Normal Type Ia supernovae from violent mergers of white dwarf binaries
关于Ia型超新星（SNe Ia）的祖先系统，最重要的问题之一是两颗白矮星的合并是否会导致重现正常事件观测的爆炸。在这里，我们提出了一个完整的三维模拟的两个碳氧白矮星与质量的$0.9 \mathrm{M_\odot}$和$1.1 \mathrm{M_\odot}$结合非常高的分辨率和精确的初始条件的暴力合并。一个经过测试的代码组合用于研究系统。我们从动力学的螺旋阶段开始，并遵循随后的热核爆炸的合理假设下，爆炸形式的合并过程。然后，我们进行详细的核合成计算和辐射转移模拟预测合成观测同源膨胀超新星喷出物。我们发现，我们的合并，产生约$0.62 \mathrm{M_\odot}$的$^{56}\mathrm{Ni}$，合成的彩色光曲线显示出良好的协议，从U到K的所有波段正常的SNe Ia的观察。在最大光附近的合成光谱中的线速度也与观测吻合得很好。我们的结论是，大质量白矮星的剧烈合并可以非常类似于正常的Ia超新星。因此，根据这些大规模系统的数量，这些合并可能至少会对观测到的正常Ia超新星的数量做出一小部分贡献。
2012-01-24 astro-ph.HE
A possible evolutionary scenario of highly magnetized super-Chandrasekhar white dwarfs: progenitors of peculiar type Ia supernovae
最近发现的几个奇特的Ia型超新星似乎需要一个全新的形成理论，这可能有助于解释它们与标准Ia型超新星之间令人困惑的差异。观测分析中最引人注目的方面是有必要援引质量约为2.1- 2.8 M_sun（M_sun是太阳的质量）的超级钱德拉塞卡白矮星作为它们最有可能的祖先。强磁化的白矮星具有超克拉塞卡质量，已经被认为是奇特的Ia型超新星的潜在候选者。由于朗道量子化的基础电子简并气体，理论结果产生了观测推断的质量范围。在这里，我们勾勒出一个可能的进化场景，通过吸积到一个通常观察到的磁化白矮星上，可以形成超级白矮星白矮星，引发通量冻结现象。这就开启了多种可能的演化，最终以质量在上述范围内的超级白矮星白矮星的超新星爆炸而告终。我们指出，我们的建议有观测支持，如最近发现的大量磁化白矮星的SDSS。
2013-03-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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
One possible solution of peculiar type Ia supernovae explosions caused by a charged white dwarf
最近的天体物理观测揭示了一些超亮Ia型超新星的存在。对这种奇特现象的一种自然解释是，这种超新星的前身必须是一颗质量非常超克拉塞卡的白矮星。沿着这条线，在本文中，我们提出了一个可能的机制来解释这一现象的基础上充电白矮星。特别地，通过选择合适的新变量和代表性的电荷分布，获得了解析解。对稳定性问题也进行了讨论，值得注意的是，带电白矮星位形是动态稳定的。此外，我们还研究了广义相对论效应，发现当带电白矮星的质量小于约$3M_\odot$时，广义相对论效应可以忽略不计。
2014-05-20 astro-ph.HE gr-qc
The rate of WD-WD head-on collisions in isolated triples is too low to explain standard type Ia supernovae
Ia型超新星（Ia-SNe）被认为是由白矮星（WD）的热核爆炸产生的。这种爆炸的前身仍然是高度争论，特别是在WD中导致爆炸的条件在大多数建议的前身模型中没有得到很好的理解。然而，两个WD的直接正面碰撞被证明会引起爆炸，并产生类似Ia-SNe的爆炸，并被认为是可能的祖先。在致密的球状星团中，这种碰撞的速率远低于观测到的Ia型超新星的速率，但有人认为，等级三元组的准长期演化可能会产生很高的碰撞速率。在这里，我们使用详细的三重恒星演化人口的合成模型耦合动力学长期演化计算的WD-WD碰撞率在三重和他们的性质。我们探索了一系列具有不同实际初始条件的模型，并推导出每个模型的预期SNe总质量，质量比和延迟时间分布。我们发现，从WD WD碰撞的SNe率是0.1%的顺序观察到的Ia-SNe率在我们所有的模型，延迟时间分布几乎是均匀的时间，是不一致的观测。我们的结论是，从WD WD碰撞在孤立的三重态的SNe最多可以提供一小部分的Ia-SNe，并不能作为这种爆炸的主要祖先。
2017-09-01 astro-ph.HE
Sub-Chandrasekhar Mass Models For Type Ia Supernovae
对于碳氧白矮星来说，吸积氢或氦的速率在1-10 x 10^（-8）Msun/y之间，在恒星达到克拉塞卡质量之前，各种爆炸性的结果是可能的。这些结果是针对一系列白矮星质量（0.7 - 1.1 Msun）、吸积速率（1 - 7 x 10^（-8）Msun/y）和初始白矮星温度（0.01和1 Lsun）进行调查的。结果对爆炸前最后几分钟的对流特别敏感。除非这种对流维持一个浅的温度梯度，除非密度足够高，否则吸积的氦不会爆炸。如果低于氦的临界点火密度（我们估计为5 ~ 10 × 10^5 g cm^（-3）），就会产生氦新星或氦爆燃。流体动力学，核合成，光变曲线，和光谱的一个有代表性的样品引爆和爆燃模型进行了探讨。有些可能是相当微弱的，由48 Cr和48 V的衰变在峰值供电几天。只有最热、质量最大、氦层最小的白矮星，其光变曲线和光谱才与常见的Ia型超新星相当吻合。对于其他模型，特别是那些涉及较轻的白矮星，氦壳质量超过0.05 Msun，合成的56 Ni质量超过0.01 Msun。这些爆炸看起来不像普通的Ia型超新星，或任何其他经常观察到的瞬变。
2011-03-29 astro-ph.HE
A helium-burning white dwarf binary as a supersoft X-ray source
Ia型超新星是宇宙距离的指标，也是宇宙中铁的主要来源，但它们的形成路径仍然存在争议。几十个超软X射线源，其中一个白矮星吸积了来自非简并施主星的富氢物质，已经被观察到并被认为是Ia型超新星的祖先。然而，氢的观测证据，预计将在超新星爆炸期间剥离的施主恒星，是缺乏的。氦吸积的白矮星，可以绕过这个问题，已经被预测了30多年，也包括它们作为超软X射线源的外观，但到目前为止还没有被发现。在这里，我们报告了一个超软X射线源的吸积盘的光谱是完全由氦为主，这表明施主星是无氢。我们解释发光和超软X射线是由于氦燃烧附近的表面吸积白矮星。我们的系统的属性提供了证据，扩展的途径，以氦吸积的基础上，特别是稳定燃烧的白矮星在较低的吸积率比预期到目前为止。这可能允许恢复亚高能的所谓Iax型超新星的数量，在这种情况下，所有Ia型超新星的30%。
2023-03-23 astro-ph.HE
The origins of Calcium-rich supernovae from disruptions of CO white-dwarfs by hybrid He-CO white-dwarfs
富钙（SN 2005 E）爆炸非常微弱（典型的-15.5，I型超新星（SNe）显示出强烈的Ca线，主要在旧恒星环境中观察到。对于这种SNe的几种模型已经进行了探索和辩论，但是没有一种能够一致地再现所观察到的富钙SNe的特性，也没有它们的速率和宿主星系分布。在这里，我们表明，低质量的碳-氧（CO）白矮星（WD）的破坏混合氦-CO（HeCO）WD合并过程中可以解释这样的SNe的起源和性质。我们利用详细的多维流体动力学热核（FLASH）模拟模型的HeCO-CO WD-WD合并来表征这样的爆炸。我们发现，CO物质的吸积到HeCO-WD加热其He壳，并最终导致其“弱”爆轰和喷射和生产的亚能量$\sim10^{49}$尔格富钙SN，而离开的CO核心的HeCO-WD完整的热残余白矮星，可能会引起X射线发射，因为它冷却下来。我们的模型详细的光变曲线和光谱的爆炸，找到一个很好的协议与观测的Ia/c富钙SNe。在这些模型中，大部分He被燃烧，产生Ia/c富Ca SNe，但更高的He富集水平也可能解释Ib富Ca SNe。因此，我们提供了一个可行的，一致的模型的起源钙丰富。这些发现可以揭示新的光的作用，丰富的钙在化学演化的星系和星系团内的介质，以及它们的贡献，所观察到的511千电子伏的信号在银河系起源于正电子产生的${}^{44}\textrm{Ti}$衰变。最后，这种SNe的起源指出了HeCO WD作为…
2022-07-26 astro-ph.HE
Evolution of binaries containing a hot subdwarf and a white dwarf to double white dwarfs, and double detonation supernovae with hypervelocity runaway stars
Max Planck Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）
研究通过MESA代码探索热亚矮星与白矮星双星系统演化为双白矮星或双爆超新星的机制，并分析其对超高速逃逸星的影响。
2025-11-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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
Wind-Driven Evolution of White Dwarf Binaries to Type Ia Supernovae
在Ia型超新星（SNe Ia）祖先的单一简并假设中，一颗白矮星快速地从它的伴星吸积富含氢或氦的物质，并表现为一个超软X射线源。这一观点受到了具有非常低质量伴星的超软X射线源的性质以及对附近几个超新星Ia的观测的挑战。已有研究指出，吸积中的白矮星的X射线辐射或星风可以激发星风或剥离伴星的质量，从而显著影响质量传递过程。本文对白矮星双星的风驱动演化进行了详细的计算。我们提出了可能的SN Ia祖细胞的参数空间，并为生存的同伴后SNe。结果表明，与传统的单简并方案相比，Ia超新星的前伴星具有更符合观测的特征。
2013-11-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Faint supernovae and hyper-runaway white-dwarfs from single He-detonation in double HeCO-white-dwarf mergers
Technion - Israel Institute of Technology（以色列理工学院）；California Institute of Technology（加州理工学院）
通过三维流体动力学模拟，研究双HeCO白矮星并合的氦爆轰过程，发现其可产生暗弱快速演化的热核瞬变，或解释部分暗弱超新星，还可能形成高速PG-1159型恒星，拓展了对白矮星并合的认知。
2026-07-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Merging of Components in Close Binaries: Type Ia Supernovae, Massive White Dwarfs, and Ap stars
《Scenario Machine》（一种为研究密近双星演化而设计的计算机代码）被用来对各种各样的合并天体进行总体合成：主序星与主序星;白矮星与白矮星、中子星和黑洞;中子星与中子星和黑洞;我们计算了这类事件的发生率，并绘制了合并白矮星和主序星的质量分布图。结果表明，Ia型超新星只有经过大约10亿年的星系演化才能被用作标准烛光。在这一演化过程中，Ia型超新星的平均能量大约会降低10%; Ia型超新星的最大和最小能量可能相差不少于1.5倍。在估计宇宙加速的参数时应该考虑到这种情况。根据理论估计，最大质量的（通常是磁性的）白矮星可能是由质量较低的白矮星合并而成的。至少有一些磁性的Ap和Bp星可能形成于低质量主序星（小于太阳的1.5质量）与对流包层的合并中。
2009-01-30 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernovae Sparked By Dark Matter in White Dwarfs
最近的研究表明，不对称的暗物质可以通过聚集和坍缩在孤立的亚阿布拉塞卡质量的白矮星内部而点燃超新星，这可能是Ia型超新星的原因。一个不对称的暗物质球聚集在一颗白矮星内部，并在自身重量的作用下坍缩，通过与原子核的散射，释放出足够的引力势能，引发了Ia型超新星爆炸前的聚变反应。在这篇文章中，我们详细阐述了这种机制，并使用它来放置新的边界质量$m_{X} = 10^{6}-10^{16}$ GeV的核子和非对称暗物质之间的相互作用。有趣的是，我们发现，对于质量大于$10^{11}$ GeV的暗物质，Ia型超新星的点火可以通过由坍缩的暗物质形成的小黑洞的霍金蒸发进行。我们还确定了如何冷白矮星的库仑晶体结构基本上抑制暗物质核散射在低动量转移，这是至关重要的计算所需的时间暗物质形成一个黑洞。希格斯和矢量门户暗物质模型点燃Ia型超新星进行了探讨。
2019-11-26 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Double common envelope jets supernovae (CEJSNe) by triple-star systems
我提出了一种新类型的共同信封喷流超新星（CEJSN）事件，而不是一个单一的中子星（NS;或一个黑洞; BH）的NS和主序星紧密的二元系统进入一个共同的信封演变（CEE）的红超巨星。致密双星系统中的NS和主序星在红超巨星包层内合并，并进入自己的CEE。NS通过一个吸积盘吸积了一些物质，并发射出喷流，使主序星爆炸。我估计，NS在这个阶段发射的两股喷流携带的能量约为10^{52}尔格，大约与NS或其BH残留物在稍后阶段进入核心时喷流携带的能量相同。因此，我把整个事件称为双重CEJSN。双CEJSN的结果是一个非常长的、数月到数年的、非常高能的事件，总能量约为10^{52} - 10^{53}尔格，从观察上将其归类为一个特殊的超高能事件。我粗略地估计，新的瞬态调查应该检测到大约一个CEJSN事件从一个三星系统每年。
2021-05-01 astro-ph.HE
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
Merging White Dwarf Binaries Produce Type Ia Supernovae in Elliptical Galaxies
研究发现双峰星云发射轮廓的Ia型超新星主要出现在大质量低恒星形成率星系中，源于白矮星并合或碰撞，揭示了正常Ia型超新星存在至少两个不同的前身星通道。
2024-12-27 astro-ph.HE
Searching for Triple Systems Unbound by Supernovae
本研究利用 Gaia 搜索8个超新星遗迹中未被超新星瓦解的三合星，未发现候选体，并据此在90%置信度下将此类系统的产生比例限制在11.4%以下。
2024-04-09 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Tidal Tail Ejection as a Signature of Type~Ia Supernovae from White Dwarf Mergers
在两颗白矮星合并之前，可能会有一些物质以“潮汐尾”的形式喷射出来，从而在系统周围形成一种星周介质。我们认为，从这种材料，这取决于合并的开始和最终的爆炸（假设发生一个）之间的滞后时间的系统在Ia型超新星的各种观测签名。如果时间差相当短，超新星喷出物与尾部的相互作用可能会导致在无线电，光学和/或X射线波长上可检测到的冲击波发射。在稍后的时间，尾巴产生相对较宽的NaID吸收线，速度宽度为白矮星逃逸速度（$\sim 1000$ \kms）的数量级。在正常的Ia型SNe中没有检测到这些特征，这限制了滞后时间要么非常短（$\lesssim 100$ s），要么相当长（$\gtrsim 100$ yr）。如果尾巴在$\sim 10^4$ yr的时间尺度上膨胀和冷却，它们可以通过光谱中狭窄的NaID和CaII H&K吸收线观察到，这在Ia超新星的某些部分中可以看到。使用三维和一维流体动力学代码的组合，我们模拟的质量损失从潮汐相互作用的二元系统，以及随后的相互作用与星际介质，产生一个缓慢移动，致密的气体壳。我们合成NaID线配置文件通过这个壳的射线投射，并表明，在某些情况下，潮汐尾可能是负责窄的反射类似于观察到的。
2013-04-17 astro-ph.HE
Supernovae interacting with Si and S-rich circumstellar matter from double white dwarf mergers
National Astronomical Observatory of Japan, National Institutes of Natural Sciences（日本国立天文台，日本国立科学研究所）；Graduate Institute for Advanced Studies, SOKENDAI（综合研究大学院大学）；School of Physics and Astronomy, Monash University（蒙纳士大学物理与天文学学院）；International Center of Supernovae (ICESUN), Yunnan Key Laboratory of Supernova Research, Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台超新星国际研究中心（ICESUN），云南省超新星研究重点实验室）
双白矮星合并产生Si和S丰富的circumstellar物质，引发超新星爆炸，解释SN 2021yfj的观测特征。
2026-03-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Helium star evolutionary channel to super-Chandrasekhar mass type Ia supernovae
最近发现的几颗超亮Ia型超新星（SNe Ia）表明，白矮星的爆炸质量可能大大超过了经典的克拉塞卡质量极限。快速的差速旋转可能支持这些大质量的白矮星。基于单简并假设，当吸积率为$\dot{M}>3\times 10^{-7}M_{\odot}\rm yr^{-1}$时，白矮星将发生差动自转，采用Eggleton的恒星演化程序，对由He星和CO白矮星（WD）组成的$\sim$ 1000双星系统进行了数值计算.我们提出的初始参数在轨道周期氦星质量平面（WD质量的$1.0 M_{\odot}$和$1.2 M_{\odot}$，分别），这导致了超rasekhar质量SNe Ia。结果表明，对于$1.2 M_{\odot}$的初始大质量WD，大量的超新星Ia可能是由超亚克拉塞卡质量WD形成的，超新星Ia爆炸时WD的最高质量为1.81 $M_\odot$，但不能形成超大质量（$>1.85M_{\odot}$）WD.然而，当WDs的初始质量为$1.0 M_{\odot}$时，超新星Ia的爆炸质量几乎是均匀的，这与观测中超亚克拉塞卡质量超新星Ia的稀少性相一致。
2011-01-21 astro-ph.HE
Imprint of modified Einstein's gravity on white dwarfs: Unifying type Ia supernovae
首次在文献中证明了修正的爱因斯坦引力在白矮星中的重要性。我们发现，MG导致显着的子和超级的Bracrasekhar极限质量WD，取决于一个单一的模型参数。然而，传统的WDs在接近克拉塞卡极限时，预计会引发Ia型超新星（SNeIa），这是解开宇宙演化历史的关键。尽管如此，对几个特殊的、欠亮和过亮的超新星的观测表明，它们的极限质量与阿布拉塞卡的极限有很大的不同。爆炸的MG引起的子和超级的Ekrasekhar极限质量WD解释下和过度发光SNeIa分别，从而统一这两个明显不相交的子类。我们的发现质疑了爱因斯坦引力理论的全局有效性和拉塞卡极限的唯一性。
2015-06-09 astro-ph.HE gr-qc
Aspherical Remnants of Triple and Quadruple Detonations in Binary White Dwarfs
Kavli Institute for Theoretical Physics, University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校卡弗里理论物理研究所）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（Flatiron研究所计算天体物理学中心）；Department of Physics, University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校物理系）
本文模拟双白矮星系统中三次、四次爆轰产生的超新星遗迹演化，对比供体幸存的双爆轰遗迹，明确了不同爆轰场景遗迹的形态、辐射与元素分布特征。
2025-11-18 astro-ph.HE
Chandrasekhar-mass white dwarfs are the progenitors of a small fraction of Type Ia supernovae according to nucleosythesis constraints
Ia型超新星（SNe Ia）的精确祖先系统，无论它是一个接近于克拉塞卡极限的白矮星（WD）还是质量小得多的白矮星，几十年来一直是一个争论的问题。我们小组最近对大规模WD爆炸前的吸积和沸腾阶段的研究表明，热失控时的中心密度在$(3.6-6.3)\times10^9$ g cm $^{-3}$范围内，以便合理选择WD上的吸积速率和祖金属丰度。在这项工作中，我们已经计算了一维模拟爆炸的这种WD，特别强调喷出物的化学成分，这在所有情况下是非常丰富的中子化同位素铬（$^{54}$铬）和钛（$^{50}$钛）。我们表明，为了使这样的核合成与太阳系的同位素丰度相一致，质量为1000亿克拉塞卡的白矮星最多可以占到正常光度的Ia超新星的26%，或者说最多占到所有Ia超新星的20%。
2022-09-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Evolution of Helium Star - White Dwarf Binaries Leading up to Thermonuclear Supernovae
利用恒星演化程序MESA计算了氦星-碳氧白矮星（CO WD）双星的演化。这个单一的简并通道可能在短的延迟时间内对热核超新星有重要的贡献。我们研究了初始轨道周期在0.05 - 1天范围内，从1.1 - 2.0 $M_{\odot}$氦星到0.90 - 1.05 $M_{\odot}$ CO WD的热时间尺度质量转移。在这个范围内的系统可能会产生热核超新星、氦新星、氦星-氧-氖WD双星或分离的双CO WD双星。我们的时间相关的计算，解决恒星结构的两个二进制组件允许准确区分最终形成的热核超新星（通过中央点火的碳燃烧）和ONe WD（在偏离中心点火的情况下）。此外，我们调查的影响慢WD风，这意味着一个特定的角动量损失的二进制大于通常假设的。我们发现，这并没有显着改变该地区的参数空间系统的发展对热核超新星。我们确定的初始二进制参数和最终结果之间的对应关系通知人口合成研究的贡献的氦供体通道热核超新星。此外，我们限制的热核超新星和氦新星的祖双星的轨道性质和可观测的恒星性质。
2019-05-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Double-Detonation Models for Type Ia Supernovae: Trigger of Detonation in Companion White Dwarfs and Signatures of Companions' Stripped-off Materials
利用高分辨率光滑粒子流体动力学（SPH）方法模拟Ia型超新星（SNe Ia），研究了具有不同伴白矮星（WD）的双简并（DD）系统中的双爆轰。我们发现，在某些DD系统中只有主WD爆炸，而在其他DD系统中，主WD的爆炸会引起伴随WD的爆炸。前一种情况是所谓的动态驱动双简并双爆轰（D $^6$）爆炸，或氦点燃的猛烈合并爆炸。主WD的超新星喷出物从伴星WD中剥离物质，伴星WD的质量为$\sim 10^{-3}M_\odot$。当伴随WD是具有He壳层$\lesssim 0.04M_\odot$的碳-氧（CO）WD时，剥离的材料包含碳和氧。由于它们对iPTF 14 atg的低速喷出物成分有贡献，因此D $^6$爆炸可能是亚发光超新星Ia的对应物。剥离的物质可能有助于在几个超新星Ia中看到的低速C。在后一种情况下，如果是He WDs，则伴随WDs通过He爆轰发生爆炸，如果是CO WDs，则通过双爆轰机制与He壳发生爆炸。我们根据爆炸次数将这些爆炸命名为“三重”和“四重”爆炸（TD/QD）。量子点爆炸可能是明亮的Ia型超新星的对应物，如SN 1991 T和SN 1999 aa，因为它们产生大量的$^{56}$ Ni，并且它们的He爆轰产物有助于伴随这种明亮的Ia型超新星的早期发射。另一方面，TD爆炸可能不会产生足够量的$^{56}$ Ni来解释发光的Ia超新星。
2019-09-26 astro-ph.HE
A possible mechanism for over luminous type Ia supernovae explosions inspired by dark matter
暗物质被认为是我们宇宙的主要组成部分。本文提出了一种新的基于暗物质激发的超拉塞卡质量白矮星的机制来解释最近观测到的超亮Ia型超新星爆炸。计算表明，当白矮星吸积足够多的暗物质时，由于费米子暗物质粒子之间的泡利互斥原理，相应的暗白矮星（即白矮星与暗物质的混合物）的质量可以大大超过费米子极限。此外，我们还研究了暗白矮星的红移和转动惯量等物理观测量，发现这些物理观测量对暗物质粒子的分布很敏感，因此，这些物理观测量在未来可能被用来探测暗物质粒子的相关信息。
2016-10-18 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
White dwarf dynamical interactions and fast optical transients
时域天文学的最新进展揭示了一类新的光学瞬变现象，其时间尺度比典型的超新星短，峰值亮度范围很广。在这一大类中已经确定了几个亚型，包括富钙瞬变，Ia超新星和快速/明亮的瞬变。我们研究预测，从国家的最先进的三维网格的动态白矮星相互作用的背景下，这些快速的光学瞬态模拟。我们发现，对于碳-氧或氧-氖白矮星的碰撞，我们模型中光变曲线的峰值亮度和持续时间与快/亮瞬变的性质符合得很好。当其中一颗碰撞的白矮星是由氦构成时，其光变曲线的性质与富钙能隙瞬态的光变曲线相似。从我们的白矮星碰撞中得到的模型光变曲线太慢，无法再现Ia型超新星的光变曲线，而又太快，无法与任何正常或特殊的Ia型超新星相匹配。
2017-03-29 astro-ph.HE
Type Iax Supernovae
Iax型超新星（SN Iax），也被称为SN 2002 cx-like超新星，是最大的一类奇特的白矮星（热核）超新星，已知有超过50个成员。SN Iax比正常的Ia型超新星（SN Ia）具有更低的喷出物速度和更低的光度，并且这些参数的范围更广。超新星Iax在光谱上类似于一些超新星Ia，但在所有超新星中，它们的晚期光谱是独一无二的，永远不会变成完全的星云。SN Iax绝大多数发生在晚型宿主星系中，这意味着相对年轻的人口。SN Iax 2012 Z是唯一一颗被探测到爆炸前祖星系统的白矮星超新星。人们提出了各种各样的模型，但最主要的一种假设是：Iax型超新星可能是一颗碳氧（或碳氧氖混合）白矮星的纯爆燃爆炸，由氦吸积到拉塞卡质量引发，不一定完全破坏恒星。
2017-08-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Detonations in Sub-Chandrasekhar Mass C+O White Dwarfs
亚克拉塞卡质量白矮星的爆炸是Ia型超新星标准克拉塞卡质量模型的一种替代。它们是有趣的，因为具有亚亚克拉塞卡质量的主白矮星的双星系统应该是常见的，这种情况将提出一个简单的物理参数，决定爆炸的亮度，即爆炸的白矮星的质量。本文对碳氧白矮星的纯爆轰过程进行了一维流体动力学模拟、相关的后处理核合成和多波长辐射输运计算。我们从这些模拟得到的光变曲线和光谱与观测到的Ia型超新星的性质符合得很好。特别是，对于质量在0.97 - 1.15 Msun之间的白矮星，我们得到的56 Ni质量在0.3 - 0.8 Msun之间，足以捕获几乎全部Ia型超新星亮度。我们的光学光变曲线上升时间，峰值颜色和下降时间尺度显示的趋势，这是一般与观察到的特征一致，虽然我们目前的一套模型显示的B波段下降时间尺度的范围有点太窄。与观测结果一致，模型的最大光谱显示出与中等质量元素相关的清晰特征，并再现了观测到的爆炸光度与Si II线在6355和5972埃的比值之间的相关性。因此，我们认为，sub-dirasekhar质量爆炸是一个可行的模型，Ia型超新星的任何二进制演化的情况下，导致爆炸的光学显示是占主导地位的材料在爆炸的主要白矮星。
2010-03-15 astro-ph.HE
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
On the progenitors of super-Chandrasekhar mass type Ia supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）可以作为标准烛光来确定宇宙学距离，因为它们被认为具有均匀的燃料量。最近对几个过亮的Ia超新星的观测表明，超新星爆发时的白矮星质量可能大大超过了经典的克拉塞卡质量极限。这些大质量的白矮星可能是由快速的差异旋转支撑的。基于单简并模型和白矮星在吸积率为$\dot{M}>3\times10^{-7}M_{\odot}\rm yr^{-1}$时发生差动自转的假设，计算了由一颗白矮星和一颗正常伴星组成的密近双星的演化。为了考虑自转的影响，我们引入了白矮星的有效质量$M_{\rm eff}$。对于金属丰度为$Z=0.02$和0.001的两种施主星，给出了初始施主星质量的分布和超亚克拉塞卡质量的母星SNe Ia的轨道周期。计算结果表明，对于初始质量为$1.2M_{\odot}$的白矮星，相当一部分Ia型超新星可能是由超亚列塞卡质量的白矮星形成的，但很难形成超大质量（$>1.7 M_{\sun}$）的白矮星，在老的星群中没有发现。然而，当白矮星的初始质量为$1.0M_{\odot}$时，超克拉塞卡质量的超新星Ia是非常罕见的。此外，低金属丰度环境中的Ia超新星更可能是均一的.
2009-07-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Metallicity-dependent nucleosynthetic yields of Type Ia supernovae originating from double detonations of sub-M$_{\text{Ch}}$ white dwarfs
在具有氦壳层的亚克拉塞卡质量碳氧白矮星中的双爆轰是Ia型超新星（SNe Ia）的一种潜在的爆炸机制。它包括外壳爆炸和随后的核心爆炸。我们研究的重点是祖金属丰度对核合成产率的影响。为此，我们计算和分析了一组11个不同的模型，不同的核心和壳质量在四个不同的金属丰度。这导致金属丰度在0.01 $Z_\odot$和3 $Z_\odot$之间的总共44个模型。我们的模型显示了在高密度制度的金属丰度的强烈影响。$^{22}$ Ne的存在导致中子过量，其将生产从$^{56}$ Ni转移到稳定同位素，例如在富含$α$的冻结状态中的$^{54}$ Fe和$^{58}$ Ni。金属丰度实施方案的同位素进一步用作壳爆炸中的附加反应的种子核。最重要的是，$^{55}$ Mn的产量随着金属量的增加而增加，证实了先前工作的结果。相对于铁的元素比率的比较显示出一些模型与太阳值的相对较好的匹配。Mn在3 $Z_\odot$时达到超日照值，某些模型中的日照值在$Z_\odot$时达到。这表明，所需的贡献，超新星Ia起源于阿布拉塞卡质量WD可以低于估计在oreovious工作，以达到太阳值的[Mn/Fe]在[Fe/H] $=0$。我们的银河系化学演化模型表明，来自亚克拉塞卡质量白矮星的Ia超新星，以及核心坍缩超新星，可以占太阳锰丰度的80%以上。使用金属丰度相关的超新星Ia产量有助于再现[Mn/Fe]作为太阳附近金属…
2021-09-01 astro-ph.HE
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
Low Mach Number Modeling of Type Ia Supernovae. IV. White Dwarf Convection
我们提出了第一个三维的，全明星的对流在一个白矮星之前的Ia型超新星，特别是点火前的最后几个小时的模拟。对于这些长时间的计算，我们使用我们的低马赫数流体动力学代码，MAESTRO，我们已经进一步发展到治疗球形恒星为中心的三维笛卡尔几何。所需的主要变化是将一维径向基态映射到笛卡尔网格和从笛卡尔网格映射的过程。我们的模型恢复了以前计算中看到的流的偶极子结构，但我们的长时间积分表明，偶极子的方向随时间而变化。此外，我们显示了重力波的发展在外部，稳定的部分的恒星。最后，我们发展了几个计算的点火点，并讨论了点火半径的范围。
2009-08-19 astro-ph.HE astro-ph.IM
Excluding super-soft X-ray sources as progenitors for four Type Ia supernovae in the Large Magellanic Cloud
Ia型超新星对我们理解宇宙至关重要，因为它们可以用来测量宇宙学距离，并且在用重元素丰富星际介质方面具有重要意义。它们被认为是白矮星的热核爆炸，但导致这些爆炸的确切机制仍不清楚。这两个相互竞争的模型是单简并模型，其中白矮星吸积来自伴星的物质，并在达到阿布拉塞卡极限时爆炸，以及双简并模型，其中爆炸是由两个白矮星合并造成的。在这里，我们报告的结果，排除了热，发光的祖先符合单一的简并的情况下，四个年轻的Ia型超新星遗迹在大麦云云。使用积分场光谱仪WiFeS，我们在这些残余物中搜寻了被祖星电离的残余星云，这些残余星云将在爆炸后持续存在长达$\sim 10^5$年。我们在任何残骸周围都没有发现这样的星云。通过比较我们的上限与使用多云进行的光电离模拟，我们已经把严格的上限的光度的祖先这些超新星遗迹。我们的研究结果增加了越来越多的证据不利于单一退化的情况。
2018-12-20 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
Evidence for Sub-Chandrasekhar Mass Type Ia Supernovae from an Extensive Survey of Radiative Transfer Models
正常的Ia型超新星（SNe Ia）有两类可存活的祖先：一个是白矮星在克拉塞卡质量下爆炸的系统（$M_{ch}$），另一个是白矮星在克拉塞卡质量下爆炸的系统（亚$M_{ch}$）。目前尚不清楚这些通道中哪一个占主导地位;观测和光变曲线模型为两者提供了证据。在这里，我们使用了一个广泛的网格的4500个时间相关的，多波长的辐射输运模拟表明，次$M_{ch}$模型可以再现整个的宽度-光度关系（WLR），而$M_{ch}$模型只能产生更明亮的事件$(0.8 < ΔM_{15}(B) < 1.55)$，这意味着快速下降的超新星Ia来自次$M_{ch}$爆炸。我们不假设一个特定的理论范式的祖或爆炸机制，而是构建参数化的模型，不同的质量，动能，和成分结构的喷出物，从而实现了广泛的可能结果的白矮星爆炸。我们提供了拟合函数的基础上，我们的大网格的详细模拟，映射可观察到的性质的超新星Ia，如峰值亮度和光变曲线宽度的物理参数，如$^{56}\mathrm{Ni}$和总喷射质量。这些可以用来估计观测到的Ia超新星的物理性质。
2018-01-02 astro-ph.HE
The impact of white dwarf natal kicks and stellar flybys on the rates of Type Ia supernovae in triple-star systems
Ia型超新星（SNe Ia）可能是由等级三星系统中的Lidov-Kozai（LK）振荡触发的碳氧白矮星（WD）合并而产生的。然而，预测的合并率比观察到的SNe Ia率低几个数量级。低预测率可以部分归因于这样一个事实，即许多潜在的WD合并祖系统，具有高的相互轨道倾角，合并或相互作用之前的WD阶段。最近，证据表明，存在的出生踢赋予WD的一个典型的震级为0.75公里/秒。在三元组中，反冲改变了相互的倾角，并在一般情况下增加了外轨道偏心率，使三元组在后期进入活跃的LK状态，并避免了WD合并或相互作用前的问题。恒星经过三重星系时也会产生类似的效果。然而，这两个过程也可以破坏三重。在本文中，我们定量研究的影响WD踢和飞越率WD合并使用详细的模拟。我们发现，WD反冲和飞掠联合作用使预测的WD合并率增加了约2.5倍，从而得到约1.1 e-4 Msun^-1的时间积分率。尽管有了显著的提高，但预测的速率仍然比观测到的约1 e-3 Msun^-1低一个数量级以上。然而，许多系统的不确定性仍然存在于我们的计算中，特别是潜在的贡献，从更紧密的三重，动态不稳定的系统，由于WD踢未绑定的系统，和四重系统。
2019-07-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Possible white dwarf progenitors of type Ia supernovae
我们研究了白矮星（WD）的星表，发现在核简并的框架下，有足够数量的质量大于1.35Mo的白矮星可能爆发为Ia型超新星（SNe Ia）。在核心简并的情况下，WD与巨星的碳氧核心合并，形成一个巨大的WD，可能会延迟数年到数十亿年的时间爆炸。如果所有的Ia超新星都是由核心简并的情况来解释的话，那么我们计算出银河系中大约有0.2%的WD是大质量的。此外，我们发现，从目录中的大质量WD相对于所有WD的分数约为1- 3%，具有很大的不确定性。也就是说，五到十倍的所需数量。如果有许多超新星Ia是由低质量的WDs（M_WD < 1.3Mo）引起的，而另一种情况是由另一种情况引起的，并且核心简并情况只考虑了超新星Ia爆炸为大质量的WDs，那么观测到的大质量WDs与所需的比值甚至更大。我们的发现留下的核心简并方案作为一个可行的和有前途的超新星Ia方案。
2018-08-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type Ia supernovae from violent mergers of carbon-oxygen white dwarfs: polarisation signatures
两颗碳氧白矮星的剧烈合并被认为是某些Ia型超新星的可能祖先。然而，有人认为，这种模型产生的强烈的喷出物不对称性可能与Ia型超新星爆炸中通常观察到的低偏振度不一致。在这里，我们通过对Pakmor等人（2012）提出的模型进行分光偏振分析来验证这一说法，该模型是在1.1 M $_{\odot}$和0.9 M $_{\odot}$碳氧白矮星双星系统合并期间触发的爆炸。由于喷出物的不对称性，偏振信号随视角显著变化。我们发现，在赤道平面的观察员的偏振水平是适度的（$\lesssim$ 1%），并显示出明确的证据，作为一个主导轴，作为一个后果的喷出物对称的轨道平面。相反，平面外的取向与更高程度的偏振和偏离主轴相关联。虽然这里研究的特定模型与SN 2004dt等高度极化事件有很好的匹配，但它很难再现正常Ia型超新星中常见的低极化水平。具体来说，我们发现，元素分布的显着不对称性导致了丰富的强偏振功能，没有观察到在大多数目前可用的光谱偏振数据的Ia型超新星。未来的研究将绘制出合并情景的参数空间，以调查替代模型是否可以提供与观测更好的一致性。
2015-10-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Normal type Ia supernovae from disruptions of hybrid He-CO white-dwarfs by CO white-dwarfs
Ia型超新星（SNe）被认为起源于碳氧（CO）白矮星（WD）的热核爆炸。标准Ia型超新星的祖先已经研究了几十年，一般可以分为恒星非简并同伴（单简并; SD模型）的CO WDs吸积材料爆炸，以及两个CO WDs（双简并; DD模型）爆炸相互作用所产生的爆炸。然而，目前的模型，这种SNe的祖先未能再现所观察到的爆炸的不同属性，也没有解释推断率和观察到的Ia型SNe和他们的预期祖先的人口的特点。在这里，我们表明，很少研究的合并CO-WD与混合氦-CO（He-CO）WD可以提供一个显着的分数正常Ia型SNe。在这里，我们使用详细的热核流体动力学和辐射传输模型表明，广泛的合并CO WD与混合He-CO WD可以引起正常的Ia型SNe。我们发现，这种富含He的合并会引起爆炸，其合成的光变曲线和光谱类似于观测到的Ia型SNe，特别是，它们可以产生宽范围的峰值光度，MB（MR）~ 18.4至19.2（~ 18.5至19：45），与正常Ia型SNe观测到的一致。此外，我们的人口合成模型表明，加上大规模的双CO-WD合并（产生更明亮的SNe）的贡献，它们可以潜在地再现Ia型SNe的全部范围，它们的速率和延迟时间分布。
2019-10-16 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
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
On the fate of the secondary white dwarf in double-degenerate double-detonation Type Ia supernovae
Ia型超新星的起源系统和爆炸机制仍然是未知的。目前最受青睐的祖先包括双简并系统，由两个碳氧白矮星和薄氦壳组成。在双爆方案中，剧烈的吸积导致氦在质量更大的主白矮星上爆炸，在其核心变成碳爆炸并将其爆炸。我们研究了次级白矮星的命运，重点是如果次级白矮星也爆炸而不是幸存下来，爆炸的喷出物和可观测量的变化。我们模拟了一个$1.05\,\mathrm{M_\odot}$和一个$0.7\,\mathrm{M_\odot}$碳氧白矮星的双星系统，每个都有$0.03\,\mathrm{M_\odot}$氦壳。我们遵循系统自洽地从螺旋到点火，通过爆炸，到合成观测。我们证实，主要的白矮星爆炸自洽。然而，第二颗白矮星周围的氦爆炸并没有引发碳爆炸。我们重新开始模拟点燃二级白矮星中的碳爆炸，并比较两次爆炸的喷出物和可观测量。我们发现在$v~>~15\,000$ \，km\，s $^{-1}$处的外层喷出物是不可分辨的。直到爆炸后的$\sim~40\,\mathrm{d}$，光变曲线和光谱都非常相似，喷出物比猛烈合并模型更接近球形。内部喷出物的差异显着减缓的下降速率的测辐射热的光变曲线后，最大的模型与二次爆炸的$\sim20$百分之。我们预计未来的合成三维星云光谱，以确认或排除任何一种模型。
2022-10-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Formation of the Galactic Millisecond Pulsar Triple System PSR J0337+1715 - a Neutron Star with Two Orbiting White Dwarfs
三重系统中的毫秒脉冲星（PSR J 0337 +1715，最近由Ransom等人发现）是一颗不寻常的中子星，它有两颗绕轨道运行的白矮星。银河系中这样一个系统的存在对恒星天体物理学的理解提出了新的挑战，在密切的多恒星系统的演化，相互作用和质量转移。此外，该系统还首次精确确认了白矮星质量-轨道周期关系的宽轨道系统。在这里，我们提出了一个自洽的，半解析的解决方案，PSR J 0337 +1715的形成。我们的模型限制了系统的特殊速度小于160公里/秒，并带来了新的见解，例如，在一个三重系统，我们发现的证据，在螺旋外两颗恒星的共同信封演变。最后，我们简要讨论了我们的方案与替代模型。
2014-01-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Roman CCS White Paper: Measuring Type Ia Supernovae Discovered in the Roman High Latitude Time Domain Survey
本文论证 Roman 高纬度时域巡天测量 Ia 型超新星以研究暗能量的科学价值，提出基线策略并指出优化方向，预期实现对 z=0.1 至 z>2 暗能量的精密测量。
2023-07-05 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.IM
Evolution of Magnetized White Dwarf Binaries to Type Ia Supernovae
随着观测到的磁性白矮星数量的不断增加，白矮星的磁场在双星演化和单星演化中的作用值得关注。在这项研究中，我们研究了WD/主序星双星演化与恒星天体物理学实验模块（MESA代码），考虑WD与无，中等和高磁场强度。我们主要关注WD的强磁场（在类极系统中）如何影响双星演化为Ia型超新星（SNe Ia）。吸积物质沿着磁场线运动并落在极帽上，它可以被WD的强磁场限制，因此增强的各向同性极-传质速率可以使WD在质量增长的情况下甚至具有低的Roche瓣溢出传质速率的低质量供体。在磁约束模型下的结果表明，Ia超新星的初始参数空间和Ia超新星后的施主特征与以往的Ia超新星模型有很大区别。捐助者的预测性质是兼容的，在几个SN残留物和附近的SNe的同伴的非检测。
2019-06-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Exploring a missing link between peculiar, sub- and super-Chandrasekhar type Ia supernovae by modifying Einstein's gravity
对几个特殊的、亮度不足和过亮的Ia型超新星（SNeIa）的观测表明，爆炸质量与克拉塞卡极限有很大的不同。我们在文献中首次探索了爱因斯坦在白矮星中的重力修正，这表明，根据为当前表示目的而选择的（依赖于密度的）修正重力参数$α$，白矮星的极限质量可能是显着的亚钱德拉塞卡和超级钱德拉塞卡。因此，这统一了明显不相交的SNeIa类，建立了修正的爱因斯坦引力在白矮星中的重要性。我们的发现质疑了爱因斯坦引力理论的全局有效性和拉塞卡极限的唯一性。
2016-03-01 astro-ph.HE gr-qc
White dwarf - main sequence star collisions from wide triples in the field
当三星或聚星的外半长轴大于103 AU时，聚星系统与银河系场星的相互作用强烈。由两颗白矮星（WD）和一颗低质量主序星（MS）组成的稳定的三元组在一个宽的外轨道上，因此可以通过与随机场星的引力相互作用而不稳定。这种相互作用充分激发了遥远的第三颗恒星的偏心率，使其开始与内部双星发生显着的相互作用。当这种情况发生时，三元组经历了多次二元-单元共振相遇。这些遭遇可能会导致非简并组件和WD之间的碰撞，或三重成一个紧凑的二进制和第三个对象被弹出的分裂。致密双星可以是一对幸存下来的MS-WD，也可以是一对通过引力波辐射螺旋上升的WD。计算了MS星和WD星的碰撞率以及双WD星的合并率。此外，我们描述了这样的碰撞，这可能类似于一个亚发光SN事件的可探测性的前景。
2020-11-30 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
