Wind-Driven Evolution of White Dwarf Binaries to Type Ia Supernovae
在Ia型超新星（SNe Ia）祖先的单一简并假设中，一颗白矮星快速地从它的伴星吸积富含氢或氦的物质，并表现为一个超软X射线源。这一观点受到了具有非常低质量伴星的超软X射线源的性质以及对附近几个超新星Ia的观测的挑战。已有研究指出，吸积中的白矮星的X射线辐射或星风可以激发星风或剥离伴星的质量，从而显著影响质量传递过程。本文对白矮星双星的风驱动演化进行了详细的计算。我们提出了可能的SN Ia祖细胞的参数空间，并为生存的同伴后SNe。结果表明，与传统的单简并方案相比，Ia超新星的前伴星具有更符合观测的特征。
2013-11-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernovae Producing Unbound Binaries and Triples
恒星死亡时处于双星或三双星状态的恒星比例以及超新星爆发后幸存的恒星比例是演化模型和引力波源群预测的关键约束条件。这些分数也可以直接通过观测来确定。在这里，我们搜索10个超新星遗迹（SNR）包含未绑定的二进制或三重使用盖亚EDR 3和新的统计方法和测试假阳性的自行车的紧凑的对象。我们确认了G180.0-01.7中的一个已知的未绑定二进制文件HD 37424，并且没有发现其他例子。结合我们之前对绑定和未绑定二进制文件的搜索，并假设没有偏向于寻找相互作用的二进制文件，我们发现72.0%的（52.2%-86.4%，90%置信度）的SN产生中子星在爆炸时不是双星，13.9%（5.4%-27.2%）的程序生成绑定二进制文件，12.5%（2.8%-31.3%）的程序生成未绑定二进制文件。有一个强烈的偏见，有利于发现相互作用的二进制文件，中位数移动到76.0%的死亡时不是二进制文件，9.5%离开绑定和13.2%离开未绑定的二进制文件。爆炸不会留下双星，<18.9% can be fully unbound triples. These limits are conservatively for M>5 Msun恒星，尽管单个系统的质量限制明显更强。PSR J 0538 +2817的前身在诞生时可能是一颗13- 19 Msun的恒星，而在爆炸时可能是一颗洛希有限的、部分剥离的恒星，它将质量转移到HD…
2021-07-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Observability of inflated companion stars after supernovae in massive binaries
本文系统地研究了大质量双星中伴星在受到超新星喷出物撞击后的响应。总共进行了720个一维恒星演化计算，以跟踪恒星对能量注入的膨胀和收缩以及它如何依赖于各种参数。我们发现，在膨胀阶段达到的最大光度只依赖于恒星的质量，我们推导出一个解析公式来描述的关系。膨胀持续时间和膨胀能之间也有密切的相关性。这些相关性将是有用的约束前超新星双星参数从未来的检测膨胀的同伴。我们还讨论了在考虑伴随暴胀时双星系统的可能结果。基于简单的二进制人口合成，我们估计，$\sim$ 1-3%的剥离信封超新星可能有可观察到的膨胀的同伴。最后，我们将我们的模型应用到观测到的SN 2006 jc伴星上，并对可能的超新星前双星参数进行了严格的限制。
2021-05-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolution of binaries containing a hot subdwarf and a white dwarf to double white dwarfs, and double detonation supernovae with hypervelocity runaway stars
Max Planck Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）
研究通过MESA代码探索热亚矮星与白矮星双星系统演化为双白矮星或双爆超新星的机制，并分析其对超高速逃逸星的影响。
2025-11-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Quadruple or Triple Origin For Tycho B and SN 1572
Kerzendorf等人（2012）最近报道了在第谷超新星遗迹中心附近发现一颗贫金属（[Fe/H]=-1 +/- 0.4）A型恒星的惊人发现。我们提出两种可能的解释。在第一个星系中，第谷B是一颗蓝离散星，由一颗K型或G型的近距离双星系统合并而成，而这颗双星系统之前曾与产生SN 1572的双星组成四重星系。这两个双星可能是由Kozai-Lidov振荡与潮汐摩擦共同作用引起的潮汐接触。类似的祖细胞系统可包括CzeV 343、VW LMi和KIC 4247791。在第二个星系中，Tycho B是一个三重星系中幸存的第三个组成部分，它也可能受到Kozai-Lidov振荡的影响。率进行了简要讨论。每个进化的情况下提出的问题。最后，不排除第谷B和超新星遗迹之间的偶然对齐。
2012-10-22 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Probing supernovae and kicks in post-supernova binaries
该研究重新分析SGR 0755-2933观测数据，发现其中子星更可能源自普通Ib/c型超新星而非超剥离超新星，并强调需用超新星后完整运动学分析推断爆炸与前身星条件。
2024-01-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolution of Magnetized White Dwarf Binaries to Type Ia Supernovae
随着观测到的磁性白矮星数量的不断增加，白矮星的磁场在双星演化和单星演化中的作用值得关注。在这项研究中，我们研究了WD/主序星双星演化与恒星天体物理学实验模块（MESA代码），考虑WD与无，中等和高磁场强度。我们主要关注WD的强磁场（在类极系统中）如何影响双星演化为Ia型超新星（SNe Ia）。吸积物质沿着磁场线运动并落在极帽上，它可以被WD的强磁场限制，因此增强的各向同性极-传质速率可以使WD在质量增长的情况下甚至具有低的Roche瓣溢出传质速率的低质量供体。在磁约束模型下的结果表明，Ia超新星的初始参数空间和Ia超新星后的施主特征与以往的Ia超新星模型有很大区别。捐助者的预测性质是兼容的，在几个SN残留物和附近的SNe的同伴的非检测。
2019-06-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Simulations of stripped core-collapse supernovae in close binaries
我们进行平滑粒子流体动力学模拟的爆炸的氦星在一个紧密的双星系统，并研究爆炸的影响的伴星，以及对超新星遗迹上的同伴的存在的影响。通过模拟超新星从核心反弹到残余壳通过恒星伴星的机制，我们能够分离导致最终系统参数的各种影响。在最后一个系统中，我们测量了伴星的质量剥离和烧蚀，以及伴星的速度反冲，以及超新星壳的结构。伴星的存在在膨胀的超新星遗迹中产生了一个圆锥形的空腔，伴星物质的损失导致超新星遗迹的一侧更富含金属，而空腔周围更富含氢（来自伴星物质）。在从伴星中移除质量之后，我们研究了它随后的演化，并将其与未受到超新星撞击的单颗恒星进行比较。
2015-10-08 astro-ph.HE 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
Merging of Components in Close Binaries: Type Ia Supernovae, Massive White Dwarfs, and Ap stars
《Scenario Machine》（一种为研究密近双星演化而设计的计算机代码）被用来对各种各样的合并天体进行总体合成：主序星与主序星;白矮星与白矮星、中子星和黑洞;中子星与中子星和黑洞;我们计算了这类事件的发生率，并绘制了合并白矮星和主序星的质量分布图。结果表明，Ia型超新星只有经过大约10亿年的星系演化才能被用作标准烛光。在这一演化过程中，Ia型超新星的平均能量大约会降低10%; Ia型超新星的最大和最小能量可能相差不少于1.5倍。在估计宇宙加速的参数时应该考虑到这种情况。根据理论估计，最大质量的（通常是磁性的）白矮星可能是由质量较低的白矮星合并而成的。至少有一些磁性的Ap和Bp星可能形成于低质量主序星（小于太阳的1.5质量）与对流包层的合并中。
2009-01-30 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Formation of Fast-spinning Neutron Stars in Close Binaries and Magnetar-driven Stripped-envelope Supernovae
通过双星演化模拟，本文证明密近双星中高效角动量传输的潮汐自转加速氦星可形成快速旋转磁星，统一解释多类磁星驱动剥离包层超新星。
2024-10-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pulsational pair-instability supernovae in very close binaries
对不稳定性和脉动对不稳定性超新星（PPISN）至今还没有被明确地观测到。然而，他们是最重的二元黑洞（BBH）合并检测到的祖先有希望的候选人。如果这些BBH是双星演化的产物，那么PPISNe可能发生在非常接近的双星中。出于这一动机，我们讨论了PPISN发生与密切的二进制伴侣的影响，以及这些事件对合并BBH通过二进制进化的形成有什么影响。为此，我们用\texttt{MESA}软件计算了一组贫金属（$Z_\odot/10$）单氦星模型。对于脉冲前质量为$>50M_\odot$的PPISN祖星，我们发现，脉冲后，恒星各层的热量沉积在保持束缚的恒星中，导致其膨胀到超过$100R_\odot$，膨胀周期为$10^2-10^4\;$ ~yrs，这取决于祖星的质量。这导致长寿命阶段的罗氏瓣溢出，甚至共同的包络事件，如果有一个密切的双同伴，导致额外的电磁瞬变与PPISN爆发。如果我们忽略这些相互作用的影响，我们发现，从PPISNe的质量损失减少了最终的黑洞自旋的$\sim 30\%$，诱导偏心率低于阈值的LISA天文台的可探测性，并可以产生一个双峰分布的测量啁啾质量在BBH合并地面探测器观察。
2020-07-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernovae in colliding-wind binaries: observational signatures in the first year
当一颗核心坍缩的超新星在一个双星系统中爆炸时，喷出物可能会遇到一个过密的壳层，在那里两颗恒星的恒星风之前发生了碰撞。在这项工作中，我们调查的超新星光变曲线上的时间尺度，从早期的闪光电离签名，爆炸后约一年的这种相互作用的影响。我们构建了一个模型的碰撞风壳在一个轨道双星系统，我们提供了一个解析表达式的壳的厚度和密度，我们校准与三维自适应网格细化流体动力学模拟探测不同比例的风动量和不同制度的辐射冷却效率。我们模拟了超新星喷出物与星周介质的角相关相互作用，并利用一个现实的冷却函数估算了激波辐射效率。我们发现，辐射冲击功率超过典型的IIP型超新星光度只有双红超巨星双星的质量比$q \gtrsim 0.9$，风质量损失率$\dot{M} \gtrsim 10^{-4} M_\odot\,\text{yr}^{-1}$，和分离之间约50和1500 AU。对于$q$较小的双星或风速较快的主星，所需的$\dot{M}$会增加。我们估计所有坍缩大质量恒星的$\ll 1\%$满足双星质量比和双星分离的条件。由于风壳碰撞而产生的散射光度最多比未受扰动的恒速风高出10倍，但与靠近恒星的风加速相关的更高密度提供了更强的信号。
2021-12-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
The effect of helium accretion efficiency on rates of Type Ia supernovae: double-detonations in accreting binaries
Ia型超新星的双爆炸场景作为可行的祖星模型得到了超新星界越来越多的支持，使其与众所周知的单简并和双简并场景一起成为有希望的候选模型。我们提出了双爆轰SNe的延迟时间，其中一个sub-brasekhar质量的碳-氧白矮星从富氦伴星非动态吸积。在定量SN率从双爆的主要不确定性之一是（假设）的富氦物质的保留效率。因此，我们实施了一个新的处方治疗吸积/积累的富氦物质的白矮星。此外，我们测试的结果如何变化取决于哪些标准被假定为导致在氦壳爆轰。在将结果与我们的标准情况（Ruiter等人，2011年）进行比较时，我们发现，无论采用何种He吸积处方，如果低质量He壳（< 0.05 Msun）足以触发爆炸，SN率仅降低25%。如果需要更多质量（0.1 Msun）的壳层，则速率降低85%，并且在新的吸积模型中延迟时间分布发生了显着变化-仅产生具有即时（< 500 Myr）延迟时间的SNe。由于理论上的论点有利于低质量的他壳正常的双爆轰SNE，我们的结论是，从双爆轰率很可能是高的，不应该严格依赖于所采用的处方吸积的他。
2014-03-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Enhanced Black-Hole Mergers in Binary-Binary Interactions
研究了四重系统中黑洞（BH）双星的轨道演化，其中第三重双星通过Lidov-Kozai（LK）振荡激发BH双星的大偏心率，导致BH双星通过引力辐射合并.对于典型的BH二进制的质量$m_{1,2}\simeq 20M_\odot-30M_\odot$和初始半长轴$a_0\sim100$ AU（这样的二进制有没有机会合并自己在$\sim10^{10}$ yrs），我们表明，二进制的相互作用可以显着增加合并的LK窗口（范围的同伴倾斜，允许BH二进制合并在10~Gyrs）。这种增加是由BH双星的LK振荡和由第三双星驱动的外（双星-双星）轨道的节进动之间的长期共振引起的。因此，在存在第三双星的情况下，BH合并分数增加到$10-30\%$，比在类似的三元系统中发现的合并分数大一个数量级。我们的分析（适当的缩放）可以很容易地适应其他配置的系统，如相对紧凑的BH二进制和适度层次的三元组，这可能会产生更高的合并分数。由于恒星四重体在银河场中的出现率并不比恒星三重体小得多，我们的结果表明，动力学诱导的BH合并可能是LIGO/VIRGO观测到的BH合并产生的一个重要通道.
2018-12-25 astro-ph.HE gr-qc
Remnants of Subdwarf Helium Donor Stars Ejected from Close Binaries with Thermonuclear Supernovae
一些由白矮星（WD）和热亚矮星（sdB）氦星组成的双星系统将在sdB星的氦燃烧寿命内发生接触。WD上的吸积氦不可避免地经历热核不稳定性，导致爆炸，预计将过渡到WD核心，并导致热核超新星，而施主轨道附近的高速。最近发现的快速移动的对象，占据不寻常的位置上的HR图的动机，我们探讨了热核超新星的捐助者在这个特定的双爆炸的情况下的影响。我们使用MESA模型的二进制爆炸的时刻，然后三维雅典娜++模型的超新星喷出物与施主星的流体动力学相互作用，计算的质量被剥离的量和熵沉积在深恒星内部的强冲击，横穿it.We表明，这些施主残余物喷出的速度主要由其轨道速度：$700-900\ \rm km\ s^{-1}$。我们通过在MESA模型中引入激波熵来模拟残骸的长期热演化。作为对这种熵变的反应，施主残余物会膨胀并变亮，时间跨度从$10^6-10^8$年不等，这给了这些逃逸恒星足够的时间在它们离开银河系之前观察到它们的膨胀状态。即使在表面层被剥离后，一些施主仍保留足够的质量来恢复核心氦燃烧，并进一步延迟衰减超过$10^8$年。
2019-10-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Wide binary pulsars from electron-capture supernovae
中子星在超新星诞生时受到速度的冲击。那些形成于超级渐近巨星分支恒星的电子捕获超新星中的恒星--在超新星中结束生命的质量最低的恒星--可能比典型的中子星受到的反冲要低得多。由于许多大质量恒星都是宽联星的成员，这表明存在着低质量（$1.25 < M_\mathrm{psr} / $ M $_\odot < 1.3$）、宽（$P_\mathrm{orb} \gtrsim 10^{4}$ \，day）、偏心（$e \sim 0.7$）、未回收（$P_\mathrm{spin} \sim 1$ \，s）的联星。这类双星的形成率对导致电子捕获超新星的（有效的）单颗恒星的质量范围、超新星之前的质量损失量以及中子星上任何出生踢的大小都很敏感。我们估计，在银河系中，每10，000个孤立的脉冲星中就应该有一个这样的脉冲双星，假设导致电子捕获超新星的单星质量范围的宽度是$\lesssim 0.2$ \，M $_\odot$，并且在电子捕获超新星中形成的中子星接收的典型反冲小于10\，km s $^{-1}$。我们已经搜索了观测到的双星目录，但没有发现可以通过这个通道形成的令人信服的候选者，这与预测的低速率一致。未来的观测与平方公里阵列可能会检测到这种罕见的子类脉冲双星，并提供强有力的约束的性质，电子捕获超新星及其祖先。
2022-05-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
The power of binaries on stripped-envelope supernovae across metallicity: uniform progenitor parameter space and persistently low ejecta masses, but subtype diversity
本文利用POSYDON星族合成程序研究金属丰度对剥离包层超新星的影响，发现绝大多数SESNe来自双星中经历稳定质量转移的主星，其总体发生率几乎不依赖金属丰度，但亚型比例和年龄分布呈现显著的金属丰度依赖性，且预测抛射物质量持续偏低并符合观测。
2025-08-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Interacting supernovae from wide mass-transferring binaries
本文通过大质量双星演化模型研究宽距传质如何塑造超新星多样性，揭示稳定与不稳定传质分别产生致密星周物质和公共包层环境，从而解释从IIP到Ib型超新星的观测特征。
2024-10-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Population synthesis of low-mass binaries with wind-accreting neutron stars
Sternberg Astronomical Institute, Lomonosov Moscow State University（莫斯科国立大学列昂诺夫天文研究所）；Department of Physics, Lomonosov Moscow State University（莫斯科国立大学物理系）
该研究通过星族合成模拟低质量双星中的风吸积中子星系统，发现多数系统在几吉年内产生暗淡X射线源，且仅在公共包层效率高时才能形成少量高速双星。
2026-09-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Population Synthesis Study on the Binary Origin of Type Ibn Supernovae
本文通过双星种群合成计算研究Ibn型超新星的起源，发现低质量氦星在近距离双星中爆炸可解释其观测事件率，而He星与致密天体并合只能解释一小部分。
2025-07-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernovae in massive binaries and compact object mergers near supermassive black holes
围绕星系核中的超大质量黑洞（SMBH）的核星团是宇宙中的致密系统之一，拥有数百万颗恒星和致密天体（CO）。在距离SMBH几个秒差距的范围内，恒星可以形成双星。在本文中，我们模型的超新星（SN）的过程中，出生在SMBH附近，产生CO二进制的大规模的二进制文件。这些双星后来可以通过发射引力波合并，这是Lidov-Kozai机制的结果。我们研究了这些系统的动力学演化的高精度$N$体模拟，包括后牛顿（PN）项高达2.5 PN阶。我们采用不同的处方出生的速度踢在SN过程中给予，并发现较大的踢导致更紧凑的二进制合并更接近SMBH。我们还得出结论，大多数的合并进入LIGO波段具有非常高的偏心率。最后，我们分别计算了BH-BH、BH-NS、NS-NS的$0.05$-$0.07\ \mathrm{Gpc}^{-3} \mathrm{yr}^{-1}$、$0.04$- $2\times 10^{-3}\ \mathrm{Gpc}^{-3} \mathrm{yr}^{-1}$、$9.6\times 10^{-6}$ - $2.7\times 10^{-3}\ \mathrm{Gpc}^{-3} \mathrm{yr}^{-1}$的合并率，小于实际的LIGO-Virgo观测率。
2019-10-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Post-Merger Magnetized Evolution of White Dwarf Binaries: The Double-Degenerate Channel of Sub-Chandrasekhar Type Ia Supernovae and the Formation of Magnetized White Dwarfs
Ia型超新星（SNe Ia）作为可测量的宇宙学蜡烛发挥着至关重要的作用，尽管它们的祖先的性质是一个积极研究的主题。最近的观测和理论工作指出合并的白矮星双星，称为双简并通道，可能是某些Ia型超新星的祖先系统。此外，最近的理论研究表明，未能引爆的合并可能会产生磁化的快速旋转的白矮星。在本文中，我们提出了第一个多维模拟合并后的白矮星双星的演变，包括磁场的影响。在这些系统中，两颗白矮星在动力学时间尺度上完成了最终的合并，并被潮汐破坏，产生了一个快速旋转的白矮星合并，周围环绕着一个热日冕和一个厚的，差速旋转的圆盘。磁盘是非常容易受到磁旋转不稳定性（MRI），我们证明，这导致了一个最初的动态弱磁场在磁盘中的快速增长，自旋下降的白矮星合并，并随后中央点火的白矮星合并。此外，这些磁化模型表现出在白矮星合并的先前流体动力学研究中不存在的新特征，包括在热盘中MRI湍流的发展，携带盘质量的显著部分的磁化流出，以及白矮星合并的磁场强度$\sim 2 \times 10^8$ G。我们讨论了我们的研究结果的起源，拱星介质，并观察到的Ia超新星和磁化白矮星的属性的影响。
2013-09-03 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Observational constraints on massive binaries
本文综述了不同金属丰度下大质量双星的观测性质，强调其多重性对校准单星与双星演化模型的关键作用，并指出当前领域的未决问题。
2024-10-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Outcome of Supernovae in Massive Binaries; Removed Mass, and its Separation Dependence
大多数大质量恒星都是在双星系统中形成的。因此，我们有理由预期，大多数核心坍缩超新星（CCSNe）都发生在双星中，伴星的存在可能会在观测到的特征中留下一些印记。考虑到这一点，我们进行了二维流体动力学模拟的碰撞CCSNe喷出物与伴星在一个几乎相等的质量（$\sim 10M_\odot$）的二进制，以找出可能的后果，这样的事件。特别是，我们注意的质量去除量和它的依赖于二进制分离。与前面的结果相反，我们发现伴星质量的剥离不是通过动量转移，而是通过激波加热。对于最接近的分离，可以去除高达原始质量的$25\%$，并且去除的质量随着二元分离$a$而减小为$M_{ub} \propto a^{-4.3}$。通过人工修改入射喷出物的密度进行一些实验计算，我们表明，如果喷出物的速度是固定的，入射喷出物的密度是一个重要的参数，实际上决定了删除的质量为$M_{ub} \propto ρ_{ej} ^{1.4} $。另一方面，另一组修正了入射喷出物速度的模拟表明，加热恒星物质并导致伴星质量损失的前向激波的强度实际上是去除质量的关键参数。
2014-08-01 astro-ph.HE
Supernova lightCURVE POPulation Synthesis I: including interacting binaries is key to understanding the diversity of type II supernova lightcurves
我们提出的超新星光变曲线人口合成的结果，预测可能的超新星光变曲线的范围所产生的人口的祖星，包括相互作用的二元系统。我们发现，已知的超新星光变曲线的多样性可以被解释为产生的二元相互作用。给出祖星的详细模型，我们能够确定这些恒星中的哪些参数决定了它们超新星光变曲线的形状。主要的因素是超新星喷出物的质量和最后祖先中氢的质量。我们发现，有一个连续的光变曲线的行为，从IIP型，IIL IIb超新星有关的氢和喷出物的质量范围。大多数IIb型超新星的初始质量范围相对较窄，从10到15 M $_{\odot}$。我们还发现了一些明显的光变曲线，这是恒星合并的结果。
2018-11-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Comprehensive study of ejecta-companion interaction for core-collapse supernovae in massive binaries
我们对大质量双星系统中超新星喷出物与伴星的相互作用进行了全面的研究。我们的目标是从物理上理解相互作用的运动学并预测观测特征。为了做到这一点，我们在一个巨大的参数空间的二进制配置，不同的质量的祖先和同伴，结构的同伴，爆炸能量和轨道分离进行模拟。我们的结果与Wheeler等人（1975）的经典模型不太一致，有时会偏离一个数量级。我们构建了一个替代的简单模型，合理地解释了模拟结果，可以用来估计任意爆炸轮廓和伴星结构的冲击速度。然后我们研究了超新星爆发后的长期演化，在那里伴星可以被注入恒星的能量膨胀。我们发现，伴星在超新星爆发后可以变得超过一个数量级，但在$\sim10$年后迅速消失，并在大约一个恒星的热时标内恢复到原来的光度。最后，我们还讨论了可能的表面污染的重元素从较慢的喷出物。
2018-07-27 astro-ph.HE
Astro2020 Science White Paper: Populations of Black Holes in Binaries
双星系统中的黑洞对于理解产生引力波源的过程、理解超新星的工作原理以及为宇宙早期的高质量恒星提供化石证据都是至关重要的。目前，这些天体的样本量，特别是双星系统中的黑洞，是相当有限的。此外，还需要对二元参数进行更精确的测量。随着X射线和射电天文学能力的主要改进，应该有可能建立更大的样本，更好地测量黑洞双星。
2019-04-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray Binaries
本章讨论了X射线双星对Ibc型和II型超新星的影响。X射线双星包含吸积的中子星和恒星质量的黑洞，它们是大质量恒星演化的终点。因此，研究这些残留物为理解导致其形成的进化过程提供了线索。我们在这里集中在它们的伴星的动力学质量，空间速度和化学异常的分布。这三个观测特征提供了关于相互作用双星系统内核心坍缩和超新星爆炸物理学的独特信息。有证据表明，在观测到的质量分布中存在约2-5 Msun的差距。这可能与超新星爆炸的物理学有关，尽管选择效应和可能的系统学可能很重要。低质量X射线双星（LMXB）中子星质量测量值与高质量X射线双星（HMXB）脉冲星质量测量值之间的差异反映了它们不同的吸积历史，后者呈现接近出生质量的值。另一方面，LMXB中的黑洞似乎被限制在<~12 Msun，因为在风沃尔夫-拉叶阶段有很强的质量损失。对黑洞X射线双星有限样本的详细研究表明，质量更大的黑洞具有更低的空间速度，这可以解释为它们是通过直接坍缩形成的。相反，通过超新星爆炸形成的低质量黑洞意味着，通过随后的出生和/或布劳撞击，大的逃逸速度是可能的。最后，对7个X射线双星中伴星的化学丰度研究表明，它们都富含金属（除了GRO J1655-40），并具有大量独特的α元素丰度。
2017-01-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Normal Type Ia supernovae from violent mergers of white dwarf binaries
关于Ia型超新星（SNe Ia）的祖先系统，最重要的问题之一是两颗白矮星的合并是否会导致重现正常事件观测的爆炸。在这里，我们提出了一个完整的三维模拟的两个碳氧白矮星与质量的$0.9 \mathrm{M_\odot}$和$1.1 \mathrm{M_\odot}$结合非常高的分辨率和精确的初始条件的暴力合并。一个经过测试的代码组合用于研究系统。我们从动力学的螺旋阶段开始，并遵循随后的热核爆炸的合理假设下，爆炸形式的合并过程。然后，我们进行详细的核合成计算和辐射转移模拟预测合成观测同源膨胀超新星喷出物。我们发现，我们的合并，产生约$0.62 \mathrm{M_\odot}$的$^{56}\mathrm{Ni}$，合成的彩色光曲线显示出良好的协议，从U到K的所有波段正常的SNe Ia的观察。在最大光附近的合成光谱中的线速度也与观测吻合得很好。我们的结论是，大质量白矮星的剧烈合并可以非常类似于正常的Ia超新星。因此，根据这些大规模系统的数量，这些合并可能至少会对观测到的正常Ia超新星的数量做出一小部分贡献。
2012-01-24 astro-ph.HE
Searching for Magnetar Binaries Disrupted by Core-Collapse Supernovae
California Institute of Technology（加州理工学院）；The Observatories of the Carnegie Institution of Washington（卡内基科学研究所天文台）
本文通过多波段数据搜索未束缚双星及SNR壳层，发现45%磁星应为高速星，约束未束缚伴星比例为5%-24%，支持高比例的预超新星合并，增强磁星形成。
2026-03-16 astro-ph.HE
Ultra-stripped supernovae and double neutron star systems
双中子星（DNS）系统的近轨道祖先双星演化导致超剥离星的超新星（SN）爆发。SN喷出物质量的数量是非常有限的，从这样的，或多或少，裸露的金属核心与信封质量只有0.01-0.2 Msun。小SN喷出物质量和相关的小NS踢的可能性的组合是非常重要的结果DNS系统留下的特性。在这里，我们讨论的DNS系统的理论预测，根据情况BB罗氏瓣溢出之前，超剥离SNE，并简要地与观察比较。
2015-10-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Searching for core-collapse supernovae in binaries with ZTF
Deutsches Elektronen-Synchrotron (DESY)（德国电子同步辐射研究所）；Institut für Physik, Humboldt-Universität zu Berlin（柏林洪堡大学物理研究所）；Argelander Institut für Astronomie（阿尔兰德尔天文学研究所）
本研究提出一种对ZTF等巡天数据搜寻双星核心坍缩超新星周期性振荡的低成本方案，经模拟和存档数据验证，长基线观测可有效恢复振荡，在212颗ZTF超新星中发现2个候选体存在相关迹象。
2026-08-04 astro-ph.HE
Radio Emission from Ultra-stripped Supernovae as Diagnostics for Properties of the Remnant Double Neutron Star Binaries
超剥离超新星（SN）是一颗氦星或C+O星的爆炸，其外层被伴星中子星剥离。据信，爆炸后会留下一个双中子星（DNS）双星，它将在合并后发射引力波。最近对超剥离SN的几个候选者的探测已经限制了爆炸和祖星的性质，但关于残留DNS双星是否会在宇宙年龄内合并的信息很少。预计通过双星相互作用从氦星剥离的大部分物质将逃离系统并形成星周物质（CSM）。CSM应通过与SN喷出物碰撞引起的无线电发射来追踪。基于已有的恒星演化模型，我们计算了超剥离SNe的射电光度。我们发现，在其最大的高射电光度可以是一个指标的DNS二进制小分离导致其合并的宇宙年龄。我们的结果可以用来优化无线电后续观测的策略，如观测历元和频率。
2020-06-11 astro-ph.HE
Accelerating Compact Object Mergers in Triple Systems with the Kozai Resonance: A Mechanism for "Prompt" Type Ia Supernovae, Gamma-Ray Bursts, and Other Exotica
白矮星-白矮星（WD-WD）和中子星-中子星（NS-NS）合并可能分别产生Ia型超新星和伽马射线暴（GRB）。一个普遍的问题是如何产生半长轴足够小的双星，以显着小于哈勃时间（t_H），从而适应观察，这些事件密切关注恒星形成的插曲。我探讨的可能性，这样的系统是不是在所有的二进制，但实际上coeval，或动态形成，三重系统。第三纪在内部双星中引起Kozai振荡，将其驱动到高偏心率，并减少其引力波（GW）合并的时间尺度。这种效应显著增加了二元周期P的允许范围，使得合并时间为t_merge < t_H。原则上，如果P ~ 300天的双星系双星包含一个倾角足够大的太阳质量第三系，那么它们可以在<tH时合并。对于逆行第三系，使得t_merge < t_H的最大P更大。相比之下，在没有三级的情况下需要P < 0.3天。我讨论了这些发现的影响，通过紧凑的对象二进制合并形成的瞬态生产。根据统计的太阳型双星，我认为，许多这样的双星应该在三重系统的影响下的Kozai共振。如果为真，则修改对来自各个源的mHz GW信号、漫射背景和GW实验（如LISA）的前景的预期。这项工作激发了未来的研究的三元组系统的A，B和O星，和新类型的搜索WD-WD二进制三元组系统。
2011-07-08 astro-ph.CO astro-ph.HE
Core-Collapse Supernovae in Binaries as the Origin of Galactic Hyper-Runaway Stars
有几颗恒星被探测到以接近或超过银河系逃逸速度的速度移动，可能起源于银河系圆盘。我们定量探讨的“二进制超新星的情况下”的假设，其中这些“超失控”的恒星被抛出时，他们的密切，大规模的二进制同伴进行核心坍缩超新星和二进制被打乱了大的奇特的速度。我们进行了广泛的二进制人口合成模拟不断发展的大规模系统，以确定的假设和参数，最影响快速恒星的弹射率。在一个模拟量身定制的喷射快星，我们发现最有可能的超逃逸恒星的祖先二是由一个大质量的（$\sim$ $30\,\mathrm{M_{\odot}}$）的主要和一个$\sim$伴星的轨道周期收缩到$\lesssim$ 1天之前的核心崩溃后，一个共同的信封阶段。由主星形成的黑洞残骸必须接受出生踢$\gtrsim$ 1000 $\mathrm{km\ s^{-1}}$，以破坏双星并以很大的速度喷射伴星。我们比较在这些模拟中产生的快速恒星的早期型银河系超逃逸恒星候选人的当代人口普查。我们发现，这些罕见的对象可能会产生足够的数量，只有当约束不佳的二进制演化参数的强度，核心崩溃后，残余的出生踢和共同的包络效率调整到目前不支持的值-但不排除-由文献。我们讨论了观测的影响，可能会限制这些假定的祖系统的存在。
2020-08-18 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Interacting Binary Stars as Progenitors for Interacting Supernovae
National Taiwan University（国立台湾大学）；Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica（中央研究院天文及天文物理研究所）；Heidelberger Institut für Theoretische Studien（海德堡理论研究所）；Kyoto University（京都大学）；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg（海德堡大学天文学中心）；Astronomisches Rechenzentrum（天文计算中心）；Institut für Theoretische Astrophysik（理论天体物理研究所）
研究通过MESA模型显示，Case C质量转移可自然产生密集的 circumstellar media，为相互作用超新星提供前身，表明该机制可能占核心坍缩超新星前身的13%。
2026-06-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Massive Stellar Mergers as Precursors of Hydrogen-rich Pulsational Pair Instability Supernovae
双星系统中大质量恒星之间的相互作用被认为是观测到的超新星多样性的主要原因。随着调查探索更罕见的事件群体，我们应该期待看到超新星产生于越来越不常见的祖先通道。在这里，我们研究了一种情况，即大质量恒星在形成氢耗尽的核心后合并。我们认为，这可能会产生恒星爆炸的对不稳定超新星（PISNe）显着更多的氢，在一个给定的金属丰度，比在单星模型具有相同的爆炸前富氧的核心质量。我们调查了那些恒星合并，后来产生脉动PISNe的子集，并估计，这种合并后，富含氢的脉动PISNe的速度可以接近千分之几的所有核心坍缩超新星。这种富含氢的脉动PISNe的性质和预测速率让人想起非常不寻常的超新星iPTF14hls。对于合理的假设，来自类似合并的PISNe可能主导局部宇宙中PISNe的速率。
2019-04-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
The impact of stellar binaries and star cluster dynamics on pair-instability supernovae
Uppsala University（乌普萨拉大学）；National Institute for Nuclear Physics - INFN, Sezione di Trieste（意大利国家核物理研究所-的里雅斯特分部）；Gran Sasso Science Institute（格兰萨索科学研究所）；INFN - Laboratori Nazionali del Gran Sasso（意大利国家核物理研究所-格兰萨索国家实验室）；INAF - Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所-罗马天文台）；Institut für Theoretische Astrophysik, Zentrum für Astronomie, Universität Heidelberg（海德堡大学理论天体物理研究所，天文学中心）
通过SEVN代码模拟双星和星团环境，发现双星相互作用可使成对不稳定超新星发生率提升三倍，而双星硬化则根据形成途径不同可增强或抑制其产生。
2026-07-07 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
On Neutron Star Natal Kicks in High-Mass X-Ray Binaries: Insights from Population Synthesis
本研究通过收集36个中子星大质量X射线双星的观测数据推导本动速度，结合双星星族合成模拟，确定了匹配观测的双峰麦克斯韦型诞生速度分布，为中子星双星相关研究提供参考。
2025-04-28 astro-ph.HE
Quark-Novae occurring in massive binaries : A universal energy source in superluminous Supernovae with double-peaked light curves
夸克新星（QN，从中子星到夸克星的突然转变）发生在大质量双星的第二公共包络（CE）阶段（Ouyed等人，2015a&b），非常适合超高亮度、贫氢、超新星（SLSNe），具有双峰光变曲线，包括DES13S2cmm、SN 2006oz和LSQ14bdq（http：//www.quarknova.ca/LCGallery.html）。在我们的模型中，质量较小的伴星的H包层在第一个CE阶段被喷射出来，而QN则发生在第二个CE阶段的深处，在CE的大小扩展到几十到几千个太阳半径的半径之后，这产生了我们模型中的第一个峰值。夸克星与CO核的合并导致了黑洞的形成和吸积，这解释了第二个持久的峰值。我们研究了具有双峰光变曲线的8个SLSNe Ic样品。我们的模型对所有这些都有很好的拟合，第一个峰的通用爆炸能量为2 × 10^52尔格（这是QN喷出物的动能）。在iPTF13ehe和LSQ14bdq中看到的后期发射与即将离开的富He（即第二个）CE和先前喷射的富H（即第一个）CE之间的激波相互作用相吻合。
2016-01-10 astro-ph.HE
Merging White Dwarf Binaries Produce Type Ia Supernovae in Elliptical Galaxies
研究发现双峰星云发射轮廓的Ia型超新星主要出现在大质量低恒星形成率星系中，源于白矮星并合或碰撞，揭示了正常Ia型超新星存在至少两个不同的前身星通道。
2024-12-27 astro-ph.HE
Progenitors of ultra-stripped supernovae
近距离双星中超剥离恒星的爆炸可能解释了新发现的微弱和快速的光学瞬变。我们已经证明，中子星（NS）的氦星伴星在爆炸时可能会演化成低至~1.5 Msun的裸露金属核，仅略高于卡拉塞卡质量极限。在这里，我们提出了一个新的系统的调查祖先的演变，导致这种超剥离超新星（SNe），在某些情况下产生前SN信封小于0.01 Msun。我们讨论了这些SNe（电子捕获与铁核坍塌）的性质和它们的观测光变曲线特性。超剥离SNe与双星系统以及LIGO/VIRGO对合并NS的引力波探测高度相关，因为这些事件预计将主要产生质量范围为1.10-1.80 Msun的低反冲NS。
2015-10-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pulsational Pair-Instability Supernovae
探索了质量在70 - 140太阳质量范围内的恒星的最终演化。根据它们的质量损失历史和旋转速率，这些恒星将以脉动对不稳定超新星的形式结束它们的生命，产生各种各样的观测瞬变，总持续时间从几周到几千年不等，亮度从10 $^{41}$到超过10 $^{44}$尔格s $^{-1}$。没有非旋转模型辐射超过$5 \times 10^{50}$ erg的光或具有超过$5 \times 10^{51}$ erg的动能，但是在所探索的磁动力爆炸中，原则上更大的能量是可能的。许多事件类似于Ibn型、Icn型和IIn型超新星，并提到了一些潜在的观测对应物。一些PPISN可以在休眠状态下存在很长一段时间，在第一次剧烈脉冲后数千年产生爆炸。这些休眠的超新星包含明亮的沃尔夫-拉叶星，可能嵌入明亮的X射线和无线电源。PPISN的相关性超新星冒名顶替者，如船底座伊塔，超亮超新星，和引力辐射源进行了讨论。在近距离双星的恒星演化中，预计不会有质量在52到133个太阳质量之间的黑洞。
2017-01-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
The impact of white dwarf natal kicks and stellar flybys on the rates of Type Ia supernovae in triple-star systems
Ia型超新星（SNe Ia）可能是由等级三星系统中的Lidov-Kozai（LK）振荡触发的碳氧白矮星（WD）合并而产生的。然而，预测的合并率比观察到的SNe Ia率低几个数量级。低预测率可以部分归因于这样一个事实，即许多潜在的WD合并祖系统，具有高的相互轨道倾角，合并或相互作用之前的WD阶段。最近，证据表明，存在的出生踢赋予WD的一个典型的震级为0.75公里/秒。在三元组中，反冲改变了相互的倾角，并在一般情况下增加了外轨道偏心率，使三元组在后期进入活跃的LK状态，并避免了WD合并或相互作用前的问题。恒星经过三重星系时也会产生类似的效果。然而，这两个过程也可以破坏三重。在本文中，我们定量研究的影响WD踢和飞越率WD合并使用详细的模拟。我们发现，WD反冲和飞掠联合作用使预测的WD合并率增加了约2.5倍，从而得到约1.1 e-4 Msun^-1的时间积分率。尽管有了显著的提高，但预测的速率仍然比观测到的约1 e-3 Msun^-1低一个数量级以上。然而，许多系统的不确定性仍然存在于我们的计算中，特别是潜在的贡献，从更紧密的三重，动态不稳定的系统，由于WD踢未绑定的系统，和四重系统。
2019-07-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Quark-Novae in massive binaries : a model for double-humped, hydrogen-poor, superluminous Supernovae
LSQ 14 bdq和SN 2006 oz是超发光、贫氢、SNe，具有双峰光曲线。我们发现，夸克新星（QN;爆炸过渡的中子星的夸克星）发生在一个大质量的双星，经历两个共同的信封（CE）阶段，可以定量地解释光变曲线的LSQ 14 bdq和SN 2006 oz。质量更大的组分（A）首先作为一个正常的SN爆炸，产生一个中子星，当系统进入第一个CE阶段时，它会蒸发伴星的氢包层。在第二CE阶段期间，NS螺旋进入并膨胀第二富He CE。在这个过程中，它获得了质量，并触发了一个夸克新星，在CO核心之外，留下了一颗夸克星。在我们的模型中的第一个驼峰是QN冲击重新激活扩展的富氦CE。当富氦包层接近最大尺寸（~ 1000R_sun）时，QN发生，并给予足够的能量来解开和弹出包层。随后夸克星与组分B的CO核心在引力辐射的驱动下合并，将夸克星变成黑洞。随后的黑洞吸积为第二个更明亮和持久的驼峰提供了足够的能量。我们的模型表明，SLSNe-I型和Ic-BL SNe发生时，夸克新星被触发的CO核心内的可能连接。我们估计，在第二CE阶段，大质量双星中的QNe速率约为核心坍缩SNe速率的5 × 10 ^（-5）。
2015-09-16 astro-ph.HE
The Formation of Electron-capture Supernovae: A Review
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；International Center of Supernovae, Yunnan Key Laboratory（超新星国际中心，云南省重点实验室）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics, Nanjing University, Ministry of Education（南京大学现代天文与天体物理教育部重点实验室）
本文综述了电子捕获超新星的形成机制，探讨了其前身通道、观测约束及对中子星等领域的潜在影响。
2025-12-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Open questions in massive star research
本文探讨大质量星从诞生到死亡的演化，分析双峰式形成、Eddington极限、双星质量转移及对不稳定与极亮超新星等开放问题。
2022-09-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
The CO White Dwarf + Intermediate Mass/Massive Star Binary Evolution: Possible Merger Origins for Peculiar Type Ia and II Supernovae
双星恒星演化是引发超新星等瞬变事件的重要途径。虽然双星的共同包层（CE）、CE的结果和CE阶段SN爆炸的条件都不确定，但有人认为CE阶段可以触发SN爆炸。在这项工作中，我们探索的形成和演化路线的碳/氧（CO）WD的二进制为了调查合并的CO WD和核心的非简并恒星在CE阶段作为可能的起源SNe下的核心合并爆炸（CMD）的情况下，考虑几个二进制物理模型。CO WD +中等质量正常（非简并和富氢）恒星双星的演化导致CE阶段的合并仍然可能触发Ia型SNe（SNe Ia）在不同的模型下与星周物质的相互作用。与其他CE合并事件相比，CE阶段内CO WD与He（非简并和富氦）恒星核心之间的合并是罕见的。这两个通道可能会产生特殊的超新星Ia，如过亮/超钱德拉塞卡质量超新星Ia，因为它们中的某些部分具有组合的核心质量$\geq2M_\odot$。在CO WD +大质量恒星（$\geq8M_\odot$）CE事件通道中，我们发现CO WD与大质量恒星He核的合并速率为（0.85 - 12.18）$\times10^{-5}{M_\odot}^{-1}$，可能引发类似SN 2006 gy的II型超亮超新星，其延迟时间在34 - 120 Myr之间。我们基于CMD模型的结果与奇异SNe的观测结果是一致的。
2021-07-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Mass from a third star: transformations of close compact-object binaries within hierarchical triples
由两个紧凑物体组成的近轨道双星是人们关注的中心，因为它探测到了引力辐射引起的合并。近距离、致密天体双星的产生涉及到物理过程，目前还没有很好的理解;关于两个致密天体如何在哈勃时间内足够近地合并，还有一些悬而未决的问题。在这里，我们探索一个重要的，可能是共同的物理过程：从第三颗恒星在一个更广泛的，分层的轨道质量转移。增加近距离双星的质量可以减少合并的时间，甚至可以改变吸积物的性质，将白矮星转变为中子星和/或将中子星转变为黑洞。一些在近距离双星中吸积的白矮星甚至可能爆炸为Ia型超新星。考虑到高阶多次波的普遍存在，我们所展示的演化通道可能是引力合并的重要途径，包括Ia型超新星。幸运的是，这些途径也导致可测试的预测。
2018-05-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
Merging Black Holes in the Low-mass and High-mass Gaps from 2+2 Quadruple Systems
LIGO-Virgo观测到的黑洞（BH）双星合并的起源仍然不确定，恒星BH质量函数的边界也是如此。恒星演化模型预测，质量为$\gtrsim 50$ M $_\odot$和$\lesssim 5$ M $_\odot$的黑洞都很缺乏，因此在黑洞质量函数中留下了低质量和高质量的间隙。形成这些质量的黑洞的一种自然方式是通过中子星（NS;对于低质量间隙）或低质量黑洞（对于高质量间隙）的合并;作为合并产物产生的低或高质量间隙黑洞如果再次与新的伴星合并，则可以被LIGO-Virgo检测到。我们发现，2+2四重系统的演化可以自然地导致BH合并的组件质量在低或高质量的差距。在我们的方案中，质量间隙中的BH源自两个NS或两个BH的合并，在两个双星中的一个中，合并产物被赋予反冲反冲（来自各向异性引力波发射），这触发了它与四重系统的另一个双星组件的相互作用。这种三体相互作用的结果通常是一个新的偏心致密双星，其中包含质量间隙中的BH，然后可以再次合并。低质量间隙和高质量间隙中BH的合并率分别为$\sim 10^{-7} - 10^{-2}$ Gpc $^{-3}$ yr $^{-1}$和$\sim 10^{-3} - 10^{-2}$ Gpc $^{-3}$ yr $^{-1}$。随着引力波探测器灵敏度的提高，恒星BH质量函数将很快受到更严格的约束。
2020-05-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
Quark-Novae in Neutron Star-White-Dwarf Binaries: A model for luminous (spin-down powered) sub-Chandrasekhar-mass Type Ia Supernovae ?
我们表明，呼吁夸克新星（QN）在一个紧密的双星系统包含一个大质量的中子星和CO白矮星（WD），Ia型爆炸可能发生。QN喷出物与WD碰撞，驱动冲击，触发简并条件下的碳燃烧（QN-Ia）。在我们的模型中，压缩的低质量WD（M_WD < 0.9M_sun）中的条件模拟了一个Ekrasekhar质量WD的条件。来自QN致密残骸（夸克星）的下旋光度提供了额外的能量，使得QN-Ia的光变曲线比具有类似56 Ni产额的标准SN-Ia更亮更宽。在QNe-Ia中，光度测量和光谱测量并不一定有联系，因为喷出物的动能有来自自旋下降功率和核衰变的贡献。虽然QNe-Ia可能不服从菲利普斯关系，但它们的亮度和相对“正常”的光变曲线意味着它们可以被包括在宇宙学样本中。光变曲线拟合者会被光谱学峰值和光度学之间的差异所迷惑，并通过有效地调亮或调暗QNe-Ia的视星等来校正它。因此，高估或低估了这些自旋下降供电的SNe-Ia的真实大小。如果QNe-Ia在高红移处的数量足够多，那么用于宇宙学分析的SNe-Ia样本中的QNe-Ia污染可能会系统地使宇宙学参数的测量产生偏差。下旋风引起的强烈混合，加上QNe-Ia的56 Ni产额较低，意味着它们在i波段缺乏次极大值，尽管它们具有发光的性质。我们讨论可能的QNe-Ia祖先。
2012-11-14 astro-ph.HE
On the Spin Period Distribution in Be/X-ray Binaries
Be/X射线双星（BeXB）中吸积中子星的自旋周期与轨道周期之间存在显著的相关性。最近，Edgge等人（2011）表明，自旋周期的分布包含两个不同的子群，分别在$\sim 10$ s和$\sim 200$ s达到峰值，并提出它们可能与形成中子星的两种超新星有关，即，核心坍缩和电子俘获超新星。在这里，我们建议双峰自旋周期分布可能归因于不同的吸积模式的中子星在BeXB。当中子星倾向于从Be星盘扭曲的外部捕获物质并经历巨大的爆发时，在中子星周围形成一个辐射冷却为主的盘，它使中子星旋转，并负责短周期子种群。在以正常爆发或持续爆发为主的BeXB中，吸积流是平流为主或准球形。因此，自旋上升的过程是低效的，导致神经元星的周期更长。文中还讨论了这些子群与超新星机制之间的潜在联系。
2014-04-01 astro-ph.HE
Searching for Triple Systems Unbound by Supernovae
本研究利用 Gaia 搜索8个超新星遗迹中未被超新星瓦解的三合星，未发现候选体，并据此在90%置信度下将此类系统的产生比例限制在11.4%以下。
2024-04-09 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
