吸积白矮星上不稳定的氦壳燃烧
摘要
AM Canum Venaticorum (AM CVn) 双星系统由一颗简并氦供体星和一颗氦、C/O 或 O/Ne 白矮星(WD)吸积星组成，吸积率为 Mdot = 1e-13 - 1e-5 Msol/yr。对于低于 1e-6 Msol/yr 的吸积率，吸积的氦不稳定地点燃，导致氦闪。随着供体星质量和 Mdot 的降低，点燃质量增加并最终变得大于供体星质量，产生小于 0.1 Msol 的“最后闪”点燃质量。Bildsten 等人 (2007) 预测这些系统最大的爆发将导致动力学燃烧和热核超新星。在本文中，我们更详细地研究了氦燃烧壳层的演化。我们计算了可达到的最高温度以及达到动力学燃烧条件的最小包层质量，发现吸积星质量大于 0.8 Msol 的 AM CVn 系统将经历动力学燃烧。静力学演化期间的三阿尔法反应将发生动力学燃烧时的 12C 质量分数下限设定为 0.001 - 0.05，但核心挖举可能产生约 0.1 的 12C、16O 和/或 20Ne 质量分数。吸积的 14N 在吸积和对流阶段可能保持为 14N，但无论 14N 的命运如何，对流开始时的中子-质子比在动力学燃烧开始前是固定的。在爆炸性燃烧期间，14N 将经历 14N(a,g)18F(a,p)21Ne，释放出一个质子用于随后的 12C(p,g)13N(a,p)16O 反应，该反应绕过了相对缓慢的 12C 上的阿尔法俘获。未来的流体动力学模拟必须包含这些同位素，因为额外的反应将减小 Zel'dovich-von Neumann-Doring (ZND) 长度，使爆轰波的传播更有可能发生。
引用
@article{arxiv.0903.0654,
title = {Unstable Helium Shell Burning on Accreting White Dwarfs},
author = {Ken J. Shen and Lars Bildsten},
journal= {arXiv preprint arXiv:0903.0654},
year = {2009}
}
备注
Accepted for publication in The Astrophysical Journal, 10 pages, 8 figures; v2: Minor changes to correct typos and clarify content