剥离包层恒星的热核与电子俘获超新星

（删节）当质量初始介于 $\sim$7 与 11 M$_\odot$ 的恒星被剥离其富氢包层后，会形成大质量简并核并坍缩。依最终结构与组成不同，结果可从热核爆炸，到在电子俘获超新星（ECSN）中形成中子星。近期已证明该质量范围内的恒星可在中心密度仍低于 $\rho_{\rm c} \lesssim 10^{9.6}$ g cm$^{-3}$ 时引发爆炸性氧燃烧。这使它们成为 Ia 型超新星——我们称之为 (C)ONe SNe Ia——的有趣候选体，并可能对经 ECSNe 形成中子星具有更广泛影响。本文中，我们模拟了 252 颗初始质量在 $0.8-3.5$ M$_\odot$ 范围、金属丰度介于 $Z=10^{-4}$ 与 $0.02$ 的氦星的演化。我们利用这些模型约束爆炸性氧点燃时的中心密度、组成与包层质量。我们进一步使用具不同星风效率的附加模型，考察了这些性质对质量损失率假设的敏感性。我们发现质量介于 $\sim$1.8 与 2.7 M$_\odot$ 的氦星演化为 $1.35-1.37$ M$_\odot$ 的 (C)ONe 核，其在中心密度介于 $\rm \log_{10}(\rho_c)\sim 9.3$ 与 9.6 之间时引发爆炸性燃烧。我们约束了核碳燃烧后保留的残余碳量，并得出结论：其在决定最终结局中有关键作用——保留多于 $\sim 0.005$ M$_\odot$ 碳的 Chandrasekhar 质量简并核产生 (C)ONe SNe Ia，而碳质量更低者成为 ECSNe。我们发现 (C)ONe SNe Ia 更可能发生于高金属丰度，而低金属丰度下 ECSNe 占主导。