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
Surface and core detonations in rotating white dwarfs
利用三维流体动力学模拟方法研究了旋转白矮星质量为$\simeq 1 M_{\odot}$的双爆轰机制的可行性。假设是刚性旋转，旋转速度被取得足够高，以至于白矮星的初始球形几何形状被显著扭曲。与球对称模型不同的是，我们发现当氦气点火远离旋转轴时，爆轰波阵面在点火点的对极处呈螺旋收敛。尽管如此，碳核的爆炸仍然是最有可能的结果。核心的爆炸会引起强烈的爆炸，符合Ia型超新星的许多基本观测限制。我们的结论是，双爆轰机制也工作时，白矮星是快速旋转。这证实了亚克拉塞卡质量模型，也许还有一些双简并模型（那些在合并时刻有一些氦燃料的模型），作为产生Ia型超新星事件的吸引人的渠道。
2018-01-31 astro-ph.HE
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
Cellular Dynamics of Helium-rich Detonation on sub-Chandrasekhar Mass White Dwarf
Kyoto University（京都大学）
本研究通过2D模拟详细分析了亚钱德拉塞卡质量白矮星氦富包层中的细胞爆轰动力学，发现C/O污染会加速减小细胞宽度并延迟镍产生，指出全星模拟需结合亚网格建模以确保爆轰结果鲁棒性。
2026-10-12 astro-ph.HE
The double detonation of a double degenerate system, from Type Ia supernova explosion to its supernova remnant
Ia型超新星（SNe）被认为是由一颗白矮星（WD）的热核爆炸引起的，但其前身系统的性质仍然不清楚。最近的理论和观测的发展导致了对双简并模型的新的兴趣，特别是“氦点燃的猛烈合并”或“动力驱动的双简并双爆轰”（D $^6$）。在本文中，我们采取了现有的D $^6$ SN模型的输出，并将其带入超新星遗迹（SNR）阶段，直到爆炸后4000年，过去的时间，当所有的喷出物都被冲击。假设一个统一的环境介质，我们揭示了特定的签名的爆炸机制和空间变化固有的喷出物。第一次爆炸产生了一个早期可见的喷出物尾部，而第二次爆炸在喷出物中留下了一个中心密度峰值，在后期可见。由于双星运动引起的初始速度偏移，SNR外壳始终偏离中心。伴随的WD在喷出物中产生了一个巨大的圆锥形阴影，在投影中可以看到一个被明亮环包围的黑暗斑块。这是一个清晰且持久的局部特征，其对观察到的形态的影响取决于SNR的视角。这些结果为利用Ia型信噪比的观测诊断爆发机制和前身系统提供了新的途径。
2022-02-09 astro-ph.HE
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
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
The Impact of Resolution on Double-Detonation Models for Type Ia Supernovae
热核超新星是一颗白矮星剧烈分解的结果，但爆炸机制的确切性质是一个活跃的争论问题。为此，已经提出了几个具体的方案来解释超新星Ia的可观察到的特征。一个有希望的途径是双爆炸方案，其中一个白矮星从伴星吸积一个富氦物质的壳层，由此产生的氦壳层中的爆炸是爆炸的主要原因。通过一组二维网格模拟这种情况下，我们清楚地区分三个阶段的演变：外部富氦爆炸，核心压缩加热，最后核心碳燃烧。虽然在所有分辨率下都能实现整个系统的最终破裂，但只有最小分辨率为4~km或更好的模型才能显示所有三个阶段。特别是，核心压缩加热只观察到更高的分辨率，产生质的不同的核合成结果。我们确定的效果，更精细的空间分辨率的混合热硅之间的界面处的引爆氦层和底层的C/O WD作为这些动态差异的主要驱动程序。
2022-08-18 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
Comments on: "Almost All Carbon/Oxygen White Dwarfs Can Support Double Detonations"
本文批评了arXiv:2405.19417关于双爆轰主导Ia型超新星的论断，指出学界存在多种图景，且该论文的三爆轰和四爆轰通道导致的高度非球对称爆炸与遗迹形态矛盾，认为双爆轰仅能解释少量奇特SNe Ia。
2024-06-11 astro-ph.HE
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
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
Ca hnk: Calcium-rich Transient SN 2016hnk from the Helium Shell Detonation of a Sub-Chandrasekhar White Dwarf
我们目前的观测和建模SN 2016 hnk，富钙超新星（SN）是一致的，是一个C/O白矮星的He壳双爆轰爆炸的结果。我们发现SN 2016 hnk相对于典型的热核超新星本质上是红色的，并且具有相对较低的峰值光度（$M_B = -15.4$ mag），将其与低光度的Ia型超新星（SNe Ia）区分开来。SN 2016 hnk具有快速上升的光变曲线，与其他富钙瞬变（$t_r = 15$ d）一致。我们确定SN 2016 hnk产生${}^{56}\textrm{Ni}$的$0.03 \pm 0.01 M_{\odot}$和喷出物的$0.9 \pm 0.3 M_{\odot}$。光球光谱显示出强烈的，高速钙II吸收和显着的线覆盖在$λ< 5000$角，使其不同于典型的（SN 2005 E类）富钙SNe。SN 2016 hnk与SN 2018 byg非常相似，后者被模拟为He壳双爆轰爆炸。我们证明了SN 2016 hnk的光谱和光变曲线很好地模拟了$0.02 \ M_{\odot}$氦壳在$0.85 \ M_{\odot}$ C/O白矮星表面的爆轰。该分析突出了第二个观察到的氦壳双爆轰的情况，并提出了一个特定的热核爆炸，它在物理上不同于SNe，简单地定义为它们的低光度和强[Ca II]发射。
2020-05-20 astro-ph.HE
3D Hydrodynamical Simulations of Helium-Ignited Double-degenerate White Dwarf Mergers
Ia型超新星（SNe Ia）的起源仍然存在争议。一些主要的方案涉及双白矮星（WD）系统中的双爆炸。在这些情况下，氦壳爆炸发生在碳氧（CO）WD的顶部，然后驱动CO核心爆炸，产生SN Ia。大量的研究已经完成了双氦爆轰的可能性，以下的动态氦传质阶段到CO-WD。然而，三维自洽模型的双WD系统，质量传递，氦壳爆轰的研究很少。在这里，我们使用3D流体动力学模拟来探索这种情况下，氦爆轰发生在附近的罗氏瓣溢出的施主WD的点，并可能导致通过动态驱动的双简并双爆轰（D 6）机制的SN Ia。我们发现，氦层的吸积主WD没有经历爆炸，而底层的碳氧核心没有，导致一个非常迅速和微弱的新星般的瞬态，而不是一个发光的超新星Ia事件。这种失败的核心爆炸表明，D 6超新星Ia可能仅限于最大质量的碳氧主WD。我们强调的核合成的长寿命的放射性同位素$^{44}$钛爆炸氦燃烧过程中，这可能是一个标志，无论是成功的，以及失败的D 6事件，随后引爆经典的双简并合并。
2022-07-25 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
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
Double-detonation sub-Chandrasekhar supernovae: synthetic observables for minimum helium shell mass models
节录。在Ia型超新星（SNe Ia）的双爆方案中，爆轰起始于一个富氦物质的壳层，该壳层是由一颗质量小于100亿克拉塞卡的白矮星（WD）从伴星吸积而来的。这种外壳爆炸驱动冲击波阵面进入碳-氧（C/O）WD，触发核心中的二次爆炸。核心爆炸导致WD的完全破坏。早期的研究得出结论，这种情况下有困难的帐户观察到的属性超新星Ia，因为爆炸喷出物包围的产品，爆炸他燃烧的外壳。最近，有人提出，爆炸可能比以前假设的质量小得多的He壳。此外，它表明，即使这些最小的He壳质量的爆炸强烈地触发爆炸的C/O核心。在这里，我们提出了时间相关的多波长辐射转移计算模型与最小的He壳质量和导出的光学和γ射线谱区的合成可观测量。这与早期的亚克拉塞卡质量爆炸模拟中发现的那些有很大的不同，在这些模拟中，人们考虑了更大质量的He壳。我们的模型预测的光变曲线，涵盖了范围内的亮度和上升和下降的时间观察到的超新星Ia。然而，它们的颜色和光谱与观测结果不符。特别是，它们的B-V颜色通常太红。我们发现，这种差异主要是由于我们的模型，其中包含大量的Ti和Cr的燃烧产物的组成的He壳。使用一个玩具模型，我们还表明，燃烧产品的他壳取决于其初始组成。这使我们得出结论，良好的协议之间的亚克拉塞卡质量爆炸和观察到的超新星Ia可能仍然是可行的，但需要进一步研究的壳属性。
2010-06-23 astro-ph.HE
Surface Detonations in Double Degenerate Binary Systems Triggered by Accretion Stream Instabilities
我们提出了一个新的机制的三维模拟的一个sub-Bracrasekhar CO白矮星在一个动态不稳定的系统，其中二次是一个纯He白矮星或He/CO的混合爆炸。对于动态不稳定的系统，其中吸积流直接影响的表面的主要，最后几十个轨道可以有质量吸积率的范围从$10^{-5}$到$10^{-3} M_{\odot}$ s $^{-1}$，导致氦的表面上的快速积累。在氦的$\sim 10^{-2}$ $M_{\odot}$已经被吸积之后，热氦环的冲压压力可以使吸积流偏转，使得该流不再直接撞击表面。流和环面之间的速度差产生剪切种子大规模的开尔文-亥姆霍兹不稳定性沿两个区域之间的界面。这些不稳定性最终会发展成密集的物质结，周期性地撞击主星的表面，并对下面的氦环进行螺旋压缩。如果压缩材料的温度升高到临界温度以上，则三重$α$反应的时间尺度变得与动力学时间尺度相当，从而导致初级氦包层的爆炸。这种爆炸驱动冲击波进入初级线圈，冲击波往往集中在初级线圈CO核心内的一个或多个焦点。如果相对少量的质量在这些焦点处升高到临界温度和密度以上，则CO核心本身可能被引爆。
2009-11-03 astro-ph.HE
Aspherical Remnants of Triple and Quadruple Detonations in Binary White Dwarfs
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
Helium in Double-Detonation Models of Type Ia Supernovae
双爆轰爆炸模型一直被认为是解释天体物理瞬变与广泛的光度范围的候选人。在这个模型中，一颗碳氧白矮星在表面氦层爆炸后爆炸。这种爆炸机制的一个潜在特征是在外部喷出物中存在未燃烧的氦，这些氦是从表面氦层遗留下来的。在本文中，我们提出了简单的近似估计的光学深度的重要的He I线在喷出物的双爆轰模型。我们使用这些近似计算合成光谱，包括他我线，从流体动力学爆炸模拟获得的双爆轰模型。具体来说，我们专注于光球相位预测的近红外10830 ~和2 $μ$ m线的He I。我们首先考虑一个光度大致对应于正常超新星Ia的双爆轰模型。这个模型有一个爆炸后未燃烧的He质量为0.03 $M_{\odot}$，我们的计算表明，2 $μ$ m的功能预计将非常弱，但10830 ~功能可能有适度的不透明度在外部喷出物。因此，我们认为，一个中等到弱的He I 10830 π ~功能可能会形成在双爆轰爆炸时代周围的最大光。然而，模型预测的未燃氦的高速（$\sim 19,000$ ~km~s $^{-1}$）意味着He I 10830 Å~特征可能与以较低速度形成的C I 10690 Å~线混淆或混合。我们还提出了一个较低质量（低光度）的双爆轰模型，它有一个爆炸后的He质量为0.077 $M_{\odot}$的He I 10830 ~和2 $μ$ m线的计算。在这种情况下，我们考虑的He I特征都很强，可以提供双爆轰机制的明确…
2016-11-18 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
2D simulations of the double-detonation model for thermonuclear transients from low-mass carbon-oxygen white dwarfs
热核爆炸可能发生在CO白矮星（WD）从伴星吸积He的双星中。如果吸积率允许足够大的质量的He积累之前，点燃核燃烧，He表面层可能会爆炸，引起天体物理瞬变。He层的爆炸产生冲击波，冲击波传播到下面的CO WD中。这可能直接在CO WD的边缘处点燃爆炸，或者充分压缩WD的核心以在中心附近触发CO爆炸。如果任何一个点火机制工作，两次爆炸都可以释放足够的能量来完全解开WD。在这里，我们扩展我们的二维研究这个双爆轰模型低质量CO WD。我们研究了在低质量CO WDs中通过激波会聚触发二次核心爆轰的可行性以及这种爆轰的可观察后果。我们的研究结果表明，核心爆炸是可能的，即使是最低的CO核心质量实现的性质。我们计算光谱和光变曲线的模型中，无论是边缘点燃或压缩引发的CO爆炸被假定发生，并比较这些模型中，没有CO爆炸被允许发生。如果在爆炸之前发生CO WD的显著冲击压缩，则CO WD的爆炸可以产生足够大质量的放射性铁族核以影响光变曲线。特别是，这可能导致相对缓慢的最大后下降。然而，如果二次爆炸是边缘点燃的，则CO WD爆炸主要产生中等质量的元素，这些元素对可观测量的影响更微妙。在这种情况下，需要进行近红外观测和详细的光谱分析，以确定是否发生了核心爆炸。我们评论的影响，我们的结果理解特殊的天体物理瞬变，包括SN 2002bj，SN 2010X和SN 2005E。
2011-11-09 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
One-Dimensional Numerical Study on Ignition of the Helium Envelope in Dynamical Accretion during the Double-Degenerate Merger
为了使双爆轰模型适用于正常的Ia型超新星，必须避免氦燃烧的灰烬对早期观测的不利影响，这要求氦包层质量最多为0.02太阳质量。以往的研究大多是通过人工热点引入爆轰，因此氦的自发爆轰的鲁棒性仍然不确定。在本工作中，我们应用理想化的一维模型和简化的7同位素反应网络，对双简并通道背景下氦包层的自发点火进行了自洽流体动力学研究。我们探索了广泛的祖条件，并证明直接引发爆炸的机会是有限的。特别是，自发爆轰需要大于0.03太阳质量的主包层质量.作为爆燃的点火反而更有可能，这对于低至~ 0.01太阳质量的较低包层质量是可行的，这可能导致一旦爆燃到爆震转变（DDT）实现后的后续爆震。高分辨率的多维模拟需要进一步研究DDT的可能性，以及准确地推导出之间的阈值的自发爆震和爆燃点火制度。另一个有趣的发现是组合物的影响;虽然与核心材料混合增强了爆炸，但由于12 C（α，γ）16 O在较低温度~ 108 K下反应速率较慢，因此它缩小了爆燃的机会，需要注意的是，我们目前忽略了12 C（p，γ）13 O（α，p）16 O的质子催化反应序列。
2022-11-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Cell-based theoretical criteria on the onset and stability limit of thermonuclear detonation
Kyoto University（京都大学）；University of California Berkeley（加州大学伯克利分校）
本研究将胞格理论扩展至Ia型超新星双爆轰模型涉及的氦-碳、碳-氧爆轰，证实极低质量白矮星包层可容纳稳定氦-碳爆轰，明确碳-氧爆轰直接起爆的白矮星质量阈值，实现爆炸模型一阶校准。
2026-10-14 astro-ph.HE
Double Detonations with Thin, Modestly Enriched Helium Layers Can Make Normal Type Ia Supernovae
有人提出，光谱和亮度正常的Ia型超新星（SNe Ia）可以用双爆轰来解释，双爆轰首先在白矮星（WD）表面的氦壳中点燃。这一命题是支持的满意的模拟爆炸之间的匹配sub-masekhar质量WD没有表面的He层和观测正常超新星Ia。然而，以前的计算，他点燃双爆要么需要人工去除的He壳灰或极端富集的表面He层，以获得正常的超新星Ia。在这里，我们证明，第一次在多维全明星模拟，薄，适度富集的He层将导致一个超新星Ia是正常的亮度和光谱。这加强了双爆作为一个主要的贡献渠道的人口正常超新星Ia的情况。
2019-07-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Deciphering the explosion mechanism of Type Ia SNe using their remnants II: a deep dive into double detonations with SNR 0509-67.5
University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Virginia Institute for Theoretical Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚大学理论天体物理研究所）；Towson University（陶森大学）；The University of New South Wales（新南威尔士大学）；Australian National University（澳大利亚国立大学）；South African Astronomical Observatory（南非天文台）；University of Cape Town（开普敦大学）；National Institute for Theoretical and Computational Sciences（国家理论与计算科学研究所）
通过模拟双爆轰超新星模型到遗迹阶段，并与SNR 0509-67.5的高分辨率光学观测比较，约束了白矮星前身星的碳氧核质量和氦壳质量。
2026-05-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nucleosynthesis in Two-Dimensional Delayed Detonation Models of Type Ia Supernova Explosions
通过对Ia型超新星（SNe Ia）三种极端情况的二维爆炸模拟，探讨了不同爆炸机制的核合成特征：纯湍流爆燃、初始爆燃近似球形点火后的延迟爆轰和高度非对称爆燃点火后的延迟爆轰.除了这个初始条件，爆燃阶段被视为在一个无参数的方法。当湍流燃烧进入分布燃烧区时，爆震开始。这发生在密度约$10^{7}$ g cm $^{-3}$ -相对较低，相比现有的核合成研究一维球对称模型。这些多维模型中的燃烧不同于一维模型中的燃烧，因为爆轰波既传播到白矮星中心附近的高密度区中的未燃烧物质，又传播到表面附近的低密度区。因此，所得到的产物是不同爆炸燃烧产物的混合物，从低密度的碳燃烧产物到最高密度的完全硅燃烧产物，以及在爆燃阶段合成的电子捕获产物。与爆燃模型相反，延迟爆轰产生一种特征性的层状结构，其产率在很大程度上满足银河系化学演化的约束。在非对称延迟爆轰模型中，填充有电子捕获物质（例如，$^{58}$ Ni，$^{54}$ Fe）在壳内，显示出大的偏移，高于$^{56}$ Ni分布的主体，而由爆炸产生的物质分布得更球形（简化）。
2010-02-10 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
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
Helium as a signature of the double detonation in Type Ia supernovae
本研究针对Ia型超新星双爆轰机制的氦谱线探测难题，通过纳入非热电子过程的non-LTE辐射转移模拟，发现He I λ 10830可作为双爆轰的观测特征，并匹配了iPTF13ebh的对应观测信号。
2023-07-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Conditions For Successful Helium Detonations In Astrophysical Environments
有几个Ia型超新星事件的模型依赖于由核反应提供动力的自持爆炸的产生。在没有氢的情况下，为这些爆炸提供动力的燃料通常由纯氦（He）或碳氧混合物（C/O）组成。系统地确定引发C/O材料爆炸所需条件的研究已经存在，但到目前为止，还没有对He物质进行类似的研究。我们进行一维反应流体动力学模拟在各种初始密度和温度的组合，并找到临界长度尺度为1 - $10^{10}$厘米之间的范围内的启动他的爆炸。Chapman-Jouguet（CJ）形式主义提供了一个对稳态爆轰的总燃料消耗的长度尺度的简单估计。我们的初始长度始终小于相应的CJ长度尺度的一个因素的$\Sim 100$，提供了机会，热核爆炸在更广泛的低质量白矮星（WD）比以前认为可能的。我们发现，维里化的WD与小的质量为0.24 $M_\odot$可以被引爆，甚至更少的质量WD可以引爆，如果他们的质量的相当大的一部分被提高到一个更高的能量。CJ长度超过起爆长度意味着某些系统在爆炸穿过物体所需的时间内可能无法达到核统计平衡。为了支持这一假设，我们证明，不完全燃烧将发生在大多数的He WD爆炸和$^{40}$钙，$^{44}$钛，或$^{48}$铬，而不是$^{56}$镍，是主要的燃烧产物为许多这些事件。我们预计...
2013-05-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
A hybrid type Ia supernova with an early flash triggered by helium-shell detonation
Ia型超新星（SNe Ia）是由碳氧白矮星的热核爆炸产生的。虽然它们光变曲线的均匀性使它们成为强大的宇宙学距离指标，但关于它们的祖先和爆炸机制的长期问题仍然存在。最近探测到的一个特殊的亚发光Ia超新星的早期紫外脉冲已被声称是通过单简并通道的同伴-喷出物相互作用的新证据。在这里，我们报告了一个Ia型超新星爆炸后0.5天在$\sim$发现了一个显著的红色闪光，它显示了不同Ia型超新星子类的混合特征：一个典型的正常亮度Ia型超新星的光变曲线，但具有强烈的钛反射，通常在亚发光的光谱中看到。我们认为，这种混合型超新星Ia的早期闪光与先前提出的同伴-喷出物相互作用等情景的预测不同。相反，它可以自然地解释为SN爆炸，由一个薄氦壳爆炸引发，该薄氦壳发生在一颗近千倍塞卡质量的白矮星（$\gtrsim$ 1.3 M $_{\odot}$）和一颗低当量的$^{56}$ Ni上，或者发生在一颗亚千倍塞卡质量的白矮星（$\sim$ 1.0 M $_{\odot}$）和一颗质量较小的白矮星合并上。这一发现提供了令人信服的证据，证明以前提出的爆炸模型的一个分支，氦点火情景，在自然界中确实存在，这样的情景可能解释白矮星在更大质量范围内的爆炸，而不是以前的假设。
2017-10-04 astro-ph.HE
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
Thermonuclear explosion criteria for direct and indirect collisions of CO white dwarfs: a study of the impact-parameter threshold for detonation
本文利用高分辨率AREPO三维模拟研究CO白矮星直接与间接碰撞，提出由密度、成分和速度决定的临界碰撞参数爆轰判据，并发现初始速度及数值建模显著影响56Ni产量。
2025-07-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Non-LTE radiative transfer simulations: Improved agreement of the double detonation with normal Type Ia supernovae
针对双爆轰Ia型超新星模型与观测不符的问题，研究通过完整的非LTE辐射转移模拟，显著改善了光变曲线过红和视角依赖性过大等差异。
2024-11-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
From supernova to supernova remnant: comparison of thermonuclear explosion models
超新星（SN）三维建模的进展促使我们重新审视超新星遗迹（SNR）阶段。我们继续我们的印记热核爆炸的SNR它产生的研究，我们开始与一个延迟爆炸模型的一个克拉塞卡质量的白矮星。在这里，我们比较了两种不同类型的爆炸模型，每种模型都有两种变体：两种延迟爆轰模型（N100ddt，N5ddt）和两种纯爆燃模型（N100def，N5def），其中N数参数化点火。每个SN模拟的输出被用作SNR模拟的输入，直到爆炸后500年。虽然所有SNR模型随着时间的推移变得更加球形，并且总体上显示了年轻SNR所预期的理论结构，但根据点火的几何形状和爆震前沿的存在与否，在模型之间可以看到明显的差异。与N100模式相比，N5模式具有较强的偶极分量，并产生不对称的残留。N5def产生一个规则的外观，但偏移残留，而N5ddt产生一个双面残留。纯爆燃模型表现出特定的特征：由于不完全爆炸，中心密度过高，以及贯穿表面的接缝线网络，燃烧单元之间的边界。超新星的特征在爆炸后100年至300年的信噪比形态中占主导地位，这取决于模型，并且在500年时仍然可以测量，这可能提供一种测试爆炸模型的方法。
2020-11-09 astro-ph.HE
Type Ia Supernovae: Can Coriolis force break the symmetry of the gravitational confined detonation explosion mechanism?
如今，旨在解释Ia型超新星现象的模型数量很多，区分它们是必须做的。在这项工作中，我们探讨了旋转的影响，在演化的核火焰驱动爆炸在所谓的重力约束爆轰模型。假设火焰开始在一个点状区域略高于中心的白矮星（WD），并添加适量的角速度的明星，我们遵循的演变使用平滑粒子流体动力学代码的爆燃。我们发现，结果是非常依赖于旋转轴之间的角度和连接的线的初始气泡的燃烧物质与中心的白矮星在点火的时刻。旋转的影响对于接近90°的角度更大，因为流体的浮动元素上的科里奥利力是最大的，并且其主要效果是破坏爆燃的对称性。这种对称性破缺削弱了核火焰在初始点火体积的对极处的会聚，改变了相对于非旋转模型的会聚区域周围的环境条件。这些变化似乎不利于爆轰的出现在压缩体积的对跖点，从而损害了所谓的重力约束爆轰机制的可行性。
2015-07-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernovae from direct collisions of white dwarfs and the role of helium shell ignition
在过去的几十年里，白矮星（WD）热核爆炸产生的超新星（SNe）模型得到了广泛的研究，主要集中在单简并（WD的物质吸积）和双简并（WD-WD合并）方案。近年来，有人提出WD-WD直接碰撞为这种爆炸提供了另一个通道。在这里，我们扩展了这种爆炸的研究，并探讨氦壳层在影响热核爆炸中的作用。我们研究了低质量氦（$\sim0.01$ M $_{\odot})$壳）和高质量壳（$\ge0.1$ M $_{\odot}$）的影响。我们发现，爆炸的大量氦层之前爆炸的WD碳氧（CO）散装在碰撞过程中，可以改变爆炸的演变和结果的情况下，高质量的氦壳。特别是，氦壳爆炸传播的WD表面和低效燃烧材料之前，CO爆炸，后来遵循的WD的中心部分。这种演变导致中间元素的更大产量，相对于纯CO-CO WD碰撞，产生大产量的$^{44}{\rm Ti}$和$^{48}{\rm Cr}$。WD与低质量He壳层的碰撞不会引起He爆轰，但He燃烧会先于CO爆轰。这种碰撞产生高速、低质量的喷射燃烧材料，富含中间元素，对总体爆炸结果的变化较小。低/高质量He层的贡献所产生的各种影响改变了碰撞诱导SNe的运动学和形态结构，从而可能为这种SNe提供独特的观测特征，并在星系的化学富集和从其长期衰变产生中间元素和正电子中发挥作用。
2016-02-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Exploring the range of impacts of helium in the spectra of double detonation models for Type Ia supernovae
本文通过对比不同氦质量和速度分布的双爆轰模型辐射转移模拟，揭示He I 10830 Å光谱特征在Ia型超新星中的显著多样性，为利用氦信号检验双爆轰参数空间提供依据。
2025-05-08 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
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
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
Type Ia supernova explosion models are inherently multidimensional
该研究通过多维爆炸模拟比较多种Ia型超新星模型，证明其抛射物本质上具有多维结构，镍分布可由JWST星云光谱区分，并指出球对称模拟与一维后处理的不足。
2024-04-26 astro-ph.HE
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
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
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
Strong Calcium Emission Indicates that the Ultraviolet-Flashing Type Ia SN 2019yvq was the Result of a Sub-Chandrasekhar Mass Double-Detonation Explosion
我们呈现了Ia型超新星（SN Ia）SN 2019 yvq的星云光谱，它在爆炸后有一个明亮的蓝色和紫外光的闪光，然后是类似于其他Ia型超新星的上升。虽然SN 2019 yvq显示出其他几个罕见的特征，例如在峰值亮度附近持续的高喷出物速度，但它并不特别特别，如果没有观察到早期的“过量”发射，它可能会被包含在宇宙学样本中。过剩通量可以用几种不同的物理模型来解释，这些模型与原始系统和爆炸机制的细节有关。每个人都有独特的预测光学薄发射在晚些时候。在我们的星云光谱中，我们检测到强烈的[Ca II] $λλ$ 7291，7324和Ca NIR三重态发射，与双爆轰爆炸一致。我们没有检测到H，He或[O I]的排放，预测一些单简并的祖系统和暴力的白矮星合并。上扫的H或He的量分别小于2.8 x 10^-4和2.4 x 10^-4 Msun。除了强烈的Ca辐射外，SN 2019 yvq星云光谱与典型的Ia型超新星相似，光变曲线形状相同。比较双爆轰模型，我们发现，钙排放是一致的模型与总祖质量为1.15 Msun。然而，我们注意到，较低的祖先质量更好地解释了早期的光变曲线和峰值亮度。SN 2019 yvq的独特性质表明，厚He壳层双爆轰仅占SN Ia总“正常”速率的$1.1^{+2.1}_{-1.1}\%$。SN 2019 yvq是迄今为止最好的例子之一，多个祖细胞通道似乎是复制“正常”SNe Ia的全…
2021-03-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Double Detonations on a Moving Mesh with $\texttt{Cattails}$: Characterizing Early Reddening in SNe Ia
Purdue University（普渡大学）
本研究基于Cattails移动网格代码构建亚钱德拉塞卡质量白矮星双爆震模型，明确Ia型超新星早期红化与初始氦壳层质量的关联，提供可估算壳层质量的拟合函数。
2026-10-14 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
The Crimson Kiss of Two Giants: Helium Detonation and High-Energy Neutrino Production
Higher Institute of Technologies and Applied Sciences, Havana University（哈瓦那大学高等技术与应用科学研究所）；Universitat Politècnica de València（巴伦西亚理工大学）；Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Higgs Centre for Theoretical Physics（希格斯理论物理中心）
研究通过模拟红巨星碰撞中的氦核心合并过程，提出新型高能中微子源，并预测中微子信号可解释IceCube观测结果，探讨磁化氦闪及CNO循环激活的可能性。
2026-03-23 astro-ph.HE gr-qc
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
Expectations for the Hard X-ray Continuum and Gamma-ray Line Fluxes from the Type Ia supernova SN 2014J in M82
Ia型超新星的硬X射线连续谱和伽马射线谱线主导了其综合光子发射，并可以提供独特的诊断喷出物的质量，$^{56}$镍产量和空间分布，其动能和膨胀速度，以及爆炸的机制。这种特征及其时间行为直接影响到大块碎片场的“X射线”，而不依赖于几十年来一直为这些事件的研究提供信息的、经常引起问题和复杂的紫外线、光学和近红外线光谱学以及辐射转移。然而，到目前为止，还没有从Ia型超新星爆炸中探测到硬光子。随着超新星SN 2014 J在M82中的出现，距离$\sim$ 3.5 Mpc，这种情况可能很快就会改变。NuSTAR和INTEGRAL都有可能探测到SN 2014 J，如果光谱和光变曲线能够被测量出来，将有效地约束过去$\sim$三十年中发表的各种爆炸模型。为了支持这些观测活动，我们提供了从文献中收集的15个Ia型爆炸模型的硬X射线连续谱和伽马线发射的预测。该模型集，包含爆燃，延迟爆轰，合并爆轰，脉冲延迟爆轰，和sub-dirasekhar氦爆轰模型，共同跨越了广泛的属性，因此，签名。我们提供了各种诊断的简要讨论（与例子），但重要的是，使光谱和线的结果，以电子方式提供，以帮助在预期的数据的解释。
2014-03-31 astro-ph.HE
