On the fate of the secondary white dwarf in double-degenerate double-detonation Type Ia supernovae
Ia型超新星的起源系统和爆炸机制仍然是未知的。目前最受青睐的祖先包括双简并系统，由两个碳氧白矮星和薄氦壳组成。在双爆方案中，剧烈的吸积导致氦在质量更大的主白矮星上爆炸，在其核心变成碳爆炸并将其爆炸。我们研究了次级白矮星的命运，重点是如果次级白矮星也爆炸而不是幸存下来，爆炸的喷出物和可观测量的变化。我们模拟了一个$1.05\,\mathrm{M_\odot}$和一个$0.7\,\mathrm{M_\odot}$碳氧白矮星的双星系统，每个都有$0.03\,\mathrm{M_\odot}$氦壳。我们遵循系统自洽地从螺旋到点火，通过爆炸，到合成观测。我们证实，主要的白矮星爆炸自洽。然而，第二颗白矮星周围的氦爆炸并没有引发碳爆炸。我们重新开始模拟点燃二级白矮星中的碳爆炸，并比较两次爆炸的喷出物和可观测量。我们发现在$v~>~15\,000$ \，km\，s $^{-1}$处的外层喷出物是不可分辨的。直到爆炸后的$\sim~40\,\mathrm{d}$，光变曲线和光谱都非常相似，喷出物比猛烈合并模型更接近球形。内部喷出物的差异显着减缓的下降速率的测辐射热的光变曲线后，最大的模型与二次爆炸的$\sim20$百分之。我们预计未来的合成三维星云光谱，以确认或排除任何一种模型。
2022-10-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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
Faint supernovae and hyper-runaway white-dwarfs from single He-detonation in double HeCO-white-dwarf mergers
Technion - Israel Institute of Technology（以色列理工学院）；California Institute of Technology（加州理工学院）
通过三维流体动力学模拟，研究双HeCO白矮星并合的氦爆轰过程，发现其可产生暗弱快速演化的热核瞬变，或解释部分暗弱超新星，还可能形成高速PG-1159型恒星，拓展了对白矮星并合的认知。
2026-07-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolution of binaries containing a hot subdwarf and a white dwarf to double white dwarfs, and double detonation supernovae with hypervelocity runaway stars
Max Planck Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）
研究通过MESA代码探索热亚矮星与白矮星双星系统演化为双白矮星或双爆超新星的机制，并分析其对超高速逃逸星的影响。
2025-11-22 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
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
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
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
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
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
Stability and convergence of nuclear detonations in white dwarf collisions
本文研究了白矮星碰撞中热核爆轰的数值稳定性，设计了适应正面碰撞几何的网格策略，发现5 km以上分辨率可使能量和铁族产物不确定性低于10%，结论适用于多种成分和磁场条件。
2025-01-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
The runaway velocity of the white dwarf companion in the double detonation scenario of supernovae
本研究考虑双爆轰情景中超新星抛射物有限速度，发现幸存白矮星逃逸速度比爆炸前轨道速度低8-11%，需更大初始质量，此类双星罕见，还支持该情景主要产生特殊Ia型超新星。
2024-01-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Circumstellar absorption in double detonation Type Ia supernovae
在形成时，简并的He核白矮星被主要由理想气体压力支持的富氢辐射层所包围。在这封信中，我们研究的影响，这富氢层的质量传递的He+C/O双白矮星二进制文件，最终将合并，并可能产生Ia型超新星（SN Ia）的双爆炸的情况。由于它的热剖面和状态方程与下面的He核不同，富H层在He核的潮汐破裂之前稳定地转移到C/O白矮星上。我们发现，这种物质是从双星系统中喷射出来的，并在Ia超新星爆发前几百到几千年席卷了周围的星际介质。由此产生的拱星介质配置文件和从最近的观测推断的值之间的密切匹配的拱星吸收在超新星Ia提供了进一步的可信度复苏的双爆轰的情况。
2013-05-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Thermonuclear explosion criteria for direct and indirect collisions of CO white dwarfs: a study of the impact-parameter threshold for detonation
本文利用高分辨率AREPO三维模拟研究CO白矮星直接与间接碰撞，提出由密度、成分和速度决定的临界碰撞参数爆轰判据，并发现初始速度及数值建模显著影响56Ni产量。
2025-07-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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
Double Detonation of Sub-Chandrasekhar White Dwarfs and Subluminous Type Ia Supernovae
Ia型超新星被认为是碳氧白矮星热核爆炸的结果。这个模型通常解释了观测到的特性，但也有一些例外，比如亚发光超新星。在这里，我们讨论的可能性sub-Brachasekhar WD爆炸由于建立了一个层的氦的C-O WD吸积从富氦伴星解释观察到的偏差，如亚发光型Ia。我们还详细介绍了一些涉及的能量，这将使这种情况似乎是合理的。
2010-10-25 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
Detonability of white dwarf plasma: turbulence models at low densities
我们研究了在低密度湍流碳氧简并等离子体中产生自持爆轰所需的条件。我们进行了一系列的三维流体动力学模拟湍流驱动与不同程度的压缩性。模拟中的平均条件代表了合并双白矮星的模型。我们发现，在压缩驱动湍流的情况下，具有非常短的点火时间的材料是丰富的。这种材料形成连续的结构，持续了许多点火时间，我们确定为预期的爆炸内核。对未来核的详细分析表明，这些物体是中心凝聚的，它们的形状具有低曲率的特点，支持自我维持的爆炸。新提出的爆轰机制的关键特征是湍流驱动的高度可压缩性。模拟的爆轰核的尺寸明显小于迄今为止进行的任何白矮星合并模拟的空间分辨率。分辨核所需的分辨率为0.1 km。我们的研究结果表明，在这种良好的解决碳-氧白矮星合并的模拟爆炸的可能性很高。这些模拟可能会在总质量较低的系统中产生爆炸，从而扩大能够产生Ia型超新星的白矮星双星的数量。因此，我们预计能够产生迅速爆炸的合并总质量的下限将向下修正。我们回顾了新的爆轰机制的应用，以各种爆炸的情况下，单一的，rasekhar质量的白矮星。
2017-04-05 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.comp-ph
The asymmetry of white dwarf double detonations and the observed scatter around the Phillips relation
本研究通过模拟不同偏心点火的CO白矮星双爆震，发现偏心点火并非导致Phillips关系周围过大离散性的主因，而重氦壳层的爆震灰烬才是关键，减少氦壳质量有望改善模型与观测的吻合。
2025-05-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type Ia Supernovae from Merging White Dwarfs I. Prompt Detonations
合并的白矮星可能是Ia型超新星（SNe Ia）的祖先。虽然目前还不完全清楚在这样的系统中是否以及何时会触发爆炸，但数值模型表明，爆炸可能在恒星合并形成一个单一的紧凑物体之前开始。在这里，我们研究这样的“围合并”爆炸的数值模拟，建模的中断和核合成的恒星，直到喷出物达到海岸阶段。合成的光变曲线和光谱与观测结果进行比较。三个模型被认为是与主质量0.96 Msun，1.06 Msun，和1.20 Msun。其中，0.96 Msun的矮星与0.81 Msun的伴星合并，其Ni 56当量为0.58 Msun，是最有希望再生普通Ia型超新星的候选者。更大质量的合并会产生异常明亮的Ia型超新星，其峰值亮度接近于“超克拉塞卡”质量的Ia型超新星。虽然合成的光变曲线和光谱的一些模型类似于观察到的超新星Ia，喷出物的显着不对称性导致大的取向效应。峰值辐射热光度随视角变化超过2倍，并且当从光变曲线最亮的角度观察时，光谱吸收特征的速度较低。最大的取向效应出现在紫外线中，其中通量的变化超过一个数量级。尽管视角变化很大，但这三个模型大致遵循宽度-光度关系，较亮的光变曲线在B波段下降得更慢。在某些情况下，还可以看到来自次级恒星的未燃烧碳的光谱特征。
2013-11-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Thermonuclear explosion of a massive hybrid HeCO white-dwarf triggered by a He-detonation on a companion
正常的Ia型超新星（SNe）被认为是由大质量（$>0.8$ M $_\odot$）碳氧白矮星（WD）的热核爆炸产生的，尽管确切的机制还存在争议。在一些模型中，氦吸积到一个碳氧（CO）WD从伴星被建议动态触发爆炸的吸积氦壳。氦爆炸然后产生冲击波，该冲击波在靠近CO-WD的核心处会聚在其自身上之后，触发二次碳爆炸并引起高能爆炸。然而，这种情况下的大多数研究已经完成了在一个或两个维度，和/或没有考虑自洽的吸积和氦供体的模型。在这里，我们利用详细的三维模拟研究的相互作用的富氦混合$0.69\,\mathrm{M_\odot}$ HeCO WD与更大量的$0.8\,\mathrm{M_\odot}$ CO~WD。我们发现，从混合WD到CO~WD的吸积引起氦爆轰。然而，氦爆轰并不触发CO~WD中的碳爆轰。相反，氦爆炸燃烧通过吸积流，也燃烧供体混合HeCO-WD的氦壳。其巨大的氦壳爆炸，然后压缩其CO核心，并触发其爆炸和完全破坏。爆炸产生了一个微弱的，可能是高度变红的瞬变，可能是由维拉鲁宾调查观察到的，以及高速（$\sim 1000\,\mathrm{km s^{-1}}$）喷射的加热幸存的CO~WD伴星。由于恒星演化的不确定性，我们估计这种瞬变的速率高达Ia SNe型速率的$\sim10\%$。
2021-03-10 astro-ph.SR
Thermonuclear explosions of rapidly differentially rotating white dwarfs: Candidates for superluminous Type Ia supernovae?
观测到的“超亮”Ia型超新星的子类缺乏令人信服的理论解释。如果这类天体的辐射完全是由爆炸中形成的镍-56放射性衰变提供动力，那么就需要一颗不旋转的白矮星的母星质量接近或甚至超过克拉塞卡极限。显著超过该极限的质量可以通过差动旋转来支撑。因此，我们探索爆炸和预测不同的情况下产生的差异旋转的碳氧白矮星接近各自的稳定极限的观测值。具体来说，我们已经研究了一个提示爆震模型，爆炸后的初始爆燃阶段（“延迟爆震”模型），和一个纯爆燃模型。在后处理步骤中，我们进行了核合成和三维辐射转移计算，这使我们能够第一次从我们的模型中一致地获得合成观测值。我们发现，所有涉及爆炸的爆炸场景产生非常明亮的事件。然而，对它们的观测预测与任何已知的Ia型超新星的子类都不一致。纯粹的爆燃类似于2002 cx型超新星，可能是这类超新星的一部分。我们讨论了我们的发现的爆炸机制和差异旋转的白矮星作为超新星祖先的存在的影响。
2018-07-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type Ia Supernovae from Merging White Dwarfs II) Post-Merger Detonations
碳氧（CO）合并的白矮星是Ia型超新星（SN Ia）的一个有希望的祖先系统，但爆炸的基本物理和时间仍然存在争议。如果爆炸发生在副恒星完全分裂之后，爆炸的主星将膨胀成一种致密的CO介质，这种介质可能仍然具有盘状结构。这种相互作用将使喷出物减速并变形。在这里，我们进行了多维模拟的“夯实”SN Ia模型，使用粒子和网格为基础的代码来研究合并和爆炸动力学，和一个辐射转移代码来计算合成光谱和光变曲线。我们发现，合并后的爆炸表现出沙漏形的不对称性，导致光变曲线与视角的强烈变化。影响结果的两个最重要的因素是盘的标度高度，这敏感地取决于二进制的质量比，和总${}^{56}$ Ni产量，这是由残余核心的中心密度。合成的宽带光变曲线上升和下降非常缓慢，光谱通常看起来很奇特，具有中等质量元素的微弱特征，但相对较强的碳吸收。我们还考虑了残余物的粘性演化的影响，并表明合并和爆炸之间的较长的时间延迟可能会导致较大的${}^{56}$ Ni产量和更对称的残余物。我们讨论的相关性，这类非球面的“夯实”的超新星Ia解释类的“超超克拉塞卡”的超新星Ia。
2013-12-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Three Hypervelocity White Dwarfs in Gaia DR2: Evidence for Dynamically Driven Double-Degenerate Double-Detonation Type Ia Supernovae
双白矮星（WD）双星的双爆是近年来发现的最有希望的Ia型超新星（SN Ia）的起源现象之一。这种“动力驱动的双简并双爆轰”（D^6）方案的一个潜在结果是，伴随的WD在爆炸中幸存下来，并以等于其SN前轨道速度> 1000 km/s的速度被抛出。我们使用盖亚的第二次数据发布来搜索这些超高速逃逸的WD。在本文中，我们讨论了七个候选人跟进地面仪器。这三个来源可能是银河系中已知最快的恒星，总的银河系中心速度在1000到3000公里/秒之间，并且与之前在SN Ia系统中的伴星WD一致。然而，虽然其中一颗恒星的径向速度大于1000 km/s，但其他两颗恒星的径向速度却令人困惑地一致为0。来自盖亚的五参数天体测量解和来自后续光谱的径向速度相结合，初步证实了D^6场景的6D性。其中一颗恒星的过去位置将其置于一个微弱的旧SN遗迹中，进一步加强了这些候选者作为经历SNe Ia的双星系统的超高速逃逸的解释。
2018-07-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Faint calcium-rich transient from the double-detonation of a $0.6\,M_\odot$ carbon-oxygen white dwarf star
本文通过三维流体动力学模拟，研究0.4倍太阳质量氦白矮星与0.6倍太阳质量碳氧白矮星并合引发的双爆轰，提出该机制可解释暗弱富钙暂现源的前身场景。
2023-10-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Helium Shell Detonations on Low Mass White Dwarfs as a Possible Explanation for SN 2005E
最近几颗Ib型超新星（SN 2005 E）被证明具有非典型性质。这些SNe是微弱的（绝对峰值幅度~ -15）和快速SNe，显示独特的组成。据推测，它们的喷出物质量很低（太阳质量的十分之几），高度富集钙，但缺乏硅元素和镍。因此，这些SNe被认为属于一类新的富钙微弱SNe爆炸。它们的性质被认为是氦爆炸的结果，氦爆炸可能发生在吸积的白矮星上。本文从理论上研究了氦爆轰的情况，重点研究了低质量碳氧（CO）堆芯吸积氦层中的爆轰结果。我们提出了新的结果，从一维模拟这样的爆炸，包括他们的光变曲线和光谱。我们发现，当氦层的密度足够低时，氦爆轰产生大量的中间元素，如钙和钛，以及大量的未燃氦。我们的研究结果表明，富钙的微弱SNe的属性确实可以与氦爆轰的情况下，小CO的核心是一致的。在一定的密度（较大的CO核）以上，爆炸主要留下56 Ni和未燃烧的氦，预测的光谱不太可能符合这类SNe的独特特征。最后，我们所研究的模型都没有再现另一种类型的奇特SNe的明亮，快速演变的光变曲线建议起源于氦爆炸（SNe 1885 A，1939 B和2002 bj）。
2010-09-20 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
Masses of White Dwarf Binary Companions to Type Ia Supernovae Measured from Runaway Velocities
最近提出的“动力驱动双简并双爆轰”（D6）方案假定Ia型超新星（SNe）可能发生在双星系统中两颗白矮星（WD）之间的动力不稳定质量转移过程中。这种情况预测，供体WD可能会在爆炸中幸存下来，并以超高速逃逸的形式释放出来，这为识别D6 SNe的残余恒星并利用它们来研究产生Ia型SNe的爆炸物理提供了令人兴奋的可能性。三个候选的D6逃逸物体已经在盖亚数据中确定。这些残余物体可观测到的失控速度代表其在超新星爆炸时的轨道速度。D6方案中所需的轨道动力学和罗氏瓣几何形状对成为超高速逃逸的供体WD的半径和质量施加了特定的约束。在这封信中，我们计算所需的D6施主WD的逃逸速度的函数的半径。使用WD的质量半径关系，我们然后约束的施主恒星的质量。与测量速度的三个D6候选对象的基础上盖亚EDR3，这项工作提供了一个新的探测器的质量和质量比WD二元系统，产生SN爆炸和超高速逃逸。
2021-12-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Can helium envelopes change the outcome of direct white dwarf collisions?
最近，白矮星（WD）的碰撞被认为是Ia型超新星（SNIa）的可能机制。WD碰撞作为SNIa祖先的可行性的一个关键特征是，在爆震波点火之前，质量的显著部分被高度压缩到有效生产$^{56}$ Ni所需的密度。以前的研究主要采用完全由碳-氧（CO）组成的模型WD，而WD预计具有不可忽略的氦包络。考虑到在WD碰撞的条件下氦比CO更容易爆炸燃烧，合理的关注点是早期He爆震点火是否可以转化为早期CO爆震，从而大大减少$^{56}$ Ni合成。我们调查的作用，他在确定WD碰撞的命运进行了一系列的二维流体力学计算。我们发现，非平凡的减少CO点火时间的一个必要条件是，在接触区诞生的He爆轰成功地传播到未受冲击的壳。我们确定的最小的他壳质量作为一个功能的总WD质量，坚持这一条件。虽然我们利用一个简化的反应网络类似于以前的研究中使用的，我们的研究结果是在良好的协议与详细的调查网络的大小对He壳爆炸的影响。这使我们能够将我们的结果扩展到更真实的燃烧物理的情况。基于这些研究结果对WD成分的进化计算的比较，我们得出结论，大多数，如果不是全部，WD碰撞不会受到其固有的他组件的巨大影响。
2015-10-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Laterally Propagating Detonations in Thin Helium Layers on Accreting White Dwarfs
理论研究表明，中等质量（0.01Msun<MHe <0.1Msun）的氦壳层在吸积的白矮星（WD）上会不稳定地点燃。对于质量更大（M>0.8Msun）的WDs，这些氦壳层可以足够致密（5x10^5 g/cc），对流燃烧区在与穿过壳层的声音传播时间相当的时间尺度上消失，从而提高了爆炸结果的可能性。爆炸的性质（即爆燃或爆炸）仍然不明确。在爆轰的情况下，这将导致一个横向传播的前锋，其性质在这些几何薄和低密度壳，我们开始研究在这里。我们的计算表明，径向膨胀时间<0.1 s导致不完全的氦燃烧，与西姆和合作者最近的工作，但释放的核能仍然是足够的实现自我维持的爆震传播速度低于查普曼-朱盖横向。我们的模拟解决了亚音速区域后面的前面，并与直接计算的反应结构的冲击强度是一致的。灰烬通常富含He，主要由Ti-44、Cr-48以及少量的Fe-52组成，在富碳层中具有非常少的Ni-56和显著的Ca-40。如果氦爆炸导致Ia型超新星，它的光谱特征将在爆炸后的头几天出现。（节略）
2012-05-29 astro-ph.SR
Multidimensional Nebular-Phase Calculations of Dynamically-Driven Double-Degenerate Double-Detonation Models for Type Ia Supernovae
Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）；Cosmic Dawn Center (DAWN)（宇宙黎明中心）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）；GSI Helmholtzzentrum für Schwerionenforschung（重离子研究中心）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理研究所）；School of Physics, Trinity College Dublin, The University of Dublin（都柏林三一学院物理系）；Heidelberger Institut für Theoretische Studien（海德堡理论研究所）
研究通过1D和3D模拟探讨Ia型超新星双致密天体双点火模型的多维星云相特征，发现多维结构显著影响离子平衡和光谱特征，但现有模型在光谱形状和强度上仍存在不一致，需进一步验证。
2026-04-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Detonation Mechanism of the Pulsationally-Assisted Gravitationally-Confined Detonation Model of Type Ia Supernovae
我们描述的爆轰机制，包括“脉动辅助”引力约束爆轰（GCD）模型的Ia型超新星SNe Ia。这个模型是类似于以前的GCD模型报告在约旦等。（2008年）;然而，所选择的初始条件产生了实质上不同的爆炸机制，这是由于在爆燃阶段释放了更大的能量。由此产生的最终动能和镍-56产量符合更好的观测值比“经典”的GCD模型的情况。在目前的模型中，爆燃阶段的点火导致上升的燃烧的灰烬羽流。这些灰从白矮星的表面爆发出来，围绕恒星横向流动，并在爆发点的对跖点处的碰撞区域聚集。在爆燃阶段释放的能量足以使恒星迅速膨胀，因此当灰烬到达对跖点时，表面密度太低而无法引发爆炸。相反，当火山灰流入碰撞区域（同时与表面燃料混合）时，恒星达到最大膨胀状态，然后收缩。恒星收缩的作用是增加恒星的密度，包括碰撞区域的密度。这既提高了碰撞区域中燃料-灰混合物的温度和密度，又最终导致Zel'dovich梯度机制产生爆震所必需的热力学条件。我们证明了这种情况下的可行性与三个3维（3D），全明星模拟这个模型使用FLASH代码。我们的特点是在爆燃阶段释放的能量，范围从38%到78%的白矮星的结合能的模拟。我们表明，爆炸的必要条件，在所有三个模型实现。
2012-09-17 astro-ph.HE 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
AREPO White Dwarf merger simulations resulting in edge-lit detonation and run-away hypervelocity companion
使用 AREPO 模拟 $1.1\\,\mathrm{M_\odot}$ 碳氧白矮星与 $0.35\\,\mathrm{M_\odot}$ 氦白矮星合并，发现边缘点燃氦爆轰触发碳爆轰，产生超高速幸存伴星，并分析了参数敏感性。
2023-05-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Effect of the Pre-Detonation Stellar Internal Velocity Profile on the Nucleosynthetic Yields in Type Ia Supernova
Ia型超新星爆炸机制的一个常见模型是基于白矮星的延迟爆炸。各种模型的不同之处主要在于爆燃导致爆炸的方法。然而，这些模型的一个共同特点是，所有这些模型都涉及爆炸通过一个膨胀或收缩的白矮星的传播，其中恒星的内部速度分布取决于时间和空间。在这项工作中，我们调查的爆轰前的恒星内部速度分布和爆轰后的膨胀速度对生产的α粒子核，包括Ni 56，这是由爆轰波产生的主要核的影响。我们进行一维流体动力学模拟的爆炸阶段的白矮星的中心和偏离中心的爆炸与五个不同的恒星速度分布在爆炸的开始。我们观察到两个不同的爆后膨胀阶段：稀疏和体积膨胀。几乎所有Ni 56的燃烧都只发生在稀疏阶段，其膨胀时间尺度受到恒星中预先存在的流动结构的影响，特别是爆炸前的恒星速度剖面。我们发现，α粒子核的质量分数，包括Ni 56，是紧函数的经验物理参数rho_up/v_down，其中rho_up是质量密度的上游的爆震波前和v_down是流动的速度下游的爆震波前。我们还发现vdown依赖于爆前气流速度。我们的结论是，预先存在的流动的性质，特别是恒星内部速度剖面，影响爆炸产生的燃烧物质的最终同位素组成。
2013-06-06 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
Discovery of a double detonation thermonuclear supernova progenitor
我们发现了一个新的双爆轰起源系统，它由一颗热亚矮星B（sdB）和一颗轨道周期为P = 76.34179（2）min的白矮星伴星组成。光谱观测是一致的sdB星在氦核心燃烧居住在极端的水平分支。嵌合体的光变曲线主要由sdB星的椭球形变形和同伴白矮星的弱食所控制。结合光谱和光变曲线拟合，我们发现一个低质量sdB星，$M_{\rm sdB}=0.383\pm0.028$ M $_\odot$与一个大质量白矮星伴星，$M_{\rm WD}=0.725\pm0.026$ M $_\odot$。从日食，我们发现一个黑体温度为26,800 K的白矮星，导致冷却年龄为$\approx$ 25万年，而我们的MESA模型预测的sdB年龄为$\approx$ 170万年。我们的结论是，sdB形成第一次通过稳定的质量转移，其次是一个共同的信封，导致形成的白矮星伴星$\approx$ 25万年前。利用MESA恒星演化程序，我们发现sdB星将在$\approx$ 600万年开始质量转移，在$\approx$ 6000万年白矮星将达到总质量为$0.92$ M $_\odot$，并具有厚的氦层$0.17$ M $_\odot$.这将导致爆炸，可能会摧毁白矮星在一个特殊的热核超新星。PTF1 2238 + 7430是第二颗被证实的双爆轰热核超新星。使用这两个系统，我们估计，至少有$\approx$ 1%的白矮星热核超…
2022-01-06 astro-ph.SR
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
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
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
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
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
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
Dynamical He Flashes in Double White Dwarf Binaries
本文研究了双白矮星双星中的动力学氦壳层燃烧，提出了一种通过高熵氦白矮星供体稳定质量转移来积累氦壳层质量以实现双重爆轰的 scenario，并解释了 Ia 型超新星观测特征及 runaway 天体 D6-2 的起源。
2023-05-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Evolution of Hypervelocity Supernova Survivors and the Outcomes of Interacting Double White Dwarf Binaries
本文通过白矮星的热演化与质量损失模型解释了冷D6型超高速超新星幸存者的性质，并推断约2%的Ia型超新星会留下此类幸存伴星，同时为LP 40-365类恒星及双白矮星并合结局提供了统一图景。
2025-02-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
No double detonations but core carbon ignitions in high-resolution, grid-based simulations of binary white dwarf mergers
我们研究了大质量双星白矮星系统合并的剧烈相。我们的目标是描述爆炸燃烧发生的条件，并确定Ia型超新星可能的爆炸机制。我们的模型系统的主要成分是碳氧（C/O）白矮星，而次要成分是由C/O或纯氦组成。我们占潮汐的影响，在初始条件下，在一个自洽的方式，并考虑最初良好分离的系统缓慢的inspiral率。我们研究了合并的演变使用自适应网格细化，反应，欧拉代码在三维空间，假设对称的轨道平面。我们使用一个同向旋转的参考系，以尽量减少数值扩散的影响，并使用多重网格的方法解决自重。我们发现了一种新的爆轰机制，在C/O合并与大量的初级。在这里，爆炸发生在原核的核心，并依赖于潮汐加热，吸积加热和自加热的综合作用，由于核燃烧。爆炸结构的成分分层，与一个反向冲击形成的密集喷出物的表面。在其他地方没有报道过这种冲击的存在。爆炸能量（$1.6\times 10^{51}$ erg）和$^{56}$ Ni质量（0.86 M $_\odot$）与超新星Ia在光度分布的亮端一致，近似下降率为$Δm_{15}(B)\approx 0.99$。我们的研究不支持双爆轰的情况下，0.6 M $_\odot$氦次级和0.9 M $_\odot$主要的系统。虽然吸积的氦爆炸，但它未能点燃边界层底部或原爆堆芯的碳。
2016-11-17 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.comp-ph
Double-detonation sub-Chandrasekhar supernovae: can minimum helium shell masses detonate the core?
亚克拉塞卡质量的白矮星通过双爆轰方案的爆炸是Ia型超新星的一个潜在解释。在这种情况下，氦层中的表面爆炸引发下面的碳/氧核心中的爆炸，导致爆炸。对于一个给定的核心质量，一个下限已被确定在氦闪光，这是一个必要的先决条件，爆炸的动态燃烧所需的氦壳的质量。对于一个范围内的核心和相应的最小氦壳质量，我们调查是否假设的表面氦爆炸是能够触发随后的爆炸，即使在这种限制的情况下，在核心。我们进行了流体动力学模拟的共同扩大欧拉网格在两个维度假设旋转对称。爆炸传播使用水平集方法和一个简化的核反应方案，已校准了一个大型的核网络。相同的网络用于在后处理步骤中确定详细的核合成丰度。基于文献中的近似爆轰引发准则，我们发现所有模拟模型都触发了次级核爆轰，核质量从0.810到1.385 M_solar，相应的壳质量从0.126到0.0035 M_solar。这意味着，一旦爆炸在覆盖碳/氧白矮星的氦壳中触发，随后的核心爆炸几乎是不可避免的。
2010-10-22 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
Three-dimensional delayed-detonation models with nucleosynthesis for Type Ia supernovae
我们提出了一套14个三维，高分辨率流体动力学模拟延迟爆轰模型Ia型超新星（SN Ia）爆炸的结果。该模型套件包括第一套三维超新星Ia模拟与详细的同位素产量信息。因此，它可以作为一个数据库，用于计算克拉塞卡质量延迟爆轰模型核合成产率，并用于推导合成观测值，如光谱和光变曲线。我们采用了一个物理激励，随机模型的基础上湍流速度波动和燃料密度计算现场的爆燃到爆轰转变（DDT）的概率。为了获得爆燃阶段的不同强度，从而获得不同程度的预膨胀，我们选择了一系列初始模型，分别为1、3、5、10、20、40、100、150、200、300和1600（两种不同的实现）中心密度为2.9 × 10^9 gcc的流体静力学白矮星中的点火核，此外，还有一个高中心密度（5.5 x 10^9 gcc）和一个低中心密度（1.0 x 10^9 gcc）的100点火核心构型。对于每一个模拟，我们都通过用384个核素的反应网络对10^6个示踪粒子进行后处理来确定详细的核合成产额。所有的延迟爆炸模型都会导致白矮星爆炸，产生0.32到1.11太阳质量的56 Ni。作为一般趋势，模型预测稳定的富中子铁族同位素不是在最低速度下发现的，而是在围绕富56镍核的壳层中以中等速度（~ 3，000 - 10，000 km/s）发现的。模型还预测了相对低速的氧和碳，典型的最小速度分别约为4，000和10，000 km/s。
2012-11-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hydrodynamical simulations of helium-ignited binary white dwarf mergers
University of Massachusetts Dartmouth（麻省大学达特茅斯分校）；Center for Scientific Computing and Data Science Research University of Massachusetts, Dartmouth（麻省大学达特茅斯分校科学计算与数据科学研究中心）；Georgia Institute of Technology（佐治亚理工学院）；Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理学研究所）
本研究通过AREPO和FLASH模拟，探讨了氦点火双简并白矮星合并的流体动力学结果，验证了D6和四爆燃通道在Ia型超新星中的可行性。
2026-02-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Evolution of Helium Star Plus Carbon-Oxygen White Dwarf Binary Systems and Implications for Diverse Stellar Transients and Hypervelocity Stars
氦吸积引起的CO白矮星（WD）爆炸被认为是许多观测到的恒星瞬变类型的有希望的候选者，包括Ia型和Iax型超新星（SNe）。然而，一个明确的最喜欢的结果还没有出现。我们探讨了白矮星中氦的点火条件，以及氦星-WD双星的最终命运与它们的初始轨道周期和组分质量的函数关系。我们计算274模型二进制系统的二进制演化代码（BEC），其中两个组件都完全解决。恒星和轨道的演化是同时计算的，包括质量和角动量转移，潮汐，和引力波发射，以及差分旋转和内部流体动力学和磁角动量输运。我们发现，氦爆炸预计只有在系统的最短的初始轨道周期，并为初始质量的白矮星（MWD > 1.0 MSun）和较低的质量施主（Mdonor < 0.8 MSun），积累的氦层大多超过0.1 MSun。爆炸后，这些系统将释放捐助者作为超高速前WD失控的明星，我们预测的运动学和恒星性质的预期范围。具有更大质量供体或初始周期超过1.5小时的系统在积累0.1 - 0.001 MSun的氦后可能会发生氦爆燃。在氦供体星低于-0.6 MSun的系统中，白矮星中的氦点火被避免，并导致三组明显不同的双白矮星系统。氦爆炸的参数空间大小仅相当于银河系超新星Ia速率的3%和超新星Iax速率的10%，而预测的大量氦（>0.1 MSun）在祖先中并不容易与原型超新星Ia的观测相一致。...
2019-04-29 astro-ph.HE 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
