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
Nucleosynthesis in Type I X-ray Bursts
I型X射线爆发是发生在吸积的中子星包层中的热核爆炸。自35年前发现这些现象以来，对这些现象的详细观察促使了理论天体物理学和实验核物理学的大量研究。在这篇综述中，我们首先讨论这些现象的关键观测特征，这些特征可能对相关热核燃烧的核合成的特定模式敏感。然后，我们总结了努力模型I型X射线爆发，重点是确定整个这些爆发所涉及的核物理过程。我们讨论和评估模型的局限性，特别是在核物理输入的关键不确定性方面。最后，我们研究了最近的相关实验测量，并概述了未来的前景，以提高我们对这些独特的环境从观测，理论和实验角度的理解。
2012-11-26 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
Multidimensional Simulations of Thermonuclear Supernovae from the First Stars
理论模型表明，宇宙中的第一批恒星可能质量非常大，典型质量为$\gtrsim$ 100 \Msun。它们中的许多可能已经死于被称为对不稳定超新星（PSNe）的高能热核爆炸。我们提出了多维数值模拟的PSNe与新的辐射流体动力学代码CASTRO。我们的模型捕捉到了所有的爆炸燃烧，并跟踪爆炸，直到恒星表面爆发出冲击波。我们发现，由氧和氦燃烧驱动的流体不稳定性出现在氧壳层$\sim$的上，下边界的爆炸开始后20 - 100秒。之后，当冲击波到达氢包层时，形成一个强烈的反向冲击波，迅速发展出额外的瑞利-泰勒不稳定性。在红超巨星的祖先中，这些不稳定性的幅度足以混合超新星的喷出物并改变其观测特征。我们的研究结果提供了有用的预测PSNe的检测即将到来的望远镜。
2011-08-26 astro-ph.HE
Oxygen emission in remnants of thermonuclear supernovae as a probe for their progenitor system
热核超新星爆炸数值模拟的最新进展为研究Ia型超新星的祖先提供了一个独特的机会。将最先进的爆炸模型与超新星遗迹演化的详细流体动力学模拟和用于X射线发射计算的最新原子数据相结合，可以为超新星遗迹阶段创建逼真的合成X射线光谱。将这些光谱与超新星遗迹的高质量观测结果进行比较，可以限制爆炸机制和超新星的前身。本研究特别侧重于年轻超新星遗迹中的氧发射线特性，因为不同的爆炸情景预测了这种元素的不同数量和分布。对大麦云云中超新星遗迹的软X射线光谱分析和对不同爆炸情景的遗迹模型的对抗表明，SNR 0509-67.5可能来自延迟爆炸，SNR 0519-69.0可能来自富氧合并。
2015-03-25 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
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
Thermonuclear explosion of rotating massive stars could explain core-collapse supernovae
人们普遍认为，核心坍缩超新星（CCSNe），即大质量恒星在恒星铁核心坍缩后的爆炸，是由于中微子的能量沉积而产生的。到目前为止，这种情况还没有从基本原理中得到证明。Kushnir和Katz（2014）最近通过一维模拟表明，如果中微子未能爆炸恒星，那么对于某些（调谐的）初始轮廓，外层的热核爆炸是可能的。然而，释放的能量很小，并且获得的喷出的$^{56}$ Ni的量可以忽略不计，这意味着这些一维塌缩诱导热核爆炸（CITE）不太可能代表典型的CCSNe。在这里，我提供的证据支持的情况下，大多数CCSNe是CITE的结果。我使用二维模拟来表明，恒星的坍缩，包括缓慢（百分之几的分裂）旋转$\sim0.1-10\,M_{\odot}$混合氦氧壳，导致热核爆炸波的点燃，解开恒星的外层。对具有不同性质的大质量恒星的模拟表明，CITE是一个稳健的过程，并导致动能在$10^{49}-10^{52}\,\textrm{erg}$范围内的爆炸，$^{56}$ Ni产额高达$\sim\,M_{\odot}$，这是相关的，与大多数CCSNe的观测结果一致。与中微子机制相反，更强的爆炸被预测来自更高质量的祖先，留下更多质量的残余物。中子星产生于弱（$\lt10^{51}\,\textrm{erg}$）爆炸，而强（$\gt10^{51}\,\textrm{erg}$）爆炸留下黑洞残余。
2015-02-10 astro-ph.HE
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
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
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
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
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
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
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
Neutrino Nucleosynthesis of radioactive nuclei in supernovae
研究了太阳金属丰度为15 M $_\odot$ ~ 40 M $_\odot$的母星在爆炸性超新星核合成中中微子诱发的核素产生。我们改进了以前的调查i）通过使用一个全球性的偏微分截面中微子诱导的带电和中性电流反应的核与电荷数$Z < 76 $和ii）通过考虑现代超新星中微子光谱，有显着较低的平均能量相比，以前采用的中微子核合成研究。我们证实了中微子核合成产生的$^7$ Li、$^{11}$ B、$^{138}$ La和$^{180}$ Ta，尽管由于中微子光谱的变化，丰度稍小。我们发现，对于质量小于20 M的恒星，$_\odot$，$^{19}$ F主要由爆炸核合成产生，而对于更高质量的恒星，它是由$ν$过程产生的。我们还发现，中微子诱导的反应，无论是直接或间接地提供了一个增强的丰富的轻粒子，显着有助于生产的放射性核素$^{22}$钠和$^{26}$铝。这两个核是伽玛射线天文学的主要候选人。然而，其他主要靶点，$^{44}$ Ti和$^{60}$ Fe，由中微子诱导的反应产生的意义不大。我们还发现了一个大的增加生产的长寿命的核$^{92}$ Nb和$^{98}$ Tc由于带电电流中微子捕获。
2015-05-05 astro-ph.HE nucl-th
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 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
Nucleosynthesis in neutrino-heated ejecta and neutrino-driven winds of core-collapse supernovae; neutrino-induced nucleosynthesis
核心坍缩超新星最内部的喷出物被认为是某些铁族和重核的来源。喷出物主要由中微子加热驱动，主要是由于中微子捕获自由中子和质子。这样的中微子相互作用对于设置喷出物中的中子丰度起着至关重要的作用。最近的流体力学研究表明，复杂的中微子输运表明，喷出物只是温和的中子丰富，甚至质子丰富。在这样的条件下，合成了各种各样的反式铁同位素，而中子丰度不足以产生r过程核。在这篇文章中，介绍了核心坍缩超新星中中微子加热的喷出物和中微子驱动的风中核合成的基本概念以及最新研究。中微子加热的喷出物表明早期喷出物的组成部分，在最初的几个seocnds中，各向异性对流活动的中微子层以上的物质成为重要的核合成。然后，中微子驱动的风随之而来，这是从原中子星表面出现的近似各向同性的外流。根据这些特点，本文分别基于最近的多维流体动力学模拟和半解成风解对核合成进行了研究。这些研究表明，反式铁物种高达原子质量数90，以及一些稀有同位素，如48 Ca和92 Mo，在中微子加热的喷出物中产生。中微子驱动的风不太可能是r-过程核的来源，而是原子序数为110的富含质子的同位素的有希望的来源。
2023-03-16 astro-ph.HE
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
Type Ia Supernovae and their Explosive Nucleosynthesis: Constraints on Progenitors
Ia型超新星（SNe Ia）的前身是什么，它们是近克拉塞卡质量还是亚克拉塞卡质量的白矮星，几十年来一直是争论的问题。各种观测提示支持这两个模型作为主要的祖先。本文综述了这两类母星中Ia超新星的爆炸物理和化学丰度模式。我们将讨论超新星Ia的观测数据，他们的残余物，银河系和星系团可以帮助我们确定的基本特征，超新星Ia的数值模型需要匹配。
2021-11-29 astro-ph.HE
Explosive nucleosynthesis of ultra-stripped Type Ic supernovae: application to light trans-iron elements
研究了由1.45和1.5 M $_\odot$ CO星演化的超剥离Ic型超新星在中微子驱动的二维爆炸过程中的爆炸核合成。这些超新星以$\sim 10^{50}$ erg的爆炸能量爆炸并释放出$\sim 0.1$ M $_\odot$喷出物。轻的反式铁元素Ga-Zr在中微子辐照的喷出物中产生。这些元素的丰度分布有很大的不确定性，因为中微子照射的喷出物的电子分数的不确定性。元素的产率将小于0.01 M $_\odot$。由轻CO核演化而来的超剥离超新星和核塌缩超新星可能是轻反式铁元素的主要来源。它们也能产生富中子核$^{48}$ Ca。超剥离超新星喷出$^{56}$ Ni，$\sim$为0.006 - 0.01 M $_\odot$。如果大部分中微子辐照的喷出物是富质子的，则会产生更多的$^{56}$ Ni。这些超新星的光变曲线表明它们是一种亚发光的快速衰变爆炸，峰值量级约为$-15$ - $-16$。未来对超剥离超新星的观测可能会对一类中子星合并的事件率产生限制。
2017-07-10 astro-ph.HE
Reanalysis of the (J = 5) state at 592 keV in 180Ta and its role in the neutrino-process nucleosynthesis of 180Ta in supernovae
我们分析了中微子过程中异构体180 Tam的产生和冻结。我们认为一个可能的低洼中间（J = 5）状态的影响，在592千电子伏使用的过渡宽度估计从测得的半衰期。我们发现，592 keV能级只使剩余的同分异构体布居比以前的结果有很小的降低;也就是说，考虑到对转变宽度的这种更好的估计，异构体布居比从R = 0.39变为R = 0.38，而先前估计该转变可将该比率降低至R = 0.18。这一发现加强了138 La和180 Ta是由中微子核合成共同产生的证据，其电子中微子温度为kT~4 MeV。
2010-12-28 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
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
Neutrino-dominated accretion flows: second nucleosynthesis factory in core-collapse supernovae and regulation of iron markets in galaxies
宇宙金属被广泛认为是由超新星（SNe）和致密物体合并产生的。在这里，我们讨论的核心坍缩SNe（CCSNe）的中微子为主的吸积流（NDAF）与流出的核合成，并表明，从NDAF的流出可以有一个显着的贡献$^{56}$ Ni丰度在微弱的爆炸，如果祖星的质量约$25-50$ $M_\odot$。质量较小的祖星可以产生更多的$^{56}$镍比他们更大质量的同行在海王星外流核合成通道。因此，我们发现，总的（即，CCSNe和海王星外流）每个CCSN的$^{56}$ Ni质量仅微弱地依赖于祖星的质量。在金属丰度演化过程中，如果考虑NH3流出核合成产额和CCSNe的上限，$^{56}$ Fe（被$^{56}$ Ni衰变）质量与初始总气体质量的比值可增加$\sim$ 1.95倍.我们的研究结果可能对太阳邻域、星系和活动星系核的化学演化具有重要意义。
2021-07-12 astro-ph.HE
PUSHing Core-Collapse Supernovae to Explosions in Spherical Symmetry: Nucleosynthesis Yields
核心坍缩超新星（CCSNe）是大质量恒星的极高能量死亡。它们在宇宙中许多重元素的合成和传播中起着至关重要的作用。在过去，CCSN核合成计算依赖于人工爆炸方法，无法充分捕捉恒星最内层的物理现象。PUSH方法以SN 1987 A为基准进行校准，利用原中子星（PNS）发射的重味中微子的能量来触发参数化爆炸。这使得有可能遵循PNS的一致演变，并确保更准确地处理喷出物的电子分数。在这里，我们提出了铁组核合成的核心塌陷超新星，爆炸与PUSH，为两个不同的祖先系列的结果。计算出的收益率观测贫金属星数据的比较。核合成产率将计算所有元素和广泛的祖细胞质量。这些产率对于星系化学演化的模型非常有用。
2017-01-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nucleosynthesis Constraints on the Explosion Mechanism for Type Ia Supernovae
对Ia型超新星的观测包括与这些热核爆炸有关的特征性核合成的信息。我们认为，从铁组元素和同位素比的观测约束，比较与最现实的最近治疗的电子捕获获得的各种模型。核合成对最高的白矮星中心密度敏感。因此，核合成的产额可以区分高密度的拉塞卡质量模型和低密度的燃烧模型，如白矮星合并。我们讨论了两个球形模型（爆燃和/或延迟爆轰模型）基于新的电子捕获率后处理核合成的新结果。我们还考虑了圆柱形和三维爆炸模型（包括爆燃，延迟爆炸，或暴力合并模型）。虽然在观测约束中存在不确定性，但我们确定了观测和模型中的一些趋势。我们从五个观测到的超新星和三个超新星遗迹的元素和同位素比值的模型进行了新的比较。我们发现，模型和数据往往分为两组。在一组低密度的核心，如在一个3D合并模型是稍微更一致的核合成数据，而另一组是稍微更好地确定与高密度的核心，如在单简并的1D-3D爆燃模型。因此，我们假设，这两种类型的环境似乎几乎同样有助于观察SNIa。我们还注意到，观测约束的产量$^{54}$铬和$^{54}$铁，如果可用的话，可能会被用来作为一种手段，以澄清SNIa爆炸的几何对称性的程度。
2018-08-22 astro-ph.HE
Linking neutrino oscillations to the nucleosynthesis of elements
中微子与物质的相互作用在决定爆炸性天体物理环境中的核合成结果方面发挥着重要作用，例如核心坍缩超新星或致密物体的合并。在这篇文章中，我们首先讨论了我们最近的工作的重要性，研究集体中微子振荡的时间演化的活性味在确定其对核合成的影响。然后，我们考虑可能的活性无菌中微子混合，并证明需要一个一致的方法来发展中微子的味道振荡，物质组成，和流体动力学时，味道振荡可以发生在非常深的超新星。
2015-12-11 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
The physics of Core-Collapse Supernovae: explosion mechanism and explosive nucleosynthesis
本文综述了核心坍缩超新星的1D和3D模拟进展，探讨了大质量恒星演化、爆炸机制、激波传播及各阶段的不确定性，并说明了爆炸的典型核合成产物。
2024-03-19 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
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
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
PUSHing core-collapse supernovae to explosions in spherical symmetry V: Equation of state dependency of explosion properties, nucleosynthesis yields, and compact remnants
在本系列的第五篇论文中，我们使用参数化的球对称爆炸方法PUSH来研究八种不同的核状态方程（EOS）的影响。我们提出并讨论了爆炸性质和详细的核合成产额，并预测了所有模拟的残余物（中子星或黑洞）。为此，我们进行了两组模拟。第一，使用SFHo状态方程对11至40 M $_{\odot}$的非旋转恒星在三种不同金属丰度下进行了完整的研究。第二，一套模拟的四个祖先（16 M $_{\odot}$在三个金属丰度和25 M $_{\odot}$在太阳金属丰度）为八个不同的核EOS。我们比较我们预测的爆炸能量和产量观察到的超新星和贫金属恒星HD~84937。我们发现爆炸性质和核合成产率的EOS依赖的差异。然而，与观察结果相比，这些差异还不足以排除本工作中考虑的任何EOS。
2022-01-21 astro-ph.HE 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
Red vs Blue: Early observations of thermonuclear supernovae reveal two distinct populations?
我们研究了十几个Ia型超新星的早期阶段内在$(B-V)_{0}$颜色演化的推断时间的第一光（$t_{first}$）的三天内发现，并有$(B-V)_0$颜色信息开始在5天内的$t_{first}$。样本表明有两个不同的早期种群。第一种是蓝色的种群，进化缓慢，第二种是红色的种群，进化更快。我们发现，早期的蓝色事件都是1991 T/1999 aa的类似与更明亮的缓慢下降的光变曲线比那些表现出早期的红色。将第一个示例放置在分支图上（即，\ion{Si}{2} $λλ$ 5972，6355伪等效宽度的比率）指示所有蓝色物体都是分支浅硅（SS）光谱类型，而除了类似2000 Cx的SN~ 2012 fr之外，所有早期红色事件都是分支核正常（CN）或CooL（CL）类型。一些潜在的过程有助于早期排放的探索，我们发现，在一般情况下，在同伴碰撞模型中固有的视角依赖性是不一致的所有SS对象与早期的观测是蓝色的，表现出过剩。我们警告说，在解释早期相位光变曲线时必须非常小心，因为可能有各种物理过程可能在起作用，而且重要的理论工作仍有待完成。
2018-08-30 astro-ph.HE
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
Nucleosynthesis in magneto-rotational supernovae
我们提出的核合成的磁旋转超新星（MR-SNe），包括中微子驱动和磁旋转驱动的喷出物的基础上，第一次，精确的中微子输运的二维模拟。这里分析的模型具有不同的旋转和磁场，使我们能够探索这两个关键因素的影响。精确的中微子输运的模拟是至关重要的，以分析轻微的富含中子和质子的喷出物，类似于，也中微子驱动，喷出物在标准超新星。在强磁场模型中，r过程产生重元素，直到第三个r过程峰（$A\sim 195$），与以前的工作一致。这个模型提出了一个类似于射流的爆炸，富含质子的射流被富含中子的物质包围，在那里发生r过程。我们已经估计出$^{56}$ Ni的下限为$2.5\times10^{-2} M_\odot$，这仍然远低于预期的超新星值。更长的模拟，包括吸积盘的演变，需要得到一个最终的预测。此外，我们还发现，在弱磁场模型中，后期的演化是关键的，在弱磁场模型中，后期喷射的富中子物质产生的元素达到第二个r-过程峰。即使我们还不能为超新星核合成提供结论，我们的结果与超新星遗迹中的老恒星和放射性同位素的观测结果一致。这使得MR-SNe成为中子星合并中合成重元素的一个很好的补充方案，并使我们更接近于了解它们的起源和MR-SNe在早期星系核合成中的作用。
2021-01-20 astro-ph.HE
A Systematic Study of Type Ia Supernova Remnants: Using Nucleosynthesis to Probe their Supernova Progenitors
University of Manitoba（曼尼托巴大学）；RIKEN Center for Interdisciplinary Theoretical and Mathematical Sciences (iTHEMS)（理化学研究所跨学科理论与数学科学中心 (iTHEMS)）
本研究通过对Ia型超新星遗迹的空间分辨X射线光谱分析，对比核合成模型探测其前身星，发现单一模型无法复现所有元素丰度比，不同遗迹对应不同Ia型超新星爆发家族，同时提出了模型改进方向。
2026-08-11 astro-ph.HE
PUSHing Core-Collapse Supernovae to Explosions in Spherical Symmetry III: Nucleosynthesis Yields
在先前提出的原理验证研究中，我们建立了一个参数化的球对称爆炸方法（PUSH），可以再现各种爆炸前模型的核心坍缩超新星的许多特征。该方法是基于中微子驱动的机制，遵循崩溃，反弹和爆炸。我们的核合成预测模型有两个关键方面。首先，质量削减和爆炸能量同时出现在模拟中（确定每个恒星模型的铁族喷出物的数量）。第二，中微子和物质之间的相互作用被一致地包括在内（设置最里面的喷射物的电子分数）。在本文中，我们使用Ebinger等人（2018）成功的爆炸模型，其中包括两套太阳金属丰度的爆炸前模型，组合质量在10.8和120 M $_{\odot}$之间。我们进行系统的核合成研究，并预测详细的同位素产量。由此产生的$^{56}$镍喷出物是在总体上与正常的核心坍缩超新星的观测值。铁组产额也与贫金属恒星HD84937的丰度一致。我们还提出了一个比较我们的结果与观测趋势的α元素铁的比例。
2018-12-10 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
R-process Nucleosynthesis from Three-Dimensional Magnetorotational Core-Collapse Supernovae
我们研究了三维（3D）广义相对论磁流体动力学模拟快速旋转强磁化核坍缩的r-过程核合成。模拟包括一个微物理有限温度状态方程和泄漏计划，捕捉整体能量和轻子数交换由于反弹后中微子发射和吸收。我们用核反应网络天网追踪喷射物质的成分。我们的研究结果表明，磁旋转核心坍缩超新星（CCSN）的三维动力学是重要的核合成签名。我们发现，超过第二个峰值的r-过程材料的生产减少了100倍时，由快速旋转的核心产生的磁旋转射流进行扭结不稳定性。我们的研究结果表明，3D磁旋转供电CCSNe是一个强大的r-过程源，只有当他们获得的核心与不切实际的大预塌陷磁场的顺序$10^{13}$ G的崩溃。此外，我们限制为轴对称的比较模拟导致对于较低磁场强度的r工艺生产过于乐观。
2017-12-26 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
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
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
PUSHing core-collapse supernovae to explosions in spherical symmetry IV: Explodability, remnant properties and nucleosynthesis yields of low metallicity stars
在本系列的第四篇论文中，我们使用参数化的球对称爆炸方法PUSH对两组非旋转恒星祖先模型进行了系统的研究。我们的研究包括爆炸前的模型与金属丰度Z=0和Z=Z $_{\odot}\times 10^{-4}$和覆盖的祖质量范围从11到75 M $_\odot$。我们提出并讨论了所有模型的爆炸性质，并预测在这种方法内的残余物（中子星或黑洞）的质量分布。我们还进行了系统的核合成研究，并预测详细的同位素产量作为祖质量和金属丰度的函数。我们提出了我们的核合成结果与观测派生的$^{56}$镍喷出物从正常的核心坍缩超新星和铁族丰度的贫金属星HD~84937的比较。总的来说，我们的爆炸能量，剩余质量分布，$^{56}$镍质量，和铁组产率的结果是一致的正常CCSNe的观察。我们发现，在低和零金属丰度的恒星祖先更容易BH的形成比那些在太阳的金属丰度，这允许在LIGO/VIRGO观察到的质量范围内的BH的形成。
2020-02-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
$r$-Process Nucleosynthesis from Three-dimensional Jet-driven Core-Collapse Supernovae with Magnetic Misalignments
我们调查$r$过程的核合成在三维广义相对论磁流体动力学模拟的喷流驱动的超新星导致快速旋转，强磁化的核心崩溃。我们通过进行四个模拟来探索塌陷前磁场相对于旋转轴错位的影响：一个对齐的模型和具有15度、30度和45度错位的模型。我们提出的模拟采用微物理有限温度状态方程和泄漏计划，捕获的整体能量和轻子数交换由于反弹后中微子的发射和吸收。我们用拉格朗日示踪粒子跟踪喷射物质的热力学性质，并用核反应网络SkyNet分析其成分。通过使用不同的中微子光度后处理的示踪剂数据与天网，我们约束中微子光度的不确定性的影响。我们发现，对于这里考虑的对齐模型，使用一个近似的泄漏计划的结果在中微子光度的不确定性对应的第三峰$r$过程元素的丰度的100-1000的不确定性的一个因素。我们的研究结果表明，对于30度或更小的错位，$r$过程的元素是稳健的生产，只要中微子光度是合理的低（$\lesssim 5 \times 10^{52}$ erg s $^{-1}$）。对于45度的更极端的未对准，我们发现超过第二峰值的$r$工艺元件的产生显著减少。我们的结论是，强大的$r$过程的核合成在磁旋转超新星需要一个祖恒星核心与一个大的极向磁场分量，至少是适度（$\sim 30$度内）与旋转轴对齐。
2018-03-20 astro-ph.HE
Nucleosynthesis in 2D Core-Collapse Supernovae of 11.2 and 17.0 M$_{\odot}$ Progenitors: Implications for Mo and Ru Production
核心坍缩超新星是银河系历史上第一个重元素污染源。因此，重要的是研究其喷出物的核组成，并了解它们对祖细胞结构的依赖性（例如，质量、致密性、金属性）。在这里，我们提出了一个详细的核合成研究的基础上，两个长期的，二维的核心坍缩超新星模拟的11.2 M的$_{\odot}$和17.0 M的$_{\odot}$星。我们发现，在这两种模型中，核远远超出了铁组（高达$Z \approx 44$）可以产生，并详细讨论了p核$^{92,94}$ Mo和$^{96,98}$ Ru的核合成。虽然我们在两个模拟中观察到在稍微富中子的条件下产生$^{92}$ Mo和$^{94}$ Mo，但$^{96,98}$ Ru只能通过$ν$ p过程有效地产生。此外，在$ν$ p-过程中Ru的产生在很大程度上取决于喷出物中非常富含质子的材料的存在。当比较这些同位素在太阳系和太阳前颗粒中的丰度比时，这种生产机制的解开产生了有趣的后果。
2017-08-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Explosive nucleosynthesis with fast neutrino-flavor conversion in core-collapse supernovae
快速中微子味转换（FFC）是核心坍缩超新星（CCSN）理论中可能改变游戏规则的成分。在本文中，我们研究的影响，包括FFC与非对称中微子发射到核合成计算参数的方式结合爆炸核合成的影响。我们发现，喷出物的组成是没有明显的影响，FFC比Co轻的元素，而组成的影响，FFC的较重的元素。我们还发现，FFC的作用取决于中微子发射的不对称程度（$m_{\rm asy}$）和中微子味混合的程度。FFC对$m_{\rm asy}$的影响不是单调的，当$m_{\rm asy}$达到$\sim 10\%$时，喷出物成分的变化比无FFC时增大，而FFC对超大非对称中微子发射（$\gtrsim 30 \%$）的核合成影响很小.我们的研究结果表明，FFC有利于在大多数情况下，富中子的喷出物的生产，虽然它使喷出物更富质子，如果反中微子的转换比中微子的转换更有力。这种趋势的关键因素是中微子吸收，其对核合成的影响可以通过简单的诊断来量化。
2022-12-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
