia型超新星。考虑到偏离中心的碳点火的可能性，我们已经重新确定了初始参数空间，产生SNe Ia在他的恒星供体通道，一个有前途的渠道，以产生SNe Ia在年轻的人口。由于该参数空间小于Wang等人（2009）先前研究中发现的参数空间，因此SN Ia发生率也相应较小。我们还确定了爆炸性碳点火时刻的He吸积WDs的化学丰度分布，这可以作为Ia超新星爆炸模型的初始输入。
2017-08-23 astro-ph.SR
Searching the non-accreting white dwarf population in eROSITA data
本研究利用 eROSITA 巡天数据识别非吸积白矮星候选体，发现 264 个白矮星概率超过 90% 的软源，并尝试将探测能阈降至 0.1 keV 以提升灵敏度。
2025-01-08 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
Novae and accreting white dwarfs as progenitors of Type Ia supernovae
我回顾了与质量吸积白矮星（WD）的Ia型超新星（SNe Ia）的祖先有关的各种现象。根据光学厚风理论，可以从多波长波段的光变曲线分析中估计WD质量。在Ia型超新星的单简并情况下，已知有两个主要通道，即，WD +主层序（MS）通道和WD +红巨星（RG）通道。在每个通道中，典型双星在爆炸前经历了三个演化阶段，风阶段，超软X射线源（SSS）阶段，和经常性新星阶段的时间顺序，因为吸积率随时间而减少的伴星质量减少。我们可以指定一些增生的WD作为相应的进化阶段。RX J0513.9-6951和V Sge等间歇性超软X射线源对应于风相天体。对于SSS阶段，Cal 87型对象对应于WD+MS通道。对于WD + RG通道，早型星系的软X射线观测给出了SSS相双星的统计证据。U Sco型和RS Oph型复发新星分别对应于WD + MS通道和WD + RG通道。大多数复发新星都具有非常大的WD（~> 1.35 Mo），并且在光学光变曲线上经常显示出与持续时间长的超软X射线相对应的平台相：这些性质表明WD质量增加。
2011-10-01 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
Chandrasekhar-mass white dwarfs are the progenitors of a small fraction of Type Ia supernovae according to nucleosythesis constraints
Ia型超新星（SNe Ia）的精确祖先系统，无论它是一个接近于克拉塞卡极限的白矮星（WD）还是质量小得多的白矮星，几十年来一直是一个争论的问题。我们小组最近对大规模WD爆炸前的吸积和沸腾阶段的研究表明，热失控时的中心密度在$(3.6-6.3)\times10^9$ g cm $^{-3}$范围内，以便合理选择WD上的吸积速率和祖金属丰度。在这项工作中，我们已经计算了一维模拟爆炸的这种WD，特别强调喷出物的化学成分，这在所有情况下是非常丰富的中子化同位素铬（$^{54}$铬）和钛（$^{50}$钛）。我们表明，为了使这样的核合成与太阳系的同位素丰度相一致，质量为1000亿克拉塞卡的白矮星最多可以占到正常光度的Ia超新星的26%，或者说最多占到所有Ia超新星的20%。
2022-09-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Evolution of Helium Star - White Dwarf Binaries Leading up to Thermonuclear Supernovae
利用恒星演化程序MESA计算了氦星-碳氧白矮星（CO WD）双星的演化。这个单一的简并通道可能在短的延迟时间内对热核超新星有重要的贡献。我们研究了初始轨道周期在0.05 - 1天范围内，从1.1 - 2.0 $M_{\odot}$氦星到0.90 - 1.05 $M_{\odot}$ CO WD的热时间尺度质量转移。在这个范围内的系统可能会产生热核超新星、氦新星、氦星-氧-氖WD双星或分离的双CO WD双星。我们的时间相关的计算，解决恒星结构的两个二进制组件允许准确区分最终形成的热核超新星（通过中央点火的碳燃烧）和ONe WD（在偏离中心点火的情况下）。此外，我们调查的影响慢WD风，这意味着一个特定的角动量损失的二进制大于通常假设的。我们发现，这并没有显着改变该地区的参数空间系统的发展对热核超新星。我们确定的初始二进制参数和最终结果之间的对应关系通知人口合成研究的贡献的氦供体通道热核超新星。此外，我们限制的热核超新星和氦新星的祖双星的轨道性质和可观测的恒星性质。
2019-05-07 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
The post-outburst pulsations of the accreting white dwarf in the cataclysmic variable GW Librae
我们提出了新的时间序列测光的吸积脉动白矮星系统GW天秤座在2012年和2013年获得的坎特伯雷大学约翰山天文台在新西兰。我们2012年的数据显示，先前在2008年检测到的$\sim$ 19分钟周期的回归。这种脉动模式是我们2012年5月高质量数据集的一个主要特征，该数据集由六个连续的夜晚组成;详细的分析表明了一定程度的频率变化。通过与先前确定的脉动模式的比较，我们表明，这种周期性最好解释为一种新的模式，并且周期的准稳定性似乎是这些系统中脉动的一般特征。我们还发现了一个以前没有报道过的3小时调制周期，我们认为这与已知的两个和四个小时的周期，迄今未知的来源。
2016-03-08 astro-ph.SR
Double Detonation of Sub-Chandrasekhar White Dwarfs and Subluminous Type Ia Supernovae
Ia型超新星被认为是碳氧白矮星热核爆炸的结果。这个模型通常解释了观测到的特性，但也有一些例外，比如亚发光超新星。在这里，我们讨论的可能性sub-Brachasekhar WD爆炸由于建立了一个层的氦的C-O WD吸积从富氦伴星解释观察到的偏差，如亚发光型Ia。我们还详细介绍了一些涉及的能量，这将使这种情况似乎是合理的。
2010-10-25 astro-ph.SR
On the progenitors of super-Chandrasekhar mass type Ia supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）可以作为标准烛光来确定宇宙学距离，因为它们被认为具有均匀的燃料量。最近对几个过亮的Ia超新星的观测表明，超新星爆发时的白矮星质量可能大大超过了经典的克拉塞卡质量极限。这些大质量的白矮星可能是由快速的差异旋转支撑的。基于单简并模型和白矮星在吸积率为$\dot{M}>3\times10^{-7}M_{\odot}\rm yr^{-1}$时发生差动自转的假设，计算了由一颗白矮星和一颗正常伴星组成的密近双星的演化。为了考虑自转的影响，我们引入了白矮星的有效质量$M_{\rm eff}$。对于金属丰度为$Z=0.02$和0.001的两种施主星，给出了初始施主星质量的分布和超亚克拉塞卡质量的母星SNe Ia的轨道周期。计算结果表明，对于初始质量为$1.2M_{\odot}$的白矮星，相当一部分Ia型超新星可能是由超亚列塞卡质量的白矮星形成的，但很难形成超大质量（$>1.7 M_{\sun}$）的白矮星，在老的星群中没有发现。然而，当白矮星的初始质量为$1.0M_{\odot}$时，超克拉塞卡质量的超新星Ia是非常罕见的。此外，低金属丰度环境中的Ia超新星更可能是均一的.
2009-07-04 astro-ph.HE 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
Merging of Components in Close Binaries: Type Ia Supernovae, Massive White Dwarfs, and Ap stars
《Scenario Machine》（一种为研究密近双星演化而设计的计算机代码）被用来对各种各样的合并天体进行总体合成：主序星与主序星;白矮星与白矮星、中子星和黑洞;中子星与中子星和黑洞;我们计算了这类事件的发生率，并绘制了合并白矮星和主序星的质量分布图。结果表明，Ia型超新星只有经过大约10亿年的星系演化才能被用作标准烛光。在这一演化过程中，Ia型超新星的平均能量大约会降低10%; Ia型超新星的最大和最小能量可能相差不少于1.5倍。在估计宇宙加速的参数时应该考虑到这种情况。根据理论估计，最大质量的（通常是磁性的）白矮星可能是由质量较低的白矮星合并而成的。至少有一些磁性的Ap和Bp星可能形成于低质量主序星（小于太阳的1.5质量）与对流包层的合并中。
2009-01-30 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Optical Spectroscopy of the Most Compact Accreting Binary Harboring a Magnetic White Dwarf and a Hydrogen-rich Donor
本研究通过光学测光和光谱观测，确认Gaia19bxc为轨道周期仅64.42分钟的贫金属极星，其短周期和低温伴星特征支持贫金属伴星模型，为理解CV周期下限提供了关键样本。
2025-08-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernovae Sparked By Dark Matter in White Dwarfs
最近的研究表明，不对称的暗物质可以通过聚集和坍缩在孤立的亚阿布拉塞卡质量的白矮星内部而点燃超新星，这可能是Ia型超新星的原因。一个不对称的暗物质球聚集在一颗白矮星内部，并在自身重量的作用下坍缩，通过与原子核的散射，释放出足够的引力势能，引发了Ia型超新星爆炸前的聚变反应。在这篇文章中，我们详细阐述了这种机制，并使用它来放置新的边界质量$m_{X} = 10^{6}-10^{16}$ GeV的核子和非对称暗物质之间的相互作用。有趣的是，我们发现，对于质量大于$10^{11}$ GeV的暗物质，Ia型超新星的点火可以通过由坍缩的暗物质形成的小黑洞的霍金蒸发进行。我们还确定了如何冷白矮星的库仑晶体结构基本上抑制暗物质核散射在低动量转移，这是至关重要的计算所需的时间暗物质形成一个黑洞。希格斯和矢量门户暗物质模型点燃Ia型超新星进行了探讨。
2019-11-26 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Heavy Elements Nucleosynthesis On Accreting White Dwarfs: building seeds for the p-process
太阳系中富含质子的反式铁同位素的起源仍然不确定。在快速吸积的白矮星相外层，具有n-俘获核合成种子的单简并热核超新星（SNIa）可能会产生这些同位素。用MESA程序计算了五个初始质量大于~ 0.85Msun的白矮星模型吸积相的恒星结构。1，1.26，1.32和1.38Msun模型的近地表层是最具代表性的区域，其中大部分的p核是在SNIa爆炸过程中产生的，对于这些模型，我们还计算了外层的中子俘获核合成。与以前的低质量快速吸积白矮星模型相反，我们发现H壳层灰是n俘获核合成的主要场所。在质量最大的WD中，我们发现中子密度高达几个10^15 cm^-3。通过H壳灰的重现，这些中间中子密度可以有效地维持很长一段时间，导致高中子照射，产生高达Pb的强中子。中子密度和中子照射量都随着吸积WD质量的增加而增加。最后，使用获得的丰度作为种子计算SNIa核合成。我们得到了太阳到超太阳的p核丰度，A>96。我们的模型表明，SNIa是一个可行的p-过程生产网站。
2020-07-27 astro-ph.SR
Tracing the Orbital Motion of the Accreting White Dwarf in EX~Hydrae with XRISM/Resolve
RIKEN Pioneering Research Institute (PRI)（理化学研究所先锋研究本部）；Department of Physics, Graduate School of Science and Engineering, Saitama University（埼玉大学理工学研究科物理学系）；Institute of Space and Astronautical Science (ISAS), Japan Aerospace Exploration Agency (JAXA)（宇宙航空研究开发机构宇宙科学研究所）；CRESST and X-ray Astrophysics Laboratory, NASA/GSFC（NASA/戈达德太空飞行中心CRESST及X射线天体物理实验室）；Department of Physics, University of Maryland, Baltimore County（马里兰大学巴尔的摩分校物理系）；Faculty of Education, Nara University of Education（奈良教育大学教育学部）；Department of Physics, Kyoto University（京都大学理学部物理学科）
利用XRISM/Resolve的高分辨率X射线光谱，首次通过单个Fe K壳层谱线的多普勒位移测量了中间偏振星EX~Hydrae中白矮星的轨道速度K1=58.1±8.5 km/s，结合文献轨道参数得到白矮星质量为0.79±0.04 M⊙。
2026-06-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
An upper limit on the contribution of accreting white dwarfs to the type Ia supernova rate
人们普遍认为Ia型超新星（用作宇宙学的标准烛光）与白矮星的热核爆炸有关。导致爆炸的核失控可能始于一颗白矮星，它逐渐积累来自伴星的物质，直到达到阿布拉塞卡极限，也可能是由两颗白矮星合并在一个紧凑的双星系统中引发的。这两种可能路径的X射线特征非常不同。在超新星爆发前不久，在合并的情况下预计不会有强烈的电磁辐射，而来自正常恒星的白矮星吸积物质在爆炸前约1 e7年成为丰富的X射线源。这提供了一种确定哪条路径占主导地位的方法。在这里，我们报告说，从六个附近的椭圆星系和星系凸起观察到的X射线通量是一个因素的30-50小于吸积的情况下预测的，根据估计的超新星率从他们的K-波段光度。我们的结论是，不超过5%的Ia型超新星在早期类型的星系可以产生的白矮星在吸积双星系统，除非他们的祖先是比大部分的恒星在这些星系中的人口年轻得多，或爆炸sub-Bracrasekhar白矮星作出了重大贡献的超新星率。
2010-02-17 astro-ph.CO 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
The Eclipsing Accreting White Dwarf Z Chameleontis as Seen with TESS
我们目前的结果从TESS观测的食矮新星系统Z查，包括爆发和超级爆发的研究。我们发现，Z Cha在爆发和超爆发中都经历了食深-食外通量空间的滞后环。这些循环执行的方向表明，在爆发期间，在通过磁盘的质量传递速率增加之前，磁盘大小会增加，这对触发爆发和超级爆发背后的物理学产生了限制。通过拟合磁通量-相图中的超级峰周期的签名，我们发现在这个系统中，在超级爆发期间，这个周期的第一次减少的速率。我们发现，在这个来源的超级驼峰跳过进化阶段“A”看到大多数矮新星超爆发，即使这个进化阶段已经看到在以前的超爆发的同一对象。最后，我们样本中日食的O-C值被用来计算该系统的新星历，加强了Z Cha中第三个天体的情况，并对其轨道施加了新的约束。
2019-07-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Carbon Shell or Core Ignitions in White Dwarfs Accreting from Helium Stars
从氦星吸积而来的白矮星可以稳定地以吸积速率燃烧，避免了与不稳定的氦燃烧相关的质量损失的挑战，这是许多Ia型超新星场景的关注点。我们研究的质量为$1.25 M_\odot\le M_{\rm{He}} \le 1.8 M_\odot$，这已经失去了他们的富氢信封在较早的共同信封事件，现在的轨道周期（$P_{\rm orb}$）为几个小时的非旋转$0.84$和$1.0 M_\odot$ C/O WD的氦星的双星。氦星在中心氦耗尽后充满洛希叶（RL），并在其热时标（${\sim}10^5$ yr）上贡献氦。正如其他人所示，这些传质速率与WD的稳定氦燃烧范围相吻合，并使WD核心增长到接近Ketrasekhar质量（$M_{\rm Ch}$）和核心碳点火。然而，我们在这里表明，许多这些情况下导致点燃的热碳灰附近的外缘的WD和向内去碳火焰，不会导致爆炸性的结果。对于$P_{\rm orb} = 3$小时数，具有施主质量$M_{\rm He}\gtrsim1.8 M_\odot$的$1.0 M_\odot$ C/O WD经历壳碳点火，而$M_{\rm He}\lesssim1.3 M_\odot$将下降到稳定氦燃烧范围以下，并在达到堆芯C点火之前经历氦闪光。那些有$1.3 M_\odot \lesssim M_{\rm He} \lesssim 1.7 M_\odot$的将经历核心C点火。我们还…
2016-02-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
