潮汐尾抛射作为白矮星并合产生 Ia 型超新星的特征

两颗白矮星的并合可能在"潮汐尾"中抛射部分质量，从而在系统周围形成星周介质。我们考虑了该物质产生的各种观测特征，这些特征取决于并合开始与系统最终爆发为 Ia 型超新星（假设发生爆发）之间的时间滞后。如果时间滞后相当短，超新星抛射物与潮汐尾的相互作用可能导致在射电、光学和/或 X 射线波段产生可探测的激波辐射。在稍晚的时刻，潮汐尾会产生相对较宽的 NaID 吸收线，其速度宽度量级为白矮星逃逸速度（$\sim 1000$ \kms）。由于在正常 Ia 型超新星中未检测到这些特征，这将时间滞后限制为非常短（$\lesssim 100$ s）或相当长（$\gtrsim 100$ yr）。如果潮汐尾在 $\sim 10^4$ 年的时间尺度上膨胀并冷却，它们可能通过光谱中的窄 NaID 和 CaII H&K 吸收线被观测到，这在部分 Ia 型超新星中可见。结合使用 3D 和 1D 流体动力学代码，我们模拟了双星系统中潮汐相互作用导致的质量损失，以及随后与星际介质的相互作用，后者产生了一个移动缓慢、致密的气体壳层。我们通过该壳层进行光线投射合成了 NaID 线轮廓，并表明在某些情况下，潮汐尾可能是导致类似观测到的窄吸收的原因。