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
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
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
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
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
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-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
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
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
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
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
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
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
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
Super-Chandrasekhar SNe Ia Strongly Prefer Metal-Poor Environments
我们讨论了一种新的趋势，即超克拉塞卡Ia型超新星（SCSNe）的祖质量估计显着超过1.4 M_sun往往在贫金属环境中爆炸。虽然Taubenberger et al. 2011注意到一些SCSNe宿主星系相对缺乏金属，但我们定量地关注它们在宿主星系中的位置，指出在四分之三的情况下，SCSNe爆炸发生在其宿主星系盘的外缘。因此，它们的祖先很可能具有比宿主中心区域的金属丰度低得多的金属丰度。在两个案例中（SN 2003 fg和SN 2009 dc），爆炸地点在宿主光的99%之外，而在一个案例中（SN 2006 gz），宿主的径向金属丰度斜率表明爆炸地点位于贫金属区域。第四种情况（SN 2007 if）具有光谱测量的最低SN Ia宿主金属丰度（Childress等人，2011年）。也许可以通过一些特定于这种情况的祖先场景来解释这些异常明亮的事件中的每一个，但是一个更简单和直接的结论是将控制因素归因于它们唯一共同的物理方面-贫金属环境。
2011-07-08 astro-ph.SR
Solar abundance of manganese: a case for the existence of near Chandrasekhar-mass Type Ia supernova progenitors
锰主要是在Ia型超新星（SN Ia）爆炸中合成的。由于在爆炸热核燃烧的锰产量的熵依赖性，SNe Ia涉及近rasekhar质量的白矮星（WD）的预测产生的Mn到Fe的比例显着超过那些SNe Ia爆炸涉及次rasekhar质量的主要WD。在目前所有的超新星爆炸模型中，只有超新星Ia模型涉及近克拉塞卡质量的WD产生[Mn/Fe] > 0.0。目的：使用特定的收益率竞争的超新星Ia的情况下，我们的目标是限制爆炸的相对分数近rasekhar质量次rasekhar质量的主要WD在银河系。研究方法：我们提取锰产量从三维热核超新星模拟参考不同的初始设置和祖通道。然后，我们计算Mn在太阳附近的化学演化，假设超新星Ia是由不同的相对分数所考虑的爆炸模型。结果如下：我们发现，由于核统计平衡的冻结产量的熵依赖性，[Mn/Fe]强烈地依赖于爆炸WD的质量，与近Ehrasekhar质量WD产生实质上更高的[Mn/Fe]比亚Ehrasekhar质量WD。在所有可能影响Mn化学演化的核合成源中，只有涉及近Kazrasekhar质量WD的热核焚化的爆炸模型预测太阳能或超太阳能[Mn/Fe]。因此，我们发现在我们的化学演化计算中，在[Fe/H] > 0.0的太阳邻域中观察到的[Mn/Fe]不能在没有近克拉塞卡质量的SN Ia原色的情况下重现。假设50%的超新星Ia来自于近克拉塞卡质量的WDs中的爆炸性热核燃烧，结果…
2013-09-11 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 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
Type Ia Supernovae and Accretion Induced Collapse
使用人口合成二进制演化代码StarTrack，我们提出的理论速率和延迟时间的Ia型超新星所产生的各种形成渠道。这些通道包括爆炸的白矮星达到克拉塞卡质量极限的双星（DDS、SDS和富氦施主方案）以及亚克拉塞卡质量方案，其中白矮星从富氦伴星吸积，并在达到克拉塞卡质量极限之前爆炸为超新星Ia。我们发现，使用一个共同的信封参数化采用能量平衡与α =1和λ =1，超新星率每单位质量（出生在恒星）的sub-Brachasekhar质量SNe Ia超过所有其他祖通道在历元t=0.7 - 4 Gyr的恒星形成的爆发在t=0。此外，亚阿布拉塞卡模型的延迟时间分布可以分为两个不同的演化通道：延迟时间<5亿年的“即时”氦星通道，以及延迟时间> 8亿年的“延迟”双白矮星通道，跨度可达哈勃时间。这些发现与最近观测得到的延迟时间分布相一致，后者预测大量Ia超新星的延迟时间小于1 Gyr，其中很大一部分的延迟时间小于5亿年。我们发现，DDS通道也能够占观察到的速率的SNe Ia。然而，对白矮星合并的详细模拟表明，大多数合并不会导致超新星Ia，而是通过吸积诱导的坍缩形成中子星。如果这是真的，我们的标准人口合成模型预测，唯一的祖先通道，可以占率的Ia超新星是sub-Brachasekhar质量的情况下，没有考虑的其他祖先可以完全解释所观察到的利率。
2010-09-19 astro-ph.SR
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
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
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
A reddening-free method to estimate the $^{56}$Ni mass of Type Ia supernovae
Ia型超新星（SNe\，Ia）数量的增加表明，该种群的多样性比过去所假设的要大。这种多样性的原因（例如亲本种群、爆炸机制）在很大程度上仍然未知。我们研究了SNe\，Ia近红外线曲线的一个样本，并将第二个极大值的相位与测热峰值亮度关联起来。峰值辐射热光度与第二个最大值的时间（相对于{ \it B}光曲线最大值）的关系如下：$L_{max}(10^{43} erg s^{-1}) = (0.039 \pm 0.004) \times t_2(J)(days) + (0.013 \pm 0.106)$。$^{56}$ Ni的质量可以根据阿内特规则从峰值光度导出，该规则规定最大光度等于镍衰变产生的瞬时能量。我们将这一假设与最近的质量延迟爆轰模型的辐射传递计算进行了比较，发现这一假设在最近的质量延迟爆轰模型的辐射传递计算中的有效性在10%以内。将$L_{max}$与$t_2$的关系应用于40个具有显著红化（$E(B-V) >$ 0.1 mag）的额外SNe ~ 1，Ia的样品，并建立了SNe~Ia的无红化的辐射热光度函数。通过直接观测SN 2014 J中大量吸收的$γ-$射线的$^{56}$ Ni质量测量，对该方法进行了测试，发现结果完全一致。超巨星系塞卡质量爆炸，特别是SN 1，2007 if，不遵循峰值光度与第二红外极大值之间的关系。这可能指向一个额外的能量源在最大光贡献。构造了SNe\…
2016-01-19 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
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
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
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
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
Initial Flash and Spectral Formation of Type Ia Supernovae with An Envelope: Applications to Over-luminous SNe Ia
过亮的Ia型超新星（SNe Ia）显示出特殊的观测特征，基于它们的高光度和缓慢的光变曲线演化，有人认为这是一颗超过经典的克拉塞卡极限质量的超大质量白矮星（WD）的爆炸。然而，它们的观测特征是多种多样的，有几个非常特殊的特征，其起源尚未澄清;强烈和持续的C II线，晚时间加速光度下降和红色光谱，以及一个亚日时间尺度的初始闪光，到目前为止，至少有三个过亮的Ia型超新星被清楚地识别出来。在目前的工作中，我们提出了一个方案，提供了一个统一的解决方案，这些特点，通过流体动力学和辐射传输模拟与分析的考虑;一个C+ O丰富的信封（~0.01 - 0.1 Msun）连接到爆炸WD。强的C II线在冲击包络内产生。尘埃的形成是可能的，在后期阶段，提供了足够的光学深度之后。这里考虑的包层质量的范围预测初始闪光的时间尺度为~0.5 - 3天。因此，该方案可以通过不同的包络量来解释一些关键的不同观测特性，但还需要其他因素;我们认为包络分布在盘状结构中，并且喷出物的特性，例如，WD的质量起着关键作用。在假设的背景下，超amerasekhar质量WD的情况下，我们推测提出了一个祖先WD的演变，包括自旋吸积阶段，然后由自旋下降的质量喷射阶段。
2023-03-01 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
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 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
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
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
'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
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
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
The Single-Degenerate Channel Leads to Type Iax and Not Type Ia Supernovae due to Premature Ignition
Technion - Israel Institute of Technology（以色列理工学院）
单致残通道因过早点燃导致Iax型超新星而非Ia型，揭示白矮星质量阈值决定爆炸类型。
2026-02-17 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 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
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
Mass-accreting white dwarfs and type Ia supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）在理解宇宙演化中起着重要作用。它们被认为是双星中质量吸积的碳氧白矮星（CO WD）的热核爆炸，尽管吸积WD的质量供体仍然没有很好地确定。在这篇文章中，我回顾了最近的研究质量吸积WD，包括H-和He吸积WD。我还回顾了目前研究最多的SNe Ia祖细胞模型，即，单简并模型（包括WD+MS通道、WD+RG通道和WD+He星通道）、双简并模型（包括剧烈合并情景）和亚克拉塞卡质量模型。讨论了Ia型超新星产生的初始参数空间、双星演化路径、Ia型超新星的候选祖先星、Ia型超新星可能存在的伴星以及观测约束条件等，并总结了Ia型超新星的其他可能的祖先星模型，包括混合CONe WD模型、核心简并模型、双WD碰撞模型、自旋上/自旋下模型和WD在黑洞附近的模型.目前看来，需要两个或两个以上的祖先模型来解释观测到的Ia超新星的多样性.
2018-02-20 astro-ph.HE 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
Type IA supernovae from very long delayed explosion of core - WD merger
在Ia型超新星的核心简并（CD）框架下研究了快速旋转白矮星（WD）的自旋下降时间尺度。在CD方案中，质量为1000万的WD是在共同包层阶段或行星状星云阶段结束时，由WD伴星与一颗大质量渐近巨星分支星的热核心合并而形成的。在CD方案中，快速旋转的WD形成于恒星形成幕之后不久，恒星形成到爆炸的延迟时间基本上取决于快速旋转的合并残余物的自旋下降时间。我们发现，引力辐射是低效的自旋下WD，而磁偶极子辐射扭矩可以导致延迟时间，需要解释超新星Ia。
2011-09-14 astro-ph.SR
The Evolution of the Type Ia Supernova Luminosity Function
Ia型超新星（SNe Ia）的峰值亮度和光变曲线形状有很大的差异：最暗的SNe Ia比最亮的SNe Ia的亮度低10倍，并且演化速度更快。它们的不同特征也延伸到它们的恒星年龄分布，较暗的Ia超新星优先出现在老的恒星星族中，反之亦然。在这封信中，我们使用利克天文台超新星搜索（LOSS）的数据量化了Ia超新星光度与恒星年龄的关系。我们的二进制人口合成计算同意定性的趋势，在>1 Gyr-old人口探测的损失，如果大部分的超新星Ia产生的亚亚克拉塞卡质量的白矮星（WD）在双WD系统的迅速爆炸。在适当的假设下，我们表明，双WD系统的质量较小的初级，这产生微弱的超新星Ia，互动和爆炸的年龄比那些更大规模的初级。我们发现，双WD系统中的即时爆炸能够再现观测到的超新星Ia光度函数的演变，这是任何超新星Ia祖先场景必须面对的一个约束。
2017-12-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Intrinsic Stochasticity of the $^{56}$Ni Distribution of Single-Degenerate Type Ia Supernovae
数十年来，双巨拉塞卡质量的白矮星通过单简并通道从非简并的恒星伴星吸积质量一直是Ia型超新星的主要解释。然而，一个全面的理论解释还没有出现，以解释预期的性质的规范近拉塞卡质量白矮星模型。在白矮星的对流核心内的沸腾阶段导致散布在核心上的一个或多个火焰气泡的点燃。因此，近克拉塞卡质量的单简并超新星Ia具有内在的随机性，并有望导致一系列的结果，从次发光的SN 2002 cx类事件，到过发光的SN 1991 T类事件。然而，所有以前的模拟的单退化通道进行通过爆震阶段设置的点火点作为自由参数。在这项工作中，第一次，我们把点火点预测的{ \it ab initio}模型的对流阶段导致点火，并遵循通过爆震阶段在全三维模拟。在这个框架中，单简并的特征是过度发光。使用统计方法，我们确定的$^{56}$镍质量分布所产生的随机点火。虽然存在引爆模型的$\gtrsim 0.2 M_{\odot}$的总散布，但是分布是强烈左偏的，并且具有窄的标准偏差$\simeq 0.03 M_{\odot}$。相反，如果单简并不是过亮的，而是主要产生正常或失败的事件，那么模型需要微调点火参数，或者需要修改物理或祖模型。我们讨论的影响，我们的研究结果的建模单简并SNe Ia。
2018-10-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Manganese spread in Ursa Minor as a proof of sub-classes of type Ia supernovae
上下文最近，Ia型超新星（SNe Ia）的新子类被发现，包括SNe Iax。SNe Iax的祖先可能相对较大，可能是C+O+Ne混合的白矮星，它可以在低金属丰度时引起白矮星风。还有另一类可能在低金属丰度或零金属丰度时发生：在标准C+O白矮星的单和/或双简并系统中的次亚克拉塞卡质量爆炸。这些爆炸与正常的克拉塞卡质量爆炸相比具有不同的核合成产额。目的。我们测试这些超新星Ia通道使用其特征化学签名。方法. Ia型超新星的两个子类可能比正常的Ia型超新星更稀有，并且不会影响太阳附近的化学演化;然而，由于延迟时间较短和/或金属丰度依赖性较弱，它们可能会影响贫金属系统的演化。因此，我们已经包括在我们的随机化学演化模型的矮球状星系小熊座。结果该模型预测在低金属丰度的星际介质中[Mn/Fe]呈蝴蝶状分布，同时在[Fe/H]比太阳附近低的情况下[α/Fe]比下降，这两者都与观测到的小熊座恒星丰度一致。结论.我们的模型和现有的观测结果之间令人惊讶的协议提供了一个强有力的迹象，这些新的子类的超新星Ia的起源。这一结果需要通过我们银河系其他卫星星系中锰的未来丰度测量来证实。对于这个项目来说，至关重要的是，测量的不是最极端的贫金属尾部，而是相反的;矮椭球体富含金属的一端。
2017-08-30 astro-ph.GA 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
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
Prospects of Searching for Type Ia Supernovae with 2.5-m Wide Field Survey Telescope
Ia型超新星（SNe Ia）是碳氧白矮星（WD）的热核爆炸，并作为距离指示器而闻名。然而，目前还不清楚WDs如何增加它们的质量，以及热核失控是如何发生的。与这些悬而未决的问题相关的观测线索，如爆炸后数小时至数天内的光度数据，是稀缺的。因此，一个基本的方法是发现SNe Ia在特定的时期与最佳的调查。2.5米宽视场巡天望远镜（WFST）是即将部署在中国西部的一个巡天设施。在本文中，我们评估SNe Ia与WFST模拟观测的可探测性。其次是体积率，我们生成一个光谱系列的超新星Ia基于数据的模型，并引入视线消光计算从观察者的亮度。通过与WFST的探测限的比较，我们可以计算出模拟WFST观测发现的Ia超新星的数量。我们希望WFST能在一年的运行中找到超过$3.0\times10^{4}$的前极大SNe Ia。特别是，WFST可以发现大约45个明亮的Ia型超新星，99个早期的Ia型超新星，或者$1.1\times10^{4}$观测良好的Ia型超新星，分别具有假设的宽，深，或中等模式，这表明WFST将是一个有影响力的设施，在时域天文学。
2022-12-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
