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
Double detonations of sub-Chandrasekhar mass CO white dwarfs: Can different core and He shell masses explain variations of Type Ia supernovae?
具有氦壳层的亚克拉塞卡质量碳氧白矮星（CO WD）被认为是Ia型超新星（SNe Ia）的祖先。如果这是真的，那么由此产生的热核爆炸应该能够解释至少部分超新星Ia的观测范围。为了研究这一点，我们进行了参数研究的基础上的三维模拟的CO WD与He壳的双爆轰，假设不同的核心和壳质量。模型中还包括了壳层中C的混合物和太阳金属丰度。水动力学模拟使用AREPO代码进行。这使得我们能够以高的数值分辨率跟踪He壳爆轰，并提高了预测核合成壳爆轰产额的可靠性。向壳中添加C导致56 Ni的产量较低，而包括太阳能金属丰度增加了IME的产量。在太阳金属丰度下，更高质量元素的生产进一步转移到稳定同位素。此外，我们发现不同的核心爆轰点火机制取决于核心和壳质量配置。这对喷出物的结构有影响。我们提出的热光变曲线预测从我们的爆炸模拟使用的辐射转移代码ARTIS，并与超新星Ia数据进行比较。我们的模型的辐射热光变曲线显示了一系列的亮度，能够解释次发光到正常的Ia超新星。我们显示的模型测辐射热的宽度-光度的关系相比，数据的视角范围。我们发现，平均而言，我们更明亮的模型位于观测数据范围内。喷出物的不对称性产生了广泛的可观测值分布，这可能是数据中异常值的原因。然而，与数据相比，模型高估了这一程度。我们还发现，超过40天的热辐射下降率出现系统比数据快。（节略）
2021-02-12 astro-ph.SR
An unusual white dwarf star may be a surviving remnant of a subluminous Type Ia supernova
亚发光的Ia型超新星，如Iax型超新星SN 2002 cx，有多种模型描述，如吸积碳氧白矮星的爆炸失败和部分爆燃，或吸积碳氧氖混合核的爆炸。这些模型预测，根据一些模拟，结合残留物以高的反冲速度幸存下来。我们报告发现了一颗高自行、低质量的白矮星（LP 40-365），它的运动速度大于银河系的逃逸速度，其奇特的大气层主要由中等质量的元素组成。强有力的证据表明，这个部分燃烧的残骸是在一次次亚发光的Ia型超新星事件后喷出的。这支持了单简并超新星祖先的生存能力。
2017-08-18 astro-ph.SR
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
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
SNe Ia from double detonations: Impact of core-shell mixing on the carbon ignition mechanism
在碳氧核心上吸积氦壳层的亚克拉塞卡质量的白矮星是正常Ia型超新星的潜在祖先。本工作的重点是在双爆轰sub-Brachasekhar模型的碳爆轰的发病的细节。为了模拟核-壳混合对碳点火机制的影响，氦壳及其爆轰与更准确地处理爆轰波传播的其余部分相比具有更高的分辨率。这大大改善了氦燃烧核合成产额的预测。用AREPO程序进行了模拟。一个碳-氧核和氦壳被建立在一维空间，并映射到三维空间。在流体动力学爆轰模拟开始之前，我们通过弛豫步骤确保了白矮星的稳定性。用辐射转移程序ARTIS计算了合成观测量。观察到了碳爆轰的点火机制，这是以前很少关注的。在这种“剪刀机制”中，氦爆轰波在与其点火点相反的方向会聚时对未燃烧材料的冲击足以点燃碳爆轰。这在核和壳之间的富碳过渡区中是可能的。爆轰机制被发现是敏感的核壳过渡的细节，我们的模型说明需要考虑核壳混合吸积过程中发生。尽管爆轰点火机制与会聚激波点火机制不同，但合成观测量的差异并不显著。虽然它们并不比以前的模拟更适合观测，但它们说明了多维模拟的必要性。
2020-02-03 astro-ph.SR
Nucleosynthesis imprints from different Type Ia Supernova explosion scenarios and implications for galactic chemical evolution
我们分析了各种Ia型超新星爆炸模拟的核合成产额，包括亚克拉塞卡质量的白矮星的纯爆轰、具有吸积氦包层的亚克拉塞卡质量的白矮星的双爆轰和纯氦爆轰、两颗白矮星的剧烈合并模型以及亚克拉塞卡质量的白矮星的爆燃和延迟爆轰。重点研究了铁峰元素Mn、Zn和Cu。为此，我们还简要回顾了这些元素的不同燃烧制度和生产地点以及丰度测量和几个星系化学演化研究的结果。我们发现，超太阳值的[Mn/Fe]并不局限于Ekrasekhar质量爆炸模型。包括氦爆炸的情况下，可以显着地有助于锰的生产，特别是模型提出的富钙瞬变。虽然Ia型超新星往往不占锌和铜的生产基地，我们的模型涉及氦壳爆炸可以产生这些元素的超太阳比相对于铁。我们的研究结果表明，在银河系化学演化模型的Ia型超新星产量的重新考虑。与观测结果的详细比较可以为这些事件的起源和爆炸通道提供新的见解。
2020-10-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
A one-dimensional Chandrasekhar-mass delayed-detonation model for the broad-lined Type Ia supernova 2002bo
我们提出了一维非局部热力学平衡（非LTE）的时间依赖的辐射传输模拟合成0.51 Msun的56 Ni的一个质量延迟爆轰模型，并面对我们的结果，Ia型超新星（SN Ia）2002 bo在其演变的第一个100天。假设只有同系膨胀，这个相同的模型再现的测辐射热和多波段的光变曲线，第二近红外（NIR）的最大值，和光学和NIR光谱。我们模型的化学分层定性地与Stehle等人先前的推断一致，但揭示了铁族元素和中等质量元素两者的显著定量差异。我们表明，+/-0.1 Msun（即，+/-20%）的变化对我们模型的热测量和颜色演变有一定的影响。一个值得注意的例外是U波段，其中更大丰度的铁族元素通过电离效应导致不透明的喷出物，我们的模型具有更多的56 Ni显示更高的近紫外通量水平。在近红外范围内，56镍质量的这种变化影响了次极大值的时间，但不影响其大小，与观测结果一致。此外，I、J和K_s星等在距最大辐射热值约10天内的变化小于0.1等，证实了Ia超新星近红外测光在宇宙学上的潜力。总的来说，单颗克拉塞卡质量的白矮星祖先的延迟爆炸机制似乎非常适合SN 2002 bo和类似的Ia型超新星，它们显示出宽的Si II 6355 A谱线。无论在导致这些事件的爆炸过程中起作用的是什么多维过程，它们都必须共同产生一个类似于我们的球对称模型的喷出物。
2015-02-12 astro-ph.CO astro-ph.SR
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
Sub-Chandrasekhar White Dwarf Mergers as the Progenitors of Type Ia Supernovae
Ia型超新星通常被认为是由于质量接近于克拉塞卡质量的碳氧白矮星的热核爆炸。然而，这种情况有两个长期存在的问题。首先，爆炸并不能自然地产生正确的元素混合，而是必须进行微调，从亚音速爆燃到超音速爆炸。其次，星群模型和观测给出的近白矮星白矮星的形成率太小了。在这里，我们认为Ia型超新星是由质量大致相等的碳氧白矮星合并而成的，包括那些产生亚克拉塞卡质量残余的白矮星。对这种合并的数值研究表明，残余物由快速旋转的核心组成，核心包含大部分质量，中心最热，周围是致密的小圆盘。我们认为，磁盘吸积迅速，由此产生的压缩加热可能会导致中央碳点火。这种点火发生在纯爆炸导致类似于Ia型超新星事件的密度下。有了这个合并方案，我们就可以理解Ia型超新星的发生率，并对观测到的光度范围和更明亮的超新星偏向年轻群体的倾向有合理的解释。我们推测，白矮星的爆炸慢慢地达到了克拉塞卡极限-这也应该发生-是造成一些“非典型”Ia型超新星的原因。
2010-09-11 astro-ph.SR
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
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
VLT Spectropolarimetry of the Type Ia SN2005ke - A step towards understanding subluminous events
我们在3个历元（-8天，-7天和+76天）对亚发光Ia型SN 2005 ke进行了光学偏振光谱观测。通过与爆炸和辐射传输模型的数据比较，得出爆炸特性。SN的偏振特性与另一个可以用分光偏振法测量的次发光事件（SN 1999 by）非常相似。数据呈现出一个非常明显的主轴，这是由连续谱和线，如SiII 6355，这表明相对较大的，全球的不对称性是共同的光球和线形成区域。在SiII 6355吸收中观察到的最大偏振度达到0.39+/-0.08%。与在核心正常Ia型中所看到的不同，SN 2005 ke显示出显著的连续偏振，其从蓝色增长到红色，并在约7000 A处达到峰值，达到约0.7%。偏振和通量谱的性质可以理解的一个亚光延迟爆轰（DD），或脉动DD方案，或WD合并的框架内。相对于核心正常超新星Ia的外观差异是由低光球温度结合未燃烧的C层和爆炸性C和O燃烧产物的更大层造成的。相对较高水平的连续极化解释了一个显着的全球不对称性（~15%），这是很好地再现了一个扁椭圆形的几何形状。我们的研究结果表明，SN 2005 ke产生于一个单一的退化系统，其中WD是特别迅速地旋转，接近破裂速度，或从一个双退化合并。根据目前的极化数据，我们无法区分这两种可能性。
2012-06-08 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
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
Pulsating reverse detonation models of Type Ia supernovae. I: Detonation ignition
观测证据指出，Ia型超新星的共同爆炸机制是基于白矮星的延迟爆炸。虽然已经提出了几种方案，并通过一维，二维和三维模拟进行了探索，关键点仍然是理解的条件下，一个稳定的爆炸可以在不稳定的白矮星形成。其中一种可能性是，一个低效的爆燃导致了一个质量为100亿克拉塞卡的白矮星的脉动，随后在一个富含碳氧的核心周围形成了一个吸积激波。吸积激波限制核，并将坍缩晕的动能转化为核的热能，直至形成向内运动的爆轰波。这一系列的事件被称为脉冲反爆轰（PRD）。在这项工作中，我们探讨了鲁棒性的爆震点火不同PRD模型的特点是在爆燃阶段，M_defl的质量燃烧量。在关闭核反应的情况下，用三维流体动力学程序跟踪了白矮星到吸积激波形成的演化过程。我们发现，爆轰条件实现了一个广泛的M_defl。然而，如果在爆燃阶段释放的核能接近白矮星的结合能（~ 0.46 foes -> M_defl ~ 0.30 M_sun），吸积激波就不能有效地加热和限制核心，爆轰条件就不能很好地实现。
2009-01-20 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
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
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
Spontaneous Initiation of Detonations in White Dwarf Environments: Determination of Critical Sizes
Ia型超新星的一些爆炸模型，如引力约束爆轰模型（GCD）和双爆轰亚爆轰模型（DDSC），依赖于白矮星简并C/O物质的自发爆轰。众所周知，在多维恒星模拟中，与爆炸起始有关的长度尺度是无法解决的，这促使人们使用更高分辨率的一维模拟结果，例如为这项工作进行的模拟结果，作为指导方针，用于决定在更高维度的全星模拟中成功达到的条件是否会导致爆炸的发生。自发启动依赖于燃料自燃（感应）时间的适当梯度的存在，我们设置了一个空间局部的温度不均匀性-热点。我们确定的临界（最小）尺寸的热点，仍然轻微导致爆炸的白矮星的物质集成反应欧拉方程的流体动力学代码FLASH。我们量化了这些热点的临界尺寸对成分、背景温度、峰值温度、几何形状和温度扰动的功能形式的依赖性，其中许多是迄今为止文献中未探索的。我们讨论了我们的研究结果的背景下，SNE Ia的建模的影响。
2009-01-23 astro-ph.SR
Pulsating reverse detonation models of Type Ia supernovae. II: Explosion
观测证据指出，Ia型超新星的共同爆炸机制是基于白矮星的延迟爆炸。然而，所有试图找到一个令人信服的点火机制的基础上延迟爆炸不稳定，扩大，白矮星一直难以捉摸到目前为止。其中一种可能性是，一个无效的爆燃导致了一颗质量为1000亿克拉塞卡的白矮星的脉动，随后形成了一个吸积激波，限制了一个富含碳氧的核心，同时将坍缩晕的动能转化为核心的热能，直到形成一个向内移动的爆炸。这一系列的事件被称为脉冲反爆轰（PRD）。在这项工作中，我们提出了三维数值模拟的PRD模型从爆轰开始的时间同源膨胀。以爆燃阶段燃烧的质量M_defl为特征的不同模型给出的爆炸范围为动能，K ~（1.0-1.2）foes，~（56）Ni质量M（56 Ni）~ 0.6-0.8 M_sun，这与对典型Ia型超新星的预期相符。光谱和光变曲线的角度平均球对称版本的PRD模型进行了讨论。Ia型超新星光谱对PRD模型提出了最严格的要求。
2009-01-20 astro-ph.SR
Asymmetry and the Nucleosynthetic Signature of Nearly Edge-Lit Detonation in White Dwarf Cores
大多数Ia型超新星的主要爆炸场景都涉及到白矮星通过爆炸波的核焚化。关于这种爆炸实际上可能如何发生，已经提出了几种设想，但爆炸发生的确切机制和环境仍然未知。我们探讨了一个偏离中心引发爆轰的玩具模型-一个预膨胀的近拉塞卡质量的白矮星的核合成产额产品的空间分布的影响。我们发现，一个单一的点近边缘点燃爆炸的结果在密度和热分布的不对称性，特别是膨胀的时间尺度，在整个超新星喷出物。我们证明，这种不对称的热力学轨迹应该是常见的偏心爆炸，少量的恒星燃烧前爆炸。的灵敏度上的扩展时标的结果在一个不对称的分布的元素合成的反应产物的产率。我们将超新星模型中产生的各种元素的质心的移动制成表格，并发现硅之后的元素的奇偶模式。我们的计算表明，在碳氧白矮星偏离中心的单点爆炸的标志是显着的组成不对称性，在其残余物，承担潜在的可观察到的签名在速度和坐标空间，包括元素镍的质量分数，从一个因素的变化从一侧的残余物到另一个2至3。
2011-09-16 astro-ph.SR
Type Ia supernovae from exploding oxygen-neon white dwarfs
Ia型超新星（SNe Ia）的起源问题仍然没有解决。这些事件中的大多数被认为是碳氧（CO）白矮星（WD）的爆炸，但对于许多爆炸场景，特别是那些涉及外部触发爆炸的亚克拉塞卡质量WD（亚M Ch WD），也有可能有氧氖（ONe）WD作为祖先。我们模拟了ONe WD的爆炸，并从这些模型计算合成观测量。并将计算结果与相似质量的COWD中的爆轰和超新星Ia的观测数据进行了比较。我们进行流体动力学爆炸模拟的爆炸在最初的流体静力学ONe WD的范围内的质量低于Mrachasekhar质量（M Ch），然后详细的核合成后处理与384-同位素核反应网络。结果被用来计算合成光谱和光变曲线，然后与观测的Ia超新星进行比较。我们还进行了二元进化计算，以确定涉及ONe WD的SNe Ia的数量相对于其他有前途的祖通道的数量。亚M Ch ONe WD中模拟爆轰的喷出物结构与CO WD相似。然而，在质量分数和喷出物的速度有小的系统偏差。这些导致光谱特征系统地较少蓝移。然而，我们的ONe WD爆炸的合成观测值是类似的CO模型。我们的二元进化计算表明，一个显着的分数（3-10%）的潜在的祖系统应该包含一个ONe WD。我们的ONe模型与我们的CO模型的可比质量（1.2 Msun）的比较表明，蓝移较少的光谱特征更适合观测，虽然他们是太亮的正常SNe Ia。
2015-06-18 astro-ph.SR
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
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
Explosion of white dwarfs harboring hybrid CONe cores
最近，人们发现，在中等质量恒星的一个子集中，偏离中心的碳燃烧不会一直传播到中心，从而产生了一类混合锥核。在这里，我们考虑的可能性，恒星托管这些混合锥核可能属于一个紧密的双星系统，并最终成为白矮星吸积从一个非简并的同伴的速度导致超新星爆炸。我们已经计算了具有混合核的质量为10000的白矮星爆炸的流体动力学相，假设爆炸从中心开始，或者是爆炸（在某些简并合并的情况下可能是预期的），或者是爆燃（后来过渡到延迟爆炸）。我们假设这些混合核是由质量为M（CO）的中心CO体积组成的，周围是一个ONe壳层。我们发现，在纯爆轰的情况下，一个中等大小的富CO区域，M（CO）<0.4 Msun，导致一小部分地幔的喷射，同时留下大量的束缚残留物。这些残骸的一部分是由爆炸的产物组成的，铁族核，但它们被埋在它的内部区域，除非对流在残骸随后的冷却和收缩阶段被激活。与此相反，有些矛盾的是，延迟爆炸不会留下残余物，但对于我们已经探索过的最小M（CO），M（CO）=0.2 Msun，即使在这种情况下，残余物也小到0.13 Msun。由这些延迟爆炸产生的喷出物的特点是56 Ni的质量稍小，动能大大小于“正常”CO白矮星延迟爆炸获得的。这些爆炸产生的光辐射很难与典型的Ia型超新星的观测特性相匹配，尽管它们是类SN2002cx或SNIax的亚发光类的有趣候选者。
2016-03-02 astro-ph.SR
A Tracer Method for Computing Type Ia Supernova Yields: Burning Model Calibration, Reconstruction of Thickened Flames, and Verification for Planar Detonations
我们完善了我们以前介绍的参数化模型，在热核超新星（SN Ia）的爆炸性碳氧聚变添加校正记录拉格朗日流体元素的历史后处理，以获得更准确的同位素产量。验证了爆燃和爆轰产物在均匀密度介质中的传播。介绍了一种重建人工厚模型爆燃锋面内温度-密度历史的新方法。燃烧模型计算的电子俘获与后处理的产额之间的一致性优于5%.对于爆轰，我们比较了一个大的核反应网络和误差控制集成驱动稳态平面爆轰结构的基准计算。我们验证了，对于密度低至5 × 10^6 g/cc的稳态平面爆震，我们的后处理与基准解中的主要丰度相匹配，通常在激波前缘通过后大于0.01 s的时间内优于10%。作为一个测试案例来证明的方法，这里提出的后处理的第一次，我们进行了一个二维模拟的SN Ia的质量爆燃-爆轰过渡（DDT）的情况下。我们发现，重建的爆燃轨迹导致稍微更完整的硅燃烧比没有重建。由此产生的喷出物的丰度结构与观测到的超新星Ia的光谱研究的推论是一致的。我们确认没有一个稳定的Fe-组材料的多维DDT方案的中心区域。详细的同位素产率列表，只有适度的变化时，使用爆燃重建。
2016-05-16 astro-ph.SR
Abundance stratification in Type Ia supernovae - V. SN 1986G bridging the gap between normal and subluminous SNe Ia
对SN 1986 G进行了详细的光谱分析。SN 1986 G是正常和次发光Ia型超新星（SNe Ia）之间的“桥梁”。丰度层析成像技术用于确定喷出物中元素的丰度分布。SN 1986 G是一个低能量的大爆炸。其动能为标准W7模型的70%（0.9 × 10 $^{51}$ erg）。氧在从最外层到$\sim$ 9000 kms $^{-1}$的喷出物中占主导地位，中等质量元素（IME）在从$\sim$ 9000 kms $^{-1}$到$\sim$ 3500 kms $^{-1}$中占主导地位，Ni和Fe在内层$<\sim$ 3500 kms $^{-1}$中占主导地位。喷出物中主要元素的最终质量为O=0.33M，IME=0.69M，NSE=0.21M，$^{56}$ Ni=0.14M。碳质量的上限设定为C=0.02M。SN 1986 G的光谱几乎完全由单电离物质组成。SN 1986 G可以被认为是Ia型超新星主体的低光度延伸，有一个大的爆燃阶段，产生比标准Ia型超新星更多的IME。
2016-08-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Double-Degenerate Carbon-Oxygen and Oxygen-Neon White Dwarf Mergers: A New Mechanism for Faint and Rapid Type Ia Supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）起源于碳氧白矮星（CO WD）的热核爆炸，产生发光的光学瞬变。一个相对常见的各种亚发光超新星Ia事件，被称为超新星Iax，被认为是由一个CO WD的爆炸失败。本文在合并白矮星的双简并通道背景下研究了爆轰失败的Ia超新星。特别是，我们已经进行了第一次完全三维模拟的合并的一个ONe WD与CO WD。虽然热的，潮汐破坏的富碳盘材料起源于CO WD二次是容易受到爆炸在这样的合并，ONe WD的主要核心是不是。这种合并产生了一个失败的爆炸，导致少量的质量喷射，并留下了一个被踢的，由核燃烧产物的回落而富集的超rasekhar ONe WD残留物。由此产生的爆发是一个快速衰落的光学瞬态与少量的放射性$^{56}$ Ni供电的光变曲线。因此，ONe-CO WD合并自然产生非常微弱和快速衰落的瞬变，甚至比迄今为止观测到的最微弱的Iax型事件，如SN $2008$ ha和SN 2010 ae还要微弱。比这里考虑的更大质量的ONe原色可能会产生更亮和更长持续时间的瞬变。
2018-10-31 astro-ph.SR
Neutrino and gravitational wave signal of a delayed-detonation model of Type Ia supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）的起源系统和爆炸机制仍在争论中。热核超新星的非电磁观测，特别是引力波和中微子辐射，是研究这些神秘天体的光变曲线和光谱的补充窗口。超新星Ia的一个主要模型是一颗质量接近克拉塞卡的碳氧白矮星在“延迟爆炸”中的热核焚化。我们计算了文献中广泛讨论的N100延迟爆轰模型的三维流体动力学爆炸，考虑到所有重要贡献源项的中微子发射的动力学效应。虽然中微子带走$2 \times 10^{49}$尔格的能量，我们确认的共同观点，中微子的能量损失是动态的不是很重要，导致只有一个温和的减少最终动能的百分之二，然后我们计算的引力波信号从时间演化的四极矩。我们的模型辐射$7 \times 10^{39}$ erg的引力波和频谱有一个明显的峰值附近0.4赫兹。根据视角和偏振，我们发现未来的天基引力波任务DECIGO和BBO将能够探测到我们的源到1.3 Mpc的距离。我们预测在中微子和引力波信号中有一个明显的从爆燃到爆轰转变的信号。如果观测到这种特征，它将是在质量接近克拉塞卡的白矮星中实现延迟爆炸的一个强有力的指示。
2016-01-25 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
The birth rate of subluminous and overluminous type Ia supernovae
基于Chen & Li（2009）和Pakmor et al.（2010）的结果，我们进行了一系列的二进制布居合成计算，并考虑了两种处理公共包络（CE）演化的方法，即$α$ -形式主义和$γ$ -算法.我们发现，这些独特的SNe Ia的出生率的演变在很大程度上取决于如何对待CE的演变。过亮的超新星Ia只可能出现在CE喷射效率低的$α$形式中，超新星Ia的延迟时间在0.4和0.8 Gyr之间。超新星对所有Ia超新星贡献率的上限小于0.3%。对于$α$ --用$α=3.0$的形式主义，等质量DD系统的亚发光超新星Ia的延迟时间在0.1和0.3 Gyr之间，而对于$α=1.0$则大于9 Gyr。$γ$算法的延迟时间范围很宽，即长于0.22 Gyr，甚至长达15 Gyr。来自等质量DD系统的次亮Ia超新星可能只占所有观测到的Ia超新星的不到1%。Chen & Li（2009）提出的超Bracrasekhar质量模型可以解释部分2003年的类fg超新星事件，Pakmor等人（2010）提出的等质量DD模型也可以解释部分1991年的类bg事件。此外，通过对1991 bg类超新星事件的诞生率和延迟时间等理论和观测结果的比较，我们发现，如果等质量DD系统是1991 bg类超新星Ia的前身，那么$γ$算法比$α$算法更适合于DD系统的CE演化.
2010-10-26 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
Type Ia supernova diversity: white dwarf central density as a secondary parameter in three-dimensional delayed detonation models
在解释光谱正常的Ia型超新星（SNe Ia）的光谱、光变曲线和宽度-光度关系方面，克拉塞卡质量白矮星（WD）的延迟爆炸是非常成功的。在WD核心的对流碳“煨”相结束时的热核爆燃火焰的点火仍然没有得到很好的理解，很多关于点火核分布仍然是未知的。此外，点火时的中心密度取决于仍然不确定的屏蔽碳聚变反应速率、前体的吸积历史和冷却时间以及组成。我们提出了12个高分辨率的三维延迟爆轰超新星爆炸模拟的结果，采用了一个新的标准来触发爆燃到爆轰转变（DDT）。所有的模拟都触发了我们的DDT标准，由此产生的延迟爆炸解除了恒星的束缚。我们发现一个趋势，增加铁族元素（IGE）的生产与增加中心密度明亮，微弱，和中间SNe。然而，总的56 Ni产率或多或少保持恒定，即使在高密度下增加的电子捕获导致IGE材料的56 Ni质量分数降低。我们将其归因于56 Ni产生和破坏作用的近似平衡。在较高密度下点燃的爆燃最初具有更快的亚网格尺度湍流增长速率。因此，有效的火焰速度增加得更快，这触发了DDT标准早，在一个时间时，中心密度的膨胀的恒星是较高的。这导致IGE产量的总体增加，这抵消了由于中子化导致的56 Ni的中间还原。
2011-03-09 astro-ph.SR
Off-centre ignition of sub-Chandrasekhar white dwarfs does not resolve the tension with the observed $t_0$-$M_{\rm{Ni}56}$ relation of type Ia supernovae
本研究通过二维数值模拟验证亚钱德拉塞卡质量白矮星偏离中心点火的双爆轰模型，发现其t0-MNi56关系仍与观测存在矛盾，未解决该问题。
2025-01-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Double-detonation explosions as progenitors of type Iax supernovae
最近有人提出，Ia型超新星的一个子类（SNe Ia）既有足够的区别，又有足够的共同性，可以从SNe Ia的主体中单独分类，并建议在SN 2002 cx之后命名为“Iax型超新星”（SNe Iax）。我们表明，这一类的人口属性可以理解，如果事件起源于氦双爆子Brachasekhar质量爆炸，其中碳-氧白矮星（CO WD）积累的氦层从非简并氦星。我们已经纳入了详细的二进制进化计算的祖先系统到一个二进制人口合成模型，以获得出生率和延迟时间等事件。预测的银河系事件发生率为$\sim$ $0.6-1.8\times 10^{-3}\,{\rm yr}^{-1}$，与SNe Iax的测量率非常一致。此外，预测的延迟时间为$\sim$ 70\，Myr $-$ 710\，Myr，这与SNe Iax迄今为止只在晚型星系中发现的事实相一致。基于爆炸时的CO WD质量和以前的爆轰模型，我们还估计了由此产生的SN亮度（$-13 \gtrsim M_{\rm bol} \gtrsim -19$ mag）的分布，这可以再现SNe Iax的经验多样性。我们推测，为什么非简并捐助者的恒星双星可能会导致SNE Iax，如果类似的系统与简并捐助者不，并建议，较高的质量的氦层点火所需的吸积率较低，通常提供从非简并捐助者可能提供的解释。
2013-07-12 astro-ph.SR
Models of pulsationally assisted gravitationally confined detonations with different ignition conditions
在过去的几十年里，许多Ia型超新星的爆炸场景已经被提出和研究，包括不同质量的白矮星中的各种组合的爆燃和爆炸，最大质量为克拉塞卡质量。其中之一是重力约束爆轰模型。在这种情况下，一个微弱的爆燃燃烧到表面，包裹在束缚的核心周围，并在对极碰撞。随后在碰撞区域引爆。由于这种情况下的参数空间，即不同的中心密度和点火几何形状，还没有被详细研究，我们使用纯爆燃模型的以前的参数研究致力于Iax型超新星作为初始模型，调查重力约束爆炸的情况。我们的目标是判断这个通道是否可以解释Ia型超新星的许多亚群之一，甚至是正常事件。为此，我们采用了一个全面的管道三维Ia型超新星建模，包括流体动力学爆炸模拟，核网络计算，和辐射转移。然后将从辐射转移中提取的观测值与观测到的光变曲线和光谱进行比较。这项研究产生了一个广泛的合成56镍质量范围从0.257到1.057 $M_\odot$，因此，可以潜在地解释亚发光以及过发光Ia型超新星的亮度。然而，与观测到的光变曲线和光谱的粗略一致性只能在类91T天体中找到。虽然仍然存在一些差异，我们的结论是，重力约束爆炸模型不能被排除作为一种机制，以产生91 T类物体。然而，这些模型并不能很好地解释正常的Ia型超新星或Iax型超新星。
2022-03-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Subluminous and Peculiar Type Ia Supernova PTF09dav
PTF 09 dav是帕洛玛瞬变工厂（PTF）发现的一颗奇特的Ia型超新星。从光谱上看，它表面上看起来与类SN 1991 bg的亚发光SNe相似，但它有几个不寻常的特征，使它从这个种群中脱颖而出。它的峰值亮度比之前发现的任何类似SN 1991 bg的Ia（M_B-15.5）都要暗，但没有预期的异常红色光学颜色，如果这种微弱的亮度是由于消光造成的。光球光谱中有非常不寻常的Sc II和Mg I的强谱线，可能还有Sr II，以及强于平均水平的Ti II和~6000 km/s的低速。PTF 09 dav的宿主星系是不明确的。SN要么位于旋涡星系的最外围（~ 41 kpc），要么位于一个非常微弱（M_R>-12.8）的矮星系中，不像其他1991 bg类SN那样总是与大质量的古老恒星星族有关。PTF 09 dav也是其他次发光Ia型超新星的光变曲线宽度光度和颜色光度关系的异常值。推断的56 Ni质量很小（0.019+/-0.003 Msun），估计的喷出物质量为0.36 Msun。综合考虑，这些特性使PTF 09 dav成为一个引人注目的事件。我们讨论了各种物理模型，可以解释PTF 09 dav。氦壳爆轰或爆燃表面的CO白矮星可以解释PTF 09 dav的一些功能，包括存在的Sc和低光球速度，但观察到的Si和Mg的预测不是很丰富，在这些模型。我们的结论是，目前没有一个单一的模型能够解释所有观察…
2011-03-09 astro-ph.CO astro-ph.SR
Models for the evolution of close binaries with He-Star and WD components towards Type Ia supernova explosions
Ia型超新星（SNe Ia）在相当长的一段时间内一直是天文学的重要工具;然而，它们的祖先的性质仍然有些神秘。最近的理论研究表明，碳氧白矮星（CO WDs）的质量可能会通过富氦物质的吸积而产生热核爆炸，这取决于质量吸积速率，质量和WD的初始温度，光谱上类似于正常的SN Ia或特殊的SN。本研究的目的是进一步解决的状态组成的一个sub-brasekhar质量的CO WD和氦星的吸积诱导爆轰发生的点，并约束的初始参数空间的一部分，这种现象是可能的。预先存在的数据，通过模拟的单一，不断吸积CO WD被用作新的二元模型，其中WD被视为一个质点，其中包括非退化的合作伙伴作为一个完全解决恒星模型的行为的指标。我们parameterized积累的氦层的点火，WD温度的变化，和CO核心质量的变化取决于传质速率。允许爆炸的初始条件不会在参数空间中形成单一的连续区域，其形状受到施主星行为的深刻影响。新星爆发造成的质量损失有利于爆炸。根据我们的标准，在这项研究中，大约10%的爆轰可以预期显示与普通超新星Ia相一致的光谱，其余的表现出特殊的功能。
2016-03-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
SN 2022joj: A Potential Double Detonation with a Thin Helium shell
本文通过光度与光谱观测发现SN 2022joj早期极红但后期趋于典型Ia型超新星，提出其可能源于亚钱德拉塞卡质量白矮星上薄氦壳的双爆轰，并指出星云光谱异常需进一步建模验证。
2023-08-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Almost All Carbon/Oxygen White Dwarfs Can Host Double Detonations
本文通过真实 C/O 白矮星模型与一维、多维爆轰计算表明，多数低质量 C/O 白矮星及经少量吸积的大质量白矮星均可在双白矮星质量转移中触发双重爆轰。
2024-09-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Deciphering the explosion mechanism of Type Ia SNe using their remnants II: a deep dive into double detonations with SNR 0509-67.5
University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Virginia Institute for Theoretical Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚大学理论天体物理研究所）；Towson University（陶森大学）；The University of New South Wales（新南威尔士大学）；Australian National University（澳大利亚国立大学）；South African Astronomical Observatory（南非天文台）；University of Cape Town（开普敦大学）；National Institute for Theoretical and Computational Sciences（国家理论与计算科学研究所）
通过模拟双爆轰超新星模型到遗迹阶段，并与SNR 0509-67.5的高分辨率光学观测比较，约束了白矮星前身星的碳氧核质量和氦壳质量。
2026-05-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the fate of the secondary white dwarf in double-degenerate double-detonation Type Ia supernovae -- II. 3D synthetic observables
本文首次对双简并双爆轰Ia型超新星并合中伴生白矮星存活与爆轰两种情景进行三维辐射转移计算，发现两者合成观测量均类似02es-like子类，且伴星爆轰会显著影响光谱、角度依赖性和宽度-光度关系。
2024-08-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Double detonations: variations in Type Ia supernovae due to different core and He shell masses -- II: synthetic observables
本文通过三维辐射转移模拟研究不同核心与氦壳质量下的亚钱德拉塞卡质量白矮星双爆轰模型，发现其光变曲线可再现 Ia 型超新星宽度-光度关系暗端，但颜色偏红且光谱含 Ti II 吸收特征，更适合解释奇特 Ia 型超新星。
2023-07-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
The peculiar Type Ia supernova iPTF14atg: Chandrasekhar-mass explosion or violent merger?
iPTF14atg是一颗类似SN 2002es的Ia型超新星，是第一颗在早期光变曲线中观测到强烈紫外闪光的Ia型超新星。这已被解释为一个单简并（SD）祖系统的证据，这样的信号预计从SN喷出物和非简并伴星之间的相互作用。在这里，我们比较了不同祖先场景的多维最先进的爆炸模型的合成观测值与iPTF14atg的光变曲线和光谱。根据我们的模型，我们难以解释SD祖细胞通道内iPTF14atg的光谱演变。相比之下，我们发现，两个碳氧白矮星与0.9和0.76太阳质量的暴力合并，分别提供了一个很好的匹配，iPTF 14 atg的光谱演化，从10天前到几个星期后，最大的光。我们的合并模型不能自然地解释iPTF14atg的初始紫外线闪光。我们讨论了几种可能性，如相互作用的SN喷出物与星周介质和表面放射性从他点燃合并，可能能够占早期的紫外线辐射在暴力合并模型。
2016-04-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Comprehensive Observations of the Bright and Energetic Type Iax SN 2012Z: Interpretation as a Chandrasekhar Mass White Dwarf Explosion
本文介绍了Iax型超新星2012 Z的紫外-近红外宽带测光、光学和近红外光谱。该数据集包括早期和晚期观测，包括光谱分类SN Iax获得的第一个晚期近红外光谱。简单的模型计算其热光度曲线表明SN 2012 Z产生了约0.3 M太阳的（56）Ni，喷射出约10^51 erg的物质，爆炸能量约为10^51 erg，使其成为迄今观测到的最明亮和最具能量的SN Iax之一。SN 2012 Z的晚期近红外光谱被发现与正常超新星Ia的类似历元光谱大致相似;然而，与其他超新星Iax一样，其相应的可见光波长光谱与所有超新星类型相比有很大不同。来自IME分布的限制，例如硅和镁，表明外部喷出物在燃烧期间或之后没有经历显著的混合，并且后期近红外线轮廓表明大部分（56）Ni是在高密度燃烧期间产生的。SN 2012 Z的各种观测性质与理论预期一致，即一颗质量为白矮星的祖先经历了一次脉冲延迟爆炸，在爆燃燃烧阶段产生了太阳质量的十分之几的（56）Ni，在爆炸阶段产生了很少（或没有）（56）Ni。在这种情况下，只有适度的瑞利-泰勒混合发生在爆燃和回落阶段的脉动，和分层结构的IME是一个产品的后续denotation阶段。超新星Iax星群并不遵循与超新星Ia类似的紧密的亮度-衰减关系，这一事实可以在脉动反弹期间混合量的变化和早期亚音速膨胀阶段（56）Ni产生量的变化的框架内理解。
2014-08-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Single-Degenerate Type Ia Supernovae Are Preferentially Overluminous
最近的观测和理论进展都有利于合并和氦吸积的亚rasekhar质量的白矮星，分别在双简并和双爆轰通道，作为最有希望的祖先正常Ia型超新星（SNe Ia）。因此，在单简并通道中快速吸积的阿格拉塞卡质量白矮星的命运仍然比以往任何时候都更加神秘。在本文中，我们澄清的性质，点火在Mesrasekhar质量单简并超新星Ia通过解析推导存在的特征长度尺度，建立了从中央点火浮力驱动的点火过渡。使用这个标准，结合对流和点火的三维模拟的数据，我们证明了绝大多数的点火事件在单简并通道中的质量为白矮星内的浮力驱动，因此缺乏一个有力的爆燃阶段。因此，我们推断，单简并的Ia型超新星通常会导致过亮的1991 T型Ia型超新星事件。我们建立了从超软X射线源的人口和单简并通道的二进制人口合成模型预测的速率与观测到的过亮超新星Ia的速率大致一致，并建议超软X射线源的人口是SNe 1991T类事件的主要恒星祖先。我们进一步证明，单退化通道的正常和失败的2002CX样率的贡献是不太可能超过总SNe Ia率的1%。我们的结论与一系列的观测测试overluminous超新星Ia，这将支持或强烈约束单简并的情况。
2015-03-31 astro-ph.SR
Evidence for sub-Chandrasekhar-mass progenitors of Type Ia supernovae at the faint end of the width-luminosity relation
低光度Ia型超新星（SNe Ia）的光变曲线演化速度更快，这表明它们可能是由质量低于克拉塞卡质量（$M_{\rm Ch}$）的白矮星（WD）的祖先爆炸造成的。在这里，我们提出了一维非LTE时间相关的辐射传输模拟的纯中心爆炸的碳氧WD与质量（$M_\rm{tot}$）之间的0.88 M $_{\odot}$和1.15 M $_{\odot}$，和一个$^{56}\rm{Ni}$产率之间的0.08 M $_{\odot}$和0.84 M $_{\odot}$。与$M_{\rm Ch}$模型相比，它们较低的喷出物密度导致早期光度更快地增加，并增强了$γ$射线逃逸分数超过最大光。因此，它们的热光变曲线显示较短的上升时间和较大的最大后下降率。此外，在给定的$^{56}\rm{Ni}$质量下，较高的$M(^{56}\rm{Ni})/M_\rm{tot}$比率增强了发光度较低的模型的光谱形成区域中的温度和电离水平，从而在最大光下产生更蓝的颜色，并且$B-V$颜色的最大后演化更快。对于在峰值时比$M_B\approx -18.5$等暗的次$M_{\rm Ch}$模型，较大的热辐射衰减和较快的颜色演变导致较大的$B$带最大后衰减率$ΔM_{15}(B)$。特别是，我们以前发表的所有$M_{\rm Ch}$模型（标准和脉动延迟爆轰）都局限于$ΔM_{15}(B) < 1.4$等，而$M_\rm{tot…
2017-06-06 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Reconciling 56Ni Production in Type Ia Supernovae with Double Degenerate Scenarios
由引力波或三重系统碰撞驱动的白矮星并合是Ia型超新星的潜在祖先。我们结合56 Ni的分布推断从观测的超新星Ia与亚克拉塞卡爆炸模型和直接碰撞计算的结果，以估计什么质量的WD应该在每种情况下爆炸重现的意见。这些WD的质量分布，然后与观测到的银河系WD的质量分布和蒙特卡罗模拟的WD-WD二进制人口进行比较。对于碰撞，我们发现WD-WD双星的单个组分的平均质量必须在~0.75Msun处达到峰值，显著高于双星或~0.55-0.60Msun的平均WD质量。因此，如果碰撞产生了大部分的Ia超新星，那么一定存在一种有利于大质量WD的机制。另一方面，在一个古老的恒星星族中，碰撞会自然地导致一类低光度的Ia超新星，我们认为这可能与1991年的bg事件有关。对于亚克拉塞卡爆轰，我们发现爆炸的WD的平均质量必须在~1.1Msun处达到峰值。有趣的是，这与WD-WD双星的平均质量之和相似，但尚不清楚双简并是否足以有效地合成56 Ni，以匹配观测到的产量。如果不是，那么亚克拉塞卡爆炸实际需要~ 1.1 Msun WDs。由于这种高质量的WD相对于发现超新星Ia的环境的年龄而言产生得相对较快，这将需要在点火之前吸积到较低质量的WD上，或者在~ 1.1 Msun WD的形成和点火之间有很长的时间尺度（例如由引力波发射或二元相互作用设定）。
2013-09-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
The critical mass ratio of double white dwarf binaries for violent merger-induced Type Ia supernova explosions
碳氧（CO）白矮星（WD）的合并被认为是Ia型超新星（SNe Ia）的潜在祖先之一。最近的流体动力学模拟表明，质量较小的（次级）WD猛烈地吸积到质量较大的（初级）WD上，发生碳爆炸，爆炸波通过初级传播，初级最终爆炸为亚克拉塞卡质量SN Ia。这种爆炸机制被称为暴力合并情景。基于光滑粒子流体动力学（SPH）模拟的合并CO WD，我们得到了更严格的临界质量比（qcr）导致的暴力合并的情况下，比以前的结果。我们认为这种差异主要来自初始条件的差异，以及WD是否同步旋转。利用我们的新结果，我们估计了超新星Ia在剧烈合并情景下的亮度分布，并与以前的研究进行了比较。我们发现我们的新qcr不会显著影响亮度分布。我们提出了直接的结果后，立即CO WD合并为各种主要的群众和质量比。我们还讨论了双极行星状星云Henize 2-428的中心系统的最终命运，该星云最近被认为是一个双CO WD系统，其总质量超过了Hubble时间内合并的最大质量。即使考虑到建议的二元参数的不确定性，我们得出的结论是，这个系统的最终命运几乎肯定是一个亚克拉塞卡质量的超新星Ia在激烈的合并方案。
2016-03-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Deflagration Stage of Chandrasekhar Mass Models For Type Ia Supernovae: I. Early Evolution
我们提出了高分辨率，全明星的Ia型超新星的点火后阶段的模拟使用可压缩流体动力学代码卡斯特罗。初始条件，包括湍流速度场和点火现场，进口直接从使用低马赫数代码，大师的前超新星对流的最后几个小时的模拟。自适应网格细化允许以36，864^3区域（~136 m/区域）的有效分辨率模拟初始燃烧锋。最初的上升和膨胀的爆燃前跟踪，直到燃烧达到恒星的边缘和背景湍流的火焰上的作用进行了研究。探讨了人为地将点火位置移近恒星中心的效果。湍流对燃烧前沿的影响程度随着点火半径的增大而减小，因为浮力在较大半径处较强。即使是中心点火-在背景对流场的存在下-也会随着火焰被流场携带而迅速偏离中心。我们比较我们的结果燃烧热分析模型，并发现，他们再现的气泡的大小和质量的一般趋势，但低估的浮力加速度的量，由于简化假设的泡沫的属性。总的来说，我们发现在火焰爆发之前燃烧的质量很小，与稍后发生的“重力约束爆炸”一致，但是在爆发之后会发生额外的燃烧，这可能会修改这一结论。
2013-12-16 astro-ph.SR
