A Semi-analytic Criterion for the Spontaneous Initiation of Carbon Detonations in White Dwarfs
尽管四十多年的积极研究，Ia型超新星的白矮星祖先的性质仍然不清楚。然而，在过去的十年里，各种各样的祖先场景都强调了爆炸是这些白矮星被消耗的主要机制的必要性，但目前还不清楚这些爆炸是如何触发的。在本文中，我们研究如何引爆自发引发由于温度的不均匀性，例如，热点，在简化的物理场景中燃烧核燃料。在Zel'Dovich早期工作的基础上，我们用自发波速度和Chapman-Jouguet速度的比较来描述爆轰起爆的物理过程。我们开发了一个解析表达式的自发波的速度，并利用它来确定一个半解析标准的热点的最小尺寸与一个峰值和基准温度之间的线性温度梯度，在燃烧的碳-氧材料的爆炸可以发生。我们的研究结果表明，自发爆炸可能很容易在各种条件下形成，可能允许一些祖先的情况下启动爆炸，烧毁恒星。
2017-01-30 astro-ph.HE
What triggers type Ia supernovae: Prompt detonations from primordial black holes or companion stars?
本文通过模拟小行星质量原初黑洞与白矮星的碰撞率，提出瞬时爆轰机制可解释Ia型超新星的点火之谜，并成功复现观测到的速率与亮度分布。
2025-07-02 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
Three-Dimensional Simulation of Double-Detonations in the Double-Degenerate Model for Type Ia Supernovae and Interaction of Ejecta with a Surviving White Dwarf Companion
本文研究了Ia型超新星（SNe~Ia）双爆轰模型中的流体动力学和核合成，以及在双简并情况下喷出物与幸存白矮星（WD）伴星的相互作用。我们建立了一个含$1.0M_\odot$和$0.6M_\odot$碳氧（CO）WD的双星系统，其中主WD由CO核和氦（He）壳组成，分别含$0.95$和$0.05M_\odot$。我们遵循的双星系统的演化，从启动的He爆轰，点火和传播的CO爆轰，和相互作用的SN喷出物与同伴WD。伴随的WD（或幸存的WD）获得$\sim 1700$ ~km~s $^{-1}$的甩出速度，并捕获$\sim 0.03M_\odot$的$^{56}$ Ni和$3 \times 10^{-4}M_\odot$的He。这样的He可以在幸存的WD表面上检测到。SN喷出物包含一个“伴源流”和从伴WD（$\sim 3 \cdot 10^{-3}M_\odot$）剥离的未燃烧物质，尽管流的组成取决于伴WD的He壳质量。喷出物也有一个速度漂移$\sim 1000$ ~km~s $^{-1}$由于爆炸的初级WD的二进制运动。这些特征在未燃烧物质（如SN~ 2010 lp和iPTF 14 atg）的氧发射线的星云相光谱中以及来自速度漂移的蓝移或红移的铁族发射线（如亚发光SNe~Ia的一部分）的星云相光谱中将是突出的。我们期望与D $^6$模型对应的SN~Ia能为SN~Ia的观测留下这些指纹。
2018-10-19 astro-ph.HE
Multi-Dimensional Parameter Study of Double Detonation Type Ia Supernovae Originating from Thin-Helium-Shell White Dwarfs
尽管Ia型超新星（SNe Ia）在整个天文学中的重要性，但驱动SNe Ia的精确祖先系统和爆炸机制仍然未知。最近获得关注的一个爆炸方案是双重爆炸，其中一个吸积的He壳爆炸并引发底层白矮星的二次爆炸。我们的研究提出了一个高分辨率，多维，全明星模拟薄的He壳，sub-bracrasekhar质量的白矮星的祖先，经历了双重爆炸。这套薄壳祖细胞采用了他的壳比那些在以前的多维研究薄。我们确认的可行性，在整个范围内的He壳参数空间的双爆轰，以及目前的散装产量和喷出物的配置文件为每个祖。所获得的收益率一般与以前的作品是一致的，并表明生产类似超新星Ia的观测值的可能性。我们的模拟的维度，使我们能够更密切地研究双爆震的功能，包括偏心二次点火和不对称喷出物的细节。我们发现相当大的差异，在不同的视线爆后产物的高速程度。这项工作的数据将用于生成预测的可观测量，并可能进一步支持双爆轰情景作为SNe Ia通道的可行性，以及显示祖先或视角的属性如何影响可观测特性的趋势。
2021-06-03 astro-ph.HE
On the fate of the secondary white dwarf in double-degenerate double-detonation Type Ia supernovae -- II. 3D synthetic observables
本文首次对双简并双爆轰Ia型超新星并合中伴生白矮星存活与爆轰两种情景进行三维辐射转移计算，发现两者合成观测量均类似02es-like子类，且伴星爆轰会显著影响光谱、角度依赖性和宽度-光度关系。
2024-08-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
It's always the quiet ones: Single Degenerate Double Detonation Type Ia Supernova from Quiescent Helium Accretion
Technion — Israel Institute of Technology（以色列理工学院）；Azrieli College of Engineering（阿茨里工程学院）；The Open University of Israel（以色列开放大学）
研究单退化氦吸积碳氧白矮星通过亚 Chandrasekhar 质量双点火路径形成Ia型超新星，通过多维水动力模拟验证了静默条件下的双点火机制。
2026-03-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Direct Numerical Simulations of Oxygen-Flame-Driven Deflagration-to-Detonation Transition in Type Ia Supernovae
该研究通过耦合核反应网络的流体力学数值模拟，证实Ia型超新星中氧火焰可通过泽尔多维奇梯度机制触发爆燃转爆轰，明确了相关参数阈值，并发现多维效应可降低爆轰触发密度。
2025-10-30 astro-ph.HE
Type Ia Supernovae Can Arise from the Detonations of Both Stars in a Double Degenerate Binary
本研究通过二维模拟发现双简并双星中主星双爆炸可触发伴星爆炸形成三重/四重爆炸，其合成光变曲线和光谱与观测匹配，为Ia型超新星起源提供新可能。
2024-07-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multi-Dimensional Double Detonation of Sub-Chandrasekhar Mass White Dwarfs
使用二维和三维模拟，我们研究的“鲁棒性”的双爆轰的情况下，Ia型超新星，其中爆炸的氦壳的碳-氧白矮星引起的二次爆炸在下面的核心。我们发现，氦爆炸不能轻易地下降到核心，除非它开始（人为）远远高于最热的层计算的氦壳在目前的前超新星模型。然而，压缩波引起的滑动氦爆轰，强烈地产生热点，触发爆轰的核心。我们的模拟表明，这是真实的，即使是非轴对称的初始条件。如果氦在多个点被点燃，内波可以相互穿过或被反射，但这种增加的复杂性并不能阻止热点的产生。极低质量氦壳层的点火取决于热核逃逸是否能在足够大的区域内同时开始。
2013-07-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type Ia Supernovae in the First Few Days: Signatures of Helium Detonation versus Interaction
早期阶段的蓝色和过量的发射在最初的几天内，到目前为止，报告了一些Ia型超新星（SNe Ia）的机制，已被认为是SN喷出物与非简并伴星或星周介质（CSM）的相互作用。最近，在He爆炸触发SN情景的背景下提出了另一种机制（即，双爆轰情景或He点燃的剧烈合并），其中SN喷出物最外层的放射性同位素产生早期发射。在本文中，我们调查这些不同的情况下预测的早期阶段过量排放的属性。He爆轰情景在早期闪光中表现出与同伴/CSM相互作用情景不同的行为。一旦将UV和光学中的行为结合起来，就可以提供特别清晰的诊断。合成的光谱为他爆炸的情况下，其特征在于由于他爆炸的产物，特别是在衰变阶段发展的反射。我们进一步预期早期闪光的性质与最大SN发射的性质之间的关系，在某种程度上，更亮和更慢的初始闪光伴随着更实质性的额外反射（和变红）效应。然而，这种关系应该与SN的最大光度一起考虑，因为较大的光度抑制了额外吸收的影响。有了这些预期的功能，我们解决了可能的起源观察到的过度早期阶段发射的几个SNE。
2018-05-31 astro-ph.HE
AT2019wxt: An ultra-stripped supernova candidate discovered in electromagnetic follow-up of a gravitational wave trigger
本研究介绍了在引力波触发事件S191213g的电磁对应体搜寻中发现的暂现源AT2019wxt，通过多波段观测证实其为极端剥离超新星候选体，强调了早期多波段测光对识别此类天体的重要性。
2022-08-18 astro-ph.HE
Viewing explosion models of type Ia supernovae via the insight from terrestrial cellular detonation
本文通过高分辨率二维模拟量化富氦白矮星包层爆轰的胞状结构，证明地面爆轰起爆与淬灭标准可解释既有流体动力学结果，为理解 Ia 型超新星双爆轰模型提供新视角。
2024-09-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Effect of Initial Disturbance on The Detonation Front Structure of a Narrow Duct
通过三维数值模拟研究了初始扰动对窄通道内爆轰波阵面结构的影响。所用的数值方法包括一个高分辨率的五阶加权基本无振荡的空间离散格式，再加上一个三阶总变差减少Runge-Kutta时间步进方法。两种类型的干扰用于初始扰动。一种是随机扰动，它施加在整个区域的爆轰波阵面，另一种是对称扰动，在一个带内沿对角线方向的前端。结果表明，两种扰动导致不同的过程。对于随机扰动，爆轰波阵面演化为稳定的旋转爆轰波。对于对称对角扰动，爆轰波阵面在初始阶段呈现出一种对角模式，但这种模式是不稳定的。它在一小段时间后分解，最终演变成旋转爆炸。两种扰动最终形成的旋转爆轰结构是相同的。这意味着旋转爆轰是模拟窄管道的最稳定模式。因此，在狭窄的管道中，触发旋转爆轰可以是产生稳定爆轰以及加速爆燃到爆轰转变过程的有效方法。
2010-06-07 astro-ph.HE physics.flu-dyn
Multi-Dimensional Radiative Transfer Calculations of Double Detonations of Sub-Chandrasekhar-Mass White Dwarfs
双爆轰Ia型超新星的研究，其中氦壳爆轰触发碳核爆轰在亚克拉塞卡质量的白矮星，在过去的十年中经历了复苏。新的进化方案和对哪些核反应是必不可少的更好理解，使得白矮星的氦壳比几十年前的双爆方案更薄，从而成功地爆炸。在本文中，我们提出了第一套光变曲线和光谱的多维辐射转移计算薄壳双爆轰模型，探讨了一系列的白矮星和氦壳质量。我们发现广泛的协议与观察到的光变曲线和光谱的非奇特的Ia型超新星，从次发光的过发光的亚型，提供证据表明，双爆炸的亚克拉塞卡质量白矮星产生的大部分观察到的Ia型超新星。光谱速度和颜色的一些差异仍然存在，但这些可能会通过未来的计算，包括更准确的初始条件和辐射输运物理达成一致。
2021-08-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Initiation and Propagation of Helium Detonations in White Dwarf Envelopes
围绕白矮星的富氦包层中的爆炸作为微弱的热核Ia型超新星和双爆炸Ia型超新星的触发器而引起了人们的关注。然而，最近的研究发现，可以导致氦爆炸的热点的最小尺寸与白矮星的压力标度高度相当，甚至更大，这对这些系统中氦爆炸的成功点火产生了怀疑。在本文中，我们研究了以前被忽视的C/O污染和一个完整的核反应网络的影响，我们认为热点与空间恒定的压力，除了恒定密度的热点。我们发现，列入这些影响显着降低了最小热点的富氦爆轰点火的大小，使爆炸更合理的湍流壳对流或在双白矮星合并。燃烧速率的增加也降低了氦爆轰能够成功传播的最小壳体质量，并改变了壳体燃烧产物的组成。这些低质量壳层的灰烬主要由硅、钙、未燃烧的氦和金属组成，可以解释在大多数Ia型超新星中观察到的高速光谱特征。
2014-10-16 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
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
How the merger of two white dwarfs depends on their mass ratio: orbital stability and detonations at contact
尽管它们具有独特的天体物理学意义，但迄今为止，白矮星双星合并的结果只在非常有限的系统中进行了研究。在这里，我们提出了一个调查的结果，超过两百个模拟系统扫描的白矮星二进制参数空间。我们认为白矮星的质量范围从0.2到1.2 $M_\odot$，并占其不同的化学成分。我们发现良好的协议与轨道演化预测的传质稳定性分析。我们在这篇论文中的大部分工作都致力于确定哪些双星系统在合并之前或在表面接触时容易发生热核爆炸。我们发现，大部分的氦吸积二元系统爆炸：所有动态不稳定的系统，吸积质量低于1.1 $M_\odot$和施主质量以上$\sim$ 0.4 $M_\odot$被发现触发氦爆轰在表面接触。正如我们在以前的工作中所证明的那样，这些系统中的很大一部分可以通过吸积流中的不稳定性引起的爆炸在更早的时候爆炸。我们没有发现明确的证据爆炸之前合并或在表面接触的任何研究的双碳-氧系统。虽然我们不能排除它们的发生，如果有一些氦存在，一个成功的爆炸在一个白矮星的纯碳-氧组合物的参数空间是小的。我们证明了各种各样的动态不稳定系统是可行的Ia型候选人。因此，下一个十年对这些事件的研究有着巨大的希望，特别是随着宽场天气调查的出现，可以详细描述其爆炸特性。
2012-01-11 astro-ph.HE
Sub-Chandrasekhar-mass detonations are in tension with the observed $t_0-M_\text{Ni56}$ relation 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。最近的研究表明，在一个薄的氦壳内的传播爆震围绕一个sub-Bracrasekhar质量CO核心，随后可以触发核心内的爆震（双爆震模型，DDM）。这种爆炸的结果类似于一个亚克拉塞卡质量的CO WD（SCD）的中心点火。虽然SCD与Ia超新星的一些观测性质是一致的，但一些计算挑战阻止了与观测结果的稳健比较。我们专注于观察到的$t_0-M_\text{Ni56}$关系，其中$t_0$（$γ$射线从喷出物的逃逸时间）与$M_\text{Ni56}$（合成的$^{56}$ Ni质量）正相关。我们应用我们最近开发的数值方案来计算SCD和计算的$t_0-M_\text{Ni56}$关系，这不需要辐射传输计算，收敛到百分之几的精度。我们发现我们的计算和观察到的$t_0-M_\text{Ni56}$关系之间存在明显的张力。SCD预测$t_0$和$M_\text{Ni56}$之间的反相关性，$t_0\approx30\,\textrm{day}$用于发光（$M_\text{Ni56}\gtrsim0.5\,M_{\odot}$）SNe Ia，而观察到的$t_0$在$35-45\,\textrm{day}$的范围内。我们表明，这种紧张是大于结果的不确定性，它存在于所有以前的研究问题。我们的研究结果暗示，…
2020-10-26 astro-ph.HE
The effect of helium accretion efficiency on rates of Type Ia supernovae: double-detonations in accreting binaries
Ia型超新星的双爆炸场景作为可行的祖星模型得到了超新星界越来越多的支持，使其与众所周知的单简并和双简并场景一起成为有希望的候选模型。我们提出了双爆轰SNe的延迟时间，其中一个sub-brasekhar质量的碳-氧白矮星从富氦伴星非动态吸积。在定量SN率从双爆的主要不确定性之一是（假设）的富氦物质的保留效率。因此，我们实施了一个新的处方治疗吸积/积累的富氦物质的白矮星。此外，我们测试的结果如何变化取决于哪些标准被假定为导致在氦壳爆轰。在将结果与我们的标准情况（Ruiter等人，2011年）进行比较时，我们发现，无论采用何种He吸积处方，如果低质量He壳（< 0.05 Msun）足以触发爆炸，SN率仅降低25%。如果需要更多质量（0.1 Msun）的壳层，则速率降低85%，并且在新的吸积模型中延迟时间分布发生了显着变化-仅产生具有即时（< 500 Myr）延迟时间的SNe。由于理论上的论点有利于低质量的他壳正常的双爆轰SNE，我们的结论是，从双爆轰率很可能是高的，不应该严格依赖于所采用的处方吸积的他。
2014-03-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Resolution Study of Thermonuclear Initiation in White Dwarf Tidal Disruption Events
研究了中等质量（$10^3 M_\odot$）黑洞对潮汐扰动白矮星热核爆炸的引发作用。解决引发机制所需的长度尺度在三维中不容易达到，因此我们设计了二维代理模型，该模型与对数网格策略一起，可以充分捕获爆轰波阵面，因为材料同时受到潮汐力的压缩和拉伸。我们考虑0.15和0.6太阳质量的白矮星参数化的潮汐强度范围内$β=4~\text{to}~23$。高空间分辨率阐明了导致热核爆炸的方式和条件，将引发序列与恒星成分和潮汐强度联系起来。我们所有的模型遭受持续的爆炸引发的绝热压缩，温和的热核预处理，碰撞加热的组合，在程度上主要取决于潮汐强度。我们发现许多诊断，如温度，总释放的能量，铁族产品，是相当好的收敛（优于10%），在分辨率低于10公里沿轨道平面的标度高度。例外的是像钙这样的中间质量瞬变，即使在1公里的分辨率下，它仍然不确定到两个因素。
2022-06-27 astro-ph.HE
Explosive Nucleosynthesis in Sub-Chandrasekhar Mass White Dwarf Models for Type Ia Supernovae: Dependence on Model Parameters
最近对Ia型超新星（SNe Ia）的观测显示了爆炸强度、光变曲线和化学成分的多样性。为了研究超新星Ia这种多样性的可能起源，我们对钱德拉塞卡质量附近的碳氧（CO）白矮星（WD）的爆炸和相关核合成进行了多维流体动力学研究，参数范围很广（Leung and Nomoto 2018 ApJ）。在本文中，我们扩展我们的宽参数调查模型的爆炸sub-Bracrasekhar质量CO WD。爆炸机理采用双爆轰模型。测量的模型参数包括$Z = 0 - 5~Z_\odot$的金属丰度、$M = 0.90 - 1.20~M_\odot$的CO WD质量和$M_{\rm He} = 0.05 - 0.20~M_\odot$的He包络质量。我们还研究了初始He爆轰配置，如球形，气泡，和环形形状，触发C爆轰。对于这些参数，我们推导出最小的He信封质量触发C爆轰。然后，我们研究如何爆炸动力学和相关的核合成依赖于这些参数，并比较我们的结果与以前的代表性模型。我们将我们的核合成产率与在SNe Ia 2011 fe，2012 cg和2014 J中观察到的Fe峰元素和同位素的异常丰度模式以及SNe Ia残留物3C 397进行比较，以提供对它们的祖先和环境的限制。本文给出了亚克拉塞卡质量爆炸的核合成产额表，讨论了它们在银河系化学演化和考古学中的作用。
2020-06-30 astro-ph.HE
The role of the secondary white dwarf in a double-degenerate double-detonation explosion, in the supernova remnant phase
本研究将双简并双爆轰超新星的三维模拟推演至爆炸后1500年的遗迹阶段，揭示了伴星的形态印记，并测试嵌套爆炸模型，发现次级星内层抛射物与反向激波的碰撞特征可通过空间分辨X射线光谱探测。
2025-10-21 astro-ph.HE
Early Emission from Double Detonation Type Ia Supernovae
本文研究双爆轰Ia型超新星中CO与He爆轰碰撞产生的早期电磁信号，提出激波突破闪光、平面冷却和激波冷却辐射三阶段特征，并预测其可探测性。
2025-07-18 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
Double detonations: variations in Type Ia supernovae due to different core and He shell masses -- II: synthetic observables
本文通过三维辐射转移模拟研究不同核心与氦壳质量下的亚钱德拉塞卡质量白矮星双爆轰模型，发现其光变曲线可再现 Ia 型超新星宽度-光度关系暗端，但颜色偏红且光谱含 Ti II 吸收特征，更适合解释奇特 Ia 型超新星。
2023-07-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
The peculiar Ca-rich SN 2019ehk: Evidence for a Type IIb core-collapse supernova from a low mass stripped progenitor
附近星系M100中奇特的“富钙”SN 2019 ehk的性质仍然不清楚。它的起源一直在争论，要么是剥离的核心坍缩超新星，要么是热核氦爆炸事件。在这里，我们提出了非常晚的时间测光的瞬态获得的凯克我望远镜在$\approx280$天从峰值光。利用测光法对同时期的星云相位谱进行精确的通量定标，在不确定的消光范围内沿视线方向测量了$(0.19-1.08)\times10^{38}$ erg s $^{-1}$的[O I]光度和$(2.7-15.6)\times10^{38}$ erg s $^{-1}$的[Ca II]光度。我们使用这些测量来推导合成的氧质量的下限$\approx0.004-0.069$ M $_\odot$。氧质量是一个敏感的示踪剂的祖质量的核心坍缩超新星，我们的估计是一致的爆炸非常低质量的CO核心的$1.45-1.5$ M $_\odot$，对应于He核心质量的$\approx1.8-2.0$ M $_\odot$。我们提出了高质量的峰值光光谱的瞬态和突出的特点，氢在早期（“闪光”）和光球相光谱，这表明存在的$\gtrsim0.02$ M $_\odot$的氢在祖在爆炸的时候。在星云阶段，H的存在以及[Ca II]/[O I]的大比值（$\approx10-15$）与SN 2019 ehk是一颗IIb型核心坍缩超新星的一致性，它来自剥离的低质量（$\approx9-9.…
2021-01-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Faint supernovae and hyper-runaway white-dwarfs from single He-detonation in double HeCO-white-dwarf mergers
Technion - Israel Institute of Technology（以色列理工学院）；California Institute of Technology（加州理工学院）
通过三维流体动力学模拟，研究双HeCO白矮星并合的氦爆轰过程，发现其可产生暗弱快速演化的热核瞬变，或解释部分暗弱超新星，还可能形成高速PG-1159型恒星，拓展了对白矮星并合的认知。
2026-07-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
ZTF 18aaqeasu (SN 2018byg): A Massive Helium-shell Double Detonation on a Sub-Chandrasekhar Mass White Dwarf
氦壳在白矮星上的爆炸被认为是Ia型超新星爆炸的可能触发机制。在这里，我们报告了ZTF 18 aaqeasu（SN 2018 byg/ATLAS 18 pqq），这是一颗奇特的I型超新星，与氦壳双爆相一致。从爆炸开始的上升时间为$\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
Type Ibn supernovae from ultra-stripped supernova progenitors
本研究揭示极剥离超新星前身星在核心坍缩前因剧烈硅燃烧损失质量并形成致密星周物质，导致其爆发被观测为Type Ibn超新星，为这类超新星起源提供新解释。
2025-10-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2020jgb: A Peculiar Type Ia Supernova Triggered by a Helium-Shell Detonation in a Star-Forming Galaxy
本文报道了在恒星形成星系中发现的奇特 Ia 型超新星 SN 2020jgb，通过辐射转移模型证实其由厚氦壳层爆轰触发，并首次证明此类事件同时发生于恒星形成与被动星系中。
2023-04-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
Helium-ignited violent mergers as a unified model for normal and rapidly declining Type Ia Supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）的前身仍然是未知的，尽管在过去几年中在理论和观测方面取得了重大进展。两颗碳氧（CO）白矮星（WD）的剧烈合并被认为是造成正常Ia型超新星的一个重要原因。在这里，我们模拟合并的两个CO WD使用移动网格代码，允许列入薄氦（He）壳（0.01\，\msun）的WD顶部，在前所未有的数值分辨率。He在原始WD上的吸积导致在其He壳层中形成爆轰。这种爆炸传播的CO WD周围，并发送一个收敛的冲击波到其核心，已知的鲁棒触发第二次爆炸，在众所周知的双爆轰的情况下，为He吸积CO WD。然而，与需要大量He壳通过热不稳定性形成爆炸的情况相反，这里He爆炸是动态点燃的。因此，所需的氦壳质量要小得多，因此其燃烧产物不太可能影响爆炸的光学显示。我们表明，这种情况下，它适用于CO主要WD与CO-以及He-WD同伴，有可能解释不同的亮度分布，延迟时间和相对速率的正常和快速下降的超新星Ia。最后，我们讨论了扩展我们的统一合并模型需要获得全面的图片，充分观察到的多样性的超新星Ia。
2013-05-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Confronting double-detonation sub-Chandrasekhar models with the low-luminosity suppression of Type Ia supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）可能是碳氧（CO）白矮星（WD）的热核爆炸，但它们的祖先系统仍然难以捉摸。最近，Sharon和Kushnir（2022）使用Zwicky瞬态设施明亮瞬态调查构建了合成的$^{56}$ Ni质量，$M_\text{Ni56}$，SNe Ia的分布。他们发现低光度（$M_\text{Ni56}\approx0.15\,M_{\odot}$）SNe Ia的比率比更常见的$M_\text{Ni56}\approx0.7\,M_{\odot}$事件低$\sim10$的一个因子。我们在这里表明，为了双爆轰模型（DDM，其中一个传播热核爆轰波，TNDW，在一个薄的氦壳周围的一个sub-masekhar质量CO核心触发TNDW的核心）来解释这种低光度抑制，低质量（$\approx0.85\,M_{\odot}$）WD爆炸的概率应该是$\sim100$ -倍低于高质量（$\approx1.05\,M_{\odot}$）WD。一个可能的解释是，低质量的CO核心的点火以某种方式被抑制。我们使用精确的一维数值模拟表明，如果TNDW能够在氦壳层内传播，那么CO核心内的点火是有保证的（这里首次在全星模拟中解决），即使是$0.7\,M_{\odot}$ WD，也不能为低光度抑制提供自然的解释。DDM可以解释低光度抑制，如果在密近双星的主要WD的质量分布是显着不同的字段分布;如果氦壳点…
2023-02-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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
Ejection of the massive Hydrogen-rich envelope timed with the collapse of the stripped SN2014C
我们在前500天内对SN 2014 C进行了多波长观测。这些观测结果代表了第一次对年轻的河外剥离信封SN进行高能X射线的固体探测。SN 2014 C是一颗具有普通爆炸参数的去氢祖星的爆炸。然而，在大约1年的时间尺度上，SN 2014 C经历了一次完全的蜕变，从一颗普通的Ib型贫氢超新星演变成一颗强相互作用的IIn型富氢超新星。在整个光谱中观察到SN冲击波与致密介质相互作用的特征。与Swift、Chandra和NuSTAR的协调观测详细地捕捉到了演化过程，并揭示了在距离爆炸地点约6d 16 cm处存在一个约1 Msun的富氢物质的巨大壳层。我们估计，在核心坍塌之前的几十年到几个世纪里，壳层被祖先恒星喷射出来。这一结果对目前的大质量恒星演化理论提出了重大挑战，因为它需要一种物理机制来负责与恒星坍缩开始同步的贫氢SN祖星最深氢层的喷射。理论研究指出，在大质量恒星核燃烧的最后阶段，二元相互作用和/或不稳定性是时间相关的质量损失的潜在触发因素。我们利用183 SNe Ib/c的样本与公共无线电观测来限制这些情况。我们的分析在约10%的SNe中识别出了SN 2014 C类签名，并限制了无线电数据。这个分数是有点大，但合理的预期从最近的信封喷射由于二进制的演变，如果喷出的材料可以在封闭的环境中生存1000-10000 yrs. Alternatively，核燃烧不稳定性延伸到核心C-燃烧阶段也可…
2016-01-25 astro-ph.HE
Neutrinos from type Ia supernovae: the deflagration-to-detonation transition scenario
人们早就认识到，从银河系下一个核心坍缩超新星中检测到的中微子有可能揭示有关爆炸动力学和核合成条件的重要信息，并使我们能够探测中微子本身的性质。从热核Ia型超新星中发射出的中微子也具有相同的势能，尽管这些超新星是较暗的中微子源。对于第一次，我们计算的时间，能量，视线，和中微子的味道依赖的功能，预期从三维延迟爆炸爆炸模拟，其中爆燃到爆炸过渡触发一个近kirrasekhar质量的碳-氧白矮星的完全破坏的中微子信号。我们还计算了中微子的味道演变沿八条视线，通过模拟作为时间和能量的函数，使用一个确切的三味转换代码。我们确定了一个特征光谱峰在$\sim 10$ MeV的电子捕获铜的签名。这个峰值是爆炸模型的一个潜在的区别特征，因为它反映了爆炸早期的核合成条件。我们用SNOwGLoBES事件率计算软件模拟了Super-K，Hyper-K，JUNO和DUNE中微子探测器的事件率，并计算了IceCube信号。Hyper-K将能够探测到我们模型中距离$\sim 10$ kpc的中微子。在1 kpc时，JUNO、Super-K和DUNE会记录几个事件，而IceCube和Hyper-K会记录几十个事件。
2016-08-22 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Does Explosive Nuclear Burning occur in Tidal Disruption Events of White Dwarfs by Intermediate Mass Black Holes ?
研究了中等质量黑洞对白矮星的潮汐破坏事件中的核合成。我们考虑各种类型的WD具有不同的质量和组成的三维（3D）光滑粒子流体动力学（SPH）模拟。我们用不同数量的SPH粒子$N$对这些WD进行建模，从几个$10^4$到几个$10^7$，以检查质量分辨率收敛，其中SPH模拟与$N>10^7$（或几个$10^6$ cm的空间分辨率）在这种模拟中具有前所未有的高分辨率。我们发现，随着$N$的增加，核反应变得不那么活跃，并且这些核反应被由于低分辨率而引起的假加热所激发。此外，我们发现没有冲击波的产生。为了研究没有激波的原因，我们还进行了一维（1D）SPH和网格为基础的模拟，空间分辨率范围从$10^4$到$10^7$ cm，使用从3D SPH模拟中提取的特征流结构。我们在这些一维高分辨率模拟中发现了冲击波。其中一个冲击波会引发爆炸波。但是，我们必须注意的是，如果冲击波出现在稍靠外的区域，由于密度低，它不能触发爆轰波。注意，一维初始条件缺乏精确确定冲击波出现位置的准确性。我们需要进行三维模拟与$\lesssim 10^6$厘米空间分辨率，以得出结论，WD TDE成为光学瞬态供电的放射性核。
2017-03-24 astro-ph.HE
Type Ia supernova ejecta-donor interaction: explosion model comparison
在Ia型超新星（SNe Ia）的单简并情况下，高速喷射的物质与双星系统中的施主星之间的相互作用预计会导致质量从施主星剥离。在以往的研究中，人们对超新星爆发过程进行了一系列的多维流体动力学模拟，大多采用简化的解析模型或W7模型来模拟超新星爆发过程。不同的爆炸机制是否会显著影响喷出物-施主相互作用的结果还不清楚。在这项工作中，我们模拟流体动力学喷出物与主序星（MS）施主星的相互作用在两个维度的两个近Ekrasekhar质量爆炸模型的超新星Ia，W7和N100模型。我们发现，约0.30和0.37 Msun的富氢物质剥离从2.5 Msun的施主星在2天的轨道由SN Ia爆炸在模拟与W7爆燃和N100延迟爆轰模型，分别。在每种情况下，供体星分别接受约74和86 km/s的反冲。N100模型中剥离的富氢物质的模态速度约为500 km/s，比W7模型中的模态速度约为350 km/s快1.4倍。根据我们的研究结果，我们得出结论，选择近的Sracekhar质量爆炸模型正常超新星Ia似乎没有显着改变一个给定的主序列供体模型的喷射物-供体相互作用，至少在2D。
2022-05-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Measuring an off-Center Detonation through Infrared Line Profiles: The peculiar Type Ia Supernova SN~2020qxp/ASASSN-20jq
本文介绍并分析了凯克天文台用NIRES获得的Ia型超新星SN~ 2020 qxp/ASASSN-20 jq在B波段极大值后191天的近红外光谱。该光谱由许多广泛的发射特征主导，包括1.644 μ处的[FeII]，该特征高度不对称，顶部倾斜，峰值红移约2，000 km/s。与2-D非LTE合成光谱计算从3-D模拟的偏离中心延迟爆轰质量的白矮星（WD）模型相比，我们发现观察到的线和合成的配置文件之间的良好的协议，并能够解开祖的信封的结构。研究发现，[Fe II] 1. 644 μ截面（速度空间）的大小和倾斜度是确定偏离中心的延迟爆轰转捩（DDT）位置和视角的有效方法，这需要具有高中心密度~ 4 E9 $g/cm^3$的WD。我们还初步确定了一个稳定的镍功能约1.9亩的特点是一个'锅肚'的配置文件，是稍微偏移相对于运动中心。在SN~ 2020 qxp/ASASSN-20 jq的情况下，我们估计DDT的位置偏离中心约0.3M（WD），这导致了底层喷出物的不对称分布。我们还表明，低光度和高密度WD SNIa祖细胞表现出非常强的重叠的Ca和56 Ni在物理空间。这导致形成普遍的[Ca II] 0.73 μ发射特征，该特征对不对称效应敏感。我们的研究结果进行了讨论的背景下，替代方案，包括偏离中心的C/O爆炸，在他触发的亚M（Ch）-WD和两个WD的直接碰撞。Gemini/Keck/VLT/ELT…
2021-09-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Fast and Furious Decay of the Peculiar Type Ic Supernova 2005ek
我们提出了广泛的多波长观测的非常迅速下降的Ic型超新星，SN 2005 ek。SN 2005 ek的最高亮度达到-17.3等，在最高亮度后的15天内衰减约3等，是迄今为止观测到的速度最快的I型超新星之一。SN 2005 ek的光谱与正常SN Ic的光谱非常相似，但演化速度加快。有证据表明，星云的特征在最大值后仅9天就开始了。光谱模型显示出约0.3 Msun的喷出物质量，主要由氧气（约80%）组成，而伪测辐射热光变曲线与约0.03 Msun的放射性Ni-56爆炸一致。虽然以前的快速发展的事件（例如，SN 1885 A，SN 1939 B，SN 2002 bj，SN 2010 X）被假设是由白矮星上的氦壳层爆炸产生的，氧占主导地位的喷出物很难与这一机制相一致。我们发现SN 2005 ek的性质与低质量白矮星的边缘点燃双爆轰或大质量恒星的铁核坍缩一致，被二元相互作用剥离。然而，如果我们假设SN 2005 ek与其他SN Ic的光谱相似性很强，这表明它们有类似的祖先通道，那么白矮星的祖先就变得非常不可能了。SN 2005 ek可能是有史以来观测到的质量最低的剥离包层核心坍塌爆炸之一。我们发现，这种快速下降的I型事件的发生率至少是正常SN Ia发生率的1-3%。
2013-07-11 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
The $γ$-ray deposition histories of Calcium-rich supernovae
本研究通过分析五颗钙丰富超新星的γ射线沉积历史，约束其前身星系统，发现氦壳层爆燃和超剥离核塌缩模型不适用，支持低质量白矮星爆炸或剥离恒星核塌缩模型。
2022-12-29 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
Diversity of stripped-envelope supernova light curves from interaction with binary-driven circumstellar material
Institute of Science and Technology Austria（奥地利科学技术研究院）；Heidelberger Institut für Theoretische Studien（海德堡理论研究所）；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, Astronomisches Rechen-Institut（海德堡大学天文学中心计算天文研究所）；Department of Physics, University of Oxford（牛津大学物理系）；National Astronomical Observatory of Japan, National Institutes of Natural Sciences（日本国立天文台，国立自然科学研究院）；Graduate Institute for Advanced Studies, SOKENDAI（SOKENDAI高级研究生院）；School of Physics and Astronomy, Monash University（莫纳什大学物理与天文学院）；Institute of Astronomy, KU Leuven（荷语鲁汶大学天体物理学研究所）；Leuven Gravity Institute, KU Leuven（荷语鲁汶大学勒芬引力研究所）；Anton Pannekoek Institute of Astronomy, University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学安东·潘内科克天体物理学研究所）
该研究利用MESA模拟共包层后双星产生超剥离前身星及对应CSM，解析预测超新星抛射物与CSM相互作用的光变曲线，发现双星演化可产生多样CSM，为剥离包层超新星光变曲线多样性提供了可能的物理机制。
2026-08-28 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
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
Rapidly Fading Supernovae from Massive Star Explosions
瞬变测量最近发现了一类具有非常迅速的光变曲线下降的超新星（SNe）。这些事件通常也相对较弱，特别是与Ia型SNe相比。对这些事件的普遍解释是一次微弱的爆炸，产生了一个放射性流出物，喷出的质量和动能都很小（M ~ 0.1 Msun和E ~ 0.1 B），可能是由白矮星上的氦壳爆炸造成的。相反，我们认为这些事件可能是具有典型质量和能量（M ~ 3 Msun，E ~ 1B）的Ib/cSNe型，但喷出的放射性物质很少。在我们的图片中，光变曲线是由爆炸冲击波沉积的热能的扩散提供动力的，而快速演变是由于复合，这降低了不透明度并导致“氧气平台”光变曲线。使用辐射转移程序，我们生成的合成光谱和光变曲线，并证明该模型可以合理地拟合一个事件，SN 2010 X的观测。类似的模型可以解释其他快速发展的SNe的特征，如SN 2002 bj和SN 2005 ek。像这样的SNe需要具有相当大半径（R ~ 20 Rsun）的剥离包络祖细胞，这可能源于爆炸前发生的质量损失事件。
2013-09-16 astro-ph.HE
Single Degenerate Models for Type Ia Supernovae Progenitor's Evolution and Nucleosythesis Yields
（${Abridged~version}$）我们回顾了Ia型超新星（SNe Ia）的单简并模型是如何工作的。在白矮星（WD）与其非简并伴星组成的双星系统中，WD吸积富氢物质或氦，并经历氢和氦壳燃烧。我们总结了这种壳燃烧如何依赖于吸积速率和WD质量以及WD如何吹强风。我们确定了以下的演化路线的吸积WD引发热核爆炸。随着时间的推移，速率下降，观察到5个阶段：1。WD通过稳定的H燃烧增加质量，并吹出强风，剥离伴星的一部分包层以控制吸积速率，形成星周物质（CSM）。WD可能在CSM内爆炸为“SN Ia-CSM”。2.风停止，在稳定的H壳燃烧下触发了一个Ia型超新星，这是一个超软X射线源：“Ia型超新星-SSXS”。3. H壳燃烧变得不稳定，许多闪光重现。WD经历了一个质量抛射小于吸积物质的复发新星（RN），演化为“SN Ia-RN”。4.如果伴星是He星或WD，He的吸积可以触发He和C在亚Chand质量或WD增长到Chand质量的双爆轰，同时产生He风：“SN Ia-He CSM”。5.如果吸积的WD快速旋转，则可能发生超过标准Chand质量的Ia超新星延迟触发。（超Chand）WD在失去角动量后收缩成为延迟的SN Ia。伴星变成了He WD，CSM消失了：“SN Ia-He WD”。我们更新的碳爆燃模型W7，延迟爆轰模型WDD 2，和子Chand质量模型的核合成产额，以限制产量（如锰）…
2019-06-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Late-Time HST UV Detections Reveal Eruptive Mass Loss and Circumstellar Interaction in a Quarter of Stripped-Envelope Supernovae
California Institute of Technology（加州理工学院）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）；National Central University（中央大学）；Weizmann Institute of Science（魏茨曼科学研究所）
研究通过HST观测91个剥离包层超新星，发现13个紫外源，其中6个确认为星周物质相互作用的证据，结合红外数据揭示了尘埃遮蔽的相互作用事件，推导出星周物质的几何参数和爆发性质量损失机制。
2026-03-30 astro-ph.HE
Turbulent Mixing on Helium-Accreting White Dwarfs
产生Ia型超新星的一个有吸引力的方案是双重爆炸，其中吸积氦层的爆炸触发C/O核心的点火。这种机制是否能够解释部分或大部分Ia超新星，取决于氦燃烧的性质，而氦燃烧的性质又取决于表面材料的组成。使用半解析和简单的数值模型相结合，我探索时，由于流体动力学不稳定性的吸积过程中的湍流混合可以混合到吸积氦的C/O核心材料。混合在高吸积率、大白矮星（WD）质量和低自旋率时最强。这种混合将导致随后的氦燃烧，更好地匹配所观察到的超新星Ia的性质。在某些情况下，有相当大的混合，可以导致在点火时在吸积层中超过50%的C/O。这些结果将有望激励未来的理论研究，这种强混合条件。混合也对其他类型的WD表面爆炸有影响，包括所谓的Ia超新星，富钙瞬变（如果它们来自吸积WD）和富金属的经典新星。
2015-01-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2019ein: A Type Ia Supernova Likely Originated from a Sub-Chandrasekhar-Mass Explosion
我们提出了广泛的光学光度和光谱观测附近的Ia型超新星（SN Ia）2019 ein，跨越阶段从$\sim 3$天到$\sim 330$天后爆炸。这个Ia超新星的特征是在早期膨胀非常快，Si II和Ca II的初始速度在~ 25，000 - 30，000 km/s以上。在经历了异常快速的速度衰减后，喷出物的速度在最大光照下下降到约13，000 km/s。在光度测定上，SN 2019 ein具有中度峰后下降率（$Δm_{15}(B) = 1.35 \pm 0.01$ mag），同时比正常SN Ia暗约40%（具有$M^{\rm max}_{B} \approx -18.71 \pm 0.15$ mag）。由热释光曲线估算爆炸合成的镍质量为0.27- 0.31 $M_{\odot}$。鉴于如此低的镍质量和相对较高的光球速度，我们认为SN 2019 ein可能有一个亚克拉塞卡质量的白矮星（WD）祖先，$M_{\rm WD} \lesssim 1.22 M_{\odot}$。在这种情况下，爆炸可能是由双爆轰机制触发的，对于这种机制，具有WD质量$M_{\rm WD} \approx 1 M_\odot$和0.01 $M_{\odot}$的氦壳层的一维和二维模型可以合理地产生所观察到的测辐射热光变曲线和光谱。预测的不对称性作为双爆轰的结果也有利于红移的Fe II和Ni II线中观察到的星云相谱…
2022-09-29 astro-ph.HE
Effects of a new triple-$α$ reaction rate on the helium ignition of accreting white dwarfs
研究了一种新的三α反应速率对吸积氦的碳氧白矮星点火的影响。燃点决定了Ia型超新星的热核爆炸的性质。我们研究的情况下，不同的吸积率的氦和不同的初始质量的白矮星，这是详细的研究由野本。我们发现，对于所有的情况下，从缓慢到中等吸积率，核燃烧点燃的氦层。因此，与被认为是爆燃超新星吸积率下限的$dM/dt\simeq 4\times10^{-8} M_{\odot} \rm yr^{-1}$相比，较低的吸积率将触发碳爆燃。此外，在中等和慢吸积速率下，氦爆轰将发生偏心，而慢吸积速率下的碳爆燃区消失。
2010-04-06 astro-ph.HE
The Viscous Evolution of White Dwarf Merger Remnants
两颗白矮星（WD）的合并产生了一个不稳定的磁流体动力学不稳定性的差异旋转残余。这些不稳定性可能导致粘性演化的时间尺度短的热演化的残骸相比。我们提出了多维流体动力学模拟WD合并残留物的演变下的$α$粘度的作用。我们使用Dan等人（2011）的八个WD合并模拟的输出来初始化我们的计算，这些模拟涵盖了质量比和总质量的范围。我们一般发现，合并残留物的时间尺度上的小时，朝向球形状态的发展，即使一个显着的一部分质量最初旋转支持。粘性演化仅使非常少量的质量$(< 10^{-5} M_\odot)$解束缚。粘性加热导致我们用He WD研究的一些系统第二次达到接近动态燃烧的条件。因此，合并后的粘性相有可能在某些WD合并中触发He包层的爆炸，可能通过双爆炸方案产生Ia型超新星。我们的计算为研究WD合并残留物的长期热演化提供了合适的初始条件。这对于理解WD合并是Ia型超新星、中子星、北冕座R星和其他现象的祖先是很重要的。
2012-11-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
