三维数值模拟帮助揭示第谷超新星前身星的吸积过程

　　中国科学院云南天文台副研究员焦承亮和厦门大学副教授薛力团队合作，对第谷超新星前身星系统的吸积过程进行了三维数值模拟。相关研究成果发表在《英国皇家天文学会月刊》（MNRAS）上，焦承亮为论文第二作者和论文共同通讯作者。

　　Ia型超新星作为“标准烛光”，在宇宙学测距中发挥重要作用，曾被用于计算宇宙学常数；其对于星系化学演化的研究也具有重要意义。单简并模型是一种重要的Ia型超新星的爆发机制，该模型中，超新星的前身星是一颗碳氧白矮星，其和一颗主序星或巨星组成双星系统。白矮星的质量通过吸积伴星的物质逐渐增大，当其质量达到钱德拉塞卡极限时，会触发超新星爆发。第谷超新星是一颗著名的Ia型超新星，研究人员对其爆发后的遗迹进行了观测，发现双星系统的吸积阶段需有较强外流，从而在双星系统周围吹出一个空腔，超新星爆发后抛出的物质需在这个空腔中进行演化，才能形成目前观测到的超新星遗迹的特殊结构，但学界尚不清楚该外流的产生机制。

　　研究人员对第谷超新星前身星系统的吸积过程进行了三维数值模拟，并对不同情况下产生的外流结构进行了研究。不含磁场情况下，吸积流达到准稳态后，产生的外流主要集中在赤道面上；假定在磁场能和内能满足能量均分的情况下，准稳态下高纬度的外流和赤道面处的外流强度大体相当；要产生观测所需的外流结构，所需的磁场强度应在上述两种情况之间。经过多次模拟计算，这个磁场强度约为B=5.44×10³G，其中，包含了吸积物质中的磁场及白矮星自身的磁场。在这个强外流的吸积模式下，吸积过程中的物质损失率较大，但持续时间有限，因此，不会影响最终的超新星的爆发（质量损失率约为10^-7太阳质量每年，持续大约10⁵年）。

　　研究工作得到国家自然基金面上项目、青年项目和福建省自然科学基金的支持。

　　论文链接

　　达到准稳态时，吸积流数值模拟的密度分布（对应于B = 5.44×10³G的模拟计算）。第一行从左往右分别是z=0、y=0、x=0处的截面对应的密度分布，第二行从左往右则是对密度沿着z轴、y轴、x轴做积分以后的面密度分布。白色虚线标示洛希瓣所在的位置。颜色标示的密度和面密度为以十为底的对数尺度，其单位均为数值模拟计算内自行设定的单位制（为了计算方便，具体参照论文相关部分）