The Reduction of the Electron Abundance during the Pre-explosion Simmering in White Dwarf Supernovae
在Ia型超新星中的碳氧白矮星爆炸之前，有一个很长的“沸腾”过程，在此过程中，12 C +12 C反应在很长（~ 1000年）的时间尺度上逐渐加热白矮星。Piro和Bildsten表明，在这个沸腾过程中的弱反应在爆炸时设置了最大的电子丰度Ye。我们调查的核反应，在这一沸腾与一系列的自加热，在恒定压力下，反应网络计算。与AGB星不同，质子捕获到22 Ne和更重的痕量核上并不起重要作用。12 C丰度足够高，使得中子优先捕获到12 C上，而不是铁族核上。作为一种辅助的流体动力学模拟的沸腾阶段，我们提出了适合的加热率，电子捕获，平均原子质量的变化，和消费的12 C的筛选热平均截面12 C+。我们的净加热速率的评估包括从电子捕获到3.68兆电子伏的激发态的13 C的贡献。这导致每消耗12 C的能量释放比Piro和Bildsten发现的稍大，但比仅燃烧到20 Ne和23 Na的能量释放要少。我们比较我们的一个区域的结果更准确的积分的白矮星结构，以估计的12 C的量，必须消耗提高白矮星的温度，从而确定净减少叶在炖。
2008-02-28 astro-ph
The Thermonuclear Explosion Of Chandrasekhar Mass White Dwarfs
形成Ia型超新星的白矮星内部深处的火焰会受到几种不稳定性的影响。我们简要回顾这些不稳定性和相应的火焰加速。我们讨论了目前提出的爆炸机制和随之而来的不确定性的必要条件。计算了$10^7$ - $2 \times 10^9$ g cm $^{-3}$范围内的爆轰临界质量网格，并探讨了其对组分的敏感性。即时引爆在物理上是不可能的，从观测角度看也是不可能的。简单的爆燃需要一些方法来提高火焰速度，超过目前存在的文献。"主动湍流燃烧“和多点点火被认为是两种可行的方法。在一维中计算了以“锋利的轮子”速度$0.1 g_{\rm eff} t$移动的爆燃，并表明如果前缘以最快的漂浮气泡的速度移动，则在简单爆燃中可能发生健康的爆炸。过渡到"分布式燃烧制度“的相关性进行了讨论延迟爆炸。没有模型出现没有困难，但爆炸在分布式政权是合理的，将产生中间质量元素，并值得进一步研究。
1996-07-05 astro-ph
On Companion-Induced Off-Center Supernova-Like Explosions
我们认为，一颗具有强磁场的中子星，螺旋进入伴星的包层，可以产生“伴星诱导的SN型偏心爆炸”。强磁化的中子星（“磁星”）在进入一颗超巨星伴星的膨胀包层之前，在超新星爆炸中诞生。如果中子星在旋入阶段通过超临界吸积坍缩成黑洞，则在视界处产生具有强磁场的快速旋转黑洞。Blandford-Znajek功率足以为类似超新星的事件提供动力，爆炸中心从伴星核心转移。伴星核心在爆炸后，演化成C/O-白矮星或中子星，并发生二次爆炸。在超新星遗迹中发现的高偏心黑洞、C/O-白矮星双星或双爆炸结构可能是这一假设的证据。
2000-03-17 astro-ph
Special Relativistic Simulations of Magnetically-dominated Jets in Collapsing Massive Stars
我们进行了一系列的二维磁流体动力学核心坍缩模拟快速旋转和强磁化的大质量恒星。为了研究磁爆炸在较长时间内的后反弹演化特性，我们在狭义相对论的框架下发展了一个新的程序，包括一个现实的状态方程和一个多味中微子泄漏方案.我们的研究结果表明，在两种方式的磁占主导地位的射流的产生。一个是在核心反弹后立即启动，另一个是在瞬时冲击失速后$ \sim 100 $ ms启动。我们发现，激波复苏发生时，磁压力变得强大，由于场包裹，足以压倒冲压压力的吸积物质。发现磁激波复苏的临界环向磁场是喷流后$\sim 10^{15}\mathrm{G}$的普适场。我们指出，冲击波复苏前的时间差与爆炸能量有很强的相关性。我们的研究结果表明，磁优势射流伴随着磁星的形成。由于喷流具有温和的相对论性，我们推测它们可能是一些观测到的X射线闪光的起源。
2008-12-10 astro-ph
Magnetically moderated outbursts of WZ Sagittae
我们认为，WZ Sge吸积盘的粘性参数的静态值可能为alpha_{cold} ~0.01，与其它矮新星的alpha_{cold}的估计值一致。假设WZ Sge中的白矮星是磁性的，我们表明，在静止状态下，靠近白矮星的物质可以被推进到更大的半径，耗尽内部的吸积盘。因此，螺旋桨具有稳定内盘并允许外盘积聚质量的作用。WZ Sge的爆发，然后调节（磁性决定）的外盘的表面密度在半径接近潮汐极限的演变。数值模型证实，复发时间可以显着延长，以这种方式。由于外盘半径被迫超过潮汐（3：1共振）半径，因此预计爆发是超级爆发。大，静止的磁盘预计是巨大的，并能够提供观测到的质量吸积率在爆发。我们预测，白矮星自旋的长期演化将包括一个长周期的自旋上升和自旋下降阶段。
2006-11-07 astro-ph
Thermonuclear explosions of Chandrasekhar-mass C+O white dwarfs
第一个结果的模拟计算的动力学演化的一个Rasekhar质量的白矮星，由等量的碳和氧，从一开始的剧烈热核燃烧，通过一个新的二维数值代码。由于在这样一个大规模的白矮星核燃烧的进展在微观尺度上作为一个尖锐的不连续性，所谓的小火焰，这不能解决任何数值方案，因为在宏观尺度上的燃烧前传播由于湍流，我们试图明确的框架内的有限体积流体动力学代码模型的影响。湍流是由一个子网格模型，遵循大涡模拟的精神，以及本地化的燃烧前处理的水平集，这使我们能够计算的几何结构的前比以前的方法更准确。我们模拟的唯一自由参数是作为初始扰动点燃的核燃料的位置和数量。我们发现，爆炸性碳燃烧在中心点燃的模型仍然受到锋面达到低密度时的约束，在那里我们停止了计算，因为我们对燃烧的描述不再适用。相比之下，偏离中心的点火模型会引起爆炸，但是对于典型的Ia型超新星来说仍然太弱。这种相当令人失望的结果可能的原因进行了讨论。
1999-04-23 astro-ph
Phases of a Type Ia supernova explosion
在Ia型超新星的Krasekhar质量白矮星模型的框架下，根据热核火焰锋的燃烧状态描述了爆炸的各个阶段。在爆炸前的“阴燃”阶段之后的早期小火焰状态中，火焰足够薄和快速，以保持小尺度的层流。随着白矮星密度的下降，热火焰结构变得容易被湍流涡流穿透，并进入"分布式燃烧“状态。提出了一个具体的控制参数，这种过渡。此外，我们概述了一个参数的燃烧制度之间的过渡与爆燃-爆震-过渡（DDT）在爆炸的后期阶段的发病的巧合。
1998-02-13 astro-ph
Delayed Detonation at a Single Point in Exploding White Dwarfs
描述和模拟了白矮星爆炸中的延迟爆轰，它从偏离中心的过渡点传播，而不是从球形过渡壳传播。2D模拟和1D的情况下的结果之间的差异进行了介绍和讨论。当跃迁密度低于3.e7 g/cm^3时，二维效应变得显著，能量学、Fe族元素的产生和爆炸的对称性都受到影响。在2D的情况下，爆炸的能量较低，并且在爆炸的爆震阶段产生较少的Ni。对于低过渡密度，Ni质量的减少可以达到20- 30%。靠近转变点的区域和远离该点的区域之间的丰度的不对称性很大，并且可能是发射光中的偏振图案的来源。我们的结论是过渡位置的空间和时间分布，是一个重要的参数，必须包括在延迟爆轰模型的Ia型超新星。\
1999-10-26 astro-ph
Type Ia Supernova Explosion: Gravitationally Confined Detonation
我们提出了大质量白矮星中Ia型超新星爆发的一种新机制。所提出的方案是从放松模型中的对称性假设，并涉及在开放的环境中产生的爆炸。爆炸开始于恒星物质的基本中心点火，引发爆燃。这种爆燃导致形成一个由热物质组成的被强迫驱动的气泡，以超音速到达恒星表面。气泡的破裂形成了强烈的压力波，横向加速了富含燃料的外层恒星。这些物质被引力限制在白矮星内，沿着恒星表面运动，并集中在与气泡破裂点相反的位置。这些核燃料流携带足够的质量和能量，足以在恒星表面上方引发爆炸。那一刻的流动条件支持爆炸，将焚化白矮星，并导致高能爆炸。恒星膨胀后的爆燃重新分配恒星质量的方式，确保生产的中间质量和铁族元素与观测一致。喷出物将具有强烈的层状结构，在早期爆燃阶段之后具有轻微的不对称性。这种不对称性，再加上由演化细节（主要是爆燃的能量学、爆炸的时间和前身的结构）决定的恒星膨胀量，可以预期会产生一个温和多样的Ia型超新星爆炸家族。
2004-05-08 astro-ph
Asymmetric Explosions of Type Ia Supernovae
热核超新星锋面的燃烧速度可用分形燃烧模型描述。我们研究了磁场对近偶极磁场作用下白矮星波前分形的影响，发现膨胀等离子体的速度场具有内在的不对称性。对于白矮星表面10^8-10^9 G的磁场，并假设中心附近的磁场大约是中心的10倍，我们发现在ρ ~ 10^8 g cm^（-3）处的速度场> 10- 20%的不对称性，产生于遗迹的磁极和赤道轴之间。这种效应可能与从非常年轻的Ia超新星遗迹（例如：SN 1999 by）的分光偏振观测中推断出的非球面性有关。在目前的工作中，我们分析的不对称性与组成的白矮星的祖先。
2002-08-27 astro-ph
Type Ia supernovae in dense circumstellar gas
本文提出了一个简单的Ia型超新星爆炸的辐射热光变曲线模型，用来描述超新星2002ic和1997cy的光变曲线。模拟表明，在半径$\sim7\times10^{15}$ cm处，两颗超新星周围的CS包层密度相似。SN 1997 cy周围的CS包层质量接近于$5 M_{\odot}$，而其特征喷发时间不超过600年。我们分析了两种可能导致致密CS包层内Ia型超新星爆发的演化情景：共生双星中CO白矮星的吸积和初始质量约为$8 M_{\odot}$的单星演化。如果在SN 2002 ic和SN 1997 cy的情况下，关于致密CS包层中Ia型超新星爆炸的猜想是正确的，那么红超巨星包层的迅速消失和随后的CO白矮星爆炸是通过某种机制同步的。这一机制可能与白矮星在接近克拉塞卡极限时的收缩有关。我们表明，形成（超级）的一个红超巨星的CO白矮星和CO的核心合并，随之而来的爆炸是不可能的，因为它不提供所需的快速质量损失和爆炸的同步。
2003-08-18 astro-ph
Type Ia Supernova Explosion Models
由于Ia型超新星的校准光变曲线已成为确定宇宙局部膨胀率及其几何结构的主要工具，因此在过去几年中，这些事件的模型受到了相当大的关注。我们有充分的理由相信，也许大多数Ia型超新星是白矮星的爆炸，它们的质量接近克拉塞卡质量，M_ch ~ 1.39 M_sun，并被碳和氧的热核聚变破坏。然而，这种碳-氧混合物白矮星爆炸的机制仍然不确定。本文综述了Ia型超新星模型的最新进展以及一些尚未解决的问题。虽然主要重点将放在爆炸机制本身的研究和相关的物理过程，包括在退化恒星湍流核燃烧的物理，我们也讨论了观测的限制。
2000-06-21 astro-ph
On the evolution of rapidly rotating massive white dwarfs towards supernovae or collapses
Yoon & Langer（2004 a）最近的一项研究表明，快速吸积（Mdot > 10^{-7} M_sun/yr）的CO白矮星内核可能有差异地旋转，其剪切速率接近动力学剪切不稳定性开始的阈值。这种不同旋转的白矮星获得了热核爆炸或电子俘获引起的坍缩的临界质量，这大大超过了典型的克拉塞卡极限。在这里，我们构建了二维差分旋转的白矮星模型，其旋转规律类似于Yoon & Langer（2004 a）的一维模型。我们推导出了白矮星的质量、角动量、转动能、引力能和结合能之间的解析关系。我们表明，这些关系是适用于广泛的角速度配置文件，包括固体旋转。我们证明了刚性旋转和差速旋转的白矮星的预爆炸和预坍缩条件都是由目前的工作建立的，这可能有助于未来Ia型超新星爆炸的多维模拟和研究从坍缩的白矮星中形成毫秒双星和伽马射线暴。我们的结果使我们提出了Ia型超新星祖先的各种可能的演化情景。导致了一个新的范例，一个可变质量的爆炸白矮星，在价值远高于经典的卡拉塞卡质量。基于我们的二维模型，我们认为超新星峰值亮度与白矮星质量成正比，这可以解释Ia型超新星多样性的各个方面，如它们的亮度变化，它们的平均光度对宿主星系类型的依赖，以及喷出物速度和峰值亮度之间的弱相关性。
2005-02-07 astro-ph
Magnetic Field Evolution in Accreting White Dwarfs
讨论了吸积白矮星的磁场演化。我们首先表明，欧姆衰变在液体内部的时间尺度是80亿至120亿年的偶极场，和40亿至60亿年的四极场。然后，我们比较欧姆扩散和吸积在不同深度的恒星的时间尺度，并为一个简化的场结构和球形吸积，计算的全球磁场的时间依赖性的演化在不同的吸积率。在本文中，我们忽略了经典新星爆炸的质量损失，并假设白矮星的质量随时间增加。在这种情况下，白矮星外层的场结构会因超过临界速率（1 - 5）× 10 ^（-10）太阳质量/年的吸积率而发生显著变化。我们认为，我们的研究结果所观察到的系统的影响。我们建议，吸积引起的磁场的变化是失踪的AM她的系统和中间极性之间的进化环节。吸积白矮星的欧姆衰变时间较短，这部分解释了为什么缺乏具有10^9 G场的吸积系统。在快速吸积的系统中，如超软X射线源，内部场的压缩放大可能对Ia型超新星的点火和爆炸很重要。最后，在极冠扩散的物质可能会导致复杂的表面磁场，并解释为什么更强的吸积极在AM Her系统有一个较弱的字段。最后，我们的猜测场演化时，经典的新星爆炸造成的白矮星质量随着时间的推移而减少。
2002-03-05 astro-ph
On type Ia supernovae and the formation of single low-mass white dwarfs
关于Ia型超新星（SNe Ia）的前身仍然存在相当大的争论。同样地，对于质量小于0.5兆太阳的单个白矮星如何在磁场中形成也没有达成一致，尽管它们是已知存在的。我们考虑是否单一的低质量白矮星（LMWD）可能已经形成的双星系统中，他们的同伴已经爆炸作为一个超新星Ia。在这个模型中，观测到的单个LMWD是巨分支供体星的残余物，其外壳已被超新星爆炸剥离。我们调查可能的残余超新星Ia，包括爆炸的影响，对信封的捐助明星。我们还使用进化的参数来研究单个LMWD的替代形成通道。此外，我们还计算了Ia超新星潜在遗迹的预期运动学。Ia型超新星在巨分支供体星的系统中自然可以解释单个LMWD的产生。似乎很难用任何其他形成机制来解释观测结果，特别是对于那些质量小于~0.4 Msun的单个LMWD。独立于这些结果，我们发现，一个潜在的有用的人口含有单一的LMWDs的运动学与我们的模型是一致的。研究残余白矮星的运动学似乎是研究超新星Ia祖先的一种有前途的方法。单LMWD的存在似乎构成了在具有红巨星供体星的双星系统中产生Ia超新星的证据。其他具有更高空间速度的单个白矮星支持了第二个可能占主导地位的Ia超新星祖先群体，其中包含爆炸时的主序星或次巨星供体星。逃逸星LP 400 -22和US 708表明，在施主星是热亚矮星的系统中，某些Ia型超新星可能存在第三个形成通道。
2008-11-17 astro-ph
Tycho Brahe's 1572 supernova as a standard type Ia explosion revealed from its light echo spectrum
Ia型超新星（SNe Ia）是近距离双星系统中白矮星的热核爆炸。它们作为宇宙学距离指标发挥着重要作用，并导致了宇宙加速膨胀的发现。其中最重要的未解决的问题是爆炸实际上是如何进行的，以及吸积是来自伴星还是通过两颗白矮星的合并。第谷·布拉赫1572年的超新星（SN 1572）被认为是银河系中超新星Ia的最佳候选者之一。SN 1572残骸的接近使得可以进行详细的研究，例如可能识别双星伴星，并提供了一个独特的机会来测试爆炸机制和祖先的性质的理论。确定SN 1572的光谱类型对于将这些结果与不同的SNe Ia群体联系起来至关重要。在这里，我们报告的光谱的第谷布拉赫的超新星接近最大亮度，从散射光回波超过四个世纪后，爆炸的直射光扫过地球。我们发现SN 1572属于大多数正常的Ia型超新星。在超过20，000 km/s的速度下，存在一个强的Ca II IR特征，这与之前在其他SNe Ia中观察到的偏振特征相似，表明SN 1572是非球面的。
2008-10-28 astro-ph
Multi-Dimensional Simulations of the Accretion-Induced Collapse of White Dwarfs to Neutron Stars
从1.46-Msun和1.92-Msun模型的二维转动平衡位形出发，对白矮星吸积诱导坍缩（AIC）进行了2.5维辐射流体力学模拟。电子俘获导致这些核心在几十毫秒内坍缩到核密度。反弹时产生的震动缓慢但稳定地向外移动。在50- 100毫秒内，停滞的激波沿着两极从白矮星中爆发出来。爆炸之后是中微子驱动的风，在白矮星内部形成，围绕两极呈40度角的锥形，质量损失率为5-8 x 10^{-3} Msun/年。喷出物的熵为20-50 kB/重子，电子分数分布为双峰分布。到模拟结束时，在反弹后> 600 ms，爆炸能量达到3-4 x 10^{49}erg，总喷出物质量达到0.001 Msun的几倍。我们估计渐近爆炸能量低于10^{50}erg，明显低于标准堆芯坍缩的推断。因此，白矮星的AIC代表了一个例子，中微子机制无疑会导致一个成功的，尽管很弱的爆炸。我们详细记录了祖先快速旋转的许多效应：中子星是非球面的;"nu_u“和反nu_e中微子的光度与nu_e中微子的光度相比有所降低;去质子区呈蝴蝶状;中微子通量和电子分数强烈依赖于纬度（a la von Zeipel），并形成准开普勒0.1-0.5 Msun吸积盘。
2006-05-01 astro-ph
A New 17F(p,gamma)18Ne Reaction Rate and Its Implications for Nova Nucleosynthesis
17 F俘获质子在新星爆炸中的核合成中起着重要作用。一个修订后的速率为这个反应，基于测量的1H（17 F，p）17 F激发功能使用放射性17 F束在ORNL的Holifield放射性离子束设施，被用来计算在新星爆发的表面上的1.25和1.35太阳质量ONeMg白矮星和1.00太阳质量CO白矮星的核合成。我们发现新的17 F（p，gamma）18 Ne反应速率改变了一些核素的丰度（例如，17 O）在1.35太阳质量的白矮星爆炸的最热区域合成，与使用以前对该反应速率的估计进行的计算相比，增加了10，000倍以上，并且当考虑整个爆炸包络时，增加了3倍以上。在1.25太阳质量的白矮星新星爆炸中，这个新的速率使在最热区域合成的某些核素的丰度改变了600倍以上，如果考虑整个爆炸包络，则改变了2倍以上。对1.00太阳质量的白矮星新星的计算表明，这个新的速率使18 Ne的丰度改变了21%，但对所有其他核素的影响可以忽略不计。模型预测与观测的比较也进行了讨论。
2003-08-12 astro-ph
The binary progenitor of Tycho Brahe's 1572 supernova
Ia型超新星的亮度，以及它们作为一类的同质性，使它们成为宇宙学中强有力的工具，但人们对这些爆炸的祖先系统知之甚少。它们被认为是当一颗白矮星从伴星吸积物质，被压缩并经历热核爆炸时产生的。除非伴星是另一颗白矮星（在这种情况下，它应该被质量转移过程本身摧毁），否则它应该生存下来并显示出独特的特性。第谷超新星是我们银河系中仅有的两颗Ia型超新星之一，因此提供了一个机会来解决观测上幸存的同伴的识别问题。在这里，我们报告的调查中心区域的残余物，周围的位置爆炸，其中排除红巨星作为质量施主的爆炸白矮星。我们发现了一颗G 0-G2型恒星，在表面温度和光度上与太阳相似（但表面重力较低），其运动速度是该距离恒星平均速度的三倍多，似乎是超新星幸存的伴星。
2004-10-28 astro-ph
WD0433+270: an old Hyades stream member or an Fe-core white dwarf?
G39 - 27/289是一对常见的自行双星，由一颗白矮星（WD 0433 + 270）和一颗主序星（BD +26 730）组成，后者显然被归类为毕宿疏散星团的成员。以前对白矮星成分的研究得出的冷却时间为~4 Gyr。虽然以前没有明确指出，但这个结果比毕宿星团的年龄大6倍，从而引起了白矮星物理学和星团主序星拟合之间的明显冲突。我们调查了这个系统是否属于毕宿星团，并据此对白矮星成员的性质给出了一个合理的解释。从运动学和化学成分的考虑，我们认为该系统是毕宿星团的前成员，因此与毕宿星团有着进化上的联系，然而，证据并不是决定性的。关于白矮星组分的性质，我们发现两个核心组成（C/O和Fe）与观测到的有效温度和半径是相容的。这些组合物产生非常不同的冷却时间，分别为~4Gyr和~1Gyr。我们区分两种可能的情况。如果这对天体不属于毕宿星团，而只属于毕宿星流，这将表明这条流包含相当古老的天体，并且肯定不会与星团同生。这对银河系动力学有着有趣的影响。相反，如果白矮星有一个铁核，它将有一个与毕宿星年龄相适应的冷却时间。这是一个诱人的结果，将对白矮星的热核爆炸和简并核的爆炸理论产生影响。
2007-10-22 astro-ph
Hubble Space Telescope Observations of UV Oscillations in WZ Sagittae During the Decline from Outburst
我们提出了一个时间序列分析的哈勃空间望远镜观测的WZ Sge在2001年9月，10月，11月和12月的WZ Sge下降，从2001年7月的超级爆发。先前对这些数据的分析表明，白矮星的温度从29,000 K降到了18,000 K。在这项研究中，我们在波长范围内对光谱进行了分组，以产生每个时期的紫外光曲线，然后分析了众所周知的27.87 s和28.96 s振荡的存在。我们在所有四个时期都检测到29秒的周期性，但没有28秒的周期性。自20世纪70年代发现以来，这些振荡的起源一直存在争议，相互竞争的假设是基于白矮星非径向g模式脉动或旋转白矮星上的磁通道吸积。通过与鲸鱼座ZZ星的类比，我们认为非径向g模脉动模型要求脉冲周期对白矮星的温度有很强的依赖性。然而，这些观测表明29秒振荡与白矮星的温度无关。因此，我们拒绝白矮星的非径向g模式脉动假设作为唯一的起源的振荡。目前还不清楚是否是快速旋转的白矮星（或白矮星上的带）上的磁漏斗吸积造成了振荡。我们还报告检测到的QPO与周期~18秒在9月的光变曲线。29 s振荡和QPO的振幅在短时间尺度上变化很不稳定，与平均系统亮度不相关，彼此也不相关。
2003-09-19 astro-ph
Influence of the Stellar Population on Type Ia Supernovae: Consequences for the Determination of Omega
本文研究了主序金属丰度对爆炸白矮星的化学结构、爆炸过程中的核合成以及单个Ia型超新星的光变曲线的影响。详细计算了延迟爆轰模型的恒星演化、爆炸和光变曲线。详细的恒星演化计算表明，主序质量为7 M_o时，金属丰度Z对恒星结构的影响是显著的。Z的变化会影响中心氦的燃烧，从而影响C/O核心的大小和C/O比，C/O核心将成为C/O白矮星。随后，这颗白矮星可能会成长到阿布拉塞卡质量，并爆炸成Ia型超新星。因此，爆炸白矮星的C/O结构取决于Z。由于C和O是热核爆炸的燃料，Z间接地改变了爆炸的能量。在我们的示例中，将Z从Pop I改变为Pop II导致最大亮度/下降关系的零点改变约$0.1^m$，并且导致上升时间改变约1天。结合前人的研究，我们给出了SNeIa上升时间的变化与亮度/下降关系中的偏移量之间的关系。我们发现dM = dt，其中dM是关系中的偏移量，dt是上升时间的变化。这种关系提供了一种检测和检验进化效应的方法，并为确定宇宙学常数估计可能的结果。然而，由于祖细胞性质随时间演化的不确定性，我们无法预测演化在z=0.5、1或2时是否变得重要。这个问题必须通过观察来回答。
1999-08-20 astro-ph
Discovery of the progenitor of the type Ia supernova 2007on
Ia型超新星是爆炸的恒星，用于测量宇宙的加速膨胀，并负责产生大部分的铁。虽然人们普遍认为爆炸的恒星是双星系统中的一颗白矮星，但爆炸的确切结构和触发机制尚不清楚，这可能会妨碍它们用于精确的宇宙学。已经提出了两个家族的祖细胞模型。在第一种情况下，一颗白矮星从伴星吸积物质，直到它的质量超过阿布拉塞卡，坍缩并爆炸。或者，两颗白矮星合并，再次导致灾难性的坍塌和爆炸。到目前为止，还不可能确定这两种模型是否正确。在这里，我们报告了在超新星爆发前的X射线图像中发现的一个物体，它位于椭圆星系NGC 1404中最近的Ia型超新星（2007年）的位置。深层光学图像（也是档案）没有显示这个物体的迹象。由此我们得出结论，X射线源是超新星的祖先，这有利于这颗超新星的吸积模型，尽管宿主星系比吸积模型中预测的爆炸年龄更老（6-9 Gyr）。
2008-02-14 astro-ph
Magnetar-Driven Magnetic Tower as a Model for Gamma-Ray Bursts and Asymmetric Supernovae
我们考虑一个新诞生的毫秒磁星，专注于其与致密的恒星等离子体，它最初嵌入的相互作用。我们认为，围压和惯性的周围等离子体的行为，以准直磁星的坡印廷通量为主的流出到紧密束射流，并增加其磁光度。我们建议这个过程中的一个重要组成部分的磁星模型的伽马射线暴和非对称超新星中央引擎。我们介绍的“脉冲星在一个腔”作为一个重要的模型问题，代表一个磁化旋转中子星内的坍缩的恒星。我们描述了它的基本性质，并得出简单的估计的演变的磁场和由此产生的自旋下降的权力。我们发现，下落的恒星地幔限制磁层，使环向磁场由于连续扭曲逐渐建立。不断增长的磁压最终成为主导，导致磁驱动爆炸。爆炸的初始阶段是准各向同性的，可能会将足够数量的物质暴露在产生$^{56}$镍的温度下，从而产生明亮的超新星。然而，如果恒星在爆炸前发生了显著的膨胀，那么只有很少的$^{56}$ Ni产生，预计不会有超新星。在任何一种情况下，环向应力随后准直磁主导的流出，导致磁塔的形成。恒星爆炸后，束缚压力的降低导致磁场流出变得更少。然而，后期回落的事件可以重新形成光束流出，这可能是后期X射线耀斑的原因。
2007-06-26 astro-ph
New constraints on SN Ia progenitor models
我们使用StarTrack人口综合代码讨论了可能的Ia超新星的祖先模型：单简并方案，半分离双白矮星二进制和双简并方案。利用最新的白矮星吸积计算，我们考虑了双星系统中各种白矮星的超新星爆发。我们计算了从零年龄主序列到爆炸的演化延迟时间，并验证了哪些场景可以满足Strolger等人（2004）发现的约束条件，即2-4 Gyrs的延迟时间。发现半分离双白矮星双星模型与观测不一致。只有超新星Ia的祖先在双简并的情况下是兼容的，在所有测试的进化模型的观察，与一个特征的延迟时间约3个陀螺仪。如果双简并合并被排除作为超新星Ia的祖先，我们发现，单简并的情况下，可以解释所观察到的延迟时间与低共同包络效率的模型。还应注意的是，各种测试的Ia型超新星场景内的延迟时间分布差异很大，可能会被用作对祖先模型的额外约束。
2005-04-27 astro-ph
