The effects of diffusion in hot subdwarf progenitors from the common envelope channel
元素在恒星大气层和外壳中的扩散可以极大地改变其表面成分，导致极端的化学特性。我们考虑的情况下，热的次矮星，表面氦丰度范围从几乎为零到几乎100%。由于热的次矮星可以通过许多不同的演化通道形成，一个关键问题是形成机制如何与目前的表面化学相联系。一系列极端水平分支星模型是通过从红巨星中产生后共包络星而产生的。用MESA计算了从包层弹射到核心氦点火的演化过程。在零年龄水平分支的模型与扩散和不扩散的表面丰度计算。一些模拟还包括辐射悬浮。目标是研究从冷巨星到热亚矮星演化过程中的表面化学，并确定特征亚矮星表面何时形成。只有在接近核心氦点燃时离开巨分支的恒星，才会在零年龄水平分支变成富氢的次矮星。扩散，包括辐射悬浮，在所有情况下耗尽初始表面氦。所有的次矮星模型都比观测所允许的更迅速地变得更加耗尽。其他元素的地表丰度总体上遵循观测到的趋势，但不详细。需要更多的物理学。
2018-02-01 astro-ph.SR
On the progenitors of super-Chandrasekhar mass type Ia supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）可以作为标准烛光来确定宇宙学距离，因为它们被认为具有均匀的燃料量。最近对几个过亮的Ia超新星的观测表明，超新星爆发时的白矮星质量可能大大超过了经典的克拉塞卡质量极限。这些大质量的白矮星可能是由快速的差异旋转支撑的。基于单简并模型和白矮星在吸积率为$\dot{M}>3\times10^{-7}M_{\odot}\rm yr^{-1}$时发生差动自转的假设，计算了由一颗白矮星和一颗正常伴星组成的密近双星的演化。为了考虑自转的影响，我们引入了白矮星的有效质量$M_{\rm eff}$。对于金属丰度为$Z=0.02$和0.001的两种施主星，给出了初始施主星质量的分布和超亚克拉塞卡质量的母星SNe Ia的轨道周期。计算结果表明，对于初始质量为$1.2M_{\odot}$的白矮星，相当一部分Ia型超新星可能是由超亚列塞卡质量的白矮星形成的，但很难形成超大质量（$>1.7 M_{\sun}$）的白矮星，在老的星群中没有发现。然而，当白矮星的初始质量为$1.0M_{\odot}$时，超克拉塞卡质量的超新星Ia是非常罕见的。此外，低金属丰度环境中的Ia超新星更可能是均一的.
2009-07-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Sub-Chandrasekhar progenitors favoured for type Ia supernovae: Evidence from late-time spectroscopy
铁、镍和钴的第一和第二电离阶段的非局域热平衡（NLTE）能级粒子数模型被用来拟合Ia型超新星（SNe Ia）的XShooter光学+近红外（NIR）光谱样本。从NIR线与光学线的比率，可以对发射区域的温度和密度设置限制。我们发现这些参数在我们的样本中有类似的演变。使用Fe II 12 $\,$ 570 $\,\mathring{A}\,$到7 $\,$ 155 $\,\mathring{A}\,$线的演变作为仅覆盖光学波长的光谱拟合的先验，我们表明7200 $\,\mathring{A}\,$特征完全由[Fe II]和[Ni II]单独解释。这种方法使我们能够确定丰富的镍II $\,$ / $\,$ Fe II的大样本的130个光学光谱的58超新星Ia的不确定性小到足以区分之间的Pracrasekhar质量（M $_{\text{Ch}}$）和子Pracrasekhar质量（子M $_{\text{Ch}}$）爆炸模型。我们的结论是，大多数（85 $\%$）的正常SNe Ia有一个Ni/Fe丰度，这是在与预测的亚M $_{\text{Ch}}$爆炸模拟的$\sim Z_\odot$祖。只有一小部分（11 $\%$）的对象在样品中的Ni/Fe丰度与M $_{\text{Ch}}$爆炸模型。
2019-09-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Significantly super-Chandrasekhar limiting mass white dwarfs as progenitors for peculiar over-luminous type Ia supernovae
自2012年以来，我们已经开始系统地开发从简单到严格的模型，以证明高度超白矮星和高度亚白矮星，限制质量的白矮星可能存在。我们表明，高度磁化或修改的爱因斯坦引力诱导的白矮星的质量可能显着超钱德拉塞卡，并且此类白矮星可能完全具有不同的质量极限。另一方面，Ia型超新星（SNeIa）是解开宇宙演化历史的关键，被认为是在质量接近克拉塞卡极限的白矮星中触发的。然而，对几个特殊的、过亮和欠亮的SNeIa的观测表明，爆炸的质量与这个极限有很大的不同。我们认为，爆炸的超拉塞卡极限质量的白矮星的结果，在过度发光的SNeIa。我们得到这个启示，首先考虑简单的，球形的，牛顿的白矮星与恒定的磁场。然后，我们放松牛顿假设，考虑变化的领域，但得到类似的结果。最后，我们考虑了一个全尺度的广义相对论磁流体动力学描述的白矮星允许他们的自洽离开从一个球体到椭球。随后，我们还探讨了修改后的爱因斯坦引力的影响。我们的发现质疑的唯一性的Ekrasekhar极限。它进一步论证了可能的第二个标准蜡烛，这有许多深远的影响。
2015-09-30 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Hot subdwarf stars and their connection to thermonuclear supernovae
热次矮星（sdO/Bs）是演化的核心氦燃烧恒星，具有非常薄的氢包层，可以通过普通的包层喷射形成。与大质量白矮星（WD）相伴的近距离sdB双星是Ia型热核超新星（SN Ia）的潜在祖先。我们发现了这样一个祖先候选者，以及一个幸存的伴星的候选者，它逃离了银河系。通过交叉匹配已知的sdB星与自行和光变曲线星表，已经发现了这两种类型天体的更多候选者。盖亚任务将提供我们热亚矮星样本中所有恒星的精确天体测量和光变曲线，并将使我们能够编制一个更大的全天星表。通过这种方式，我们有望找到数百个祖先双星和被驱逐的伴星。
2016-04-19 astro-ph.SR
Evidence for sub-Chandrasekhar-mass progenitors of Type Ia supernovae at the faint end of the width-luminosity relation
低光度Ia型超新星（SNe Ia）的光变曲线演化速度更快，这表明它们可能是由质量低于克拉塞卡质量（$M_{\rm Ch}$）的白矮星（WD）的祖先爆炸造成的。在这里，我们提出了一维非LTE时间相关的辐射传输模拟的纯中心爆炸的碳氧WD与质量（$M_\rm{tot}$）之间的0.88 M $_{\odot}$和1.15 M $_{\odot}$，和一个$^{56}\rm{Ni}$产率之间的0.08 M $_{\odot}$和0.84 M $_{\odot}$。与$M_{\rm Ch}$模型相比，它们较低的喷出物密度导致早期光度更快地增加，并增强了$γ$射线逃逸分数超过最大光。因此，它们的热光变曲线显示较短的上升时间和较大的最大后下降率。此外，在给定的$^{56}\rm{Ni}$质量下，较高的$M(^{56}\rm{Ni})/M_\rm{tot}$比率增强了发光度较低的模型的光谱形成区域中的温度和电离水平，从而在最大光下产生更蓝的颜色，并且$B-V$颜色的最大后演化更快。对于在峰值时比$M_B\approx -18.5$等暗的次$M_{\rm Ch}$模型，较大的热辐射衰减和较快的颜色演变导致较大的$B$带最大后衰减率$ΔM_{15}(B)$。特别是，我们以前发表的所有$M_{\rm Ch}$模型（标准和脉动延迟爆轰）都局限于$ΔM_{15}(B) < 1.4$等，而$M_\rm{tot…
2017-06-06 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Hot Subdwarfs from the Stable Roche Lobe Overflow Channel
在这项研究中，我们集中在热亚矮星双星的形成和演化通过稳定的罗氏瓣溢出（RLOF）通道的中等质量的双星。本文旨在阐明热亚矮星及其前身星的性质，以便对热亚矮星的形成和演化有更全面的认识。通过中等质量双星的稳定RLOF通道，我们得到了原始双星的初始参数范围和热次矮星的性质，如热次矮星的质量、包层质量和年龄。我们发现，热次矮星可以通过主序的稳定洛希叶溢出和赫氏隙形成。我们还发现，在我们的模型中，一些亚矮星B或OB星具有异常高的质量（约1太阳质量）和厚的包层（0.07太阳质量至0.16太阳质量）。通过与疏散星团中热次矮星的观测结果的比较，我们认为将来可能在疏散星团中发现大量的双星系统中的热次矮星。
2009-08-24 astro-ph.SR
A super-Chandrasekhar mass type Ia supernova progenitor at 49 pc set to detonate in 23 Gyr
发现距地球49 pc的超钱德拉塞卡质量双白矮星WDJ181058.67+311940.94，将在23 Gyr后通过双爆轰机制爆炸，缓解了Ia型超新星前身星观测缺失问题。
2025-04-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Solar abundance of manganese: a case for the existence of near Chandrasekhar-mass Type Ia supernova progenitors
锰主要是在Ia型超新星（SN Ia）爆炸中合成的。由于在爆炸热核燃烧的锰产量的熵依赖性，SNe Ia涉及近rasekhar质量的白矮星（WD）的预测产生的Mn到Fe的比例显着超过那些SNe Ia爆炸涉及次rasekhar质量的主要WD。在目前所有的超新星爆炸模型中，只有超新星Ia模型涉及近克拉塞卡质量的WD产生[Mn/Fe] > 0.0。目的：使用特定的收益率竞争的超新星Ia的情况下，我们的目标是限制爆炸的相对分数近rasekhar质量次rasekhar质量的主要WD在银河系。研究方法：我们提取锰产量从三维热核超新星模拟参考不同的初始设置和祖通道。然后，我们计算Mn在太阳附近的化学演化，假设超新星Ia是由不同的相对分数所考虑的爆炸模型。结果如下：我们发现，由于核统计平衡的冻结产量的熵依赖性，[Mn/Fe]强烈地依赖于爆炸WD的质量，与近Ehrasekhar质量WD产生实质上更高的[Mn/Fe]比亚Ehrasekhar质量WD。在所有可能影响Mn化学演化的核合成源中，只有涉及近Kazrasekhar质量WD的热核焚化的爆炸模型预测太阳能或超太阳能[Mn/Fe]。因此，我们发现在我们的化学演化计算中，在[Fe/H] > 0.0的太阳邻域中观察到的[Mn/Fe]不能在没有近克拉塞卡质量的SN Ia原色的情况下重现。假设50%的超新星Ia来自于近克拉塞卡质量的WDs中的爆炸性热核燃烧，结果…
2013-09-11 astro-ph.SR
Nebular Models of Sub-Chandrasekhar Mass Type Ia Supernovae: Clues to the Origin of Ca-rich Transients
我们使用非本地的热平衡辐射传输模型来研究观测到的签名sub-Bracrasekhar质量双爆轰在星云阶段。结果范围从光谱看起来像典型的和亚发光的Ia型超新星（SNe）的高质量的祖先的光谱看起来像钙丰富的瞬变较低的质量的祖先。这种点火机制产生了固有的关系之间的发射功能和祖质量的比率的星云[Ca II]/[Fe III]发射线的增加与减少白矮星质量。通过检查观测到的超新星样本中的[Ca II]/[Fe III]星云谱线比率，我们发现了进一步的证据，证明Polin等人通过Si II速度和B带星等之间的关系（都是在峰值亮度时）确定了两种不同的Ia超新星。这表明Ia型超新星起源于一个以上的祖先通道，并提供了一种基于物理起源对事件进行分类的经验方法。此外，我们提供洞察力的神秘起源的富钙瞬变。低质量的双爆轰模型，只有一个小的质量分数的钙（1%）产生星云光谱，主要通过禁止[钙II]排放冷却。
2021-01-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Observational Predictions for Sub-Chandrasekhar Mass Explosions: Further Evidence for Multiple Progenitor Systems for Type Ia Supernovae
本文介绍了亚阿布拉塞卡质量白矮星（WD）爆炸的数值参数测量。碳-氧WDs吸积氦壳层有可能在亚克拉塞卡质量状态下爆炸。以往的研究表明，氦壳层的点火既可以直接点燃核壳界面处的WD，也可以将冲击波传播到核中，引起中心点火。我们研究了0.6 - 1.2 M $_\odot$的WD与0.01，0.05和0.08 M $_\odot$的氦壳层的爆炸。不同的观测签名的sub-Brachasekhar质量WD爆炸预测两类壳的大小。较厚的壳层模型显示出早期的通量过剩，这是由于氦壳层的灰烬中存在放射性物质造成的，并且由于这些灰烬在紫外线中通过光谱的蓝色部分产生了显着的线覆盖而导致红色。薄壳模型再现了几个典型的Ia型超新星特征。我们确定了硅II速度和光度之间的关系，这是第一次，确定了一个子类的观察到的超新星是符合这些模型。这一亚类的大气层中不含碳元素。我们认为，高速和正常速度的Ia型超新星之间的选择性完全消光比的差异不是由于这些事件周围的尘埃的性质的差异，而是一个人工制品的应用一个单一的消光校正两个本质上不同的超新星种群。
2019-01-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Super-Chandrasekhar-Mass Light Curve Models for the Highly Luminous Type Ia Supernova 2009dc
几个高亮度的Ia型超新星（SNe Ia）已经被发现。它们的高亮度很难用质量为1000亿克拉塞卡的白矮星（WD）的热核爆炸来解释。在本研究中，我们估计SN 2009 dc，一个非常明亮的SNe Ia，使用流体动力学模型的祖先质量如下。建立了超克拉塞卡质量（super-Ch-mass）爆炸模型，计算了多色光变曲线（LC）。我们的计算和SN 2009 dc的观测结果之间的比较表明，爆炸的WD具有2.2-2.4太阳质量的超Ch质量，产生1.2-1.4太阳质量的Ni-56，如果其宿主星系的灭绝可以忽略不计。如果灭绝是显著的，爆炸的WD的质量是\sim 2.8太阳质量，而\sim 1.8太阳质量的Ni-56是解释观测所必需的。无论宿主星系的灭绝是否显著，前身WD在最外层区域（WD质量的20-30%）必须具有厚的碳氧层，这解释了所观察到的喷出物的低膨胀速度和碳的存在。我们对前体WD质量的估计，特别是对校正过的病例，对Ia型超新星的当前情况具有挑战性。祖场景的影响进行了讨论。
2012-07-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Where are the double-degenerate progenitors of type Ia supernovae?
双白矮星双星的合并时间尺度小于哈勃时间，总质量接近克拉塞卡极限（即经典克拉塞卡布居）或具有高质量的主星（即亚克拉塞卡布居），是潜在的Ia型超新星（SNIa）的祖先。然而，我们还没有明确地证实这些天体的存在，这一事实经常被用来批评双白矮星与产生SNIa的相关性。我们分析这种缺乏检测是否是由于观测效应。为此，我们模拟了银河系中的双白矮星二进制人口，并获得合成光谱的SNIa祖先。我们证明了它们的识别，基于检测的Halpha双线轮廓所产生的两个白矮星在合成光谱，是非常具有挑战性的，由于其固有的模糊。这意味着在银河系中发现双白矮星SNIa祖先的观测概率，对于经典的古拉塞卡和亚古拉塞卡祖先群体分别为（2.1 +-1.0 x10 ^{-5}和（0.8 +-0.4 x10 ^{-5}）。发现双白矮星SNIa的祖先也遭受同样的观测效应。预计下一代大口径望远镜将有助于将探测概率提高约1个数量级。然而，只有通过即将到来的观测，例如LISA提供的观测，我们才能明确地证实或反驳双白矮星SNIa祖先的存在，并测试它们对产生SNIa的重要性。
2018-09-19 astro-ph.SR
First-Principles Turbulence-Driven Deflagration-to-Detonation Transition Mechanism for Near-Chandrasekhar Mass White Dwarf Progenitors
University of Massachusetts Dartmouth（麻省大学达特茅斯分校）；University of Connecticut, School of Mechanical, Aerospace, and Manufacturing Engineering（康涅狄格大学机械、航空航天与制造工程学院）；Naval Research Laboratory, Laboratories for Computational Physics & Fluid Dynamics（海军研究实验室计算物理与流体动力学实验室）；University of Maryland, Physical Sciences Complex, Stadium Drive（马里兰大学）；Universität Heidelberg, Zentrum für Astronomie, Institut für Theoretische Astrophysik（海德堡大学天文学中心理论天体物理学研究所）
本文通过第一性原理的三维水动力学模拟，首次提出了一种实验室验证的湍流驱动爆轰-点火转变机制，为Ia型超新星的延迟爆轰提供了物理基础，同时揭示了其在不同初始条件下趋于一致的点火结果。
2026-05-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of the closest hot subdwarf binary with white dwarf companion
我们报告发现了一个非常接近的食双星系统。一颗白矮星被一颗核心燃烧氦的致密热亚矮星环绕，其周期短至$\simeq0.04987 {\rm d}$，使该系统成为迄今为止发现的最致密的热亚矮星双星。亚矮星将开始在短时间内转移富含氦的物质，时间尺度小于$50 {\rm Myr}$。虽然WD的质量小于Escherasekhar极限（$>0.74\,M_{\rm \odot}$），使得这对双星可能是Ia型超新星事件的候选祖先，但在表面点燃He燃烧可能会引发核心的碳燃烧。
2012-09-21 astro-ph.SR
Sub-Chandrasekhar White Dwarf Mergers as the Progenitors of Type Ia Supernovae
Ia型超新星通常被认为是由于质量接近于克拉塞卡质量的碳氧白矮星的热核爆炸。然而，这种情况有两个长期存在的问题。首先，爆炸并不能自然地产生正确的元素混合，而是必须进行微调，从亚音速爆燃到超音速爆炸。其次，星群模型和观测给出的近白矮星白矮星的形成率太小了。在这里，我们认为Ia型超新星是由质量大致相等的碳氧白矮星合并而成的，包括那些产生亚克拉塞卡质量残余的白矮星。对这种合并的数值研究表明，残余物由快速旋转的核心组成，核心包含大部分质量，中心最热，周围是致密的小圆盘。我们认为，磁盘吸积迅速，由此产生的压缩加热可能会导致中央碳点火。这种点火发生在纯爆炸导致类似于Ia型超新星事件的密度下。有了这个合并方案，我们就可以理解Ia型超新星的发生率，并对观测到的光度范围和更明亮的超新星偏向年轻群体的倾向有合理的解释。我们推测，白矮星的爆炸慢慢地达到了克拉塞卡极限-这也应该发生-是造成一些“非典型”Ia型超新星的原因。
2010-09-11 astro-ph.SR
Volume-limited sample of low-mass red giant stars, the progenitors of hot subdwarf stars I. Sample selection and binary classification method
目前的理论预测，热亚矮双星产生于演化的低质量双星，这些双星在红巨星分支（RGB）上经历了质量转移和剧烈的质量损失，无论是在共同的包络相还是稳定的洛希瓣溢出。我们进行了光谱调查，以找到二元系统，包括低质量的红巨星附近的RGB，这被预测为亚矮星B（sdB）星的直接祖先的尖端。我们的目标是获得一个均匀的样本，以寻找观测证据的关键参数之间的相关性，控制sdB星的形成和约束的物理稳定的质量转移。在这项工作中，我们集中在南半球的目标，进行了光谱调查的88红巨星，寻找长周期的RGB + MS双星系统在200\，pc。结合径向速度（RV）测量地面观测与CORALIE和RV测量从$Gaia$ DR 2和早期的数据发布3（eDR 3），以及天体测量多余的噪音和RUWE测量从$Gaia$ DR 3，我们定义了一个强大的二进制分类方法。此外，我们在文献和$Gaia$ DR 3中检索了已知的二元系统。基于$Gaia$ DR 2颜色-星等图，我们在南半球200\，pc范围内选择了总共211个RGB候选。其中，共有33颗红巨星被报道为轨道周期在100到900天之间的双星系统，其中一些可能是宽双星sdB的直接祖先。此外，我们还对37个新的MS\，+\，RGB双星候选者进行了分类，其轨道参数将在未来的光谱跟踪中进行测量。
2022-09-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
A spectroscopic quadruple as a possible progenitor of sub-Chandrasekhar Type Ia supernovae
双星作为Ia型超新星（SNIa）爆炸的可能祖先受到了广泛的关注，但在紧密的三重或四重系统中的长期引力效应也可能在产生SNIa中发挥关键作用。在这里，我们报告的性质，光谱四（SB 4）内发现一个星团：2+2分级系统HD 74438。它是疏散星团IC 2391的成员，这使它成为迄今为止发现的最年轻的（43 My）SB 4，也是外轨道周期最短的四重星系之一。6 y外周期的偏心率为0.46，两个内轨道，周期为20.5 d和4.4 d，偏心率为0.36和0.15，不共面。使用创新的地面高分辨率光谱和盖亚/依巴谷天体测量相结合，我们表明，这个系统正在经历长期的相互作用，可能泵的偏心率的内部轨道之一高于预期的光谱类型的组件。我们计算了HD 74438的未来演化，并通过白矮星（WD）的合并表明，该系统是一个很好的候选祖先sub-Bracrasekhar SNIa。考虑到这种特殊类型的SNIa的贡献，比只考虑近克拉塞卡质量的SNIa更好地解释了银河系中铁峰元素的化学演化。
2022-05-10 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Evidence for a Sub-Chandrasekhar Mass Type~Ia Supernova in the Ursa Minor Dwarf Galaxy
一个长期存在的问题是确定Ia型超新星（SNe Ia）的难以捉摸的祖先，它可以大致分为Chandraksekhar和sub-Chandraksekhar质量事件。这两种情况之间的一个重要区别是核合成产额，这是由增加的中子过剩在卡拉塞卡祖细胞由于其爆炸前沸腾和高中心密度改变。通过与理论核合成产量的比较，我们发现，在小熊座矮星系，COS 171，最富金属的恒星的化学成分，主要是由核合成从低金属丰度，低质量，次rasekhar质量SN Ia。关键的诊断丰度比包括C/Fe、α/Fe、Mn/Fe和Ni/Fe比值，这些比值不可能由质量为1000亿克拉塞卡的Ia超新星、核心塌陷II型超新星或成对不稳定性超新星产生。Ni/Fe、Cu/Fe和Zn/Fe的强烈缺乏也表明缺乏富含α的冻结核合成，有利于低质量WD祖SNe Ia。根据测得的Mn/Fe和Si/Fe比与爆轰模型的比较，我们估计WD质量接近0.95Msun。我们还将Mn/Fe和Ni/Fe比与Shen等人预测的最近理论产量进行了比较，找到一致的结果。为了解释COS 171 [Fe/H]（-1.35 dex），需要用~10^4 Msun的物质稀释单个超新星事件的喷出物;这是超新星遗迹膨胀到n~1 /cm ^3的温暖星际介质中的预期结果。在未来，发现更多具有我们在这里强调的独特化学特征的恒星对于限制sub-Bracrasekhar SNe Ia的速率和环…
2017-10-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A Single Degenerate Progenitor Model for Type Ia Supernovae Highly Exceeding the Chandrasekhar Mass Limit
最近对Ia型超新星（SNe Ia）的观测表明，一些前身白矮星（WD）的质量高达2.4-2.8 M太阳，大大超过了克拉塞卡质量极限。我们提出了一个新的Ia型超新星的单简并（SD）模型，其中WD质量可能达到2.3- 2.7Msun。三个二进制的演化过程中，光学厚风质量吸积WD，质量剥离的二进制伴星的WD风，和WD的支持下，由差分旋转。WD的质量可以通过吸积从初始的1.1（1.2）M_sun增加到2.3（2.7）M_sun，这与高光度的Ia型超新星SN 2003 fg、SN 2006 gz、SN 2007 if和SN 2009 dc相一致。爆炸的WD有三个特征质量范围。在极端大质量的情况下，由于T/ |W| \sim 0.14的长期不稳定性，在WD质量超过2.4 M_sun后不久，差动旋转的WD爆炸为SN Ia。对于M_WD=1.5-2.4 M_sun的中等质量范围，在WD质量达到最大值之后，直到碳被点燃以引起SN Ia爆炸需要一些时间（自旋下降时间），因为它需要角动量的损失或重新分布。对于刚性旋转WD的较低质量情况，M_WD=1.38-1.5 M_sun，自旋下降时间取决于WD的角动量损失的时间尺度。降转时间的差异可能产生“及时”和“迟缓”分量。我们还建议非常明亮的超超克拉塞卡质量超新星Ia诞生于低金属丰度环境。
2011-09-17 astro-ph.SR
SNe Ia: Can Chandrasekhar Mass Explosions Reproduce the Observed Zoo?
Ia型超新星（SNe Ia）前身的性质问题，对于我们详细了解恒星演化，以及将其用作宇宙学探测暗能量都是重要的。Ia超新星的许多基本特征可以直接从核物理学中得到理解，格里会很欣赏这一事实。我们目前的观测和理论情况的概述，并表明，它不与大多数超新星Ia是热核爆炸的结果附近的Mrasekhar质量不兼容。
2014-08-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hot subdwarfs - Small stars marking important events in stellar evolution
热的次矮星被认为是红巨星的致密氦核，它几乎失去了整个氢包层。是什么导致了如此巨大的质量损失，目前还不清楚。二进制的相互作用调用和一个显着的比例，热亚矮星人口确实是发现在密切的双星。在一个大的项目中，我们搜索的密切的二进制sdBs的最大和最小的质量的同伴。显着提高近距离二进制sdBs的已知样本，我们进行了第一次全面的研究，这个群体。在这个项目的过程中，我们发现了两个有近距离棕矮星伴星的sdB双星，由此我们能够证明恒星与亚恒星伴星的相互作用是形成sdB恒星的一个重要渠道。最后，我们发现了一个独特而非常紧凑的双星系统，由一个sdB和一个大质量的白矮星组成，它有资格成为Ia型超新星的候选祖先。除此之外，我们可以将这些爆炸与超高速热亚矮星联系起来，我们认为它们是这些事件的幸存者。作为红巨星的剥离核心，热的次矮星被证明是恒星演化中特殊事件的重要标志，从恒星与行星的相互作用到用来测量宇宙膨胀的恒星爆炸的前身。
2015-03-05 astro-ph.SR
The detonation of a sub-Chandrasekhar-mass white dwarf at the origin of the low-luminosity Type Ia supernova 1999by
虽然具有低$^{56}\rm{Ni}$产额的$M_{\rm Ch}$模型可以匹配快速下降的91 bg类Ia型超新星（SNe Ia）的峰值亮度，但它们系统地无法再现其更快的光变曲线演化。在这里，我们说明了一个低的喷出物质量对低光度的超新星Ia的辐射显示的影响，通过比较一个子$M_{\rm Ch}$模型产生的纯中心爆炸的C-O白矮星（WD）的$M_{\rm Ch}$延迟爆炸模型与相同的$^{56}\rm{Ni}$产量为0.12 M $_{\odot}$。我们从0.90 M $_{\odot}$ WD祖细胞中获得的子$M_{\rm Ch}$模型在紫外-光学-红外（UV-IR）积分光度以及$B$ -波段中的上升时间缩短了$\sim$ 5天，峰值UV-IR光度提高了$\sim$ 20%（$\sim$ 1 mag更亮的峰值$M_B$）。由于较大的比加热速率，以及较大的最大后紫外线和$B$带下降速率，该子$M_{\rm Ch}$模型还显示更蓝的最大光颜色。在星云时期光度的下降也更加明显，反映了由于原始WD密度较低而导致的伽马射线逃逸增强。在最里面的喷出物中的稳定镍的赤字导致一个显着的情况下，禁止线[Ni II]在星云光谱。相比之下，$M_{\rm Ch}$模型由于[Ni II] 1.939 $μ\rm{m}$而显示强线，其原则上可用于区分不同的祖细胞情况。我们的子$M_{\rm Ch}$模型提供…
2017-11-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
The progenitor of a type Ia supernova with a short delay time?
HD 49798/RXJ 0648.0 -4418是唯一已知的由一颗热亚矮星和一颗大质量白矮星（M=1.28+/-0.05 Msun）组成的X射线双星。这个系统的轨道周期为1.55天，是一个共同的包层演化的结果，最有可能是一对初始质量约为8-10 Msun的恒星。当处于氦燃烧阶段的热亚矮星再次膨胀并充满其罗奇瓣时，增强的质量转移可以迅速使已经很大的白矮星超过阿拉塞卡极限。可能的最终命运，无论是Ia型超新星爆炸或吸积引起的崩溃，是特别有趣的，鉴于高转速的这颗恒星，它具有最短的自旋周期（13秒）观察到的白矮星。
2011-09-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Volume-limited sample of low-mass red giant stars, the progenitors of hot subdwarf stars II. Sample validation
本研究将低质量RGB恒星的体积受限样本扩展至500秒差距并加以验证，通过光谱观测和Gaia数据确认了82%为RGB恒星且75%可能属于双星系统，为热亚矮星B型双星的前身星提供了恒星参数分布。
2025-04-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
New mass limit for white dwarfs: super-Chandrasekhar type Ia supernova as a new standard candle
Ia型超新星是由质量接近克拉塞卡极限的白矮星爆炸而产生的，它对理解宇宙的膨胀率起着关键作用。然而，最近对几颗奇特的Ia型超新星的观测表明，它的前身质量明显是超克拉塞卡。我们表明，强磁化的白矮星不仅可以显着违反钱德拉塞卡质量极限，而且还表现出不同的质量极限。我们从基础水平确定了白矮星的类属质量极限为2.58太阳质量。这解释了超亮的奇特Ia型超新星的起源。我们的发现进一步论证了可能存在的第二标准烛光，这具有许多深远的影响，包括可能重新考虑宇宙的膨胀历史。
2013-01-25 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Using $^{44}$Ti Emission to Differentiate Between Thermonuclear Supernova Progenitors
放射性同位素$^{44}$ Ti是在Ia型超新星（SNe Ia）中通过富含$α$的冻结和爆炸性氦燃烧产生的。在本文中，我们讨论了如何检测$^{44}$ Ti，无论是通过晚时间的光变曲线的超新星Ia，或直接通过伽马射线，可以唯一地约束的起源超新星Ia。特别是，建立在最近的进展，在流体动力学模拟氦点燃的双白矮星双星，我们证明了$^{44}$ Ti在附近的超新星Ia或在一个年轻的银河系超新星遗迹（SNR）的检测可以区分双爆轰和双退化通道的子-Bracrasekhar（子- $M_{\rm Ch}$）和近-Bracrasekhar（近- $M_{\rm Ch}$）超新星Ia。此外，我们预测，后期的光变曲线的富钙瞬变完全占主导地位的$^{44}$钛。
2022-10-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Stability of super-Chandrasekhar magnetic white dwarfs
最近有人提出，具有强量子化磁场的超大质量白矮星可能是超新星SN 2006 gz和SN 2009 dc的前身。在这项工作中，我们表明，在这些假定的超超白矮星白矮星的电子捕获和致密核反应的发生可能会严重限制其稳定性。
2013-10-14 astro-ph.SR
The Common Envelope Evolution Outcome. II. Short Orbital Period Hot Subdwarf B Binaries Reveal a Clear Picture
本研究利用7个倾角已知的短轨道周期sdB+WD双星约束CEE物理，得到CE效率参数平均值为0.32，发现其可能是初始质量比的函数，结果可用于双星群体合成模拟。
2023-12-15 astro-ph.SR
The peculiar Type Ia supernova iPTF14atg: Chandrasekhar-mass explosion or violent merger?
iPTF14atg是一颗类似SN 2002es的Ia型超新星，是第一颗在早期光变曲线中观测到强烈紫外闪光的Ia型超新星。这已被解释为一个单简并（SD）祖系统的证据，这样的信号预计从SN喷出物和非简并伴星之间的相互作用。在这里，我们比较了不同祖先场景的多维最先进的爆炸模型的合成观测值与iPTF14atg的光变曲线和光谱。根据我们的模型，我们难以解释SD祖细胞通道内iPTF14atg的光谱演变。相比之下，我们发现，两个碳氧白矮星与0.9和0.76太阳质量的暴力合并，分别提供了一个很好的匹配，iPTF 14 atg的光谱演化，从10天前到几个星期后，最大的光。我们的合并模型不能自然地解释iPTF14atg的初始紫外线闪光。我们讨论了几种可能性，如相互作用的SN喷出物与星周介质和表面放射性从他点燃合并，可能能够占早期的紫外线辐射在暴力合并模型。
2016-04-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Strong Calcium Emission Indicates that the Ultraviolet-Flashing Type Ia SN 2019yvq was the Result of a Sub-Chandrasekhar Mass Double-Detonation Explosion
我们呈现了Ia型超新星（SN Ia）SN 2019 yvq的星云光谱，它在爆炸后有一个明亮的蓝色和紫外光的闪光，然后是类似于其他Ia型超新星的上升。虽然SN 2019 yvq显示出其他几个罕见的特征，例如在峰值亮度附近持续的高喷出物速度，但它并不特别特别，如果没有观察到早期的“过量”发射，它可能会被包含在宇宙学样本中。过剩通量可以用几种不同的物理模型来解释，这些模型与原始系统和爆炸机制的细节有关。每个人都有独特的预测光学薄发射在晚些时候。在我们的星云光谱中，我们检测到强烈的[Ca II] $λλ$ 7291，7324和Ca NIR三重态发射，与双爆轰爆炸一致。我们没有检测到H，He或[O I]的排放，预测一些单简并的祖系统和暴力的白矮星合并。上扫的H或He的量分别小于2.8 x 10^-4和2.4 x 10^-4 Msun。除了强烈的Ca辐射外，SN 2019 yvq星云光谱与典型的Ia型超新星相似，光变曲线形状相同。比较双爆轰模型，我们发现，钙排放是一致的模型与总祖质量为1.15 Msun。然而，我们注意到，较低的祖先质量更好地解释了早期的光变曲线和峰值亮度。SN 2019 yvq的独特性质表明，厚He壳层双爆轰仅占SN Ia总“正常”速率的$1.1^{+2.1}_{-1.1}\%$。SN 2019 yvq是迄今为止最好的例子之一，多个祖细胞通道似乎是复制“正常”SNe Ia的全…
2021-03-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
EVR-CB-001: An evolving, progenitor, white dwarf compact binary discovered with the Evryscope
我们提出EVR-CB-001，发现了一个紧凑的二进制与极低质量（$.21 \pm 0.05 M_{\odot}$）氦核心白矮星的祖先（前He WD）和一个看不见的低质量（$.32 \pm 0.06 M_{\odot}$）氦白矮星（He WD）的同伴。He WDs被认为是从主序星富含氦的残留核心演化而来，在巨星阶段被一颗亲密的伴星剥离。低质量的He WDs是奇异的天体（只有大约0.2 $\%$的WDs被认为小于0.3 $M_{\odot}$），预计会在紧凑的双星中发现。前He WD更为罕见，在核心被剥离后，但在恒星成为完全简并WD之前，它占据了中间阶段，并且具有比典型WD更大的半径（$\approx .2 R_{\odot}$）。EVR-CB-001（前He WD）的主要成分最初被认为是一颗热亚矮星（sdB），因为它的颜色是蓝色的，亮度不足，是sdB的特征。从这项工作的质量，温度（$T_{\rm eff}=18,500 \pm 500 K$）和表面重力（$\log(g)=4.96 \pm 0.04$）的解决方案是低于典型的热亚矮星的值。主要的可能是后RGB，前He WD收缩成He WD，并且处于将其置于最接近颜色量值和$T_{\rm eff}$ - $\log(g)$图上的sdBs的阶段。EVR-CB-001预计将演化成一个完全双简并的紧凑系统，该系统应该会自旋下降并可能演化成一颗热…
2019-10-03 astro-ph.SR
Trans-Fe elements from Type Ia Supernovae. I. Heavy element nucleosynthesis during the formation of near-Chandrasekhar white dwarfs
本研究通过五个模型探讨了近钱德拉塞卡质量白矮星并合过程中的重元素核合成，发现Fe以上元素富集可能是此类SNIa喷射物的标志性特征，可用于区分亚钱德拉塞卡爆炸。
2025-08-20 astro-ph.SR
Hot subdwarfs formed from the merger of two He white dwarfs
我们对两颗He白矮星合并后的残余物进行了恒星演化计算。我们的初始条件是从流体动力学模拟的双WD合并和粘性盘阶段如下。我们将这些物体从合并后不久发展到它们的核心氦燃烧阶段，那时它们看起来像热的亚矮星。我们使用我们的模型来量化在合并中幸存下来的H的量，发现H的$\gtrsim 10^{-4}\;{\rm M}_\odot$很难幸存下来，甚至更少集中在物体的表面层。我们还研究了这些合并残留物的旋转演化。我们发现，合并后的$\sim 10^4\;\rm yr$的质量损失可以显着降低这些对象的角动量。作为热的次矮星，我们的模型具有中等的表面自转速度$30-100\; {\rm km\,s^{-1}}$。我们模型的性质并不能代表许多明显孤立的热亚矮星，这表明这些物体可能通过其他通道形成，或者我们的模型是不完整的。然而，热次矮星的子种群是中到快速旋转和/或具有富氦大气。我们的模型有助于将这些物体的观测特性与它们的祖先系统联系起来。
2018-03-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Fourteen Months of Observations of the Possible Super-Chandrasekhar Mass Type Ia Supernova 2009dc
本文介绍和分析了一颗极其明亮、演化缓慢的Ia型超新星（SN Ia）2009 dc的光度学和光谱，并提供了它是一颗超克拉塞卡质量（SC）的SN Ia，因而具有SC白矮星（WD）祖先的证据。SN 2007 if是一个类似的天体，它的光谱也被显示出来。SN 2009 dc的光变曲线是SN Ia观测到的最慢的光变曲线之一，上升时间约为23天，Δ m_15（B）= 0.72 mag.我们计算出峰值辐射热光度的下限约为2.4e43 erg/s，尽管实际值可能大了近40%。SN 2009 dc和SN 2007 if在接近最大亮度时获得的光谱表现出很强的C II特征（表明有大量的未燃烧物质），最大亮度后的光谱主要由铁族元素组成。我们所有的SN 2009 dc和SN 2007 if的光谱也显示出低膨胀速度。然而，我们在SN 2009 dc中没有看到像SN 2007 if那样在最大亮度附近出现速度“平台”的强有力证据（Scalzo et al. 2010）。SN 2009 dc的高光度和低膨胀速度使我们得出WD的前身质量可能超过2 M_Sun，Ni-56的质量约为1.4-1.7 M_Sun。我们认为SN 2009 dc的宿主星系在相对较近的过去经历了与邻近星系的引力相互作用。这可能导致了恒星形成的突然爆发，这可能产生了SN 2009 dc的SC WD祖先，并可能将邻近的星系变成了“后星暴星系”。“没有…
2010-07-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
GRMHD formulation of highly super-Chandrasekhar magnetized white dwarfs: stable configurations of non-spherical white dwarfs
磁化的超级白矮星白矮星的话题是引人注目的，特别是在过去的几年里，自从我们提出它们的存在。通过全尺度的广义相对论磁流体动力学（GRMHD）数值分析，我们证实了存在稳定的、高磁化的、显著超对称的白矮星，其质量大于3个太阳质量。虽然极向场的几何形状使白矮星成为扁圆形，但环形场使它们保持整体准球形，正如我们早期工作中所推测的那样。这些白矮星被认为是超亮Ia型超新星的祖先。
2015-05-11 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Super-Chandrasekhar SNe Ia Strongly Prefer Metal-Poor Environments
我们讨论了一种新的趋势，即超克拉塞卡Ia型超新星（SCSNe）的祖质量估计显着超过1.4 M_sun往往在贫金属环境中爆炸。虽然Taubenberger et al. 2011注意到一些SCSNe宿主星系相对缺乏金属，但我们定量地关注它们在宿主星系中的位置，指出在四分之三的情况下，SCSNe爆炸发生在其宿主星系盘的外缘。因此，它们的祖先很可能具有比宿主中心区域的金属丰度低得多的金属丰度。在两个案例中（SN 2003 fg和SN 2009 dc），爆炸地点在宿主光的99%之外，而在一个案例中（SN 2006 gz），宿主的径向金属丰度斜率表明爆炸地点位于贫金属区域。第四种情况（SN 2007 if）具有光谱测量的最低SN Ia宿主金属丰度（Childress等人，2011年）。也许可以通过一些特定于这种情况的祖先场景来解释这些异常明亮的事件中的每一个，但是一个更简单和直接的结论是将控制因素归因于它们唯一共同的物理方面-贫金属环境。
2011-07-08 astro-ph.SR
Weak magnetic fields in white dwarfs and their direct progenitors?
我们对VLT（Very Large Telescope）FORS 1（FOcal Reducer and Low Dispersion Spectrograph）的行星状星云、热亚矮星和白矮星的中心恒星偏振数据进行了重新分析，并增加了大量新的观测数据，以增加样本。为了避免假信号，对偏振分析光谱和光谱仪延迟板的所有位置仅使用一个波长校准的观察结果进行仔细分析是至关重要的。我们发现，以前在亚矮星和中心恒星中探测到的磁场不能得到证实，而大约10%的观测到的白矮星具有千高斯级的磁场。
2012-10-15 astro-ph.SR
The Progenitors of Superluminous Type Ia Supernovae
本研究针对超钱德拉塞卡Ia型超新星的前身星问题，通过一维数值模拟对比磁化白矮星与白矮星并合模型，发现并合模型能更好重现观测的低抛射速度与光变特征，为后续观测和高维建模提供基础。
2023-06-14 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraints on single-degenerate Chandrasekhar mass progenitors of Type Iax supernovae
SNe Iax被认为是SNe Ia的一个新的子类。据估计，SNe Iax占总SNi Ia比率的5-30%，并且大多数SNe Iax都是在晚型星系中发现的。此外，观察限制了一些SN Iax祖细胞的祖细胞系统的年龄小于8000万年。最近，弱爆燃爆炸的CH质量的CO WD似乎提供了一个可行的物理方案SNe Iax。在这里，从BPS计算与SN Iax观测的理论预测比较，我们把SD CH-质量模型作为一个可能的Iax祖的限制。在我们的RG施主通道中发现了>3Gyr的长延迟时间和~3e-5/yr的低SN速率，表明该通道不太可能产生SNe Iax。我们预测MS（He）施主通道的银河系速率约为1.5e-3/yr（3e-4/yr），这与观测到的Iax速率一致。He通道中的短延迟时间支持SNe Iax的年轻宿主环境。然而，MS供体通道中相对较长的延迟时间对Iax祖先年龄的观测限制不太有利。最后，我们将SN前质量损失率的上限设定为<10 e-4 M_sun/yr（对于V_wind=100 km/s）。SD Ch质量模型中的延迟时间不能解释大多数SNe Iax位于晚型星系中的原因。然而，至少有一个Iax事件（SN 2008 ge）是由一个没有恒星形成迹象的S 0星系主办的。此外，目前的X射线观测不能排除SD Ch质量模型。考虑到所有这些和考虑到SNe Iax的观测率的不确定性，我们认为，一些SNe Iax…
2014-12-15 astro-ph.SR
Hydrodynamical simulations favor a pure deflagration origin of the near-Chandrasekhar mass supernova remnant 3C 397
通过二维流体动力学模拟对比 DDT 与纯爆燃模型，研究表明 3C 397 的团块状铁族元素分布更符合高中心密度白矮星的纯爆燃起源。
2024-04-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Progenitors of Type Ia Supernovae: Are They Supersoft Sources?
在经典模型中，Ia型超新星（SNe Ia）的前身是吸积的、核燃烧的白矮星（NBWD），当白矮星达到克拉塞卡质量M_C时，NBWD爆炸。这种大质量的NBWD是热的（kT ~100 eV），发光的（L ~ 10^{38} erg/s），并且可能作为发光的超软X射线源（SSS）被观察到。在过去几年中，对星系外的软X射线源进行了调查。本文表明，结果证伪的假设，即大部分的祖细胞是NBWD，目前可观察到的SSS。这些数据也限制了亚M_C模型。虽然Ia型超新星的祖先可能会经历一个或多个SSS活动阶段，但这些阶段远远短于吸积大部分物质所需的时间，使它们接近M_C。
2009-12-04 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Highly super-Chandrasekhar white dwarfs in an extensive GRMHD framework
我们一直在努力通过利用磁场的潜力来揭开超级白矮星白矮星（WD）的神秘面纱，这一主题引起了相当大的关注。这一点从最近相应文献的激增中也显而易见。在目前的工作中，通过全尺度的广义相对论磁流体动力学（GRMHD）的数值分析，我们确认存在稳定的，高度磁化的，显着的超rasekhar WD具有超过3个太阳质量的质量。我们已经探索了各种可能的场的配置，即，极向，环形和混合，通过自洽地将偏离由强磁场引起的球对称。这样的超克拉塞卡WDs可能是特殊的，过亮的Ia型超新星的理想祖先。
2016-03-01 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Super-Chandrasekhar White Dwarfs with Magnetic-dependent Equation of State
最近发现了一些过亮的Ia超新星，这表明它们的前身是质量超过克拉塞卡极限的白矮星，这可能是由于白矮星内部的超强磁场造成的。我们提出了一个状态方程，明确地依赖于磁场和分析上可行的，并观察到，由于磁场沿半径衰减的状态方程的变化将如此显着地影响白矮星的配置，它的密度并不单调下降，但先下降，重新峰值附近的地壳和再次下降。由于在单颗Ia超新星系统中，一颗超新星会留下它的伴星和一颗中子星（脉冲星）的残骸，我们指出对这些天体的观测可以检验我们的模型
2015-05-05 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Post-merger evolution of double helium white dwarfs and distribution of helium-rich hot subdwarfs
双氦白矮星的合并被认为形成了孤立的富氦热亚矮星。观测表明，富氦热次矮星可以根据表面是富碳还是正常碳而分为两个亚类。但目前尚不清楚这种分布是否直接来自二元进化。根据双氦白矮星合并的通道，采用二元粒子数合成（BPS）方法得到了单个富氦热亚矮星的粒子数。我们发现合并通道可以代表$T_{\rm{eff}}-\log g$平面中与不同质量的祖氦白矮星相关的两个亚组。当$Z$ = 0.02时，由两颗氦白矮星并合产生的富氦热亚矮星的诞生率和局域密度分别为$\sim 4.82 \times 10^{-3}$ $\rm yr^{-1}$和$\sim$ 290.0 $\rm kpc^{-3}$。富碳和正常碳富氦热次矮星的比例分别为32 $\%$和68 $\%$。
2021-04-14 astro-ph.SR
The shortest period sdB plus white dwarf binary CD-30 11223 (GALEX J1411-3053)
我们报告发现的最短周期的二进制包括一个热的亚矮星（CD-30 11223，GALEX J1411-3053）和一个巨大的看不见的同伴。来自全天自动巡天的光度数据显示，热亚矮星的主要和光谱系列的椭圆变化揭示了70.5分钟的轨道周期。大的速度振幅表明系统中存在一个大质量的白矮星（M2/M_sun > 0.77），假设热亚矮星的典型质量为0.48 M_sun，尽管假设亚矮星质量低至0.44 M_sun，那么低至0.75 M_sun的白矮星也是允许的。椭球变化的幅度和高旋转速度使系统具有高倾角（i > 68度），并可能观测到二次凌日（i > 74度）。在最低允许倾角下，假设亚矮星质量为~0.48 M_sun，系统的总质量在1.35 M_sun时达到亚矮星质量极限，当亚矮星质量大于0.48 M_sun时，系统的总质量将超过亚矮星质量极限。该系统应该被认为是Ia型超新星的候选祖先，就像它的兄弟KPD 1930+2752一样。该系统应成为半分离的，并在约30万年内开始质量转移。
2012-10-16 astro-ph.SR
A Roche Lobe-filling hot Subdwarf and White Dwarf Binary: possible detection of an ejected common envelope
由一颗热的次矮星和一颗吸积的白矮星（WD）组成的双星是低频引力波辐射的来源，如果WD质量足够大，它们可能是Ia型超新星的祖先。在这里，我们报告了已知的第三颗此类联星的发现：它由一颗热亚矮星O（sdO）星和一颗WD组成，轨道周期为3.495小时，轨道在6年内收缩0.1秒。sdO星过度填充其洛希瓣，并可能通过吸积盘将质量转移到WD。从光谱，我们得到的有效温度为$T_{\mathrm{eff}}=54\,240\pm1\,840$ K和表面重力$\log{g}=4.841\pm0.108$的sdO星。从光变曲线分析，我们获得$M_{\mathrm{sdO}}=0.55$ ${\mathrm{M_{\odot}}}$的sdO质量和$q=M_{\mathrm{WD}}/M_{\mathrm{sdO}}=0.738\pm0.001$的质量比。此外，我们估计，磁盘的半径为$\sim 0.41R_\odot$和厚度为$\sim 0.18R_\odot$。这颗双星的起源可能是一个共同的包层喷射通道，其中sdO星的前身可能是一颗RGB星，或者更可能是一颗早期的AGB星; sdO星随后将演化成WD星，并与WD伴星合并，可能形成R CrB星。该天体光谱中的突出特征是强烈的Ca H&K线，这些线被$\sim$蓝移200 km/s，可能来自最近喷出的共同包层，我们估计双星系统中残留的CE物质的密度为$\sim…
2022-08-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
The MUCHFUSS project - Searching for hot subdwarf binaries with massive unseen companions: Survey, target selection and atmospheric parameters
来自SDSS（MUCHFUSS）的项目“巨大的看不见的伴星”旨在寻找具有紧凑伴星的sdB，如超大质量白矮星（M>1.0 Msun），中子星或黑洞。双星演化理论预测了这种系统的存在，最近的发现表明它们很可能存在于我们的银河系中。轨道参数的确定足以通过计算双星质量函数来确定伴星质量的下限。如果这个下限超过了拉塞卡质量，并且在光谱中看不到伴星的迹象，那么不需要任何额外的假设就可以证明存在一个大质量的致密伴星。我们从SDSS中通过颜色选择和对光谱的目视检查确定了大约1100颗热亚矮星。对高速恒星进行了重新观测，并对个别SDSS光谱进行了分析。总共发现了127颗径向速度可变的次矮星。具有高RV移位的双星和在短时间跨度内具有中等移位的双星具有最高的概率托管大规模紧凑的同伴。用定量光谱分析方法测定了这两个双星系统中69颗热次矮星的大气参数。所选样品的大气参数分布与以前研究的热亚矮星样品没有区别。该系统被认为是最好的候选人，以寻找大规模的紧凑的同伴后续时间分辨光谱。
2011-03-21 astro-ph.SR
Manganese Indicates a Transition from Sub- to Near-Chandrasekhar Type Ia Supernovae in Dwarf Galaxies
锰丰度是探测Ia型超新星前身星的敏感探针。在这项工作中，我们提出了一个目录中的锰丰度矮球状卫星的银河系，使用中分辨率光谱测量。使用一个简单的化学演化模型，我们推断的锰产量的Ia型超新星在玉夫座矮球状星系（dSph），并比较理论产量。Ia型超新星的亚太阳辐射量（$\mathrm{[Mn/Fe]}_{\mathrm{Ia}}=-0.30_{-0.03}^{+0.03}$在$\mathrm{[Fe/H]}=-1.5$ dex，对金属丰度的依赖性可以忽略不计）意味着亚克拉塞卡质量（亚$M_{\mathrm{Ch}}$）白矮星祖先是该星系早期Ia型超新星的主要通道，尽管仍需要部分（$\gtrsim20\%$）$M_{\mathrm{Ch}}$ Ia型或Iax型超新星来产生观测到的辐射量。然而，这一结果并不适用于所有环境。特别是，我们发现，dSph星系延长恒星形成的历史（狮子座I，天炉座dSph）似乎有较高的[Mn/Fe]在一个给定的金属丰度比星系早期爆发的恒星形成（雕塑dSph），这表明$M_{\mathrm{Ch}}$祖先可能成为主导渠道Ia型SNe在以后的时间在星系的化学演化。
2020-02-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The origin of the near-infrared excess in SN Ia 2012dn: Circumstellar dust around the super-Chandrasekhar supernova candidate
所谓的超克拉塞卡候选Ia型超新星（SC-SNe Ia）的祖先的性质一直在积极辩论。最近，Yamanaka等人（2016）报告了SN 2012 dn的近红外（NIR）过量，并提出过量来自星周（CS）尘埃的回波。在本文中，我们研究了SN 2012 dn周围CS尘埃的详细分布，并研究了CS尘埃回波场景对SC-SNe Ia一般情况的影响。我们发现，一个磁盘/双极CS介质配置再现近红外过量相当不错，其中的径向密度分布是由一个固定的质量损失。CS粉尘的内径为$0.04$ pc。对于椎间盘和双极CS介质配置，祖系统的质量损失率估计分别为$1.2 \times 10^{-5}$和$3.2 \times 10^{-6}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$，这为单次退化情况增加了另一个支持。我们的模型限制SN 2009 dc，另一个SC-SN Ia，具有小于SN 2012 dn的$0.16$倍的尘埃质量。虽然这可能仅仅表明SC-SNe Ia之间CS环境的一些变化，但这可能会引起另一种有趣的可能性。在SC-SNe Ia中可能有两类：在清洁环境中较亮的SC-SNe Ia（SN 2009 dc）和在尘埃环境中较暗的SC-SNe Ia（SN 2012 dn）。
2016-12-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Low Mach Number Modeling of Convection in Helium Shells on Sub-Chandrasekhar White Dwarfs II: Bulk Properties of Simple Models
由核燃烧驱动的氦壳对流动力学建立了亚克拉塞卡质量逃逸的条件，Ia型超新星的双爆轰模型，以及各种其他爆炸现象。我们探索这些对流动力学的范围内的白矮星核心和氦壳质量在三维低马赫数流体动力学代码大师。我们提出了这种演变的批量性能的计算，包括全球诊断的时间序列演变，横向平均的3D状态，和全球3D状态。我们发现了各种各样的结果，包括准平衡，本地化的失控，和新星般的失控。我们的研究结果表明，双爆轰祖模型是有前途的，三维，动态对流起着关键作用，这些系统值得进一步研究。
2016-06-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Impacts of Nuclear Reaction Rate Uncertainties on Sub-Chandrasekhar-Mass White Dwarf Detonations
Ia型超新星（SN Ia）前身的确切性质仍然是一个谜，但一颗亚克拉塞卡质量的白矮星（WD）的爆炸已成为一个有希望的候选者。有越来越多的工作表明，一个sub-Brachasekhar质量WD的碳核爆炸可以触发的氦壳从同伴WD吸积的爆炸，通过向内冲击收敛中心附近或直接的边缘点燃爆炸。这种“双爆轰”的Ia超新星可以由一个小的氦壳层触发，因此与裸露的碳氧白矮星（C/O WD）的爆轰很接近。实验和理论上确定的核反应速率的不确定性对亚克拉塞卡质量WD爆炸中核合成的影响尚未得到充分探讨。我们研究了该模型对核反应速率不确定性的敏感性，以更好地约束这些现象导致的核合成产率，并确定其不确定性对核合成影响最大的核反应速率。我们发现，化学丰度，特别是那些铁族元素，是相对不敏感的这些核反应率的不确定性。
2021-12-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Observations of the unique X-ray emitting subdwarf stars HD49798 and BD+37 442
我们报告的结果，我们得到的XMM牛顿观测HD 49798和BD+37 442，只有两个sdO星的X射线发射已被观察到。HD是一颗单线分光双星，轨道周期为1.5天。我们可以确定它的伴星是一颗M = 1.28 Msun的大质量白矮星，这使它成为Ia型超新星的候选祖先;我们还在白矮星日食期间探测到了显著的X射线发射，这可能是sdO恒星本身的X射线发射。在BD+37 442中，我们发现了周期为19.2 s的软X射线发射。这表明这颗热亚矮星还有一颗紧凑的双星伴星，要么是白矮星，要么是中子星，很可能是由sdO星的风吸积提供动力的。
2013-06-28 astro-ph.HE 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
