A Subgrid-scale Model for Deflagration-to-Detonation Transitions in Type Ia Supernova Explosion Simulations - Numerical implementation
正常Ia型超新星（SN Ia）爆炸的一个很有希望的模型是质量为1000亿克拉塞卡的白矮星的延迟爆炸，其中燃烧开始为亚音速爆燃，并在爆炸的后期阶段转变为超音速爆炸。燃烧转爆轰（DDT）的机制尚不清楚，但最近已经确定了必要的条件。在爆炸的多维全明星模拟中，爆轰起始区域不能在空间上分辨。我们开发了一个亚网格尺度（SGS）模型DDTs在热核超新星模拟是符合目前已知的约束。DDT发生的概率是从在火焰附近的网格尺度上测量的湍流速度的分布和满足进一步的物理约束，如燃料分数和燃料密度的分形火焰表面积计算的。DDT判据的实现为延迟爆轰情景下热核超新星爆炸的模拟提供了坚实的基础。它考虑了目前已知的过渡的必要条件，并避免在模型中包含分辨率依赖的量。通过一个三维热核超新星爆炸的数值模拟，验证了DDT判据的有效性。
2013-07-30 astro-ph.SR
The Thermonuclear Runaway and the Classical Nova Outburst
新星爆炸发生在激变变星双星系统的白矮星部分，它正在吸积它的伴星丢失的物质。当白矮星吸积了足够的物质时，就会发生热核失控，并在经典新星爆炸中观察到物质。我们描述了最近的进展，在我们的理解的进展的爆发，并概述了一些仍然悬而未决的难题。我们报告的影响，提高核反应率库，包括一个现代核反应网络在我们的一维，全隐式，流体动力学的计算机代码。此外，Ia超新星的观测研究也取得了一些进展，我们在这篇综述中讨论了这一点。
2016-05-13 astro-ph.SR
SN 2016dsg: A Thermonuclear Explosion Involving A Thick Helium Shell
氦壳层爆炸在碳氧白矮星核心上引发的热核爆炸，由于氦壳层燃烧过程中产生的铁族元素，在早期被预测有强烈的紫外线覆盖。我们提出了SN 2016 dsg的光度和光谱观测，这是一个亚发光的奇特I型SN，与涉及厚He壳的热核爆炸一致。当红移为0.04时，$i$带的峰值绝对星等约为-17.5。该天体位于远离其宿主，一个早期类型的星系，这表明它起源于一个古老的恒星星族。在峰后收集的光谱是异常红色的，显示出强UV线覆盖和弱O I $λ$ 7773吸收线，并且在30天内没有显著地演变。在近红外光谱中检测到9700-10500 nm的吸收线，可能来自喷出物中未燃烧的氦。光谱演化是一致的热核爆炸模型的一个sub-Bracrasekhar质量的白矮星与厚的氦壳，而光度的演变是没有很好地描述现有的模型。
2022-06-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Delay Times and Rates for Type Ia Supernovae and Thermonuclear Explosions from Double-detonation Sub-Chandrasekhar Mass Models
我们提出的理论延迟时间和热核爆炸率，被认为是生产Ia型超新星，包括双爆子Bracrasekhar质量模型，使用人口合成二进制演化代码StarTrack。如果在白矮星表面的氦积累层中爆炸后，亚克拉塞卡质量的碳氧白矮星的爆炸（“双爆炸”模型）能够产生与超新星Ia相似的热核爆炸，那么这些亚克拉塞卡质量的爆炸至少可以解释观测到的超新星Ia速率的一部分。不管是否所有的双爆炸看起来像“正常”的超新星Ia，在任何情况下，爆炸预计是明亮的，因此可能被检测到。此外，我们发现，双爆轰的子-Brachasekhar质量超新星Ia的延迟时间分布可以分为两个不同的形成通道：“即时”氦星通道的延迟时间<500百万年（所有的子-Brachas的10%），和“延迟”双白矮星通道，延迟时间>800百万年跨越到哈勃时间（~90%）。这些发现与最近的观测得出的延迟时间分布相吻合，后者揭示了大量的超新星Ia的延迟时间小于5亿年，而相当一部分的延迟时间也跨越了~1 Gyr到哈勃时间。
2011-06-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Iron-rich Metal-poor Stars and the Astrophysics of Thermonuclear Events Observationally Classified as Type Ia Supernovae. I. Establishing the Connection
在观测上被归类为Ia型超新星的热核事件的起源系统和爆炸机制是不确定的，并且很难使用Ia型超新星宿主星系、起源星系、光变曲线和遗迹的传统观测来唯一地约束。对于热核事件的子集是铁的多产者，我们使用已发表的理论核合成产率来确定一组元素丰度比，这些丰度比在贫金属恒星中不常见，但在一系列祖星系统和爆炸机制中共享：[Na，Mg，Co/Fe]<0。我们用这种丰度标志标记恒星“富铁贫金属”或IRMP星。我们认为，IRMP恒星形成的环境中占主导地位的热核核合成，因此，它们的元素丰度可以用来约束的祖系统和爆炸机制负责热核爆炸。我们在文献中确定了三个IRMP，并均匀地推断其元素丰度。我们发现BD+80 245、HE 0533- 5340和SMSS J034249.53- 284216.0的元素丰度最好地解释为亚克拉塞卡质量CO白矮星的（双）爆轰。如果我们对IRMP星的解释是准确的，那么它们在球状星团中应该是非常罕见的，在麦哲伦星云和矮球状星系中比在银河系的晕中更常见。我们建议，未来的研究IRMP星将量化不同的热核事件祖系统和爆炸机制的相对发生。
2023-03-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Insights into thermonuclear supernovae from the incomplete silicon burning process
Ia型超新星（SNIa）爆炸合成了太阳质量的十分之几到十分之几，其组成是不完全硅燃烧的结果，达到4 GK到5 GK的峰值温度。元素丰度对爆炸中的物理条件很敏感，这使得它们的测量成为揭示祖星和爆炸本身性质的一个有希望的线索。使用参数化描述的热力学历史的物质进行不完全的硅燃烧，我们计算了最终的组合物的参数范围足够宽，以涵盖目前的模型SNIa。然后，我们寻找元素丰度的组合，跟踪参数值和潜在的可测量的。为此，我们将本研究分为SNIa的两个时期，即光学时期，从爆炸后的几周到几个月，以及X射线时期，这是指超新星遗迹年轻的时期，开始于一两百年的年龄，结束于事件发生后的一千年。在光学时期，唯一可以从不完整的硅燃烧元素的检测中提取的SNIa性质是热失控时祖白矮星的中子过剩，这可以通过测量锰与钛、铬或钒的丰度之比来确定。相反，在X射线时代，使用钛、钒、铬或锰等元素建立的任何丰度比都可能限制初始中子过剩。此外，测量X射线中钒与锰的丰度比可能有助于了解热核爆炸的时间尺度。
2012-12-11 astro-ph.SR
The Extremes of Thermonuclear Supernovae
宇宙中的大多数热核爆炸似乎都是以一种相当标准化的方式进行的，比如双星系统中的碳氧（CO）白矮星爆炸，导致“正常”的Ia型超新星（SNe Ia）。然而，多年来，已经发现了许多偏离正常Ia超新星观测性质的天体，它们需要不同的、甚至更极端的祖先系统。虽然自20世纪90年代初以来，“传统”类的奇特SNe Ia -发光的“91 T样”和暗淡的“91 BG样”物体-已经被发现，但其他类别的更不寻常的瞬变直到20年后才被确定，这是由于新的宽场SN调查的出现，如Palomar Transient Factory。这些包括微弱但缓慢下降的'02 es-like' SNe，'富钙'瞬变存在于经典新星和超新星之间的光度差距，非常短暂，快速下降的瞬变，以及非常明亮的所谓的'super-Ehrasekhar' SNe Ia。并不是所有的爆炸都必然是热核爆炸，但是有很好的论据支持它们中的大多数起源于热核爆炸。本章的目的是提供一个潜在的热核瞬变动物园的概述，审查其观测特性，并讨论可能的爆炸场景。
2017-03-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nucleosynthesis in thermonuclear supernovae
热核（Ia型）超新星的爆炸能量来自于轻“燃料”核（主要是碳和氧）爆炸融合成以铁和硅族元素为主的更紧密结合的核“灰”时释放的核结合能的差异。同样的爆炸性热核聚变事件也是促成重元素，特别是铁族元素核合成的主要过程之一。例如，太阳及其行星系统中的大多数铁和锰都是在热核超新星中产生的。本文综述了碳氧白矮星材料中爆炸热核燃烧的物理过程，以及利用流体动力学爆炸模型计算预测核合成的方法。虽然主要的爆炸情景仍不清楚，但核燃烧和核合成的许多方面对所有模型都是共同的，必须以某种形式发生，以产生观测到的产量。我们总结了现有爆炸模型的预测核合成产量，特别强调不同的建议方案导致Ia型超新星的核合成签名的特征差异。在此之后，我们将讨论这些签名如何与几个单独的超新星，遗迹，以及我们的星系和星系团中的物质组成的观察比较。
2017-04-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nucleosynthesis in thermonuclear supernovae with tracers: convergence and variable mass particles
热核超新星多维模拟的核合成产额预测通常依赖于示踪粒子方法来获得给定超新星模拟的喷出物质的同位素信息。我们研究了需要多少示踪粒子来确定收敛的综合总核合成产率。为此，我们在固定的空间分辨率下对不同流体动力学爆炸模型的示踪粒子数进行了分辨率研究。我们进行流体动力学模拟的共同扩大欧拉网格在两个维度假设旋转对称的纯爆燃和延迟爆轰Ia型超新星爆炸。在一个给定的爆炸模型中，我们改变示踪粒子的数量，以确定所需的最小值的方法，给出一个强大的预测最丰富的核素的综合产量。首次放宽了通常的示踪粒子质量不变的假设，引入了示踪粒子质量的径向变化分布。我们发现，最丰富的物种（质量分数> 10E-5）的核合成产额是合理的预测为示踪剂数量小到32每个轴和方向-或多或少独立的爆炸模型。我们的结论是，在现存的已出版的作品中使用的示踪粒子的数量似乎已经足够的综合收益率最丰富的生产的核素而言。此外，我们发现，一个适当选择的示踪剂质量分布可以提高收敛的超新星外层中产生的恒定示踪剂质量处方遭受空间分辨率差的核。
2010-05-27 astro-ph.SR
Partly burnt runaway stellar remnants from peculiar thermonuclear supernovae
我们报告发现了三颗恒星，以及原型LP 40 -365，形成了一类独特的化学性质奇特的逃逸恒星，它们是热核爆炸的幸存者。光谱分析发现，四颗已确认的LP 40-365恒星的大气层中，以ONe为主，富含数量相当的部分O-和Si-燃烧的核灰烬。运动学证据与双星超新星祖先的抛射是一致的;至少有两颗恒星的静止坐标系速度表明它们没有被银河系束缚。质量和半径分别在0.20-0.28 Msun和0.16-0.60 Rsun之间，我们推测这些膨胀的白矮星是特殊的Iax型或电子捕获超新星的部分燃烧残余物。采用文献中的超新星速率，我们估计在盖亚任务结束时，大约20颗亮度超过19等的LP 40 -365恒星应该在距离太阳2千秒差距内被探测到。我们认为，当它们冷却时，这些恒星将在它们的光谱外观上进化，最终成为奇特的富O白矮星。最后，我们强调新的LP 40 -365恒星的发现将有助于进一步限制它们的演化，为爆炸机制，超新星速率和特殊热核爆炸的核合成产率的建模提供关键的边界条件。
2019-06-07 astro-ph.SR
Probing thermonuclear supernova explosions with neutrinos
目的：本文给出了两种典型Ia型超新星爆炸模型的中微子光变曲线和能谱：纯爆燃和延迟爆轰。研究方法：我们计算中微子通量从$β$过程使用核统计平衡丰度卷积近似中微子谱的单个核和热中微子谱（对+等离子体）。结果如下：虽然这两个被认为是热核超新星爆炸的情况下，预计将产生几乎相同的电磁输出，它们的中微子签名似乎有很大的不同，这使得一个明确的识别爆炸机制：一个纯粹的爆燃产生一个单一的中微子光变曲线的峰值，而第二个最大的特点是延迟爆炸。我们确定了以下中微子信号的主要贡献者：（1）来自电子捕获（特别是质子Co 55和Ni 56）的弱电子中微子发射以及热核火焰和/或爆炸前沿产生的大量β活性核，（2）来自中子正电子捕获的电子反中微子，以及（3）来自对湮灭的热发射。我们估计，在1千秒差距的距离纯爆燃超新星爆炸将触发约14个事件在未来的50千吨液体闪烁探测器和约19个事件在0.5万吨水切伦科夫型探测器。结论：虽然与核心坍缩超新星相比，中微子只携带热核超新星爆炸中产生的能量的一小部分，但SN Ia中微子信号提供的信息使我们能够明确区分不同的可能爆炸场景。这些研究将成为可行的下一代拟议的中微子观测站。
2011-03-27 astro-ph.SR hep-ex hep-ph
Thermonuclear .Ia Supernovae from Helium Shell Detonations: Explosion Models and Observables
在AM CVn系统的早期演化过程中，氦在适合不稳定热核点火的条件下被吸积到白矮星的表面。由对流燃烧相在He包层中引起的湍流运动变得足够强，以影响燃烧锋的传播，并可能导致爆震的发生。这样的结果将产生放射性同位素和一个微弱的快速上升的热核“Ia”超新星。在本文中，我们提出了流体动力学爆炸模型和可观察到的结果，这些He壳爆炸的范围内的初始核心和信封群众。UVOIR辐射热光度计峰值的范围为10倍（从5e 41 - 5e 42 erg/s），R带峰值的范围为M_R，峰值= -15到-18。所有波段的上升时间都非常快（<10 d），但由于二次近红外增亮，红色波段的下降速率比蓝色波段慢。核合成主要产生重α链元素（40 Ca到56 Ni）和未燃烧的He。因此，峰值光周围的光谱缺乏中间质量元素的迹象，并占主导地位的钙和钛的功能，与警告，我们的辐射转移代码不包括非热效应必要的生产他的功能。
2010-04-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Classical novae and type I X-ray bursts: challenges for the 21st century
经典新星爆炸和I型X射线爆发是银河系中最常见的热核恒星爆炸类型。这两种现象都是由近距离双星系统中吸积致密天体包层中的热核点火引起的。对这些事件的详细观测激发了理论天体物理学和实验核物理学的许多研究。我们讨论了这些现象的观测特征和理论努力，以更好地了解这些爆炸中的能量产生和核合成。我们还检查和总结了针对识别核物理量的不确定性，显着影响模型预测的研究。
2014-01-21 astro-ph.SR
Discovery of the Fastest Early Optical Emission from Overluminous SN Ia 2020hvf: A Thermonuclear Explosion within a Dense Circumstellar Environment
在这封信中，我们报告了第一个宽视场镶嵌CMOS传感器成像仪Tomo-e Gozen相机在超新星爆炸约5小时内发现了一颗特殊的过亮Ia型超新星SN 2020 hvf的突出闪光。早期闪光的快速演变是通过Tomo-e Gozen高节奏巡天的密集夜间观测捕获的。数值模拟表明，如此明显且快速的早期发射很可能是由爆炸后不久延伸到$\sim$ $10^{13}~\text{cm}$距离的$0.01~M_{\odot}$星周物质（CSM）与超新星喷出物之间的相互作用产生的，这表明在SN 2020 hvf祖先的最后演化阶段存在局限的致密CSM形成。根据SN 2020 hvf的CSM-喷出物相互作用引起的早期闪光、过亮的光变曲线和喷出物的高速度，我们认为SN 2020 hvf可能起源于一颗超级白矮星（“super- $M\rm_{Ch}$ WD”）的热核爆炸。为了进一步验证这一假设并了解这颗奇特超新星的起源，需要对超级$M\rm_{Ch}$ WD爆发的机制和流体动力学模拟进行系统的研究。
2021-11-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Thermonuclear oubursts of AM CVn stars
我们研究了具有白矮星施主的AM CVn型恒星演化的初始阶段，该阶段伴随着吸积He层的热核爆炸。结果表明，吸积不会导致He的爆轰，AM CVn星中的吸积体以大质量WD的形式完成演化。我们首次发现，在爆发中，由${\mathrm{^{22}{Ne}(α,n)^{25}Mg}}$反应引发的富n同位素的合成成为可能。
2019-04-16 astro-ph.SR
High luminosity, slow ejecta and persistent carbon lines: SN 2009dc challenges thermonuclear explosion scenarios
SN 2009 dc与正常的Ia型超新星有相似之处，但明显过亮，（假测热）峰值光度log（L）= 43.47 [erg/s]。它的光变曲线在最大光后半年内缓慢下降，早期近红外光变曲线显示出第二个最大值，尽管第一个和第二个峰之间的最小值不是很明显。蓝波段在~200 d后表现出增强的衰落，这可能是由尘埃形成或意外的早期红外灾难造成的。SN 2009 dc的光谱在早期主要由中等质量元素和未燃烧物质组成，在晚期主要由铁族元素组成。强的C II线直到超过最大值约2周才出现，这在热核SNe中是前所未有的。喷出物的速度明显低于正常甚至亚亮的Ia超新星。在光谱中没有发现CSM相互作用的特征。假设光变曲线是由放射性衰变提供动力，分析模型表明SN 2009 dc产生了约1.8个太阳质量的56 Ni，假设最小的上升时间为22 d。再加上导出的总喷出物质量约为2.8太阳质量，这证实SN 2009 dc是可能的超克拉塞卡质量超新星Ia的成员，类似于SNe 2003 fg、2006 gz和2007 if。对SN 2009 dc和其他超亮超新星Ia的宿主的研究揭示了这些超新星在低质量星系中爆炸的趋势。因此，母星的低金属丰度可能是产生超发光Ia超新星的重要先决条件。我们讨论了一些爆炸的情况下，从超级的白矮星的祖先在动力学白矮星合并和I型1/2 SNe的核心崩溃的爆炸起源。似乎没有一个模型能够解释SN 2009 d…
2011-01-10 astro-ph.SR
Thermonuclear explosions of rapidly differentially rotating white dwarfs: Candidates for superluminous Type Ia supernovae?
观测到的“超亮”Ia型超新星的子类缺乏令人信服的理论解释。如果这类天体的辐射完全是由爆炸中形成的镍-56放射性衰变提供动力，那么就需要一颗不旋转的白矮星的母星质量接近或甚至超过克拉塞卡极限。显著超过该极限的质量可以通过差动旋转来支撑。因此，我们探索爆炸和预测不同的情况下产生的差异旋转的碳氧白矮星接近各自的稳定极限的观测值。具体来说，我们已经研究了一个提示爆震模型，爆炸后的初始爆燃阶段（“延迟爆震”模型），和一个纯爆燃模型。在后处理步骤中，我们进行了核合成和三维辐射转移计算，这使我们能够第一次从我们的模型中一致地获得合成观测值。我们发现，所有涉及爆炸的爆炸场景产生非常明亮的事件。然而，对它们的观测预测与任何已知的Ia型超新星的子类都不一致。纯粹的爆燃类似于2002 cx型超新星，可能是这类超新星的一部分。我们讨论了我们的发现的爆炸机制和差异旋转的白矮星作为超新星祖先的存在的影响。
2018-07-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Modeling subgrid combustion processes in simulations of thermonuclear supernovae
Ia型超新星被认为是由碳氧白矮星恒星残骸的热核燃烧产生的。然而，导致观测到超新星的详细爆炸场景和恒星进化起源场景（或多个场景）仍然相当不确定。对所提出的设想的主要检验之一是与例如从超新星光谱推断出的爆炸产物进行比较。进行这种比较需要通过模拟所提出的方案来计算燃烧动力学和产物。在这里，我们讨论了两个具体的爆炸方案，爆燃-爆轰过渡和氦壳双爆轰，考虑到这两个例子，我们继续讨论在这些爆炸中发生的燃烧的计算建模的挑战。亚音速和超音速传播的反应前沿进行了讨论，分别称为爆燃和爆轰。燃烧的几个主要阶段发生在长度和时间尺度上，这些尺度比爆炸模拟中的尺度小许多数量级。试图捕捉这种次网格行为的模型和这些模型的验证进行了简要讨论。
2019-08-16 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Thermonuclear explosion criteria for direct and indirect collisions of CO white dwarfs: a study of the impact-parameter threshold for detonation
本文利用高分辨率AREPO三维模拟研究CO白矮星直接与间接碰撞，提出由密度、成分和速度决定的临界碰撞参数爆轰判据，并发现初始速度及数值建模显著影响56Ni产量。
2025-07-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Solar abundance of manganese: a case for the existence of near Chandrasekhar-mass Type Ia supernova progenitors
锰主要是在Ia型超新星（SN Ia）爆炸中合成的。由于在爆炸热核燃烧的锰产量的熵依赖性，SNe Ia涉及近rasekhar质量的白矮星（WD）的预测产生的Mn到Fe的比例显着超过那些SNe Ia爆炸涉及次rasekhar质量的主要WD。在目前所有的超新星爆炸模型中，只有超新星Ia模型涉及近克拉塞卡质量的WD产生[Mn/Fe] > 0.0。目的：使用特定的收益率竞争的超新星Ia的情况下，我们的目标是限制爆炸的相对分数近rasekhar质量次rasekhar质量的主要WD在银河系。研究方法：我们提取锰产量从三维热核超新星模拟参考不同的初始设置和祖通道。然后，我们计算Mn在太阳附近的化学演化，假设超新星Ia是由不同的相对分数所考虑的爆炸模型。结果如下：我们发现，由于核统计平衡的冻结产量的熵依赖性，[Mn/Fe]强烈地依赖于爆炸WD的质量，与近Ehrasekhar质量WD产生实质上更高的[Mn/Fe]比亚Ehrasekhar质量WD。在所有可能影响Mn化学演化的核合成源中，只有涉及近Kazrasekhar质量WD的热核焚化的爆炸模型预测太阳能或超太阳能[Mn/Fe]。因此，我们发现在我们的化学演化计算中，在[Fe/H] > 0.0的太阳邻域中观察到的[Mn/Fe]不能在没有近克拉塞卡质量的SN Ia原色的情况下重现。假设50%的超新星Ia来自于近克拉塞卡质量的WDs中的爆炸性热核燃烧，结果…
2013-09-11 astro-ph.SR
A pre-explosion optical transient event from a white dwarf merger with a giant supernova progenitor
我们研究了一些罕见的双星系统的演化路线，其中初始质量较大的~5.5-8.5Mo主星形成白矮星（WD），而4 Mo <M_2，0 <M_1，0的副星从演化的主星吸积质量，后来终止为核心坍缩超新星（CCSN）。在这样的WD-NS逆演化中，在WD之后形成中子星（NS）或潜在的NS祖星大质量核。这些SN爆炸之前可能会有WD与巨型次级核心的强相互作用，导致爆炸前数周至数年的中亮度光学瞬变（英语：Intermediate-Luminosity Optical Transient）事件（英语：Intermediate-Luminosity Optical Transient）（英语：Intermediate-Luminosity Optical Transient）。WD和巨星的共同包层阶段结束于合并，形成一颗超新星，或包层抛射，在巨星核心的CCSN之后，导致NS-NS或WD-NS幸存的双星。WD可能遭受热核爆炸，这可能被观察为Ia型SN。这些CCSN和热核爆炸中的大多数都是奇特的。利用恒星天体物理实验模块（MESA）计算了典型情况下的恒星演化。这些系统的出现率约为CCSNe的3- 5%。
2014-01-07 astro-ph.SR
Rare events of a peculiar thermonuclear supernova that precedes a core collapse supernova
我们研究恒星双星演化，导致形成一个白矮星（WD），爆炸的热核超新星在一个共同的信封演化（CEE）的终止前不久，其同伴的核心爆炸作为核心坍缩超新星（CCSN）。核心的CCSN爆炸是红超巨星（RSG）的残余，可能发生在WD作为热核超新星爆炸后的几个月到几年，即，Ia型奇特超新星（奇特SN Ia）。使用演化代码MESA-binary，我们模拟了初始质量为6-7.5Mo的双星系统的演化。质量更大的恒星，主星，将质量转移到次级恒星，并留下CO WD残留物。次级粒子变得足够大，以CCSN结束。当次级双星演化到RSG相时，它吞没了WD，系统经历了一个CEE，最终以WD-核心双星系统结束，轨道间距为a_f ~ 1- 5 Ro。我们的模拟结果表明，在CEE之后的t_{CEE-CCSN} ~ 3000 - 10^5年，地核爆炸为CCSN。我们假设，如果WD吸积来自核心的富氦气体，它可能会爆炸为超新星Ia的双重爆炸方案的框架内的超新星Ia和奇特的超新星Ia。我们预测一个奇特的Ia超新星在几个月到几年内会发生CCSN。
2021-06-10 astro-ph.SR
The formation of black holes from rapidly accreting supermassive stars is not trivial: Simulations of thermonuclear pulsations and explosions
本研究通过首次广义相对论流体动力学模拟发现，快速吸积超大质量恒星的坍缩常被核燃烧阻止，黑洞形成依赖吸积率与金属丰度，挑战了此前的普遍认知，推动高红移类星体起源相关研究。
2024-08-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Drawing the line between explosion and collapse in electron-capture supernovae -- I. Impact of conductive flame speeds and ignition conditions on the explosion mechanism
Heidelberger Institut für Theoretische Studien（海德堡理论研究所）；Theoretical Division, Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室理论部）；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, Institut für Theoretische Astrophysik（海德堡大学天文学中心理论天体物理研究所）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Astrophysics Research Centre, Lennard-Jones Laboratories, Keele University（基尔大学天体物理研究中心）；Kavli IPMU (WPI), The University of Tokyo（东京大学 Kavli 宇宙粒子与宇宙学起源前沿国际研究中心（WPI））
本研究通过3D水动力学模拟探讨了电子捕获超新星中爆炸与坍缩的转变条件，发现层流火焰速度和点火条件对爆炸机制有关键影响。
2026-01-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Oxygen Features in Type Ia Supernovae and the Implications for the Nature of Thermonuclear Explosions
O I 7773吸收特征是Ia型超新星（SNe~Ia）的一个重要光谱指标，可用于追踪爆炸中的白矮星外层未燃烧物质。在这项工作中，我们使用大样本的SNe~Ia来检查这种吸收在早期阶段（即，-13天<t <-7天），并与Si~ Ⅱ 6355和Ca~ Ⅱ近红外三重态的吸收特征进行了比较。我们表明，对于一个子群的光谱正常SNe正常光球速度（即，vsi <12，500 km s^{-1}），O~I的高速特征线强度与Si~II（或Ca~II）的高速特征线强度呈负相关，并且与Ia超新星的光度也呈负相关。这一发现以及我们在O~ IHVF中发现的其他特征表明，对于这一SNe~Ia亚群，爆炸性氧燃烧发生在超新星的最外层，燃烧的差异可能导致观测到的多样性，这与流行的延迟爆轰模型的Ekrasekhar质量WD非常一致。
2016-05-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Remnants and ejecta of thermonuclear electron-capture supernovae: Constraining oxygen-neon deflagrations in high-density white dwarfs
电子俘获超新星（ECSNe）的爆炸机制仍然是模棱两可的。我们试图限制爆炸机制（中子星形成内爆或热核爆炸）和ECSNe的发生频率使用核合成模拟后一种情况下，人口合成，太阳丰度分布，太阳前陨石氧化物颗粒同位素比测量和白矮星质量半径关系。示踪剂粒子从3D流体动力学模拟后处理与一个大的核反应网络，以确定完整的组成状态的绑定ONeFe残留物和喷出物，和人口合成模拟进行，以估计ECSN率相对于CCSN率。三维爆燃模拟大大过量产生富中子同位素$^{48}$ Ca，$^{50}$ Ti，$^{54}$ Cr，$^{60}$ Fe和几个Zn同位素相对于它们的太阳丰度。利用太阳丰度分布作为约束条件，我们将热核ECSNe的频率上限定为核心坍缩超新星（FeCCSNe）发生频率的1 $-$ 3~ 1%.这与单颗恒星的ECSNe估计值相当或低1~dex。产率的上限也与我们的人口合成模拟的预测相对较好地一致。喷出物中的$^{54}$ Cr/ $^{52}$ Cr和$^{50}$ Ti/ $^{48}$ Ti同位素比率与最近对极端太阳前陨石氧化物颗粒的测量结果几乎完全匹配，如果喷出物在与星际介质混合之前冷凝，$^{53}$ Cr/ $^{52}$ Cr也可以匹配。这些爆炸的束缚ONeFe WD残余物的理论质量-半径关系显然与几个观测WD候选人一致。
2019-01-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Quantitative modelling of type Ia supernovae spectral time series II: Exploring the diversity of thermonuclear explosion scenarios
University of Warwick（华威大学）
本文提出riddler框架，通过机器学习自动拟合Ia型超新星，改进了训练数据并展示了其在不同爆炸场景中的准确性，为未来自动化分析提供重要工具。
2026-10-26 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Observational signatures of thermonuclear electron-capture supernovae -- Ne II line strengthening and color evolution as traces of the explosion mechanism
Heidelberger Institut für Theoretische Studien（海德堡理论研究所）；Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）；Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, Institut für Theoretische Astrophysik（海德堡大学天体物理中心，理论天体物理研究所）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理研究所）；Sapienza Università di Roma, Dipartimento di Fisica（罗马智慧大学，物理系）；Trinity College Dublin, The University of Dublin（都柏林三一学院，都柏林大学）；GSI Helmholtzzentrum für Schwerionenforschung（GSI亥姆霍兹重离子研究中心）
通过辐射传输模拟，研究热核电子俘获超新星（tECSN）的合成观测特征，发现其与CO白矮星纯爆燃模型在颜色演化和Ne II谱线强度上存在差异，但缺乏明确区分两者的唯一特征。
2026-06-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Light Curves and Spectra from a Thermonuclear Explosion of a White Dwarf Merger
碳氧白矮星的双简并（DD）合并最近成为正常Ia型超新星（SNe Ia）的主要候选者。然而，许多悬而未决的问题围绕DD合并，包括他们的光变曲线和光谱的特点。我们最近发现了一个螺旋不稳定的合并后阶段的DD合并，并证明了这种不稳定性自洽导致爆炸在某些情况下。我们称之为螺旋合并的超新星Ia模型。在这里，我们利用SuperNu辐射转移软件计算三维合成光变曲线和光谱的螺旋合并模拟与系统质量为2.1 $M_\odot$从Kashyap等人。因为他们的大系统质量，无论是暴力和螺旋合并光变曲线缓慢下降。螺旋合并类似于非常缓慢地下降的超新星Ia，包括SN 2001 ay，并提供了一个比其他超新星Ia爆炸模型更自然的解释。以前的合成光变曲线和光谱的暴力DD合并表现出强烈的依赖于视角，这是在冲突的观察。在这里，我们证明了螺旋合并的光变曲线和光谱是不太敏感的视角比暴力合并，与观察更接近。我们发现，56 Ni和IME的空间分布遵循一个特征沙漏形状。我们讨论了56Ni的不对称分布对SN 2014 J早期56Ni γ射线观测的影响。我们认为，DD合并同意正常超新星Ia的光变曲线和光谱可能需要一个较低的系统质量。
2016-08-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hydrodynamical shear mixing in subsonic boundary layers and its role in the thermonuclear explosion of classical novae
本研究将临界层不稳定性应用于白矮星边界层，通过PLUTO和SHIVA代码模拟亚声速剪切混合对经典新星热核失控的影响，发现该混合机制显著缩短了达峰时间、增加了抛射质量与速度，并使7Li产率降低约一个数量级。
2024-08-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Uncertainties in the production of p nuclides in thermonuclear supernovae determined by Monte Carlo variations
起源于从伴星吸积物质的白矮星爆炸的热核超新星被认为是产生$p$核素的场所。这种核在爆炸期间产生，在富含来自先前强$s$处理的种子核的层中。这些种子主要通过光衰变反应转化为质子更丰富的同位素。在蒙特卡罗方法中使用了来自2D爆炸模型的数千个轨迹。温度依赖的不确定性被单独分配到数千个速率同时变化的后处理在一个扩展的核反应网络。确定了由于天体物理反应率的不确定性而引起的最终核丰度的不确定性。除了35种经典的$p$核素外，还测定了放射性核素$^{92}$ Nb、$^{97,98}$ Tc、$^{146}$ Sm和丰度比$Y$的丰度不确定度（${}^{92}$ Mo）/ $Y$（${}^{94}$ Mo），$Y$（${}^{92}$ Nb）/ $Y$（${}^{92}$ Mo），$Y$（${}^{97}$ Tc）/ $Y$（${}^{98}$ Ru）、$Y$（${}^{98}$ Tc）/ $Y$（${}^{98}$ Ru）和$Y$（${}^{146}$ Sm）/ $Y$（${}^{144}$ Sm），对银河系化学演化研究很重要。未发现的一般低于一个因素的两个，虽然大多数核合成流主要涉及预测率较大的不确定性。对总不确定性的主要贡献来自于一组源自爆炸白矮星内部的高峰值密度轨迹。低密度和高密度轨道之间的区别允许得出更一般的结论，也适用于白矮星爆炸的其他模拟。
2017-12-12 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
Possible Circumstellar Interaction Origin of the Early Excess Emission in Thermonuclear Supernovae
本文提出星周物质模型，通过抛射物与星周物质相互作用解释Ia型超新星早期过量辐射，并指出需结合紫外、光学和射电多信使观测来研究其前身星系统。
2023-08-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2020uem: A Possible Thermonuclear Explosion within A Dense Circumstellar Medium (II) The Properties of The CSM from Polarimetry and Light Curve Modeling
IIn/Ia-CSM型超新星（SNe IIn/Ia-CSM）是根据其特征光谱进行分类的，它们具有窄的氢发射谱线和宽的中等质量元素谱线，这些谱线源自与星周介质（CSM）的强相互作用。我们对SN IIn/Ia-CSM 2020 uem进行了密集的后续观测，包括光度学，光谱学和偏振学。在本文中，我们专注于旋光测量的结果。我们在发现后的$66$天和$103$天分别进行了成像旋光和分光旋光。SN 2020 uem显示了$1.0-1.5\%$的高连续偏振，而没有波长依赖性。此外，偏振度和位置角基本保持恒定。这些结果表明，SN 2020 uem是由一个强相互作用与限制和非球面CSM。我们进行了一个简单的偏振建模，在此基础上，我们建议SN 2020 uem有一个赤道盘/环面CSM。此外，我们进行了半解析光变曲线建模和估计CSM质量。我们揭示了SN 2020 uem爆炸前最后几百年的质量损失率在$0.01 - 0.05 {\rm ~M_{\odot}~yr^{-1}}$的范围内，CSM的总质量为$0.5-4 {\rm ~M_{\odot}}$。CSM质量不仅可以被红超巨星（RSG）容纳，也可以被红巨星（RG）或渐近巨星分支（AGB）恒星容纳。作为SN 2020 uem可能的祖先场景，我们提出了一个包括RG，RSG或AGB星的白矮星双星系统，特别是通过共同包络演化的合并场景，即，核心简并方案或其变体。
2023-01-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Thermonuclear Explosions and Accretion-induced Collapses of White Dwarfs in Active Galactic Nucleus Accretion Disks
嵌入活动星系核（AGN）气体盘中的白矮星（WD）可以快速吸积盘中的物质，并使质量增长到甚至超过克拉塞卡极限。活动星系核吸积盘中也发生了WD（BWD）双星合并。我们研究这些事件的观测特征。我们认为，在活动星系核盘的质量吸积WD和BWD合并可以导致热核爆炸，驱动从磁盘表面的喷出物冲击爆发和动力缓慢上升，相对暗淡的Ia型超新星（SN）。这样的Ia超新星可能总是被质量为$M_{\rm SMBH}\gtrsim 10^8\,M_\odot$的超大质量黑洞（BH）周围活动星系核盘的辐射所掩盖。此外，有时活动星系盘中的白矮星也会发生吸积诱导坍缩，从而形成高磁化毫秒中子星。这个新生磁星随后的自旋下降过程可以将其旋转能量沉积到磁盘材料中，导致磁星驱动的冲击爆发和发光的磁星动力瞬变。我们表明，这样的AIC事件可以为$B\sim10^{15}\,{\rm G}$的磁场提供快速发展和发光的瞬态。由一颗含$B\sim10^{14}\,{\rm G}$的磁星提供动力的瞬变上升时间和峰值亮度，被预测具有与超亮超新星相似的性质。发生在相对较小质量的超大质量黑洞（$M_{\rm SMBH}\lesssim10^8\,M_\odot$）周围的盘内部的AIC事件更有可能为比活动星系核盘发射亮得多的瞬变提供能量，因此更容易被识别。
2021-06-11 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Type Ia Supernova Explosions from Hybrid Carbon-Oxygen-Neon White Dwarf Progenitors That Have Mixed During Cooling
有人提出了“混合”白矮星的产生，它是由一个在O-Ne壳层中的C-O核心组成的，研究表明，富C中心区域的点火使这些可行的热核（Ia型）超新星的祖先。最近的研究发现，当白矮星在吸积之前冷却时，C-O核心与周围的O-Ne混合，这导致大质量祖星中的中心C分数低于先前的假设。为了进一步研究混合白矮星作为热核超新星祖先的有效性，我们从一系列新的混合祖先中模拟了热核超新星，其中包括冷却过程中的混合效应。前身白矮星模型是用一维恒星演化程序MESA建立的，它代表了一颗恒星经过不稳定的内部混合阶段，然后是吸积，直到达到碳燃烧的点火条件。然后将MESA模型映射到FLASH模拟爆炸的二维初始条件。为了比较，对传统的C-O祖先白矮星进行了类似的模拟。通过比较爆炸的产率，我们发现，与早期的研究一样，与传统的C-O祖先相比，混合祖先中较低的C丰度导致56 Ni的平均产率较低。虽然未混合的混合WD也表现出类似的减少，在总铁族产率，混合的情况下，不和产生一个较小的分数的铁族元素的形式56镍。我们把这归因于点火所需的较高的中心密度和爆燃点火的中心或偏离中心的位置。
2019-10-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Thermonuclear (Type Ia) Supernovae and Progenitor Evolution
热核（Ia型）超新星是明亮的恒星爆炸，其独特的性质是光变曲线可以标准化，使它们能够用作宇宙学研究的距离指标。然而，关于这些事件的许多基本问题仍然存在。我们提供了一个批评我们目前的理解，这些和目前的模拟结果，假设单退化的祖先模型组成的白矮星，已获得质量从恒星的同伴。我们目前的结果从全三维模拟对流与弱反应，包括A=23 Urca过程中的祖白矮星。
2019-04-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2012ca: a stripped envelope core-collapse SN interacting with dense circumstellar medium
我们报告了SN 2012ca的光学和近红外观测与公共ESO瞬态天体光谱调查（PESSTO），发现后一年多。这颗超新星（SN）与SN 1997 cy和其他被归类为IIn型的事件有许多相似之处，但被认为是热核起源，当喷出物撞击富含氢的星周介质（CSM）时产生窄氢线。我们的分析，特别是在星云阶段，揭示了氧，镁和碳的存在特征。这表明SN 2012ca的核心坍缩解释，与此集团的一些成员提出的热核解释相反。我们认为，这些数据可以解释与氢和氦缺乏SN喷出物（I型）与富氢CSM相互作用，但爆炸更可能是Ic型核心崩溃爆炸比Ia型热核爆炸。这表明两个通道（热核和剥离的信封核心崩溃）可能是负责这些SN 1997cy类事件。
2013-10-03 astro-ph.CO astro-ph.SR
Modeling the Diversity of Type Ia Supernova Explosions
Ia型超新星（SNe Ia）是观测宇宙学的主要工具。它们的峰值光度和它们的光变曲线形状之间的关系允许推断它们的固有光度，并将它们用作距离指标。这种关系是经验性的。然而，理论上的理解是必要的，以便掌握在超新星Ia宇宙学的系统学。在这里，一个模型再现观察到的正常SNe Ia的多样性。数值实现的挑战来自于物理机制中涉及的大量尺度。在爆炸的白矮星的尺度上模拟超新星需要热核燃烧过程中所涉及的微观物理学的特定模型。这种技术进行了讨论，并提出了模拟结果。
2010-02-12 astro-ph.SR
Discovery of a double detonation thermonuclear supernova progenitor
我们发现了一个新的双爆轰起源系统，它由一颗热亚矮星B（sdB）和一颗轨道周期为P = 76.34179（2）min的白矮星伴星组成。光谱观测是一致的sdB星在氦核心燃烧居住在极端的水平分支。嵌合体的光变曲线主要由sdB星的椭球形变形和同伴白矮星的弱食所控制。结合光谱和光变曲线拟合，我们发现一个低质量sdB星，$M_{\rm sdB}=0.383\pm0.028$ M $_\odot$与一个大质量白矮星伴星，$M_{\rm WD}=0.725\pm0.026$ M $_\odot$。从日食，我们发现一个黑体温度为26,800 K的白矮星，导致冷却年龄为$\approx$ 25万年，而我们的MESA模型预测的sdB年龄为$\approx$ 170万年。我们的结论是，sdB形成第一次通过稳定的质量转移，其次是一个共同的信封，导致形成的白矮星伴星$\approx$ 25万年前。利用MESA恒星演化程序，我们发现sdB星将在$\approx$ 600万年开始质量转移，在$\approx$ 6000万年白矮星将达到总质量为$0.92$ M $_\odot$，并具有厚的氦层$0.17$ M $_\odot$.这将导致爆炸，可能会摧毁白矮星在一个特殊的热核超新星。PTF1 2238 + 7430是第二颗被证实的双爆轰热核超新星。使用这两个系统，我们估计，至少有$\approx$ 1%的白矮星热核超…
2022-01-06 astro-ph.SR
Cosmic Chandlery with Thermonuclear Supernovae
热核（Ia型）超新星是明亮的恒星爆炸，其光变曲线可以被校准，以允许用作测量宇宙学距离的“标准烛光”。当代的研究调查了事件的亮度如何受到祖系统的性质的影响，这些性质来自宿主星系的性质，如成分和年龄。目标是更好地理解系统效应，并评估亮度的内在散射，从而减少宇宙学研究中的不确定性。我们提出的结果，从合奏的模拟在单一的退化范例解决年龄和金属丰度的事件的亮度的影响，并比较我们的结果与观察到的亮度变化与宿主星系的属性。我们还介绍了“混合”祖模型，将最近的进展恒星演化的结果。
2016-12-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2020uem: A Possible Thermonuclear Explosion within A Dense Circumstellar Medium (I) The Nature of Type IIn/Ia-CSM SNe from Photometry and Spectroscopy
我们已经进行了密集的后续观测的类型IIn/Ia-CSM SN（SN IIn/Ia-CSM），2020 μ em，测光，光谱学和旋光。在本文中，我们报告的结果，我们的观察集中在光学/近红外（NIR）光度和光谱。SN 2020 uem的V波段最大星等超过$-19.5$等，光变曲线以$\sim 0.75 {\rm ~mag}/100 {\rm ~days}$的速率缓慢下降。在后期阶段（$\gtrsim 300$天），光变曲线显示加速衰变（$\sim 1.2 {\rm ~mag}/100 {\rm ~days}$）。光谱显示出突出的氢发射线和广泛的功能可能与铁峰元素。此外，$\rm Hα$曲线显示出窄的P-Cygni曲线，吸收最小值为$\sim 100 {\rm ~km~s^{-1}}$。SN 2020 uem显示出比SNe IIn更高的$\rm Hα/Hβ$比率（$\sim 7$），这表明CSM更致密。近红外光谱显示Paschen和Brackett系列，在H和Ks带中具有连续过量。我们的结论是，近红外过量发射来自新形成的碳尘。尘埃质量（$M_{\rm d}$）和温度（$T_{\rm d}$）被推导为$(M_{\rm d}, T_{\rm d}) \sim (4-7 \times 10^{-5} {\rm ~M_{\odot}}, 1500-1600 {\rm ~K})$。我们讨论了SNe…
2023-01-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Observational Properties of Thermonuclear Supernovae
一颗恒星作为超新星爆炸死亡是宇宙中最戏剧性的事件之一。超新星对天体物理学的许多领域都有巨大的影响：它们是宇宙化学富集的主要贡献者，并对后代恒星的形成和星系的演化产生重大影响。在这里，我们回顾热核超新星的观测特性，爆炸的白矮星的恒星演化的低质量恒星在紧密的双星系统。这类天体中最著名的是Ia型超新星（SN Ia），在天体物理学上非常重要，它们是测量宇宙学距离的标准烛光，也是宇宙中铁族元素的主要来源。令人惊讶的是，鉴于其突出的作用，超新星祖先系统和爆炸机制并没有完全理解;我们在这里描述的观测提供了对模型的限制，并不总是以一致的方式。超新星发现和后续研究的最新进展表明，热核超新星的类别不仅仅包括SN Ia，我们在这篇评论中强调了这种多样性。
2019-08-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Velocity limits in the thermonuclear supernova ejection scenario for hypervelocity stars and the origin of US 708
超高速恒星（Hypervelocity stars，HVS）是一类以足够高的速度运动的恒星，其引力与银河系无关。从其中一个组成部分经历热核超新星（SN）的近距离双星系统中喷出已经成为这类最小质量样本的有希望的候选产生机制。本研究提出了一个彻底的理论分析候选人的热核SNe祖系统在单一的简并氦施主的情况下，在相关的参数空间，导致喷射的HVS。的主要目标是调查，以前不清楚，喷出的组件的速度谱的特性。给出了用MESA框架计算的390个双星模型序列的结果，研究了由富氦热亚矮星和吸积白矮星组成的超新星祖先的演化。然后将结果与观察对象US 708的理想化运动学分析相关联。可以看出，喷射速度谱在$0.19~M_\odot < M_{HVS} < 0.25~M_\odot$范围内达到最大值。根据当地的银河势，所有低于$0.4~\text{M}_\odot$的施主都有望成为HVS。该通道能够解释逃逸速度高达$\sim1150~\text{km s}^{-1}$与一个Ekrasekhar质量吸积物，超过$1200~\text{km s}^{-1}$，如果考虑到超Ekrasekhar质量爆炸。据发现，先前假设的质量$0.3~M_\odot$为US 708，结合最近获得的自行，有利于亚克拉塞卡质量爆炸与终端WD质量之间的$1.1~M_\odot$和$1.2~M_\odot$。明确的喷射速度最大值的存在提供了…
2020-06-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar evolution, SN explosion, and nucleosynthesis
本章概述了核心坍缩与热核超新星（SN）的恒星演化通道、爆发机制及爆发性核合成，并总结了利用日益丰富的瞬变观测数据来约束前身星性质与爆发机制的SN观测特性。
2022-10-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evaluating Systematic Dependencies of Type Ia Supernovae
Ia型超新星是明亮的恒星爆炸，被认为发生在热核失控消耗了大约太阳质量的简并恒星物质时。这些事件产生和传播铁峰元素，其光变曲线的性质允许标准化和随后用作宇宙学距离指标。然而，这些事件的爆发机制仍然只是部分了解。许多模型都认为，爆炸始于一颗白矮星的中心附近产生的爆燃，这颗白矮星从一颗恒星的伴星那里获得了质量。为了与观测结果相匹配，这种单简并场景的模型通常会调用（亚音速）爆燃到（超音速）爆炸的后续过渡，从而迅速消耗恒星。我们提出了一个调查假设这种范式的热核超新星的系统学。我们利用一个统计框架，这些事件的随机初始条件的二维模拟的对照研究。我们调查的组合物和热历史的祖上的放射性产量的影响，从而亮度，事件。我们的研究结果提供了一个解释的一些观察到的平均亮度与宿主星系的属性的趋势。
2010-11-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Effects of Variations in Nuclear Interactions on Nucleosynthesis in Thermonuclear Supernovae
核物理不确定性对热核超新星核合成的影响尚未通过多模型的全面和系统研究得到充分探讨。为了更好地约束这些现象的产量预测，我们进行了敏感性研究后处理热力学的历史，从两个不同的流体动力学，Eschrasekhar质量爆炸模型。我们单独改变了所有输入反应，并首次将弱相互作用速率改变了10倍，并将每种情况下的产率与使用标准速率的产率进行了比较。在我们网络中的2305个核反应中，我们发现只有53个反应的速率对丰度至少为10^-8 M_sun的任何物种的产额的影响至少为2倍。12 C（a，g）、12 C +12 C、20 Ne（a，p）、20 Ne（a，g）和30 Si（p，g）反应的速率是当以10倍变化时改变最多产率的那些反应速率之一。从我们的网络中658个弱相互作用速率的10倍个体变化来看，只有恒星28 Si（b+）28 Al，32 S（b+）32 P和36 Ar（b+）36 Cl速率显著影响模型中物种的产额。进一步的试验表明，温度T > 1.5 GK时反应速率的变化具有最大的影响，可用作爆炸诊断的放射性核素的比率的变化小于2倍，而单个反应速度的变化为10倍。两种模型中的核合成对单个核反应速率和弱相互作用速率的变化都具有较强的鲁棒性。对有限数量的反应进行实验室测量将有助于进一步限制预测。此外，我们确认需要一个一致的治疗相关的恒星弱相互作用率，因为这些速率的同时变化（而不是个别变化）在我们的模型…
2013-06-25 astro-ph.SR nucl-ex
Numerical and Physical Challenges to Nebular Spectroscopy in Thermonuclear Supernovae
该研究针对热核超新星星云光谱模拟的物理与数值挑战，利用非LTE流体动力学辐射代码HYDRA分析高能转化、紫外光学厚等效应，验证了近钱德拉塞卡质量偏中心延迟爆轰模型可复现JWST观测的Ia型超新星光谱特征。
2025-01-13 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.space-ph
ZTF 18aaqeasu (SN 2018byg): A Massive Helium-shell Double Detonation on a Sub-Chandrasekhar Mass White Dwarf
氦壳在白矮星上的爆炸被认为是Ia型超新星爆炸的可能触发机制。在这里，我们报告了ZTF 18 aaqeasu（SN 2018 byg/ATLAS 18 pqq），这是一颗奇特的I型超新星，与氦壳双爆相一致。从爆炸开始的上升时间为$\approx 18$天，瞬变达到了$M_R \approx -18.2$等的峰值绝对星等，表现出类似于亚发光SN 1991 bg的Ia型超新星的光变曲线，尽管在爆炸后的一周内亮度异常急剧增加。在峰值光附近拍摄的光谱显示出明显的Si吸收特征，以及由5000 Å的通量蓝向几乎完全的线覆盖产生的异常红色（$g-r \approx 2$ mag）。这种行为不同于以前观察到的任何热核瞬变。星云相位光谱采取在$\approx 30$天后，从峰值光揭示的证据，一个热核爆炸事件占主导地位的铁组核合成。我们表明，ZTF 18 aaqeasu的特殊性质是一致的爆炸的大规模（$\approx 0.15$ M $_\odot$）氦壳上的一个sub-Bracrasekhar质量（$\approx 0.75$ M $_\odot$）白矮星后，包括混合的$\approx 0.2$ M $_\odot$的材料在外部喷出物。这些观测结果提供了一种可能罕见的热核超新星的证据，这种超新星是由大量氦壳的爆炸产生的。
2019-01-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
A mixed helium-oxygen shell in some core-collapse supernova progenitors
我们发展的模型旋转的大质量恒星的铁芯崩溃的阶段，使用MESA代码，并发现在某些情况下，主要是氦和氧的混合成分的壳。在我们研究的初始质量为13-40 Mo和初始旋转速度为0-450 km/s的参数空间中，我们发现只有一小部分模型具有显著质量的氦氧混合壳层。虽然壳层是由于旋转混合而形成的，但坍缩前的旋转速率并不是很高，这是高能中子引发热核爆炸所需要的。我们的研究结果表明，最近重新审视的超新星坍缩引起的热核爆炸机制最多只能解释一小部分核心坍缩超新星。这种氦氧混合壳层的存在仍然可能对核心坍缩超新星有一些影响，例如当喷流存在时的一些核合成过程，或者可能导致特殊的亚发光核心坍缩超新星。
2018-04-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Sensitivity study of explosive nucleosynthesis in Type Ia supernovae: I. Modification of individual thermonuclear reaction rates
我们探讨了由于Ia型超新星的核合成相对于核反应速率的不确定性的敏感性。我们采用了一个标准的一维延迟爆轰模型的一个质量为1196核白矮星的爆炸，并后处理的热力学轨迹的每个质量壳核合成代码，增加（减少）的10倍的速率。我们还计算了不同速率的12 C和16 O聚变反应的流体动力学模型。对于选定的反应，我们已经重新计算了核合成与替代处方的速率从JINA REACLIB数据库，并分析了温度范围内的修改，其速率有最强的影响核合成。除了12 C核的聚变反应外，Ia型超新星模型的核合成反应对于核反应速率的变化是相当稳健的。爆炸能量的变化小于\sim 4%。由于聚变反应速率的改变而引起的核合成的变化也是相当温和的，例如，质量分数大于0.02的物质的产率变化都不大于2倍。我们提供了最丰富的物种相对于与质子，中子和阿尔法最激烈的反应率的产率的灵敏度。一般来说，铁族核的产额比中等质量元素的产额更稳健。在带电粒子反应中，对超新星核合成影响最大的是30 Si + p \rightleftarrows 31 P + γ、20 Ne + α \rightleftarrows 24 Mg + γ和24 Mg + α \rightleftarrows 27 Al + p。（节略）
2012-04-09 astro-ph.SR nucl-th
High-energy Neutrinos from Stellar Explosions in Active Galactic Nuclei Accretion Disks
一些灾难性的恒星爆炸，如超新星（SNe）、致密双星合并和微潮汐破裂事件，被认为是嵌入在活动星系核（AGN）的吸积盘中。我们表明，高能中微子可以有效地产生通过$pp$ -冲击加速的宇宙射线和活动星系核盘材料之间的相互作用后不久，爆炸喷出物冲击打破了磁盘。AGN恒星爆炸是中微子和电磁（EM）多信使联合观测的理想目标。未来对中微子爆发的电磁跟踪观测可以帮助我们寻找尚未发现的活动星系核恒星爆炸。我们认为活动星系核恒星爆炸可能是重要的天体物理中微子源。活动星系核恒星爆炸对观测到的弥散中微子背景的贡献取决于活动星系核盘中这些事件的不确定的局部事件率密度。通过考虑热核SNe，核心Collaspe SNe，伽马射线暴相关的SNe，kilonovae，并在AGN盘与已知的理论本地事件率密度的扼流GRB，我们表明，这些事件可能有助于$\lesssim10\%$所观察到的扩散中微子背景。
2021-08-03 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The Production of Electron-Capture Elements in Thermonuclear Supernovae: Theory vs. Observations
Florida State University（佛罗里达州立大学）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）；University of Hawai’i at Manoa（夏威夷大学马诺阿分校）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Planetary Science Institute（行星科学研究所）；Hamburger Sternwarte（汉堡天文台）
本文通过磁流体力学模拟，结合JWST观测，发现预存湍流会减少电子俘获元素产生量，指出需重新聚焦相关超新星模型及低Ye下的高精度电子俘获反应率。
2026-08-14 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
