Modeling of thermonuclear fusion flames : transition to detonation
本文主要研究恒星介质中控制燃烧转爆轰的关键机制。在一维火焰折叠模型的框架下，讨论了推进火焰与火焰驱动预压之间的正反馈触发的热失控问题。该论文是作者先前研究的扩展，该研究涉及非化学计量融合$fuel \to products$动力学（Phys.Rev.E，103（2021）），而不是物理上更相关的$fuel+fuel \to products$动力学。尽管有这种变化，失控的影响仍然存在。过渡发生在火焰与火焰支持的前驱激波合并之前，即过渡前火焰没有达到查普曼-茹盖爆燃的阈值。
2021-04-24 astro-ph.HE physics.flu-dyn
Thermonuclear explosion of rotating massive stars could explain core-collapse supernovae
人们普遍认为，核心坍缩超新星（CCSNe），即大质量恒星在恒星铁核心坍缩后的爆炸，是由于中微子的能量沉积而产生的。到目前为止，这种情况还没有从基本原理中得到证明。Kushnir和Katz（2014）最近通过一维模拟表明，如果中微子未能爆炸恒星，那么对于某些（调谐的）初始轮廓，外层的热核爆炸是可能的。然而，释放的能量很小，并且获得的喷出的$^{56}$ Ni的量可以忽略不计，这意味着这些一维塌缩诱导热核爆炸（CITE）不太可能代表典型的CCSNe。在这里，我提供的证据支持的情况下，大多数CCSNe是CITE的结果。我使用二维模拟来表明，恒星的坍缩，包括缓慢（百分之几的分裂）旋转$\sim0.1-10\,M_{\odot}$混合氦氧壳，导致热核爆炸波的点燃，解开恒星的外层。对具有不同性质的大质量恒星的模拟表明，CITE是一个稳健的过程，并导致动能在$10^{49}-10^{52}\,\textrm{erg}$范围内的爆炸，$^{56}$ Ni产额高达$\sim\,M_{\odot}$，这是相关的，与大多数CCSNe的观测结果一致。与中微子机制相反，更强的爆炸被预测来自更高质量的祖先，留下更多质量的残余物。中子星产生于弱（$\lt10^{51}\,\textrm{erg}$）爆炸，而强（$\gt10^{51}\,\textrm{erg}$）爆炸留下黑洞残余。
2015-02-10 astro-ph.HE
Failure of a neutrino-driven explosion after core-collapse may lead to a thermonuclear supernova
我们证明，$\sim10\,\textrm{s}$后的核心坍缩的大质量恒星，热核爆炸的外壳是可能的一些（调谐）的初始密度和成分的配置文件，假设中微子未能爆炸的恒星。爆炸可能会导致一个成功的超新星，首先建议由伯比奇等人。我们进行了一系列的一维（1D）计算的坍缩大质量恒星简化的初始密度分布（类似于恒星演化计算的结果）和各种成分（不类似于1D恒星演化计算）。我们假设中微子逃逸对外层的影响可以忽略不计，外层不可避免地会崩溃。当壳层坍塌时，它们会压缩并迅速升温，从而提高热核燃烧的速度。在某些情况下，当氦氧混合的壳层存在大量的$\lesssim100\,\textrm{s}$（$\approx10$乘以自由落体时间），热核爆炸波被点燃，使恒星的外层分离，导致超新星。释放的能量很小，$\lesssim10^{50}\,\textrm{erg}$，并且可以忽略不计的合成物质（包括$^{56}$ Ni）被喷射出来，这意味着这些一维模拟不太可能代表典型的核心坍缩超新星。然而，它们确实可以作为一个概念证明，即核心坍缩引起的热核爆炸是可能的，并且更现实的二维和三维模拟在当前的计算能力范围内。
2015-09-14 astro-ph.HE
Deflagration to detonation transition by amplification of acoustic waves in type Ia supernovae
基于白矮星包层中陡峭密度梯度的声波放大形成激波的理论，我们研究了热核超新星（SNe Ia）从爆燃到爆轰转变的一种新机制。如果密度有足够大的跳跃，湍流爆燃产生的小的压力和速度扰动就会变成梯度下的激波，在那里它会消散并加热介质。在正确的频率和振幅下，加热足以引发爆震，爆震可以向后传播并沿着密度梯度向上传播。我们学习了平面几何和球面几何。在平面情况下，我们做了频率和振幅的参数研究。我们发现，在低至马赫数M=0.003的扰动下，获得爆震是可能的。在球形情况下，几何阻尼使其更难引发爆轰，但考虑到小的He大气（<0.01 Msol），再次有可能获得小扰动（M=0.002）的爆轰。在热核超新星的背景下，这可能是一种将产生声波的湍流火焰转化为爆炸的方法。
2013-01-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Three-dimensional Simulations of Pure Deflagration Models for Thermonuclear Supernovae
我们使用三维、高分辨率、全星流体动力学模拟、使用拉格朗日示踪粒子计算的核合成产额以及使用辐射输运计算的光变曲线，对Ia型超新星的纯爆燃模型进行了系统研究。我们评估的模拟，通过比较他们的预测光变曲线与许多观察到的超新星Ia使用SALT 2数据驱动的模型，并发现模拟可能对应于下发光的超新星Iax。我们通过改变随机选择的点火点的数量从63到3500，和中心球的半径，他们被限制在从128到384公里的初始条件对我们的结果的影响进行了探索。我们发现，核燃烧的速度取决于在早期的点火点的数量，在中间时间的点火点的密度，在后期的封闭球的半径。结果主要取决于燃点的数量，但我们并不认为这是一般情况。点火点少的模拟释放更多的核能$E_{\mathrm{nuc}}$，有更大的动能$E_{\mathrm{K}}$，并产生更多的$^{56}$镍比那些有许多点火点，并在喷出物中的分布不同的$^{56}$镍，硅，和C/O。由于这些原因，具有少量点火点的模拟显示出更高的峰值B波段绝对幅度$M_\mathrm{B}$和上升和下降更快的光变曲线;它们的$M_\mathrm{B}$和光变曲线类似于欠发光SNe Iax的光变曲线，而具有许多点火点的模拟则不是。
2014-05-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Tidal double detonation: a new mechanism for a thermonuclear explosion of a white dwarf induced by a tidal disruption event
我们提出了“潮汐双爆轰”：一种由潮汐破裂事件（TDE）引起的白矮星（WD）热核爆炸的新机制。潮汐爆轰也是由TDE引起的WD爆炸。在这种情况下，氦（He）和碳-氧（CO）爆轰波焚烧He~WD和CO~WD分别。而潮汐双爆轰时，He爆轰首先在CO~WD的He壳层激发，并在CO核中驱动CO爆轰。我们将这种机制命名为Ia型超新星背景下的双重爆炸方案。本文通过对含He壳和不含He壳的含$0.60M_\odot$的CO ~ WD进行数值模拟，证明了潮汐双爆轰发生在中等质量黑洞（IMBH）与CO~ WD较浅的碰撞中，而不是简单的潮汐爆轰。潮汐双爆轰为WD~ TDE照亮IMBH提供了机会。
2018-01-19 astro-ph.HE
Oxygen emission in remnants of thermonuclear supernovae as a probe for their progenitor system
热核超新星爆炸数值模拟的最新进展为研究Ia型超新星的祖先提供了一个独特的机会。将最先进的爆炸模型与超新星遗迹演化的详细流体动力学模拟和用于X射线发射计算的最新原子数据相结合，可以为超新星遗迹阶段创建逼真的合成X射线光谱。将这些光谱与超新星遗迹的高质量观测结果进行比较，可以限制爆炸机制和超新星的前身。本研究特别侧重于年轻超新星遗迹中的氧发射线特性，因为不同的爆炸情景预测了这种元素的不同数量和分布。对大麦云云中超新星遗迹的软X射线光谱分析和对不同爆炸情景的遗迹模型的对抗表明，SNR 0509-67.5可能来自延迟爆炸，SNR 0519-69.0可能来自富氧合并。
2015-03-25 astro-ph.HE
Intermediate Luminosity Type Iax SN 2019muj With Narrow Absorption Lines: Long-Lasting Radiation Associated With a Possible Bound Remnant Predicted by the Weak Deflagration Model
我们提出了全面的光谱和光度分析的中间光度Iax型超新星（SN Iax）2019muj的基础上通过OISTER目标的机会计划的框架观察到的多波段数据集。SN 2019muj与亚亮SN Iax 2008ha和2010ae在早期阶段的光谱特征和光变曲线演化方面表现出几乎相同的特征，除了峰值亮度。长期观测揭示了在发光的SN Iax 2014dt中看到的后期平坦的光变曲线。这可以解释为内部存在一个高密度和光学厚度的成分，可能与爆炸后留下的束缚白矮星残留物有关。我们证明，弱爆燃模型与广泛的爆炸参数范围内，可以重现后期相的光变曲线的其他SNe Iax。因此，我们得出结论，一个共同的爆炸机制运作不同的子类SNe Iax。
2021-07-06 astro-ph.HE
From supernova to supernova remnant: comparison of thermonuclear explosion models
超新星（SN）三维建模的进展促使我们重新审视超新星遗迹（SNR）阶段。我们继续我们的印记热核爆炸的SNR它产生的研究，我们开始与一个延迟爆炸模型的一个克拉塞卡质量的白矮星。在这里，我们比较了两种不同类型的爆炸模型，每种模型都有两种变体：两种延迟爆轰模型（N100ddt，N5ddt）和两种纯爆燃模型（N100def，N5def），其中N数参数化点火。每个SN模拟的输出被用作SNR模拟的输入，直到爆炸后500年。虽然所有SNR模型随着时间的推移变得更加球形，并且总体上显示了年轻SNR所预期的理论结构，但根据点火的几何形状和爆震前沿的存在与否，在模型之间可以看到明显的差异。与N100模式相比，N5模式具有较强的偶极分量，并产生不对称的残留。N5def产生一个规则的外观，但偏移残留，而N5ddt产生一个双面残留。纯爆燃模型表现出特定的特征：由于不完全爆炸，中心密度过高，以及贯穿表面的接缝线网络，燃烧单元之间的边界。超新星的特征在爆炸后100年至300年的信噪比形态中占主导地位，这取决于模型，并且在500年时仍然可以测量，这可能提供一种测试爆炸模型的方法。
2020-11-09 astro-ph.HE
Thermonuclear explosions of rapidly rotating white dwarfs - II. Detonations
背景：超亮Ia型超新星（SNe Ia）可以用快速旋转的白矮星（WD）的超拉塞卡质量爆炸来解释。在前面的论文中，我们表明，爆燃的情况下，适用于快速旋转的WD产生的爆炸，不能解释大多数的超新星Ia。目的：祖星的旋转允许形成具有较浅密度分层的超rasekhar质量WD。我们使用简单的估计生产的中间和铁族元素在纯爆炸的快速旋转WD评估其可行性，解释罕见的超新星Ia。方法：我们在流体静力学平衡中数值构建WD，根据各种旋转定律旋转。通过考虑密度分层和评价流体动力学模拟的结果来估计爆炸产物。结果如下：我们表明，大量的中间质量元素产生的理论动机的旋转法律，即使是对WD的即时引爆。结论：快速旋转的WD爆炸可能提供了一个罕见的超亮超新星Ia的燃烧物质和爆炸运动学方面的解释。
2009-11-18 astro-ph.HE
Chemical abundances in Sgr A East: evidence for a Type Iax supernova remnant
最近的观测表明，热核超新星（SNe）的观测行为和爆炸机制有着显著的多样性。一种新兴的奇特热核超新星，称为Iax型，表现出与正常Ia型不同的光度和光谱行为。它们的起源仍然存在很大的争议，但白矮星（WD）的纯湍流爆燃被认为是主要的形成理论。大量的Iax型超新星表明存在着未被确认的银河系Iax型超新星遗迹（SNRs）。我们报告的证据表明，在银河系中心的SNR Sgr A东造成的一个纯粹的湍流爆燃的一个卡拉塞卡质量的碳-氧WD，爆炸机制用于Iax型SNe。我们的X射线光谱研究的Sgr A东使用3 MS的钱德拉数据显示低比例的中间质量元素的Fe和大的Mn/Fe和Ni/Fe比。这种丰度模式不符合核心崩溃或正常的Ia型模型。因此，Sgr A East是第一个被提出可能是Iax型起源的银河SNR，也是研究这一特殊类别的最近目标。我们将Sgr A East与富铁SNRs 3C 397和W 49 B进行了比较，后者也具有高Mn和Cr丰度，并被声称是由克拉塞卡质量WD的燃烧爆炸引起的（尽管存在争议）。我们的研究表明，它们有不同的丰度模式。热核SNRs的X射线能谱研究，为克拉塞卡质量WDs存在多种爆炸通道和多种金属输出的理论提供了观测证据。
2020-11-24 astro-ph.HE
The progenitors of core-collapse supernovae suggest thermonuclear origin for the explosions
核心坍缩超新星（CCSNe）是大质量恒星在铁核坍缩后发生的爆炸。Poznanski（2013）最近提出了II-P型爆炸的红超巨星祖先的喷出物速度和推断质量之间的观测相关性，这意味着喷出物（$E_{\textrm{kin}}$）的动能随着祖先的质量而增加。我指出，从Fraser等人（2011）报道的II型超新星的发射的$^{56}$ Ni质量（$M_{\textrm{Ni}}$）和祖先光度之间的无模型观测相关性可以得出相同的结论。这种相关性与CCSNe的中微子诱发热核爆炸（CITE）的预测是一致的，但可能与中微子机制的预测相矛盾。我发现$M_{\textrm{Ni}}$和$E_{\textrm{kin}}$之间的相关性适用于所有类型的CCSNe（包括Ibc型）。这种相关性表明所有CCSNe都有一个共同的机制，这是CITE预测的，但不是由目前的中微子机制模拟产生的。此外，Ibc型爆炸的$E_{\textrm{kin}}$和$M_{\textrm{Ni}}$的典型值比II-P型爆炸的典型值大一个数量级，这一事实不利于具有相同初始质量范围的这些爆炸的祖源。相反，Ibc型爆炸的祖先可能是大质量的沃尔夫-拉叶星，根据CITE的预测，这些恒星会产生低喷出物质量的强烈爆炸。在这种情况下，CCSNe的高质量祖先没有缺陷，这是在II-P型和Ibc型超新星的祖先具有相似质量范围的假设下提出的。
2015-06-08 astro-ph.HE
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
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
Nucleosynthesis in Two-Dimensional Delayed Detonation Models of Type Ia Supernova Explosions
通过对Ia型超新星（SNe Ia）三种极端情况的二维爆炸模拟，探讨了不同爆炸机制的核合成特征：纯湍流爆燃、初始爆燃近似球形点火后的延迟爆轰和高度非对称爆燃点火后的延迟爆轰.除了这个初始条件，爆燃阶段被视为在一个无参数的方法。当湍流燃烧进入分布燃烧区时，爆震开始。这发生在密度约$10^{7}$ g cm $^{-3}$ -相对较低，相比现有的核合成研究一维球对称模型。这些多维模型中的燃烧不同于一维模型中的燃烧，因为爆轰波既传播到白矮星中心附近的高密度区中的未燃烧物质，又传播到表面附近的低密度区。因此，所得到的产物是不同爆炸燃烧产物的混合物，从低密度的碳燃烧产物到最高密度的完全硅燃烧产物，以及在爆燃阶段合成的电子捕获产物。与爆燃模型相反，延迟爆轰产生一种特征性的层状结构，其产率在很大程度上满足银河系化学演化的约束。在非对称延迟爆轰模型中，填充有电子捕获物质（例如，$^{58}$ Ni，$^{54}$ Fe）在壳内，显示出大的偏移，高于$^{56}$ Ni分布的主体，而由爆炸产生的物质分布得更球形（简化）。
2010-02-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Cell-based theoretical criteria on the onset and stability limit of thermonuclear detonation
Kyoto University（京都大学）；University of California Berkeley（加州大学伯克利分校）
本研究将胞格理论扩展至Ia型超新星双爆轰模型涉及的氦-碳、碳-氧爆轰，证实极低质量白矮星包层可容纳稳定氦-碳爆轰，明确碳-氧爆轰直接起爆的白矮星质量阈值，实现爆炸模型一阶校准。
2026-10-14 astro-ph.HE
White dwarf deflagrations for Type Iax supernovae: Polarisation signatures from the explosion and companion interaction
越来越多的证据表明Iax型超新星可能是双星系统中质量为1000亿克拉塞卡的白矮星的热核爆燃的结果。我们进行蒙特卡罗辐射转移模拟和预测光谱偏振功能起源于超新星爆炸和随后的喷出物与伴星的相互作用。具体来说，我们计算视角相关的流量和偏振光谱的3D模型模拟爆燃的一个brasekhar质量的白矮星，并为第二个模型，模拟喷出物与主序星的相互作用。我们发现，内在的信号是弱极化，只有温和的视角依赖，由于整体的球形对称性的爆炸和去极化贡献的铁族元素占主导地位的喷出物组成。与伴星的相互作用在喷出物中形成了一个空洞，并产生了一个可检测的，但适度的信号，只有在相对蓝色的波长（$\lesssim$ 5000 $\unicode{x212B}$）才有意义。特别是，越来越微弱和红色的光谱预测观察者的取向进一步从腔，而一个温和的偏振信号$P\sim0.2$ %被发现在蓝色波长的取向30 $^\circ$和45 $^\circ$远离腔。我们发现一个合理的协议之间的相互作用模型，从这些方向和光谱偏振数据SN 2005HK和解释的最大光偏振信号在蓝色波长看到这个事件作为一个可能的签名的喷出物同伴的相互作用。我们鼓励进一步的极化观测SNe Iax测试我们的结果是否可以扩展和推广到整个SN Iax类。
2020-02-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nucleosynthesis Constraints on the Explosion Mechanism for Type Ia Supernovae
对Ia型超新星的观测包括与这些热核爆炸有关的特征性核合成的信息。我们认为，从铁组元素和同位素比的观测约束，比较与最现实的最近治疗的电子捕获获得的各种模型。核合成对最高的白矮星中心密度敏感。因此，核合成的产额可以区分高密度的拉塞卡质量模型和低密度的燃烧模型，如白矮星合并。我们讨论了两个球形模型（爆燃和/或延迟爆轰模型）基于新的电子捕获率后处理核合成的新结果。我们还考虑了圆柱形和三维爆炸模型（包括爆燃，延迟爆炸，或暴力合并模型）。虽然在观测约束中存在不确定性，但我们确定了观测和模型中的一些趋势。我们从五个观测到的超新星和三个超新星遗迹的元素和同位素比值的模型进行了新的比较。我们发现，模型和数据往往分为两组。在一组低密度的核心，如在一个3D合并模型是稍微更一致的核合成数据，而另一组是稍微更好地确定与高密度的核心，如在单简并的1D-3D爆燃模型。因此，我们假设，这两种类型的环境似乎几乎同样有助于观察SNIa。我们还注意到，观测约束的产量$^{54}$铬和$^{54}$铁，如果可用的话，可能会被用来作为一种手段，以澄清SNIa爆炸的几何对称性的程度。
2018-08-22 astro-ph.HE
Multidimensional Simulations of Thermonuclear Supernovae from the First Stars
理论模型表明，宇宙中的第一批恒星可能质量非常大，典型质量为$\gtrsim$ 100 \Msun。它们中的许多可能已经死于被称为对不稳定超新星（PSNe）的高能热核爆炸。我们提出了多维数值模拟的PSNe与新的辐射流体动力学代码CASTRO。我们的模型捕捉到了所有的爆炸燃烧，并跟踪爆炸，直到恒星表面爆发出冲击波。我们发现，由氧和氦燃烧驱动的流体不稳定性出现在氧壳层$\sim$的上，下边界的爆炸开始后20 - 100秒。之后，当冲击波到达氢包层时，形成一个强烈的反向冲击波，迅速发展出额外的瑞利-泰勒不稳定性。在红超巨星的祖先中，这些不稳定性的幅度足以混合超新星的喷出物并改变其观测特征。我们的研究结果提供了有用的预测PSNe的检测即将到来的望远镜。
2011-08-26 astro-ph.HE
Thermonuclear explosions on neutron stars reveal the speed of their jets
通过观测中子星I型X射线爆发后喷流发射的明亮耀斑，首次测量出中子星致密喷流速度为0.38c，为揭示主导的喷流发射机制提供了新工具。
2024-03-26 astro-ph.HE
JWST and Ground-based Observations of the Type Iax Supernovae SN 2024pxl and SN 2024vjm: Evidence for Weak Deflagration Explosions
通过JWST和地面全色光谱观测，发现两颗Iax型超新星SN 2024pxl和SN 2024vjm的抛射物充分混合，支持弱爆燃爆炸模型，并揭示了新谱线及幸存残骸的迹象。
2025-10-16 astro-ph.HE
From the supernova to the supernova remnant: the three-dimensional imprint of a thermonuclear explosion
最近在超新星（SN）的三维建模的进展表明，爆炸的重要性的不对称性。这就要求重新考虑后续阶段的建模，超新星遗迹（SNR），这通常依赖于简化的喷出物模型。在本文中，我们桥接SN和SNR的研究，使用SN模拟的输出作为输入的SNR模拟进行到500年。我们考虑碳氧白矮星的热核爆炸作为Ia型SN的模型;具体来说，我们使用Seitenzahl等人2013年的N100延迟爆炸模型。为了分析形态的SNR，我们定位的三个不连续性，划定壳的冲击物质：正向冲击，接触不连续性，和反向冲击，我们分解它们的径向变化作为角尺度和时间的函数。假设环境介质均匀，我们发现SN对SNR的影响可能在数百年后仍然可见。以前的3D模拟旨在再现第谷的SNR，从球对称的初始条件开始，未能再现X射线中观察到的最大角尺度的结构。我们的新模拟强烈表明，缺失的成分是SN本身的初始不对称性。通过这项工作，我们建立了一种方法来评估SN模型的可行性的基础上产生的形态的SNR。
2019-04-17 astro-ph.HE
Pre-Explosion Properties of Helium Star Donors to Thermonuclear Supernovae
氦星-碳氧白矮星（CO WD）双星是热核超新星的潜在单简并祖先系统。重新访问一组二进制演化计算使用恒星演化代码$\texttt{MESA}$，我们完善我们以前的预测，哪些系统可以导致热核超新星，然后表征的氦星施主在爆炸时的属性。我们将这些模型属性转换为NUV/光学量级假设黑体光谱，并支持这种方法使用匹配的恒星大气模型。这些模型将是有价值的比较与爆炸前的成像为未来的超新星，虽然我们强调的观测困难，检测极蓝的同伴。与SN 2012 Z相关的爆炸前源被解释为氦星双星，包含一个最初在多天轨道上的超大质量WD。然而，我们的二元模型扩展到初始CO WD质量高达$1.2\,M_{\odot}$，我们发现，这些系统进行偏离中心的碳点火，因此预计不会产生热核超新星。这种张力表明，如果SN 2012 Z与氦星- WD双星相关联，那么来自系统的爆炸前光学光必须被双星环境显着修改和/或WD没有富碳的内部成分。
2021-09-30 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
iPTF16geu through the lens of thermonuclear explosion models
University of Portsmouth（朴茨茅斯大学）；University of Warwick（华威大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）
通过热核爆炸模型研究iPTF16geu，发现延迟爆轰情景的证据，但模型难以复制观测到的颜色和紫外特征。
2026-01-13 astro-ph.HE
A "Hyperburst" in the MAXI J0556-332 Neutron Star: Evidence for a New Type of Thermonuclear Explosion
瞬态吸积中子星的研究为阐明中子星壳的性质提供了有力的手段。本文对瞬态低质量X射线双星MAXI J 0556 - 332中的中子星的演化进行了广泛的数值模拟。在过去的十年中，我们模拟了近20个观测结果，这些观测结果是在四次不同的爆发后的静止阶段获得的，考虑到恒星在吸积过程中由深地壳加热机制补充的一些浅热源的加热。我们表明，冷却数据是一致的，在过去三次爆发的浅层加热作用的单一来源，而一个非常不同的和强大的能源需要解释的中子星，~350 eV的极高的有效温度，当它退出第一次观察到的爆发。我们认为，在第一次爆发结束前几周，发生了一次巨大的热核爆炸，即富中子氧或氖同位素不稳定燃烧产生的“超爆”，释放出10^44尔格，密度约为10^11 g/cm ^3。这将是第一次观察到超爆，这些将是极其罕见的事件，因为爆炸层的建立需要大约一千年的吸积历史。尽管超暴的能量输出很大，但由于其深度，在吸积阶段并没有产生任何明显的光度增加，只能通过其对中子星后来冷却的印记来识别。
2022-02-08 astro-ph.HE
Effects of a new triple-$α$ reaction rate on the helium ignition of accreting white dwarfs
研究了一种新的三α反应速率对吸积氦的碳氧白矮星点火的影响。燃点决定了Ia型超新星的热核爆炸的性质。我们研究的情况下，不同的吸积率的氦和不同的初始质量的白矮星，这是详细的研究由野本。我们发现，对于所有的情况下，从缓慢到中等吸积率，核燃烧点燃的氦层。因此，与被认为是爆燃超新星吸积率下限的$dM/dt\simeq 4\times10^{-8} M_{\odot} \rm yr^{-1}$相比，较低的吸积率将触发碳爆燃。此外，在中等和慢吸积速率下，氦爆轰将发生偏心，而慢吸积速率下的碳爆燃区消失。
2010-04-06 astro-ph.HE
Thermonuclear explosions as Type II supernovae
本研究模拟碳氧白矮星与红巨星氦核在公共包层内并合引发的双重爆轰，发现其可呈现约40天的IIP型超新星平台光变，并提出鉴别诊断。
2024-01-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Rapid Transients Originating from Thermonuclear Explosions in Helium White Dwarf Tidal Disruption Events
研究了氦白矮星潮汐破裂事件中热核爆炸的辐射特性。我们考虑一个TDE，其中0.2 $M_{\odot}$氦WD被一个$10^{2.5}\,M_{\odot}$中等质量黑洞（IMBH）破坏。氦WD不仅被潮汐破坏，而且还被潮汐压缩和后续冲击引爆。我们专注于未绑定的TDE喷出物中的放射性原子核供电的排放。我们进行流体动力学模拟与核反应，后处理详细的核合成计算，然后辐射转移模拟。因此，我们得到多波段光变曲线和光谱。由于喷出物质量和$^{56}$ Ni质量较低（分别为$0.12\,M_{\odot}$和$0.03\,M_{\odot}$），氦WD TDE显示出快速（$Δt_{1\mathrm{mag}}\simeq5\text{--}10$天）和相对微弱（$L_{\mathrm{peak}}\simeq10^{42}\,\mathrm{erg}\,\mathrm{s}^{-1}$）的光变曲线。光谱显示出强的钙和铁峰特征和非常弱的硅特征，反映了独特的元素丰度。其主要特征是由于喷出物的整体运动，谱线的多普勒频移高达$\simeq\pm12,000\,\mathrm{km}\,\mathrm{s}^{-1}$，这取决于视角。我们的模型与Pursiainen等人（2018）报告的两种快速和微弱的瞬变非常匹配。这里提出的特定模型与观测到的SNe Iax、富钙瞬变或Ia爆炸候选者在光谱或光变曲线上都不匹配…
2020-02-21 astro-ph.HE
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
Fast and slow magnetic deflagration fronts in Type I X-ray bursts
I型X射线爆发是由在吸积中子星上发展的热核逃逸产生的。一旦一个位置被点燃，火焰就会在恒星表面传播。火焰传播是理解突发特性（如上升时间和突发振荡）的基础。先前的工作量化了旋转对锋面的影响，表明火焰以爆燃的方式传播，锋面非常类似飓风。然而，没有研究磁场的影响，尽管事实上，磁场强到足以对传播的火焰产生影响，预计会出现在许多爆炸。在本文中，我们将展示如何引入一个最初的垂直磁场流体层之间的耦合起着决定性的作用，在确定的字符负责的I型突发的前线。特别是，在450 Hz（典型的爆发器）旋转的恒星上，我们测试了$10^{7} - 10^{10}$ G的种子磁场，发现对于中场，在爆发过程中产生的磁应力可以加快燃烧前沿的速度，使模拟的爆发上升时间接近观察值。相反，在像IGR J17480- 2446这样的磁慢旋转器中，以11 Hz旋转，需要种子场$\gtrsim 10^9$ G以允许局部点火，并且磁场在产生脉冲串期间观察到的脉冲串振荡中起着不可或缺的作用。
2016-04-29 astro-ph.HE
The Head-on Collision of a Neutron Star with a White Dwarf
Institute for Frontier in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿天文与天体物理研究所）；Department of Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学天文系）
研究中子星与不同类型的白矮星碰撞，探讨热核爆炸条件及TZlO形成可能性。
2025-12-09 astro-ph.HE
Deflagrations in hybrid CONe white dwarfs: a route to explain the faint Type Iax supernova 2008ha
恒星演化模型预测了混合白矮星（WD）的存在，其核心是碳氧，周围是氧氖地幔。由于双星系统中的混合WDs的质量约为1.1 Msun，因此很容易通过吸积接近Mrachasekhar质量（MCh）并引起热核爆炸。在这里，我们调查了一个偏离中心的爆燃在近MCh混合WD的假设下，核燃烧只发生在富碳材料。进行流体动力学模拟的爆炸和详细的核合成后处理计算，我们发现，只有0.014兆太阳的物质被喷射，而其余的质量保持约束。喷出物主要由铁族元素O、C、Si和S组成。我们还计算了我们的模型的合成观测值，并找到了合理的协议与暗淡的Iax型SN 2008公顷。这首次表明，近MCh WD的爆燃原则上可以解释观察到的Iax型超新星的多样性。留下一个近MCh约束残留物打开了经常性爆炸或随后的吸积引起的暗弱Iax型超新星坍缩的可能性，如果进一步的吸积事件发生。从二进制人口合成的计算，我们发现混合WD接近MCh的速度是在1%的银河系超新星Ia率的顺序。
2015-04-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type Iax supernovae from deflagrations in Chandrasekhar mass white dwarfs
由于观测数量的增加，Ia型超新星现在被认为是一个由几个子类组成的异质天体。其中最大的一类是Iax型超新星（SNe Iax），它们被认为起源于CO钱德拉塞卡质量的白矮星（WD）的纯粹爆燃。虽然已经进行了一些爆燃研究，但尚未捕获该类的全部多样性。因此，我们提出了一个参数的研究与不同的点火位置，中心密度，金属丰度和组合物的单点点燃爆燃。我们还探索了一个刚性旋转的祖先，并进行了三维流体动力学模拟，核网络计算和辐射转移。新模型将先前研究所涵盖的亮度范围扩展到低端。我们的爆炸产生$^{56}$ Ni质量从$5.8 \times 10^{-3}$到$9.2 \times 10^{-2}\,M_\odot$。尽管参数空间的广泛探索的模型的主要特征主要是由质量的$^{56}$镍。次要参数的影响太小，无法解释观测到的微弱SNe~Iax趋势。我们报告踢速度的绑定爆炸残留物从$6.9$ $369.8\,$公里$\,s^{-1}$。对辐射转移中参数空间和视角效应的广泛探索，导致了合成观测量的显著扩展。然而，这一类别的微弱结束趋势并没有再现。这促使量化的建模过程中的系统不确定性和$^{56}$富镍结合残留物的影响。虽然纯爆燃场景仍然是明亮和中等亮度SNe~Iax的有利解释，但需要考虑SNe~Iax不包含单一爆炸场景的可能性。
2021-12-03 astro-ph.HE 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
The type Iax supernova, SN 2015H: a white dwarf deflagration candidate
我们目前的结果是基于SN 2015 H的观测，它属于类似SN 2002 cx的一小群天体，也被称为Iax型超新星。爆炸前深层成像的可用性使我们能够对爆炸时期进行严格的限制。我们的观测活动大约在爆炸后一天开始，并在最大光照后持续了约150天，使其成为迄今为止观测到的此类天体之一。我们发现峰值幅度M $_r$ = -17.27 $\pm$ 0.07，α（$Δm_{15})_r$ = 0.69 $\pm$ 0.04。比较我们的观察到的合成光谱产生的模拟燃烧的Kracrasekhar质量的碳-氧白矮星，我们发现合理的协议与模型的弱爆燃，导致约0.2 M $_{\odot}$的材料含有约0.07 M $_{\odot}$的56镍喷射。然而，模型光变曲线的演变速度比观测结果更快，这表明更高的喷出物质量是有利的。然而，伪测辐射热光变曲线的经验模型表明，$\lesssim$ 0.6 M太阳的物质被喷射出来，这意味着白矮星没有完全被破坏，并且很可能是一个结合的残余物。
2016-03-15 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
Evaluating Systematic Dependencies of Type Ia Supernovae: The Influence of Deflagration to Detonation Density
我们探讨的影响爆燃到爆轰过渡（DDT）的密度对生产的Ni-56的热核超新星爆炸（Ia型超新星）。在DDT范式中，跃迁密度决定了爆炸爆燃阶段的膨胀量，因此也决定了产生的核统计平衡（NSE）物质的量。我们采用了一个理论框架，一个良好的控制统计研究的二维模拟热核超新星与随机的初始条件，可以与特定的选择过渡密度，产生类似的平均值和范围内的Ni-56质量从观察推断。在这个框架内，我们利用一个更现实的“慢炖”白矮星祖先模型，结合火焰模型和能量学方案，计算了一系列模拟爆炸合成的Ni-56和NSE材料的量，其中跃迁密度在1- 3 × 10^7 g/cc范围内变化。我们发现NSE产量的过渡密度，这是由羽上升和恒星膨胀之间的竞争的日志上的二次依赖。通过考虑金属丰度对跃迁密度的影响，我们发现对于太阳金属丰度评估的1个太阳金属丰度增加，NSE产额减少0.055 +/- 0.004太阳质量。对于金属丰度的相同变化，这一结果转化为Ni-56产额的0.067 +/- 0.004太阳质量减少，略强于由于电子分数从初始组成的变化。观测测试的金属丰度的产量的依赖性仍然有些模糊，但我们发现的依赖性是从一些研究中推断的。
2010-07-07 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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
3D deflagration simulations leaving bound remnants: a model for 2002cx-like Type Ia supernovae
2002 cx型超新星是次发光Ia型超新星的一个子类。它们的光变曲线和光谱具有明显的特征，表明爆炸喷出物的强烈混合。纯粹的湍流爆燃已被证明会产生这样的混合喷出物。在这里，我们提出了流体力学，核合成和辐射转移计算的三维全明星爆燃的一个卡拉塞卡质量的白矮星。我们的模型能够再现SN 2005 hk（一个原型的2002 CX类超新星）的特征观测功能，不仅在光学，而且在近红外。为此，我们提出，第一次，五个近红外光谱SN 2005 hk从-0.2至26.6天相对于B带的最大值。由于我们的模型只燃烧了最初白矮星的一小部分，它未能完全解开白矮星，并留下了约1.03太阳质量的束缚残余物-主要由未燃烧的碳和氧组成，但也富含一些来自爆炸产物的中等质量和铁族元素，这些元素落在残余物上。我们讨论了检测这种束缚残留物的可能性，以及它可能会如何影响2002 CX类SNe的后期观测值。
2012-11-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Prospects of direct detection of $^{48}$V gamma-rays from thermonuclear supernovae
对恒星爆炸中合成的放射性同位素发出的伽马射线进行探测，可以对超新星等瞬变过程提供重要的见解，并提供与宇宙化学演化相关的不同同位素种类丰度的详细普查。对附近超新星的观测已经提供了观测证据，证明$^{57}$ Co为SN 1987 A的光变曲线的晚期演化提供了动力，并且有确凿的证据表明$^{56}$ Ni及其子核为Ia型超新星的光变曲线提供了动力。在本文中，我们描述了探测核衰变线与$^{48}$ V，$^{48}$铬，这是预计将大量合成的子核衰变的前景- $M_{\mathrm{Cr}}\sim1.9\times10^{-2}\,\mathrm{M_\odot}$ -在瞬态引发的爆炸性氦燃烧（$α$ -捕获）的厚氦壳。我们计算了质量为$0.45\,M_{\odot}$的碳氧白矮星核心被质量为$0.21\,M_{\odot}$的厚氦层包围的热核爆炸的模拟爆炸模型的出射γ射线线通量。我们目前的观测限制$^{48}$ V在附近的SNe Ia 2014 J使用\textit{INTEGRAL}太空望远镜，不包括$^{48}$ Cr生产的表面上超过$0.1\,\mathrm{M_{\odot}}$。我们发现，根据我们对微弱热核瞬变的出生率预测，未来的伽马射线飞行任务AMEGO将有大约5%的机会在目前计划的运行寿命期间从这些事件中观测到$^{48}$ V伽马射线。我们描述了伽玛射线望远镜\text…
2021-09-08 astro-ph.HE
Toward Data-Driven Subgrid-Scale Modeling of the Zel'dovich Deflagration-To-Detonation Mechanism in Dense Stellar Plasmas
本研究针对热核超新星爆炸中的爆燃转爆轰机制，构建了基于直接数值模拟数据库的热点神经网络分类器，并将其集成入FLASH/Proteus代码作为亚格子模型，验证了其在真实条件下的准确性。
2024-01-30 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
The interaction of Type Iax supernova ejecta with a helium companion star
Iax型超新星（SNe Iax）是Ia型超新星的一个重要的亚发光类型。然而，它们的祖先和爆炸机理至今仍不清楚。有人认为，SNe Iax可能是由氦（He）星施主双星系统中质量为600万吨的白矮星（WD）的弱爆燃爆炸产生的。在这样的祖系统中，剥离的He同伴物质所造成的喷射物的同伴相互作用，预计将提出一些他的功能，在其后期的光谱。然而，在SNe Iax的晚期光谱中探测到He线还没有成功，这给出了剥离的He质量的上限< 0.002-0.1太阳质量。在这项工作中，我们研究了SN Iax喷出物和一个He星同伴之间的相互作用进行三维流体动力学模拟与弱纯爆燃爆炸模型。我们发现，大约0.004太阳质量的He物质可以剥离的伴星由SN爆炸，这是非常接近（或低于）的观测上限的总剥离的He质量在SNe Iax。因此，我们的结论是，没有检测到的He线在晚时间光谱的SNe Iax可以合理地解释，如果他们确实是从弱纯爆燃爆炸的祖系统与He星捐助者的质量WDs。
2020-06-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Neutrinos from type Ia supernovae: the deflagration-to-detonation transition scenario
人们早就认识到，从银河系下一个核心坍缩超新星中检测到的中微子有可能揭示有关爆炸动力学和核合成条件的重要信息，并使我们能够探测中微子本身的性质。从热核Ia型超新星中发射出的中微子也具有相同的势能，尽管这些超新星是较暗的中微子源。对于第一次，我们计算的时间，能量，视线，和中微子的味道依赖的功能，预期从三维延迟爆炸爆炸模拟，其中爆燃到爆炸过渡触发一个近kirrasekhar质量的碳-氧白矮星的完全破坏的中微子信号。我们还计算了中微子的味道演变沿八条视线，通过模拟作为时间和能量的函数，使用一个确切的三味转换代码。我们确定了一个特征光谱峰在$\sim 10$ MeV的电子捕获铜的签名。这个峰值是爆炸模型的一个潜在的区别特征，因为它反映了爆炸早期的核合成条件。我们用SNOwGLoBES事件率计算软件模拟了Super-K，Hyper-K，JUNO和DUNE中微子探测器的事件率，并计算了IceCube信号。Hyper-K将能够探测到我们模型中距离$\sim 10$ kpc的中微子。在1 kpc时，JUNO、Super-K和DUNE会记录几个事件，而IceCube和Hyper-K会记录几十个事件。
2016-08-22 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Hydrodynamical simulations favor a pure deflagration origin of the near-Chandrasekhar mass supernova remnant 3C 397
通过二维流体动力学模拟对比 DDT 与纯爆燃模型，研究表明 3C 397 的团块状铁族元素分布更符合高中心密度白矮星的纯爆燃起源。
2024-04-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Carbon Deflagration in Type Ia Supernova: I. Centrally Ignited Models
Ia型超新星（SNe Ia）的一个主要模型始于一颗靠近克拉塞卡质量的白矮星，它点燃了靠近中心的一个简并热核逃逸并爆炸。在一系列的论文中，我们将探讨在这样的矮星内的几个位置点火的后果。在这里，我们假设中心点火，这在以前已经被探索过，然而，这个问题值得重新审视，即使只是为了验证以前的研究并进一步阐明未来工作的相关物理学。一个半径约为100公里的热铁灰扰动球初始化在恒星的中间。随后的爆炸是在几个模拟使用加厚火焰模型，其中火焰速度是固定的-在预期的范围内从湍流燃烧-或基于本地湍流强度。包括爆炸能量和体核合成（例如，56 Ni为0.48- 0.56 $\Msun$）在内的全局结果对该速度不敏感。在所有完成的运行中，核燃烧释放的能量足以使恒星脱离束缚，但不足以提供典型的Ia型超新星的能量和亮度。如前所述，在典型事件中观察到的化学分层没有重现。这些模型在中心低速区产生了大量的未燃碳和氧，这与光谱观测不一致，并且在爆炸过程中中间质量元素和铁族元素强烈混合。
2013-05-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2025qe: A case study of diversity in low-luminosity thermonuclear explosions
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Pondicherry University（本地治里大学）；National Central University（中央大学）；Sardar Vallabhbhai National Institute of Technology（萨达尔·瓦拉巴伊国立理工学院）；Indian Institute of Technology Bombay（孟买印度理工学院）
本研究通过观测和建模Iax型超新星SN 2025qe，揭示其位于光度间隙，具有双组分抛射物结构，强调了低光度热核爆炸中抛射物多样性的重要性。
2026-09-29 astro-ph.HE
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
SN 2020sck: deflagration in a carbon-oxygen white dwarf
我们提出了光学UBVRI测光和低到中等分辨率的光谱观测类型Iax SN 2020 sck跨度-5.5 d到+67 d的最大光在B波段。从光度分析中，我们发现$Δm_{\rm{B}}$（15）= 2.03 $\pm$ 0.05 MAG和$M_{\rm{B}}$ =-17.81 $\pm$ 0.22 MAG。辐射扩散模型拟合准测热光曲线表明，0.13 $\pm$ 0.02 $M_{\odot}$的$^{56}$ Ni和0.34 $M_{\rm \odot}$的喷出物在爆炸中合成。将观测到的$M_{\rm{ch}}$碳-氧白矮星三维纯爆燃光变曲线与角平均光变曲线进行比较，发现与形成0.16 $M_{\odot}$的$^{56}$ Ni和0.37 $M_{\odot}$的喷出物的模型一致。通过比较SN 2020 sck的+1.4天光谱和SYN++合成光谱，我们发现了C II、C III和O I的吸收特征。这些是爆炸中未燃烧的物质，表明是一颗C-O白矮星。一维辐射传输模型的光谱与TARDIS显示出较高的密度在光球附近的喷出物和急剧下降的外层与喷出物主要由C，O，Si，Fe和Ni的组合物。由H $α$（$λ$ 6563）线的光度计算出宿主星系的恒星形成率为0.09 $M_{\odot}$ yr $^{-1}$，表明其恒星环境相对年轻。
2021-11-01 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Relativistic outflow from two thermonuclear shell flashes on neutron stars
利用RXTE研究了4U 0614+09和2S 0918-549中两颗中子星的两次中等持续时间热核X射线爆发的异常短（32-41 ms）前兆。它们的光子通量在爆发后期超过爱丁顿极限的2.6到3.1倍。我们可以用中子星上热核壳层闪光后的0.1 $c$到0.3 $c$的温和相对论流出速度来解释短持续时间和超爱丁顿通量。这是迄今为止测量到的热核闪光的最高速度。前体的上升时间也非常短：约1毫秒。这是不一致的预测，核火焰横向蔓延的爆燃，而不是建议爆炸。这是第一次建议在如此浅的点火柱深度（$y_{\rm ign}$ = 10 $^{10}$ g cm $^{-2}$）下发生爆震。爆炸可能需要更快的核反应链，例如用之前提出的更快的$^{12}$ C（p，$γ$）$^{13}$ N（$α$，p）$^{16}$ O过程绕过$^{12}$ C上的α-捕获。我们证实了爆炸的可能性，虽然只有在径向方向上，通过模拟的核燃烧与一个大的核网络，并在适当的点火深度，虽然它仍然有待观察是否符合泽尔多维奇标准。爆炸也会提供在中子星表面快速蔓延的火焰，以允许较短的上升时间。(...)作为爆炸方案的替代方案，我们推测整个中子星表面几乎立即在自燃状态下燃烧的可能性。这是由于在4U 1820-30的一些超膨胀爆发中，在~10 $^8$ g cm $^{-2}$的低点火柱深度下，存在150 ms的前体和30 ms的上升时间。
2014-07-01 astro-ph.HE
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
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
