A unified theory of cataclysmic variables from self-consistent numerical simulations
富含氢的包层由白矮星从它们的红矮星同伴中吸积而成，导致热核失控，这是经典的新星爆发，峰值可达100万太阳光度。事实上，所有的新星祖先都是新星双星，在爆发之前和之后，都表现出向白矮星的高质量转移率。这是一个谜，双星无法区分从novalikes，但具有低得多的质量转移率，并导致矮新星爆发，共存于相同的轨道周期。围绕着几颗矮新星的新星壳表明，至少有一些新星在连续的新星爆发之间变成矮新星，尽管对质量转移速率变化的机制和时间尺度知之甚少。在这里，我们报告模拟的multiGyr演化的新星，自相一致的模型每一个爆发的热核失控，质量和角动量损失，反馈由于辐射和可变的质量转移，轨道大小和周期的变化。模拟再现了观测到的大范围的质量转移率在一个给定的轨道周期，与大的周期性变化的白矮星，红矮星双星出现在千年到百万年的时间尺度。他们还证明了深度冬眠，（长时间完全停止质量转移），只发生在短周期的双星;最初非常不同的双星收敛成为几乎相同的系统;虽然几乎所有的prenovae应该是novalike双星，矮新星也应该偶尔被观察到产生新星;而当它们的红矮星同伴被吞噬时，白矮星的质量只会略微减少。
2020-01-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Combustion in thermonuclear supernova explosions
Ia型超新星与白矮星的热核爆炸有关。燃烧过程在核反应中转化物质，释放出爆炸恒星所需的能量。与此同时，它们产生放射性物质，为辐射提供动力，并引起可观测物质的形成。因此，燃烧过程的物理机制，在这里审查，是理解这些天体物理事件的关键。理论建立了两种不同的燃烧前沿传播模式：亚音速爆燃和超音速爆震。两者都被认为在热核超新星中起着重要作用。讨论了爆燃和爆轰的物理本质和理论模型，并给出了数值实现。由于这些现象涉及的空间尺度范围很广，因此出现了一个特别的挑战。燃烧波及其与流体流动和不稳定性的相互作用都不能在模拟中直接解决。大量的建模工作需要一致地捕捉这样的效果和相应的技术进行了详细讨论。它们构成了现代热核超新星爆炸多维流体动力学模拟的基础。简要地提到了热核超新星爆炸中的爆燃转爆轰问题。
2017-03-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nuclear Mixing Meters for Classical Novae
经典新星是由质量转移事件从一个主序星到一个白矮星通过洛希叶溢出。这些物质在白矮星周围形成了一个吸积盘。最终，在电子简并条件下，一小部分这种物质会螺旋进入并堆积在白矮星表面。随后发生的热核失控达到数百兆开尔文，并爆炸性地将物质蒸发到星际介质中。精确的峰值温度强烈地依赖于潜在的白矮星质量，吸积质量和金属丰度，以及初始的白矮星光度。对这些经典新星事件中元素丰度富集的观测表明，喷出的物质不仅包括来自主序星伙伴的经过处理的太阳物质，而且还包括来自底层白矮星外层的物质。这表明白矮星和吸积物质在热核逃逸之前混合。这种混合发生的过程需要进一步研究才能理解。在这项工作中，我们分析元素丰度喷射从流体动力学新星模型中寻找元素丰度比是有用的指标的混合总量。我们确定的丰度比$Σ$ CNO/H，Ne/H，Mg/H，Al/H，和Si/H作为有用的混合仪表在一个新星。热核反应速率的不确定性的混合米的影响进行了研究，使用Monte Carlo后处理网络计算与流体动力学模型计算的所有质量区的温度-密度演化。我们发现，目前的不确定性，在$^{30}$ P（$p$，$γ$）$^{31}$ S率的影响Si/H丰度比，但总体上这里发现的混合计是强大的对核物理的不确定性。我们的结果与观测的ONe新星的比较提供了强有力的约束经典新星模型。
2013-11-12 astro-ph.SR
The Extremes of Thermonuclear Supernovae
宇宙中的大多数热核爆炸似乎都是以一种相当标准化的方式进行的，比如双星系统中的碳氧（CO）白矮星爆炸，导致“正常”的Ia型超新星（SNe Ia）。然而，多年来，已经发现了许多偏离正常Ia超新星观测性质的天体，它们需要不同的、甚至更极端的祖先系统。虽然自20世纪90年代初以来，“传统”类的奇特SNe Ia -发光的“91 T样”和暗淡的“91 BG样”物体-已经被发现，但其他类别的更不寻常的瞬变直到20年后才被确定，这是由于新的宽场SN调查的出现，如Palomar Transient Factory。这些包括微弱但缓慢下降的'02 es-like' SNe，'富钙'瞬变存在于经典新星和超新星之间的光度差距，非常短暂，快速下降的瞬变，以及非常明亮的所谓的'super-Ehrasekhar' SNe Ia。并不是所有的爆炸都必然是热核爆炸，但是有很好的论据支持它们中的大多数起源于热核爆炸。本章的目的是提供一个潜在的热核瞬变动物园的概述，审查其观测特性，并讨论可能的爆炸场景。
2017-03-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Inter-Eruption Timescale of Classical Novae from Expansion of the Z Camelopardalis Shell
矮新星Z Camelopardalis被已知最大的经典新星壳所包围。这个壳层表明，至少有一些矮新星在过去一定经历过经典新星爆发，并且至少有一些经典新星在其新星热核爆发很久之后成为矮新星。目前的壳层大小，已知的距离，以及观测到的最大新星喷射速度，都将Z Cam上次爆发的时间设定为220年的下限。Z Cam外壳半径的最亮部分目前为p ~ 1690像素。喷出物最亮部分的半径没有扩大，上限为pdot < 1像素/3年。这表明最后一次Z Cam喷发发生在5,000年前。然而，包括减速的重要影响，因为喷出物在雪犁阶段扫过星际物质，将下限降低到1300年。这是对经典新星爆发间隔时间大于1000年的新星热核逃逸理论预言的首次有力检验。中国古代占星家在公元前77年10月至11月记录的一个有趣的建议，即Z Cam是一颗明亮的新星，与我们的测量结果一致。如果Z Cam确实是公元前77年的新星，我们预测它的喷出物目前正在以85 km/s或0.11 arcsec/yr的速度膨胀。检测和测量这种扩张率在短短几年内就可以实现。
2012-05-16 astro-ph.SR
Hydrodynamic Studies of the Evolution of Recurrent, Symbiotic, and Dwarf Novae: The White Dwarf Components are Growing in Mass
共生双星是包含白矮星和红巨星的系统。共生新星是那些在WD成分上发生热核爆发的系统。这些都是区别于事件驱动的吸积盘不稳定性类似的矮新星爆发的灾难性的变量爆发。另一类共生系统是WD非常明亮的系统，看起来很可能是静止的核燃烧正在增生的WD上进行。一个基本问题是WD的长期演变。在这些吸积系统中的重复爆发或静止燃烧是否会导致WD增加或减少质量？如果它的质量不断增加，它最终会达到克拉塞卡极限并成为超新星（如果它能隐藏系统中的氢和氦，那么它就是超新星Ia）吗？为了更好地理解这些系统，我们已经开始了一个新的研究热核失控（TNR）的演化在吸积信封的WD使用各种初始WD的质量，光度和质量吸积率。我们使用我们的1-D水力代码NOVA，其中包括Arnett、Meakin和Young的新对流算法、Hix和Thielemann核反应求解器、Iliadis反应速率库、Timmes状态方程和OPAL不透明度。我们假设太阳的组成（Lodders丰度分布），不允许任何混合的吸积材料与核心材料。这个假设对我们的结果有很大的影响。我们在这里报告：（1）WD在所有模拟中的质量都在增长，因此不会发生典型的“稳定燃烧”;（2）在某些（但不是所有）模拟中，只有一小部分吸积物质被喷射出来。我们还发现，吸积系统，热核失控之前，是太冷，在X射线搜索超新星Ia的祖先。
2012-11-26 astro-ph.SR
Comprehensive models of novae at metallicity $Z = 0.02$ and $Z = 10^{-4}$
新星是热核逃逸在吸积白矮星表面的观测表现。虽然新星是一种普遍存在的现象，但它们在低金属丰度下的性质还没有得到很好的理解。使用公开的恒星演化代码模块恒星天体物理学实验（MESA），我们模型的吸积碳氧WD的演变，并考虑模型吸积物质的金属丰度Z=0.02或$10^{-4}$。我们认为这两个模型没有混合和富含CO元素的物质，假设混合发生在吸积过程中（混合分数为0.25）。我们目前和对比的点火质量，喷出的质量，复发期和新星的最大光度为不同的WD质量和吸积率为这些金属丰度和混合的情况下。我们发现Z = 0.02的模型的点火质量和重现周期比低Z的模型小，而喷出的质量和最大光度较大。新星爆发期间的保留效率随着金属丰度的增加而降低。在我们的实现中，包括混合在H/He接口减少吸积质量，喷射质量和复发周期相比，无混合的情况下，而最大光度变得更大。保留效率显著降低，在我们的大多数模型中变为负值。为了便于使用，我们提供了一个表格总结我们的结果。
2019-09-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Mixing fraction in classical novae
上下文经典新星是由吸积的白矮星（WD）表面发生的热核失控提供动力的。在观测中，已经检测到新星喷出物中重元素的富集，表明在新星爆发之前，吸积物质与来自下伏WD外层的物质之间存在混合过程。然而，在经典新星的混合分数仍然是不确定的。目标。本文的目的是调查一些元素的丰度比在新星爆发，可用于估计WD混合分数在经典新星。方法.利用恒星演化程序MESA（Modules for Experiments in Stellar Astrophysics），考虑不同的WD混合分数，模拟了一系列的新星爆发过程，初始CO WD质量范围为$0.7-1.0\,M_\odot$.结果我们确定了四种元素丰度比（即$\rm (H+He)/\sum CNO$、$\rm (H+He)/Ne$、$\rm \sum CNO/Mg,$和$\rm \sum CNO/Si$）满足确定WD混合分数的条件，其中$\rm (H+He)/\sum CNO$是最合适的混合计。我们还估计了一些典型的经典新星的WD混合分数。此外，我们发现，更高的金属丰度（即更高的WD混合分数）优先伴随着较长的$t_{\rm 2}$（下降的时间从峰值光度的两个幅度）在新星爆发。我们的结果可以用来约束经典新星的混合过程。
2022-02-16 astro-ph.HE 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
Novae II. Model, multi-band outburst, bipolar ejecta, accretion disk, relativistic electrons, etc
新星的研究是继续和一个自洽的更新的物理模型，经典/复发新星来自多波长的观测。特别是，对新星的观测支持了爆发喷出物中光学连续发射的起源，喷出物中基于质量的分离和团块形成，猎户座的起源，团块中的弥散增强线和尘埃，在扫掠物质中迅速形成Fe II线，爆炸将电子激发到相对论速度，并在吸积的白矮星周围存在一个大的冷包层，安静热核能量的快速转移应该是绝热的，它使覆盖层中的所有粒子都能激发和蒸发。我们的研究得到了以下与新星和其他天体物理系统有关的结论：（1）电子在爆炸中与较重的原子和离子一起被瞬间激发到相对论速度。不需要调用弹射后冲击加速。(2)不可压缩球形吸积物体的旋转导致了一个与纬度相关的势，使得吸积速率在两极最大，在赤道最小。这将形成一个扁长形的信封。该包层的高能排出将导致双极喷出物/流出物。这样的外流不能从非旋转的球形物体中喷出。(3)旋转吸积物体的吸积率随纬度而变化，这也将导致物体外部的非极区的下落物质积累，从而形成一个吸积盘。入射物质的角动量在吸积盘的形成过程中不起作用。吸积盘不能在非旋转物体周围形成。
2017-09-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Effect of Enriched Accreted Matter on the Development of Novae
众所周知，新星爆发的发展取决于白矮星（WD）的质量和它从施主那里吸积质量的速度。这一领域的进展之一是认识到新星爆发的发生取决于包层中重元素的存在，而这些元素的浓度高度依赖于分配给吸积的时间。这导致许多喷发特征与喷出物质中重元素的质量分数相关，然而，吸积物质总是被认为是太阳金属丰度。在这里，我们探讨了整个范围内的吸积率到一个1.25 $M_\odot$ WD的两种情况下，高度富集的吸积材料，并发现富集有一定的功能，高吸积率的影响，而富集低吸积率的影响可以忽略不计。我们进一步发现，热核失控的点火，这是已知的依赖于临界质量的积累，实际上是依赖于积累的临界量的重元素。
2022-02-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nucleosynthesis in Type Ia Supernovae, Classical Novae, and Type I X-Ray Bursts. A Primer on Stellar Explosions
Universitat Politècnica de Catalunya（加泰罗尼亚理工大学）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya（加泰罗尼亚空间研究所）
本文综述了Ia型超新星、经典新星和I型X射线暴的核合成过程，结合多学科方法探讨恒星爆炸中的元素生成机制。
2026-01-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Novae -The study of the reactive flow
天体物理学界有一个广泛的共识，即观察到的经典新星爆发的机制是表面热核失控。我们开始这个简短的审查与主要的观测事实，导致热核失控的理论模型，发生在吸积富氢的信封放在一个冷的退化核心的白矮星。根据该理论，在逃逸前几天到几周，吸积的包层变得不稳定。在失控本身的极端阶段，当燃烧效率最高时，包层完全对流。因此，在这种极端条件下处理的元素被提升到恒星的最外层区域。在爆发期间，包层的相当一部分被喷射出来。流体动力学不稳定性和爆炸性氢燃烧的复杂组合，靠近恒星表面，为我们提供了一个独特的机会来研究这种复杂的反应流。核心质量、核心温度和吸积速率的范围导致了燃烧温度和密度的整个范围。以下的“标准”的情况下，我们的描述，然后集中在罕见的，但仍然有可能，部分相关的参数空间，在传统的CNO循环的“突破”可能会发生，并导致重元素富集模式所造成的突破燃烧。我们结束我们的审查与新星理论家今天面临的主要挑战，特别强调与核合成问题有关的问题。
2011-07-08 astro-ph.SR
A search for cool molecular gas in GK Persei and other classical novae
探测经典新星遗迹的分子线发射有可能揭示喷出物成分的信息，特别是它可以提供热核失控处理的物质中的准确同位素比率。我们对100多个经典新星进行了搜索，使用单碟望远镜和毫米和亚毫米波长的干涉阵列，在CO或HCN分子的发射线。调查表明，经典新星，年轻或年老，都不是亚毫米和毫米波长分子发射的强源。此外，我们绘制了新星英仙座1901（GK Per）周围的CO排放，早些时候声称是拱星起源。我们的测量表明，所观察到的发射是从星际介质。虽然在经典新星中没有发现毫米和亚毫米波长的分子发射，但仍然有可能用ALMA等高灵敏度干涉仪检测到一些。
2022-01-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modeling subgrid combustion processes in simulations of thermonuclear supernovae
Ia型超新星被认为是由碳氧白矮星恒星残骸的热核燃烧产生的。然而，导致观测到超新星的详细爆炸场景和恒星进化起源场景（或多个场景）仍然相当不确定。对所提出的设想的主要检验之一是与例如从超新星光谱推断出的爆炸产物进行比较。进行这种比较需要通过模拟所提出的方案来计算燃烧动力学和产物。在这里，我们讨论了两个具体的爆炸方案，爆燃-爆轰过渡和氦壳双爆轰，考虑到这两个例子，我们继续讨论在这些爆炸中发生的燃烧的计算建模的挑战。亚音速和超音速传播的反应前沿进行了讨论，分别称为爆燃和爆轰。燃烧的几个主要阶段发生在长度和时间尺度上，这些尺度比爆炸模拟中的尺度小许多数量级。试图捕捉这种次网格行为的模型和这些模型的验证进行了简要讨论。
2019-08-16 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
The $^{7}$Be II Resonance Lines in Two Classical Novae V5668 Sgr and V2944 Oph
我们报告了在两颗经典新星-V5668 Sgr（Nova Sagittarii 2015 No.2）和V2944 Oph（Nova Ophiuchi 2015）爆发后光谱中发现的蓝移吸收线系统中单电离$^{7}$ Be的共振线的光谱观测。不稳定同位素$^{7}$ Be应该是在这些新星和衰变的热核失控（TNR）过程中产生的，并在短时间内形成$^{7}$ Li（半衰期为53.22天）。$^{7}$ Be的发现是Tajitsu等人（2015）在V339 Del中发现的第一例病例之后的第二例和第三例。两颗新星的蓝移吸收线系统都明显地分为两个速度分量，这两个分量都含有$^{7}$ Be。这意味着在两个速度分量中的吸收气体由TNR的产物组成。我们估计的数额$^{7}$被生产的爆发过程中的两个新星，并得出结论，显着的$^{7}$李应该已经创建。这些发现有力地表明，通过反应$^{3}$ He（$α$，$γ$）$^{7}$ Be爆炸性地产生$^{7}$ Li，随后衰变为$^{7}$ Li的过程经常发生在经典新星中，并有助于银河系Li富集的过程。
2016-01-20 astro-ph.SR
A Triple Star Origin For T Pyx and Other Short-Period Recurrent Novae
周期性新星是一种恒星系统，其中一颗巨大的白矮星以如此高的速度吸积物质，以至于每1 - 100年经历一次热核逃逸。它们是唯一一种白矮星可以在质量上增长的新星，使得其中一些系统成为Ia型超新星祖先的候选者。几乎所有已知的周期新星都是长周期（P_orb > 12小时）双星系统，其中所需的质量供应率可以由演化的（亚）巨施主星提供。然而，至少有两颗复发新星是短周期（P_orb < 3小时）双星，其中质量转移通常由引力辐射驱动，其速率比所需的小3-4个数量级。在这里，我们表明，这个类的原型- T Pyxeurs-有一个遥远的自行同伴，因此可能是从一个分层的三星系统演变而来。三重演化可以自然地产生奇异的紧凑的二进制作为三体动力学的结果，无论是通过Kozai-Lidov偏心周期的动态稳定系统或通过质量损失引起的动力学不稳定性。通过数值进化的三重祖物理合理的参数向前的时间，我们明确地表明，内部的二进制可以变得如此偏心，质量转移被触发在近星点，驱动次级的热平衡。我们认为，短周期的经常性新星可能通过这种极端的状态，解释他们偏离标准的二进制演化轨道。
2022-04-29 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Irradiation-Driven Formation of Supersoft X-ray Sources Following Classical Novae
Henan Normal University（河南师范大学）；Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；Key Laboratory for the Structure and Evolution of Celestial Objects, Chinese Academy of Sciences（中国科学院天体结构与演化重点实验室）；International Centre of Supernovae, Yunnan Key Laboratory（云南省超新星国际研究中心）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Nanjing University（南京大学）
通过经典新星爆发后的辐射反馈机制，解释了短周期超软X射线源的形成及重复新星的起源。
2025-12-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Synthesis of C-rich dust in CO nova ourbursts
上下文经典新星是发生在恒星双星系统中的吸积白矮星包层中的热核爆炸。转移到白矮星上的物质在简并条件下堆积起来，导致热核失控。在这些爆发中，大约有10-7 - 10-3 Msun，富含CNO，有时还有其他中等质量的元素（例如，Ne、Na、Mg或Al（对于一颗新星）被喷射到星际介质中。从光谱上推断出的新星喷出物中大量的金属物质表明，从次级恒星转移来的（类似太阳的）物质与下面的白矮星的最外层混合在一起。目标。到目前为止，大多数新星爆发的理论模型都产生了以O > C为特征的流出物，原则上只有氧化的冷凝物（例如富O颗粒）。方法.为了具体解决CO新星是否真的可以产生富碳尘埃，六种不同的流体动力学新星模型已经发展，从吸积到膨胀和喷射阶段，具有不同的选择与太阳一样的吸积材料混合的衬底的组成。更新的化学配置文件内的H-耗尽核心已被使用，恒星演化计算的基础上，通过H和He燃烧阶段的祖8 Msun。结果我们表明，这些配置文件导致富C喷出物后，新星爆发。这扩大了新星对陨石中发现的太阳前颗粒清单的可能贡献，特别是在一些碳质相（即，纳米金刚石、碳化硅和石墨）。
2016-06-17 astro-ph.SR
Classical Novae Masquerading as Dwarf Novae? Outburst Properties of Cataclysmic Variables with ASAS-SN
超新星全天空自动巡天（ASAS-SN）前所未有的天空覆盖范围和观测节奏导致了对银河瞬变的大样本的发现和持续监测。其中绝大多数是在激变变星系统中由吸积驱动的矮新星爆发，但也有一小部分是由热核驱动的经典新星。尽管ASAS-SN和其他调查改进了对银河系新星的监测，但观测到的银河系新星率仍然低于预测。经典新星可能被忽略的一种方式是，如果它们与数量更多的矮新星相混淆。在这里，我们研究了1617矮新星爆发ASAS-SN检测到的属性，并将它们与经典新星进行比较。我们发现，平均经典新星增亮约11个星等，而平均矮新星增亮仅约5个星等，爆发振幅分布重叠约15%。首次，我们表明，爆发的幅度和时间从最大值下降了两个量级正相关的矮新星爆发。对于经典新星，我们发现，这些数量是负相关的，但只有弱，相比，这些数量的强反相关性在以前的一些工作中发现。我们表明，即使位于很大的距离，只有少数假定的矮新星可能被错误分类的经典新星，这表明这些人口之间的混淆是最小的。未来对这些候选者的光谱跟踪可以显示是否有任何确实是经典新星。
2021-01-28 astro-ph.SR
Three-dimensional simulations of turbulent convective mixing in ONe and CO classical nova explosions
经典新星是发生在双星系统中的吸积白矮星的包层中的热核爆炸。这些物质在简并条件下堆积起来，导致热核失控。在包层运行的一系列核过程释放的能量将材料加热到大约100 - 400 MK的峰值温度。在这些事件中，大约10-3 - 10-7 Msun，富集CNO，有时，其他中等质量的元素（例如，Ne，Na，Mg，Al）被喷射到星际介质中。为了解释经典新星的总体观测性质（特别是，在喷出物中光谱推断出的大量金属），模型需要混合从次级和底层白矮星的最外层（富含CO或ONe）转移的（类太阳）物质。最近的多维模拟表明，开尔文-亥姆霍兹不稳定性可以自然地产生自富集的吸积包层的物质从下面的白矮星在符合观测的水平。然而，这种机制的可行性已经在CO白矮星的框架下进行了探索，而与不同衬底的混合仍然需要适当解决。在新星爆发的核心-信封界面的混合的三维模拟已经进行了多维代码FLASH，两种类型的基板：CO和ONe丰富。我们表明，与富含CO的基质相比，富含ONe的基质的存在，如在“氖新星”中，在喷出物中产生更大的金属丰度增强（即，非氖新星）。这种3-D模拟的许多要求和约束（例如，最小分辨率、计算域的大小）也被概述。
2016-06-28 astro-ph.SR
Direct measurements of 22Na(p,g)23Mg resonances and consequences for 22Na production in classical novae
放射性核素22 Na是一种潜在的天文观测，预计在经典新星中产生的数量取决于22 Na（p，g）23 Mg反应的热核速率。我们用放射性~（22）Na靶直接、绝对地测量了低能~（22）Na（p，g）~（23）Mg共振的强度。我们发现在E_p = 213，288，454和610 keV的共振强度比以前的测量高出2.4至3.2倍，我们排除了在E_p = 198，209和232 keV的共振对速率的重要贡献。22钠丰度预计在喷出物的经典新星减少了一个因素的~ 2。
2010-09-24 astro-ph.SR nucl-ex
AT Cnc: A Second Dwarf Nova with a Classical Nova Shell
我们正在系统地调查所有已知的和怀疑的Z凸轮型矮新星的经典新星壳。这次调查的动机是发现了已知最大的经典新星壳，它围绕着原型矮新星Z Camelopardalis。Z Cam壳层表明，至少有一些矮新星在过去一定经历过经典新星爆发，并且至少有一些经典新星在其新星热核爆发后很久才成为矮新星，这与激变双星的冬眠情景一致。在这里，我们报告检测到一个破碎的“壳”，3弧分直径，周围的矮新星在巨蟹座。这第二个发现表明，围绕Z Cam型矮新星的新星壳不可能非常罕见。壳的几何形状是暗示的双极，锥形喷射看到近pole-on.A光谱的最明亮的AT Cnc壳结是类似的喷出物的经典新星GK Per，和Z凸轮，占主导地位的[NII]发射。Galex FUV图像显示了一个类似大小的FUV发射壳。我们确定了一颗距离AT Cnc 460 pc的新星，其喷出物质量的上限约为5 x 10^{-5} Msun，这是典型的经典新星。
2012-08-06 astro-ph.SR
Hydrodynamic Simulations of Classical Novae; CO and ONe White Dwarfs are Supernova Ia Progenitors
激变变星（CV）和共生双星是接近（或不那么接近）的双星系统，其中包含一颗白矮星（WD）主星和一颗较大的较冷的次级星，通常充满其洛希叶。较冷的恒星通过双星的内拉格朗日点失去质量，其中一部分物质被WD吸积。在这里，我们报告我们的热核失控（TNR）的吸积材料，在一个经典的新星爆炸结束的流体动力学研究。我们跟踪了碳-氧（CO）和氧-氖（ONe）WD上TNR的演变。我们在本文中报告了3项研究。首先，我们使用NOVA（我们的1-D，完全隐式，Hydro代码）仅吸积太阳物质的模拟。其次，我们使用MESA进行类似的研究，其中我们只吸积太阳物质，并比较结果。第三，我们吸积太阳物质，直到TNR正在进行，然后将吸积层中的成分切换为混合成分：25% WD和75%太阳物质或50% WD和50%太阳物质。我们发现，吸积材料的量是成反比的初始12 C丰度（如预期）。因此，吸积太阳物质会导致更大量的吸积物质来为爆发提供燃料;比早期研究中从模拟开始就假设混合成分的情况要大得多。我们最重要的结果是，所有这些模拟喷射显着小于吸积的质量，因此，WD是越来越多的质量向Ehrasekhar极限。
2020-06-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evaluating Systematic Dependencies of Type Ia Supernovae
Ia型超新星是明亮的恒星爆炸，被认为发生在热核失控消耗了大约太阳质量的简并恒星物质时。这些事件产生和传播铁峰元素，其光变曲线的性质允许标准化和随后用作宇宙学距离指标。然而，这些事件的爆发机制仍然只是部分了解。许多模型都认为，爆炸始于一颗白矮星的中心附近产生的爆燃，这颗白矮星从一颗恒星的伴星那里获得了质量。为了与观测结果相匹配，这种单简并场景的模型通常会调用（亚音速）爆燃到（超音速）爆炸的后续过渡，从而迅速消耗恒星。我们提出了一个调查假设这种范式的热核超新星的系统学。我们利用一个统计框架，这些事件的随机初始条件的二维模拟的对照研究。我们调查的组合物和热历史的祖上的放射性产量的影响，从而亮度，事件。我们的研究结果提供了一个解释的一些观察到的平均亮度与宿主星系的属性的趋势。
2010-11-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
MESA and NuGrid simulations of classical novae: CO and ONe nova nucleosynthesis
经典新星是由CO或ONe白矮星吸积的氢的热核闪光的结果，最终导致表面层的动态喷射。这些都是观测已知的富含重元素，如C，O和Ne，必须起源于氢闪对流区以下的层。在我们以前的工作的基础上，我们现在提出恒星演化模拟的ONe新星，并提供了一个全面的比较，我们的模型与出版的。我们的一些模型包括指数对流边界混合，以解释所观察到的富集的新星喷出物，即使吸积的材料有太阳丰度分布。我们的模型产生的最大温度演化曲线和核合成产量与模型，产生丰富的喷出物，假设吸积材料是预混合的。我们证实了我们以前报道的结果，即一颗新星。我们发现，$^3$ He可以在冷的（$T_{\rm WD} < 10^7$ K）CO WDs以慢速率（$\dot{M} < 10^{-10}\,M_\odot/\mbox{yr}$）吸积的太阳成分包层中{ \it in situ}产生，在这种情况下，对流是由新星爆发前的$^3$ He燃烧触发的。此外，我们现在发现，太阳成分包层中$^3$ He的产生和破坏之间的相互作用以中等速率吸积，例如，$\dot{M} = 10^{-10}\,M_\odot/\mbox{yr}$，通过具有相对高的初始中心温度的$1.15\,M_\odot$ ONe WD，例如，$T_{\rm WD} = 15\times 10^6$ K，导致形成一个厚的辐射缓冲区，从WD表面分离的对流信封的底部。（节录）
2014-05-20 astro-ph.SR
Mixing in classical novae: a 2-D sensitivity study
经典新星是发生在恒星双星系统中的爆炸现象。它们是由低质量主序星向白矮星的质量转移提供动力的。这些物质在简并条件和热核失控的情况下堆积起来。在包层中运行的一系列核过程释放的能量将材料加热到~（1 - 4）\times 108 K的峰值温度。在这些事件中，大约10-4 - 10-5 M的\odot，富含CNO和其他中等质量的元素，被喷射到星际介质中。为了解释经典新星的总体观测特性（特别是，喷出物中的金属丰度高于太阳值），数值模型假设从伴星转移的（类太阳）物质与底层白矮星的最外层（富含CO或ONe）之间存在混合。在核心-包层界面上运作的混合机制的本质已经困扰了恒星模型研究者大约40年。在这里，我们调查的开尔文-亥姆霍兹不稳定性的作用，作为一个自然的机制与核心材料的吸积信封的自我富集。通过FLASH多维代码验证了该机制的可行性。在这里，我们提出了一系列的9个数值模拟在两个维度上进行，旨在测试初始扰动（持续时间，强度，位置和大小），采用的分辨率，或计算域的大小对结果的可能影响。我们表明，结果并不依赖于这些参数的具体选择，表明开尔文-亥姆霍兹不稳定性可以自然地导致自富集的吸积信封与核心材料，在与观测结果一致的水平。
2010-12-15 astro-ph.SR
Uncertainties in the $^{18}$F(p,$α$)$^{15}$O reaction rate in classical novae
上下文直接观测经典新星爆发中喷出的$^{18}$ F衰变产生的伽马射线辐射仍然是核天体物理学界的一个主要焦点。然而，模拟大量的喷射$^{18}$ F，从而预测的可探测距离的伽马射线信号附近511千电子伏发射的这些瞬态热核事件，是阻碍了我们的知识的关键$^{18}$ F（p，$α$）反应速率的显着不确定性。目标。我们分析了用于计算$^{18}$ F（p，$α$）反应速率的最新核物理实验结果的不确定性。我们的目标是确定哪些不确定性对预测的$^{18}$ F从新星中喷出的丰度有最深远的影响，以指导未来的实验工作。方法.我们使用R-矩阵形式计算了大范围的$^{18}$ F（p，$α$）反应速率，使我们能够考虑所有干扰效应。使用选择的16均匀间隔率在整个范围内，我们进行了16个新的流体动力学新星模拟。结果我们进行了迄今为止经典新星中$^{18}$ F（p，$α$）反应影响的最彻底的理论研究之一。$^{18}$ F（p，$α$）速率在新星温度下仍然高度不确定，导致新星爆炸中喷出的$^{18}$ F的预测丰度的不确定性约为10倍。我们还发现，$^{18}$ F的丰度可能与$^{19}$ F的丰度密切相关。结论.尽管许多核物理的不确定性影响$^{18}$ F（p，$α$）的反应速率，这是由1/2 $^+$和3/2 $^+$共振之间的未知干扰信号占主导地位，未来的实验工作应集中在坚定和精确地确定直接…
2021-06-10 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
A Subgrid-scale Model for Deflagration-to-Detonation Transitions in Type Ia Supernova Explosion Simulations - Numerical implementation
正常Ia型超新星（SN Ia）爆炸的一个很有希望的模型是质量为1000亿克拉塞卡的白矮星的延迟爆炸，其中燃烧开始为亚音速爆燃，并在爆炸的后期阶段转变为超音速爆炸。燃烧转爆轰（DDT）的机制尚不清楚，但最近已经确定了必要的条件。在爆炸的多维全明星模拟中，爆轰起始区域不能在空间上分辨。我们开发了一个亚网格尺度（SGS）模型DDTs在热核超新星模拟是符合目前已知的约束。DDT发生的概率是从在火焰附近的网格尺度上测量的湍流速度的分布和满足进一步的物理约束，如燃料分数和燃料密度的分形火焰表面积计算的。DDT判据的实现为延迟爆轰情景下热核超新星爆炸的模拟提供了坚实的基础。它考虑了目前已知的过渡的必要条件，并避免在模型中包含分辨率依赖的量。通过一个三维热核超新星爆炸的数值模拟，验证了DDT判据的有效性。
2013-07-30 astro-ph.SR
From Common Envelope Evolution to Luminous Red Novae I: A One-dimensional Radiation Hydrodynamic Model
Institute for Advanced Study, Tsinghua University（清华大学高等研究院）
该研究通过一维辐射水动力学模拟，探讨了共同包层在穿透阶段的解绑过程，揭示了辐射压力驱动质量抛射、未束缚质量分数的非线性依赖关系以及氢再结合对光变曲线的影响。
2026-02-11 astro-ph.SR
Two-dimensional simulations of mixing in classical novae: the effect of the white dwarf composition and mass
上下文经典新星是发生在恒星双星系统中的爆炸现象。它们的动力来自低质量主序星向白矮星（CO或ONe）的质量转移。物质积累10+4 - 10+5年，直到在简并条件下点燃，导致热核失控。释放的核能产生约0.1 - 0.4 GK的峰值温度。在这些事件中，富含中等质量元素（相对于太阳丰度）的10-7 - 10-3 Msun被喷射到星际介质中。然而，大的金属丰度增强和不均匀分布的化学物种的高分辨率光谱中观察到的喷射新星壳的起源还没有完全理解。目标。最近的多维模拟表明，开尔文-亥姆霍兹不稳定性，在核心包层界面操作，可以自然地产生自富集的吸积包层的物质从底层的白矮星在符合观测的水平。然而，这样的多维模拟已经进行了少量的情况下，和大部分的参数空间仍然是未开发的。方法.在这里，我们调查的疏浚，驱动的开尔文-亥姆霍兹不稳定性，白矮星质量在0.8-1.25 Msun和不同的核心组成（CO丰富和ONe丰富的基板）。我们提出了一套五个数值模拟进行了二维旨在分析可能的影响的白矮星质量（和组成）的金属丰度增强和爆炸特性。结果我们观察到更大的混合（在相同条件下测量时高出约30%），在我们停止模拟的时候，富含ONe的基底比富含CO的基底和更大质量的白矮星有更多的能量爆发。
2018-07-27 astro-ph.SR
Carbon-Oxygen Classical Novae are Galactic $^7$Li Producers as well as Potential Supernova Ia Progenitors
本研究通过一维流体动力学模拟发现，碳氧白矮星上的经典新星爆炸不仅为银河系贡献了大量$^7$Li，且白矮星质量在吸积-爆发循环中不断增长，是超新星Ia的重要前身星通道。
2019-10-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
123-321 Models of Classical Novae
高解析度光谱显示，在新星爆发期间，壳层中有大量的CNO，有时还有其他中等质量的元素，这表明在热核失控期间，从次级恒星转移来的太阳成分物质与底层白矮星的最外层混合。多维模拟表明，开尔文-亥姆霍兹不稳定性提供了来自白矮星最外层的物质的吸积包层的自富集，其水平与观测结果一致。然而，迄今为止使用的大多数多维代码的欧拉和时间明确的性质以及压倒性的计算负荷限制了它们的适用性，并且没有对完整的新星周期进行多维模拟。本文探讨了一种新的方法，结合1-D和3-D模拟。爆炸的早期阶段（即，质量吸积和启动的失控）已计算与1-D流体动力学代码SHIVA。当对流扩展到整个包层时，每个模型的结构被映射到3-D笛卡尔网格中，随后使用多维代码FLASH。两个关键的物理量提取的3-D模拟和随后实施到SHIVA，这是用来完成模拟通过后期的膨胀和喷射阶段：随时间变化的量的质量疏浚从外部白矮星层，和随时间变化的对流速度分布在整个信封。发现了比以前的模型报告的更大质量的包层，这导致了更猛烈的爆发，其特征是更高的峰值温度和更大的喷射质量，金属丰度的增强与观测结果一致。
2019-12-18 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
Millinovae: A New Class of Transient Supersoft X-ray Sources without a Classical Nova Eruption
本研究在麦哲伦云方向发现29颗长时标对称光学增亮的恒星，其中一颗增亮时发射瞬变超软X射线且无经典新星的物质抛射特征，由此提出一类名为millinovae的新型瞬变超软X射线源，其光学光度比普通经典新星暗约千倍。
2024-12-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Three-dimensional simulations of the interaction between the nova ejecta, the accretion disk, and the companion star
上下文经典新星是恒星双星系统中由吸积的白矮星主持的热核爆炸。物质在轻度简并的条件下堆积在白矮星的顶部，导致热核失控。在包层运行的一系列核过程（主要是质子捕获反应和β衰变）释放的能量将材料加热到100至400 MK的峰值温度。在这些事件中，大约10-3 - 10-7 Msun，富集CNO，有时，其他中等质量的元素（例如，Ne，Na，Mg，Al）被喷射到星际介质中。目的。到目前为止，在经典新星爆发的建模中所做的大部分努力都集中在爆炸和喷射的早期阶段，忽略了喷射物的相互作用，首先是与围绕白矮星运行的吸积盘的相互作用，最终是与次级恒星的相互作用。方法.为了填补这一空白，对新星喷出物、吸积盘和恒星伴星之间的相互作用进行了一套三维SPH模拟，旨在测试不同参数（即，喷出物的质量和速度、吸积盘的质量和几何形状）对系统的动力学和化学性质的影响。结果我们讨论了导致吸积盘破裂和质量损失的条件。此外，我们讨论了化学污染的可能性与新星喷出物的影响，其潜在的影响下一个新星周期的恒星次级。
2017-12-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
The panchromatic spectroscopic evolution of the classical CO nova V339 Del (Nova Del 2013) until X-ray turnoff
经典新星是发生在吸积白矮星上的热核失控引发爆炸的产物。V339 Del（Nova Delphinus 2013）是过去一百年来最明亮的经典新星之一。光谱学和光度学可以从$γ$ -射线到红外线，在这些阶段经常不能很好地观察到。完整的数据集的目的是提供一个基准比较与建模和了解更稀疏的监测历史的经典和经常性的新星。本文是关于新星发展的系列报告中的第一篇。我们在这里报告的早期阶段的爆发，通过X射线活跃阶段。在爆发的早期阶段，北欧光学望远镜（NOT）使用FIES同时或同时与哈勃太空望远镜上的太空望远镜成像光谱仪（STIS）获得了光学通量校准的高分辨率光谱的时间序列。这些都补充了MERCATOR/HERMES光谱。在铁幕阶段拍摄的OS和1986的高分辨率IUE紫外光谱用作距离测定的模板。我们使用标准等离子体诊断（例如，[O III]和[N II]线比率，以及H $β$线通量），以约束喷出物的电子密度和温度。使用Monte Carlo模拟的喷出物，我们推导出的结构，填充因子，和质量的光学和紫外线轮廓的比较。
2016-06-06 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
Nova Framework: A New Tool For Modeling of Nova Outbursts and Nucleosynthesis
经典新星是白矮星从其低质量主序星或红巨星双星伴星吸积的富氢物质表面热核爆炸的结果。其喷出物的化学成分分析表明，新星爆发发生在碳-氧（CO）和氧-氖（ONe）WD，并有吸积信封和底层WD之间的跨界混合。我们结合了恒星演化代码MESA和后处理核合成工具的NuGrid到一个框架，允许产生最新的模型的新星爆发和计算详细的核合成发生在CO和ONe WD的新星。在我们的一维数值模拟中的对流边界混合（CBM）是使用一个扩散系数，是指数递减的距离下的对流信封的底部。该MESA CBM处方基于3D流体动力学模拟中的发现，即速度场以及用扩散系数表示的混合在对流边界附近的稳定层中呈指数衰减。该框架还可以使用通常采用的一维新星模型，其中煤层气是通过假设增生信封已预先富集WD的材料来模拟的。在这份初步报告中，我们提出了最有趣的新的结果与CO和ONe新星爆发，已获得与新星框架。
2012-10-29 astro-ph.SR
On mixing at the core-envelope interface during classical nova outbursts
经典的新星是由发生在近距离双星系统中的白矮星组成部分的热核逃逸提供动力的。在这些剧烈的恒星事件中，其能量释放仅超过伽马射线暴和超新星爆炸，大约10-4 10-5 Msun的物质被喷射到星际介质中。由于在爆炸期间达到的最高温度T峰值~（1-4）x10+8 K，喷出物相对于太阳丰度而言富含核处理物质，含有大量的13 C，15 N和17 O以及其他同位素的痕迹。在喷出物中观察到的这些金属增强物的来源并不为人所知，并且困扰了理论家大约40年。在本文中，我们提出了新的2-D模拟混合的核心包络接口。我们表明，开尔文-亥姆霍兹不稳定性可以自然地导致自富集的太阳类吸积信封的物质从底层的白矮星核心的最外层，在与观测结果一致的水平。
2010-04-16 astro-ph.SR
Classical-Nova Contribution to the Milky Way's $^{26}$Al Abundance: Exit Channel of the Key $^{25}$Al($p,γ$)$^{26}$Si Resonance
经典新星被认为是通过产生其前体$^{26}$ Al而对1809 keV的银河系$γ$ -射线辐射做出贡献的，但其产率取决于未测量的$^{25}$ Al（$p,γ$）$^{26}$ Si反应的热核速率.使用$β$衰减的$^{26}$ P填充在这个反应中的关键$J^π=3^+$共振，我们报告的第一个证据，通过一个$1741.6 \pm 0.6 (\textrm{stat}) \pm 0.3 (\textrm{syst})$ keV的主要$γ$射线，其中的不确定性是统计和系统的，分别观察其出口通道。结合测量的$γ$射线能量和强度与其他实验数据的$^{26}$硅，我们发现的质心能量和强度的共振是$E_r = 414.9 \pm 0.6(\textrm{stat}) \pm 0.3 (\textrm{syst}) \pm 0.6(\textrm{lit.})$ keV和$ωγ= 23 \pm 6 (\textrm{stat})^{+11}_{-10}(\textrm{lit.})$ meV，分别，其中最后的不确定性是从采用的文献数据。我们使用流体动力学新星模拟模型$^{26}$铝生产表明，这些测量有效地消除了占主导地位的实验核物理的不确定性，我们估计，新星可能会贡献30%的银河系$^{26}$铝。
2013-12-12 astro-ph.SR nucl-ex
MESA and NuGrid Simulations of Classical Nova Outbursts and Nucleosynthesis
经典新星是由低质量主序星或红巨星双星伴星的白矮星（WD）吸积的氢表面热核爆炸的结果。其喷出物的化学成分分析表明，新星爆发发生在碳氧（CO）和更大质量的氧氖（ONe）WD，并有吸积信封和底层WD之间的跨界混合。我们证明了最先进的恒星演化代码MESA和NuGrid的后处理核合成工具可以成功地用于模拟CO和ONe新星爆发和核合成。在我们的一维数值模拟中的对流边界混合（CBM）是使用一个扩散系数，是指数递减的距离下的对流信封的底部。我们表明，这个处方产生的最大温度演化曲线和核合成产量与使用通常采用的1D新星模型，其中CBM是模仿假设的吸积信封已预先混合WD的材料，得到了很好的一致性。在以前的文章中，我们发现冷（T_WD <1d ~ 7 K）CO WDs可以在以慢速率（dM/dt <1 e-10 M_sun/yr）吸积的太阳成分包层中原位产生~ 3 He，在这种情况下，~ 3 He燃烧在新星爆发前触发对流。在这里，我们证实了这一结果的一个新星。此外，我们还发现，在初始中心温度较高的1.15 M_sun ONe WD（T_WD = 15 e6 K）作用下，太阳包层中~ 3 He的产生和破坏之间的相互作用以中等速率（dM/dt = 1 e-10 M_sun/yr）吸积，导致形成一个厚的辐射缓冲区，将对流包络的底部与WD表面分开。
2013-04-01 astro-ph.SR
The awakening of a classical nova from hibernation
激变变星（CV）是由一颗白矮星（主星）和一颗低质量伴星（副星）组成的近距离双星系统。这样的系统不时地经历大幅度的增亮。最壮观的爆发，亮度超过$10^4$倍，发生在经典新星中，由白矮星表面的热核失控引起。这种喷发被认为是在$10^4-10^6$的时间尺度上重复发生的。在这两者之间，系统的性质主要取决于质量转移速率：如果它低于$10^{-9} M_{\odot}$ /年，吸积变得不稳定，物质在准周期性的矮新星爆发期间被倾倒到白矮星上。冬眠假说预测，新星爆发会强烈影响质量转移率，使其在事件发生后的几个世纪内保持高水平。随后，质量传递速率将显著降低$10^3-10^6$年，开始休眠阶段。之后，新星再次醒来-吸积回到爆发前的水平，并导致新的新星爆炸。冬眠模型通过高质量传递和低质量传递阶段预测CV的周期性演变。这一理论从矮新星Z Cam和AT Cnc周围的古新星壳的发现中得到了一些支持，但迄今为止还没有发现新星爆发之前、期间和之后大量质量转移变化的直接证据。在爆炸前的六年内，该系统揭示了矮新星爆发，表明质量转移率很低。在最低亮度下，后新星比前新星亮两个数量级，没有矮新星行为的痕迹，这意味着质量传递速率由于新星爆炸而大大增加。
2016-08-16 astro-ph.SR
Theoretical Studies of Accretion of Matter onto White Dwarfs and the Single Degenerate Scenario for Supernovae of Type Ia
我们提出了一个简单的总结的单一简并方案的Ia型超新星的祖先，它是假设一个低质量的碳-氧白矮星的质量增长的结果，吸积从一个紧密的双星系统中的第二颗恒星。最近对太阳物质在不混合的情况下吸积到白矮星上的流体动力学模拟总是会产生热核失控，并且不会发生稳定的燃烧。对于宽范围的WD质量（0.4太阳质量到1.35太阳质量），最大的喷射物质发生在1.25太阳质量序列，然后随着白矮星质量的减少而减少。因此，白矮星的质量会随着太阳物质的吸积而增加，只要吸积的物质没有与核心物质混合。相比之下，热核失控的吸积富氢层的低光度WD在紧密的二元系统的核心物质与吸积材料的混合发生的爆发机制为经典，复发和共生新星。这些系统特征的差异可能是WD质量和质量吸积速率。氯化萘喷出物中从碳到硫的各种元素高度富集，这证实有来自WD核心的物质被挖掘出来，使它们能够促进星际介质的化学富集。因此，对CNe的研究可以加深对银河核合成、太阳前颗粒的来源以及河外距离尺度的理解。爆发的特征取决于白矮星的质量、光度、质量吸积速率以及吸积物质和WD物质的化学成分。突出的性质也取决于何时，如何，以及如果增生层与WD核心混合和混合机制仍然是未知的。
2012-10-22 astro-ph.SR
Optical detection of the X-ray flash in the very fast nova V1674 Her: Optical contribution of the irradiated accretion disk
本研究通过复合光变曲线模型，首次在光学波段探测到极快新星V1674 Her的X射线闪阶段，并解释其早期光学辐射来自被辐照的吸积盘和伴星，自由-自由辐射主导后期光变。
2025-07-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
