中国科学院云南天文台焦承亮副研究员和厦门大学薛力副教授团队合作，对第谷超新星前身星系统的吸积过程进行了三维数值模拟，研究成果于近期发表在《英国皇家天文学会月刊》(MNRAS)上，焦承亮是论文第二作者和共同通讯作者。

　　Ia型超新星作为“标准烛光”在宇宙学测距中发挥着重要作用，曾被成功的应用于宇宙学常数的计算，此外他们对于星系化学演化的研究也非常重要。单简并模型是一种重要的Ia型超新星的爆发机制。在这种模型中，超新星的前身星是一颗碳氧白矮星，和一颗主序星或者巨星组成双星系统。白矮星的质量通过吸积伴星的物质逐渐增大，当其质量达到钱德拉塞卡极限时就会触发超新星爆发。第谷超新星是一颗著名的Ia型超新星，通过对它爆发后的遗迹进行观测研究发现，在双星系统的吸积阶段需要有较强的外流，从而在双星系统周围吹出一个空腔，超新星爆发后抛出的物质需要在这个空腔中进行演化，才能形成目前观测到的超新星遗迹的特殊结构，但是这个外流的产生机制尚不清楚。

　　焦承亮副研究员和薛力副教授团队对第谷超新星前身星系统的吸积过程进行了三维数值模拟，并对不同情况下产生的外流结构进行了研究。不含磁场的情况下，吸积流在达到准稳态以后，产生的外流主要集中在赤道面上；假定磁场能和内能满足能量均分的情况下，准稳态下高纬度的外流和赤道面处的外流强度大体相当；要产生观测所需要的外流结构，所需要的磁场强度应为以上两种情况之间。经过多次模拟计算，这个磁场强度约为B=5.44×10³G，其中包含了吸积物质中的磁场以及白矮星自身的磁场。在这个强外流的吸积模式下，吸积过程中的物质损失率很大，但是持续时间有限，所以并不会影响最终的超新星爆发(质量损失率约为10^-7太阳质量每年，持续大约10⁵年)。

　　该研究得到国家自然基金面上项目、青年项目，以及福建省自然科学基金的资助。

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　　图1：达到准稳态时，吸积流数值模拟的密度分布（对应于B = 5.44×10³G的模拟计算）。第一行从左往右分别是z=0、y=0、x=0处的截面对应的密度分布，第二行从左往右则是对密度沿着z轴、y轴、x轴做积分以后的面密度分布。白色虚线标示洛希瓣所在的位置。颜色标示的密度和面密度为以十为底的对数尺度，其单位均为数值模拟计算内自行设定的单位制（为了计算方便，具体参照论文相关部分）。