The Progenitors of Type Ia Supernovae: II. Are they Double-Degenerate Binaries? The Symbiotic Channel
为了使白矮星（WD）达到克拉塞卡质量M_C，并爆发为Ia型超新星（SNIa），它必须与另一颗恒星相互作用，要么吸积物质，要么与之合并。如果我们要利用SNeIa的全部潜力来阐明基本的宇宙学和物理学原理，就需要解决这个问题。在单简并模型中，WD以高速率吸积和燃烧物质。质量接近M_C的核燃烧WD（NBWD）是一种高温发光的超软X射线源（SSS）。在以前的工作中，我们表明，在质量增加的大部分关键阶段，> 90-99%的所需数量的祖细胞不会出现SSS。显然，双退化（DD）双星形成的主要类的祖先。然而，我们在本文中表明，许多二进制文件，后来成为DD必须通过一个长寿命的NBWD阶段，在此期间，他们有可能检测到的SSS。因此，SSSS的缺乏并不是支持DD模型的有力论据。那些作为DD双星祖先的NBWD很可能以共生双星的形式出现，其间隔大于10^6年。事实上，无论WD最终是否产生SNeIa，共生的前DD应该是常见的。解决祖细胞问题的关键在于理解NBWD的出现。大多数人在大多数时候不会出现SSS。因此，我们考虑NBWD的演变，以解决它们的外观可能是什么以及我们如何希望检测到它们的问题。
2010-04-07 astro-ph.CO astro-ph.SR
The Local Group Symbiotic Star Population and its Tenuous Link with Type Ia Supernovae
本文结合经验分布约束与双星演化理论，估计银河系及本星系群矮星系的共生系统数量，并发现其通过单简并通道对Ia型超新星的贡献仅约1%。
2025-04-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The progenitors of type Ia supernovae in the semidetached binaries with red giant donors
上下文爆炸的碳氧白矮星（CO WD）的同伴产生Ia型超新星（SNe Ia）仍然没有最终确认。一颗红巨星（RG）被认为是WD爆炸的质量供体，被称为共生通道。然而，以前对该通道的研究给出了相对较低的SNe Ia率。目标。我们的目标是系统地调查的参数空间，银河系速率和延迟时间分布的超新星Ia的共生通道，采用修订的质量转移处方。方法.采用积分传质公式计算了从RG星到WD星的传质过程。在这个公式中，传质速率随局部物质状态而变化。结果我们演化了大量的WD+RG系统，发现WD+RG系统产生Ia超新星的参数空间显著扩大。这条通道可以产生中、老年龄的Ia超新星，最多占银河系Ia超新星总数的5%。我们的模型将该通道的SN Ia速率增加了5倍。我们认为，共生系统RS Oph和T CrB是SNe Ia的祖先的强有力的候选人。
2018-03-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Wind-mass transfer in S-type symbiotic binaries IV. Indication of high wind-mass-transfer efficiency from active phases
本研究通过分析S型共生双星爆发期轨道平面的中性风，发现巨星质量损失率比常规推导高约10倍，证实风向轨道平面聚焦且转移效率高，解决了白矮星能量输出与燃料供给的矛盾，支持其为Ia型超新星前身星的可能。
2023-10-19 astro-ph.SR
Wind Roche Lobe Overflow as a way to make type Ia supernova from the widest symbiotic systems
共生星是具有最长轨道周期的相互作用的双星。由于它们可以包含一颗具有高吸积率的大质量白矮星，它们被认为是可能的Ia型超新星（SNe Ia）的祖先。在共生双星中，有些系统包含Mira供体，其轨道周期可以为几十年甚至更长。这类共生星由于它们之间的距离很大，通常不被认为是有希望的Ia超新星祖先。我们分析了一个研究得很好的共生星与Mira供体，V407 Cyg的演化。我们表明，标准演化模型预测该系统不会成为Ia型超新星。然而，通过简单地增加一个风洛希叶溢出作为一个质量转移模式，我们预测，在V407天鹅座的白矮星将达到40-200百万年的卡拉塞卡极限。
2018-12-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type Ia Supernova Progenitors and Surviving Companions within the Symbiotic Channel
本文通过MESA对1260个共生双星系统进行数值模拟，系统研究了Ia型超新星前身星及其幸存伴星的冲击后演化，并依据伴星演化阶段划分了四类前身系统。
2025-07-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Symbiotic Stars (Including T Corona Borealis) Are Not Immediate Progenitors of Normal Type Ia Supernovae
Louisiana State University（路易斯安那州立大学）
研究发现，正常Ia型超新星的直接前体并非共生星系统，189个样本中均未发现红巨星伴星的证据。
2025-11-25 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Recurrent novae as progenitors of Type Ia supernovae
复发新星是一种双星，里面有一颗质量很大的白矮星，质量和克拉塞卡质量一样大，因为它们的复发周期很短，只有10-100年。因此，复发新星被认为是Ia型超新星（SNe Ia）的候选祖先。事实上，超新星Ia PTF 11 kx的证据表明，它的祖先是一颗共生的复发新星。我们已经很好地确定了复发新星的双星参数，特别是对于那些经常爆发的新星，U Sco和RS Oph，这为双星演化到SNe Ia的基本过程提供了有用的信息。因此，我们使用它们作为二元演化模型的测试平台。例如，原来的双简并（DD）方案不能再现RS Oph型复发新星，而Hachisu等人（1999）提出的新的单简并（SD）方案自然可以。我们回顾SD和DD方案之间的主要区别，特别是他们的基本过程的二进制演变。我们还讨论了每个物理过程的观测支持。原始的DD方案是基于20世纪80年代的物理学，而SD方案是基于更近期的物理学，包括新的不透明度，WD的质量增长效率，以及在新星爆发中发展的光学厚风。
2012-12-11 astro-ph.SR
Symbiotic stars and other Halpha emission line stars towards the Galactic Bulge
共生星是具有最长轨道周期的相互作用双星，其多组分结构使其成为丰富的天体物理实验室。高质量损失率的红巨星风吸积到白矮星（WD）上，使它们成为有希望的Ia型超新星（SNe Ia）祖先。对新的银河系共生星进行系统的调查对于识别新的有希望的超新星Ia祖先（例如RS Oph）以及更好地估计总人口规模以与超新星Ia比率进行比较至关重要。后一个目标的核心是建立一个完整的人口普查的共生恒星对银河系隆起。在这里，我们报告了对覆盖35度^[2]的H α发射线恒星进行系统观测的结果。它的区别在于深层光谱学和长期光变曲线的结合，这提高了我们分类的确定性。共发现了20颗真正的共生星（13颗S型，6颗D型和1颗D '型），其中35%的共生星具有特定的拉曼散射OVI发射带，还有15颗可能的共生星（6颗S型和9颗D型）需要进一步研究。光变曲线显示了各种各样的变化，包括恒星脉动（半规则和Mira），轨道变化和由于尘埃造成的缓慢变化。确定了5个S型的轨道周期和3个D型的脉动周期。最显著的D型是H1-45和它的Mira碳星，脉动周期为408.6天，对应的距离为6.2 ± 1.4kpc，M_K=-8.06 ± 0.12mag.如果H1-45属于银河系膨胀区，那么它将是第一颗真正发光的银河系膨胀区碳星.突出部缺乏发光的碳星是一个长期未解决的问题。对H1-45的一个可能的解释可能是碳增强是从WD伴星的祖先吸积而来的。还发现了…
2013-05-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
V1047 Cen: The first Z And-type outburst observed in the classical nova binary
本研究证实经典新星V1047 Cen 2019年的异常爆发为仅在共生双星中观测到的Z And型，通过光谱能量分布拟合验证参数匹配，揭示该类爆发也可发生在短周期激变变星中，对理解Ia型超新星起源有重要意义。
2025-03-19 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
Modelling the circumstellar medium in RS Ophiuchi and its link to Type Ia supernovae
最近对在一些Ia型超新星中检测到的窄的、可变的吸收线的解释表明，它们的祖先被致密的星周物质包围。在共生的复发新星系统RS Oph中检测到类似的变化，该系统每20年经历一次热核爆发，使其成为研究这些线起源的理想候选者。为此，我们提出了多个质量转移新星周期在RS Oph的模拟。我们发现，静态传质产生了密集的，赤道流出，即，向双星轨道平面集中，在白矮星周围形成吸积盘。球状新星爆发与这些非球状星周结构的相互作用产生了双极外流，类似于2006年HST爆发的图像。为了产生与观测一致的电离结构，红巨星的质量损失率必须达到$5 \times 10^{-7}\,\mathrm{M}_{\odot}\,\mathrm{yr}^{-1}$。模拟还产生了极吸积流，这可能解释了静态H α线和硬X射线的宽翼。通过比较模拟的吸收线剖面观测2006年爆发，我们能够确定哪些组件出现在风中，哪些是由于新星。我们探讨可能的行为的吸收线轮廓，因为他们可能会出现超新星发生在一个系统，如RS Oph。我们的模型显示出与SN 2006 X等超新星的相似性，但需要高质量损失率（$\dot{M} \sim 10^{-6}$到$10^{-5}\,\mathrm{M_\odot}\,\mathrm{yr}^{-1}$）来解释SN 2006 X的变化。
2016-01-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
White dwarf -- red giant star binaries as Type Ia supernova progenitors: with and without magnetic confinement
各种白矮星（WD）双星方案已被提出，试图了解Ia型超新星（SNe Ia）的性质和多样性。在这项工作中，我们研究了碳氧WD -红巨星（RG）双星（包括磁约束的作用）作为可能的SN Ia祖（所谓的共生祖通道）的演变。使用\textsc{mesa}恒星演化程序，我们计算了RG星的结构，风的质量损失，罗氏瓣溢出（RLOF）的质量转移率，极性质量吸积率（在磁约束的情况下）的时间依赖性，以及轨道和角动量的演变。我们考虑的情况下，WD是非磁性的情况下，磁场是强大到足以迫使吸积到两个小极冠的WD。在一个小的区域内的限制吸积允许更有效的氢燃烧，潜在地抑制新星爆发。这使得WD更容易在质量上增长到阿布拉塞卡质量极限，并爆炸成Ia型超新星。与没有磁约束的情况相比，磁约束使Ia型超新星共生通道的初始参数空间向更短的轨道周期和更低的施主质量移动。对低质量He WD或相对低质量的巨星进行重新定位，这些巨星在超新星爆炸中幸存下来，并在SN遗迹中发现，这将为我们理解这种共生通道的贡献提供重要的见解。
2023-01-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Deep Search for Prompt Radio Emission from Thermonuclear Supernovae with the Very Large Array
对Ia型超新星（SNe Ia）周围星周物质的探测是对Ia型超新星祖先性质的最有力的检验之一，射电观测提供了对这种物质的特别敏感的探测。在这里，我们报告了Ia超新星及其低光度热核表亲的射电观测结果。我们提出了最大的，最灵敏的，光谱多样性的研究提示（Δ t <~ 1年）的85热核SNe的射电观测，包括25个由我们的团队获得的前所未有的深度的卡尔G。Jansky甚大阵。根据这些观测结果，SN 2012 cg与SN 2011 fe和SN 2014 J一起成为一个Ia型SN，具有非常深的射电极限和极好的时间覆盖（6个历元，爆炸后5--216天，Mdot/v_w <~ 5 x 10^-9 M_sun/yr /（100 km/s），假设Bdot_B = 0.1，Bdot_e = 0.1）。所有的观测结果都没有探测到，这对星周物质的存在产生了很大的限制。我们提出的时间和频谱的分析模型，从热核SNe预期从风分层或均匀密度介质的相互作用的即时无线电发射的演变。这些模型使我们能够限制原始物质的质量损失率，假设风速v_w=100 km/s，限制范围为Mdot <~ 10^-9- 10 ^-4 M_sun/yr。我们比较我们的无线电约束与银河系共生双星的测量，得出结论，<10%的热核SNe有红巨星同伴。
2015-10-26 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Companion stars of Type Ia supernovae and hypervelocity stars
最近对Ia型超新星（SNe Ia）的白矮星（WD）+ He星通道的研究表明，该通道可以在短延迟时间内产生SNe Ia。这条通道中的伴星将幸存下来，并有可能被识别。{目的}在这封信中，我们研究了该通道的伴星在SN爆炸时刻的性质，这可以通过未来的观测来验证。{方法}根据WD + He星通道的超新星Ia产生区和WD + He星系统的三个形成通道，进行详细的双星总体合成研究，得到幸存伴星的性质。{结果}得到了超新星爆发时刻该通道伴星的许多性质的分布。我们发现超新星爆发后幸存的伴星具有很高的空间速度（>400 km/s），这可能是超高速星（HVS）的另一种起源，特别是US 708这样的HVS。
2009-11-19 astro-ph.SR
WD + He star systems as the progenitors of Type Ia supernovae and their surviving companion stars
利用Eggleton的恒星演化程序，在光学厚风假设下，系统地研究了Ia型超新星WD + He星通道，其中碳氧WD吸积来自He主序星或He次巨星的物质，使其质量增加到Ekrasekhar质量.我们绘制出了产生Ia超新星的参数空间。根据一个详细的二进制人口合成方法，我们发现，银河系超新星Ia出生率从这个通道是$\sim$ $0.3\times 10^{-3} {\rm yr}^{-1}$，这条通道可以产生超新星Ia与短延迟时间（$\sim45-$ 140百万年）。我们还发现，该通道中幸存的伴星在超新星爆发后具有很高的空间速度（$>$ 400 km/s），这可能是超高速星（HVS）的另一种起源，特别是对于US 708这样的HVS。
2009-11-26 astro-ph.SR
Helium star donor channel to type Ia supernovae and their surviving companion stars
利用Eggleton的恒星演化程序和光学厚风假设，系统地研究了Ia型超新星（SNe Ia）的He星施主通道，其中一颗碳氧白矮星（WD）吸积了He主序星或He亚巨星的物质，使其质量增加到亚克拉塞卡质量.我们绘制出的初始参数生产超新星Ia在轨道周期-二次质量平面的各种WD质量从这个通道。基于一个详细的二进制人口合成方法，我们发现，该通道可以产生SNe Ia与最近的观测暗示的短延迟时间（\sim 100百万年）。我们得到了该通道在超新星爆发后幸存的伴星的许多性质，这些性质可以通过未来的观测来验证。我们还发现超新星爆炸场景中幸存的伴星具有很高的空间速度（> 400 km/s），这可能是超高速星（HVS）的另一种起源，特别是对于US 708这样的HVS。
2011-11-07 astro-ph.SR
Hydrogen and helium in the spectra of Type Ia supernovae
我们提出的预测氢和氦发射线光度从拱星物质周围的Ia型超新星（SNe Ia）使用时间依赖的光电离模型。SN Ia 2000 cx的ESO/VLT光学阶梯光栅光谱是在最大值之前和之后70天内拍摄的。我们没有检测到氢和氦线，并假设风速为10 km/s，太阳风丰度为1.3EE{-5}太阳质量，假定风的质量损失率上限为每年1.3EE {-5}太阳质量。在富氦的情况下，限制质量损失的最佳线是He I 10，830 A。我们证实了Patat等人讨论的SN 2000 cx星际Na I和Ca II吸收的细节，而且还发现了银河系中6613.56 A弥散星际带（DIB）吸收的证据。我们讨论的X射线发射的测量超新星喷出物和风之间的相互作用，我们重新评估的SN 1992 A的观测获得16天后的最大Schlegel和Petre。我们发现一个上限为1.3EE{-5}太阳质量每年。这些结果，加上以前的观测工作正常的超新星Ia 1994 D和2001 el，不赞成一个共生星在上质量损失率制度从可能的祖先的情况下，这些超新星。为了限制氢在晚时光谱中的存在，我们给出了超新星Ia 1998 bu和2000 cx极大后251-388天的ESO/VLT和ESO/NTT光学和红外观测结果。我们没有看到在SNe 1998 bu和2000 cx在这些时期的氢线发射，我们认为，从建模，这样的富氢气体的质量必须小于0.03太阳质量的超…
2013-07-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Searching for swept-up Hydrogen and Helium in the late-time spectra of 11 nearby Type Ia supernovae
直接探测到爆发为Ia型超新星（SN Ia）的恒星系统还没有成功。各种间接方法已被用于研究SN Ia祖细胞系统，但没有产生结论性的结果。单简并模型的一个预测是，来自伴星包层的富氢（或氦）物质应该在爆炸中被SN喷出物卷走。迄今为止，已经分析了七个超新星Ia，在它们的后期光谱中寻找富氢物质的迹象，但没有发现。我们目前的结果，从新的晚时间光谱的11超新星Ia在甚大望远镜使用XShooter和FORS 2。我们提出了SN 2013 ct的H-α发射的试探性检测，对应于剥离/烧蚀伴星材料的~0.007 Msun（在光谱建模的假设下）。这一质量明显低于单简并情景的预期，表明存在>0.1 Msun的富氢，但未观察到。我们在其他10个Ia超新星中没有检测到H-α发射。这使得未检测到（<0.001-0.058 Msun）富氢物质的正常Ia超新星的总样本达到17个事件。对这些未被探测到的天体最简单的解释是，这些天体不是由CO白矮星通过罗氏瓣溢出或共生通道从富氢伴星吸积物质的爆炸造成的。然而，需要进一步的光谱建模来证实这一点。我们也没有发现氦发射特征的证据，但与氦丰富的伴星模型是不可用的地方质量限制。
2016-03-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
The helium star donor channel for the progenitors of type Ia supernovae and their surviving companion stars
Ia型超新星（SNe Ia）的性质仍然不清楚。利用Eggleton的恒星演化程序，在光学厚风假设下，系统地研究了超新星Ia的He星施主通道，其中一颗碳氧白矮星吸积来自He主序星或He亚巨星的物质，使其质量增加到亚克拉塞卡质量.我们绘制出的初始参数生产超新星Ia在轨道周期-二次质量平面的各种WD质量从这个通道。根据一个详细的二进制人口合成方法，我们发现，该通道可以产生超新星Ia与最近的观测暗示的短延迟时间（~ 100 Myr）。我们得到了该通道在超新星爆发后幸存的伴星的许多性质，这些性质可以通过未来的观测来验证。我们还发现超新星爆炸场景中幸存的伴星具有很高的空间速度（> 400 km/s），这可能是超高速星（HVS）的另一种起源，特别是对于US 708这样的HVS。
2010-09-08 astro-ph.SR
The hybrid CONe WD + He star scenario for the progenitors of type Ia supernovae
混合锥型白矮星（WD）被认为是Ia型超新星（SNe Ia）的可能祖先。在这篇文章中，我们系统地研究了混合CONe WD + He星的情况下，为SNe Ia的祖先，其中一个混合CONe WD增加其质量的Srasekhar质量极限吸积富He材料从非简并的He星。根据一系列详细的二进制人口合成模拟，我们得到了该方案的超新星Ia出生率和延迟时间。在这种情况下，超新星Ia的出生率约为0.033-0.539*10^（-3）年^（-1），大约占所有超新星Ia的1-18%。估计的延迟时间约为28 Myr-178 Myr，这是迄今为止任何祖先模型预测的最年轻的SNe Ia。我们认为，从这种情况下的SNe Ia可能提供一个Iax型SNe的替代解释。我们还提出了一些性质的施主在点时，WD达到的Erasekhar质量。这些属性可能是一个很好的起点，为调查幸存的同伴的超新星Ia，并限制在这项工作中研究的祖先的情况。
2014-09-27 astro-ph.SR
Searching for Hydrogen in Type Ib Supernovae
我们提出了合成光谱拟合的典型Ib型SN 1999 dn和富氢Ib SN 2000 H使用广义非局部热力学平衡恒星大气代码\phx。我们将模型光谱拟合到SN 1999 dn的五个时期，范围从最大光照前10天到最大光照后17天，以及SN 2000 H的两个最早时期，最大光照和最大光照后6天。我们的目标是研究Ib型超新星（SNe Ib）中存在氢的可能性，特别是在6200光年附近的一个特征，这一特征以前被归因于高速的H-α。在SN 1999 dn的早期研究中，我们发现最合理的H-α替代物是Si II和Fe II线的混合物，可以通过增加金属丰度来调整。我们的模型很简单，它们假设一个幂律密度分布与半径，同源膨胀，和太阳的成分。氦核是通过燃烧4 H--> He来产生的，以保持核子数。对于含氢的模型，模型的外壳由太阳组成的壳层组成。SN 1999 dn的标准太阳组成层的氢质量为M_H，小于太阳质量的0.001倍; SN 2000 H的标准太阳组成层的氢质量为M_H，小于太阳质量的0.2倍。我们的模型相当好地拟合了观测到的光谱，成功地再现了大多数特征，包括特征氦离子。SN 1999 dn的氢特征很明显，但SN 2000 H的氢特征要明显得多。我们讨论了一个可能的进化方案，占这两个超新星之间的氢壳质量的二分法。
2010-06-07 astro-ph.SR
An Analytical Density Profile of Dense Circumstellar Medium in Type II Supernovae
对II型超新星的观测表明，在核心坍缩前数年至数十年，其大部分祖先经历了增强的质量损失，形成了致密的星周介质（CSM）。假设CSM是由一个单一的大规模喷发事件，我们分析模型的密度分布所产生的CSM。我们发现，一个双幂律分布，其中内（外）幂律指数的特征值为-1.5（-10至-12），给出了一个很好的拟合使用辐射流体动力学模拟获得的CSM轮廓。在我们的轮廓中，CSM仅由两个参数很好地描述，过渡半径$r_*$和$r=r_*$处的密度（或者$r_*$和CSM总质量）。我们鼓励未来的研究，包括这一配置文件，如果可能的话，从相互作用供电的瞬态排放建模时。
2021-05-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
A super-Eddington wind scenario for the progenitors of type Ia supernovae: binary population synthesis calculations
超爱丁顿风的假设被认为是产生Ia型超新星的另一种方法。超级爱丁顿风可以自然地阻止具有高质量吸积率的碳-氧白矮星（CO WD）成为红巨星般的恒星。此外，它在低金属含量的环境中起作用，这可能解释了在高红移时观察到的Ia超新星。在这篇文章中，我们系统地研究了最突出的单简并WD+MS信道的基础上的超级爱丁顿风的情况。我们结合Eggleton恒星演化代码与快速二进制人口合成（BPS）的方法来预测SN Ia出生率的WD+MS通道采用超爱丁顿风的情况下，详细的质量积累效率的H壳闪光的WD。BPS计算发现，如果采用Eddington吸积率作为临界吸积率，WD+MS通道的Ia超新星诞生率估计值为~0.009-0.315*10^{-3}{yr}^{-1}，远低于观测值（小于观测值的10%）。这表明WD+MS通道仅占所有SNe Ia的一小部分。在本模拟中的诞生率低于以往的研究，这主要是由于采用了新的质量积累效率的H壳层闪光。我们还发现，临界质量吸积率对Ia超新星的诞生率有重要影响。同时，我们的BPS计算结果对共包线引射效率的值很敏感。
2015-02-23 astro-ph.SR
The Single-Degenerate Channel Leads to Type Iax and Not Type Ia Supernovae due to Premature Ignition
Technion - Israel Institute of Technology（以色列理工学院）
单致残通道因过早点燃导致Iax型超新星而非Ia型，揭示白矮星质量阈值决定爆炸类型。
2026-02-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
The death of massive stars - II. Observational constraints on the progenitors of type Ibc supernovae
许多II型核心坍缩超新星的祖先现在已经在发现前的成像中被直接识别出来。在这里，我们提出了一个广泛的搜索Ibc型超新星的祖先在所有可用的发现前的图像自1998年以来。有12个Ibc型超新星在深地面或哈勃太空望远镜的档案成像中都没有探测到祖先。最深的绝对BVR星等极限在-4和-5之间。我们比较这些限制与观察到的沃尔夫-拉叶人口在大麦云云，并估计有16%的概率，我们没有发现这样的祖先的机会。或者，祖先在核心崩溃之前就已经进化得很好了，或者我们低估了祖先的灭绝。回顾Ibc SNe的光变曲线模型的相对速率和喷出物质量估计，我们发现两者都与初始质量> 25 Msun的沃尔夫-拉叶星不相容。我们提出了适合这些观测约束的二元演化模型。初始质量小于20 Msun的双星在双星相互作用中失去氢包层，变成低质量氦星。它们保留着低质量的氢包层，直到核心坍缩前约10，000年;因此，星系类似物难以识别也就不足为奇了。
2013-08-23 astro-ph.CO astro-ph.SR
Type Ibn Supernovae May not all Come from Massive Stars
由于核心坍缩超新星是大质量恒星的爆炸，其寿命相对较短，它们几乎只发生在具有活跃恒星形成的星系中。另一方面，Ibn型超新星PS1- 12 sk在一个更典型的热核（Ia型）超新星的环境中爆炸：在星系团中最明亮的椭圆星系的外围。在那个位置缺乏任何明显的恒星形成，这对Ibn型超新星的模型提出了挑战，因为它是非常大质量的沃尔夫-拉叶星的爆炸。在这里，我们提出了一个补充搜索的恒星形成的网站PS1- 12 sk，现在超新星已经褪色，通过深紫外成像的主机集群与哈勃太空望远镜。我们在超新星位置的1千秒差距内没有检测到任何紫外线发射，这使我们能够将恒星形成率的限制加深一个数量级，与对该事件的原始研究相比。根据这个新的限制，我们讨论了Ibn型超新星的祖先是否可以是大质量恒星，以及已经提出了什么合理的替代方案。
2019-01-23 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Predicting polarization signatures for double-detonation and delayed-detonation models of Type Ia supernovae
合成光谱偏振测量的计算是检验Ia型超新星多维爆炸模型的一种手段。在最近的一篇论文中，我们证明了1.1和0.9 M $_{\odot}$白矮星双星系统的剧烈合并太不对称，无法解释正常Ia型超新星中通常观察到的低偏振水平。在这里，我们提出了两种替代方案的极化模拟：亚亚-拉塞卡质量双爆轰和拉塞卡质量延迟爆轰模型。具体来说，我们研究了一个二维双爆轰模型和一个三维延迟爆轰模型，并计算了在这两种情况下的多个观测方向的偏振光谱。我们发现适度的极化水平（$<$ 1%）的两个爆炸模型。连续谱中的偏振在$\sim$ 0.1 $-$ 0.3%处达到峰值，并在最大光之后下降，与正常Ia型超新星的光谱偏振数据非常一致。在各个谱线上发现更高的偏振度。特别是，合成的Si ii λ6355剖面的偏振水平与在正常Ia型超新星中观察到的值非常匹配，而O i λ7774区域预测的低偏振度与当前数据中未检测到这一特征一致。我们的结论是，我们的模型可以重现许多的特点，通量和偏振光谱的研究Ia型超新星，如SN 2001 el和SN 2012 fr。然而，这里考虑的两个模型不能解释在SN 2004 dt等极端情况下观察到的异常高的极化水平。
2016-07-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Orbital Period Changes in Recurrent Nova T Corona Borealis Prove That It Is Not a Type Ia Supernovae Progenitor
该研究通过分析再发新星T CrB的轨道周期变化、光变曲线等数据，计算得出其每次爆发的抛射物质量远大于吸积质量，白矮星质量持续下降，证明它并非Ia型超新星前身星。
2025-10-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type Ia supernovae from violent mergers of carbon-oxygen white dwarfs: polarisation signatures
两颗碳氧白矮星的剧烈合并被认为是某些Ia型超新星的可能祖先。然而，有人认为，这种模型产生的强烈的喷出物不对称性可能与Ia型超新星爆炸中通常观察到的低偏振度不一致。在这里，我们通过对Pakmor等人（2012）提出的模型进行分光偏振分析来验证这一说法，该模型是在1.1 M $_{\odot}$和0.9 M $_{\odot}$碳氧白矮星双星系统合并期间触发的爆炸。由于喷出物的不对称性，偏振信号随视角显著变化。我们发现，在赤道平面的观察员的偏振水平是适度的（$\lesssim$ 1%），并显示出明确的证据，作为一个主导轴，作为一个后果的喷出物对称的轨道平面。相反，平面外的取向与更高程度的偏振和偏离主轴相关联。虽然这里研究的特定模型与SN 2004dt等高度极化事件有很好的匹配，但它很难再现正常Ia型超新星中常见的低极化水平。具体来说，我们发现，元素分布的显着不对称性导致了丰富的强偏振功能，没有观察到在大多数目前可用的光谱偏振数据的Ia型超新星。未来的研究将绘制出合并情景的参数空间，以调查替代模型是否可以提供与观测更好的一致性。
2015-10-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Applying the expanding photosphere and standardized candle methods to Type II-Plateau supernovae at cosmologically significant redshifts: the distance to SN 2013eq
基于II型高原SN 2013 eq的光学成像和光谱学，我们提出了一个基于II型超新星的常用距离测定方法的比较研究。SN 2013 eq在哈勃流（z = 0.041 +/- 0.001）中的出现促使我们在膨胀光球法（expanding photosphere method）的框架内研究“角”和“光度”距离之间差异的含义，该方法依赖于通量和角大小之间的关系来产生距离。通过对SNe在不可忽略的红移下的基本方程的重新推导，我们得出结论：SNe的基本方程导致了角距离。观测到的通量应转换到SN静止坐标系中，角大小θ必须用系数（1+z）^[2]进行修正。可替代地，通过实现角度大小的修改，可以将角距离转换为光度距离。对于SN 2013 eq，利用文献中不同的稀释因子，我们得到了它的平均光度距离D_L = 151 +/- 18 Mpc和D_L = 164 +/- 20 Mpc。对II-P型SNe应用标准烛光法得到了一个独立的光度距离估计值（D_L = 168 +/- 16 Mpc），这一估计值与N-S估计值是一致的。
2016-07-28 astro-ph.CO astro-ph.SR
Signatures of A Companion Star in Type Ia Supernovae
虽然Ia型超新星（SNe Ia）已被用作精确的宇宙学距离指标，但它们的祖先系统仍然没有得到解决。其中一个关键问题是在白矮星（WD）热核爆炸时是否存在非简并伴星。在本文中，我们调查，如果SN喷出物和伴星之间的相互作用可能会导致周围的最大亮度和此后，通过执行多维辐射传输模拟的基础上的相互作用的流体动力学模拟可观察到的足迹。我们发现，这样的系统会导致各种观测特性的变化，由于不同的观看方向，而预测的行为（更红和更暗的同伴方向）是相反的，由以前的研究所建议的。变化一般是适度的，并在观察到的散射。然而，该模型预测的趋势之间的一些观测值不同的观测得出，因此，一个大样本的超新星Ia与小的校准误差可以用来限制这样的伴星的存在。光学带通中不同颜色的变化可以通过外部反射来模仿，因此这种效应可能是峰值亮度和导出距离的散射源。在峰值之后，从伴星排出的富氢物质将以氢线的形式出现。然而，H $α$极难识别。另外，我们发现，P $_β$在后最大近红外光谱可以提供强大的诊断。
2014-08-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
The diverse lives of progenitors of hydrogen-rich core-collapse supernovae: the role of binary interaction
富氢超新星，被称为II型（SNe II），是大质量恒星核心坍缩后观察到的最常见的爆炸类型。我们使用分析估计和人口合成模拟来评估SNe II祖细胞的分数，预计已交换质量与同伴爆炸前。我们估计，1/3到1/2的SN II祖星在爆炸前与双星伴星有质量交换的历史。导致SN II祖星的主要双星通道涉及双星的合并。合并预计将产生多样性的SN II祖先的特点，这取决于进化的时间和合并的属性。另一种可能是，来自相互作用的双星的SN II祖先可能从它们的伴星吸积了质量，然后在伴星爆炸后被从双星系统中弹射出来。我们表明，SN II的祖先，预计经历了二元相互作用的整体分数是强大的对我们的模型中的主要物理不确定性。然而，不同的二元进化通道的相对重要性受到改变物理假设的影响。我们进一步讨论的方式，二进制可能有助于观察到的多样性SNE II考虑潜在的观测签名所产生的每个二进制通道。对于在爆炸时具有大量富氢包层的超新星（即，除了IIb型SNe外，一颗幸存的非致密伴星通常表明超新星的前身星是一颗宽的、没有相互作用的双星。我们认为，即使是II-P型SNe的一个显着的一部分，预计已获得质量的同伴爆炸前。
2019-07-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
The core-degenerate scenario for the progenitors of type Ia supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）的起源仍然不确定。核心简并（CD）方案已被提出作为一种替代方式的生产Ia超新星。在这种情况下，超新星Ia是由一颗碳氧白矮星（CO WD）与一颗渐近巨星分支伴星的CO核心合并而形成的。然而，Ia型超新星的出生率仍然没有很好地确定。在这项工作中，我们进行了详细的调查CD方案的基础上的二进制人口合成方法。在这种情况下，超新星Ia的延迟时间基本上在9000万年到25000万年之间，这主要是由于观测到的超新星Ia具有短的和中等的延迟时间，尽管这种情况也会产生一些旧的超新星Ia。同时，我们的工作表明，由于对质量转移的更仔细的处理，在这种情况下，超新星Ia的银河系出生率不超过总超新星Ia的20%。虽然本研究中Ia型超新星的出生率低于Ilkov & Soker的研究，但不能排除CD方案是Ia型超新星形成的可行机制。特别是，来自这个场景的星周物质的SNe Ia贡献了总SNe Ia的0.7-10%，这意味着CD场景可以重现像PTF 11 kx那样观测到的SNe Ia的出生率。我们还发现，SNe Ia发生系统性较早的金属丰度值和它们的出生率增加与金属丰度。
2016-10-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Light curves of the explosion of ONe WD+CO WD merger remnant and type Icn supernovae
本文通过模拟氧氖与碳氧双白矮星并合残余物爆炸的光变曲线，考察抛射物质量、爆炸能量、Ni56质量及CSM参数，发现该模型可解释SN 2019jc，为Icn型超新星提供新前身星通道。
2024-05-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Super-luminous supernovae: 56Ni power versus magnetar radiation
超亮超新星（SNe）的起源有很多不确定性。受Ic型SN 2007 bi发现的启发，我们研究了它与对不稳定SN（PISN）的拟议关联。我们计算原始~ 200 Msun恒星的恒星演化模型，模拟由于对生产不稳定性的内爆/爆炸，并使用它们作为详细的非LTE时间相关的辐射传输模拟，包括非本地能量沉积和非热过程的输入。我们从红超巨星、蓝超巨星和Wolf-Rayet（WR）恒星祖先中检索了PISN光变曲线的基本形态。虽然我们确认，一个祖100 Msun氦核心（PISN模型He 100）很好地符合SN 2007 bi的光变曲线，其低比率的动能和56 Ni质量的喷出物的质量，类似于标准的核心崩溃SNe，合谋产生冷光球，红色光谱受到强线覆盖，和窄线轮廓，所有与SN 2007 bi的观测相冲突。氦核模型增加56镍-喷出物的质量比有更蓝的光谱，但仍然太红，以匹配SN 2007 bi，即使是模型He 125 - 56镍加热的影响是抵消了相关的增加覆盖。相比之下，磁星延迟注入的能量代表了一个更有吸引力的替代方案，可以重现超亮SNe的蓝色，弱覆盖和宽线光谱。额外的热源是免费的覆盖，并没有明确地绑定到喷出物。实验与~ 9 Msun WR-恒星的祖先，最初爆炸产生一个~1.6B SN Ib/c喷出物，但后来受到可调磁星辐射的影响，我们产生了多样性的蓝色光谱形态联想到SN 2007 bi，奇特的Ib型SN 2005 …
2012-08-06 astro-ph.CO astro-ph.SR
Near-Chandrasekhar-Mass Type Ia Supernovae from the Double-Degenerate Channel
最近的观测证据表明，白矮星（WD）合并是一个非常有效的机制，质量吸积到星系中的WD。在本文中，我们表明，WD合并自然产生高磁化，均匀旋转的WD，包括一个很大的人口在一个狭窄的质量范围内，接近的Ekrasekhar质量（$M_{\rm Ch}$）。这些近$M_{\rm Ch}$ WD合并随后经历快速旋转和压缩的$\sim 10^2$年的时间尺度上，要么导致中心点火和一个正常的SN Ia通过DDT机制，或替代一个失败的爆炸和SN Iax通过纯爆燃。由此产生的SNe Ia和SNe Iax将具有光谱、光变曲线、偏振测定和核合成产额，这些产额与通过典型近$M_{\rm Ch}$单简并（SD）通道预测产生的产额相似，但具有双简并（DD）通道的$t^{-1}$延迟时间分布特征。此外，与SD信道相反，WD合并接近$M_{\rm Ch}$ SNe Ia和SNe Iax将不产生可观察的伴随签名。我们讨论了一系列的影响，这些发现，从超新星Ia爆炸机制，银河核合成的铁峰元素，包括锰。
2021-11-18 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
