Exploring the Observability of Surviving Companions of Stripped-Envelope Supernovae: A Case Study of Type Ic SN 2020oi
本研究针对剥壳超新星的双星起源验证问题，以Ic型超新星SN 2020oi为对象开展二维流体动力学模拟，发现其幸存伴星受冲击后亮度提升两个量级且暂现红化，可通过JWST NIRCam短波长通道探测，星等峰值梯度可作为识别新指标。
2023-04-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
The quick and the dead: Finding the surviving binary companions of Galactic supernovae with Gaia
我们使用盖亚数据发布2搜索可能幸存的二进制同伴三个最好的研究历史银河系核心坍缩超新星。与以前的工作一致，我们发现无论是蟹状星云还是Cas A超新星都没有合理的双星伴星。这是第一次，我们提出了一个系统的搜索前伴星船帆座超新星，并排除基本上任何幸存的发光（$>L_\odot$）的同伴。基于视差和自行，我们确定了一个微弱的源（星A;盖亚源ID 5521955992667891584），这是运动学上一致的前双星伴星船帆座SN的祖先。然而，这个来源的绝对星等推断是非常微弱的，提高了它实际上可能是背景闯入者的可能性。此外，我们推导出一个新的距离（$3.37^{+4.04}_{-0.97}$ kpc）的螃蟹SN的基础上的盖亚视差测量，这是显着进一步比2 kpc的距离通常采用。最后，我们证明了盖亚可以用来测量蟹状星云脉冲星的长期光度下降，并提供了一个新的脉冲星模型的测试。
2018-11-29 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
Hot subdwarfs from the surviving companions of the white dwarf + main-sequence channel of Type Ia supernovae
在白矮星+主序星（WD + MS）通道中，Ia型超新星（SNe Ia）的一些幸存伴星可能会演化为热次矮星。本文在自旋上/下模型和正则非旋转模型下对WD + MS系统的幸存伴星进行了恒星演化计算，绘制了幸存伴星演化为热亚矮星的轨道周期-次级质量平面的初始参数空间。在此基础上，我们利用WD + MS通道进行了一系列的双星布居合成计算，得到了热亚矮星的银河系出生率，其中自旋上/自旋下模型为$2.3-6\times10^{\rm -4}\,{\rm yr}^{\rm -1}$，正则非旋转模型为$0.7-3\times10^{\rm -4}\,{\rm yr}^{\rm -1}$.我们还给出了不同模型下热次矮星的一些积分性质的分布，如质量和空间速度。此外，将我们的结果与中间富氦（iHe）热亚矮星的观测结果相比较，WD + MS通道的热亚矮星可以解释富iHe热亚矮星的一些观测特征，特别是自旋上/下模型的热亚矮星。虽然我们预计，超新星Ia通道只能贡献一小部分的iHe丰富的热亚矮星人口，其中一些可能有助于解释不寻常的运动学的情况。
2021-09-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Searching for Surviving Companion in the Young SMC Supernova Remnant 1E 0102.2-7219
1 E 0102.2- 7219（以下简称E0102）是小麦哲伦星云（SMC）中的一颗年轻超新星遗迹（SNR）。它包含富氧的SN喷出物，可能的中子星（NS），和少量快速移动的富氢喷出物物质。这些性质在Cas A中也可以看到，因此建议E0102也是IIb型超新星，其SN前身的氢包层可能通过与伴星的相互作用而剥离。为了寻找E0102的SN祖先的幸存的同伴，我们使用了存档的哈勃太空望远镜（HST）连续图像来对SNR中投射的恒星进行光度测量，以构建颜色-星等图，并将这些恒星与IIb型SNe幸存的同伴进行比较。我们还使用了多单元光谱探测器的观测与甚大望远镜进行光谱分析的恒星和搜索特殊的径向速度作为诊断幸存的同伴。我们进一步使用HST和盖亚数据来检查补充动力学研究的恒星自行。如果SN爆炸地点在NS附近，则没有发现合理的伴星候选者，而如果SN爆炸地点在SN喷出物的膨胀中心附近，则B3 V星34 a可能是合理的伴星候选者。如果NS是真实的并且与E0102相关，它需要约1000 km/s的逃逸速度，这在其他SNR中已经观察到，并且可以从不对称SN爆炸或大质量伴星的SN爆炸的反冲中获得。
2021-11-12 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Surviving companions of Type Ia supernovae: theory and observations
我们回顾了Ia型超新星（SNe Ia）幸存的同伴的理论背景和观测搜索。理论包括超新星爆发时爆炸的白矮星的恒星双星伴星的特征和爆炸对它们的预期影响，以及它们随后的演化。这包括空间速度，旋转，光度（讨论产生非常微弱的同伴的可能机制）。然后，我们提出的搜索已经在银河系的Ia型超新星遗迹，我们评估的结果，到目前为止，使用地面望远镜和{ \it哈勃太空望远镜}（{ \it HST}）。对于大麦云星云中的这种类型的残留物也是如此。我们指出新的Ia型信噪比，可以研究与地面望远镜，{ \it HST}和{ \it詹姆斯韦伯空间望远镜}（{ \it JWST}），使用各种方法，如通过颜色-星等图的特殊恒星的特性，确定其恒星参数的光谱拟合，和天体测量。{ \it Gaia}也可以提供有用的天体测量信息。这些方法中的大多数已经在已经探测过的Ia超新星遗迹中使用过。未来的目标是扩大样本，以确定哪些恒星系统确实产生了这些爆炸。
2020-01-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
No Surviving Companion to the Galactic SN 1181: Evidence for a Double-Degenerate Channel for Type Iax Supernovae
Columbia University（哥伦比亚大学）；University of Florida（佛罗里达大学）；Shinshu University（信州大学）；The University of Tokyo（东京大学）
研究Iax型超新星前身系统和爆炸机制，利用盖亚和泛星1号数据搜索超新星1181伴星，未探测到符合单简并通道的伴星，支持双简并通道，为Iax型超新星多种前身通道提供直接证据。
2026-07-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
No Surviving SN Ia Companion In SNR 0509-67.5: Stellar Population Characterization and Comparison To Models
本研究利用Hubble Space Telescope观测数据对SNR 0509-67.5内部的恒星进行参数推断，并与存活伴星模型对比，发现该Ia型超新星残骸中不存在符合预测特征的存活伴星。
2023-05-05 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Shadows of our Former Companions: How the Single-Degenerate Binary Type Ia Supernova Scenario Affects Remnants
在这里，我们提出了三维高分辨率模拟的Ia型超新星的存在下，一个非简并的同伴。我们发现附近伴星的存在会在超新星喷出物中留下一个长寿命的空洞。特别是，我们的目标是研究这个洞的长期演变的超新星喷出物与周围的星际介质相互作用。利用对x射线发射的估计，我们发现伴星产生的黑洞在喷出物与星际介质相互作用后仍然存在了许多世纪。我们还表明，孔是可辨别的在很宽的视角和同伴群众。
2016-09-20 astro-ph.HE
Observational signatures of the surviving donor star in the double detonation model of Type Ia supernovae
亚克拉塞卡质量双爆轰（DDet）方案是Ia超新星的当代模型。DDet假设中的施主星预计会在爆炸中幸存下来，并以紧凑双星系统的高轨道速度被弹射出去。这是第一次，我们一贯进行三维流体动力学模拟的相互作用的SN喷出物与氦（He）恒星伴侣内的DDet方案。我们将三维撞击模拟的结果映射到一维恒星演化代码中，并跟踪幸存的He星同伴的长期演化。我们的主要目标是提供DDet SNe Ia的幸存He星同伴的撞击后可观察签名，这将支持在未来的观测中寻找此类同伴。我们发现，我们幸存的氦星同伴成为显着overlightening约1 e6年期间的热再平衡阶段。在恒星重新建立热平衡后，其观测性质对喷射物-施主相互作用的细节不敏感。我们将我们的结果应用到超高速恒星US 708，这是我们银河系中最快的未绑定恒星，以约1200 km/s的速度旅行，使其成为DDet SN Ia的弹射供体残骸的自然候选人。我们发现，需要一个初始质量大于0.5 Msun的He星施主来解释US 708的观测特性。然而，根据我们详细的双星演化计算，具有如此大质量He星供体的祖系统在SN爆炸的时刻无法足够接近，以解释US 708的高速度。相反，如果US 708确实是DDet SN~Ia的幸存氦星供体，它将需要整个前SN祖先双星以大约400 km/s的速度行进。例如，它可能是从一个球状星团中被弹射出来的，其方向与幸存的施主星的当前运动方向一致…
2021-09-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Long-term evolution of post-explosion Helium-star Companions of Type Iax Supernovae
Iax型超新星（SNe Iax）是公认的无氢超新星的暗子类。然而，它们的起源，祖先系统的性质，是一个悬而未决的问题。最近的研究表明，在一个有氦星施主的双星系统中，一颗质量接近300亿塞卡的白矮星的微弱爆燃爆炸可能是SNe Iax的起源。在这种情况下，氦恒星供体有望在爆炸中幸存下来。我们使用一维恒星演化程序\textsc{MESA}和\textsc{Kepler}来跟踪幸存的氦伴星在撞击后的演化。恒星模型的基础上，我们以前的流体动力学模拟的喷出物捐助者的相互作用，我们探索这些幸存的氦同伴的观测特性。我们发现，幸存的氦同伴的亮度显着增加后的影响：他们可以从$2\mathord,500\,\mathrm{L_{\odot}}$到$16\mathord,000\,\mathrm{L_{\odot}}$的开尔文-亥姆霍兹时间尺度约为$10^{4}\,\mathrm{yr}$。当恒星达到热平衡后，它演化为O型热亚矮星（sdO），并沿着相同质量的正常sdO星的演化轨道继续演化。我们的研究结果将有助于在未来的观测中识别SNe Iax的幸存氦同伴，并对其祖先模型提出新的限制。
2022-06-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Ejecta Wakes from Companion Interaction in Type Ia Supernova Remnants
本研究使用Athena++和Sprout代码模拟双简并Ia型超新星中伴星与抛射物的相互作用及其演化，发现该作用在遗迹中形成不对称核心、环形结构及可观测的X射线不对称性，持续数千年。
2024-12-24 astro-ph.HE
HST Deep Upper Limits Rule Out a Surviving Massive Binary Companion to the Type Ic Supernova 2012fh
本文利用HST深度紫外成像、光谱和双星族群合成模型，排除Ic型超新星2012fh存在暗弱恒星伴星，表明其前身星爆炸时可能孤立或绕黑洞伴星运行。
2025-09-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Mass Loss and Subsequent Thermal Evolution of Surviving Helium White Dwarfs Shocked by Thermonuclear Supernovae
本文通过三维流体动力学模拟和MESA演化模型，研究Ia型超新星冲击下幸存氦白矮星伴星的质量损失与后续热演化，建立了质量损失比例与压力比的关系，并用于解释观测到的超高速白矮星及约束超新星遗迹。
2025-08-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the rotation properties of a post-explosion helium-star companion in Type Iax supernovae
最近的研究表明，Iax型超新星（SNe Iax）很可能是由一颗质量为100亿克拉塞卡的白矮星与一颗氦（He）星伴星的双星系统中的一次微弱爆燃爆炸产生的。假设大多数SNe Iax是从这种情况下产生的，在这项工作中，我们扩展了我们以前的工作的三维流体动力学模拟的喷出物同伴相互作用，通过考虑的祖先系统的轨道和自旋速度。然后，我们使用一维恒星演化代码\textsc{MESA}跟踪一个幸存的He星同伴的撞击后演化。我们的目的是调查后爆炸旋转性质的氦星伴星在SNe Iax。我们发现，由于相互作用过程中的质量剥离和激波加热引起的角动量损失和膨胀，氦星伴星在碰撞后自旋下降。这就导致了这样一种情况，即幸存的伴星在撞击后几年膨胀到最大半径时，其表面旋转速度可以下降到爆炸前的三分之一。随后，恒星收缩，一旦储存的能量被释放，它就会再次旋转。SNe Iax幸存的He星同伴的这种自旋开关特征可能有助于在未来的观测中识别此类物体。
2022-06-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
An Asymmetric Double-Degenerate Type Ia Supernova Explosion with a Surviving Companion Star
本研究通过对SN 2020hvf的晚期星云光谱分析，发现其非对称爆发特征和窄[Ca II]发射线，提出双简并超钱德拉塞卡前身星模型，为03fg-like型Ia超新星的起源提供了新观测证据。
2023-12-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
A possible surviving companion of the SN Ia in the Galactic SNR G272.2-3.2
本研究利用 Gaia EDR3 数据探索超新星遗迹 G272.2-3.2，通过运动学和测光分析排除多种伴星类型，发现了一颗运动学特殊的 M 型矮星 MV-G272，它是该 SN Ia 幸存伴星的候选体，支持了单简并演化模型。
2023-05-22 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Blast From the Past: Constraining Progenitor Models of SN 1972E
我们提出了一种新的技术来研究Ia型超新星，通过结合档案照相板和哈勃太空望远镜成像来限制历史河外SN的幸存同伴。我们展示了超新星1972 E的这种技术，这是125年来已知的最近的SN Ia。一些Ia型超新星的模型描述了一颗白矮星与一颗非简并的伴星，这颗伴星提供了足够的质量来引发热核爆炸。流体动力学模拟和恒星演化模型显示，这些捐赠恒星在爆炸后幸存下来，并在至少1000年的时间里表现出亮度的增加。因此，在超新星喷出物消失后对超新星确切位置的后期观测可以限制幸存的供体星和祖星模型的存在。通过对1972-1974年欧洲南方天文台1米施密特望远镜拍摄的17张数字化底片和塞罗托洛洛美洲天文台1.5米望远镜拍摄的1张底片的分析，确定了SN 1972 E的爆炸地点。使用\textit{Gaia} eDR 3星表来确定超新星1972 E的赤道坐标得到：$α$ = 13 $^h$ 39 $^m$ 52.708 $^s$ $\pm$ 0.004 $^s$和$δ$ = $-$ 31 \degree 40' 8 \farcs 97 $\pm$ 0 \farcs 04（ICRS）。2005年，HST/ACS拍摄了SN 1972 E的宿主星系NGC 5253，并使用$F435W$、$F555W$和$F814W$滤镜覆盖爆炸现场。探测到的最近的光源偏移了我们位置精度的3.0倍，与幸存的供体星的预期颜色不一致。因此，…
2021-02-18 astro-ph.HE
Population synthesis of neutron star X-ray binaries associated with supernova remnants
中子星X射线双星（NS XRB）是与超新星遗迹（SNRs）有关的最年轻的X射线双星，它可以为研究X射线双星的早期演化和中子星的形成性质提供重要信息。有越来越多的NS XRB被发现藏匿在我们和附近星系的SNR中。在这项工作中，我们进行二进制人口合成计算，以模拟人口的NS XRB与SNR为不同类型的同伴，包括罗氏瓣过度填充主序星，Be星和超巨星。我们估计了它们的出生率，并给出了每种伴星的轨道参数和伴星质量的分布。我们的计算表明，它们中的大多数是Be X射线双星（BeXRB）和一些BeXRB预计将与银河系型星系中的SNRs。
2021-07-20 astro-ph.HE
Stellar Binaries That Survive Supernovae
包含黑洞或中子星的双星的数量，关键取决于在超新星爆炸中幸存下来的双星的比例。我们在49个超新星遗迹（SNR）样本中搜索了幸存的恒星加遗迹双星，其中包含23个先前确定的致密遗迹和3个高质量X射线双星（HMXB），没有发现新的相互作用或非相互作用的双星。任何主序星伴星的上限通常小于0.2兆太阳，最坏的情况下小于3兆太阳。这意味着f<0.1的核心坍缩SNR包含一个非相互作用的二进制，f=0.083（0.032<f<0.17）包含一个相互作用的二进制在90%的置信度。我们还发现，HMXB的横向速度很低，现场HMXB的平均速度只有12 km/s，因此幸存的双星通常会在非常靠近爆炸中心的地方被发现。我们将结果与“标准”StarTrack二进制人口合成（BPS）模型进行比较，发现与观测结果合理一致。特别是，BPS模型预测SNe的5%应该留下一颗恒星加残余联星。
2018-10-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolution of Post-Impact Companion Stars in SN Ia Remnants within the Single-Degenerate Scenario
Ia型超新星的祖先系统的性质仍然不确定。区分单简并情景（SDS）和双简并情景（DDS）的一种方法是寻找撞击后的残余恒星。为了研究撞击后残留恒星的特征，我们进行了超新星撞击主序星的三维流体动力学模拟。我们使用恒星演化程序MESA来研究撞击后的残余物的演化。我们发现，在撞击后不久，残留恒星的光度和半径急剧增加。爆炸后，撞击后的伴星在收缩前继续以$\sim 10^{2.5-3} $年的时间尺度扩张。结果表明，残余星的时间演化不仅与吸收的能量有关，而且与能量沉积的深度有关。我们研究的可行性的候选人明星第谷G作为可能的残余伴侣第谷的超新星通过比较它的演变后的影响，在我们的模拟残余恒星。在我们的模拟中，最接近的模型具有类似的有效温度，但光度和半径是两倍大。通过研究角动量分布在我们的模拟中，我们发现，表面旋转速度可以下降到$\sim 10$ km s $^{-1}$，如果特定的角动量是保守的，在撞击后的演变，这意味着第谷G不能完全排除，因为它的低表面旋转速度。
2012-10-16 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
Investigation of the Progenitors of the Type Ia Supernovae Associated With the LMC Supernova Remnants 0505-67.9 and 0509-68.7
虽然Ia型超新星由于其在宇宙学距离估计中的用途而受到了严格的审查，但我们仍然无法确定整个种群的祖先。虽然已经为某些特定系统提供了答案，但仍然难以找到完整的解决方案。我们观测了大麦云云中的两个超新星遗迹（SNR），SNR 0505-67.9和SNR 0509-68.7，我们已经确定了遗迹的中心和99.73%的包容中心区域，超新星爆发后留下的任何伴星都必须位于该区域。这两个遗迹在其中心附近都有一些潜在的前伴星;所有可能的单和双退化祖先模型仍然适用于这两颗超新星。未来的观察可能能够识别这两种残留物的真正前伴侣。
2015-01-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Candidate Progenitor Companion Star of the Type Ib/c SN 2013ge
这封信介绍了在Ib/c型超新星（SN）2013 ge的位置上探测到一个源，该源的放射性成分预计已经消失了四年多。这个来源可能标志着第一次后SN直接检测到一个幸存的同伴剥离信封类型Ib/c爆炸。我们测试这个假设，并发现源的光谱能量分布的形状是最一致的B5 I超巨星。虽然双星模型倾向于预测带包层伴星的OB型恒星，但在色星等图（CMD）上的位置使其在主序星（MS）上更可能的位置偏红。该源可能暂时处于热平衡之外，或者是一个冷却和膨胀的非MS伴星，这与建议的Ib型SN 2019 yvr伴星相似，但在SN前成像时受到限制。我们还考虑了其他可能的物理场景的来源，包括一个衰落的SN，星周冲击相互作用，线的网站重合，和一个未解决的主机星团，所有这些都需要未来的观测，以更明确地排除。最终，幸存的同伴的分数（“二进制分数”）将提供必要的约束，对二进制演化模型和基础物理。
2022-03-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Close Stellar Companions to Intermediate Mass Black Holes
当嵌入密集的星团核心时，中等质量黑洞（IMBH）会获得近距离的恒星或恒星残骸伴星。这些伴星不仅受到引力的束缚，而且通过一系列的多体碰撞，它们倾向于在等级上与其他星团恒星隔离。本文通过直接的$N$体模拟研究了致密星团中IMBH伴星的人口统计学。我们研究星团最初组成的$10^5$或$2\times 10^5$恒星与IMBH的75和150太阳质量，并遵循他们的演变为6-10 Gyr。一个紧密的最里面的双星对IMBH和恒星物体迅速形成。IMBH有一个伴星，其轨道半长轴在90%的时间内比第二个最紧密的天体至少紧三倍。这些陪伴具有典型的秩序年周期，并受到交换和破坏的循环。最常观察到的长寿命配对持续$\sim 10^7$年。星团中IMBH伴星的人口统计是多样的;它们包括主序星、巨星和恒星残骸。伴随对象可以通过几种方式之一来揭示集群中IMBH的存在。大多数束缚伴星经常与IMBH发生掠食潮汐相互作用，提供了一种动力学机制来产生重复的耀斑事件，就像在IMBH候选者HLX-1中看到的那样。伴星的恒星风提供了IMBH的最小静态吸积率，与无线电搜索的球状星团IMBH吸积的影响。最后，我们发现致密天体的引力波螺旋也有可能出现。
2016-02-05 astro-ph.HE
Aspherical Remnants of Triple and Quadruple Detonations in Binary White Dwarfs
Kavli Institute for Theoretical Physics, University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校卡弗里理论物理研究所）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（Flatiron研究所计算天体物理学中心）；Department of Physics, University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校物理系）
本文模拟双白矮星系统中三次、四次爆轰产生的超新星遗迹演化，对比供体幸存的双爆轰遗迹，明确了不同爆轰场景遗迹的形态、辐射与元素分布特征。
2025-11-18 astro-ph.HE
The Distance to the S147 Supernova Remnant
结合Gaia数据与多光纤光谱，通过搜索热星中高速吸收线，测定SNR S147的距离为1.37 kpc，与脉冲星视差距离一致且不确定性更小。
2024-03-20 astro-ph.HE
The Single-degenerate Binary Origin of Tycho's Supernova as Traced by the Stripped Envelope of the Companion
我们提出，一个非热的X射线弧内的第谷超新星（SN）的残余代表SN喷出物和伴星的信封之间的相互作用在爆炸的影响。残余物的X射线辐射进一步显示了一个明显的阴影，由电弧投射在爆炸地点的相反方向，与被外壳阻挡的SN喷出物一致。这种情况支持第谷SN的单一简并双星起源。X射线弧的性质，以及Ruiz-Lapuente等人（2004年）和Hernández等人先前对伴星候选者及其空间速度的探测。（2009），使我们能够进一步推断：1）祖先双星的周期为4.9 $^{+5.3}_{-3.0}$天，2）伴星的反冲速度为42 $\pm$ 30 km s $^{-1}$，3）剥离包层质量约为0.0016（$\leq0.0083$）$M_{\sun}$。但我们注意到，伴随候选的性质仍在争论中，上述参数需要根据伴随候选的实际性质进行修改。还需要进一步的工作来测量电弧的适当运动，并检查从电弧中观察到的相互作用发射X射线量的能力，以验证当前的情况。
2011-02-18 astro-ph.HE
A supernova remnant associated with a nascent black hole low-mass X-ray binary
当大质量恒星的核心坍缩成黑洞时，释放出的能量往往会引发爆炸，从而产生超新星遗迹。黑洞具有有限的可观测窗口，因此很少被发现与超新星遗迹有关。分析多信使数据，我们表明，MAXI J1535-571是恒星爆炸产生的黑洞，产生了超新星遗迹G323.7-1.0，使其成为第一个案例之间的关联黑洞低质量X射线二进制和超新星遗迹。考虑到这种联系，我们可以从我们的模型中推断出，祖先系统是一个近距离双星，其主星的初始质量约为。23-35个太阳质量，伴星质量小10倍。
2020-10-29 astro-ph.HE
Binary companions of nearby supernova remnants found with Gaia
我们在第谷-盖亚天体测量解（TGAS）中寻找附近银河系核心坍缩超新星遗迹（SNRs）的祖先的逃逸前同伴。我们寻找十个距离小于$2\;\mathrm{kpc}$的SNR样本的候选者，从TGAS和$B,V$星等中获取天体测量和$G$星等，从AAVSO测光全天巡天（APASS）获取。一个简单的方法，跟踪回星，并找到最接近的点的SNR中心显示有几个失败时，排名的候选人。特别是，它忽略了我们的期望，即大质量恒星优先拥有大质量的同伴。我们发展了一个双星网格，以利用这些协方差在颜色-星等-喷射速度空间中的失控星属性分布。我们构造了一个预测逃逸星性质的解析模型，模型参数是祖先双星的性质和信噪比的性质。使用嵌套采样，我们计算贝叶斯证据的每个候选人是失控，同时限制该失控和SNR本身的属性。我们确定了天鹅座圈的四个可能的逃逸同伴，HB 21，S147和麒麟座圈。HD 37424之前被认为是S147的伴星，但其他三颗恒星是新的候选者。HB 21的伴星是Be星BD+50 3188，它的发射线特征可以用主星的超新星前质量转移来解释。与天鹅座环相关的$2\;\mathrm{M}_{\odot}$候选逃逸恒星TYC 2688-1556-1是一颗超高速恒星的可能性很小。如果麒麟座环与摩羯座OB 2星协中正在进行的恒星形成有关，那么麒麟座环的前身必须比与HD 261393后部处于张力状态的$40\;\mathrm{M…
2017-09-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Three-Dimensional Simulations of Type Ia Supernova Remnants I: Effects of a Main-Sequence Companion Star
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences (CAS)（中国科学院云南天文台）；International Centre of Supernovae (ICESUN), Yunnan Key Laboratory of Supernova Research（超新星国际研究中心（ICESUN），云南省超新星研究重点实验室）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；RIKEN Center for Interdisciplinary Theoretical and Mathematical Sciences (iTHEMS)（理化学研究所跨学科理论与数学科学中心（iTHEMS））；Key Laboratory for the Structure and Evolution of Celestial Objects, CAS（中国科学院天体结构与演化重点实验室）
通过三维模拟研究主序伴星对Ia型超新星遗迹形态的影响，发现仅靠伴星相互作用难以解释观测到的高度不对称膨胀速率。
2026-07-02 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernova 1604, Kepler's supernova, and its remnant
超新星1604是最后一颗有历史记录的银河系超新星。约翰内斯·开普勒的名字与之相关，因为他发表了他和欧洲同事的详细观察报告。超新星1604很可能是一颗Ia型超新星，它在银河平面上方350 pc到750 pc处爆炸。它的超新星遗迹，被称为开普勒超新星遗迹，显示了与遗迹北部/西北部富氮物质相互作用的明确证据，考虑到在银河系平面上方的高度，必须找到其起源于超新星祖先系统的质量损失。Ia型超新星与星周物质的结合使开普勒的超新星遗迹成为研究Ia型超新星起源的独特对象。证据表明超新星1604的前身双星系统由一颗碳氧白矮星和一颗演化的伴星组成，后者很可能处于其演化的（后）渐近巨星分支。这种情况的一个问题是，伴星必须在爆炸中幸存下来，但尽管进行了深入的搜索，但仍然没有发现它存在的痕迹。1引言; 2超新星遗迹，它的距离和多波长特性; 2.1位置，距离估计和SN 1604作为失控系统; 2.2 X射线成像光谱学和SN 1604作为Ia型超新星2.3在光学和红外中研究的星周介质; 3开普勒SNR的动力学; 3.1速度测量; 3.2流体动力学模拟; 4 SN 1604的起源系统; 4.1 SN 1604的星周氮丰度、硅酸盐和单一简并假设; 4.2 SN 1604单一简并Ia型假设的问题; 4.3 SN 1604是一个核简并Ia型爆炸吗？4.4我们可以从SN 1604的历史光变曲线中学到什么？（五）结论
2017-01-16 astro-ph.HE
An X-ray and Radio Study of the Varying Expansion Velocities in Tycho's Supernova Remnant
我们提出了新获得的X射线和无线电观测第谷的超新星遗迹使用{ \it钱德拉}和卡尔G。Jansky超大型阵列分别在2015年和2013/14年。当结合这些仪器的早期观测时，我们现在有时间基线来测量X射线中12-15年和射电中30年的残余物的膨胀。残骸的大角度尺寸允许在爆炸波周边的许多位置进行适当的运动测量。我们发现，与早期的测量一致，一个明显的梯度的膨胀速度的残余物，尽管它的圆形形状。残留物西部和西南侧的自行比东部和东北侧的自行高出约两倍。我们在早期的工作中表明，这与爆炸地点从残骸的几何中心偏移有关，这是由于ISM中的密度梯度造成的，使用我们在这里报告的精确测量，我们发现这个偏移是朝向东北方向的$\sim 23"$。在这样一个圆形遗迹中，爆炸中心的偏移对在其他遗迹中寻找祖先同伴有影响。
2016-04-06 astro-ph.HE
Physical Structures of the Type Ia Supernova Remnant N103B
N103 B是一颗Ia型超新星遗迹（SNR），位于大麦云星云（LMC）中富星系团NGC 1850周围的超级气泡外围。我们用$\textit{Hubble Space Telescope}$（$\textit{HST}$）获得了N103 B的H $α$和连续谱图像，并用Cerro Tololo Inter-American天文台的4米和1.5米望远镜获得了高色散光谱。这张$\textit{HST}$ H $α$图像展示了一个复杂的星云结系统，位于一个不完整的椭圆形外壳内，该外壳向东开放，X射线和无线电发射进一步向外延伸。由[S II]双峰确定的星云结的电子密度达到5300 cm $^{-3}$，表明起源于星周介质，而不是星际介质。高色散光谱揭示了N103 B中的三个运动学分量：（1）背景中与NGC 1850超级气泡有关的电离星际气体的[N II]6583/H $α$ $\sim$ 0.14的窄分量，（2）SNR的无碰撞激波进入大部分中性环境介质的较宽H $α$分量，没有[N II]对应物，（3）在星云结激波物质的H $α$和[N II]谱线上都有一个宽谱分量$ΔV$ $\sim$ 500 km s $^{-1}$。Balmer主导暗条可以用椭圆拟合，我们采用椭圆的中心作为SN爆炸的位置。我们发现，最接近这个爆炸中心的恒星的颜色和光度与Podsiadlowski模拟的1个$M_\odo…
2017-01-20 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Evidence for a Black Hole Remnant in the Type IIL Supernova 1979C
我们分析了IIL型超新星SN 1979 C的X射线观测档案。我们发现它的X射线光度在1995年至2007年的12年间非常恒定，为（6.5+/-0.1）x 10^38 erg/s。高而稳定的光度被认为是恒星质量（~ 5- 10 Msun）的黑洞吸积物质的可能证据，这些物质来自超新星回落盘或双星伴星，或者可能来自中央脉冲星风星云的发射。我们发现，明亮而稳定的X射线光变曲线与由快速旋转的磁星的磁制动提供动力的超新星模型或爆炸波扩展成密集的星周风的模型不一致。
2010-11-10 astro-ph.HE
Evolution Of Post-Impact Remnant Helium Stars In Type Ia Supernova Remnants Within The Single-Degenerate Scenario
Ia型超新星（SNe Ia）的起源系统仍在争论中。根据最近的流体动力学模拟，在单简并情景（SDS）中的非简并同伴应该在超新星撞击中幸存下来。区分SDS和双简并的方法之一是在超新星Ia的遗迹中寻找撞击后的遗迹星。利用多维流体力学模拟与一维恒星演化模拟相结合的技术，我们研究了SDS中富氦双星同伴的撞击后演化。研究发现，这些富氦PIRS（He PIRS）在超新星爆发后10年左右急剧膨胀并演化为发光相（$L\sim 10^4 L_\odot$）。随后，它们收缩并通过释放引力能量而演化成热的蓝亚矮星（sdO-like），并在演化成氦红巨星之前持续数百万年。因此，我们预测，一个明亮的OB-like恒星应该在SN爆炸后的$\sim 30$年内被探测到。此后，它将收缩并成为SN Ia残余物中心区域的类似sdO的恒星，该区域位于通过SDS中的氦星通道进化的SN Ia祖先的恒星形成区域内。这些He PIRS被预测为快速旋转（$v_{\rm rot} \gtrsim 50$ km s $^{-1}$）并且具有高空间速度（$v_{\rm linear} \gtrsim 500$ km s $^{-1}$）。此外，如果超新星遗迹已经扩散，并且在后期无法识别，He PIRS可能是单颗sdO星和/或超高速星的额外来源。
2013-06-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Compact Radio Sources in the Field of Tycho's Supernova Remnant
本文使用Jansky Very Large Array在1.50 GHz下观测Tycho超新星遗迹视场，探测到36个致密源，通过对比历史观测未发现大自行源，支持所有源均为河外源的结论。
2023-11-24 astro-ph.HE
Searching for ejected supernova companions in the era of precise proper motion and radial velocity measurements
本文利用双星族群合成预测被超新星弹射伴星的运动学与光度特征，证明中子星速度分布可反映诞生踢动速度，并指出 Gaia DR3 可将现有弹射伴星样本扩大 5-10 倍。
2023-04-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Searching for a Hypervelocity White Dwarf Companion: A Proper Motion Survey of SN 1006
Ia型超新星（SNe Ia）被可靠地理解为来自一颗白矮星的热核爆炸，是双星相互作用的结果，但是双星相互作用和次级天体的性质是不确定的。最近，一个双白矮星模型被称为动态驱动双简并双爆轰（D6）模型已成为一个有前途的解释这些事件。这种假设的一种实现是，伴星可能在爆炸中幸存下来，并以快速移动（$V_{peculiar} >1000$ km s $^{-1}$）、过亮（$L > 0.1 L_\odot$）白矮星的形式存在于残骸中。最近，在盖亚调查中发现了三个似乎具有这些不寻常属性的物体。我们用暗能量照相机对超新星Ia遗迹SN 1006进行了四年的光度观测，试图发现一颗类似的恒星。我们提出了一个深，高精度的天体测量自行调查的内部恒星星族的残余。我们排除了一个高自行对象的存在与我们的测试实现的D6的情况下（$V_{transverse} > 600$公里的$^{-1}$与$m_r < 21$对应的内在光度$L > 0.0176 L_\odot$）。我们的结论是，这样的恒星不存在于残骸中，或者被强烈的局部尘埃或不太可能从平行于视线的双星系统中喷出的可能性所隐藏。
2022-06-08 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Common envelope: on the mass and the fate of the remnant
双星演化中最重要和最不确定的阶段之一是共同包络事件。到目前为止，文献中对CE事件期间的能量平衡给予了大量关注，预计这将决定结果。然而，这个问题本质上与CE之后施主星留下了什么及其直接演化的问题相关联。在本文中，我们认为，一个重要的阶段被忽视了：后CE残余热调整阶段。我们提出了一种方法，明确定义CE后的残余质量后，它已被热重新调整，即通过调用核心边界的半径在氢壳层对应于当地最大的声速。我们认为，热调整阶段的重要后果是：（一）在CE双星的能量预算要求的变化和（二）同伴自旋和化学富集，作为剩余的热调整（TR）过程中发生的质量转移的结果。预计会有更多的CE二进制文件合并。如果伴星是一颗中子星，它将在TR阶段进行温和的再循环。在TR阶段的质量传递比在普通包层的吸积速率强得多，因此更好地满足超临界吸积的条件。我们还认为，TR阶段是负责生产轻度回收的双中子星的中子星。
2011-01-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Freely Expanding Knots of X-ray Emitting Ejecta in Kepler's Supernova Remnant
我们报告测量自行，径向速度，和元素组成的14个X射线节开普勒的超新星遗迹（SNR）使用钱德拉数据。最高速度节显示出大的自行（0.11-0.14“/年）和高的径向速度（v ~ 8，700 - 10，020 km/s），估计的空间速度与Ia超新星在最大光附近看到的典型Si速度（~ 10，000 km/s）相当。高速喷出物结只出现在特定的位置，并从形态和运动学不同于其余的喷出物。五节的自行外推回到开普勒的信噪比的年龄一致的中心位置，同意与以前的决定，但较少受到系统误差。这5个节点的膨胀率接近自由膨胀率（膨胀指数为0.75 <~ m <~ 1.0），我们认为这表明它们要么是在爆炸中形成的，密度对比度很高（超过周围密度的100倍），要么是通过周围介质中相对较低的密度（n_H < 0.1 cm^-3）区域传播的。X射线谱分析表明，未减速结具有较高的Si和S丰度，较低的Fe丰度和极低的O丰度，表明其起源于部分Si燃烧区，而对于SN Ia模型，该燃烧区位于爆炸的白矮星的外层。其他结显示出较慢的速度和膨胀指数与减速喷出物结或周围介质中的特征一致。我们新的爆炸地点的精确位置具有明确的位置不确定性，允许在非传统的单简并超新星Ia情景下搜索微弱幸存的供体星的区域大大减少;由于搜索区域缺乏明亮的恒星，传统情景仍然被排除在外。
2017-07-26 astro-ph.HE
The runaway velocity of the white dwarf companion in the double detonation scenario of supernovae
本研究考虑双爆轰情景中超新星抛射物有限速度，发现幸存白矮星逃逸速度比爆炸前轨道速度低8-11%，需更大初始质量，此类双星罕见，还支持该情景主要产生特殊Ia型超新星。
2024-01-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Sub-Solar Metallicity Progenitor for Cassiopeia A, the remnant of a Type IIb Supernova
我们首次报道了在IIb型超新星（SN IIb）遗迹仙后座A中探测到Mn-K $α$线。锰（$^{55}$ Mn，在$^{55}$ Co衰变后）是一种富中子元素，与铬（$^{52}$ Cr，在$^{52}$ Fe衰变后）一起主要在爆炸性不完全Si燃烧状态下合成。因此，Mn/Cr质量比及其中子过剩反映了爆炸过程中相关燃烧层的中子化。钱德拉对仙后座A的存档X射线数据表明，Mn/Cr质量比很低，其值在0.10- 0.66的范围内，与一维SN爆炸模型相比，这要求在不完全Si燃烧层处的电子分数为0.4990 $\lesssim Y_{\rm e} \lesssim$ 0.5。假设太阳金属丰度祖先具有典型爆炸能量（$1 \times 10^{51}$ erg）的爆炸模型无法重现如此高的电子分数。在这样的模型中，爆炸Si燃烧制度只延伸到Si/O层建立在祖的流体静力学演化;在Si/O层的$Y_e$低于我们的观测约束所需的值。我们可以满足所观察到的Mn/Cr的质量比，如果爆炸硅燃烧制度延伸到O/Ne流体静力层，其中具有较高的$Y_{\rm e}$。这将需要仙后座A的太阳下金属丰度祖先（$Z \lesssim 0.5Z_{\odot}$）的高能（$> 2 \times 10^{51}$ erg）和/或不对称爆炸。低的初始金属丰度可以用来排除单星祖先的可能性，剩下的可能性是有一个紧凑的伴星（白矮星，中子星…
2020-03-20 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
Silicate grain growth due to ion trapping in oxygen-rich supernova remnants like Cassiopeia A
核心坍缩的超新星可以在爆炸后凝聚大量的尘埃。然而，在尘埃随后通过反向激波的过程中，溅射和颗粒间的碰撞可能会在新形成的尘埃到达星际介质之前破坏相当大一部分。在这里，我们表明，在富氧的超新星遗迹，如仙后座A的渗透和捕获内的硅酸盐颗粒的相同的撞击离子的氧，硅和镁，负责颗粒表面溅射可以显着减少颗粒材料的净损失。我们的模型条件代表的尘埃团块（密度对比$χ=100$）通过反向冲击富氧仙后座A残留物，并发现，相比的情况下，效果被忽略，以及促进形成的晶粒大于那些原来凝聚，离子捕获增加了硅酸盐尘埃的幸存群众的因素高达2至4，取决于初始晶粒半径。对于高密度的对比度（$χ\gtrsim180$），我们发现尘埃颗粒表面的气体吸积效应超过了离子捕获效应，并且对于$χ=256$，尘埃颗粒的存活率增加到初始尘埃质量的${\sim}55 \%$.
2020-03-10 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
J0453+1559: a neutron star-white dwarf binary from a thermonuclear electron-capture supernova?
紧凑型射电脉冲星双星系统J 0453 +1559（Martinez等人，2015年）由一颗作为$1.559(5)\,M_\odot$主要组成部分的回收脉冲星和一颗看不见的$1.174(4)\,M_\odot$伴星组成。由于$e = 0.1125$的轨道离心率相对较大，因此有人认为它的伴星是一颗中子星，使其成为迄今为止精确测定质量最低的中子星。然而，直接观测确定伴星的性质目前还不可行。此外，关于产生这种低质量中子星残骸的可能性，最先进的恒星演化和超新星建模是矛盾的。在这里，我们挑战了中子星的解释，理由是低质量的组成部分可能是一个白矮星出生在热核电子捕获超新星（tECSN）事件，其中氧氖爆燃在退化的恒星核心的超剥离祖蒸发了几个$0.1\,M_\odot$的物质，并留下一个绑定ONeFe白矮星作为第二次形成的紧凑的残余。我们确定了这种情况下所需的喷出物质量和残余反冲，以解释中子星-白矮星系统PSR~ J 0453 +1559的性质。需要在tECSNe方面开展更多工作，以评估这一设想方案的可行性。
2019-11-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernova remnant 0509-67.5 is consistent with an explosion inside an old planetary nebula (SNIP)
Technion - Israel Institute of Technology（以色列理工学院）
本文论证SNIP模型比双爆轰场景更能解释超新星遗迹SNR 0509-67.5，指出星周物质塑造其形态，相关分析需考虑多数Ia型超新星为SNIP的主张。
2026-08-20 astro-ph.HE
A Chandrasekhar Mass Progenitor for the Type Ia Supernova Remnant 3C 397 from The Enhanced Abundances of Nickel and Manganese
尽管经过数十年的努力，Ia型超新星（SNe Ia）的许多基本方面仍然难以捉摸。一个主要的悬而未决的问题是，爆炸的白矮星（WD）的质量是否接近克拉塞卡极限。在这里，我们报告的检测强K壳发射稳定的铁峰元素的朱雀X射线光谱的Ia型超新星遗迹（SNR）3C 397。高Ni/Fe和Mn/Fe的质量比（分别为0.11-0.24和0.018-0.033）的热等离子体成分，占主导地位的K壳层发射线表明在SN喷出物的中子化程度，这只能通过电子捕获在致密的核心爆炸WD与一个近Ekrasekhar质量。这表明3C 397是一个单简并的起源，因为如果WD从伴星缓慢地吸积质量，那么预计自然会有质量祖先。连同其他结果支持双简并的情况下，我们的工作增加了越来越多的证据表明，这两个祖通道作出了重大贡献的超新星Ia率在恒星形成星系。
2015-02-14 astro-ph.HE
Possible Detection of the Stellar Donor or Remnant for the Type Iax Supernova 2008ha
Iax型超新星（SNe Iax）是与SNe Ia相关的热核爆炸，但物理上不同。最重要的区别是超新星Iax的光度明显较低（为典型超新星Ia的1% - 50%），喷出物质量较低（约0.1 - 0.5 M_sun），并可能留下一个结合的残余物。最极端的SN Iax是SN 2008 ha，其峰值为M_V = -14.2等，比典型的SN Ia低约5等。在这里，我们展示了哈勃太空望远镜（HST）拍摄的SN 2008 ha的宿主星系UGC 12682的图像，该图像是在SN 2008 ha达到峰值亮度后4.1年拍摄的。在这些深度高分辨率的图像中，我们探测到一个与SN 2008 ha的位置重合的源（0.86 HST像素; 0.043”; 1.1 sigma），M_F814 W = -5.4 mag。我们确定这个源不太可能是偶然重合，但这种情况不能完全排除。如果这个辐射源与SN 2008 ha直接相关，那么它要么是前白矮星的发光的束缚残余物，要么是它的伴星。该源与演化的>3 M_sun初始质量恒星一致，并且比SN Iax 2012 Z祖系统（第一个检测到的热核SN祖系统）红得多。如果这个来源是SN 2008 ha的伴星，那么SN Iax的祖先系统就有多样性，这可能与SN Iax爆炸的多样性有关。如果辐射源是白矮星的束缚残留物，那么它一定已经显著膨胀了。不管这个来源的性质如何，我们将SN 2008 ha…
2014-08-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Wait for it: Post-supernova winds driven by delayed radioactive decays
在大多数天体物理学情况下，56 Ni到56 Co的放射性衰变通过电子捕获发生，固定半衰期为6.1天。然而，当原子核被完全电离时，这种衰变速率显著减慢，因为K壳层电子无法被捕获。在本文中，我们探讨了这些延迟衰变对可能在Ia型和Iax型超新星（SNe Ia和SNe Iax）中幸存的白矮星（WD）的影响。56 Ni和56 Co的延迟放射性衰变释放的能量驱动了幸存的WD表面的持续风，这有助于在大部分SN喷出物的发射消失后这些SNe的后期外观。我们使用恒星演化程序MESA计算了这些风的流体动力学演化和由此产生的光变曲线。我们的后SN Ia模型与SN 2011fe的后期观测相冲突，但我们初始条件的不确定性使我们无法排除幸存的WD供体的存在。更好的协议与观察是实现与我们的后SN Iax绑定残留物模型，提供证据表明，这些爆炸是由于爆燃吸积WD未能完全解开WD。未来的辐射转移计算和风模型利用爆炸模拟更准确的初始条件将扩展我们的研究放射性供电的风从后SN幸存的WD，并使其成为强大的判别各种SN Ia和SN Iax祖场景。
2016-11-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Masses of White Dwarf Binary Companions to Type Ia Supernovae Measured from Runaway Velocities
最近提出的“动力驱动双简并双爆轰”（D6）方案假定Ia型超新星（SNe）可能发生在双星系统中两颗白矮星（WD）之间的动力不稳定质量转移过程中。这种情况预测，供体WD可能会在爆炸中幸存下来，并以超高速逃逸的形式释放出来，这为识别D6 SNe的残余恒星并利用它们来研究产生Ia型SNe的爆炸物理提供了令人兴奋的可能性。三个候选的D6逃逸物体已经在盖亚数据中确定。这些残余物体可观测到的失控速度代表其在超新星爆炸时的轨道速度。D6方案中所需的轨道动力学和罗氏瓣几何形状对成为超高速逃逸的供体WD的半径和质量施加了特定的约束。在这封信中，我们计算所需的D6施主WD的逃逸速度的函数的半径。使用WD的质量半径关系，我们然后约束的施主恒星的质量。与测量速度的三个D6候选对象的基础上盖亚EDR3，这项工作提供了一个新的探测器的质量和质量比WD二元系统，产生SN爆炸和超高速逃逸。
2021-12-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray Emission from Strongly Asymmetric Circumstellar Material in the Remnant of Kepler's Supernova
开普勒的超新星遗迹是由热核爆炸产生的，但与从祖系统中丢失的星周物质（CSM）相互作用。我们描述了一种统计技术，用于隔离X射线发射由于CSM从由于冲击喷出物。受冲击的CSM与{ \sl Spitzer}观测到的24 $μ$ m发射位置吻合得很好。我们发现大多数CSM分布在明亮的北侧边缘，但也发现大量的浓度投射在遗迹的中心，大致沿着一个直径与位置角$\sim 100^\circ$。我们解释这作为一个磁盘的CSM分布在SN之前的证据，与观察者的视线大致在磁盘平面。我们提出了这种情况下的2-D流体动力学模拟，与观察到的CSM形态定性一致。我们的观察要求开普勒起源于一个有AGB伴星的密近联星系统。
2012-12-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
