作为 Ia 型超新星爆炸的中等质量密近双星的比例

Ia 型超新星（SNe-Ia）被认为源于白矮星（WDs）在接近钱德拉塞卡极限时发生的热核失控，这要么是通过伴星吸积，要么是与另一颗白矮星合并。我汇编了关于最终爆炸为 SNe-Ia 的中等质量恒星比例 $\eta$ 的观测估计值，补充了若干新的估计值，并进行了自洽比较。这些估计基于五种不同的方法，每种方法都利用与 SNe-Ia 率相关的某种可观测量，并结合关于初始质量函数（IMF）的假设：恒星形成星系中 SNe-Ia 与核心坍缩超新星的比例；单位恒星形成率的 SNe-Ia 率；单位恒星质量的 SNe-Ia 率；星系团中铁与恒星质量之比；以及星系团中的丰度比。这五种方法表明，所有初始质量为 3-8 $M_\odot$（通常假定的 SNe-Ia 前身星）的恒星中，爆炸为 SNe-Ia 的比例 $\eta$ 在 2-40% 范围内。对于一系列合理的 IMF，$\eta \sim 15\%$ 的比例与所有五种方法一致。考虑到此类恒星中的双星比例、质量比分布、分离度分布以及成对性（每个双星只能产生一次 SNe-Ia 爆炸），这意味着几乎每一个中等质量密近双星最终都会演化为 SNe-Ia，甚至可能产生比前身系统更多的 SNe-Ia。理论上预期的比例通常低一到两个数量级。该问题可能通过以下方式解决：如果所有观测估计均存在误差；或者采用“中间偏重”的 IMF；或者通过某种机制显著增强向 SNe-Ia 爆炸演化的双星演化效率；或者 SNe-Ia 具有非双星起源。