合并碳氧白矮星的流体动力学演化：前超新星结构与观测对应体

对质量分别为1.1和1.0 M⊙的合并碳氧（CO）白矮星（WD）双星系统进行平滑粒子流体动力学（SPH）模拟，直至合并残骸达到动力学稳态。利用这些结果，评估该双星系统是否能引发热核爆炸，以及该爆炸是否可作为Ia型超新星（SN Ia）被观测到。研究了三种爆炸机制：动力学合并后的氦点燃（`氦点燃剧烈合并模型'）、碳点燃（`碳点燃剧烈合并模型'），以及形成Chandrasekhar质量WD后的爆炸（`Chandrasekhar质量模型'）。氦点燃剧烈合并模型的爆炸是可能的，但预测 resulting SN抛射物高度不对称，因为其伴星在爆炸时保持完整。碳点燃剧烈合并模型也能导致爆炸。然而，爆炸WD的包层扩展至约0.1 R⊙，远大于SN 2011fe推断的包层（< 0.1 R⊙），但远小于SN 2014J的包层（约1 R⊙）。对于本工作研究的WD质量组合，Chandrasekhar质量模型无法成功引发SN Ia爆炸。除上述评估外，还研究了合并过程中通过抛射的不束缚物质（`合并抛射物'）的演化，假设SN Ia爆炸未被氦或碳点燃触发。合并抛射物与周围星际介质相互作用，形成一个壳层。该壳层的bolometric光度超过2×10³⁵ ergs⁻¹，持续约2×10⁴年。若果真如此，银河系中任何时刻应约有10个此类壳层。