3D Simulations of Oxygen Shell Burning with and without Magnetic Fields
我们提出了第一个3D磁流体动力学（MHD）模拟对流氧和氖壳燃烧在一个非旋转的$18\, M_\odot$星核塌缩前不久，研究在超新星祖先的磁场的产生。我们还运行了一个纯粹的流体动力学控制模拟，以衡量对流和对流边界混合的磁场的影响。在大约17个对流周转时间后，磁场接近氧壳层中的饱和水平，平均场强为$\mathord{\sim}10^{10}\, \mathrm{G}$，并且没有达到动力学均分。磁场仍以中小尺度为主，氧壳层底部的偶极磁场强度仅为$10^{9}\, \mathrm{G}$。麦克斯韦应力张量的角平均对角分量反映了雷诺应力张量的角平均对角分量，但大约小一个数量级。在氧-氖壳界面处的剪切流产生平行于对流边界的相对强的场，这显著地抑制了氖到氧壳中的湍流夹带。氖的减少的摄入降低了氧壳层中的核能产生速率，从而稍微减慢了对流。除了这种间接的影响，我们发现，磁场不明显改变内的氧气壳层的流动。我们讨论了我们的结果对随后的核心坍缩超新星的影响，并强调需要更长的模拟，分辨率的研究，和调查的非理想效应，以更好地了解磁场在超新星的祖先。
2021-03-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Branches of 33S(p,γ)34Cl at Oxygen-Neon Nova Temperatures
最近对氧氖白矮星上的经典新星的模拟表明，32 S/33 S的同位素比率有可能成为新星起源的前太阳颗粒的显着指标。33 S（p，γ）34 Cl反应通过破坏新星中的33 S直接影响这个比例。此外，来自34 Cl亚稳态（t_{1/2} = 32 min）的β延迟γ射线被认为是潜在的新星观测值。我们已经测量了已知的33 S（p，γ）34 Cl共振的分支，这些共振在与氧氖新星相关的温度下被激活。我们提供了这些分支的第一个可靠的不确定性和几个以前未测量的分支的第一个上限。
2011-05-02 astro-ph.SR nucl-ex
The final fate of stars that ignite neon and oxygen off-center: electron capture or iron core-collapse supernova?
在$8.8-9.5~{\rm M}_\odot$恒星的ONeMg核心中，氖和氧的燃烧是在偏离中心的地方点燃的。氧-铁火焰是否传播到中心是决定这些恒星是经历Fe核坍缩还是电子俘获引起的ONeMg核坍缩的关键。我们提供了更多的细节，恒星点燃氖和氧燃烧偏离中心。氖火焰的形成方式与超AGB恒星的碳火焰相似，只是火焰宽度较窄。如果采用严格的史瓦西对流不稳定性判据，则能够满足建立火焰的判据。穿过对流壳层界面的混合破坏了燃烧锋面传播的条件，相反，壳层作为一系列向内移动的闪光燃烧。虽然这可能不会直接影响燃烧是否会到达中心（如超级AGB恒星），但核心可以在每次壳闪光之间收缩。壳层中电子分数的减少降低了Ekrasekhar质量，中心达到URCA过程的阈值密度，以激活和引导核心的剩余演化。这突出了更精确地处理恒星内部的混合对于恒星天体物理学中另一个重要问题的重要性--确定电子捕获超新星和铁核塌缩超新星之间边界处的恒星演化和超新星祖先的性质。
2016-08-05 astro-ph.SR
An Ultramassive White Dwarf with a Likely Oxygen-Neon Core
Boston University（波士顿大学）；Universitat Politècnica de Catalunya（加泰罗尼亚理工大学）
通过引力红移测量，发现白矮星SDSS J060851.44-005950.3的质量和半径，与理论比较表明其核心很可能是氧氖而非碳氧，且可能无法产生Ia型超新星。
2026-06-19 astro-ph.SR
Type Ia Supernova Explosions from Hybrid Carbon-Oxygen-Neon White Dwarf Progenitors
最近的结果在恒星演化，预测存在的混合白矮星（WD）的C-O核心内的O-Ne壳，我们模拟热核（Ia型）超新星从这些混合的祖先。我们使用FLASH代码进行多维模拟的爆燃到爆震过渡（DDT）爆炸范例。我们的混合祖星模型是使用MESA恒星演化代码生成的，并且包括Urca过程的影响，并且我们将祖星模型映射到FLASH网格。我们进行了一系列的DDT模拟点火条件下的祖先的热和对流结构，假设多个点火点。为了将这些混合WD星的结果与以前的C-O白矮星的结果进行比较，我们构建了一组具有类似性质的C-O WD模型，并类似地模拟了一系列爆炸。我们发现，尽管每个套件内的显着变化，区分爆炸的趋势是明显的$^{56}$镍产量和喷出物的动力学特性。我们评论的可行性，这些爆炸作为源的某些类观察到的亚发光事件。
2016-02-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolution of double oxygen-neon white dwarf merger remnant
本文模拟两个1.10 Msun ONe白矮星并合形成的2.20 Msun遗迹，揭示其最终成为中子星还是ONeFe白矮星取决于对流边界混合能否阻止O/Ne火焰到达中心。
2023-08-21 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
Oxygen and Neon Abundances of B-Type Stars in Comparison with the Sun
为了重新审视长期存在的关于当前银河系气体和太阳大气中氧成分可能不一致的问题（即，前者比后者低约0.3dex），这显然与银河系化学演化相矛盾，我们利用OI 6156-8谱线在考虑非LTE效应的情况下对64颗B型中晚期恒星进行了氧丰度测定，并与用同样方法建立的太阳氧丰度进行了比较。由此得到的平均氧丰度为<A（O）> = 8.71（+/- 0.06），这意味着[O/H]（恒星-太阳差异丰度）约为-0.1，差异比以前认为的要小。此外，由于3D校正可能会进一步降低参考太阳氧丰度（8.81）约0.1德克斯，我们得出结论，这些B星的光球O丰度几乎与太阳相同。我们还测定了来自Ne I 6143/6163谱线的样本B星的氖的非LTE丰度为<A（Ne）> = 8.02（+/- 0.09），导致Ne/O比约为0.2，与最近的研究一致。这排除了相当高的Ne/O比的可能性，一旦提出作为解决所面临的太阳模型问题。
2010-08-06 astro-ph.SR
Formation of long-period post-common-envelope binaries I. No extra energy is needed to explain oxygen-neon white dwarfs paired with AFGK-type main-sequence stars
本研究通过BSE代码模拟发现，无需额外能量，仅靠低效共包层演化即可解释氧氖白矮星与AFGK型主序星组成的长周期CE后双星的形成。
2024-03-18 astro-ph.SR
Oxygen-neon rich merger during common envelope evolution
对白矮星（WD）和渐近巨星分支（AGB）的共同包层演化（CEE）进行了总体综合研究，发现在核简并（CD）和双简并（DD）两种情况下，Ia型超新星（SNe Ia）的潜在数量是相同的数量级.对于CD方案，我们考虑的情况下，一个富碳氧（CO）AGB核心和CO WD合并在CEE期间，留下一个WD残留物的质量> 1.35 Mo，和DD方案，我们计数幸存的CO WD双星系统，合并时间为10 Gyr。当AGB核或WD是富氧氖（ONe）时，我们假设结果可能是一个特殊的Ia超新星。我们发现，在我们研究的通道中，不包括涉及氦WD或氦供体的奇特SNe Ia，潜在的奇特SNe Ia的数量是不可忽略的，但小于正常SNe Ia的数量。如果在CEE之后的大约100万年内发生了一次Ia超新星或一次特殊的Ia超新星爆炸，无论是在CD方案还是在DD方案中，爆炸时都存在大量的星周物质。我们的结果与钱德拉塞卡质量超新星Ia主要来自CD情景，而亚钱德拉塞卡超新星Ia主要来自DD情景的建议是一致的。
2018-08-02 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
Type Ia Supernova Explosions from Hybrid Carbon-Oxygen-Neon White Dwarf Progenitors That Have Mixed During Cooling
有人提出了“混合”白矮星的产生，它是由一个在O-Ne壳层中的C-O核心组成的，研究表明，富C中心区域的点火使这些可行的热核（Ia型）超新星的祖先。最近的研究发现，当白矮星在吸积之前冷却时，C-O核心与周围的O-Ne混合，这导致大质量祖星中的中心C分数低于先前的假设。为了进一步研究混合白矮星作为热核超新星祖先的有效性，我们从一系列新的混合祖先中模拟了热核超新星，其中包括冷却过程中的混合效应。前身白矮星模型是用一维恒星演化程序MESA建立的，它代表了一颗恒星经过不稳定的内部混合阶段，然后是吸积，直到达到碳燃烧的点火条件。然后将MESA模型映射到FLASH模拟爆炸的二维初始条件。为了比较，对传统的C-O祖先白矮星进行了类似的模拟。通过比较爆炸的产率，我们发现，与早期的研究一样，与传统的C-O祖先相比，混合祖先中较低的C丰度导致56 Ni的平均产率较低。虽然未混合的混合WD也表现出类似的减少，在总铁族产率，混合的情况下，不和产生一个较小的分数的铁族元素的形式56镍。我们把这归因于点火所需的较高的中心密度和爆燃点火的中心或偏离中心的位置。
2019-10-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Forbidden electron capture on $^{24}$Na and $^{27}$Al in degenerate oxygen-neon cores
初始质量为$\sim 7$-11太阳质量的恒星在碳燃烧后形成简并的氧-氖核心。在这样的核心中捕获的电子可以触发失控的氧气燃烧，导致坍塌或热核爆炸。我们提供了一个详细的描述，在以前的工作中使用的形式主义，并将其应用到两个进一步的禁戒跃迁，是相关的简并氧氖核心：$4^+_\text{g.s.}\rightarrow{}2^+_1$过渡在$^{24}\text{Na}(e^-,ν_e)^{24}\text{Ne}$和${5/2^+_{\text{g.s.}} \rightarrow{} 1/2^+_{\text{g.s.}}}$过渡在$^{27}\text{Al}(e^-,ν_e)^{27}\text{Mg}$。通过壳模型计算和CVC理论的约束，确定了相关的核矩阵元素。然后，我们调查的天体物理学的影响，使用恒星演化代码MESA和通过时间尺度参数。在相关的温度范围内，禁戒跃迁大大降低了$^{24}\text{Na}(e^-,ν_e)^{24}\text{Ne}$和$^{27}\text{Al}(e^-,ν_e)^{27}\text{Mg}$的阈值密度。在MESA模型中，$^{24}\text{Na}(e^-,ν_e)^{24}\text{Ne}$现在在$^{24}\text{Mg}(e^-,ν_e)^{24}\text{Na}$发作后立即发生。对整体演变的影响是不确定的：这是由于已知的困难…
2021-04-06 astro-ph.SR nucl-th
Remnants and ejecta of thermonuclear electron-capture supernovae: Constraining oxygen-neon deflagrations in high-density white dwarfs
电子俘获超新星（ECSNe）的爆炸机制仍然是模棱两可的。我们试图限制爆炸机制（中子星形成内爆或热核爆炸）和ECSNe的发生频率使用核合成模拟后一种情况下，人口合成，太阳丰度分布，太阳前陨石氧化物颗粒同位素比测量和白矮星质量半径关系。示踪剂粒子从3D流体动力学模拟后处理与一个大的核反应网络，以确定完整的组成状态的绑定ONeFe残留物和喷出物，和人口合成模拟进行，以估计ECSN率相对于CCSN率。三维爆燃模拟大大过量产生富中子同位素$^{48}$ Ca，$^{50}$ Ti，$^{54}$ Cr，$^{60}$ Fe和几个Zn同位素相对于它们的太阳丰度。利用太阳丰度分布作为约束条件，我们将热核ECSNe的频率上限定为核心坍缩超新星（FeCCSNe）发生频率的1 $-$ 3~ 1%.这与单颗恒星的ECSNe估计值相当或低1~dex。产率的上限也与我们的人口合成模拟的预测相对较好地一致。喷出物中的$^{54}$ Cr/ $^{52}$ Cr和$^{50}$ Ti/ $^{48}$ Ti同位素比率与最近对极端太阳前陨石氧化物颗粒的测量结果几乎完全匹配，如果喷出物在与星际介质混合之前冷凝，$^{53}$ Cr/ $^{52}$ Cr也可以匹配。这些爆炸的束缚ONeFe WD残余物的理论质量-半径关系显然与几个观测WD候选人一致。
2019-01-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
A WC/WO star exploding within an expanding carbon-oxygen-neon nebula
大质量恒星的最终爆炸命运，以及它们留下的致密残余物（黑洞和中子星）的性质，是天体物理学中的主要问题。许多大质量恒星在演化过程中，外层的氢壳被剥离。这样的沃尔夫-拉叶星（W-R）会发出强烈且快速膨胀（v_wind>1000 km/s）的风，这表明它们从恒星表面的逃逸速度很高。这个群体的一小部分也是氦耗尽的，光谱主要由碳和氧的高度电离发射线（类型WC/WO）。有证据表明，最常见的缺乏氢和氦的超新星爆炸（Ib/Ic型）不是由大质量的WC/WO恒星引起的，这使得一些人认为大多数这样的恒星直接坍缩成黑洞而没有可见的超新星爆炸。在这里，我们提出了超新星SN 2019 hgp的观测，发现爆炸后约一天。短的上升时间和快速下降使其成为快速演变的瞬变（RET）的新兴群体。光谱学揭示了一组丰富的发射线，表明爆炸发生在由碳，氧和氖组成的星云内。窄吸收特征表明，这种物质以相对较高的速度（>1500 km/s）膨胀，需要紧凑的祖体。我们的观测结果与大质量WC/WO星的爆炸相一致，并表明大质量W-R星可能是一些快速演变的瞬变的祖先。
2021-11-24 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The formation of ultra-massive carbon-oxygen core white dwarfs and their evolutionary and pulsational properties
摘要：我们探讨了超大质量（M_{\rm WD} \gtrsim 1.05 M_ \sun $）、碳氧核白矮星的形成，这些白矮星是由单个恒星演化产生的。我们还研究了它们的演化和脉动性质，并将它们与那些具有氧-氖核的超大质量白矮星进行了比较，这些白矮星的核是由单个祖星中的碳燃烧产生的，并与双星合并的预测进行了比较。我们考虑两个单星演化的超大质量碳氧核心白矮星，涉及核心氦燃烧后的简并核心的旋转和质量损失率降低大质量渐近巨分支星的形成方案。我们将我们的发现与超大质量白矮星的预测进行了比较，这些白矮星是由两个质量相等的碳氧核心白矮星合并而成的，假设它们之间完全混合，合并后的残余物是碳氧核心。由此产生的超大质量碳氧核心白矮星的演化速度明显慢于它们的氧氖对应物。我们的研究有力地表明，具有碳氧核的超大质量白矮星的形成来自单个恒星演化。我们发现这些白矮星的演化和脉动性质与它们的氧-氖核对应物以及可能由双简并产生的碳-氧核的白矮星有明显的不同。这最终可以用来辨别超大质量白矮星的核心组成及其形成情景。
2020-11-20 astro-ph.SR
Type Ia supernovae from exploding oxygen-neon white dwarfs
Ia型超新星（SNe Ia）的起源问题仍然没有解决。这些事件中的大多数被认为是碳氧（CO）白矮星（WD）的爆炸，但对于许多爆炸场景，特别是那些涉及外部触发爆炸的亚克拉塞卡质量WD（亚M Ch WD），也有可能有氧氖（ONe）WD作为祖先。我们模拟了ONe WD的爆炸，并从这些模型计算合成观测量。并将计算结果与相似质量的COWD中的爆轰和超新星Ia的观测数据进行了比较。我们进行流体动力学爆炸模拟的爆炸在最初的流体静力学ONe WD的范围内的质量低于Mrachasekhar质量（M Ch），然后详细的核合成后处理与384-同位素核反应网络。结果被用来计算合成光谱和光变曲线，然后与观测的Ia超新星进行比较。我们还进行了二元进化计算，以确定涉及ONe WD的SNe Ia的数量相对于其他有前途的祖通道的数量。亚M Ch ONe WD中模拟爆轰的喷出物结构与CO WD相似。然而，在质量分数和喷出物的速度有小的系统偏差。这些导致光谱特征系统地较少蓝移。然而，我们的ONe WD爆炸的合成观测值是类似的CO模型。我们的二元进化计算表明，一个显着的分数（3-10%）的潜在的祖系统应该包含一个ONe WD。我们的ONe模型与我们的CO模型的可比质量（1.2 Msun）的比较表明，蓝移较少的光谱特征更适合观测，虽然他们是太亮的正常SNe Ia。
2015-06-18 astro-ph.SR
Hydrodynamic Simulations of Oxygen-Neon Classical Novae as Galactic $^7$Li Producers and Potential Accretion Induced Collapse Progenitors
本研究使用NOVA代码模拟氧氖白矮星上的经典新星热核失控过程，发现抛射物中7Be大量富集，表明经典新星是银河系7Li的重要来源，且白矮星质量因抛射少于吸积而增长，可能成为吸积诱导坍缩事件的重要通道。
2024-01-04 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
The Evolution and Fate of Super-Chandrasekhar Mass White Dwarf Merger Remnants
我们提出了两个碳氧白矮星（CO WD）合并的残余物的恒星演化计算。我们关注的情况下，有一个总的质量超过了Ekrasekhar质量。合并后，残留物表现为$\sim 10^4$年的$L \sim 3 \times 10^4 L_\odot$来源。尘埃风可能会发展，导致这些来源被自我遮蔽，看起来类似于极端的AGB星。大致上，$\sim 10$这样的天体应该随时存在于银河系和M31中。如在先前的工作中发现的，偏离中心的碳融合在合并残余物内被点燃，并通过碳火焰向内传播，将WD转化为氧-氖（ONe）组合物。通过跟踪比以前计算时间更长的演化，我们证明了在碳燃烧到达中心后，中微子冷却的开尔文-亥姆霍兹收缩导致质量为$\ge 1.35 M_\odot$的残余物中偏离中心的氖点火。由此产生的二氧化碳-氧气火焰将核心转化为硅WD。因此，超rasekhar WD合并残留物不经历电子捕获引起的崩溃，传统上认为。相反，如果残余质量保持在克拉塞卡质量之上，我们预计它将形成一个低质量的铁核，并坍缩形成一颗中子星。失去足够质量的残余物最终将成为大质量的孤立ONe或Si WD。
2016-09-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Wavelength Measurements of K Transitions of Oxygen, Neon, and Magnesium with X-ray Absorption Lines
精确的原子跃迁数据在许多天文研究领域特别是谱线研究中具有重要意义。而类He和类H离子的跃迁数据（即，离子在高电荷态）的精确计算，中性或低电离金属元素的K跃迁的仍然是非常不确定的。在星际介质中产生的吸收谱线的光谱学已被证明是测量这些原子跃迁的中心波长的有效方法。本文分析了36个钱德拉高能透射光栅观测数据，寻找并测量了11个低质量X射线双星的ISM吸收谱线。我们修正银河系的旋转速度，以休息帧的每一个观察，然后使用两种不同的方法来合并所有的校正光谱的共同添加的光谱。然而，通过这些方法获得的共加光谱表现出偏差，无论是对高计数或高信噪比的线的观察。对几条显著检出的谱线进行贝叶斯分析，得到其它谱线的系统不确定度和偏倚校正。与以前的研究相比（例如，Yao等人，2009年），我们的研究结果将波长的准确性提高了2到5倍，并显着降低了系统的不确定性和偏差。几个弱跃迁（例如，Mg IV和Mg V的1 s-2 p; Mg III和Mg V的1 s-3 p）也是首次被探测到，尽管意义不大;需要未来更精确的观测来确认这些探测。
2013-07-11 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
The outcomes of carbon-oxygen white dwarfs accreting CO-rich material
双简并模型涉及双碳氧白矮星（CO WD）的合并，是Ia型超新星（SNe Ia）起源的两个经典模型之一。以前的研究表明，如果在合并过程中质量吸积率（Macc）相对较高，则会发生偏离中心的碳燃烧，导致形成氧氖（ONe）核心，可能会坍缩成中子星。然而，偏心碳燃烧仍然没有完全理解，特别是当向内传播的燃烧波到达中心时。在本文中，我们的目标是调查燃烧波的传播特性和随后的演变结果，这些CO核心。利用基于厚盘假设的恒星演化程序MESA模拟了COWD的长期演化过程。我们发现，基于厚盘假设，CO WDs的最终结果强烈依赖于Macc（Msun/yr），可以分为四个区域：（1）中心爆炸性碳点火，然后是SNe Ia（Macc < 2.45*10^-6）;（2）OSi核，然后是中子星（2.45*10^-6 < Macc < 4.5*10^-6）;（3）ONe核，然后e-capture SNe（4.5*10^-6 < Macc < 1.05*10^-5）;（4）偏离中心的氧和氖点火，然后偏离中心爆炸或硅铁芯（Macc > 1.05*10^-5）。研究结果表明，双CO WD合并的最终命运强烈地依赖于合并过程（如缓慢合并、快速合并、复合合并、暴力合并等）。
2018-11-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Diffusion of Neon in White Dwarf Stars
富中子同位素$^{22}$ Ne的沉积可能是白矮星冷却过程中的一个重要引力能量来源。这取决于$^{22}$ Ne在强耦合等离子体混合物中的扩散常数。我们从碳、氧和氖混合物的分子动力学模拟计算自扩散常数$D_i$。我们发现，混合物中的$D_i$与早期的单组分血浆结果没有很大差异。对于强耦合（库仑参数$Γ>$很少），$D_i$对离子种类的电荷$Z_i$有适度的依赖性，$D_i \propto Z_i^{-2/3}$。然而，对于弱耦合（较小的$Γ$），$D_i$更强烈地依赖于$Z_i$。我们的结论是，自扩散常数$D_{\rm Ne}$的$^{22}$氖在碳，氧，氖等离子体的混合物是准确地知道，使$D_{\rm Ne}$的不确定性应该是不重要的模拟白矮星冷却。
2010-11-29 astro-ph.SR cond-mat.stat-mech nucl-th
Evolution of accreting white dwarfs; some of them continue to grow
新星是激变的双星系统，其中一颗白矮星的主星从一颗低质量的伴星吸积物质。如果WD能够增加质量达到克拉塞卡极限，从而爆炸为Ia型超新星，那么这种吸积的重要性就更加重要了。在这项研究中，我们以每年1.6 e-10到1.6 e-6 Msun的吸积率将太阳成分的物质吸积到0.70、1.00和1.35 Msun的碳-氧白矮星上。我们已经利用MESA恒星演化代码为我们的建模和发展他们的许多新星周期，或在某些情况下，演化到红巨星阶段。不同的行为发生的WD质量和吸积率的函数。对于较低的WD质量，模型进行经常性的氢闪在低吸积率，较高的吸积率，稳定燃烧的氢发生，并最终让位于经常性的氢闪。在最高的吸积速率下，这些模型会经历一个稳定的燃烧阶段，但最终会过渡到红巨星。对于最高质量的白矮星，在较低的吸积率下会出现周期性的氢闪光，但对于较高的吸积率，模型会表现出稳定的燃烧，其间穿插着氦闪光。我们发现，对于我们所有的模型，经历经常性的氢闪光，以及稳定燃烧的模型，表现出氦闪光，WD的质量继续增长向Ekrasekhar极限。这些结果表明，在激变变系统中，太阳丰度物质吸积到碳氧白矮星上，单一简并的情况，是Ia型超新星爆炸的祖先的一个可行的渠道。
2013-03-15 astro-ph.SR
Science Opportunities for IMAP-Lo Observations of Interstellar Neutral Helium, Neon and Oxygen During a Maximum of Solar Activity
针对IBEX-Lo观测星际中性粒子视角受限、观测窗口短的问题，提出将IMAP-Lo置于枢轴平台调整视角的2年方案，可消除参数相关性、明确分析氦氖氧的主次族群并准确测电离率，操作简便且统计效果好。
2023-10-03 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
3D Simulations of Magnetoconvection in a Rapidly Rotating Supernova Progenitor
本研究首次模拟了快速旋转16 M_sun超新星前身星壳层燃烧的3D磁流体动力学过程，发现强磁场会抑制对流并快速向外传输角动量导致壳层刚性旋转，从而对毫秒磁星驱动爆发保留核心角动量的可能性提出质疑。
2023-10-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
The optically thick rotating magnetic wind from a massive white dwarf merger product
WD J 005311是一颗新发现的中红外星云中的白矮星。光谱观测表明，存在一个富含碳/氧风的终极速度$v_{\infty,\rm obs}\sim 16,000\,\rm km\,s^{-1}$和质量损失率$\dot M_{\rm obs}\sim 3.5\times 10^{-6}\,M_\odot$年$^{-1}$。在这里，我们一贯解释WD J 005311的属性使用一个新构建的风的解决方案，其中光学厚流出发射的碳燃烧壳上的氧氖核心和加速的旋转磁场，成为超音速和未绑定的光球。我们的模型表明WD J 005311的质量为$M_* \sim 1.1\mbox{-}1.3\,M_\odot$，磁场为$B_* \sim (2\mbox{-}5)\times 10^7\,\rm G$，自旋角频率为$Ω\sim 0.2\mbox{-}0.5 \,\rm s^{-1}$。大的磁场和快的自旋支持碳氧WD合并起源。WD J 005311既不会爆炸成Ia型超新星，也不会坍缩成中子星。如果风继续吹另一个几千年，WDJ 005311将自旋明显下降，并加入到已知的缓慢旋转的磁性WD序列。否则，它可能会出现一个快速旋转的磁性WD，并可能是一个新的高能源。
2019-10-17 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
Two white dwarfs with oxygen-rich atmospheres
质量在7- 10 Msun的恒星会以大质量的白矮星或弱的II型超新星的形式结束生命，而这两个通道的观测限制都很有限。在这里，我们报告的检测到两个白矮星与大光球氧丰度，这意味着他们是裸露的氧-氖核心，他们可能已经从最大的祖先，避免核心崩溃。
2009-11-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Noble gases Neon and argon: a role for the chemical patterns of multiple populations in globular clusters?
Istituto Nazionale di Astrofisica – Osservatorio Astronomico di Roma（国家天体物理研究所罗马天文台）；Dipartimento di Fisica e Astronomia Augusto Righi, Università degli Studi di Bologna（博洛尼亚大学奥古斯托·里基物理与天文系）；Istituto Nazionale di Astrofisica – Osservatorio Astronomico di Padova（国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；Dipartimento di Fisica e Astronomia “Galileo Galilei”, Univ. di Padova（帕多瓦大学伽利略·伽利莱物理与天文系）
研究通过调整氖和氩的丰度，探讨球状星团NGC 2808中极端群体的形成机制及多群体化学模式的作用。
2026-02-02 astro-ph.GA 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
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
The Past and Future of Detached Double White Dwarfs with Helium Donors
提出了一种模拟分离的双白矮星（DWD）双星的演化的方法，从公共信封（CE）阶段结束的罗氏瓣溢出（RLOF）的开始托管氦捐助者。这是通过结合详细的恒星演化计算的极低质量（ELM）氦WDs具有氢信封的轨道收缩的二进制引力辐射驱动。我们表明，在这些系统中的氢聚变的考虑是至关重要的，作为一个显着的分数（$\approx$ 50%）的未来捐助者预计仍在燃烧时，传质开始。我们将我们的方法应用于两个分离的食DWD系统，SDSS J 0651 +2844和NLTT-11748，以证明碳-氮-氧（CNO）闪光对约束这些系统的演化历史的影响。我们发现，当CNO闪光是不存在的低质量WD（$M_{2}$ < $0.18 M_{\odot}$），如在NLTT-11748中，我们能够自洽地解决了施主条件CE脱离给定一个可靠的冷却年龄从大质量WD的同伴。当发生CNO闪烁（0.18 $M_{\odot}$ < $M_{2}$ < 0.36 $M_{\odot}$）时，例如在SDSS J 0651 +2844中，进化历史被消除，我们无法对分离条件进行评论。我们发现，对于任何供体质量，我们的模型能够预测的条件下重新附着和评论的稳定作用的氢信封。该方法可应用于具有测量的供体半径和质量的分离DWD群体。
2015-03-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolutionary Models for the Remnant of the Merger of Two Carbon-Oxygen Core White Dwarfs
我们构建了两颗碳氧（CO）核心白矮星（WD）合并残余物的进化模型。总质量在$1-2 {\rm M_\odot}$范围内，这些残留物可能会留下一个大质量的WD，或者经历合并引起的坍缩成为中子星（NS）。在它们最终的命运中，这些天体通常会经历一个$\sim 10$ kyr发光巨星阶段，如果有足够的氦剩余来建立一个稳定的壳燃烧结构，这个阶段可能会延长。不确定的，但可能显着，质量损失率在这一阶段影响最终残留物的质量和命运（WD或NS）。我们发现WD的初始CO核心成分在最终质量为$\gtrsim 1.05 {\rm M_\odot}$的残余物中转化为氧-氖（ONe）。这意味着通过合并形成的单个WD中的CO核心/ ONe核心过渡发生在与来自单个恒星的WD相似的质量上，因此WD-WD合并并不自然地提供产生超大质量CO核心WD的途径。当残余物收缩到一个紧凑的构型时，它会经历一个“瓶颈”，这个瓶颈决定了可以保留的特征性总角动量。这一极限预示着由WD-WD合并形成的单个WD在WD冷却轨道上的旋转周期为$\approx 10-20$ min。同样，它预测的残留物，崩溃可以形成旋转周期$\sim 10$ ms的NS。
2020-11-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Remarkable Deaths of 9 - 11 Solar Mass Stars
质量从7到11个太阳的恒星在氦燃烧后的演化，由于简并和偏离中心的点火的持续影响而变得复杂。在这里，使用一套标准的恒星物理学来研究这个质量范围内的恒星。研究的两个重要方面是直接耦合的反应网络的大约220个核的结构计算在所有阶段和使用的亚网格模型来描述的对流有界火焰，在氖和氧燃烧过程中发展。在9.0太阳质量以下，退化的氧-氖核心形成，可能成为白矮星或电子捕获超新星。在10.3太阳质量以上，演化“正常”地进行到铁核坍缩，没有成分反转或简并闪光。这里的重点是在恒星之间，通常点燃氧气燃烧偏离中心。氧在对流约束的火焰中燃烧后，硅燃烧在简并闪光中点燃，开始靠近恒星中心，并且对于较大质量的恒星来说越来越激烈。在某些情况下，硅闪光是如此猛烈，以至于它可能导致氢包层的早期喷射。这可能会产生有趣的可观察到的后果。例如，一颗10.0太阳质量的恒星的死亡可能会产生两个类似超新星的显示，一个是由于硅闪光而产生的微弱的低能事件，一个是由于核心坍缩产生的低能喷出物与先前喷出的包层碰撞而产生的异常明亮的超新星。讨论了它与蟹状超新星的可能关系。
2015-05-25 astro-ph.SR
The Physics and End-Products of Merging CO WD Binaries
两颗碳氧白矮星的合并长期以来一直被理论认为会导致一颗大质量的碳氧或氧氖白矮星，吸积诱导坍缩成中子星，或Ia型超新星。确定哪些合并导致特定的结果需要合并过程的流体动力学模拟。我给出了一个简短的概述，目前的理解合并和他们的最终产品来自模拟，并显示温度，而不是密度或质量，最强烈地决定合并二进制的后续演变。然后，我描述了最近的模拟，显示合并产生强大的磁场，可以帮助驱动合并残余点火。
2014-10-16 astro-ph.SR
The evolution of ultra-massive carbon oxygen white dwarfs
超大质量白矮星（$\rm M_{WD} \gtrsim 1.05\, M_{\odot}$）被认为是研究Ia型超新星爆炸、合并事件、超渐近巨星分支（SAGB）阶段物理过程的发生以及高磁场存在的有力工具。传统上，超大质量的白矮星被认为拥有氧氖（ONe）核。然而，新的观测和最近的理论研究表明，一些超大质量白矮星的祖先可以避免碳燃烧，从而形成具有碳氧（CO）核心的超大质量白矮星。在这里，我们提出了一套超大质量的白矮星的演化序列与CO核心的金属丰度和质量范围很广。我们考虑到在结晶过程中的潜热和相分离，并通过$^{22}$ Ne沉降释放的能量。现实的化学配置文件所产生的祖进化的充分计算被认为是。我们比较了CO超大质量白矮星模型和ONe模型。我们的结论是，CO超大质量白矮星的演变显着慢于他们的ONe同行主要有三个原因：他们更大的热含量，结晶的影响，和$^{22}$ Ne沉降的影响。我们还根据新的大气模型提供多个光度波段的颜色。这些CO超大质量白矮星模型和ONe超大质量白矮星模型为研究银河系中的超大质量白矮星种群提供了一个合适的理论框架。
2022-02-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Dynamical He Flashes in Double White Dwarf Binaries
本文研究了双白矮星双星中的动力学氦壳层燃烧，提出了一种通过高熵氦白矮星供体稳定质量转移来积累氦壳层质量以实现双重爆轰的 scenario，并解释了 Ia 型超新星观测特征及 runaway 天体 D6-2 的起源。
2023-05-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Properties of Convective Oxygen and Silicon Burning Shells in Supernova Progenitors
最近的三维模拟表明，壳燃烧产生的对流种子扰动在触发中微子驱动的超新星爆炸中发挥了重要作用。由于孤立的模拟不能确定这种微扰辅助机制是否具有普遍的相关性，在整个祖质量范围内，我们在这里调查的对流氧和硅燃烧壳在广泛的presupernova恒星演化模型的相关属性。我们发现，扰动辅助爆炸的条件是最有利的在约16和26太阳质量之间的祖细胞，表现出大规模的对流翻转与高对流马赫数的扩展氧壳。虽然最高对流马赫数达到0.3，在低质量的祖先的氧壳，对流通常占主导地位的小尺度模式在这些壳，这意味着一个更温和的作用，在爆炸机制的初始扰动。对流硅燃烧很少提供扰动辅助爆炸所需的高马赫数和大尺度扰动。我们还发现，大约$40\%$的祖细胞之间的16和26太阳质量表现出同时的氧和氖燃烧在同一对流区作为一个壳合并前不久崩溃的结果。
2017-09-20 astro-ph.SR
The formation of type Ia supernovae from carbon-oxygen-silicon white dwarfs
碳-氧白矮星（CO WD）+ He星通道被认为是产生年轻Ia型超新星（SNe Ia）最有希望的通道之一。以前的研究发现，如果质量吸积率大于一个临界值，氦吸积CO WD将进行向内传播（偏离中心）的碳点火时，它增加了它的质量接近的Ekrasekhar极限。在以前的研究中，向内传播的碳火焰应该到达中心，导致氧氖（ONe）WD的产生，它可能坍缩成中子星，但不是SN Ia。然而，在混合机制的影响下，碳火焰如何传播仍然是不确定的。在目前的工作中，我们的目标是调查的偏离中心的碳燃烧的氦吸CO WD考虑对流混合的影响。我们发现，即使考虑对流过冲，火焰的温度也足以将CO核心外部的碳燃烧成硅族元素，但火焰会在WD内部的某个地方熄灭，从而形成C-O-Si WD。由于热盐混合的低效率，C-O-Si WD如果继续质量增长，可能会爆炸为超新星Ia。我们的辐射传输模拟表明，SN喷出物与富硅外层将形成高速吸收线在Si II，导致一些相似的一类高速SNe Ia的光谱演化。我们估计，在银河系中，具有富硅包层的Ia超新星的诞生率约为10^（-4）/年。
2020-05-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of an ultramassive pulsating white dwarf
我们宣布发现了迄今为止发现的最大质量的脉动氢大气（DA）白矮星（WD），GD 518。模型大气与这颗恒星的光谱拟合显示它是一颗12，030 +/- 210 K WD，log（g）= 9.08 +/- 0.06，相当于质量为1.20 +/- 0.03 Msun。恒星演化模型表明，这样一个高质量WD的祖先经历了一个稳定的碳燃烧阶段，产生了一个氧氖核WD。GD 518中脉动的发现因此提供了第一次探测WD内部可能存在氧氖核心的机会。如此大质量的WD也应该在该温度下显著结晶。这颗恒星表现出多周期的光度变化，时间范围从大约425-595秒，振幅高达0.7%，在周期和振幅上与观察到的典型鲸鱼座ZZ恒星的变化一致，这表现出由氢部分电离区驱动的非径向g模式脉动。成功地解开GD 518的总质量和核心组成，为研究中等质量恒星演化提供了一个独特的机会，并可能对碳氧核心WD的质量设定上限，这反过来又限制了超新星Ia的祖先系统。
2013-06-17 astro-ph.GA 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
Ne22 distillation and the cooling sequence of the old metal-rich open cluster NGC 6791
本文首次提出自洽包含氖蒸馏效应的CO白矮星演化模型，应用于年老富金属疏散星团NGC 6791，证实氖蒸馏导致数Gyr冷却延迟并使理论光度函数匹配观测。
2024-03-05 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
Nuclear Thermometers for Classical Novae
经典新星是发生在双星系统中的恒星爆炸，由一颗白矮星和一颗主序星伴星组成。大质量白矮星表面的热核逃逸，由氧和氖组成，据信达到数亿开尔文的峰值温度。这些温度与下面的白矮星质量密切相关。这种模型的观测对应物可能与在其壳层中显示出强烈的氖谱线的爆发（氖新星）有关。这项工作的目标是调查如何有用的元素丰度是约束在这些爆发期间达到的峰值温度，并确定如何强大的“新星温度计”相对于不确定的核物理输入。我们提出了更新的观测丰度在氖新星，并进行了一系列的流体动力学模拟几个白矮星群众。我们发现，最有用的温度计，N/O，N/Al，O/S，S/Al，O/Na，Na/Al，O/P，和P/Al，是那些最陡峭的单调依赖于峰值温度。这些温度计的灵敏度热核反应速率的变化进行了探讨，使用后处理核合成模拟。N/O、N/Al、O/Na和Na/Al比值是稳健的，这意味着它们受不确定速率的影响最小。然而，它们对峰值温度的依赖性相对较弱。O/S、S/Al、O/P和P/Al的比值显示出强烈的温度依赖性和知之甚少的30 P（p，g）31 S速率。我们将我们的模型预测与氖新星观测结果进行了比较，并获得了以下基本白矮星质量的估计：1.34-1.35太阳质量（V838 Her），1.18-1.21太阳质量（V382 Vel），<1.3太阳质量（V693 CrA），<1.2太阳质量（LMC 1990#1）和<1.2太阳质量（QU Vul）。
2012-11-20 astro-ph.SR
The "double final fate" of super-AGB stars and its possible consequences for some astrophysical issues
超级AGB星的演化可以是氧合的白矮星，也可以是电子捕获的超新星。我们讨论了这种“双重最终命运”的存在在自富集的球状星团和在核合成过程中的s-核的可能后果。
2009-02-05 astro-ph.SR
Carbon-oxygen ultra-massive white dwarfs in general relativity
本研究利用LPCODE和LP-PUL代码，首次计算了考虑广义相对论效应的1.29倍太阳质量以上碳氧超大质量白矮星演化序列与脉动特性，得出1.382倍太阳质量为引力不稳定极限，明确广义相对论对大质量白矮星研究的必要性。
2023-06-08 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Discovery of an Exceptionally Strong $β$-Decay Transition of $^{20}$F and Implications for the Fate of Intermediate-Mass Stars
在7-11个太阳质量之间的恒星中，有相当一部分被认为会成为超新星，但爆炸机制尚不清楚。答案主要取决于在氧氖星核简并的$^{20}$ Ne上电子的捕获率。然而，由于$^{20}$ Ne和$^{20}$ F的基态之间的跃迁的未知强度，以前不可能完全约束该速率。通过测量过渡，我们已经确定，它的强度是非常大的，并提高了几个数量级的捕获率。这对核心的演化有决定性的影响，增加了恒星被热核爆炸（部分）破坏的可能性，而不是坍缩形成中子星。重要的是，我们的测量解决了简并氧氖恒星核心最终演化中最后剩余的核物理不确定性，使未来的研究能够解决对流的关键作用，目前对此知之甚少。
2019-11-02 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
An unusual white dwarf star may be a surviving remnant of a subluminous Type Ia supernova
亚发光的Ia型超新星，如Iax型超新星SN 2002 cx，有多种模型描述，如吸积碳氧白矮星的爆炸失败和部分爆燃，或吸积碳氧氖混合核的爆炸。这些模型预测，根据一些模拟，结合残留物以高的反冲速度幸存下来。我们报告发现了一颗高自行、低质量的白矮星（LP 40-365），它的运动速度大于银河系的逃逸速度，其奇特的大气层主要由中等质量的元素组成。强有力的证据表明，这个部分燃烧的残骸是在一次次亚发光的Ia型超新星事件后喷出的。这支持了单简并超新星祖先的生存能力。
2017-08-18 astro-ph.SR
Mass retention efficiencies of He accretion onto carbon-oxygen white dwarfs and type Ia supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）在研究宇宙学和星系化学演化中起着至关重要的作用。它们被认为是碳氧白矮星（CO WD）的热核爆炸，当它们的质量达到双星系统中的克拉塞卡质量极限时。以前的研究表明He novae可能是SNe Ia的祖先候选者。然而，氦新星爆发期间的质量保持效率仍然是不确定的。在这篇文章中，我们的目的是研究质量保留效率的He新星爆发，并调查是否可以通过He新星爆发产生Ia超新星。利用恒星演化程序Modules for Experiments in Stellar Astrophysics，模拟了一系列初始WD质量为0.7 ~ 1.35 Msun，吸积速率不同的多周期He层闪光。得到了不同初始WD质量下He新星爆发的质量保持效率，可用于双星总体合成研究。在我们的模拟中，He新星爆发可以增加WD的质量到Ekrasekar质量极限，并且可以在WD的中心触发爆炸性碳燃烧;这表明He新星爆发可以产生Ia超新星。同时，本工作中的质量保留效率低于以前的研究，这导致通过WD + He星通道的SNe Ia出生率较低。此外，我们还得到了爆炸碳燃烧瞬间的元素丰度分布，可以作为Ia超新星爆炸模型研究的初始输入参数。
2017-08-25 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 pulsational properties of ultra-massive DB white dwarfs with carbon-oxygen cores coming from single-star evolution
超大质量的白矮星与它们作为Ia型超新星祖先的角色、渐近巨分支阶段的物理过程、高磁场白矮星的存在以及双白矮星合并的发生有关。一些富含氢的超大质量白矮星是脉动恒星，因此，它们提供了通过星震学研究其内部的可能性。另一方面，如果发现了脉动的富氢超大质量白矮星，它们可能会成为更有吸引力的天体，因为它们应该比脉动的富氢白矮星更热，结晶程度更低，这将为探测它们的深层内部铺平道路。我们探讨了超大质量富氦白矮星的脉动性质，这些白矮星具有碳-氧和氧-氖核，是由单个恒星演化产生的。我们的目标是提供一个理论基础，最终可以帮助辨别超大质量白矮星的核心组成和他们的形成通过asteroseismology的情况下，预计未来可能在这类恒星的脉动检测。我们发现，考虑到白矮星模型来自三个场景考虑的特点是不同的核心化学配置文件，其脉动特性也是不同的，从而导致在周期间隔和模式捕获属性的独特签名。我们的研究结果表明，如果最终探测到脉动的超大质量富氦白矮星，就有可能获得加密在这些恒星核心中的有价值的信息，这些信息与这些奇异物体的起源有关。通过正在进行的太空任务收集的观测，这些恒星中的脉动检测有很多机会很快实现。
2020-12-20 astro-ph.SR
Structure and evolution of ultra-massive white dwarfs in general relativity
我们提出了第一套恒定的静止质量的超大质量氧/氖白矮星冷却轨道的质量大于1.29 Msun，充分考虑到广义相对论的影响，其结构和演化特性。我们用LaPlata恒星演化程序LPCODE计算了1.29、1.31、1.33、1.35和1.369 Msun的白矮星的完整演化序列。为了这项工作，恒星结构和演化的标准方程已经被修改，以包括广义相对论的全部影响。为了便于比较，除了牛顿情况外，计算了相同的序列。根据我们的计算，质量最大的白矮星的演化特性受到广义相对论效应的强烈影响。特别是，在广义相对论的情况下，得到的恒星半径明显更小，比牛顿处理更大质量恒星的预测小25%。我们发现质量大于1.369 Msun的氧/氖白矮星相对于广义相对论效应变得引力不稳定。当核心化学分布由于相分离结晶被认为是，这种不稳定性发生在稍低的恒星质量，大于1.36 Msun。此外，大部分质量白矮星序列的冷却时间比演化高级阶段的牛顿情形小约两倍。最后，一个白矮星的样本已经被确定为测试这些广义相对论效应的理想候选者。我们的结论是，广义相对论的影响，应考虑到最大质量的白矮星的结构和演化特性的准确评估。
2022-08-30 astro-ph.SR gr-qc
