Sub-Chandrasekhar-mass white dwarf detonations revisited
一颗质量小于1000亿克拉塞卡的白矮星（WD）的爆炸已经成为最有希望的Ia型超新星（SN Ia）的起源场景之一。最近的研究表明，非常少量的氦从一个WD到另一个WD的快速转移足以点燃氦壳爆轰，随后引发碳核爆轰，产生“动力驱动双简并双爆轰”SN Ia。由于围绕核心爆炸的氦壳层非常小，这种情况接近裸C/O WD爆炸的极限情况。在以前的文献中的差异和最近需要详细的核合成数据的动机，我们重新模拟裸C/O WD爆炸在本文中。我们在某种程度上不同意以前关于亚克拉塞卡质量裸C/O WD爆炸的工作的核合成结果;例如，我们发现中等亮度的Ia超新星是由1.0 MsolWD而不是更大质量和更稀有的1.1 MsolWD爆炸产生的。在我们的模拟中，富中子核合成与一些观测约束基本一致，尽管与其他约束仍然存在紧张关系。也有与外部喷出物的速度和光变曲线形状相关的差异，但总的来说，我们的合成光变曲线和光谱与观测大致一致。我们希望，未来的多维模拟将解决这些问题，并进一步支持动态驱动的双简并双爆轰方案的潜力，以解释大多数超新星Ia。
2018-01-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multi-Dimensional Double Detonation of Sub-Chandrasekhar Mass White Dwarfs
使用二维和三维模拟，我们研究的“鲁棒性”的双爆轰的情况下，Ia型超新星，其中爆炸的氦壳的碳-氧白矮星引起的二次爆炸在下面的核心。我们发现，氦爆炸不能轻易地下降到核心，除非它开始（人为）远远高于最热的层计算的氦壳在目前的前超新星模型。然而，压缩波引起的滑动氦爆轰，强烈地产生热点，触发爆轰的核心。我们的模拟表明，这是真实的，即使是非轴对称的初始条件。如果氦在多个点被点燃，内波可以相互穿过或被反射，但这种增加的复杂性并不能阻止热点的产生。极低质量氦壳层的点火取决于热核逃逸是否能在足够大的区域内同时开始。
2013-07-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Ca hnk: Calcium-rich Transient SN 2016hnk from the Helium Shell Detonation of a Sub-Chandrasekhar White Dwarf
我们目前的观测和建模SN 2016 hnk，富钙超新星（SN）是一致的，是一个C/O白矮星的He壳双爆轰爆炸的结果。我们发现SN 2016 hnk相对于典型的热核超新星本质上是红色的，并且具有相对较低的峰值光度（$M_B = -15.4$ mag），将其与低光度的Ia型超新星（SNe Ia）区分开来。SN 2016 hnk具有快速上升的光变曲线，与其他富钙瞬变（$t_r = 15$ d）一致。我们确定SN 2016 hnk产生${}^{56}\textrm{Ni}$的$0.03 \pm 0.01 M_{\odot}$和喷出物的$0.9 \pm 0.3 M_{\odot}$。光球光谱显示出强烈的，高速钙II吸收和显着的线覆盖在$λ< 5000$角，使其不同于典型的（SN 2005 E类）富钙SNe。SN 2016 hnk与SN 2018 byg非常相似，后者被模拟为He壳双爆轰爆炸。我们证明了SN 2016 hnk的光谱和光变曲线很好地模拟了$0.02 \ M_{\odot}$氦壳在$0.85 \ M_{\odot}$ C/O白矮星表面的爆轰。该分析突出了第二个观察到的氦壳双爆轰的情况，并提出了一个特定的热核爆炸，它在物理上不同于SNe，简单地定义为它们的低光度和强[Ca II]发射。
2020-05-20 astro-ph.HE
Ignition of detonation in accreted helium
自20世纪80年代初以来，吸积氦的亚克拉塞卡CO白矮星一直被认为是Ia型超新星（SNIa）祖先的候选者（氦壳质量$> 0.1 M_\odot $）。这些模型，一旦引爆不适合典型SNIa观测观测的光谱和光变曲线。新的理论工作研究了质量小得多的（$< 0.05 M_\odot $）包层上的爆炸。他们发现了稳定的爆炸，导致光变曲线，光谱和丰度与观测数据比较相对较好。导致氦爆炸点火的确切机制是一个关键问题，因为它是整个方案的强制性第一步。由于在任何流体动力学现象发展之前很久，吸积包层的流动对对流是不稳定的，因此需要一种多维方法来研究点火过程。复杂的对流反应流对任何流体动力学求解器都是具有挑战性的。据我们所知，所有以前的二维研究都是人为地点燃了爆炸。我们在这里提出，第一次，完全一致的结果，从两个流体动力学的二维求解器，采用两个独立的精确计划。对于这两个求解器的努力，以克服所提出的问题的有限分辨率和数值扩散的平流项。我们最好的模型导致在对流细胞引爆点火。我们的结果是强大的，两种不同的数值方法之间的协议是非常好的。
2018-03-02 astro-ph.HE
Explosive Nucleosynthesis in Sub-Chandrasekhar Mass White Dwarf Models for Type Ia Supernovae: Dependence on Model Parameters
最近对Ia型超新星（SNe Ia）的观测显示了爆炸强度、光变曲线和化学成分的多样性。为了研究超新星Ia这种多样性的可能起源，我们对钱德拉塞卡质量附近的碳氧（CO）白矮星（WD）的爆炸和相关核合成进行了多维流体动力学研究，参数范围很广（Leung and Nomoto 2018 ApJ）。在本文中，我们扩展我们的宽参数调查模型的爆炸sub-Bracrasekhar质量CO WD。爆炸机理采用双爆轰模型。测量的模型参数包括$Z = 0 - 5~Z_\odot$的金属丰度、$M = 0.90 - 1.20~M_\odot$的CO WD质量和$M_{\rm He} = 0.05 - 0.20~M_\odot$的He包络质量。我们还研究了初始He爆轰配置，如球形，气泡，和环形形状，触发C爆轰。对于这些参数，我们推导出最小的He信封质量触发C爆轰。然后，我们研究如何爆炸动力学和相关的核合成依赖于这些参数，并比较我们的结果与以前的代表性模型。我们将我们的核合成产率与在SNe Ia 2011 fe，2012 cg和2014 J中观察到的Fe峰元素和同位素的异常丰度模式以及SNe Ia残留物3C 397进行比较，以提供对它们的祖先和环境的限制。本文给出了亚克拉塞卡质量爆炸的核合成产额表，讨论了它们在银河系化学演化和考古学中的作用。
2020-06-30 astro-ph.HE
Turbulently-Driven Detonation Initiation in Electron-Degenerate Matter with Helium
本研究针对Ia型超新星爆轰起始机制不明的问题，提出分布式燃烧区爆轰起始理论判据，通过纯氦电子简并白矮星物质的三维湍流模拟验证了湍流耗散加热引发爆轰的新路径，模拟结果与理论预测高度一致。
2023-11-08 astro-ph.HE
First-Principles Turbulence-Driven Deflagration-to-Detonation Transition Mechanism for Near-Chandrasekhar Mass White Dwarf Progenitors
University of Massachusetts Dartmouth（麻省大学达特茅斯分校）；University of Connecticut, School of Mechanical, Aerospace, and Manufacturing Engineering（康涅狄格大学机械、航空航天与制造工程学院）；Naval Research Laboratory, Laboratories for Computational Physics & Fluid Dynamics（海军研究实验室计算物理与流体动力学实验室）；University of Maryland, Physical Sciences Complex, Stadium Drive（马里兰大学）；Universität Heidelberg, Zentrum für Astronomie, Institut für Theoretische Astrophysik（海德堡大学天文学中心理论天体物理学研究所）
本文通过第一性原理的三维水动力学模拟，首次提出了一种实验室验证的湍流驱动爆轰-点火转变机制，为Ia型超新星的延迟爆轰提供了物理基础，同时揭示了其在不同初始条件下趋于一致的点火结果。
2026-05-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Non-Local Thermodynamic Equilibrium Radiative Transfer Simulations of Sub-Chandrasekhar-Mass White Dwarf Detonations
本文首次对一系列亚钱德拉塞卡质量白矮星爆轰模型开展非局部热动平衡辐射转移计算，其测光与光谱可定量匹配正常Ia型超新星的完整Phillips关系。
2023-12-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
High-resolution hydrodynamic simulation of tidal detonation of a helium white dwarf by an intermediate mass black hole
利用极高分辨率的数值模拟方法，研究了中等质量黑洞（$0.45M_\odot$）对氦（He）白矮星（WD）的潮汐扰动事件（TDE）中的潮汐爆轰过程. Tanikawa等人（2017）在先前的研究中表明，潮汐爆震是由于低分辨率模拟导致的非物理加热，即使使用$10$百万SPH粒子，这种非物理加热也会发生在三维（3D）平滑粒子流体动力学（SPH）模拟中。为了避免这种非物理加热，我们进行了3D SPH模拟高达$300$百万SPH粒子，和1D网格模拟，在3D SPH模拟的流动结构的1D初始条件。1D网格模拟比3D SPH模拟具有更高的分辨率。我们发现潮汐爆轰发生，并确认这一结果是完美的收敛与不同的空间分辨率在三维SPH和一维网格模拟。我们发现爆轰波独立地出现在WD的前部，并产生大量的$^{56}$ Ni。虽然在WD的尾部不产生爆震波，但是尾部接收在前部产生的爆震波，并且留下大量的Si族元素。最后，这个He WD TDE会合成$0.30M_\odot$的$^{56}$ Ni和$0.08M_\odot$的Si族元素，并且可以被观察到与Ia型超新星相当的发光热核瞬变。
2018-03-27 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
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
Surface and core detonations in rotating white dwarfs
利用三维流体动力学模拟方法研究了旋转白矮星质量为$\simeq 1 M_{\odot}$的双爆轰机制的可行性。假设是刚性旋转，旋转速度被取得足够高，以至于白矮星的初始球形几何形状被显著扭曲。与球对称模型不同的是，我们发现当氦气点火远离旋转轴时，爆轰波阵面在点火点的对极处呈螺旋收敛。尽管如此，碳核的爆炸仍然是最有可能的结果。核心的爆炸会引起强烈的爆炸，符合Ia型超新星的许多基本观测限制。我们的结论是，双爆轰机制也工作时，白矮星是快速旋转。这证实了亚克拉塞卡质量模型，也许还有一些双简并模型（那些在合并时刻有一些氦燃料的模型），作为产生Ia型超新星事件的吸引人的渠道。
2018-01-31 astro-ph.HE
The Initiation and Propagation of Helium Detonations in White Dwarf Envelopes
围绕白矮星的富氦包层中的爆炸作为微弱的热核Ia型超新星和双爆炸Ia型超新星的触发器而引起了人们的关注。然而，最近的研究发现，可以导致氦爆炸的热点的最小尺寸与白矮星的压力标度高度相当，甚至更大，这对这些系统中氦爆炸的成功点火产生了怀疑。在本文中，我们研究了以前被忽视的C/O污染和一个完整的核反应网络的影响，我们认为热点与空间恒定的压力，除了恒定密度的热点。我们发现，列入这些影响显着降低了最小热点的富氦爆轰点火的大小，使爆炸更合理的湍流壳对流或在双白矮星合并。燃烧速率的增加也降低了氦爆轰能够成功传播的最小壳体质量，并改变了壳体燃烧产物的组成。这些低质量壳层的灰烬主要由硅、钙、未燃烧的氦和金属组成，可以解释在大多数Ia型超新星中观察到的高速光谱特征。
2014-10-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Effects of Curvature and Expansion on Helium Detonations on White Dwarf Surfaces
几十年来，白矮星上积累的氦层一直被认为是热核失控引发爆炸的可能地点。在本文中，我们发现的最小氦层厚度，将维持稳定的横向传播爆震，并表明它取决于密度和组成的氦层，特别是C12和O 16。在这些薄氦层中的爆轰速度比完全氦燃烧的Chapman-Jouget（CJ）速度慢，vcj =1.5e9 cm/s。虽然没有重力束缚，但灰烬中仍然有未燃烧的氦（在最薄的情况下约为80%），并且只有重元素，如Ca 40，Ti 44，Cr 48和Fe 52。这些薄壳很少产生大量的Ni 56。我们还发现了一组新的解决方案，可以传播在更薄的氦层时，O 16是本在最小质量分数为~0.07。在O 16和后续元素的α捕获能量释放的驱动下，这些缓慢的爆炸仅在外部爆炸的He壳中产生高达Si 28的灰烬。最后，我们讨论了未结合的氦燃烧灰烬如何可能产生微弱而快速的“.Ia”超新星以及几乎没有放射性的事件，并推测了较慢的氦爆炸速度如何影响碳爆炸的偏心点火，这可能导致Ia型超新星在双爆炸场景中。
2013-08-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Exploring the diversity of double detonation explosions for type Ia supernovae: Effects of the post-explosion helium shell composition
碳氧白矮星顶部氦壳层的爆炸被认为是Ia型超新星（SNe~Ia）的一种潜在爆炸机制。氦壳燃烧时产生的灰烬会导致光变曲线和光谱与正常的SNe~Ia不一致，但对于一些在爆炸后几天内显示光变曲线凸起的天体来说可能是可行的。我们提出了一系列的辐射转移模型，旨在模拟预测从双爆轰爆炸模型。我们考虑了一系列的核心和壳质量，并系统地探索多种爆炸后的氦壳组合物。我们发现，各种亮度和早期光变曲线凸点的时间尺度的结果，从这些模型的外壳含有$^{56}$镍，$^{52}$铁，或$^{48}$铬。将我们的模型与具有光变曲线凸起的SNe~Ia进行比较，我们发现这些模型可以再现几乎所有观测到的凸起的形状，但是只有那些在最大光附近具有红色的物体（$B-V \gtrsim 1$）在它们的演化过程中很好地匹配。与以前的工作相一致，我们还表明，这些模型中的壳不包含铁族元素提供良好的协议与正常SNe~Ia不同的光度从爆炸后不久，最大的光。虽然我们的模型并不等于积极的证据，有利于双爆轰的情况下，我们表明，提供氦壳灰不含铁族元素，它可能是可行的范围广泛的正常SNe~Ia。
2021-01-24 astro-ph.HE
Multi-Dimensional Parameter Study of Double Detonation Type Ia Supernovae Originating from Thin-Helium-Shell White Dwarfs
尽管Ia型超新星（SNe Ia）在整个天文学中的重要性，但驱动SNe Ia的精确祖先系统和爆炸机制仍然未知。最近获得关注的一个爆炸方案是双重爆炸，其中一个吸积的He壳爆炸并引发底层白矮星的二次爆炸。我们的研究提出了一个高分辨率，多维，全明星模拟薄的He壳，sub-bracrasekhar质量的白矮星的祖先，经历了双重爆炸。这套薄壳祖细胞采用了他的壳比那些在以前的多维研究薄。我们确认的可行性，在整个范围内的He壳参数空间的双爆轰，以及目前的散装产量和喷出物的配置文件为每个祖。所获得的收益率一般与以前的作品是一致的，并表明生产类似超新星Ia的观测值的可能性。我们的模拟的维度，使我们能够更密切地研究双爆震的功能，包括偏心二次点火和不对称喷出物的细节。我们发现相当大的差异，在不同的视线爆后产物的高速程度。这项工作的数据将用于生成预测的可观测量，并可能进一步支持双爆轰情景作为SNe Ia通道的可行性，以及显示祖先或视角的属性如何影响可观测特性的趋势。
2021-06-03 astro-ph.HE
Metallicity-dependent nucleosynthetic yields of Type Ia supernovae originating from double detonations of sub-M$_{\text{Ch}}$ white dwarfs
在具有氦壳层的亚克拉塞卡质量碳氧白矮星中的双爆轰是Ia型超新星（SNe Ia）的一种潜在的爆炸机制。它包括外壳爆炸和随后的核心爆炸。我们研究的重点是祖金属丰度对核合成产率的影响。为此，我们计算和分析了一组11个不同的模型，不同的核心和壳质量在四个不同的金属丰度。这导致金属丰度在0.01 $Z_\odot$和3 $Z_\odot$之间的总共44个模型。我们的模型显示了在高密度制度的金属丰度的强烈影响。$^{22}$ Ne的存在导致中子过量，其将生产从$^{56}$ Ni转移到稳定同位素，例如在富含$α$的冻结状态中的$^{54}$ Fe和$^{58}$ Ni。金属丰度实施方案的同位素进一步用作壳爆炸中的附加反应的种子核。最重要的是，$^{55}$ Mn的产量随着金属量的增加而增加，证实了先前工作的结果。相对于铁的元素比率的比较显示出一些模型与太阳值的相对较好的匹配。Mn在3 $Z_\odot$时达到超日照值，某些模型中的日照值在$Z_\odot$时达到。这表明，所需的贡献，超新星Ia起源于阿布拉塞卡质量WD可以低于估计在oreovious工作，以达到太阳值的[Mn/Fe]在[Fe/H] $=0$。我们的银河系化学演化模型表明，来自亚克拉塞卡质量白矮星的Ia超新星，以及核心坍缩超新星，可以占太阳锰丰度的80%以上。使用金属丰度相关的超新星Ia产量有助于再现[Mn/Fe]作为太阳附近金属…
2021-09-01 astro-ph.HE
The Impact of Resolution on Double-Detonation Models for Type Ia Supernovae
热核超新星是一颗白矮星剧烈分解的结果，但爆炸机制的确切性质是一个活跃的争论问题。为此，已经提出了几个具体的方案来解释超新星Ia的可观察到的特征。一个有希望的途径是双爆炸方案，其中一个白矮星从伴星吸积一个富氦物质的壳层，由此产生的氦壳层中的爆炸是爆炸的主要原因。通过一组二维网格模拟这种情况下，我们清楚地区分三个阶段的演变：外部富氦爆炸，核心压缩加热，最后核心碳燃烧。虽然在所有分辨率下都能实现整个系统的最终破裂，但只有最小分辨率为4~km或更好的模型才能显示所有三个阶段。特别是，核心压缩加热只观察到更高的分辨率，产生质的不同的核合成结果。我们确定的效果，更精细的空间分辨率的混合热硅之间的界面处的引爆氦层和底层的C/O WD作为这些动态差异的主要驱动程序。
2022-08-18 astro-ph.HE
Confronting double-detonation sub-Chandrasekhar models with the low-luminosity suppression of Type Ia supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）可能是碳氧（CO）白矮星（WD）的热核爆炸，但它们的祖先系统仍然难以捉摸。最近，Sharon和Kushnir（2022）使用Zwicky瞬态设施明亮瞬态调查构建了合成的$^{56}$ Ni质量，$M_\text{Ni56}$，SNe Ia的分布。他们发现低光度（$M_\text{Ni56}\approx0.15\,M_{\odot}$）SNe Ia的比率比更常见的$M_\text{Ni56}\approx0.7\,M_{\odot}$事件低$\sim10$的一个因子。我们在这里表明，为了双爆轰模型（DDM，其中一个传播热核爆轰波，TNDW，在一个薄的氦壳周围的一个sub-masekhar质量CO核心触发TNDW的核心）来解释这种低光度抑制，低质量（$\approx0.85\,M_{\odot}$）WD爆炸的概率应该是$\sim100$ -倍低于高质量（$\approx1.05\,M_{\odot}$）WD。一个可能的解释是，低质量的CO核心的点火以某种方式被抑制。我们使用精确的一维数值模拟表明，如果TNDW能够在氦壳层内传播，那么CO核心内的点火是有保证的（这里首次在全星模拟中解决），即使是$0.7\,M_{\odot}$ WD，也不能为低光度抑制提供自然的解释。DDM可以解释低光度抑制，如果在密近双星的主要WD的质量分布是显着不同的字段分布;如果氦壳点…
2023-02-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type Ia Supernovae in the First Few Days: Signatures of Helium Detonation versus Interaction
早期阶段的蓝色和过量的发射在最初的几天内，到目前为止，报告了一些Ia型超新星（SNe Ia）的机制，已被认为是SN喷出物与非简并伴星或星周介质（CSM）的相互作用。最近，在He爆炸触发SN情景的背景下提出了另一种机制（即，双爆轰情景或He点燃的剧烈合并），其中SN喷出物最外层的放射性同位素产生早期发射。在本文中，我们调查这些不同的情况下预测的早期阶段过量排放的属性。He爆轰情景在早期闪光中表现出与同伴/CSM相互作用情景不同的行为。一旦将UV和光学中的行为结合起来，就可以提供特别清晰的诊断。合成的光谱为他爆炸的情况下，其特征在于由于他爆炸的产物，特别是在衰变阶段发展的反射。我们进一步预期早期闪光的性质与最大SN发射的性质之间的关系，在某种程度上，更亮和更慢的初始闪光伴随着更实质性的额外反射（和变红）效应。然而，这种关系应该与SN的最大光度一起考虑，因为较大的光度抑制了额外吸收的影响。有了这些预期的功能，我们解决了可能的起源观察到的过度早期阶段发射的几个SNE。
2018-05-31 astro-ph.HE
The detonation of a sub-Chandrasekhar-mass white dwarf at the origin of the low-luminosity Type Ia supernova 1999by
虽然具有低$^{56}\rm{Ni}$产额的$M_{\rm Ch}$模型可以匹配快速下降的91 bg类Ia型超新星（SNe Ia）的峰值亮度，但它们系统地无法再现其更快的光变曲线演化。在这里，我们说明了一个低的喷出物质量对低光度的超新星Ia的辐射显示的影响，通过比较一个子$M_{\rm Ch}$模型产生的纯中心爆炸的C-O白矮星（WD）的$M_{\rm Ch}$延迟爆炸模型与相同的$^{56}\rm{Ni}$产量为0.12 M $_{\odot}$。我们从0.90 M $_{\odot}$ WD祖细胞中获得的子$M_{\rm Ch}$模型在紫外-光学-红外（UV-IR）积分光度以及$B$ -波段中的上升时间缩短了$\sim$ 5天，峰值UV-IR光度提高了$\sim$ 20%（$\sim$ 1 mag更亮的峰值$M_B$）。由于较大的比加热速率，以及较大的最大后紫外线和$B$带下降速率，该子$M_{\rm Ch}$模型还显示更蓝的最大光颜色。在星云时期光度的下降也更加明显，反映了由于原始WD密度较低而导致的伽马射线逃逸增强。在最里面的喷出物中的稳定镍的赤字导致一个显着的情况下，禁止线[Ni II]在星云光谱。相比之下，$M_{\rm Ch}$模型由于[Ni II] 1.939 $μ\rm{m}$而显示强线，其原则上可用于区分不同的祖细胞情况。我们的子$M_{\rm Ch}$模型提供…
2017-11-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
It's always the quiet ones: Single Degenerate Double Detonation Type Ia Supernova from Quiescent Helium Accretion
Technion — Israel Institute of Technology（以色列理工学院）；Azrieli College of Engineering（阿茨里工程学院）；The Open University of Israel（以色列开放大学）
研究单退化氦吸积碳氧白矮星通过亚 Chandrasekhar 质量双点火路径形成Ia型超新星，通过多维水动力模拟验证了静默条件下的双点火机制。
2026-03-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Helium star evolutionary channel to super-Chandrasekhar mass type Ia supernovae
最近发现的几颗超亮Ia型超新星（SNe Ia）表明，白矮星的爆炸质量可能大大超过了经典的克拉塞卡质量极限。快速的差速旋转可能支持这些大质量的白矮星。基于单简并假设，当吸积率为$\dot{M}>3\times 10^{-7}M_{\odot}\rm yr^{-1}$时，白矮星将发生差动自转，采用Eggleton的恒星演化程序，对由He星和CO白矮星（WD）组成的$\sim$ 1000双星系统进行了数值计算.我们提出的初始参数在轨道周期氦星质量平面（WD质量的$1.0 M_{\odot}$和$1.2 M_{\odot}$，分别），这导致了超rasekhar质量SNe Ia。结果表明，对于$1.2 M_{\odot}$的初始大质量WD，大量的超新星Ia可能是由超亚克拉塞卡质量WD形成的，超新星Ia爆炸时WD的最高质量为1.81 $M_\odot$，但不能形成超大质量（$>1.85M_{\odot}$）WD.然而，当WDs的初始质量为$1.0 M_{\odot}$时，超新星Ia的爆炸质量几乎是均匀的，这与观测中超亚克拉塞卡质量超新星Ia的稀少性相一致。
2011-01-21 astro-ph.HE
3D Hydrodynamical Simulations of Helium-Ignited Double-degenerate White Dwarf Mergers
Ia型超新星（SNe Ia）的起源仍然存在争议。一些主要的方案涉及双白矮星（WD）系统中的双爆炸。在这些情况下，氦壳爆炸发生在碳氧（CO）WD的顶部，然后驱动CO核心爆炸，产生SN Ia。大量的研究已经完成了双氦爆轰的可能性，以下的动态氦传质阶段到CO-WD。然而，三维自洽模型的双WD系统，质量传递，氦壳爆轰的研究很少。在这里，我们使用3D流体动力学模拟来探索这种情况下，氦爆轰发生在附近的罗氏瓣溢出的施主WD的点，并可能导致通过动态驱动的双简并双爆轰（D 6）机制的SN Ia。我们发现，氦层的吸积主WD没有经历爆炸，而底层的碳氧核心没有，导致一个非常迅速和微弱的新星般的瞬态，而不是一个发光的超新星Ia事件。这种失败的核心爆炸表明，D 6超新星Ia可能仅限于最大质量的碳氧主WD。我们强调的核合成的长寿命的放射性同位素$^{44}$钛爆炸氦燃烧过程中，这可能是一个标志，无论是成功的，以及失败的D 6事件，随后引爆经典的双简并合并。
2022-07-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Surface Detonations in Double Degenerate Binary Systems Triggered by Accretion Stream Instabilities
我们提出了一个新的机制的三维模拟的一个sub-Bracrasekhar CO白矮星在一个动态不稳定的系统，其中二次是一个纯He白矮星或He/CO的混合爆炸。对于动态不稳定的系统，其中吸积流直接影响的表面的主要，最后几十个轨道可以有质量吸积率的范围从$10^{-5}$到$10^{-3} M_{\odot}$ s $^{-1}$，导致氦的表面上的快速积累。在氦的$\sim 10^{-2}$ $M_{\odot}$已经被吸积之后，热氦环的冲压压力可以使吸积流偏转，使得该流不再直接撞击表面。流和环面之间的速度差产生剪切种子大规模的开尔文-亥姆霍兹不稳定性沿两个区域之间的界面。这些不稳定性最终会发展成密集的物质结，周期性地撞击主星的表面，并对下面的氦环进行螺旋压缩。如果压缩材料的温度升高到临界温度以上，则三重$α$反应的时间尺度变得与动力学时间尺度相当，从而导致初级氦包层的爆炸。这种爆炸驱动冲击波进入初级线圈，冲击波往往集中在初级线圈CO核心内的一个或多个焦点。如果相对少量的质量在这些焦点处升高到临界温度和密度以上，则CO核心本身可能被引爆。
2009-11-03 astro-ph.HE
Strong Calcium Emission Indicates that the Ultraviolet-Flashing Type Ia SN 2019yvq was the Result of a Sub-Chandrasekhar Mass Double-Detonation Explosion
我们呈现了Ia型超新星（SN Ia）SN 2019 yvq的星云光谱，它在爆炸后有一个明亮的蓝色和紫外光的闪光，然后是类似于其他Ia型超新星的上升。虽然SN 2019 yvq显示出其他几个罕见的特征，例如在峰值亮度附近持续的高喷出物速度，但它并不特别特别，如果没有观察到早期的“过量”发射，它可能会被包含在宇宙学样本中。过剩通量可以用几种不同的物理模型来解释，这些模型与原始系统和爆炸机制的细节有关。每个人都有独特的预测光学薄发射在晚些时候。在我们的星云光谱中，我们检测到强烈的[Ca II] $λλ$ 7291，7324和Ca NIR三重态发射，与双爆轰爆炸一致。我们没有检测到H，He或[O I]的排放，预测一些单简并的祖系统和暴力的白矮星合并。上扫的H或He的量分别小于2.8 x 10^-4和2.4 x 10^-4 Msun。除了强烈的Ca辐射外，SN 2019 yvq星云光谱与典型的Ia型超新星相似，光变曲线形状相同。比较双爆轰模型，我们发现，钙排放是一致的模型与总祖质量为1.15 Msun。然而，我们注意到，较低的祖先质量更好地解释了早期的光变曲线和峰值亮度。SN 2019 yvq的独特性质表明，厚He壳层双爆轰仅占SN Ia总“正常”速率的$1.1^{+2.1}_{-1.1}\%$。SN 2019 yvq是迄今为止最好的例子之一，多个祖细胞通道似乎是复制“正常”SNe Ia的全…
2021-03-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Helium in Double-Detonation Models of Type Ia Supernovae
双爆轰爆炸模型一直被认为是解释天体物理瞬变与广泛的光度范围的候选人。在这个模型中，一颗碳氧白矮星在表面氦层爆炸后爆炸。这种爆炸机制的一个潜在特征是在外部喷出物中存在未燃烧的氦，这些氦是从表面氦层遗留下来的。在本文中，我们提出了简单的近似估计的光学深度的重要的He I线在喷出物的双爆轰模型。我们使用这些近似计算合成光谱，包括他我线，从流体动力学爆炸模拟获得的双爆轰模型。具体来说，我们专注于光球相位预测的近红外10830 ~和2 $μ$ m线的He I。我们首先考虑一个光度大致对应于正常超新星Ia的双爆轰模型。这个模型有一个爆炸后未燃烧的He质量为0.03 $M_{\odot}$，我们的计算表明，2 $μ$ m的功能预计将非常弱，但10830 ~功能可能有适度的不透明度在外部喷出物。因此，我们认为，一个中等到弱的He I 10830 π ~功能可能会形成在双爆轰爆炸时代周围的最大光。然而，模型预测的未燃氦的高速（$\sim 19,000$ ~km~s $^{-1}$）意味着He I 10830 Å~特征可能与以较低速度形成的C I 10690 Å~线混淆或混合。我们还提出了一个较低质量（低光度）的双爆轰模型，它有一个爆炸后的He质量为0.077 $M_{\odot}$的He I 10830 ~和2 $μ$ m线的计算。在这种情况下，我们考虑的He I特征都很强，可以提供双爆轰机制的明确…
2016-11-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Local two-dimensional simulations of the ignition of a helium shell detonation on a white dwarf by an impacting stream
本研究通过二维局部模拟探究双白矮星系统中物质流撞击白矮星引发氦壳爆轰的过程，验证了D6双爆轰模型作为Ia型超新星爆发机制的可行性，明确了壳密度、流速度的点火下限等关键规律。
2024-12-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Sub-Chandrasekhar Mass Models For Type Ia Supernovae
对于碳氧白矮星来说，吸积氢或氦的速率在1-10 x 10^（-8）Msun/y之间，在恒星达到克拉塞卡质量之前，各种爆炸性的结果是可能的。这些结果是针对一系列白矮星质量（0.7 - 1.1 Msun）、吸积速率（1 - 7 x 10^（-8）Msun/y）和初始白矮星温度（0.01和1 Lsun）进行调查的。结果对爆炸前最后几分钟的对流特别敏感。除非这种对流维持一个浅的温度梯度，除非密度足够高，否则吸积的氦不会爆炸。如果低于氦的临界点火密度（我们估计为5 ~ 10 × 10^5 g cm^（-3）），就会产生氦新星或氦爆燃。流体动力学，核合成，光变曲线，和光谱的一个有代表性的样品引爆和爆燃模型进行了探讨。有些可能是相当微弱的，由48 Cr和48 V的衰变在峰值供电几天。只有最热、质量最大、氦层最小的白矮星，其光变曲线和光谱才与常见的Ia型超新星相当吻合。对于其他模型，特别是那些涉及较轻的白矮星，氦壳质量超过0.05 Msun，合成的56 Ni质量超过0.01 Msun。这些爆炸看起来不像普通的Ia型超新星，或任何其他经常观察到的瞬变。
2011-03-29 astro-ph.HE
The effect of helium accretion efficiency on rates of Type Ia supernovae: double-detonations in accreting binaries
Ia型超新星的双爆炸场景作为可行的祖星模型得到了超新星界越来越多的支持，使其与众所周知的单简并和双简并场景一起成为有希望的候选模型。我们提出了双爆轰SNe的延迟时间，其中一个sub-brasekhar质量的碳-氧白矮星从富氦伴星非动态吸积。在定量SN率从双爆的主要不确定性之一是（假设）的富氦物质的保留效率。因此，我们实施了一个新的处方治疗吸积/积累的富氦物质的白矮星。此外，我们测试的结果如何变化取决于哪些标准被假定为导致在氦壳爆轰。在将结果与我们的标准情况（Ruiter等人，2011年）进行比较时，我们发现，无论采用何种He吸积处方，如果低质量He壳（< 0.05 Msun）足以触发爆炸，SN率仅降低25%。如果需要更多质量（0.1 Msun）的壳层，则速率降低85%，并且在新的吸积模型中延迟时间分布发生了显着变化-仅产生具有即时（< 500 Myr）延迟时间的SNe。由于理论上的论点有利于低质量的他壳正常的双爆轰SNE，我们的结论是，从双爆轰率很可能是高的，不应该严格依赖于所采用的处方吸积的他。
2014-03-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
One-Dimensional Numerical Study on Ignition of the Helium Envelope in Dynamical Accretion during the Double-Degenerate Merger
为了使双爆轰模型适用于正常的Ia型超新星，必须避免氦燃烧的灰烬对早期观测的不利影响，这要求氦包层质量最多为0.02太阳质量。以往的研究大多是通过人工热点引入爆轰，因此氦的自发爆轰的鲁棒性仍然不确定。在本工作中，我们应用理想化的一维模型和简化的7同位素反应网络，对双简并通道背景下氦包层的自发点火进行了自洽流体动力学研究。我们探索了广泛的祖条件，并证明直接引发爆炸的机会是有限的。特别是，自发爆轰需要大于0.03太阳质量的主包层质量.作为爆燃的点火反而更有可能，这对于低至~ 0.01太阳质量的较低包层质量是可行的，这可能导致一旦爆燃到爆震转变（DDT）实现后的后续爆震。高分辨率的多维模拟需要进一步研究DDT的可能性，以及准确地推导出之间的阈值的自发爆震和爆燃点火制度。另一个有趣的发现是组合物的影响;虽然与核心材料混合增强了爆炸，但由于12 C（α，γ）16 O在较低温度~ 108 K下反应速率较慢，因此它缩小了爆燃的机会，需要注意的是，我们目前忽略了12 C（p，γ）13 O（α，p）16 O的质子催化反应序列。
2022-11-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Double Detonations with Thin, Modestly Enriched Helium Layers Can Make Normal Type Ia Supernovae
有人提出，光谱和亮度正常的Ia型超新星（SNe Ia）可以用双爆轰来解释，双爆轰首先在白矮星（WD）表面的氦壳中点燃。这一命题是支持的满意的模拟爆炸之间的匹配sub-masekhar质量WD没有表面的He层和观测正常超新星Ia。然而，以前的计算，他点燃双爆要么需要人工去除的He壳灰或极端富集的表面He层，以获得正常的超新星Ia。在这里，我们证明，第一次在多维全明星模拟，薄，适度富集的He层将导致一个超新星Ia是正常的亮度和光谱。这加强了双爆作为一个主要的贡献渠道的人口正常超新星Ia的情况。
2019-07-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Low Mach Number Modeling of Convection in Helium Shells on Sub-Chandrasekhar White Dwarfs II: Bulk Properties of Simple Models
由核燃烧驱动的氦壳对流动力学建立了亚克拉塞卡质量逃逸的条件，Ia型超新星的双爆轰模型，以及各种其他爆炸现象。我们探索这些对流动力学的范围内的白矮星核心和氦壳质量在三维低马赫数流体动力学代码大师。我们提出了这种演变的批量性能的计算，包括全球诊断的时间序列演变，横向平均的3D状态，和全球3D状态。我们发现了各种各样的结果，包括准平衡，本地化的失控，和新星般的失控。我们的研究结果表明，双爆轰祖模型是有前途的，三维，动态对流起着关键作用，这些系统值得进一步研究。
2016-06-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the resonant detonation of sub-Chandrasekhar mass white dwarfs during binary inspiral
白矮星（WD）被认为是通过Ia型超新星中的爆炸性碳聚变而爆炸的，当它们的温度和/或密度达到碳在失控反应中被点燃的点时。对Ia型超新星（SN）速率的观测意味着所有在哈勃时间内通过引力辐射合并的WD双星都应该产生SNe，而不管总质量如何。在这里，我们调查的条件下，一个单一的WD在一个二进制系统可能会提取能量从其轨道，存款足够的能量到一个共振模式，使它引爆合并前。我们发现，忽略非线性效应，在潮汐锁在小的二进制分离的WD二进制，持续的潮汐强迫的低阶四极g-模式或谐波的低阶四极p-模式原则上可以驱动的平均温度的碳核在失控的融合阈值的模式。如果增长模式能量在核心/大气边界处热化，则快速的氦燃烧和向内行进的p波可能导致核心爆炸。在堆芯边界处的热化也可导致爆炸。如果能量可以有效地从轨道转移到模式的WD二进制通过共振，WD合并的时间尺度将缩短Myr-Gyr相比，预期的时间尺度从GW发射单独和GW探测器将观察到偏离预测的啁啾配置文件解决WD二进制。在这方面的未来工作应集中在潮汐锁定WD双星是否自然驱动低阶模式的频率。
2016-08-22 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Helium as a signature of the double detonation in Type Ia supernovae
本研究针对Ia型超新星双爆轰机制的氦谱线探测难题，通过纳入非热电子过程的non-LTE辐射转移模拟，发现He I λ 10830可作为双爆轰的观测特征，并匹配了iPTF13ebh的对应观测信号。
2023-07-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Peculiar Spectral Evolution of the Type I Supernova 2019eix: A Possible Double Detonation from a Helium Shell on a Sub-Chandrasekhar-mass White Dwarf
本文通过测光与光谱观测及 TARDIS 辐射转移建模，发现 SN 2019eix 在峰值后呈现与亚钱德拉塞卡质量白矮星氦壳双爆轰模型一致的特殊光谱特征，为 Ia 型超新星双爆轰起源提供了新证据。
2023-05-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
A hybrid type Ia supernova with an early flash triggered by helium-shell detonation
Ia型超新星（SNe Ia）是由碳氧白矮星的热核爆炸产生的。虽然它们光变曲线的均匀性使它们成为强大的宇宙学距离指标，但关于它们的祖先和爆炸机制的长期问题仍然存在。最近探测到的一个特殊的亚发光Ia超新星的早期紫外脉冲已被声称是通过单简并通道的同伴-喷出物相互作用的新证据。在这里，我们报告了一个Ia型超新星爆炸后0.5天在$\sim$发现了一个显著的红色闪光，它显示了不同Ia型超新星子类的混合特征：一个典型的正常亮度Ia型超新星的光变曲线，但具有强烈的钛反射，通常在亚发光的光谱中看到。我们认为，这种混合型超新星Ia的早期闪光与先前提出的同伴-喷出物相互作用等情景的预测不同。相反，它可以自然地解释为SN爆炸，由一个薄氦壳爆炸引发，该薄氦壳发生在一颗近千倍塞卡质量的白矮星（$\gtrsim$ 1.3 M $_{\odot}$）和一颗低当量的$^{56}$ Ni上，或者发生在一颗亚千倍塞卡质量的白矮星（$\sim$ 1.0 M $_{\odot}$）和一颗质量较小的白矮星合并上。这一发现提供了令人信服的证据，证明以前提出的爆炸模型的一个分支，氦点火情景，在自然界中确实存在，这样的情景可能解释白矮星在更大质量范围内的爆炸，而不是以前的假设。
2017-10-04 astro-ph.HE
Conditions For Successful Helium Detonations In Astrophysical Environments
有几个Ia型超新星事件的模型依赖于由核反应提供动力的自持爆炸的产生。在没有氢的情况下，为这些爆炸提供动力的燃料通常由纯氦（He）或碳氧混合物（C/O）组成。系统地确定引发C/O材料爆炸所需条件的研究已经存在，但到目前为止，还没有对He物质进行类似的研究。我们进行一维反应流体动力学模拟在各种初始密度和温度的组合，并找到临界长度尺度为1 - $10^{10}$厘米之间的范围内的启动他的爆炸。Chapman-Jouguet（CJ）形式主义提供了一个对稳态爆轰的总燃料消耗的长度尺度的简单估计。我们的初始长度始终小于相应的CJ长度尺度的一个因素的$\Sim 100$，提供了机会，热核爆炸在更广泛的低质量白矮星（WD）比以前认为可能的。我们发现，维里化的WD与小的质量为0.24 $M_\odot$可以被引爆，甚至更少的质量WD可以引爆，如果他们的质量的相当大的一部分被提高到一个更高的能量。CJ长度超过起爆长度意味着某些系统在爆炸穿过物体所需的时间内可能无法达到核统计平衡。为了支持这一假设，我们证明，不完全燃烧将发生在大多数的He WD爆炸和$^{40}$钙，$^{44}$钛，或$^{48}$铬，而不是$^{56}$镍，是主要的燃烧产物为许多这些事件。我们预计...
2013-05-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Predicting polarization signatures for double-detonation and delayed-detonation models of Type Ia supernovae
合成光谱偏振测量的计算是检验Ia型超新星多维爆炸模型的一种手段。在最近的一篇论文中，我们证明了1.1和0.9 M $_{\odot}$白矮星双星系统的剧烈合并太不对称，无法解释正常Ia型超新星中通常观察到的低偏振水平。在这里，我们提出了两种替代方案的极化模拟：亚亚-拉塞卡质量双爆轰和拉塞卡质量延迟爆轰模型。具体来说，我们研究了一个二维双爆轰模型和一个三维延迟爆轰模型，并计算了在这两种情况下的多个观测方向的偏振光谱。我们发现适度的极化水平（$<$ 1%）的两个爆炸模型。连续谱中的偏振在$\sim$ 0.1 $-$ 0.3%处达到峰值，并在最大光之后下降，与正常Ia型超新星的光谱偏振数据非常一致。在各个谱线上发现更高的偏振度。特别是，合成的Si ii λ6355剖面的偏振水平与在正常Ia型超新星中观察到的值非常匹配，而O i λ7774区域预测的低偏振度与当前数据中未检测到这一特征一致。我们的结论是，我们的模型可以重现许多的特点，通量和偏振光谱的研究Ia型超新星，如SN 2001 el和SN 2012 fr。然而，这里考虑的两个模型不能解释在SN 2004 dt等极端情况下观察到的异常高的极化水平。
2016-07-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Growing White Dwarfs to the Chandrasekhar Limit: The Parameter Space of the Single Degenerate SNIa Channel
一颗白矮星，从一颗非简并的伴星吸积了富含氢的物质，它能超过克拉塞卡质量并爆炸成Ia型超新星吗？我们探讨的范围内的吸积率，使白矮星（WD）的世俗增长的质量，并得出限制的吸积率和初始质量，将使它达到$1.4M_\odot$ -的Eschrasekhar质量。我们通过一长串的氢闪光来跟踪演化，在此期间，厚的氦壳积累起来。这就决定了氦闪长期自洽演化运行的有效氦质量吸积率。我们发现，净质量积累总是发生，尽管氦闪光。虽然在最初几次氦壳层闪光中损失的质量是闪光前积累的质量的一个重要部分，但这一部分随着氦壳层闪光的重复而减少。最后，在随后的闪光中，根本没有物质被喷射出来。这个意外的结果是由于WD内部被其表面附近的氦壳闪光持续加热而发生的。加热的效果是降低整个WD的电子简并度，特别是在外层。这一关键结果产生了氦燃烧，这是准稳态，而不是爆炸。因此，我们发现一个非常大的参数空间内，长期的，自洽的模拟表明，WD可以增长的质量，并达到Ehrasekhar极限，尽管它的氦闪光。
2015-08-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type Ia supernovae have two physical width-luminosity relations and they favor sub-Chandrasekhar and direct collision models - II. Color evolution
虽然Ia型超新星之间的宽度-光度关系（WLR）（越慢越亮）是这类事件的最佳研究性质之一，但其物理基础尚未令人信服地确定。已知“光度”与一个明确的物理量有关--合成的$^{56}$ Ni的量，但"宽度“尚未与物理时间尺度定量联系起来。我们发现，复合时间的$^{56}$ Fe和$^{56}$ Co从双单电离状态导致典型的观察到的中断的颜色曲线B-V由于悬崖的平均不透明度，是一个强大的宽度测量的光变曲线，这是不敏感的辐射传输的不确定性。一个简单的光球模型预测的重组时间的精确度为$\sim5$天，允许定量的颜色WLR的理解。宽度光度关系的两个物理时标由两个柱密度确定--总柱密度确定γ射线逃逸时间$t_0$（以前的论文I）和$^{56}$ Ni柱密度确定复合时间（本文II）。中心爆炸的子$\rm M_{ch}$ WD和直接WD碰撞模型的伽马射线逃逸时间和重组时间是一致的，在整个Ia型的光度范围内的观察。延迟爆轰的Krasekhar质量模型的复合时间与观测结果大致一致，在光度范围的亮端有张力，而在暗端有不一致的伽马射线逃逸时间。
2019-01-29 astro-ph.HE
Type Ia supernovae have two physical width-luminosity relations and they favor sub-Chandrasekhar and direct collision models. I. Bolometric
虽然Ia型超新星（越慢越亮）的宽度光度关系（WLR）已被广泛研究，但其物理基础尚未令人信服地确定。特别是，“宽度”尚未与物理时间尺度定量联系起来。我们证明，有两个强大的基本时间尺度，1。可以计算出的喷出物的积分量的基础上，几乎没有依赖于辐射传输建模和2。可以从观察中推断出来。第一个是γ射线逃逸时间$t_0$，它决定了测辐射热光变曲线的长期演化，本文对此进行了研究。第二个是$^{56}$ Fe和$^{56}$ Co的复合时间，其设定了发射光的长期颜色演变，并在论文II中进行了研究。在这里，我们表明，伽马射线逃逸时间$t_0$可以推导出$\sim 15\%$精度从测辐射热观测的基础上的第一原理。当应用于超新星样本时，$t_0$的观测值跨越$30-45$天的窄范围，而观测到的$^{56}\rm Ni$质量$0.1M_{\odot}\lesssim M_{^{56}\rm Ni}\lesssim 1 M_{\odot}$的范围很宽。%这个（平凡的）辐射热WLR在整个光度范围内的伽马射线逃逸时间的这个狭窄范围（平凡的WLR）与中心爆炸和亚克拉塞卡质量的白矮星（WD）的直接碰撞是一致的，但与克拉塞卡质量的WD爆炸的延迟爆炸模型不一致，因此不赞成作为Ia型超新星的主要通道。提供了从观测和模型中提取$t_0$和计算1D-3D伽马射线传输的计算机代码。
2019-01-29 astro-ph.HE
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
Non-LTE radiative transfer simulations: Improved agreement of the double detonation with normal Type Ia supernovae
针对双爆轰Ia型超新星模型与观测不符的问题，研究通过完整的非LTE辐射转移模拟，显著改善了光变曲线过红和视角依赖性过大等差异。
2024-11-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernovae from direct collisions of white dwarfs and the role of helium shell ignition
在过去的几十年里，白矮星（WD）热核爆炸产生的超新星（SNe）模型得到了广泛的研究，主要集中在单简并（WD的物质吸积）和双简并（WD-WD合并）方案。近年来，有人提出WD-WD直接碰撞为这种爆炸提供了另一个通道。在这里，我们扩展了这种爆炸的研究，并探讨氦壳层在影响热核爆炸中的作用。我们研究了低质量氦（$\sim0.01$ M $_{\odot})$壳）和高质量壳（$\ge0.1$ M $_{\odot}$）的影响。我们发现，爆炸的大量氦层之前爆炸的WD碳氧（CO）散装在碰撞过程中，可以改变爆炸的演变和结果的情况下，高质量的氦壳。特别是，氦壳爆炸传播的WD表面和低效燃烧材料之前，CO爆炸，后来遵循的WD的中心部分。这种演变导致中间元素的更大产量，相对于纯CO-CO WD碰撞，产生大产量的$^{44}{\rm Ti}$和$^{48}{\rm Cr}$。WD与低质量He壳层的碰撞不会引起He爆轰，但He燃烧会先于CO爆轰。这种碰撞产生高速、低质量的喷射燃烧材料，富含中间元素，对总体爆炸结果的变化较小。低/高质量He层的贡献所产生的各种影响改变了碰撞诱导SNe的运动学和形态结构，从而可能为这种SNe提供独特的观测特征，并在星系的化学富集和从其长期衰变产生中间元素和正电子中发挥作用。
2016-02-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Exploring the range of impacts of helium in the spectra of double detonation models for Type Ia supernovae
本文通过对比不同氦质量和速度分布的双爆轰模型辐射转移模拟，揭示He I 10830 Å光谱特征在Ia型超新星中的显著多样性，为利用氦信号检验双爆轰参数空间提供依据。
2025-05-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2019ein: A Type Ia Supernova Likely Originated from a Sub-Chandrasekhar-Mass Explosion
我们提出了广泛的光学光度和光谱观测附近的Ia型超新星（SN Ia）2019 ein，跨越阶段从$\sim 3$天到$\sim 330$天后爆炸。这个Ia超新星的特征是在早期膨胀非常快，Si II和Ca II的初始速度在~ 25，000 - 30，000 km/s以上。在经历了异常快速的速度衰减后，喷出物的速度在最大光照下下降到约13，000 km/s。在光度测定上，SN 2019 ein具有中度峰后下降率（$Δm_{15}(B) = 1.35 \pm 0.01$ mag），同时比正常SN Ia暗约40%（具有$M^{\rm max}_{B} \approx -18.71 \pm 0.15$ mag）。由热释光曲线估算爆炸合成的镍质量为0.27- 0.31 $M_{\odot}$。鉴于如此低的镍质量和相对较高的光球速度，我们认为SN 2019 ein可能有一个亚克拉塞卡质量的白矮星（WD）祖先，$M_{\rm WD} \lesssim 1.22 M_{\odot}$。在这种情况下，爆炸可能是由双爆轰机制触发的，对于这种机制，具有WD质量$M_{\rm WD} \approx 1 M_\odot$和0.01 $M_{\odot}$的氦壳层的一维和二维模型可以合理地产生所观察到的测辐射热光变曲线和光谱。预测的不对称性作为双爆轰的结果也有利于红移的Fe II和Ni II线中观察到的星云相谱…
2022-09-29 astro-ph.HE
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
Bondi-Hoyle-Lyttleton Accretion in a Reactive Medium: Detonation Ignition and a Mechanism for Type Ia Supernovae
反应介质中的爆轰起爆可以通过外部产生的冲击波来实现。进入引力中心的超音速流动，称为邦迪-霍伊尔-利特尔顿（BHL）吸积，是一种自然的冲击波产生过程，但据我们所知，文献中从未考虑过反应介质。在这里，我们进行了一个数量级的分析，以调查在何种条件下，冲击诱导的反应区重新耦合到冲击波阵面。我们推导了自持爆轰点火的三个半解析判据。我们应用这些标准的特殊情况下，一个原始黑洞（PBH）的小行星质量穿越碳氧白矮星（WD）。由于碳氧WD中的爆炸被认为会产生正常的热核超新星（SNe Ia），因此从保守（乐观）分析来看，观测到的SNe Ia速率将暗物质（DM）以PBH形式存在的部分限制为$\log_{10}(f_{\rm PBH})< 0.8 \log_{10}(M_{\rm BH}/3\times 10^{22}{\rm g})$在$10^{21}\!-\!10^{22}$ g（$10^{20}\!-\!10^{22}$ g）范围内。最重要的是，如果DM的一个重要部分是质量为$10^{23}$ g的PBH形式，这些遭遇可以解释正常的亚克拉塞卡超新星Ia的速率和中值爆炸质量。
2021-06-30 astro-ph.HE
Synthetic light curves and spectra for three-dimensional delayed-detonation models of Type Ia supernovae
在一篇配套论文中，Seitenzahl等人（2013年）提出了一组用于近钱德拉塞卡质量白矮星（WD）热核爆炸的三维延迟爆轰模型。在这里，我们提出了多维辐射转移模拟，提供合成的光变曲线和光谱的这些模型。该模型序列探讨了爆燃阶段的强度（由点火配置控制）和WD中心密度的变化。与以前的研究一致，我们发现，爆燃的强度显着影响爆炸和可观的。中心密度的变化也会对亮度和颜色产生影响，但总的来说，它是我们模型中的次要参数。在许多方面，这些模型与正常的Ia型超新星（SNe Ia）有很好的匹配：峰值亮度，上升/下降时间尺度和合成光谱都相当一致。然而，有几个不同之处。特别是，模型在最大光附近太红，表现出谱线速度有点太高，产生的I波段光变曲线与观测结果不匹配。虽然其中一些差异可能只是与建模中的近似值有关，但有些差异对模型构成了真正的挑战。如果作为一个完整的序列来看，我们的模型不再现观测到的光变曲线宽度-光度关系（WLR）的超新星Ia：我们所有的模型都显示出类似的B波段下降率，无论峰值亮度。这表明，简单的变化，在爆燃阶段的强度在卡拉什卡质量爆燃到爆轰模型不容易解释所观察到的正常超新星Ia的多样性。这可能意味着在克拉塞卡-质量范式中的某些其他参数是WLR的关键，或者正常超新星Ia的相当一部分来自另一种爆炸情景。
2013-08-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type Ia supernova explosion models are inherently multidimensional
该研究通过多维爆炸模拟比较多种Ia型超新星模型，证明其抛射物本质上具有多维结构，镍分布可由JWST星云光谱区分，并指出球对称模拟与一维后处理的不足。
2024-04-26 astro-ph.HE
Double Detonations on a Moving Mesh with $\texttt{Cattails}$: Characterizing Early Reddening in SNe Ia
Purdue University（普渡大学）
本研究基于Cattails移动网格代码构建亚钱德拉塞卡质量白矮星双爆震模型，明确Ia型超新星早期红化与初始氦壳层质量的关联，提供可估算壳层质量的拟合函数。
2026-10-14 astro-ph.HE
Nebular Models of Sub-Chandrasekhar Mass Type Ia Supernovae: Clues to the Origin of Ca-rich Transients
我们使用非本地的热平衡辐射传输模型来研究观测到的签名sub-Bracrasekhar质量双爆轰在星云阶段。结果范围从光谱看起来像典型的和亚发光的Ia型超新星（SNe）的高质量的祖先的光谱看起来像钙丰富的瞬变较低的质量的祖先。这种点火机制产生了固有的关系之间的发射功能和祖质量的比率的星云[Ca II]/[Fe III]发射线的增加与减少白矮星质量。通过检查观测到的超新星样本中的[Ca II]/[Fe III]星云谱线比率，我们发现了进一步的证据，证明Polin等人通过Si II速度和B带星等之间的关系（都是在峰值亮度时）确定了两种不同的Ia超新星。这表明Ia型超新星起源于一个以上的祖先通道，并提供了一种基于物理起源对事件进行分类的经验方法。此外，我们提供洞察力的神秘起源的富钙瞬变。低质量的双爆轰模型，只有一个小的质量分数的钙（1%）产生星云光谱，主要通过禁止[钙II]排放冷却。
2021-01-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Failed-Detonation Supernovae: Sub-Luminous Low-Velocity Ia Supernovae and Their Kicked Remnant White Dwarfs with Iron-Rich Cores
Ia型超新星（SNe Ia）起源于碳氧（C-O）白矮星（WD）的热核爆炸。单简并的情况下是一个很好的探索模型的超新星Ia不稳定的热核燃烧开始在吸积，rasekhar质量WD，并形成一个前进的火焰。通过几个提议的物理过程，上升的燃烧物质引发爆炸，随后消耗并释放WD。然而，如果爆炸没有被触发，并且爆燃太弱而无法解开恒星，则会出现完全不同的情况。我们探讨了重力约束爆轰（GCD）机制的SNe Ia的失败，并通过二维和三维模拟演示了失败的爆轰SNe的性质。我们发现，失败的爆炸SNe驱逐几个0.1太阳质量的燃烧和部分燃烧的材料，一小部分的材料回落到WD，污染残留WD与中间质量和铁族元素，可能隔离的核心形成WD的核心是富铁。剩余的材料以与WD的逃逸速度相当的速度不对称地喷射，并且作为响应，WD被踢到几百km/s的速度。这些反冲可能会使双星脱离束缚，并弹出一个失控/超高速WD。虽然爆炸失败的超新星的能量和喷射质量是典型热核超新星的一小部分，但它们很可能是亚发光的低速超新星Ia。因此，这种失败的爆炸可能解释或与所观察到的特殊超新星Ia的分支有关，例如低速亚发光超新星家族（SN 2002 cx/SN 2008 ha-like SNe）。
2012-11-20 astro-ph.HE
