中子星-白矮星并合：早期演化、物理性质与结局

中子星(NS)-白矮星(WD)并合可能产生可观测的爆发暂现源，但鲜有研究。我们使用 2D 耦合流体动力学-热核 FLASH 代码模拟研究 WD 被 NS 瓦解后形成的 WD 碎屑盘演化。我们采用 19 元素核网络与详细状态方程追踪演化，并辅以使用更大 125 同位素核网络的后处理分析。我们考虑了广泛的初始条件，并研究了结果对 NS/WD 质量($1.4-2{\rm M_{\odot}}$;$\,{\rm 0.375-0.7\,M_{\odot}}$)、WD 组成(CO/He/混合 He-CO)及吸积盘结构的依赖。我们发现盘中黏性内流引起持续的星风外流，主要为 C/O 物质混合着盘内区弱爆轰产生的核燃烧产物。我们发现此类暂现源在能量上较弱($10^{48}-10^{49}$ ergs)，相较于热核超新星(SNe)，且以(引力)吸积能为主导。尽管热核爆轰在我们所有模拟中(除 He-WD 外)都稳健发生，它们仅产生很少能量(动能的 $1-10\%$)和 $^{56}{\rm Ni}$ 抛射物(几$\times10^{-4}-10^{-3}{\rm M_{\odot}}$)，总抛射质量较低，约 $0.01-0.1{\rm M_{\odot}}$。此类爆发可能产生快速演化暂现源，比常规 Ia 型 SNe 短得多且暗得多。此类 SNe 的组成与数量特征似乎与富 Ca 的 Ib 型 SNe 不一致。尽管它们可能与近年观测到的各类快速演化 SNe 有关，但可能比典型者更暗，因此可能产生一类不同的潜在可观测暂现源。