Ia 型超新星前身星的超爱丁顿星风情景

富氢物质吸积到碳氧白矮星 (CO WDs) 上对于理解单简并模型下的 Ia 型超新星 (SN Ia) 至关重要，但由于处理吸积过程中 H 和 He 闪存的数值困难，这一过程尚未被充分理解。对于质量为 0.5 至 $1.378\,{M}_\odot$ 的 CO 白矮星以及吸积率在 $10^{-8}$ 至 $10^{-5}\,{M}_\odot\,\mbox{yr}^{-1}$ 范围内的情况，我们使用最先进的恒星演化代码 {\sc MESA} 模拟了太阳成分物质吸积到 CO 白矮星上的过程。为了与稳态模型（例如 \citet{nskh07}）进行比较，我们首先在确定爱丁顿吸积率时忽略了核燃烧对光度的贡献，发现我们吸积 CO 白矮星模型中的 H 燃烧特性与稳态模型相似，只是白矮星转变为红巨星或其表面发生 H 壳层闪存的临界吸积率略高于稳态模型。然而，当计入核燃烧对总光度的贡献时，超爱丁顿星风在比先前认为的低得多的吸积率下就被触发。这种超爱丁顿星风自然地阻止了高吸积率的 CO 白矮星变成红巨星，从而为 \cite{hkn96} 提出的光学厚星风提供了一种替代方案。此外，超爱丁顿星风在低金属丰度环境中也起作用，这可能解释了在高红移处观测到的 SN Ia。