Pulsations powered by hydrogen shell burning in white dwarfs
由于在渐近巨星分支阶段没有第三次挖掘事件，由低金属丰度祖先演化而来的白矮星模型具有较厚的氢壳层，这使得氢壳层燃烧成为最重要的能量来源。我们调查的脉动稳定性的白矮星模型与厚信封，看看是否非径向$g$模式的脉动是由氢燃烧引发的，目的是把限制氢壳燃烧在冷白矮星和第三次疏浚在渐近巨星分支演化的祖星。利用全演化计算方法构造了低金属丰度的母星白矮星序列，并分析了它们在有效温度$T_{\rm eff} \sim 15\,000\,-\, 8\,000$ K范围内的脉动稳定性。我们证明了，对于从低金属丰度祖先演化而来的质量为$M_{\star} \lesssim 0.71\,\rm M_{\sun}$、有效温度为$8\,500 \lesssim T_{\rm eff} \lesssim 11\,600$ K的白矮星模型，（$Z= 0.0001$、$0.0005$和$0.001$）偶极子（$\ell= 1$）和四极杆（$\ell=2$）$g_1$模式主要由于氢燃烧壳层通过$\varepsilon$机制而被激发，除了由$κ-γ$或对流驱动机制驱动的其它$g$模式之外。然而，$\varepsilon$机制不足以驱动这些模式在白矮星从太阳金属丰度祖先演变。我们建议，应努力观察偶极$g_1$模式的白矮星与低金属丰度的环境，如球状星团和/或星系晕，放置在冷却的白矮星的氢壳燃烧和第三个疏浚情节在前面的渐近巨星分…
2016-06-14 astro-ph.SR
Hydrodynamic simulations of WD-WD mergers and the origin of RCB stars
本研究通过Octo-Tiger流体动力学模拟双白矮星并合，发现氦白矮星被潮汐瓦解形成高温壳层，并探讨氧-16与氧-18比值对RCB星起源的解释，同时进行分辨率研究以调和不同模拟方法的差异。
2024-11-06 astro-ph.SR
Finding the unusual red giant remnants of cataclysmic variable mergers
通过详细建模发现氦白矮星与主序星并合产生的红巨星残骸具有独特的测光、星震和表面丰度特征，可用于识别这些不寻常的恒星残骸。
2024-09-20 astro-ph.SR
Metal Abundances in Hot DO White Dwarfs
热DO白矮星RE 0503 -289中相对较高的碳丰度表明它是PG 1159恒星的后代。这是证实了最近检测到的极高丰度的trans-Fe元素，源于S-过程核合成的前体AGB星，疏浚了后期的He壳闪光，并可能通过辐射悬浮放大。另一方面，已知最热的DO白矮星，KPD 0005 +5106，不可能是从PG 1159恒星演化而来，而是代表了一个独特的富氦演化序列，可能起源于一个双白矮星合并。
2012-09-22 astro-ph.SR
Evolution models of helium white dwarf--main-sequence star merger remnants: the mass distribution of single low-mass white dwarfs
目前还不知道质量小于0.5M太阳的单个白矮星--低质量白矮星--是如何形成的。形成这种白矮星的一种方式是，氦核白矮星与主序星合并，产生红巨星分支星，但未能点燃氦。我们使用恒星演化代码来计算这些合并的残余物的模型，并找到合并前的质量和最终的白矮星质量之间的关系。结合我们的结果与模型人口，我们预测，通过这个通道形成的单个低质量白矮星的质量分布跨越范围0.37至0.5Msolar和峰值之间的0.45和0.46 Msolar。氦白矮星与主序星的合并也可以导致质量高达0.51 M太阳的单氦白矮星的形成。在我们的模型中，通过这个通道的单个低质量白矮星的银河系形成速率约为8.7 × 10 ^-3年^-1。将我们的模型与观测结果进行比较，我们发现大多数单个低质量白矮星（<0.5Msolar）是由氦白矮星--主序星合并形成的，其形成速率约为总白矮星形成速率的%。
2017-11-09 astro-ph.SR
Hydrogen in hot subdwarfs formed by double helium white dwarf mergers
孤立的热亚矮星可能是由两颗氦核白矮星合并而成。在合并之前，氦核白矮星有富含氢的外壳，其中一些氢可能会在合并中幸存下来。我们计算了在这种合并开始时存在的氢的质量，并假设在合并过程中氢在整个被破坏的白矮星中混合，估计有多少可以存活下来。我们在合并残留物中发现了高达约$2 \times 10^{-3}\,\mathrm{M}_{\odot}$的氢质量。我们模型合并残余物，包括氢质量适当的总质量和比较他们的大气参数的样本显然孤立的热亚矮星，富氢sdBs。这些恒星中的大多数可以解释为双氦白矮星合并的残余物。
2016-09-29 astro-ph.SR
Properties of Carbon-Oxygen White Dwarf Merger Remnants
最近的研究表明，在合适的初始条件下，超和亚克拉塞卡质量的碳-氧白矮星合并都会产生类似于观测到的超新星Ia的爆炸。然而，问题仍然是，要产生这些条件，需要进行多大程度的微调。我们进行了大量的SPH合并模拟，扫描可能的参数空间。我们发现合并残余属性的趋势，并讨论我们的结果如何影响我们最近提出的亚克拉塞卡合并通道SNe Ia的可行性。
2011-09-20 astro-ph.SR
Spiral Disk Instability Can Drive Thermonuclear Explosions in Binary White Dwarf Mergers
热核，或Ia型超新星（SNe Ia），起源于碳-氧白矮星的爆炸，并作为可膨胀的宇宙学蜡烛。然而，尽管它们的重要性，引起SNe Ia的祖细胞系统的性质迄今尚未阐明。观测证据支持双简并通道，其中合并的白矮星双星导致超新星Ia。此外，观测和理论之间存在着显著的差异，到目前为止，还没有自洽的合并模型产生Ia超新星。在这里，我们表明，螺旋模式的不稳定性形成的吸积盘在二进制白矮星合并导致爆炸的动力学时间尺度。这一机制揭示了白矮星合并如何频繁地产生Ia超新星。
2015-01-30 astro-ph.SR
The impact of mergers in the mass distribution of white dwarfs
最近的观测使得我们能够以合理的精度推导出白矮星的质量分布。这种分布显示出明显的结构性，通常归因于密近双星的演化，特别是合并。为了分析这种结构的起源是否可以归因于双白矮星的合并，我们使用了一个简化的人口合成模型，保留了双简并双星形成的基本过程。特别注意避免由分布函数中的不连续性引入的伪影。我们的结果是，这些结构可能不是由于合并，但他们可以提供一个深刻的洞察近距离双星系统的演变。
2012-11-09 astro-ph.SR
Can R CrB stars form from the merger of two helium white dwarfs?
由于引力波辐射的轨道衰变，一些近距离的氦白矮星有望在哈勃时间内合并。合并的直接产物被认为是富含氦的sdO星，本质上是氦主序星。我们提出了新的演化计算，这些合并后的恒星超出核心氦燃烧阶段。质量最大的氦-SDO会发展出一个强烈的氦燃烧外壳，并演化成富氦巨星。我们包括核合成计算合并后的$0.4 \rm M_{\odot}$氦白矮星对金属丰度$Z = 0.0001, 0.004, 0.008$和0.02。由此产生的巨星的表面化学成分与观测到的北冕座R和极端氦星的丰度部分一致。除了CO+He白矮星合并和之前提出的非常晚的热脉冲通道之外，这样的恒星可能代表了后者的第三个（尽管很罕见）演化通道。我们证实了最近的一个建议，在R\，CrB星中看到的锂可以在合并的热阶段自然形成的\iso{3}{He}从施主白矮星的存在。
2012-08-20 astro-ph.SR
Post-merger evolution of double helium white dwarfs and distribution of helium-rich hot subdwarfs
双氦白矮星的合并被认为形成了孤立的富氦热亚矮星。观测表明，富氦热次矮星可以根据表面是富碳还是正常碳而分为两个亚类。但目前尚不清楚这种分布是否直接来自二元进化。根据双氦白矮星合并的通道，采用二元粒子数合成（BPS）方法得到了单个富氦热亚矮星的粒子数。我们发现合并通道可以代表$T_{\rm{eff}}-\log g$平面中与不同质量的祖氦白矮星相关的两个亚组。当$Z$ = 0.02时，由两颗氦白矮星并合产生的富氦热亚矮星的诞生率和局域密度分别为$\sim 4.82 \times 10^{-3}$ $\rm yr^{-1}$和$\sim$ 290.0 $\rm kpc^{-3}$。富碳和正常碳富氦热次矮星的比例分别为32 $\%$和68 $\%$。
2021-04-14 astro-ph.SR
Nucleosynthesis during the Merger of White Dwarfs and the Origin of R Coronae Borealis Stars
许多缺氢恒星的表面丰度模式很难与传统的恒星演化相一致。相反，有人认为它们可能是氦和碳氧白矮星合并的结果。在这封信中，我们提出了一个核合成研究的合并0.4 M_sol氦白矮星与0.8 M_sol碳-氧白矮星，通过耦合的热力学历史的光滑粒子流体动力学粒子与后处理代码。由此产生的化学丰度模式，特别是氧和氟，是在定性协议与观测到的丰度在北冕座R恒星。
2011-07-13 astro-ph.SR
Evolution models of helium white dwarf--main sequence star merger remnants
据预测，由引力波辐射和潮汐相互作用引起的轨道衰减将导致一些近距离双星在哈勃时间内合并。氦核白矮星与主序星的合并可以产生一颗红巨星分支星，当氦被点燃时，它有一个低质量的氢包层，从而成为一颗热的亚矮星。由于没有详细的计算，我们计算合并后的模型与恒星演化代码。我们找到了合并残余物的演化路径，并找到了导致热亚矮星形成的合并前条件。我们发现，一些这样的合并的结果形成的恒星与中间富氦表面。这些恒星后来由于扩散而发展出贫氦表面。结合我们的结果与一个模型人口和比较观察到的恒星，我们发现，一些观察到的中间富氦热亚矮星可以解释为残留的合并的氦核白矮星与低质量主序星。
2017-01-10 astro-ph.SR
Fates of the oldest intermediate-mass stars - Primordial to Extremely Metal-Poor AGB and Super-AGB Stars: White Dwarf or Supernova progenitors
摘要：更好地了解大多数贫金属恒星的演化和核合成产率。Z<=10^-5）是至关重要的，因为它们是原始宇宙历史大图景的一部分。然而，恒星演化的许多未知之处在于这些物体的诞生、生命和死亡。本文综述了现有文献中关于中等质量Z<=10-5的恒星演化模型，重点讨论了它们的最终命运问题。混合事件的深度和效率对于确定电子捕获超新星形成的质量极限至关重要，但我们对这些现象的了解并不完整，因为它们受到输入物理选择的强烈影响。我们还考虑了替代的SNI 1/2通道，以在最贫金属的IMS中形成SNe。在这种情况下，关键是要了解热脉冲AGB的演变，直到后期阶段。有效的第二次挖掘，以及后来的第三次挖掘，可能会污染恒星的外壳，足以让恒星以一种非常类似于较高初始Z物体的方式经历热脉冲。低效的第二次和/或第三次挖掘可能会留下一个几乎原始的包层，无法维持强烈的恒星风。这可能会让氢耗尽的核心在包层消失之前增长到M_Ch，从而让恒星爆炸为SNI 1/2。在回顾了关于这两种可能的SNe形成通道的现有信息之后，我们讨论了金属丰度Z<=10^-5的恒星的现有核合成产额，并给出了一个Z=10^-5的热脉冲超AGB星的核合成计算实例。我们将理论预测与检测到的最低[Fe/H]对象的观测进行比较。审查结束讨论目前的开放问题，以及可能富有成效的途径，为未来的研究。
2018-10-01 astro-ph.SR
Double degenerate mergers as progenitors of high-field magnetic white dwarfs
高磁场白矮星一直被怀疑是恒星合并的结果。然而，合并恒星的性质和产生磁场的精确机制仍然是未知的。在这里，我们表明，热，对流，差异旋转日冕存在于外层的残余合并的两个退化的核心是能够产生所需的强度，不衰减为长时间尺度的磁场。我们还表明，使用最先进的蒙特卡罗模拟器，以这种方式产生的高磁场白矮星的预期数量是一致的，在太阳附近发现。
2012-02-02 astro-ph.SR
White-dwarf red-giant mergers, early-type R stars, J stars and lithium
早期型R星和J星是一种特殊类型的碳星，具有增强的氮（$\rm [N/Fe]\approx 0.5$）、锂、低的\iso{12}{C} / \iso{13}{C}比（$<15$）和没有s元素增强。氦白矮星与红巨星的合并被认为是早期型R星起源的一个可能模型，但核合成的细节尚不清楚。本文研究了氦白矮星与红巨星合并的三种可能途径，发现其中只有高质量氦白矮星俯冲到低核质量红巨星中才能形成早型R星。元素碳、氮、氧和锂的核合成与观测结果吻合得很好。此外，我们发现J星可能代表了早期R星演化过程中的一个短暂而明亮的阶段。
2013-01-04 astro-ph.SR
The final fates of close hot subdwarf - white dwarf binaries: mergers involving He/C/O white dwarfs and the formation of unusual giant stars with C/O-dominated envelopes
最近，由热亚矮星和白矮星组成的一类充满罗奇瓣的双星系统被发现，它们的周期为亚小时。目前，这颗炽热的次矮星正处于壳层氦燃烧阶段，并将其剩余的薄氢包层转移到它的白矮星伴星上。随着热亚矮星的继续演化，预计它会脱离，留下一个低质量的C/O核心白矮星，具有厚的He层。然后，在$\sim 10$ Myr的时间尺度上，引力波辐射将再次使系统接触。如果质量转移不稳定，导致合并，并且没有触发灾难性的热核爆炸，它会产生一个以C/O为主的包层，但仍然富含He，足以支持R Corona Borealis的壳燃烧阶段。我们提出了这个阶段的演化计算，并讨论其对残余白矮星冷却的潜在影响。
2021-08-05 astro-ph.SR
Violent mergers of nearly equal-mass white dwarf as progenitors of subluminous Type Ia supernovae
亚发光Ia型超新星（SNe Ia）的起源长期以来一直没有任何解释，因为所有的克拉塞卡质量模型都有严重的问题来重现它们。最近，有人提出两颗0.9 M太阳的白矮星的剧烈合并可能导致类似1991 bg的超新星Ia事件。在这里，我们调查这种情况是否仍然适用于合并的两个白矮星的质量比小于1。我们的目标是确定在合并过程中仍然形成爆炸的质量比范围，因为只有这些事件才会导致超新星Ia。这一范围是人口综合的一个重要因素，也是判断假设是否可行的一个决定性因素。此外，我们进行了一个模型的分辨率研究。最后讨论了初始质量为0.9 M_sun的剧烈白矮星合并与类1991 bg超新星Ia的关系。最新版本的光滑粒子流体动力学代码Gadget3用于演化具有不同质量比的二元系统，直到它们合并。我们分析结果并寻找可能形成爆炸的热点。我们发现，合并的两个白矮星的主要白矮星质量约为0.9 M_sun和质量比大于约$0.8$强劲地达到我们所需要的条件，点燃爆炸，从而在合并本身产生热核爆炸。我们还发现，虽然我们的模拟还没有完全解决热点问题，但提高分辨率会导致更有可能引发爆炸的条件。（节略）
2011-02-07 astro-ph.SR
Magnetized Moving Mesh Merger of a Carbon-Oxygen White Dwarf Binary
白矮星（WD）双星合并可能是一些不寻常的恒星和瞬态现象的祖先，包括Ia型超新星。到目前为止，合并的模拟还没有包括磁场，即使他们被认为在合并残留物的演变中发挥了重要作用。我们在磁流体动力学移动网格程序Arepo中模拟了0.625 - 0.65 $M_{\odot}$碳氧WD双星合并。每个WD被赋予表面值为$\sim10^3$ G的初始偶极场。在合并双中子星双星的模拟中，我们发现在两颗恒星合并过程中，开尔文-亥姆霍兹不稳定性产生的漩涡内的场呈指数增长。最后一个磁场具有复杂的几何形状，在合并残余物的中心有一个强度为$>10^{10}$ G的磁场。其能量为$\sim2\times10^{47}$尔格，占残骸总能量的$\sim0.2$ %。强磁场可能通过提供角动量转移和额外加热的机制来影响合并残余物的进一步演化，可能有助于点燃碳聚变。
2015-06-05 astro-ph.SR
Chemical composition of AY Ceti: A flaring, spotted star with a white dwarf companion
AY Cet（HD 7672）大气的详细化学成分是从光学区域的高分辨率光谱中确定的。测定了主要大气参数和22种化学元素的丰度，包括12 C、13 C、N和O等关键物种。微分线分析给出T_eff=5080 K，log g=3.0，[Fe/H]=-0.33，[C/Fe]=-0.17，[N/Fe]=0.17，[O/Fe]=0.05，C/N=1.58，和12 C/13 C =21。尽管色球层的活动性很高，AY Cet的光谱提供了一种典型的化学成分，这是第一次被挖掘出来后第一次上升的巨星。
2012-01-23 astro-ph.SR
Double white dwarf mergers and elemental surface abundances in extreme helium and R Coronae Borealis stars
从碳氧白矮星与氦白矮星合并的角度讨论了极端氦星（EHe）和北冕座R星（RCB）的表面丰度。该模型表示为两个组成白矮星的各个层的线性混合，考虑到每个恒星的特定演化。在从以前的版本发展这个配方的过程中，特别注意了渐进巨星分支恒星的壳层间丰度，该恒星演化为碳氧白矮星。因此，合并恒星的表面组成估计为初始质量和其祖先金属丰度的函数。在白矮星合并过程中是否发生了额外的核合成的问题已经被研究过了。观测到的碳和氧的高丰度要么是由碳-氧白矮星在冷合并过程中的核心被挖掘出来的，要么是由热合并过程中的α燃烧直接产生的。大量的O 18的存在可能与这两种情况是一致的，因为在我们的一些后AGB模型中，在碳/氦边界处形成了一个重要的O 18口袋。在AGB中间壳层中产生的氟、氖和磷在合并恒星的表面产生了过量的n，但通常数量不足。然而，这些元素的AGB起源的证据指向初始质量在1.9 - 3太阳质量范围内的祖星。目前还没有足够的信息来区分起源（化石或提示）的EHe和RCB恒星中观察到的所有丰度异常。进一步的工作是需要在氩和s-过程中的AGB intershell的元素，并从一个热合并的所有元素的预测产量。
2011-03-08 astro-ph.SR
Do R Coronae Borealis Stars Form from Double White Dwarf Mergers?
北冕座R（RCB）恒星的一个主要形成情景是简并He和CO白矮星（WD）合并成二元系。RCB星的16 O/18 O比值在0.3-20之间，远小于太阳的~500。在本文中，我们调查是否可以得到这样一个低的比率在CO和He的合并白矮星的模拟。我们提出了五个三维流体动力学模拟的结果合并的双白矮星系统的总质量为0.9 Mdot和初始质量比（q）在0.5和0.99之间变化。我们确定在模拟与$q\lesssim0.7$周围的合并恒星的温度和密度适合形成18 O的功能。然而，在合并过程中，从富碳和富氧的吸积器中挖出的16 O比产生的18 O要多。因此，在我们的流体动力学模拟运行的动力学时间尺度上，发现16 O/18 O比在“最佳”情况下约为2000。如果流体动力学模拟中发现的条件持续10^6秒，在一个研究的情况下，氧比下降到16，而在另一个研究的情况下，100年后氧比下降到约4，与RCB星的观测值一致。因此，两颗白矮星的合并仍然是形成这些神秘恒星的有力候选者。
2012-08-02 astro-ph.SR
Formation of ultra-massive carbon-oxygen white dwarfs from the merger of carbon-oxygen and helium white dwarf pairs
质量大于1.05 Msun的超大质量白矮星（UMWD）基本上被认为拥有氧-氖（ONe）核。最近，盖亚数据揭示了增强UMWDs的赫兹-罗素图（HRD），这表明额外的冷却延迟机制，如结晶和元素沉淀可能存在于UMWDs。进一步的研究表明，一部分UMWDs应该经历了相当长的冷却延迟，这意味着它们是碳氧（CO）WD。然而，这些UMCOWD的形成机制仍在争论中。在这项工作中，我们研究了大量的CO WD与氦WD（He WD）的合并是否可以演变为UMCOWD。利用恒星演化程序MESA，我们构造了双WD合并残留物来研究它们的最终命运。我们发现，合并后的残留物的演化类似于R CrB星。He壳层的氦燃烧导致CO核的质量以2.0*10^-6 ~ 5.0*10^-6 Msun/yr的速率增长。最终的CO WD质量的影响，风质量损失率在合并后的演变，并不能超过约1.2Msun。核心质量大于1.2Msun的残留物将经历表面碳点火，这可能最终结束它们的生命。目前的结果表明，至少有一部分的UMWDs经历超长的冷却延迟可能源于合并的CO WD和He WD。
2022-02-04 astro-ph.SR
Sub-Chandrasekhar White Dwarf Mergers as the Progenitors of Type Ia Supernovae
Ia型超新星通常被认为是由于质量接近于克拉塞卡质量的碳氧白矮星的热核爆炸。然而，这种情况有两个长期存在的问题。首先，爆炸并不能自然地产生正确的元素混合，而是必须进行微调，从亚音速爆燃到超音速爆炸。其次，星群模型和观测给出的近白矮星白矮星的形成率太小了。在这里，我们认为Ia型超新星是由质量大致相等的碳氧白矮星合并而成的，包括那些产生亚克拉塞卡质量残余的白矮星。对这种合并的数值研究表明，残余物由快速旋转的核心组成，核心包含大部分质量，中心最热，周围是致密的小圆盘。我们认为，磁盘吸积迅速，由此产生的压缩加热可能会导致中央碳点火。这种点火发生在纯爆炸导致类似于Ia型超新星事件的密度下。有了这个合并方案，我们就可以理解Ia型超新星的发生率，并对观测到的光度范围和更明亮的超新星偏向年轻群体的倾向有合理的解释。我们推测，白矮星的爆炸慢慢地达到了克拉塞卡极限-这也应该发生-是造成一些“非典型”Ia型超新星的原因。
2010-09-11 astro-ph.SR
The Merger Rate of Binary White Dwarfs in the Galactic Disk
我们利用斯隆数字巡天中约4000颗白矮星的多历元光谱资料来约束银河系中双白矮星系统的种群特性，并计算它们的合并率。与蒙特卡洛代码，我们模拟DRVmax的分布，最大径向速度之间的位移曝光的同一颗恒星，作为一个函数的二进制分数在0.05 AU，fbin，和幂律指数的分离分布在结束时的共同信封阶段，α。虽然在fbin和alpha之间有一些简并，但我们发现的15个高DRVmax系统限制了这些参数的组合，这决定了每单位恒星质量的白矮星合并率为1.4（+3.4，-1.0）e-13 /yr/Msun（1-sigma极限）。这与在银河星系中测量到的每单位恒星质量的Ia型超新星的比率非常相似。超亚克拉塞卡合并速率仅为1.0（+1.6，-0.6）e-14 /yr/Msun。我们的结论是，没有足够的密切的二进制白矮星系统复制观察到的Ia型SN率在“经典”的双简并超超-Brachasekhar的情况。另一方面，如果亚阿布拉塞卡合并可以导致Ia型SN，正如最近一些研究所表明的那样，它们可能对整体Ia型SN率做出重大贡献。虽然不太可能，但我们不能排除我们的样本被M-矮双星或非高斯误差污染的可能性。这些问题将在不久的将来通过完成所有15个高DRVmax系统的随访来澄清。
2012-02-29 astro-ph.SR
A hot white dwarf merger remnant revealed by an ultraviolet detection of carbon
本研究通过哈勃远紫外光谱在富氢超大质量白矮星WD 0525+526中探测到极低丰度碳，证实其为并合残骸，凸显紫外光谱在识别此类天体中的关键作用。
2025-08-05 astro-ph.SR
The formation of blue large-amplitude pulsators from white-dwarf main-sequence star mergers
该研究通过分析氦核白矮星与低质量主序星并合模型，发现其可经历蓝大幅变脉动星（BLAPs）所在区域，为BLAPs的形成提供了一条新通道。
2023-11-13 astro-ph.SR
A massive white-dwarf merger product before final collapse
引力波的发射可以导致相互绕轨道运行的两个紧密物体的合并。对于中子星来说，这样的合并可能会产生超过托尔曼-奥本海默极限的质量，导致黑洞的形成。对于白矮星来说，合并的产物可能会超过克拉塞卡极限，导致热核爆炸成为Ia型超新星，或者坍缩形成中子星。如果避免了Ia型超新星爆炸，两颗大质量白矮星的合并预计将形成一个不含氢和氦的星周星云，其中心恒星炽热明亮，快速旋转，高度磁化，持续数十万年，然后最终崩溃。在这里，我们报告的发现，一个热的恒星与发射线占主导地位的光谱中心的圆形中红外星云。恒星和星云似乎都不含氢和氦。我们量身定制的恒星大气和风模型表明，恒星表面温度约为200，000 K，流出速度为16，000 km/s。这个极端的速度，加上导出的质量流出率，意味着快速的恒星旋转和强大的磁场帮助风加速。这颗恒星的盖亚距离导致它的光度为10^{4.5} Lsun，这与超级白矮星白矮星合并后的演化模型相匹配。恒星的高温和星云的大小表明恒星的剩余寿命很短，这将在坍缩时产生明亮的光学和高能瞬变。我们的观测结果表明，超巨拉塞卡质量白矮星合并确实可以避免Ia型超新星的热核爆炸，并为恒星合并产生磁场提供了经验证据。
2019-05-21 astro-ph.SR
The separation distribution and merger rate of double white dwarfs: improved constraints
我们获得了关于双白矮星（DWD）种群及其引力波驱动的合并率的新的精确信息，通过结合以前两项径向速度变化研究对DWD种群的约束：一个是基于斯隆数字巡天的白矮星样本一个是基于ESO-VLT超新星-Ia前身星巡天的探测器（SPY），它具有高光谱分辨率，对a<4 au的区域敏感。根据联合似然分析，在分离范围~<4au中，WD中的DWD分数为fbin=0.095+/-0.020（1-sigma，随机）+0.010（系统）。初始WD分离的幂律分布指数（在引力波驱动的双星演化开始时），N（a）da ~ a^alpha da，是alpha=-1.30+/-0.15（1-sigma）+0.05（systematic）。银河系每个WD的合并率为R_merge=（9.7+/-1.1）e-12 /yr。综合整个银河系的生命周期，这意味着8.5%-11%的WD已经与另一个WD合并。如果大多数DWD合并以更大质量的WD结束，那么大约10%的WD是DWD合并的产物，这与WD质量函数中“高质量碰撞”中观察到的WD比例一致。DWD的合并率是银河系Ia型超新星（SN Ia）合并率的4.5-7倍。如果大多数超新星Ia爆炸源于一些双星系星系的合并（比如，那些有足够多的二元成分的双星系），那么所有双星系合并中的15%必然会导致超新星Ia。
2018-03-14 astro-ph.SR
White Dwarf Merger Remnants: The DAQ Subclass
本研究报道了四颗新发现的DAQ白矮星，连同先前一颗，共五颗，它们具有狭窄的质量和温度范围、快速旋转、年老运动学但年轻冷却年龄及双倍质量等特征，确认为白矮星并合残骸，并探讨了其演化通道及与暖DQ星的关系。
2024-03-13 astro-ph.SR
Convective overshoot mixing in Nova outbursts - The dependence on the composition of the underlying white dwarf
我们在这里提出，第一次，一个二维的研究过冲对流机制在新星爆发的吸积信封下的层的广泛的可能成分。以前的调查研究这种机制只为太阳组成物质的碳氧（C-O）白矮星的顶部吸积。由于在逃逸过程中，与碳的混合大大提高了氢的燃烧速率，人们应该质疑喷出物是否也有可能显著富集恒星演化模型预测的其他基本成分（He，O，Ne，Mg）。我们模拟了几种非碳的情况，并在喷射的氢层中发现了大量的这些底层材料。尽管有很大的差异率，时间尺度和能量的情况下，我们的研究结果表明，对流疏浚机制预测显着富集在我们所有的非碳的情况下，包括氦富集在经常性的新星。结果与观测结果一致。
2012-10-03 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
Post-merger evolution of carbon-oxygen + helium white dwarf binaries and the origin of R Coronae Borealis and extreme helium stars
引力波辐射导致的轨道衰变将导致一些近距离的白矮星（WD）在哈勃时间内合并。从以前的流体动力学WD合并模拟的结果已被用来指导合并后的碳-氧+氦（CO+He）WD双星的演化计算。我们的模型包括热日冕的形成，除了开普勒磁盘。我们引入了一个“destroyeddisk”模型来模拟直接磁盘摄入膨胀的信封的效果。这些计算表明，在通过更热的极端氦（EHe）星的快速演化之前，稀有的北冕座R（RCB）星的域中存在显著的寿命。由此产生的巨星的表面化学与RCB和EHe星的观测丰度部分一致。讨论了~ 3 He、~（18）O和~（19）F的产生。演化的时间尺度结合双星族群合成的白矮星合并率与现今的RCB和EHes数量一致，前提是大多数来自相对较新（< 2Gyr）的恒星形成。然而，大多数RCB应该是由CO-WD +低质量HeWD合并产生的，其中He-WD的质量在0.20-0.35 Msolar范围内。虽然以前需要高的He-WD质量（> 0.40 Msolar）来匹配RCB星的富碳丰度，但“破坏盘”模型产生了He-WD质量> 0.30 Msolar的高碳产物，与人口合成结果更好地吻合。
2014-08-23 astro-ph.SR
The Core Composition of a White Dwarf in a Close Double Degenerate System
我们报告了双简并系统NLTT 16249的鉴定，它包括一个正常的，富氢（DA）的白矮星和一个特殊的，碳污染的白矮星（DQ）显示出光球氮的痕迹。我们解开了观测到的光谱，并限制了两个恒星成分的性质。在DQ白矮星序列的演化过程中，碳和氮都会从核心中被清除出来。这颗独特的DQ白矮星大气中的C/N丰度比（~ 50）表明在核心或包层中存在未处理的物质（14 N）。DQ前身中的氦燃烧可能在红巨星分支的早期就已经终止，在一次质量喷射事件后，核心中留下了未处理的物质，尽管目前的质量估计并不支持低质量氦核心的存在。或者，包层中的一些氮可能在攀登渐近巨分支之前的一个简化的氦核燃烧阶段幸存下来。根据现有数据，我们估计轨道周期相对较短（P <~ 13小时），正在进行的光谱观测将有助于确定精确的轨道参数。
2011-12-21 astro-ph.SR
Looks can be deceiving: underestimating the age of single white dwarfs due to binary mergers
背景：白矮星（WD）是研究银河系环境结构和演化的重要而丰富的工具。然而，WD祖细胞的多样性通常被忽视。具体来说，双星系统中的合并可能导致单个WD，如果只考虑单个恒星演化（SSE），则可能导致错误的推断量。这些合并与瞬变有关，如发光的红新星和Ia型超新星。目的：我们调查的影响，二进制进化（BE）后，可观察到的单个WD，并比较其性能的WD通过SSE形成。我们评估的演变渠道和年龄和质量分布所产生的单一WDS。方法：我们使用\texttt{SeBa}来模拟单星和双星种群的演化。我们合成了可观察到的单个WD人口内$100$ PC，包括冷却和观察选择的影响。此外，我们构建了不同的演化和原始人口的性质的模型，以研究所产生的单一WD的性质的影响。结果：双星合并产生的白矮星约占所有可观测到的单颗白矮星的$10-30\%$和大质量白矮星的$30-50\%$。平均而言，个体WD通过BE形成$3.1-5$的时间比SE长一倍，因此如果忽略BE，则${\sim} 1$ Gyr看起来比它们更年轻。在所有的模型中，合并对年龄分布的影响是显而易见的。对于大量WD，中位年龄通常增加$85-430$ Myr和$200-390$ Myr。虽然丰富，我们没有发现证据表明合并WD显着改变WD质量分布的形状。结论：假设SSE用于推断单个WD的属性会产生固有错误，因为单个WD也可以在二元合并后形成。减轻合并对WD年龄分布的影响的…
2020-04-21 astro-ph.SR
Massive White Dwarfs in the 100 pc Sample: Magnetism, Rotation, Pulsations, and the Merger Fraction
本文完整分析100 pc内204颗大质量白矮星的光谱、磁场与自转，测定并合遗迹比例随质量升高，并将1.1–1.2 M⊙处的高比例归因于22Ne蒸馏导致的冷却延迟。
2024-07-05 astro-ph.SR
Merged white dwarfs and nucleosynthesis
轨道衰变机制认为，双白矮星合并是不可避免的，但极其罕见。虽然一些合并会导致爆炸，但幸存者会重新点燃氦并明亮地燃烧数万年或数百万年。候选的幸存者包括极端氦星，R CrB变星和各种富含氦的亚亮星。幸存者表面的核废料提供了恒星在合并之前的核历史和合并期间的核合成的证据。广泛而深入的光谱调查为未来的发现提供了丰富的前景。
2020-11-04 astro-ph.SR
Magnetic white dwarfs with debris disks
长期以来，人们一直认为解释磁性白矮星存在的可能机制是一个双白矮星系统的合并，因为合并产物中存在产生可持续磁性的可行机制。然而，在磁性白矮星群体中缺乏快速旋转一直被认为是这种情况下的一个问题。为了解释这种差异，我们建立了一个模型，在该模型中，恒星的磁层和磁盘之间的相互作用引起角动量转移。我们的模型预测磁白矮星的磁层相互作用与他们的磁盘的结果在一个显着的自旋下降，我们表明，所观察到的旋转周期的REJ 0317-853，这被认为是一个产品的双简并，可以重现。
2012-09-27 astro-ph.SR
CNO abundances of HdC and RCB stars: a view of the nucleosynthesis in a white dwarf merger
我们提出了高分辨率（R~ 50，000）的近红外光谱的CO和CN的五个已知的缺氢碳（HdC）星和四个R Coronae Borealis（RCB）星的过渡的观测。我们执行这些恒星的丰度分析，通过使用光谱合成和国家的最先进的MARCS模型的气氛冷缺氢星。我们的分析证实了Clayton及其同事的报告，即在光谱中显示CO线的HdC星和冷的RCB星S Aps强烈富集18 O（16 O/18 O比值为0.3至16）。氮和碳分别以14 N和12 C的形式存在。CNO的元素丰度从Cl、C2、CN和CO线获得。讨论了碳丰度计算中的困难。获得了NaI线的Na丰度和SI线的S丰度。元素和同位素CNO丰度表明HdC和RCB星可能是相关的天体，它们可能是由一颗He白矮星和一颗C-O白矮星合并而成的。
2009-01-23 astro-ph.SR
On the nature of Nova 1670 (CK Vulpeculae): a merger of a red giant with a helium white dwarf
本研究针对1670年新星（CK Vul）的红新星并合起源假说，结合观测数据与模拟分析其前身系统构成，证实其为1-2倍太阳质量的首次上升红巨星与氦白矮星并合的产物，正演化为早期R型碳星。
2023-12-13 astro-ph.SR
The Most Massive White Dwarfs in the Solar Neighborhood
我们提出了一个蒙特利尔白矮星数据库100 pc样本中最大质量的白矮星候选者的分析。我们确定了25个对象，将是更大的质量比$1.3~M_{\odot}$，如果他们有纯H大气和CO核心，包括两个异常高光度质量估计附近的Ekrasekhar极限。我们提供了这两颗白矮星的后续光谱，并表明它们确实明显低于这个极限。我们将CO核白矮星的模型计算扩展到$M=1.334\ M_\odot$，这对应于我们的状态方程表的高密度极限，$ρ= 10^9$ g cm $^{-3}$。我们发现许多物体接近我们的CO核心模型的最大质量。据预测，相当一部分超大质量白矮星是通过双星合并形成的。合并种群可以通过它们的运动学、磁性或快速旋转率来揭示自己。我们确定了四个横向速度异常值，四个可能的磁性白矮星（其中一个也是横向速度异常值），一个快速旋转，表明我们样本中的25个超大质量白矮星中至少有8个可能是合并产物。
2021-03-11 astro-ph.SR
The formation of single neutron-stars from double white-dwarf mergers via accretion-induced collapse
双白矮星的合并可能产生吸积诱导坍缩事件，形成单颗中子星。同时，最近提出的WD+He亚巨星方案对大质量双WD的产生也有重要贡献，其中原始WD通过吸积来自He亚巨星伴星的富He物质而增加质量。在这项工作中，我们的目标是研究从双WD合并的AIC事件的二进制人口合成（BPS）的性质，考虑经典的情况下，也WD +He亚巨星的情况下，双WD的形成的贡献。首先，我们提供了一个密集的和大的模型网格的WD+He恒星系统产生AIC事件通过双WD合并的情况。其次，我们进行了几组BPS计算，以获得我们银河系的速率和单个NS数。我们发现，对于所有的ONe/CO WD+ONe/CO WD合并，银河系双WD合并的AIC事件发生率在1.4-8.9*10^-3年^-1之间，在不考虑双COWD合并的情况下，我们还发现银河系AIC事件的单个NS的数量可能在0.328 *10^-3 yr^-1之间。10^7至1.072*10^8。产生AIC事例的双WD的啁啾质量分布在0.55- 1.25Msun之间。我们估计，超过一半的产生AIC事件的双WD能够被未来的天基引力波探测器观测到。
2020-05-06 astro-ph.SR
First discovery of trans-iron elements in a DAO-type white dwarf (BD$-22{^\circ}3467$)
我们首次在被电离星云Abell 35包围的DAO型WD（即BD $-22{^\circ}3467$）的紫外光谱中识别出484条反式铁元素（TIEs）的谱线，这些元素包括Zn、Ga、Ge、Se、Br、Kr、Sr、Zr、Mo、In、Te、I、Ba和Ba。我们的TIE丰度测定显示了高达5 dex的极高过剩--类似的效应已经从热的缺氢（DO型）白矮星中得知。与脉冲驱动的对流区在最后的热脉冲期间用TIE使光球富集，并且辐射悬浮已经建立了极端的TIE过丰度的情况相反，{这里极端的TIE过丰度完全由初始恒星金属丰度的辐射悬浮驱动。BD $-22{^\circ}3467$的质量非常低（$0.533^{+0.040}_{-0.025}\,M_\odot$），这意味着在AGB前体中没有发生第三次的s-过程元素在光球中富集的挖掘。
2019-11-21 astro-ph.SR
A Parameter-Space Study of Carbon-Oxygen White Dwarf Mergers
两颗碳氧白矮星的合并可能导致壮观的短暂、稳定的核燃烧，也可能导致巨大、快速旋转的白矮星。对合并的模拟表明，结果在很大程度上取决于白矮星的质量是相似还是不同。在质量相似的情况下，两颗白矮星完全合并，残余物始终是热的，而在不同的情况下，质量更大，密度更高的白矮星保持寒冷，基本上完好无损，被破坏的质量较低的白矮星包裹在热的包层和盘中。为了确定什么是“质量相似”，以及更普遍地说，合并残余物的性质如何取决于输入质量，我们使用平滑粒子流体力学模拟了大范围质量的非同步碳氧白矮星合并。我们发现，合并残留物的结构作为两个白矮星的中心密度比的函数平滑地变化。密度比为0.6时，相似和不相似的质量合并大致分开。回顾以前的工作，我们发现大多数合并残余物的温度不足以立即点燃碳聚变。然而，在随后的粘性演化过程中，随着盘的吸积和残余物的自旋下降，内部可能会被压缩和加热。我们发现，从简单的估计，这种演变可能导致许多残留物的点火。对于类似质量的合并，这可能发生在足够简并的条件下，热核失控将随之发生。
2013-04-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Forging neon-distilling white dwarfs in the stellar engulfments of helium white dwarfs
Princeton University（普林斯顿大学）；Northwestern University（西北大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）
通过氦白矮星被恒星吞噬过程，产生富含^{22}Ne的白矮星，解释白矮星冷却异常和磁现象。
2025-12-31 astro-ph.SR
White dwarf mergers and the origin of R Coronae Borealis stars
我们提出了一个核合成研究的合并的0.4太阳质量的氦白矮星与0.8太阳质量的碳-氧白矮星，耦合的热力学历史的平滑粒子流体动力学粒子与后处理代码。由此产生的化学丰度模式，特别是氧和氟，是在定性协议与观测到的丰度在北冕座R恒星。
2011-10-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Merger Fraction of Ultramassive White Dwarfs
通过跟踪光谱学和高节奏测光，我们在蒙特利尔白矮星数据库100 pc样本中的25颗最大质量的白矮星中寻找并合产物。我们发现，在这个种群中，磁性白矮星的比例异常高，达到40%。此外，我们确定了四个异常值的横向速度和检测快速旋转的五个对象。结果表明，$M\approx1.3~M_{\odot}$超大质量白矮星的$56^{+9}_{-10}$是通过合并形成的.该分数显著高于使用$α$ -处方（具有$αλ= 2$）的默认二元总体合成计算的预期，并且为有效轨道收缩提供了进一步支持，例如具有低的公共包络效率值。
2022-11-11 astro-ph.HE 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
The evolution of carbon-polluted white dwarfs at low effective temperatures
利用盖亚数据发布2，最近的研究重新审视了碳污染的白矮星（DQ）在大范围有效温度下的演化。这些分析清楚地证实了两种不同的DQ演化序列的存在：一种是正常质量的白矮星，另一种是严重污染和质量更大的天体。第一个序列被认为是从核心中挖掘碳的结果，而第二个序列至少部分可能是由热DQ的后代组成的。然而，碳污染的白矮星在6500 K以下的演化仍然没有被探索，主要是由于与模拟其稠密大气相关的理论困难。在这项工作中，我们提出了一个详细的逐星分析冷碳污染的白矮星。我们最近改进的大气模型使我们能够获得很好的适合大多数对象，包括非常冷的DQpec白矮星强烈移动C $_2$分子带。我们发现，冷的碳污染的白矮星保持以下两个不同的进化轨迹以前确定在较高的温度。我们还发现当光球密度超过$^3$ $\approx$ 0.15 g/cm时，大多数DQ白矮星转变为DQpec。然而，我们确定的恒星DQ $\rightarrow$ DQpec过渡发生在较低的光球密度，可能是由于存在一个强大的磁场。
2019-10-14 astro-ph.SR
An ultra-massive white dwarf with a mixed hydrogen-carbon atmosphere as a likely merger remnant
白矮星是致密的、冷却的恒星余烬，主要由碳和氧组成，或者在较高的初始恒星质量下由氧和氖（含百分之几的碳）组成。这些恒星核心被氦壳所包裹，而氦壳又通常被一层氢所包围，通常无法直接观察内部组成。然而，在相当大一部分白矮星的表面观察到了碳，有时还伴有微量的氧，人们认为碳是由一个深氦对流区从核心吹出来的。在这些物体中，只有微量的氢被发现，因为预计大量的氢会抑制包层内的氢/氦对流混合。我们报告了WDJ 055134.612 +413531.09的发现，这是一颗超大质量（1.14 $M_\odot$）白矮星，具有独特的氢/碳混合大气（C/H=0.15）。我们对包层和内部的分析表明，氢和氦的总质量分数必须比单颗恒星演化的预测低几个数量级：分别小于$10^{-9.5}$和$10^{-7.0}$。由于快速运动学（相对于当地标准的休息$129\pm5$公里/秒），大质量，和独特的信封组成，我们认为，WDJ 0551 +4135是一致的形成从两个白矮星合并在一个紧密的双星系统。
2020-02-28 astro-ph.SR
Discovery of a Detached, Eclipsing 40 min Period Double White Dwarf Binary and a Friend: Implications for He+CO White Dwarf Mergers
本文报道了两颗分离的双白矮星（WD）双星SDSS J082239.546+304857.19和SDSS J104336.275+055149.90的发现，它们的轨道周期分别为40和46分钟。40分钟系统是日食;它由0.30 Msun和0.52 Msun WD组成。46 min系统可能是LISA验证二进制文件。这两个双星的引力波合并时间都很短，分别为2000万年和3400万年，这意味着在银河系的形成和合并过程中，还有更多这样的系统。我们更新了估计的银河系He+CO WD二进制合并率，并肯定了我们以前发表的结果：He+CO WD二进制合并的速度至少比稳定的质量传递AM~CVn二进制的形成速度大40倍，所以大多数必须有不稳定的质量传递。这意味着He+CO WD并合中的自旋轨道耦合较弱，或者像Shen提出的那样，类新星爆发驱动He+CO WD并合。
2017-08-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Double white dwarf merger products among high-mass white dwarfs
双白矮星（双WD）双星可能在哈勃时间内合并并产生高质量的WD。与其他大质量WD相比，双WD合并产物具有更高的速度色散，因为它们更老。利用Gaia数据，通过对1000多个高质量WDs（0.8- 1.3 $M_\odot$）的横向速度分布的分析，我们发现了高质量WDs中存在双WD合并产物的有力证据。我们估计，在我们的样本中，双WD合并产品的比例约为20%。我们还得到了精确的双WD合并率和它的质量依赖性。我们的合并率估计接近二进制人口合成的结果，并支持双WD合并可能有助于一个显着的比例Ia型超新星的想法。
2020-03-19 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A pre-explosion optical transient event from a white dwarf merger with a giant supernova progenitor
我们研究了一些罕见的双星系统的演化路线，其中初始质量较大的~5.5-8.5Mo主星形成白矮星（WD），而4 Mo <M_2，0 <M_1，0的副星从演化的主星吸积质量，后来终止为核心坍缩超新星（CCSN）。在这样的WD-NS逆演化中，在WD之后形成中子星（NS）或潜在的NS祖星大质量核。这些SN爆炸之前可能会有WD与巨型次级核心的强相互作用，导致爆炸前数周至数年的中亮度光学瞬变（英语：Intermediate-Luminosity Optical Transient）事件（英语：Intermediate-Luminosity Optical Transient）（英语：Intermediate-Luminosity Optical Transient）。WD和巨星的共同包层阶段结束于合并，形成一颗超新星，或包层抛射，在巨星核心的CCSN之后，导致NS-NS或WD-NS幸存的双星。WD可能遭受热核爆炸，这可能被观察为Ia型SN。这些CCSN和热核爆炸中的大多数都是奇特的。利用恒星天体物理实验模块（MESA）计算了典型情况下的恒星演化。这些系统的出现率约为CCSNe的3- 5%。
2014-01-07 astro-ph.SR
Multiperiodic pulsations of the unique DAQ white dwarf J0551+4135: insights into a merger remnant
本文对唯一已知的DAQ白矮星J0551+4135进行多望远镜时序测光，探测到十个g模脉动峰，并通过新演化模型确定其质量约1.12-1.13倍太阳质量，支持其并合起源。
2025-11-09 astro-ph.SR
