Nucleosynthesis in thermonuclear supernovae
热核（Ia型）超新星的爆炸能量来自于轻“燃料”核（主要是碳和氧）爆炸融合成以铁和硅族元素为主的更紧密结合的核“灰”时释放的核结合能的差异。同样的爆炸性热核聚变事件也是促成重元素，特别是铁族元素核合成的主要过程之一。例如，太阳及其行星系统中的大多数铁和锰都是在热核超新星中产生的。本文综述了碳氧白矮星材料中爆炸热核燃烧的物理过程，以及利用流体动力学爆炸模型计算预测核合成的方法。虽然主要的爆炸情景仍不清楚，但核燃烧和核合成的许多方面对所有模型都是共同的，必须以某种形式发生，以产生观测到的产量。我们总结了现有爆炸模型的预测核合成产量，特别强调不同的建议方案导致Ia型超新星的核合成签名的特征差异。在此之后，我们将讨论这些签名如何与几个单独的超新星，遗迹，以及我们的星系和星系团中的物质组成的观察比较。
2017-04-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Prospects of direct detection of $^{48}$V gamma-rays from thermonuclear supernovae
对恒星爆炸中合成的放射性同位素发出的伽马射线进行探测，可以对超新星等瞬变过程提供重要的见解，并提供与宇宙化学演化相关的不同同位素种类丰度的详细普查。对附近超新星的观测已经提供了观测证据，证明$^{57}$ Co为SN 1987 A的光变曲线的晚期演化提供了动力，并且有确凿的证据表明$^{56}$ Ni及其子核为Ia型超新星的光变曲线提供了动力。在本文中，我们描述了探测核衰变线与$^{48}$ V，$^{48}$铬，这是预计将大量合成的子核衰变的前景- $M_{\mathrm{Cr}}\sim1.9\times10^{-2}\,\mathrm{M_\odot}$ -在瞬态引发的爆炸性氦燃烧（$α$ -捕获）的厚氦壳。我们计算了质量为$0.45\,M_{\odot}$的碳氧白矮星核心被质量为$0.21\,M_{\odot}$的厚氦层包围的热核爆炸的模拟爆炸模型的出射γ射线线通量。我们目前的观测限制$^{48}$ V在附近的SNe Ia 2014 J使用\textit{INTEGRAL}太空望远镜，不包括$^{48}$ Cr生产的表面上超过$0.1\,\mathrm{M_{\odot}}$。我们发现，根据我们对微弱热核瞬变的出生率预测，未来的伽马射线飞行任务AMEGO将有大约5%的机会在目前计划的运行寿命期间从这些事件中观测到$^{48}$ V伽马射线。我们描述了伽玛射线望远镜\text…
2021-09-08 astro-ph.HE
Observational Properties of Thermonuclear Supernovae
一颗恒星作为超新星爆炸死亡是宇宙中最戏剧性的事件之一。超新星对天体物理学的许多领域都有巨大的影响：它们是宇宙化学富集的主要贡献者，并对后代恒星的形成和星系的演化产生重大影响。在这里，我们回顾热核超新星的观测特性，爆炸的白矮星的恒星演化的低质量恒星在紧密的双星系统。这类天体中最著名的是Ia型超新星（SN Ia），在天体物理学上非常重要，它们是测量宇宙学距离的标准烛光，也是宇宙中铁族元素的主要来源。令人惊讶的是，鉴于其突出的作用，超新星祖先系统和爆炸机制并没有完全理解;我们在这里描述的观测提供了对模型的限制，并不总是以一致的方式。超新星发现和后续研究的最新进展表明，热核超新星的类别不仅仅包括SN Ia，我们在这篇评论中强调了这种多样性。
2019-08-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Extremes of Thermonuclear Supernovae
宇宙中的大多数热核爆炸似乎都是以一种相当标准化的方式进行的，比如双星系统中的碳氧（CO）白矮星爆炸，导致“正常”的Ia型超新星（SNe Ia）。然而，多年来，已经发现了许多偏离正常Ia超新星观测性质的天体，它们需要不同的、甚至更极端的祖先系统。虽然自20世纪90年代初以来，“传统”类的奇特SNe Ia -发光的“91 T样”和暗淡的“91 BG样”物体-已经被发现，但其他类别的更不寻常的瞬变直到20年后才被确定，这是由于新的宽场SN调查的出现，如Palomar Transient Factory。这些包括微弱但缓慢下降的'02 es-like' SNe，'富钙'瞬变存在于经典新星和超新星之间的光度差距，非常短暂，快速下降的瞬变，以及非常明亮的所谓的'super-Ehrasekhar' SNe Ia。并不是所有的爆炸都必然是热核爆炸，但是有很好的论据支持它们中的大多数起源于热核爆炸。本章的目的是提供一个潜在的热核瞬变动物园的概述，审查其观测特性，并讨论可能的爆炸场景。
2017-03-01 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
Thermonuclear (Type Ia) Supernovae and Progenitor Evolution
热核（Ia型）超新星是明亮的恒星爆炸，其独特的性质是光变曲线可以标准化，使它们能够用作宇宙学研究的距离指标。然而，关于这些事件的许多基本问题仍然存在。我们提供了一个批评我们目前的理解，这些和目前的模拟结果，假设单退化的祖先模型组成的白矮星，已获得质量从恒星的同伴。我们目前的结果从全三维模拟对流与弱反应，包括A=23 Urca过程中的祖白矮星。
2019-04-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pre-Explosion Properties of Helium Star Donors to Thermonuclear Supernovae
氦星-碳氧白矮星（CO WD）双星是热核超新星的潜在单简并祖先系统。重新访问一组二进制演化计算使用恒星演化代码$\texttt{MESA}$，我们完善我们以前的预测，哪些系统可以导致热核超新星，然后表征的氦星施主在爆炸时的属性。我们将这些模型属性转换为NUV/光学量级假设黑体光谱，并支持这种方法使用匹配的恒星大气模型。这些模型将是有价值的比较与爆炸前的成像为未来的超新星，虽然我们强调的观测困难，检测极蓝的同伴。与SN 2012 Z相关的爆炸前源被解释为氦星双星，包含一个最初在多天轨道上的超大质量WD。然而，我们的二元模型扩展到初始CO WD质量高达$1.2\,M_{\odot}$，我们发现，这些系统进行偏离中心的碳点火，因此预计不会产生热核超新星。这种张力表明，如果SN 2012 Z与氦星- WD双星相关联，那么来自系统的爆炸前光学光必须被双星环境显着修改和/或WD没有富碳的内部成分。
2021-09-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
The progenitors of core-collapse supernovae suggest thermonuclear origin for the explosions
核心坍缩超新星（CCSNe）是大质量恒星在铁核坍缩后发生的爆炸。Poznanski（2013）最近提出了II-P型爆炸的红超巨星祖先的喷出物速度和推断质量之间的观测相关性，这意味着喷出物（$E_{\textrm{kin}}$）的动能随着祖先的质量而增加。我指出，从Fraser等人（2011）报道的II型超新星的发射的$^{56}$ Ni质量（$M_{\textrm{Ni}}$）和祖先光度之间的无模型观测相关性可以得出相同的结论。这种相关性与CCSNe的中微子诱发热核爆炸（CITE）的预测是一致的，但可能与中微子机制的预测相矛盾。我发现$M_{\textrm{Ni}}$和$E_{\textrm{kin}}$之间的相关性适用于所有类型的CCSNe（包括Ibc型）。这种相关性表明所有CCSNe都有一个共同的机制，这是CITE预测的，但不是由目前的中微子机制模拟产生的。此外，Ibc型爆炸的$E_{\textrm{kin}}$和$M_{\textrm{Ni}}$的典型值比II-P型爆炸的典型值大一个数量级，这一事实不利于具有相同初始质量范围的这些爆炸的祖源。相反，Ibc型爆炸的祖先可能是大质量的沃尔夫-拉叶星，根据CITE的预测，这些恒星会产生低喷出物质量的强烈爆炸。在这种情况下，CCSNe的高质量祖先没有缺陷，这是在II-P型和Ibc型超新星的祖先具有相似质量范围的假设下提出的。
2015-06-08 astro-ph.HE
Cosmic Chandlery with Thermonuclear Supernovae
热核（Ia型）超新星是明亮的恒星爆炸，其光变曲线可以被校准，以允许用作测量宇宙学距离的“标准烛光”。当代的研究调查了事件的亮度如何受到祖系统的性质的影响，这些性质来自宿主星系的性质，如成分和年龄。目标是更好地理解系统效应，并评估亮度的内在散射，从而减少宇宙学研究中的不确定性。我们提出的结果，从合奏的模拟在单一的退化范例解决年龄和金属丰度的事件的亮度的影响，并比较我们的结果与观察到的亮度变化与宿主星系的属性。我们还介绍了“混合”祖模型，将最近的进展恒星演化的结果。
2016-12-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Neutrino Signal of Collapse-Induced Thermonuclear Supernovae: The Case for Prompt Black Hole Formation in SN1987A
坍缩引起的热核爆炸（CITE）可以解释核心坍缩超新星（CCSNe）。我们提出了一个初步的分析CITE预测的中微子信号，并将其与SN 1987 A的中微子爆发进行比较。对于强CCSNe，如SN 1987 A，CITE预测了一个原中子星（PNS）吸积阶段，伴随着相应的中微子光度，可以持续几秒钟，并被黑洞（BH）形成突然切断。中微子的亮度可以在几秒到几十秒的死时间后通过吸积盘发射恢复。相比之下，CCSNe的中微子机制预测了一个较短的PNS吸积阶段，随后是一个缓慢下降的PNS冷却光度。我们重复文献中使用的统计分析来解释中微子机制，并将其应用于CITE。中微子爆发的前1-2秒同样符合CITE和中微子机制。然而，数据暗示在t=2-3秒时光度下降，与中微子机制有一定的张力，同时自然归因于CITE中BH的形成。SN 1987 A在5秒时发生的中微子事件表明，吸积盘在那时形成。我们进行2D数值模拟，表明CITE可能能够容纳这个光盘形成时间，同时再现喷出的$^{56}$镍质量和喷出物动能内的因素2-3的意见。我们估计的盘中微子光度，并表明它可以大致匹配的数据。这表明BH的直接形成与SN 1987 A的中微子爆发是相容的。利用目前的中微子探测器，下一个银河系CCSN的中微子爆发可能会给我们提供实时形成事件视界的前排座位。对事件视界附近现象的了解激发了建造几个兆吨中微子探测器，每年对河外CCSNe进行观测…
2016-01-13 astro-ph.HE
Modeling subgrid combustion processes in simulations of thermonuclear supernovae
Ia型超新星被认为是由碳氧白矮星恒星残骸的热核燃烧产生的。然而，导致观测到超新星的详细爆炸场景和恒星进化起源场景（或多个场景）仍然相当不确定。对所提出的设想的主要检验之一是与例如从超新星光谱推断出的爆炸产物进行比较。进行这种比较需要通过模拟所提出的方案来计算燃烧动力学和产物。在这里，我们讨论了两个具体的爆炸方案，爆燃-爆轰过渡和氦壳双爆轰，考虑到这两个例子，我们继续讨论在这些爆炸中发生的燃烧的计算建模的挑战。亚音速和超音速传播的反应前沿进行了讨论，分别称为爆燃和爆轰。燃烧的几个主要阶段发生在长度和时间尺度上，这些尺度比爆炸模拟中的尺度小许多数量级。试图捕捉这种次网格行为的模型和这些模型的验证进行了简要讨论。
2019-08-16 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
The two most recent thermonuclear supernovae in the Local Group: radio constraints on their progenitors and evolution
年轻的超新星遗迹（SNRs）提供了一个独特的视角，超新星（SN）的祖先和连接SNe的晚期演化与SNR阶段的开始。在这里，我们研究SN 1885 A和G1.9+0.3，最近的热核SNe在本星系群（与年龄$\sim 100$年）的无线电数据，这提供了一个敏感的探头的SN环境和能量。我们减少和共同添加4-8 GHz的观测从卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA），以产生M31中心区域最深的无线电图像（RMS噪声为1.3 $μ$ Jy/波束，6.2 GHz）。我们在SN 1885 A附近探测到一些2.6 $σ$的弥散辐射，但与SN 1885 A的关联是不确定的，因为弥散辐射遍布M31的中心区域。VLA上限和HST测量得出SN 1885 A的环境密度$n_0 < 0.04$ cm $^{-3}$（$\pm$ 0.03 cm $^{-3}$，由于系统学原因），以及$1-1.4$ M $_{\odot}$喷出物质量的动能$E_k \sim (1.3-1.7) \times 10^{51}$尔格。对于相同的喷出物质量范围，G1.9+0.3的VLA观测产生$n_0 = 0.18$ cm $^{-3}$和$E_k = (1-1.3) \times 10^{51}$ ergs。我们认为，一个sub-Bracrasekhar爆炸模型可能是SN 1885 A，在协议与X射线研究，但在张力与模型的HST吸收光谱…
2017-09-15 astro-ph.HE
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
Remnants of Subdwarf Helium Donor Stars Ejected from Close Binaries with Thermonuclear Supernovae
一些由白矮星（WD）和热亚矮星（sdB）氦星组成的双星系统将在sdB星的氦燃烧寿命内发生接触。WD上的吸积氦不可避免地经历热核不稳定性，导致爆炸，预计将过渡到WD核心，并导致热核超新星，而施主轨道附近的高速。最近发现的快速移动的对象，占据不寻常的位置上的HR图的动机，我们探讨了热核超新星的捐助者在这个特定的双爆炸的情况下的影响。我们使用MESA模型的二进制爆炸的时刻，然后三维雅典娜++模型的超新星喷出物与施主星的流体动力学相互作用，计算的质量被剥离的量和熵沉积在深恒星内部的强冲击，横穿it.We表明，这些施主残余物喷出的速度主要由其轨道速度：$700-900\ \rm km\ s^{-1}$。我们通过在MESA模型中引入激波熵来模拟残骸的长期热演化。作为对这种熵变的反应，施主残余物会膨胀并变亮，时间跨度从$10^6-10^8$年不等，这给了这些逃逸恒星足够的时间在它们离开银河系之前观察到它们的膨胀状态。即使在表面层被剥离后，一些施主仍保留足够的质量来恢复核心氦燃烧，并进一步延迟衰减超过$10^8$年。
2019-10-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Failed-Detonation Supernovae: Sub-Luminous Low-Velocity Ia Supernovae and Their Kicked Remnant White Dwarfs with Iron-Rich Cores
Ia型超新星（SNe Ia）起源于碳氧（C-O）白矮星（WD）的热核爆炸。单简并的情况下是一个很好的探索模型的超新星Ia不稳定的热核燃烧开始在吸积，rasekhar质量WD，并形成一个前进的火焰。通过几个提议的物理过程，上升的燃烧物质引发爆炸，随后消耗并释放WD。然而，如果爆炸没有被触发，并且爆燃太弱而无法解开恒星，则会出现完全不同的情况。我们探讨了重力约束爆轰（GCD）机制的SNe Ia的失败，并通过二维和三维模拟演示了失败的爆轰SNe的性质。我们发现，失败的爆炸SNe驱逐几个0.1太阳质量的燃烧和部分燃烧的材料，一小部分的材料回落到WD，污染残留WD与中间质量和铁族元素，可能隔离的核心形成WD的核心是富铁。剩余的材料以与WD的逃逸速度相当的速度不对称地喷射，并且作为响应，WD被踢到几百km/s的速度。这些反冲可能会使双星脱离束缚，并弹出一个失控/超高速WD。虽然爆炸失败的超新星的能量和喷射质量是典型热核超新星的一小部分，但它们很可能是亚发光的低速超新星Ia。因此，这种失败的爆炸可能解释或与所观察到的特殊超新星Ia的分支有关，例如低速亚发光超新星家族（SN 2002 cx/SN 2008 ha-like SNe）。
2012-11-20 astro-ph.HE
A Deep Search for Prompt Radio Emission from Thermonuclear Supernovae with the Very Large Array
对Ia型超新星（SNe Ia）周围星周物质的探测是对Ia型超新星祖先性质的最有力的检验之一，射电观测提供了对这种物质的特别敏感的探测。在这里，我们报告了Ia超新星及其低光度热核表亲的射电观测结果。我们提出了最大的，最灵敏的，光谱多样性的研究提示（Δ t <~ 1年）的85热核SNe的射电观测，包括25个由我们的团队获得的前所未有的深度的卡尔G。Jansky甚大阵。根据这些观测结果，SN 2012 cg与SN 2011 fe和SN 2014 J一起成为一个Ia型SN，具有非常深的射电极限和极好的时间覆盖（6个历元，爆炸后5--216天，Mdot/v_w <~ 5 x 10^-9 M_sun/yr /（100 km/s），假设Bdot_B = 0.1，Bdot_e = 0.1）。所有的观测结果都没有探测到，这对星周物质的存在产生了很大的限制。我们提出的时间和频谱的分析模型，从热核SNe预期从风分层或均匀密度介质的相互作用的即时无线电发射的演变。这些模型使我们能够限制原始物质的质量损失率，假设风速v_w=100 km/s，限制范围为Mdot <~ 10^-9- 10 ^-4 M_sun/yr。我们比较我们的无线电约束与银河系共生双星的测量，得出结论，<10%的热核SNe有红巨星同伴。
2015-10-26 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Thermonuclear explosions as Type II supernovae
本研究模拟碳氧白矮星与红巨星氦核在公共包层内并合引发的双重爆轰，发现其可呈现约40天的IIP型超新星平台光变，并提出鉴别诊断。
2024-01-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Thermonuclear .Ia Supernovae from Helium Shell Detonations: Explosion Models and Observables
在AM CVn系统的早期演化过程中，氦在适合不稳定热核点火的条件下被吸积到白矮星的表面。由对流燃烧相在He包层中引起的湍流运动变得足够强，以影响燃烧锋的传播，并可能导致爆震的发生。这样的结果将产生放射性同位素和一个微弱的快速上升的热核“Ia”超新星。在本文中，我们提出了流体动力学爆炸模型和可观察到的结果，这些He壳爆炸的范围内的初始核心和信封群众。UVOIR辐射热光度计峰值的范围为10倍（从5e 41 - 5e 42 erg/s），R带峰值的范围为M_R，峰值= -15到-18。所有波段的上升时间都非常快（<10 d），但由于二次近红外增亮，红色波段的下降速率比蓝色波段慢。核合成主要产生重α链元素（40 Ca到56 Ni）和未燃烧的He。因此，峰值光周围的光谱缺乏中间质量元素的迹象，并占主导地位的钙和钛的功能，与警告，我们的辐射转移代码不包括非热效应必要的生产他的功能。
2010-04-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Thermonuclear Supernovae: Probing Magnetic Fields by Late-Time IR Line Profiles
我们研究了磁场B对Ia型超新星后期红外线轮廓和光变曲线的影响。作为基准，我们使用了一颗质量为M_{Ch白矮星（WD）的爆炸，特别是延迟爆轰模型。我们假设WD的初始表面磁场在1和1 E9 G之间。我们讨论了大尺度偶极子和小尺度磁场。我们发现，在1.644 μ的[Fe II]线可以用来分析爆炸WD的整体化学和密度结构，直到200天，而不考虑B。随后，正电子输运和磁场效应变得重要。到第500天，分布变得对B的形态敏感，并且偶极场依赖于方向。对于小尺度B，发现谱的方向依赖性很小或没有方向依赖性。在大约200天后，持续的宽线，平顶或短的配置文件需要高密度燃烧，这是一个WD接近M_CH的签名。窄峰配置文件是化学混合或亚MCh WD的签名。需要良好的时间覆盖来分离光学深度、B的大小和形态以及观察者的视角的影响。光谱需要约500 km/sec的分辨率和约20%的信噪比。线混合效果在约1.5和1.8 μ的同样突出的特征的例子中被证明。对于某些SNeIa，观测到超过300天的光谱，至少在某些情况下支持M_Ch质量爆炸，并且需要磁场等于或超过1 E6 G。我们简要地讨论了B的大小和形态对光变曲线的影响以及SNeIa多样性的局限性。我们认为，线轮廓是一个更直接的测量B。
2014-09-07 astro-ph.HE
Remnants and ejecta of thermonuclear electron-capture supernovae: Constraining oxygen-neon deflagrations in high-density white dwarfs
电子俘获超新星（ECSNe）的爆炸机制仍然是模棱两可的。我们试图限制爆炸机制（中子星形成内爆或热核爆炸）和ECSNe的发生频率使用核合成模拟后一种情况下，人口合成，太阳丰度分布，太阳前陨石氧化物颗粒同位素比测量和白矮星质量半径关系。示踪剂粒子从3D流体动力学模拟后处理与一个大的核反应网络，以确定完整的组成状态的绑定ONeFe残留物和喷出物，和人口合成模拟进行，以估计ECSN率相对于CCSN率。三维爆燃模拟大大过量产生富中子同位素$^{48}$ Ca，$^{50}$ Ti，$^{54}$ Cr，$^{60}$ Fe和几个Zn同位素相对于它们的太阳丰度。利用太阳丰度分布作为约束条件，我们将热核ECSNe的频率上限定为核心坍缩超新星（FeCCSNe）发生频率的1 $-$ 3~ 1%.这与单颗恒星的ECSNe估计值相当或低1~dex。产率的上限也与我们的人口合成模拟的预测相对较好地一致。喷出物中的$^{54}$ Cr/ $^{52}$ Cr和$^{50}$ Ti/ $^{48}$ Ti同位素比率与最近对极端太阳前陨石氧化物颗粒的测量结果几乎完全匹配，如果喷出物在与星际介质混合之前冷凝，$^{53}$ Cr/ $^{52}$ Cr也可以匹配。这些爆炸的束缚ONeFe WD残余物的理论质量-半径关系显然与几个观测WD候选人一致。
2019-01-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Thermonuclear Supernovae: Prospecting in the Age of Time-Domain and Multi-Wavelength Astronomy
我们展示了时域和多波长天文学时代新的和即将到来的进展将如何开辟一个新的场所来探测SN~Ia的多样性。我们在ELT（ESO）以及詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST）等天基仪器的背景下讨论这一点。作为例子，我们展示了如何在爆炸后的几小时到几天内进行非常早期的观测，以及非常后期的观测，如3年以上的光变曲线和中红外光谱，可以用来探测与祖先和爆炸场景的联系。我们确定的Cr，Mn和Ni/Co的电子捕获截面的限制因素之一，我们将在未来面临的。
2018-10-13 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.IM
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
Diffuse Galactic antimatter from faint thermonuclear supernovae in old stellar populations
我们的银河系每秒钟都会发生几个$\times 10^{43}$低能正电子的湮灭。能够提供这种正电子的放射性同位素是在恒星、恒星残骸和超新星中合成的。然而，几十年来，一直没有确定一个主要的恒星正电子源，导致许多正电子来自外来来源的建议，如银河系中心的超大质量黑洞或暗物质湮灭。%，但这样的来源不能解释最近从扩展的银河系盘探测到的正电子信号。在这里，我们表明，一个单一类型的瞬态源，来自年龄3 - 6 Gyr的恒星星族和产生~0.03 $M_\odot$的正电子发射体$^{44}$ Ti，可以同时解释的强度和形态的银河系正电子湮没信号和太阳系丰度的$^{44}$ Ti衰变产物$^{44}$钙。这种瞬变可能是两颗低质量白矮星的合并，在外部星系中观察到的亚发光热核超新星，称为SN 1991 bg。
2017-05-24 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Combustion in thermonuclear supernova explosions
Ia型超新星与白矮星的热核爆炸有关。燃烧过程在核反应中转化物质，释放出爆炸恒星所需的能量。与此同时，它们产生放射性物质，为辐射提供动力，并引起可观测物质的形成。因此，燃烧过程的物理机制，在这里审查，是理解这些天体物理事件的关键。理论建立了两种不同的燃烧前沿传播模式：亚音速爆燃和超音速爆震。两者都被认为在热核超新星中起着重要作用。讨论了爆燃和爆轰的物理本质和理论模型，并给出了数值实现。由于这些现象涉及的空间尺度范围很广，因此出现了一个特别的挑战。燃烧波及其与流体流动和不稳定性的相互作用都不能在模拟中直接解决。大量的建模工作需要一致地捕捉这样的效果和相应的技术进行了详细讨论。它们构成了现代热核超新星爆炸多维流体动力学模拟的基础。简要地提到了热核超新星爆炸中的爆燃转爆轰问题。
2017-03-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Oxygen Features in Type Ia Supernovae and the Implications for the Nature of Thermonuclear Explosions
O I 7773吸收特征是Ia型超新星（SNe~Ia）的一个重要光谱指标，可用于追踪爆炸中的白矮星外层未燃烧物质。在这项工作中，我们使用大样本的SNe~Ia来检查这种吸收在早期阶段（即，-13天<t <-7天），并与Si~ Ⅱ 6355和Ca~ Ⅱ近红外三重态的吸收特征进行了比较。我们表明，对于一个子群的光谱正常SNe正常光球速度（即，vsi <12，500 km s^{-1}），O~I的高速特征线强度与Si~II（或Ca~II）的高速特征线强度呈负相关，并且与Ia超新星的光度也呈负相关。这一发现以及我们在O~ IHVF中发现的其他特征表明，对于这一SNe~Ia亚群，爆炸性氧燃烧发生在超新星的最外层，燃烧的差异可能导致观测到的多样性，这与流行的延迟爆轰模型的Ekrasekhar质量WD非常一致。
2016-05-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
iPTF16geu through the lens of thermonuclear explosion models
University of Portsmouth（朴茨茅斯大学）；University of Warwick（华威大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）
通过热核爆炸模型研究iPTF16geu，发现延迟爆轰情景的证据，但模型难以复制观测到的颜色和紫外特征。
2026-01-13 astro-ph.HE
Predicted spatial and velocity distributions of ejected companion stars of helium accretion-induced thermonuclear supernovae
热核超新星（SNe），其中一个子集是非常重要的SNe类型，Ia，仍然是现代天体物理学中了解较少的现象之一。近年来，单一的简并氦（He）供体通道，其中一个白矮星（WD）吸积富氦物质从一个氢耗尽的伴星，已成为这些事件的一个有前途的候选祖先场景。在这种情况下，一个悬而未决的问题是伴星的命运，这将是明显的失控热亚矮星（He sdO/B）在SN事件的后果。以前的研究表明，弹射伴星的运动学特性提供了一个机会，更仔细地检查SN祖系统的属性。然而，由于观测到的物体数量与理论预测不符，这种机制的可行性受到质疑。在这项研究中，我们首先合成了一个人口的伴星弹出上述机制，考虑到预测的喷射速度，推断人口密度在银河系（Gal.）质量分布和随后的运动学在Gal。潜力然后，我们讨论这个人口的天体测量性质。我们提出了$10^{6}$个人弹射轨迹，数值计算与一个新开发的，轻量级的仿真框架。预计在Gal方向上会出现近距离物体密度分布的峰值。中心如果实现了整个考虑的质量范围，径向速度分布应在500 \kms处显示峰值。如果仅考虑接近的US 1，708类似物，则在（$\sim750-850$）\kms处应存在峰。我们发现，令人费解的缺乏确认幸存的伴星的热核SNe，虽然可能是一个观测相关的选择效应，可能表明选择对高质量的捐助者在SD的他捐助者通道。（-abridged-）
2021-01-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Helium Accumulation and Thermonuclear Instabilities on Accreting White Dwarfs: From Recurring Helium Novae to Type Ia Supernovae
Technion - Israel Institute of Technology（以色列理工学院）；Azrieli College of Engineering（阿茨瑞利工程学院）
研究白矮星上氦的积累，探讨初始白矮星质量及氦吸积率的广泛参数空间，揭示不同吸积率下的不同现象，包括周期性氦新星爆发和Ia型超新星的可能触发机制。
2026-04-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Impact of Uncertainties in Nuclear Reaction Cross Sections on p-Nucleosynthesis in Thermonuclear Supernovae
本文开发蒙特卡洛后处理方法量化核反应率不确定性对核合成丰度的影响，并应用于Ia型超新星中p-核的产生，发现最终丰度不确定性总体较小且主要由高密度区域主导。
2019-08-16 astro-ph.HE nucl-ex nucl-th
Superlinear Type II Superluminous Supernovae 2017fck and 2019cmv: A Possible Origin from Interacting Thermonuclear Supernovae
University of Florida（佛罗里达大学）；Las Cumbres Observatory（拉斯坎伯斯天文台）；University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Monash University（莫纳什大学）；Tel Aviv University（特拉维夫大学）；CIFAR（加拿大先进研究院）；Shady Side Academy（阴影边学院）；University of California, San Diego（加州大学圣地亚哥分校）；University of California（加州大学）；University of Toronto（多伦多大学）
研究超亮超新星2017fck和2019cmv，通过光学测光和光谱分析，结合计算SNe Ia-CSM数值光变曲线模型网格，推断其高CSM质量，为超线性SLSNe-II提供可能的热核起源。
2026-07-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Unified Mechanism for Unconfined Deflagration-to-Detonation Transition in Terrestrial Chemical Systems and Type Ia Supernovae
Ia型超新星（SNIa）的性质--白矮星的热核爆炸--是天体物理学中的一个悬而未决的问题。几乎所有现有的正常明亮SNIa的理论模型都要求爆炸产生爆炸，以消耗所有的恒星物质，但燃烧到爆炸转变（DDT）的机制仍然不清楚。我们提出了一个统一的理论，描述了在无约束化学和热核爆炸引发爆轰的机制和条件。通过化学火焰实验和热核火焰数值模拟验证了模型的有效性。我们使用发展的理论来确定在单简并的拉塞卡-质量SNIa模型中爆轰起始的判据，并表明在密度为10^7 - 10^8 g/cc时，DDT几乎是不可避免的。
2019-10-31 astro-ph.HE physics.flu-dyn
Galactic Positrons from Thermonuclear Supernovae
本研究通过蒙特卡洛模拟和种群合成，评估了不同爆炸场景下Ia型超新星正电子的逃逸比例与能谱，发现其对银河系正电子的总贡献小于2%，且受磁场形态影响。
2025-10-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
On Simulating Type Ia Supernovae
Ia型超新星是明亮的恒星爆炸，其光变曲线可以作为宇宙学研究的距离指标。尽管它们在这方面的应用非常成功，但这些事件的祖先并不完全了解。我们描述了模拟Ia型超新星的热核失控发生在一个巨大的白矮星星的范例。我们描述的多尺度物理过程，现实的模型必须纳入和数值模型，我们雇用这些。特别是，我们描述了一个火焰捕获计划，解决了未解决的尺度上的湍流热核燃烧的问题。我们提出了我们的研究结果的Ia型超新星的系统学，包括亮度的趋势，从主机星系的属性，同意与观测。我们还提出了领导级架构的模拟性能结果。
2012-05-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Possible Circumstellar Interaction Origin of the Early Excess Emission in Thermonuclear Supernovae
本文提出星周物质模型，通过抛射物与星周物质相互作用解释Ia型超新星早期过量辐射，并指出需结合紫外、光学和射电多信使观测来研究其前身星系统。
2023-08-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Thermonuclear and Electron-Capture Supernovae from Stripped-Envelope Stars
当从富含氢的包层中剥离出来时，初始质量在$\sim$ 7和11 M $_\odot$之间的恒星会发展出大质量的简并核心并坍缩。根据最终的结构和组成，结果可以从热核爆炸到电子捕获超新星（ECSN）中的中子星的形成。最近的研究表明，在这个质量范围内的恒星，当它们的中心密度仍然低于$ρ_{\rm c} \lesssim 10^{9.6}$ g cm $^{-3}$时，可能会引发爆炸性的氧燃烧。这使它们成为Ia型超新星的有趣候选者-我们称之为（C）ONe SNe Ia -并且可能对通过ECSNe形成中子星具有更广泛的意义。在这里，我们模拟了252氦恒星的演化，初始质量在$0.8-3.5$ M $_\odot$范围内，金属丰度在$Z=10^{-4}$和$0.02$之间。我们使用这些模型来约束的中心密度，成分和信封质量在爆炸氧气点火时。我们进一步研究这些属性的敏感性，质量损失率的假设，使用不同的风力效率的其他模型。我们发现，质量在$\sim$ 1.8和2.7 M $_\odot$之间的氦星演化到$1.35-1.37$ M $_\odot$（C）ONE核心，在中心密度在$\rm \log_{10}(ρ_c)\sim 9.3$和9.6之间时引发爆炸性燃烧。我们限制了核心碳燃烧后保留的残余碳的量，并得出结论，它在确定最终结果中起着关键作用：保留超过$\sim 0.005$ M $_\odot$碳的B…
2022-10-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Filling The Pockets: The Spherical Nature of 3D Deflagration in Thermonuclear Supernovae
Florida State University（佛罗里达州立大学）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）；University of Hawai’i at Manoa（夏威夷大学马诺阿分校）；Planetary Science Institute（行星科学研究所）；Hamburger Sternwarte（汉堡天文台）
研究发现湍流和磁场通过促进燃烧材料与未燃烧材料的混合，解决了三维爆燃模型中白矮星膨胀不足的问题。
2026-08-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Collisions of white dwarfs as a new progenitor channel for type Ia supernovae
我们提出了一个系统的数值研究结果的替代祖方案，以产生Ia型超新星爆炸，这是不限于CO白矮星的点火附近的Sirrasekhar质量。在这种情况下，两颗白矮星碰撞引发的热核爆炸。一致的建模的气体动力学连同核反应使用平滑粒子和基于网格的流体动力学代码进行研究的可行性，这种替代祖通道。我们发现冲击波触发的点火和Ni的合成实际上是中等质量白矮星对近距离碰撞的自然结果，我们使用多维辐射转移程序计算了这些事件的出射宽带光变曲线和光谱时间序列。合成光谱和光变曲线比较以及与正常Ia型超新星在类似的B波段下降率，并大致符合菲利普斯关系，虽然观察到由于不对称的喷射碎片的视角有轻微的依赖性。虽然银河系中心和球状星团内的事件发生率被发现太低，无法解释Ia型超新星的大部分人口，但它们可能足够频繁，可以对整体发生率做出高达1%的贡献。尽管这些速率估计仍然存在很大的不确定性，但它们确实表明，致密的恒星系统应该为即将到来的超新星调查提供每年数百次此类碰撞引起的热核爆炸。
2009-10-01 astro-ph.HE
Three-dimensional Simulations of Pure Deflagration Models for Thermonuclear Supernovae
我们使用三维、高分辨率、全星流体动力学模拟、使用拉格朗日示踪粒子计算的核合成产额以及使用辐射输运计算的光变曲线，对Ia型超新星的纯爆燃模型进行了系统研究。我们评估的模拟，通过比较他们的预测光变曲线与许多观察到的超新星Ia使用SALT 2数据驱动的模型，并发现模拟可能对应于下发光的超新星Iax。我们通过改变随机选择的点火点的数量从63到3500，和中心球的半径，他们被限制在从128到384公里的初始条件对我们的结果的影响进行了探索。我们发现，核燃烧的速度取决于在早期的点火点的数量，在中间时间的点火点的密度，在后期的封闭球的半径。结果主要取决于燃点的数量，但我们并不认为这是一般情况。点火点少的模拟释放更多的核能$E_{\mathrm{nuc}}$，有更大的动能$E_{\mathrm{K}}$，并产生更多的$^{56}$镍比那些有许多点火点，并在喷出物中的分布不同的$^{56}$镍，硅，和C/O。由于这些原因，具有少量点火点的模拟显示出更高的峰值B波段绝对幅度$M_\mathrm{B}$和上升和下降更快的光变曲线;它们的$M_\mathrm{B}$和光变曲线类似于欠发光SNe Iax的光变曲线，而具有许多点火点的模拟则不是。
2014-05-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Electron Capture Supernovae of Super-AGB Stars: Sensitivity on Input Physics
主序列上的$\sim$ 8 - 10 $M_{\odot}$恒星形成强电子简并O+Ne+Mg核心并成为超级AGB星。如果这样的O+Ne+Mg核增长到1.38 $M_\odot$，则发生在$^{20}$ Ne $(e,ν_e)^{20}$ F $(e,ν_e)^{20}$ O上的电子捕获，并点燃中心周围的O-Ne爆燃。在本文中，我们进行二维流体动力学模拟的O-Ne火焰的传播，看看这样的火焰是否会导致崩溃的O+Ne+Mg核心，由于随后的电子捕获背后的火焰或引发热核爆炸。我们提出了一系列的模型，探讨结果如何依赖于模型参数的中心密度范围从$10^{9.80}$到$10^{10.20}$ g cm $^{-3}$，火焰结构的中心和偏心点火内核，特殊和广义相对论效应，湍流火焰速度公式和层流燃烧阶段的处理。我们发现，从恒星演化模型中得到的O+Ne+Mg核有很高的坍缩成中子星的倾向。我们得到了电子俘获坍缩与热核爆炸之间的分歧。我们讨论了这类超新星在核合成中的意义和可能的观测信号。
2020-06-30 astro-ph.HE
Using nebular near-IR spectroscopy to measure asymmetric chemical distributions in 2003fg-like thermonuclear supernovae
本研究通过分析三颗2003fg型Ia超新星的晚期近红外光谱，发现其[Fe II]谱线存在不对称性，证实内部化学分布非球形，为前身星系统与爆炸机制研究提供了观测约束。
2025-03-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type Ia supernovae and the DD scenario
Ia型超新星被认为是近距离双星系统中白矮星热核爆炸的产物。已经提出了两种可能的情况，不一定是不相容的。一种假设是白矮星从非简并的伴星吸积物质（单简并假设），另一种假设是两颗白矮星由于发射引力波而合并（双简并假设）。恒星形成爆发的延迟时间分布强烈地表明，DD方案应该负责后期爆炸，但这与通常的智慧相矛盾，即两个白矮星合并的结果是吸积诱导坍缩成中子星。在这方面的贡献，我们回顾了一些最有争议的问题，这个问题。
2011-11-07 astro-ph.HE
Progenitors of type Ia supernovae in elliptical galaxies
虽然人们普遍认为Ia型超新星与CO白矮星的热核分裂有关，但它们祖先的确切性质仍然未知。单简并方案设想一个白矮星从一个双星系统中的非简并伴星吸积物质。吸积物质的核能以电磁辐射的形式释放出来，或者在超新星事件之前引起许多经典的新星爆炸。我们发现，合并的X射线输出的超新星的祖先和统计的经典新星预测在单一的简并的情况下是不一致的X射线和光学观测附近的早期类型的星系和星系凸起。白矮星从双星系统中的施主星吸积，并在克拉塞卡质量极限下爆炸，在古老的恒星星族中观测到的Ia型超新星中，白矮星的数量不超过5%。
2011-03-18 astro-ph.HE
Deflagration to detonation transition by amplification of acoustic waves in type Ia supernovae
基于白矮星包层中陡峭密度梯度的声波放大形成激波的理论，我们研究了热核超新星（SNe Ia）从爆燃到爆轰转变的一种新机制。如果密度有足够大的跳跃，湍流爆燃产生的小的压力和速度扰动就会变成梯度下的激波，在那里它会消散并加热介质。在正确的频率和振幅下，加热足以引发爆震，爆震可以向后传播并沿着密度梯度向上传播。我们学习了平面几何和球面几何。在平面情况下，我们做了频率和振幅的参数研究。我们发现，在低至马赫数M=0.003的扰动下，获得爆震是可能的。在球形情况下，几何阻尼使其更难引发爆轰，但考虑到小的He大气（<0.01 Msol），再次有可能获得小扰动（M=0.002）的爆轰。在热核超新星的背景下，这可能是一种将产生声波的湍流火焰转化为爆炸的方法。
2013-01-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
The structure of detonation waves in supernovae revisited
热核爆炸波的结构可以精确地解决，因此，可以作为一个试验台，用于研究不同的近似，包括在多维流体动力学模拟的超新星。本文给出了等质量分数的$^{12}$ C和$^{16}$ O（CO）以及纯$^{4}$ He（He）在宽范围的上游等离子体条件下的热核爆炸结构。我们构建的同位素列表使我们能够确定爆炸速度，以及这些爆炸的最终状态，具有百分比水平的不确定性（在这里首次获得）。我们提供我们的结果与$\sim0.1\%$，这为未来的研究提供了一个有效的基准的数值精度。我们进一步表明，CO爆炸是病理性的所有上游密度值，这不同于以往的研究，得出的结论是，低上游密度CO爆炸的查普曼-朱吉特（CJ）型。我们提供了一个近似的条件，独立的反应速率，允许估计是否任意上游值将支持CJ型爆震波。利用这一论点，我们能够表明，CO爆炸是病理性的，并验证了他爆炸的CJ型，如以前声称的他。我们对控制核统计平衡方法的反应的分析表明，在高密度下，反应$^{11}$ B $+p\leftrightarrow3^{4}$ He起着重要作用，这是以前未知的。
2018-11-28 astro-ph.HE
Evaluating Systematic Dependencies of Type Ia Supernovae
Ia型超新星是明亮的恒星爆炸，被认为发生在热核失控消耗了大约太阳质量的简并恒星物质时。这些事件产生和传播铁峰元素，其光变曲线的性质允许标准化和随后用作宇宙学距离指标。然而，这些事件的爆发机制仍然只是部分了解。许多模型都认为，爆炸始于一颗白矮星的中心附近产生的爆燃，这颗白矮星从一颗恒星的伴星那里获得了质量。为了与观测结果相匹配，这种单简并场景的模型通常会调用（亚音速）爆燃到（超音速）爆炸的后续过渡，从而迅速消耗恒星。我们提出了一个调查假设这种范式的热核超新星的系统学。我们利用一个统计框架，这些事件的随机初始条件的二维模拟的对照研究。我们调查的组合物和热历史的祖上的放射性产量的影响，从而亮度，事件。我们的研究结果提供了一个解释的一些观察到的平均亮度与宿主星系的属性的趋势。
2010-11-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Quantitative modelling of type Ia supernovae spectral time series II: Exploring the diversity of thermonuclear explosion scenarios
University of Warwick（华威大学）
本文提出riddler框架，通过机器学习自动拟合Ia型超新星，改进了训练数据并展示了其在不同爆炸场景中的准确性，为未来自动化分析提供重要工具。
2026-10-26 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Analysis of blue-shifted emission peaks in type II supernovae
在经典的天鹅座P-Cygni剖面中，理论预测发射在零静止速度时达到峰值。然而，超新星的光谱显示出通常蓝移的辐射。虽然在许多超新星中已经报道了这种特征，但很少详细讨论。在这里，我们提出了一个分析的H-α发射峰使用95 II型超新星的数据集，量化其强度和时间演变。使用爆炸后30天的时间，我们观察到一个系统的H-α发射的蓝移，平均值为-2000 kms-1。这种偏移在早期最大，但随着超新星变成星云而消失。Dessart等人（2013）的模拟与观察到的行为相匹配，再现了其强度和时间演变。这种蓝移是超新星光谱的一个基本特征，因为它们与喷出物的密度分布密切相关，而喷出物的密度分布比恒星风下降得更快。这种陡峭的密度结构导致谱线发射/吸收受到更大的限制;它也加剧了喷出物后退部分的掩星，使远距离观察者的谱线发射偏蓝。我们的结论是，蓝移发射峰偏移几千公里-1的观测，证实了模型，光球相II型超新星的一个通用属性。
2014-04-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Observational signatures of thermonuclear electron-capture supernovae -- Ne II line strengthening and color evolution as traces of the explosion mechanism
Heidelberger Institut für Theoretische Studien（海德堡理论研究所）；Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）；Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, Institut für Theoretische Astrophysik（海德堡大学天体物理中心，理论天体物理研究所）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理研究所）；Sapienza Università di Roma, Dipartimento di Fisica（罗马智慧大学，物理系）；Trinity College Dublin, The University of Dublin（都柏林三一学院，都柏林大学）；GSI Helmholtzzentrum für Schwerionenforschung（GSI亥姆霍兹重离子研究中心）
通过辐射传输模拟，研究热核电子俘获超新星（tECSN）的合成观测特征，发现其与CO白矮星纯爆燃模型在颜色演化和Ne II谱线强度上存在差异，但缺乏明确区分两者的唯一特征。
2026-06-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Drawing the line between explosion and collapse in electron-capture supernovae -- I. Impact of conductive flame speeds and ignition conditions on the explosion mechanism
Heidelberger Institut für Theoretische Studien（海德堡理论研究所）；Theoretical Division, Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室理论部）；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, Institut für Theoretische Astrophysik（海德堡大学天文学中心理论天体物理研究所）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Astrophysics Research Centre, Lennard-Jones Laboratories, Keele University（基尔大学天体物理研究中心）；Kavli IPMU (WPI), The University of Tokyo（东京大学 Kavli 宇宙粒子与宇宙学起源前沿国际研究中心（WPI））
本研究通过3D水动力学模拟探讨了电子捕获超新星中爆炸与坍缩的转变条件，发现层流火焰速度和点火条件对爆炸机制有关键影响。
2026-01-23 astro-ph.HE 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
Primordial Black Hole Triggered Type Ia Supernovae I: Impact on Explosion Dynamics and Light Curves
本文通过二维热核爆炸模拟研究PBH穿越白矮星触发Ia型超新星的机制，表明其光变曲线符合Phillips关系，为统一触发通道提供依据。
2025-09-30 astro-ph.CO astro-ph.HE
Blue Large-Amplitude Pulsators: the Possible Surviving Companions of Type Ia Supernovae
单简并（SD）模型是Ia型超新星（SNe Ia）的主要模型之一，它预测应该有在超新星爆炸中幸存下来的双星伴星，原则上应该在银河系中可以检测到。因此，这些幸存的同伴的发现可以为SD模型提供决定性的支持。几年前，人们发现了一种新型的神秘变量，即所谓的蓝色大振幅变星（blue large-amplitude multiplier，BLAP）。在这里，我们表明，所有的属性的BLAPs可以合理地很好地再现，如果他们确实是这样的幸存的同伴，在其他建议的渠道。这表明BLAPs可能是长期寻找的Ia型超新星幸存的同伴。我们的模型还预测了一个新的通道，形成单一的热亚矮星，在目前的热亚矮星样本中的一小群一致。
2020-09-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Mass Loss and Subsequent Thermal Evolution of Surviving Helium White Dwarfs Shocked by Thermonuclear Supernovae
本文通过三维流体动力学模拟和MESA演化模型，研究Ia型超新星冲击下幸存氦白矮星伴星的质量损失与后续热演化，建立了质量损失比例与压力比的关系，并用于解释观测到的超高速白矮星及约束超新星遗迹。
2025-08-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type Ib supernovae are bluer than Type Ic supernovae
Max Planck Institute for Astrophysics（马普天体物理研究所）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Technische Universität München（慕尼黑工业大学）；Seoul National University（首尔大学）；Tel Aviv University（特拉维夫大学）；Michigan State University（密歇根州立大学）
研究发现Ib型超新星在光学颜色上比Ic型更蓝，可能反映不同剥离程度的前身星，且窄线超新星更蓝，可能与星周物质相互作用有关。
2026-07-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
