Constraints on single-degenerate Chandrasekhar mass progenitors of Type Iax supernovae
SNe Iax被认为是SNe Ia的一个新的子类。据估计，SNe Iax占总SNi Ia比率的5-30%，并且大多数SNe Iax都是在晚型星系中发现的。此外，观察限制了一些SN Iax祖细胞的祖细胞系统的年龄小于8000万年。最近，弱爆燃爆炸的CH质量的CO WD似乎提供了一个可行的物理方案SNe Iax。在这里，从BPS计算与SN Iax观测的理论预测比较，我们把SD CH-质量模型作为一个可能的Iax祖的限制。在我们的RG施主通道中发现了>3Gyr的长延迟时间和~3e-5/yr的低SN速率，表明该通道不太可能产生SNe Iax。我们预测MS（He）施主通道的银河系速率约为1.5e-3/yr（3e-4/yr），这与观测到的Iax速率一致。He通道中的短延迟时间支持SNe Iax的年轻宿主环境。然而，MS供体通道中相对较长的延迟时间对Iax祖先年龄的观测限制不太有利。最后，我们将SN前质量损失率的上限设定为<10 e-4 M_sun/yr（对于V_wind=100 km/s）。SD Ch质量模型中的延迟时间不能解释大多数SNe Iax位于晚型星系中的原因。然而，至少有一个Iax事件（SN 2008 ge）是由一个没有恒星形成迹象的S 0星系主办的。此外，目前的X射线观测不能排除SD Ch质量模型。考虑到所有这些和考虑到SNe Iax的观测率的不确定性，我们认为，一些SNe Iax…
2014-12-15 astro-ph.SR
Modified Einstein's gravity as a possible missing link between sub- and super-Chandrasekhar type Ia supernovae
我们探讨的效果修改爱因斯坦的引力在白矮星的第一次在文献中，尽我们所知。这就导致了白矮星的极限质量明显低于或超过拉塞卡极限质量，这由一个单一的模型参数决定。另一方面，Ia型超新星（SNeIa）是解开宇宙演化历史的关键，被认为是在质量接近克拉塞卡极限的白矮星中触发的。然而，对几个特殊的、欠亮和过亮的SNeIa的观测表明，爆炸的质量与这个极限有很大的不同。我们认为，爆炸的修改重力引起的子和超的Bracrasekhar极限质量白矮星的结果在下和过亮SNeIa分别，从而统一这两个明显不相交的子类，因此，作为一个缺失的环节。我们的发现提出了两个基本问题。拉塞卡极限是唯一的吗？爱因斯坦的引力是理解天文现象的终极理论吗？两个答案似乎都是否定的。
2015-05-29 astro-ph.SR gr-qc
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
Manganese Indicates a Transition from Sub- to Near-Chandrasekhar Type Ia Supernovae in Dwarf Galaxies
锰丰度是探测Ia型超新星前身星的敏感探针。在这项工作中，我们提出了一个目录中的锰丰度矮球状卫星的银河系，使用中分辨率光谱测量。使用一个简单的化学演化模型，我们推断的锰产量的Ia型超新星在玉夫座矮球状星系（dSph），并比较理论产量。Ia型超新星的亚太阳辐射量（$\mathrm{[Mn/Fe]}_{\mathrm{Ia}}=-0.30_{-0.03}^{+0.03}$在$\mathrm{[Fe/H]}=-1.5$ dex，对金属丰度的依赖性可以忽略不计）意味着亚克拉塞卡质量（亚$M_{\mathrm{Ch}}$）白矮星祖先是该星系早期Ia型超新星的主要通道，尽管仍需要部分（$\gtrsim20\%$）$M_{\mathrm{Ch}}$ Ia型或Iax型超新星来产生观测到的辐射量。然而，这一结果并不适用于所有环境。特别是，我们发现，dSph星系延长恒星形成的历史（狮子座I，天炉座dSph）似乎有较高的[Mn/Fe]在一个给定的金属丰度比星系早期爆发的恒星形成（雕塑dSph），这表明$M_{\mathrm{Ch}}$祖先可能成为主导渠道Ia型SNe在以后的时间在星系的化学演化。
2020-02-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Explosive Nucleosynthesis in Near-Chandrasekhar-mass White Dwarf Models for Type Iax Supernovae: Dependence on Model Parameters
最近观察到的Ia型超新星（SNe Ia）的多样性，促使我们进行理论模拟的SNe Ia的参数范围很宽。特别是Iax型超新星（SNe Iax）的起源一直不清楚。继我们以前的工作的参数依赖性的SN Ia模型，我们专注于SNe Iax在本研究中。对于SNe Iax模型，我们采用了目前主流的近E-10质量C+O白矮星（WD）的纯湍流爆燃（PTD）模型。我们进行了二维流体动力学模拟爆燃波的传播，留下一个小的WD残留物的背后和喷射核合成材料。我们展示了如何爆炸属性，如核合成和爆炸能量，取决于模型参数，如中心密度和组成的WD（包括混合WD），湍流火焰处方和初始火焰几何形状。我们提取了相关的观测值在我们的模型，并与最近发现的低质量WD与不寻常的表面丰度模式和一些SN残留的丰度模式。我们提供的核合成产额表的应用，恒星考古学和银河系化学演化。我们的研究结果与文献中的代表性模型进行了比较。
2020-07-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
The origin of the near-infrared excess in SN Ia 2012dn: Circumstellar dust around the super-Chandrasekhar supernova candidate
所谓的超克拉塞卡候选Ia型超新星（SC-SNe Ia）的祖先的性质一直在积极辩论。最近，Yamanaka等人（2016）报告了SN 2012 dn的近红外（NIR）过量，并提出过量来自星周（CS）尘埃的回波。在本文中，我们研究了SN 2012 dn周围CS尘埃的详细分布，并研究了CS尘埃回波场景对SC-SNe Ia一般情况的影响。我们发现，一个磁盘/双极CS介质配置再现近红外过量相当不错，其中的径向密度分布是由一个固定的质量损失。CS粉尘的内径为$0.04$ pc。对于椎间盘和双极CS介质配置，祖系统的质量损失率估计分别为$1.2 \times 10^{-5}$和$3.2 \times 10^{-6}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$，这为单次退化情况增加了另一个支持。我们的模型限制SN 2009 dc，另一个SC-SN Ia，具有小于SN 2012 dn的$0.16$倍的尘埃质量。虽然这可能仅仅表明SC-SNe Ia之间CS环境的一些变化，但这可能会引起另一种有趣的可能性。在SC-SNe Ia中可能有两类：在清洁环境中较亮的SC-SNe Ia（SN 2009 dc）和在尘埃环境中较暗的SC-SNe Ia（SN 2012 dn）。
2016-12-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Properties of Carbon-Oxygen White Dwarf Merger Remnants
最近的研究表明，在合适的初始条件下，超和亚克拉塞卡质量的碳-氧白矮星合并都会产生类似于观测到的超新星Ia的爆炸。然而，问题仍然是，要产生这些条件，需要进行多大程度的微调。我们进行了大量的SPH合并模拟，扫描可能的参数空间。我们发现合并残余属性的趋势，并讨论我们的结果如何影响我们最近提出的亚克拉塞卡合并通道SNe Ia的可行性。
2011-09-20 astro-ph.SR
A Single Degenerate Progenitor Model for Type Ia Supernovae Highly Exceeding the Chandrasekhar Mass Limit
最近对Ia型超新星（SNe Ia）的观测表明，一些前身白矮星（WD）的质量高达2.4-2.8 M太阳，大大超过了克拉塞卡质量极限。我们提出了一个新的Ia型超新星的单简并（SD）模型，其中WD质量可能达到2.3- 2.7Msun。三个二进制的演化过程中，光学厚风质量吸积WD，质量剥离的二进制伴星的WD风，和WD的支持下，由差分旋转。WD的质量可以通过吸积从初始的1.1（1.2）M_sun增加到2.3（2.7）M_sun，这与高光度的Ia型超新星SN 2003 fg、SN 2006 gz、SN 2007 if和SN 2009 dc相一致。爆炸的WD有三个特征质量范围。在极端大质量的情况下，由于T/ |W| \sim 0.14的长期不稳定性，在WD质量超过2.4 M_sun后不久，差动旋转的WD爆炸为SN Ia。对于M_WD=1.5-2.4 M_sun的中等质量范围，在WD质量达到最大值之后，直到碳被点燃以引起SN Ia爆炸需要一些时间（自旋下降时间），因为它需要角动量的损失或重新分布。对于刚性旋转WD的较低质量情况，M_WD=1.38-1.5 M_sun，自旋下降时间取决于WD的角动量损失的时间尺度。降转时间的差异可能产生“及时”和“迟缓”分量。我们还建议非常明亮的超超克拉塞卡质量超新星Ia诞生于低金属丰度环境。
2011-09-17 astro-ph.SR
Chandrasekhar-mass white dwarfs are the progenitors of a small fraction of Type Ia supernovae according to nucleosythesis constraints
Ia型超新星（SNe Ia）的精确祖先系统，无论它是一个接近于克拉塞卡极限的白矮星（WD）还是质量小得多的白矮星，几十年来一直是一个争论的问题。我们小组最近对大规模WD爆炸前的吸积和沸腾阶段的研究表明，热失控时的中心密度在$(3.6-6.3)\times10^9$ g cm $^{-3}$范围内，以便合理选择WD上的吸积速率和祖金属丰度。在这项工作中，我们已经计算了一维模拟爆炸的这种WD，特别强调喷出物的化学成分，这在所有情况下是非常丰富的中子化同位素铬（$^{54}$铬）和钛（$^{50}$钛）。我们表明，为了使这样的核合成与太阳系的同位素丰度相一致，质量为1000亿克拉塞卡的白矮星最多可以占到正常光度的Ia超新星的26%，或者说最多占到所有Ia超新星的20%。
2022-09-08 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
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
The hybrid CONe WD + He star scenario for the progenitors of type Ia supernovae
混合锥型白矮星（WD）被认为是Ia型超新星（SNe Ia）的可能祖先。在这篇文章中，我们系统地研究了混合CONe WD + He星的情况下，为SNe Ia的祖先，其中一个混合CONe WD增加其质量的Srasekhar质量极限吸积富He材料从非简并的He星。根据一系列详细的二进制人口合成模拟，我们得到了该方案的超新星Ia出生率和延迟时间。在这种情况下，超新星Ia的出生率约为0.033-0.539*10^（-3）年^（-1），大约占所有超新星Ia的1-18%。估计的延迟时间约为28 Myr-178 Myr，这是迄今为止任何祖先模型预测的最年轻的SNe Ia。我们认为，从这种情况下的SNe Ia可能提供一个Iax型SNe的替代解释。我们还提出了一些性质的施主在点时，WD达到的Erasekhar质量。这些属性可能是一个很好的起点，为调查幸存的同伴的超新星Ia，并限制在这项工作中研究的祖先的情况。
2014-09-27 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
Near-Chandrasekhar-Mass Type Ia Supernovae from the Double-Degenerate Channel
最近的观测证据表明，白矮星（WD）合并是一个非常有效的机制，质量吸积到星系中的WD。在本文中，我们表明，WD合并自然产生高磁化，均匀旋转的WD，包括一个很大的人口在一个狭窄的质量范围内，接近的Ekrasekhar质量（$M_{\rm Ch}$）。这些近$M_{\rm Ch}$ WD合并随后经历快速旋转和压缩的$\sim 10^2$年的时间尺度上，要么导致中心点火和一个正常的SN Ia通过DDT机制，或替代一个失败的爆炸和SN Iax通过纯爆燃。由此产生的SNe Ia和SNe Iax将具有光谱、光变曲线、偏振测定和核合成产额，这些产额与通过典型近$M_{\rm Ch}$单简并（SD）通道预测产生的产额相似，但具有双简并（DD）通道的$t^{-1}$延迟时间分布特征。此外，与SD信道相反，WD合并接近$M_{\rm Ch}$ SNe Ia和SNe Iax将不产生可观察的伴随签名。我们讨论了一系列的影响，这些发现，从超新星Ia爆炸机制，银河核合成的铁峰元素，包括锰。
2021-11-18 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Significantly super-Chandrasekhar limiting mass white dwarfs as progenitors for peculiar over-luminous type Ia supernovae
自2012年以来，我们已经开始系统地开发从简单到严格的模型，以证明高度超白矮星和高度亚白矮星，限制质量的白矮星可能存在。我们表明，高度磁化或修改的爱因斯坦引力诱导的白矮星的质量可能显着超钱德拉塞卡，并且此类白矮星可能完全具有不同的质量极限。另一方面，Ia型超新星（SNeIa）是解开宇宙演化历史的关键，被认为是在质量接近克拉塞卡极限的白矮星中触发的。然而，对几个特殊的、过亮和欠亮的SNeIa的观测表明，爆炸的质量与这个极限有很大的不同。我们认为，爆炸的超拉塞卡极限质量的白矮星的结果，在过度发光的SNeIa。我们得到这个启示，首先考虑简单的，球形的，牛顿的白矮星与恒定的磁场。然后，我们放松牛顿假设，考虑变化的领域，但得到类似的结果。最后，我们考虑了一个全尺度的广义相对论磁流体动力学描述的白矮星允许他们的自洽离开从一个球体到椭球。随后，我们还探讨了修改后的爱因斯坦引力的影响。我们的发现质疑的唯一性的Ekrasekhar极限。它进一步论证了可能的第二个标准蜡烛，这有许多深远的影响。
2015-09-30 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Evidence for a Sub-Chandrasekhar Mass Type~Ia Supernova in the Ursa Minor Dwarf Galaxy
一个长期存在的问题是确定Ia型超新星（SNe Ia）的难以捉摸的祖先，它可以大致分为Chandraksekhar和sub-Chandraksekhar质量事件。这两种情况之间的一个重要区别是核合成产额，这是由增加的中子过剩在卡拉塞卡祖细胞由于其爆炸前沸腾和高中心密度改变。通过与理论核合成产量的比较，我们发现，在小熊座矮星系，COS 171，最富金属的恒星的化学成分，主要是由核合成从低金属丰度，低质量，次rasekhar质量SN Ia。关键的诊断丰度比包括C/Fe、α/Fe、Mn/Fe和Ni/Fe比值，这些比值不可能由质量为1000亿克拉塞卡的Ia超新星、核心塌陷II型超新星或成对不稳定性超新星产生。Ni/Fe、Cu/Fe和Zn/Fe的强烈缺乏也表明缺乏富含α的冻结核合成，有利于低质量WD祖SNe Ia。根据测得的Mn/Fe和Si/Fe比与爆轰模型的比较，我们估计WD质量接近0.95Msun。我们还将Mn/Fe和Ni/Fe比与Shen等人预测的最近理论产量进行了比较，找到一致的结果。为了解释COS 171 [Fe/H]（-1.35 dex），需要用~10^4 Msun的物质稀释单个超新星事件的喷出物;这是超新星遗迹膨胀到n~1 /cm ^3的温暖星际介质中的预期结果。在未来，发现更多具有我们在这里强调的独特化学特征的恒星对于限制sub-Bracrasekhar SNe Ia的速率和环…
2017-10-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
'Super-Chandrasekhar' Type Ia Supernovae at nebular epochs
我们提出了第一个系统的比较超亮Ia型超新星（SNe Ia）在晚时代，包括以前未发表的光度和光谱观测SN 2007 if，SN 2009 dc和SNF 20080723 -012。在光度学上，我们样品中的物体显示出不同的后期行为，其中一些在~150- 200 d的光变曲线断裂后迅速褪色。后者很可能是由于尘埃形成导致的通量重新分布到红外线中的结果，而不是真正的热辐射效应。超亮超新星Ia的星云光谱的特点是微弱或不存在[Fe III]发射，指向一个低喷出物电离状态，作为高密度的结果。为了限制超亮超新星Ia的喷出物和56 Ni质量，我们将SN 2009 dc观测到的辐射热光变曲线与合成模型光变曲线进行了比较，重点关注~ 60 d后的放射性尾部。有足够的56 Ni来解释放射性衰变的光变曲线峰值，同时有足够的质量来保持喷出物的低速度，但由于太多的伽马射线捕获，无法重现SN 2009 dc的光变曲线尾部。相反，我们提出了一个模型，约1个太阳质量的56 Ni和约2个太阳质量的喷出物，这可能被解释为一个由0.6-0.7个太阳质量的C/O丰富的材料包裹的白矮星（WD）的爆炸，因为它可能是由两个大质量的C/O WD合并而成的。该模型较好地再现了SN 2009 dc的后期光变曲线。峰值处的通量不足可以通过喷出物与周围物质相互作用产生的光来补偿。
2013-05-03 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
Modified Einstein's gravity to probe the sub- and super-Chandrasekhar limiting mass white dwarfs: a new perspective to unify under- and over-luminous type Ia supernovae
Ia型超新星（SNeIa），被用作天体物理学中的标准烛光之一，被认为是当白矮星的质量接近卡拉塞卡质量极限时形成的。然而，在过去的几十年里，观测发现了一些特殊的SNeIa，它们被预测来自质量远小于或远高于乌拉塞卡质量极限的白矮星。虽然我们的小组早些时候试图统一SNeIa的这两个子类，但在这项工作中，我们首次，用白矮星的一个特性来解释这个现象，那就是它的中心密度。因此，我们不改变基本的重力模型的基本参数，与早期的尝试相反。我们有效地考虑高阶修正的Starobinsky- $f(R)$重力模型，揭示统一。我们证明了在相同的模型参数下，对于中心密度为$ρ_c \sim 1.4\times10^8$ g/cc的白矮星，其极限质量为$\sim M_\odot$;对于中心密度为$ρ_c \sim1.6\times 10^{10}$ g/cc的白矮星，其极限质量为$\sim 2.8M_\odot$.我们进一步证实，这些模型是可行的，相对于太阳系的测试。这可能非常强烈地启发了长期存在的难题在于预测的SNeIa祖细胞质量的变化。
2018-09-07 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Sub-Chandrasekhar progenitors favoured for type Ia supernovae: Evidence from late-time spectroscopy
铁、镍和钴的第一和第二电离阶段的非局域热平衡（NLTE）能级粒子数模型被用来拟合Ia型超新星（SNe Ia）的XShooter光学+近红外（NIR）光谱样本。从NIR线与光学线的比率，可以对发射区域的温度和密度设置限制。我们发现这些参数在我们的样本中有类似的演变。使用Fe II 12 $\,$ 570 $\,\mathring{A}\,$到7 $\,$ 155 $\,\mathring{A}\,$线的演变作为仅覆盖光学波长的光谱拟合的先验，我们表明7200 $\,\mathring{A}\,$特征完全由[Fe II]和[Ni II]单独解释。这种方法使我们能够确定丰富的镍II $\,$ / $\,$ Fe II的大样本的130个光学光谱的58超新星Ia的不确定性小到足以区分之间的Pracrasekhar质量（M $_{\text{Ch}}$）和子Pracrasekhar质量（子M $_{\text{Ch}}$）爆炸模型。我们的结论是，大多数（85 $\%$）的正常SNe Ia有一个Ni/Fe丰度，这是在与预测的亚M $_{\text{Ch}}$爆炸模拟的$\sim Z_\odot$祖。只有一小部分（11 $\%$）的对象在样品中的Ni/Fe丰度与M $_{\text{Ch}}$爆炸模型。
2019-09-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Super-Chandrasekhar-Mass Light Curve Models for the Highly Luminous Type Ia Supernova 2009dc
几个高亮度的Ia型超新星（SNe Ia）已经被发现。它们的高亮度很难用质量为1000亿克拉塞卡的白矮星（WD）的热核爆炸来解释。在本研究中，我们估计SN 2009 dc，一个非常明亮的SNe Ia，使用流体动力学模型的祖先质量如下。建立了超克拉塞卡质量（super-Ch-mass）爆炸模型，计算了多色光变曲线（LC）。我们的计算和SN 2009 dc的观测结果之间的比较表明，爆炸的WD具有2.2-2.4太阳质量的超Ch质量，产生1.2-1.4太阳质量的Ni-56，如果其宿主星系的灭绝可以忽略不计。如果灭绝是显著的，爆炸的WD的质量是\sim 2.8太阳质量，而\sim 1.8太阳质量的Ni-56是解释观测所必需的。无论宿主星系的灭绝是否显著，前身WD在最外层区域（WD质量的20-30%）必须具有厚的碳氧层，这解释了所观察到的喷出物的低膨胀速度和碳的存在。我们对前体WD质量的估计，特别是对校正过的病例，对Ia型超新星的当前情况具有挑战性。祖场景的影响进行了讨论。
2012-07-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Carnegie Supernova Project: The First Homogeneous Sample of "Super-Chandrasekhar Mass"/2003fg-like Type Ia Supernova
本文对13颗“超克拉塞卡质量”/2003 fg型Ia型超新星（SNe~Ia）进行了多波长光度和光谱分析。其中9个天体被卡内基超新星计划观测到。类2003 fg的光变曲线缓慢下降（$Δm_{15}$（B）$<$ 1.3等），$B$带的峰值绝对星等在$-19<M_{B}<-21$ ~等之间。在光学$B$和$V$波段，类2003 fg看起来像正常的SNe~Ia，但在更红的波长，他们发散。与其它发光的SNe~Ia不同，2003 fg类超新星通常只有一个$i$谱带的最大值，其峰值出现在$B$谱带最大值出现之后，而它们的近红外光变曲线上升时间比正常SNe~Ia的上升时间长$\gtrsim$ 40天。它们在近红外波段也比正常的SNe~Ia亮至少一个星等，峰值在$M_H < -19$ ~mag以上，并且通常具有负的哈勃残差，这可能是暗能量实验中某些系统学的原因。在光谱上，类2003 fg具有一些特殊的性质，如在最大光照下未燃烧的碳，在最大光照下速度在SiII $λ$ 6355上有很大的扩展（8000- 12000 km/s），早期速度没有快速下降，在+10 d，e处没有明显的$H$带断裂。我们发现，在最大光照下，具有较大的CII伪等效宽度的SNe具有较低的SiII $λ$ 6355速度和较慢的光变曲线下降。也有多种因素对2003 fg类星体的峰值亮度有贡献。富碳包层内的C-O简并核爆炸与这些观测结…
2021-08-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evidence for Sub-Chandrasekhar Type Ia Supernovae from Stellar Abundances in Dwarf Galaxies
尽管Ia型超新星（SNe Ia）在宇宙学和化学演化中具有重要意义，但对于它们的祖先还没有达成共识。我们解决这个问题，通过使用我们以前发表的目录中的镁，硅，钙，铬，铁，钴，镍丰度的矮星系卫星的银河系，以约束质量的白矮星爆炸期间一个典型的超新星Ia。我们拟合了一个简单的双线性模型来描述[X/Fe]与[Fe/H]的演化，其中X代表上述每个元素。我们使用的演变[Mg/Fe]加上理论超新星产量隔离什么分数的元素起源于超新星Ia。然后，我们推断出除了Mg之外的所有元素的SNe Ia的[X/Fe]产额。我们比较这些观测推断的收益率最近的理论预测两个类的克拉塞卡质量（M_Ch）超新星Ia以及亚M_Ch超新星Ia。大部分的超新星Ia产额与所有的理论模型一致，但[Ni/Fe]仅与亚M_Ch模型一致。我们的结论是，在古老的矮星系的超新星Ia的主导类型是一个亚M_Ch白矮星的爆炸。银河系和矮星系的恒星形成的历史延长有较高的[Ni/Fe]丰度，这可能表明，占主导地位的类超新星Ia是不同的星系的恒星形成持续了至少几个Gyr。
2019-07-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Using $^{44}$Ti Emission to Differentiate Between Thermonuclear Supernova Progenitors
放射性同位素$^{44}$ Ti是在Ia型超新星（SNe Ia）中通过富含$α$的冻结和爆炸性氦燃烧产生的。在本文中，我们讨论了如何检测$^{44}$ Ti，无论是通过晚时间的光变曲线的超新星Ia，或直接通过伽马射线，可以唯一地约束的起源超新星Ia。特别是，建立在最近的进展，在流体动力学模拟氦点燃的双白矮星双星，我们证明了$^{44}$ Ti在附近的超新星Ia或在一个年轻的银河系超新星遗迹（SNR）的检测可以区分双爆轰和双退化通道的子-Bracrasekhar（子- $M_{\rm Ch}$）和近-Bracrasekhar（近- $M_{\rm Ch}$）超新星Ia。此外，我们预测，后期的光变曲线的富钙瞬变完全占主导地位的$^{44}$钛。
2022-10-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Predicting the amount of hydrogen stripped by the supernova explosion for SN 2002cx-like SNe Ia
Ia型超新星（SNe Ia）最受欢迎的祖先方案包括单简并（SD）方案和双简并方案。在超新星Ia的星云光谱中没有剥离的氢（H），这对SD祖先模型提出了挑战。最近的研究表明，偏离中心点燃的质量为2002 cx的白矮星的纯爆燃爆炸模型很好地再现了类超新星Ia的特征观测特征。在这项工作中，我们预测，为第一次，剥离的H偏心纯爆燃爆炸量。我们发现，它们的低动能导致低效率的H质量剥离（小于0.01 M_sun），表明剥离的H可能隐藏在（观察到的）晚时间光谱的SN 2002 cx类超新星Ia。
2013-10-30 astro-ph.SR
Explosive Nucleosynthesis in Near-Chandrasekhar Mass White Dwarf Models for Type Ia Supernovae: Dependence on Model Parameters
利用湍流爆燃模型和爆燃-爆轰转换（DDT），对Ia型超新星（SNe Ia）的近亚克拉塞卡质量白矮星（WD）模型进行了二维流体动力学模拟.我们对41个模型进行了参数调查，以研究初始中心密度（即，WD质量），金属含量，火焰形状，DDT标准，湍流火焰公式比以前的研究更广泛的参数空间。通过后处理核合成计算获得这些模拟中$^{11}$ C至$^{91}$ Tc的最终同位素丰度。调查包括SNe Ia模型，中心密度从$5 \times 10^8$ g cm $^{-3}$到$5 \times 10^9$ g cm $^{-3}$（WD质量为1.30 - 1.38 $M_\odot$），金属度从0到5 $Z_{\odot}$，C/O质量比从0.3 - 1.0，点火核包括居中和偏心点火核。给出了33个模型的稳定同位素（从$^{12}$ C到$^{70}$ Zn）和主要放射性同位素的产额表。从太阳组成中获得的$^{55}$ Mn，$^{56}$ Fe，$^{57}$ Fe和$^{58}$ Ni的观测丰度，以及观测良好的超新星Ia和超新星Ia遗迹被用来约束爆炸模型和超新星祖先。讨论了纯湍流爆燃模型和亚发光爆燃模型之间的联系。我们发现，依赖的核合成产率的金属丰度和中心密度（WD质量）是大的。为了适应这些观测丰度，也为银河系化学演化建模的应用程序，这些依赖性的金属丰度和WD质量应考虑在内。
2019-06-25 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
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
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
The double-degenerate, super-Chandrasekhar nucleus of the planetary nebula Henize 2-428
行星状星云（PN）阶段是质量为1到8个太阳质量（M $_\odot$）的恒星的最终命运。虽然已经提出了一些涉及二元相互作用的机制，但对其复杂形态的起源知之甚少。在密近双星系统中，当主星在渐近巨星分支（AGB）阶段膨胀时，轨道间隔足够短，足以填满其洛希瓣。多余的物质最终形成了一个共同的信封（CE）周围的两颗恒星。然后，拖曳力将导致包络被弹出到赤道与系统轨道平面重合的双极PN中。两颗恒星都喷射出它们的包层并向白矮星（WD）阶段演化的系统被称为双简并星。在这里，我们报告说，Henize 2-428有一个双简并的核心与一个合并的质量明确地高于1.4 M $_\odot$的Escherasekhar限制。根据其短的轨道周期（4.2小时）和总质量（1.76 M $_\odot$），该系统应该在7亿年内合并，引发Ia型超新星（SN Ia）事件。这一发现支持了Ia超新星形成的双简并、超钱德拉塞卡进化通道。
2016-09-01 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
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
Continuous gravitational wave from magnetized white dwarfs
最近对超亮Ia型超新星（SNeIa）的观测发现了超级白矮星白矮星（WD）的证据，这是一个伟大的天体物理学发现。然而，到目前为止还没有直接观测到如此大质量的WD，因为它们的光度通常相当低。因此，它立即提出了一个问题，即是否有可能直接检测到它们。寻找超暗物质WDs是非常重要的，因为SNeIa在宇宙学中被用作标准烛光。在这篇文章中，我们表明，连续的引力波可以使我们能够直接检测这样的超阿特拉塞卡WD。
2020-01-29 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
iPTF16abc and the population of Type Ia supernovae: Comparing the photospheric, transitional and nebular phases
Ia型超新星（SNe~Ia）爆发后几天内的早期观测可以获得有关其前身系统和爆发机制的关键信息。iPTF 16 abc是一个年轻的超新星Ia，具有良好的早期数据。在这里，我们提出了测光和光谱的SN在星云阶段。早期数据与SNe~Ia样本的比较显示出明显的特征，在早期阶段与正常SNe~Ia不同，但在最大光照后几周（即过渡相）和进入星云相时与正常SNe~Ia相似。透明度时标（$t_0$）的SNe~Ia的这个样本的范围之间的$\sim$ 25和41天，表明在喷出物质量的多样性。$t_0$也与峰值测热光度弱相关，与具有较高喷出物质量的SNe将产生更多$^{56}$ Ni的解释一致。比较$t_0$和最大光度，L $_{max}$ \，分布的SNe~Ia的样本的预测，从广泛的爆炸模型，我们发现一个迹象表明，sub-Brachasekhar质量模型跨越观测值的范围。然而，分布的亮端可以更好地解释由Krasekhar质量延迟爆轰模型，暗示在多个祖通道来解释所观察到的SNe~Ia的测热特性。iPTF 16 abc似乎与M $_{ch}$模型的预测一致。
2018-08-07 astro-ph.HE 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
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
WD+RG systems as the progenitors of Type Ia supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）在宇宙演化研究中，特别是在宇宙学研究中起着重要的作用。在过去的几年里，人们提出了几种Ia型超新星的祖先模型。考虑吸积盘不稳定性对白矮星（WD）双星演化的影响，对Ia型超新星WD +红巨星（RG）通道进行了详细的双星演化计算.根据这些计算，我们绘制出的初始和最终参数SNe Ia在轨道周期-第二质量平面的各种WD质量为这个通道。我们讨论了占空比值的变化对Ia型超新星产生区域的影响。与以往的研究类似，本研究也表明长周期矮新星为Ia超新星的产生提供了可能的途径。同时，我们发现该通道中幸存的伴星在超新星爆发后质量较低，这可能为单个低质量WDs（<0.45Msun）的形成提供了一种途径。
2010-03-24 astro-ph.SR
Observational constraints on the origin of the elements. III. Evidence for the dominant role of sub-Chandrasekhar SN Ia in the chemical evolution of Mn and Fe in the Galaxy
晚型恒星中锰与铁的丰度比在很宽的金属丰度范围内对铁族元素的天体物理生产地点有严格的限制。在这项工作中，我们调查的Mn在银河系的化学演化使用高分辨率的光谱观测的恒星在银河系盘和晕星，以及一个样本的球状星团。我们的分析表明，局部热力学平衡（LTE）导致Mn I和Mn II线的电离平衡的强烈不平衡。锰我生产系统（高达0.6德克斯）较低的丰度相比，锰II线。非局部热力学平衡（NLTE）辐射转移满足整个金属丰度范围内的电离平衡，-3 < [Fe/H] <-1，导致元素两个电离阶段的丰度一致。我们比较了NLTE丰度与银河系化学演化模型计算使用不同来源的Ia型和II型超新星（SN Ia和SN II）产量。我们发现，一个很好的适合我们的观察，可以通过假设一个显着的（~ 75%）部分的超新星Ia干从一个sub-Chirasekhar（子Ch）通道。虽然这一比例大于早期研究中发现的比例（约50%），但我们注意到，我们仍然需要约25%的近Ch SNe Ia才能在[Fe/H] = 0时获得太阳能[Mn/Fe]。我们的新数据还表明，较高的SN II锰产量在低金属丰度比通常假设在文献中。
2020-03-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
ASASSN-15pz: Revealing Significant Photometric Diversity among 2009dc-like, Peculiar SNe Ia
本文报道了对一颗奇特的类Ia型超新星（“SN Ia-pec”）ASASSN-15 pz的多波长观测。ASASSN-15 pz是SN 2009 dc的光谱“双胞胎”，SN 2009 dc是一个所谓的“超级大质量”SN，但它的峰值亮度M_B，峰值= -19.69 +/- 0.12等，比\approx低0.6等，在正常的宽度-亮度关系的发光端，与SN 1991 T的Ia子类相当。M_Ni56 = 1.13 +/-0.14 M_sun的合成Ni 56质量也显著小于几种2009 dc类SNe的合成质量。之前研究得很好的2009 dc类SNe一般都遭受了大量和不确定数量的宿主星系灭绝，这对于ASASSN-15 pz来说是可以忽略的。根据ASASSN-15 pz的颜色，我们估计SN 2009 dc的主消光为E（B-V）_host=0.12等，并确认其高光度（M_B，peak[2009 dc] \approx -20.3等）。2009 dc类超新星的星族，约占Ia型超新星的1%，呈现出一系列的峰值光度，并不符合紧密的宽度-光度关系。它们的光学光变曲线也显示出后期（>~ 50天）衰减率的显著差异。星云相谱提供了强有力的诊断，以确定2009年dc类事件作为一个独特的类超新星Ia。我们建议使用基于现象学的“2009 dc-like SN Ia-pec”而不是基于不确定的理论解释的“Super-Ehras…
2019-07-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
The impact of Type Ia supernova explosions on helium companions in the Chandrasekhar-mass explosion scenario
在这里研究的SNe Ia的SD方案的版本中，CO WD在从非简并的He同伴吸积材料后爆炸接近Ekrasekhar极限。在本研究中，我们采用恒星GADGET代码进行三维流体动力学模拟的相互作用的超新星Ia喷出物与他的同伴考虑到它的轨道运动和自旋。结果表明，由于SN碰撞，只有2%-5%的初始伴星质量从He伴星外层剥离。对于一个给定的伴星模型，未束缚质量（或反冲速度）对轨道间距的依赖关系可以用幂律很好地近似拟合。在超新星撞击之后，氦供体恒星的外层明显富集了来自超新星Ia喷出物的低膨胀速度尾部的重元素。在不同的伴星模型中，伴星表面积累的SN-喷出物物质的总质量可达> 10 e-3 Msun。这种重元素的富集提供了一种潜在的方法来观测识别SN遗迹中幸存的伴星。最后，通过人为调整W7爆炸模型的爆炸能量，我们发现SN喷出物在伴星表面上的累积总量也与爆炸能量有关，在很好的近似下呈幂律关系。
2013-07-22 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
The progenitors of Type Ia supernovae with asymptotic giant branch donors
本研究采用综合质量转移处方演化WD+AGB系统，通过洛希瓣溢流或风吸积过程形成Ia型超新星，给出了产生SNe Ia的参数空间及星周物质密度分布，并发现AT 2019qyl是强前身星候选体。
2023-04-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Progenitors of Superluminous Type Ia Supernovae
本研究针对超钱德拉塞卡Ia型超新星的前身星问题，通过一维数值模拟对比磁化白矮星与白矮星并合模型，发现并合模型能更好重现观测的低抛射速度与光变特征，为后续观测和高维建模提供基础。
2023-06-14 astro-ph.CO astro-ph.HE 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
The helium star donor channel for the progenitors of type Ia supernovae and their surviving companion stars
Ia型超新星（SNe Ia）的性质仍然不清楚。利用Eggleton的恒星演化程序，在光学厚风假设下，系统地研究了超新星Ia的He星施主通道，其中一颗碳氧白矮星吸积来自He主序星或He亚巨星的物质，使其质量增加到亚克拉塞卡质量.我们绘制出的初始参数生产超新星Ia在轨道周期-二次质量平面的各种WD质量从这个通道。根据一个详细的二进制人口合成方法，我们发现，该通道可以产生超新星Ia与最近的观测暗示的短延迟时间（~ 100 Myr）。我们得到了该通道在超新星爆发后幸存的伴星的许多性质，这些性质可以通过未来的观测来验证。我们还发现超新星爆炸场景中幸存的伴星具有很高的空间速度（> 400 km/s），这可能是超高速星（HVS）的另一种起源，特别是对于US 708这样的HVS。
2010-09-08 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
The Post-Merger Magnetized Evolution of White Dwarf Binaries: The Double-Degenerate Channel of Sub-Chandrasekhar Type Ia Supernovae and the Formation of Magnetized White Dwarfs
Ia型超新星（SNe Ia）作为可测量的宇宙学蜡烛发挥着至关重要的作用，尽管它们的祖先的性质是一个积极研究的主题。最近的观测和理论工作指出合并的白矮星双星，称为双简并通道，可能是某些Ia型超新星的祖先系统。此外，最近的理论研究表明，未能引爆的合并可能会产生磁化的快速旋转的白矮星。在本文中，我们提出了第一个多维模拟合并后的白矮星双星的演变，包括磁场的影响。在这些系统中，两颗白矮星在动力学时间尺度上完成了最终的合并，并被潮汐破坏，产生了一个快速旋转的白矮星合并，周围环绕着一个热日冕和一个厚的，差速旋转的圆盘。磁盘是非常容易受到磁旋转不稳定性（MRI），我们证明，这导致了一个最初的动态弱磁场在磁盘中的快速增长，自旋下降的白矮星合并，并随后中央点火的白矮星合并。此外，这些磁化模型表现出在白矮星合并的先前流体动力学研究中不存在的新特征，包括在热盘中MRI湍流的发展，携带盘质量的显著部分的磁化流出，以及白矮星合并的磁场强度$\sim 2 \times 10^8$ G。我们讨论了我们的研究结果的起源，拱星介质，并观察到的Ia超新星和磁化白矮星的属性的影响。
2013-09-03 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
A Single Binary May Host Recurrent Thermonuclear Supernovae
Iax型超新星（SNe Iax）最普遍被接受的前身系统是一颗质量接近600亿塞卡的白矮星（WD）从一颗非简并的氦供体恒星吸积而产生的部分爆燃，爆炸后留下一个束缚的残余物。在本文中，我们调查WD残留是否可以在系统的生命周期中经历多个SNe。我们使用模块在天体物理学实验（MESA）发展各种单简并双星，以确定可能会经历多个SNe Iax由于多个氦吸积阶段。我们还调查了双WD系统形成后，随后的Ia型SN的可能性。我们的工作的结论是，相对高质量的捐助者密切的双星产生的几个热核SNe的概率最高。
2023-02-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Helium star donor channel for the progenitors of type Ia supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）在天体物理学，特别是宇宙演化研究中起着重要的作用。在过去的几年里，人们提出了几种Ia型超新星的祖先模型。本文对He星供体通道进行了详细的研究，其中碳氧白矮星（CO WD）吸积了He主序星或He亚巨星的物质，使其质量增加到钱德拉塞卡质量。采用Eggleton的恒星演化程序和光学厚风假设，并采用Kato & Hachisu（2004）关于He壳层闪到WD上的质量积累效率的公式，计算了近2600个近距离WD双星系统的双星演化。根据这些计算，我们绘制了不同WD质量的Ia超新星在轨道周期-次级质量（$\log P^{\rm i}-M^{\rm i}_2$）平面上的初始参数。研究表明，He星施主通道是产生Ia超新星（即银河系中的$\sim 1.2\times10^{-3} {\rm yr}^{-1}$）的重要通道，并且来自该通道的祖星可能表现为超软X射线源。重要的是，这个通道可以解释Ia型超新星的短延迟时间（$\la 10^{8}$ yr），这与最近观察到的Ia型超新星祖先的年轻群体的影响是一致的。
2009-01-22 astro-ph.SR
Observational constraints on the origin of the elements. V. Non-LTE abundance ratios of [Ni/Fe] in Galactic stars and enrichment by sub-Chandrasekhar mass SNe
本文通过银河系恒星镍丰度的NLTE分析，结合星系化学演化模型和MCMC方法，约束不同Ia型超新星通道的贡献，发现需约75%的亚钱德拉塞卡质量SN Ia才能解释观测数据。
2023-07-14 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
WD + He star systems as the progenitors of Type Ia supernovae and their surviving companion stars
利用Eggleton的恒星演化程序，在光学厚风假设下，系统地研究了Ia型超新星WD + He星通道，其中碳氧WD吸积来自He主序星或He次巨星的物质，使其质量增加到Ekrasekhar质量.我们绘制出了产生Ia超新星的参数空间。根据一个详细的二进制人口合成方法，我们发现，银河系超新星Ia出生率从这个通道是$\sim$ $0.3\times 10^{-3} {\rm yr}^{-1}$，这条通道可以产生超新星Ia与短延迟时间（$\sim45-$ 140百万年）。我们还发现，该通道中幸存的伴星在超新星爆发后具有很高的空间速度（$>$ 400 km/s），这可能是超高速星（HVS）的另一种起源，特别是对于US 708这样的HVS。
2009-11-26 astro-ph.SR
Spectropolarimetry of Extremely Luminous Type Ia Supernova 2009dc: Nearly Spherical Explosion of Super-Chandrasekhar Mass White Dwarf
本文介绍了对一颗Ia型超新星SN 2009 dc的首次偏振光谱观测。在B带最大值后5.6天和89.5天进行观察。在较晚的时期所采取的数据被用来确定星际偏振。连续极化被发现是小的（<0.3%），表明爆炸是近球对称的。这一事实表明SN 2009 dc不太可能发生非球面爆炸。在Si II和Ca II线的极化清楚地显示了Q-U平面中的一个环，表明中间质量元素的非轴对称，clusional分布。在Si和Ca线上的线极化程度是中等的（分别为0.5% ± 0.1%和0.7% ± 0.1%），但它高于从其他Ia型SNe的趋势所预期的。这可能表明，在厚的富56 Ni层（>~ 1.2 Msun）上方存在足够厚的富硅层。观测到的光谱偏振特性，结合光度和光谱特性，表明SN 2009 dc的前身具有超克拉塞卡质量，爆炸几何形状是全球球对称的，中等质量元素呈团块状分布。
2010-03-29 astro-ph.CO 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
Progenitors of type Ia supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）在天体物理学中具有重要的地位，对恒星演化、星系演化和宇宙学的研究具有重要意义。它们通常被认为是密近双星中吸积碳氧白矮星（CO WD）的热核爆炸，然而，质量供体恒星的性质仍然不清楚。在这篇文章中，我们回顾了过去几年提出的各种祖先模型，并总结了许多观测结果，可以用来限制其祖先的性质。我们还讨论了超新星Ia多样性的起源和超新星Ia祖先在某些领域的影响。目前较好的祖先模型是单简并（SD）模型，其中WD吸积来自非简并伴星的物质。这个模型可以解释大多数Ia超新星的相似性。长期以来，人们一直认为，双简并（DD）模型，其中涉及两个CO WD的合并，可能会导致吸积诱导的崩溃，而不是热核爆炸。然而，最近对少数超新星Ia的观测似乎支持DD模型，并且该模型在一定条件下可以产生正常的超新星Ia爆炸。此外，亚亮超新星Ia可以用亚克拉塞卡质量模型来解释。目前，似乎可能需要不止一个祖先模型，包括SD和DD模型的一些变体，来解释所观察到的Ia型SNe的多样性。
2012-04-28 astro-ph.SR
