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必赢56net云南天文台发现B型亚矮星可能是Ia型超新

由中国科学院云南天文台研究员王博、韩占文及英国牛津大学教授Philipp Podsiadlowski组成的国际合作团队在Ia型超新星前身星领域的研究工作取得了新进展。研究发现,Ia型超新星单简并星模型存在一个临界吸积率,而由于该临界吸积率的存在,以往研究由单简并星模型得到的Ia型超新星诞生率被高估。

日前,中国科学院云南天文台王博研究员、韩占文院士及英国牛津大学菲利普教授组成的国际合作团队,在Ia型超新星前身星领域的研究中取得了新进展。

近日,中国科学院云南天文台研究员孟祥存和博士李蛟在Ia型超新星前身星研究方面取得新进展,他们研究发现B型亚矮星可能是一些超新星遗迹中的残留伴星。这一研究为在超新星遗迹中搜寻SNe Ia的残留伴星指出了一个新的方向。该成果发表在2019年2月出版的《皇家天文学会月刊》(MNRAS必赢56net,)上。

Ia型超新星是宇宙学距离指示器,通过Ia型超新星测距,研究者们发现宇宙在加速膨胀,从而推论出暗能量的存在。但对其前身星认识的缺失,直接影响了Ia型超新星的测距精度并阻碍精确宇宙学的发展。当前研究领域,单简并星模型和双简并星模型是Ia型超新星前身星的两大主流模型。该国际合作团队研究发现,在Ia型超新星的单简并星模型中,白矮星只能在一个很窄的吸积率范围内从伴星稳定吸积物质(当吸积率足够高时,白矮星将形成红巨星或触发光学厚星风;当吸积率变低时,则会触发新星爆发)。以往研究认为,白矮星在这个吸积率范围内质量可以稳定增加,最后发生Ia型超新星爆炸。但该团队通过研究发现,在白矮星吸积富氦物质时在这个稳定燃烧带内还存在一个临界吸积率。当吸积率高于该临界吸积率时,在白矮星接近钱德拉塞卡质量极限时会发生偏离中心的碳燃烧,偏离中心的碳燃烧会将整个碳氧白矮星烧成一颗氧氖镁白矮星(氧氖镁白矮星将由镁的电子俘获解除电子简并压塌缩成一颗中子星)。

研究发现,Ia型超新星单简并星模型存在一个临界吸积率,由于该临界吸积率的存在,以前人们由单简并星模型得到的Ia型超新星诞生率被高估,此项研究增加了形成中子星的新通道。这一研究成果发表在12月新出版的《英国皇家学会月刊》上。

以SNe Ia为距离指示器进行测距,研究人员发现宇宙正在加速膨胀,这就意味着宇宙是暗能量主导的宇宙。现在,研究人员正在利用SNe Ia来测量暗能量的物态方程及其随时间的演化。尽管SNe Ia在宇宙学中非常重要,但研究人员仍然不知道其前身星是什么。

相关研究成果发表于MNRAS上。该研究得到了国家自然科学基金创新群体项目、中科院前沿科学重点研究计划的资助。

Ia型超新星是宇宙学距离指示器,通过Ia型超新星测距,人们发现宇宙在加速膨胀,从而推论出暗能量的存在。然而,人们并不清楚它的前身星是什么,这将直接影响Ia型超新星的测距精度并阻碍精确宇宙学的发展。单简并星模型和双简并星模型是Ia型超新星前身星的两大主流模型,王博等人发现Ia型超新星的单简并星模型存在一个临界吸积率。在Ia型超新星的单简并星模型中,白矮星只能在一个很窄的吸积率范围内从伴星稳定吸积物质。此前的研究认为,白矮星在这个吸积率范围内质量可以稳定增加,最后发生Ia型超新星爆炸。但王博等人在最近的工作中发现,在白矮星吸积富氦物质时,在这个稳定燃烧带内还存在一个临界吸积率。当吸积率高于该临界吸积率时,白矮星接近钱德拉塞卡质量极限会发生偏离中心的碳燃烧,偏离中心的碳燃烧会将整个碳氧白矮星烧成一颗氧氖镁白矮星。

普遍认为,SNe Ia来自于双星系统中的碳氧白矮星的热核爆炸。根据伴星的类型不同,SNe Ia前身星模型大致分为单简并星模型(白矮星从正常恒星吸积物质)和双简并星模型。目前还不能区分哪个才是真正的SNe Ia的前身星模型。在发生SNe Ia爆炸时,单简并星模型会留下一颗残留伴星,而双简并星模型不会留下任何天体。所以在超新星遗迹中寻找SNe Ia残留伴星就成了区分SNe Ia前身星模型的重要方法。

论文链接

(原载于《科技日报》 2017-12-14 01版)

但是,最新的对SN1006和开普勒超新星遗迹的观测都没有找到合适的残留伴星候选体,这可能是因为前人的搜寻策略有问题。之前的理论认为,SNe Ia爆炸后留下的残留伴星应该会比较红,所以搜寻残留伴星的观测都是在红波段进行的。

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孟祥存和李蛟基于最新的SNe Ia前身星模型研究发现,SNe Ia爆炸后留下的残留伴星有可能是B型亚矮星,其辐射主要集中在紫外波段,应该用U或B波段搜寻。如果最终证实SN1006和开普勒超新星的残留伴星是B型亚矮星,将可能会终结人们关于单简并星模型和双简并星模型的争论,这将是SNe Ia研究的巨大进步。

图1.白矮星从伴星吸积物质。(图片来源:www.astroart.org)

该成果获得国家自然科学基金资助。

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图2.白矮星初始质量vs.吸积率。当吸积率足够高时,白矮星将形成红巨星或触发光学厚星风;当吸积率变低时,触发新星爆发;碳氧白矮星只能在一个很窄的吸积率范围内稳定吸积物质;蓝色虚线为临界吸积率(图片来源: Wang, Podsiadlowski & Han 2017, MNRAS, 472, 1593)

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与在开普勒超新星遗迹中搜寻残留伴星的观测对比。发生超新星爆炸时,伴星可以是主序星、红巨星和B型亚矮星。由图中可知,B型亚矮星在探测极限以下,不能被目前的观测探测到。

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