Double Detonation of Sub-Chandrasekhar White Dwarfs and Subluminous Type Ia Supernovae
Ia型超新星被认为是碳氧白矮星热核爆炸的结果。这个模型通常解释了观测到的特性，但也有一些例外，比如亚发光超新星。在这里，我们讨论的可能性sub-Brachasekhar WD爆炸由于建立了一个层的氦的C-O WD吸积从富氦伴星解释观察到的偏差，如亚发光型Ia。我们还详细介绍了一些涉及的能量，这将使这种情况似乎是合理的。
2010-10-25 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
Double-detonation sub-Chandrasekhar supernovae: can minimum helium shell masses detonate the core?
亚克拉塞卡质量的白矮星通过双爆轰方案的爆炸是Ia型超新星的一个潜在解释。在这种情况下，氦层中的表面爆炸引发下面的碳/氧核心中的爆炸，导致爆炸。对于一个给定的核心质量，一个下限已被确定在氦闪光，这是一个必要的先决条件，爆炸的动态燃烧所需的氦壳的质量。对于一个范围内的核心和相应的最小氦壳质量，我们调查是否假设的表面氦爆炸是能够触发随后的爆炸，即使在这种限制的情况下，在核心。我们进行了流体动力学模拟的共同扩大欧拉网格在两个维度假设旋转对称。爆炸传播使用水平集方法和一个简化的核反应方案，已校准了一个大型的核网络。相同的网络用于在后处理步骤中确定详细的核合成丰度。基于文献中的近似爆轰引发准则，我们发现所有模拟模型都触发了次级核爆轰，核质量从0.810到1.385 M_solar，相应的壳质量从0.126到0.0035 M_solar。这意味着，一旦爆炸在覆盖碳/氧白矮星的氦壳中触发，随后的核心爆炸几乎是不可避免的。
2010-10-22 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
The detonation of a sub-Chandrasekhar-mass white dwarf at the origin of the low-luminosity Type Ia supernova 1999by
虽然具有低$^{56}\rm{Ni}$产额的$M_{\rm Ch}$模型可以匹配快速下降的91 bg类Ia型超新星（SNe Ia）的峰值亮度，但它们系统地无法再现其更快的光变曲线演化。在这里，我们说明了一个低的喷出物质量对低光度的超新星Ia的辐射显示的影响，通过比较一个子$M_{\rm Ch}$模型产生的纯中心爆炸的C-O白矮星（WD）的$M_{\rm Ch}$延迟爆炸模型与相同的$^{56}\rm{Ni}$产量为0.12 M $_{\odot}$。我们从0.90 M $_{\odot}$ WD祖细胞中获得的子$M_{\rm Ch}$模型在紫外-光学-红外（UV-IR）积分光度以及$B$ -波段中的上升时间缩短了$\sim$ 5天，峰值UV-IR光度提高了$\sim$ 20%（$\sim$ 1 mag更亮的峰值$M_B$）。由于较大的比加热速率，以及较大的最大后紫外线和$B$带下降速率，该子$M_{\rm Ch}$模型还显示更蓝的最大光颜色。在星云时期光度的下降也更加明显，反映了由于原始WD密度较低而导致的伽马射线逃逸增强。在最里面的喷出物中的稳定镍的赤字导致一个显着的情况下，禁止线[Ni II]在星云光谱。相比之下，$M_{\rm Ch}$模型由于[Ni II] 1.939 $μ\rm{m}$而显示强线，其原则上可用于区分不同的祖细胞情况。我们的子$M_{\rm Ch}$模型提供…
2017-11-24 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
Low Mach Number Modeling of Convection in Helium Shells on Sub-Chandrasekhar White Dwarfs II: Bulk Properties of Simple Models
由核燃烧驱动的氦壳对流动力学建立了亚克拉塞卡质量逃逸的条件，Ia型超新星的双爆轰模型，以及各种其他爆炸现象。我们探索这些对流动力学的范围内的白矮星核心和氦壳质量在三维低马赫数流体动力学代码大师。我们提出了这种演变的批量性能的计算，包括全球诊断的时间序列演变，横向平均的3D状态，和全球3D状态。我们发现了各种各样的结果，包括准平衡，本地化的失控，和新星般的失控。我们的研究结果表明，双爆轰祖模型是有前途的，三维，动态对流起着关键作用，这些系统值得进一步研究。
2016-06-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Peculiar Spectral Evolution of the Type I Supernova 2019eix: A Possible Double Detonation from a Helium Shell on a Sub-Chandrasekhar-mass White Dwarf
本文通过测光与光谱观测及 TARDIS 辐射转移建模，发现 SN 2019eix 在峰值后呈现与亚钱德拉塞卡质量白矮星氦壳双爆轰模型一致的特殊光谱特征，为 Ia 型超新星双爆轰起源提供了新证据。
2023-05-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Ignition of Carbon Detonations via Converging Shock Waves in White Dwarfs
负责大多数Ia型超新星的祖先通道仍然不确定。一个紧急的情况是，一个C/O白矮星周围的富氦层爆炸，向核心发送冲击波。准球形冲击波在偏离中心的位置会聚并加强，形成第二次C燃烧爆炸，破坏整个恒星。在本文中，我们研究了这第二次爆炸的双爆轰方案使用的分析和数值技术相结合。我们进行了空间分辨的内爆冲击波和传出爆轰的研究和计算的临界内爆冲击强度需要实现核心C爆轰。我们发现，他在最近的二维模拟爆炸产生会聚冲击波，足够强大的点燃C爆炸在高质量的C/O核心，与警告，一个真正强大的答案需要多维爆轰起爆计算。我们还发现，在低质量的C/O核心和O/Ne核心的收敛驱动的爆轰更难实现，也许是未实现的标准的二元演化。
2014-02-03 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
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
On the resonant detonation of sub-Chandrasekhar mass white dwarfs during binary inspiral
白矮星（WD）被认为是通过Ia型超新星中的爆炸性碳聚变而爆炸的，当它们的温度和/或密度达到碳在失控反应中被点燃的点时。对Ia型超新星（SN）速率的观测意味着所有在哈勃时间内通过引力辐射合并的WD双星都应该产生SNe，而不管总质量如何。在这里，我们调查的条件下，一个单一的WD在一个二进制系统可能会提取能量从其轨道，存款足够的能量到一个共振模式，使它引爆合并前。我们发现，忽略非线性效应，在潮汐锁在小的二进制分离的WD二进制，持续的潮汐强迫的低阶四极g-模式或谐波的低阶四极p-模式原则上可以驱动的平均温度的碳核在失控的融合阈值的模式。如果增长模式能量在核心/大气边界处热化，则快速的氦燃烧和向内行进的p波可能导致核心爆炸。在堆芯边界处的热化也可导致爆炸。如果能量可以有效地从轨道转移到模式的WD二进制通过共振，WD合并的时间尺度将缩短Myr-Gyr相比，预期的时间尺度从GW发射单独和GW探测器将观察到偏离预测的啁啾配置文件解决WD二进制。在这方面的未来工作应集中在潮汐锁定WD双星是否自然驱动低阶模式的频率。
2016-08-22 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Predicting polarization signatures for double-detonation and delayed-detonation models of Type Ia supernovae
合成光谱偏振测量的计算是检验Ia型超新星多维爆炸模型的一种手段。在最近的一篇论文中，我们证明了1.1和0.9 M $_{\odot}$白矮星双星系统的剧烈合并太不对称，无法解释正常Ia型超新星中通常观察到的低偏振水平。在这里，我们提出了两种替代方案的极化模拟：亚亚-拉塞卡质量双爆轰和拉塞卡质量延迟爆轰模型。具体来说，我们研究了一个二维双爆轰模型和一个三维延迟爆轰模型，并计算了在这两种情况下的多个观测方向的偏振光谱。我们发现适度的极化水平（$<$ 1%）的两个爆炸模型。连续谱中的偏振在$\sim$ 0.1 $-$ 0.3%处达到峰值，并在最大光之后下降，与正常Ia型超新星的光谱偏振数据非常一致。在各个谱线上发现更高的偏振度。特别是，合成的Si ii λ6355剖面的偏振水平与在正常Ia型超新星中观察到的值非常匹配，而O i λ7774区域预测的低偏振度与当前数据中未检测到这一特征一致。我们的结论是，我们的模型可以重现许多的特点，通量和偏振光谱的研究Ia型超新星，如SN 2001 el和SN 2012 fr。然而，这里考虑的两个模型不能解释在SN 2004 dt等极端情况下观察到的异常高的极化水平。
2016-07-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Double detonations of sub-Chandrasekhar mass CO white dwarfs: Can different core and He shell masses explain variations of Type Ia supernovae?
具有氦壳层的亚克拉塞卡质量碳氧白矮星（CO WD）被认为是Ia型超新星（SNe Ia）的祖先。如果这是真的，那么由此产生的热核爆炸应该能够解释至少部分超新星Ia的观测范围。为了研究这一点，我们进行了参数研究的基础上的三维模拟的CO WD与He壳的双爆轰，假设不同的核心和壳质量。模型中还包括了壳层中C的混合物和太阳金属丰度。水动力学模拟使用AREPO代码进行。这使得我们能够以高的数值分辨率跟踪He壳爆轰，并提高了预测核合成壳爆轰产额的可靠性。向壳中添加C导致56 Ni的产量较低，而包括太阳能金属丰度增加了IME的产量。在太阳金属丰度下，更高质量元素的生产进一步转移到稳定同位素。此外，我们发现不同的核心爆轰点火机制取决于核心和壳质量配置。这对喷出物的结构有影响。我们提出的热光变曲线预测从我们的爆炸模拟使用的辐射转移代码ARTIS，并与超新星Ia数据进行比较。我们的模型的辐射热光变曲线显示了一系列的亮度，能够解释次发光到正常的Ia超新星。我们显示的模型测辐射热的宽度-光度的关系相比，数据的视角范围。我们发现，平均而言，我们更明亮的模型位于观测数据范围内。喷出物的不对称性产生了广泛的可观测值分布，这可能是数据中异常值的原因。然而，与数据相比，模型高估了这一程度。我们还发现，超过40天的热辐射下降率出现系统比数据快。（节略）
2021-02-12 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
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
Synthetic light curves and spectra for three-dimensional delayed-detonation models of Type Ia supernovae
在一篇配套论文中，Seitenzahl等人（2013年）提出了一组用于近钱德拉塞卡质量白矮星（WD）热核爆炸的三维延迟爆轰模型。在这里，我们提出了多维辐射转移模拟，提供合成的光变曲线和光谱的这些模型。该模型序列探讨了爆燃阶段的强度（由点火配置控制）和WD中心密度的变化。与以前的研究一致，我们发现，爆燃的强度显着影响爆炸和可观的。中心密度的变化也会对亮度和颜色产生影响，但总的来说，它是我们模型中的次要参数。在许多方面，这些模型与正常的Ia型超新星（SNe Ia）有很好的匹配：峰值亮度，上升/下降时间尺度和合成光谱都相当一致。然而，有几个不同之处。特别是，模型在最大光附近太红，表现出谱线速度有点太高，产生的I波段光变曲线与观测结果不匹配。虽然其中一些差异可能只是与建模中的近似值有关，但有些差异对模型构成了真正的挑战。如果作为一个完整的序列来看，我们的模型不再现观测到的光变曲线宽度-光度关系（WLR）的超新星Ia：我们所有的模型都显示出类似的B波段下降率，无论峰值亮度。这表明，简单的变化，在爆燃阶段的强度在卡拉什卡质量爆燃到爆轰模型不容易解释所观察到的正常超新星Ia的多样性。这可能意味着在克拉塞卡-质量范式中的某些其他参数是WLR的关键，或者正常超新星Ia的相当一部分来自另一种爆炸情景。
2013-08-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nucleosynthesis imprints from different Type Ia Supernova explosion scenarios and implications for galactic chemical evolution
我们分析了各种Ia型超新星爆炸模拟的核合成产额，包括亚克拉塞卡质量的白矮星的纯爆轰、具有吸积氦包层的亚克拉塞卡质量的白矮星的双爆轰和纯氦爆轰、两颗白矮星的剧烈合并模型以及亚克拉塞卡质量的白矮星的爆燃和延迟爆轰。重点研究了铁峰元素Mn、Zn和Cu。为此，我们还简要回顾了这些元素的不同燃烧制度和生产地点以及丰度测量和几个星系化学演化研究的结果。我们发现，超太阳值的[Mn/Fe]并不局限于Ekrasekhar质量爆炸模型。包括氦爆炸的情况下，可以显着地有助于锰的生产，特别是模型提出的富钙瞬变。虽然Ia型超新星往往不占锌和铜的生产基地，我们的模型涉及氦壳爆炸可以产生这些元素的超太阳比相对于铁。我们的研究结果表明，在银河系化学演化模型的Ia型超新星产量的重新考虑。与观测结果的详细比较可以为这些事件的起源和爆炸通道提供新的见解。
2020-10-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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
Nebular Models of Sub-Chandrasekhar Mass Type Ia Supernovae: Clues to the Origin of Ca-rich Transients
我们使用非本地的热平衡辐射传输模型来研究观测到的签名sub-Bracrasekhar质量双爆轰在星云阶段。结果范围从光谱看起来像典型的和亚发光的Ia型超新星（SNe）的高质量的祖先的光谱看起来像钙丰富的瞬变较低的质量的祖先。这种点火机制产生了固有的关系之间的发射功能和祖质量的比率的星云[Ca II]/[Fe III]发射线的增加与减少白矮星质量。通过检查观测到的超新星样本中的[Ca II]/[Fe III]星云谱线比率，我们发现了进一步的证据，证明Polin等人通过Si II速度和B带星等之间的关系（都是在峰值亮度时）确定了两种不同的Ia超新星。这表明Ia型超新星起源于一个以上的祖先通道，并提供了一种基于物理起源对事件进行分类的经验方法。此外，我们提供洞察力的神秘起源的富钙瞬变。低质量的双爆轰模型，只有一个小的质量分数的钙（1%）产生星云光谱，主要通过禁止[钙II]排放冷却。
2021-01-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
A perturbation study of axisymmetric strongly magnetic degenerate stars : the case of super-Chandrasekhar white dwarfs
在强磁场的存在下，恒星的平衡位形在洛伦兹力的辅助下，可以支撑比非磁性位形更大的质量。这被认为是一种可能的解释，超拉塞卡质量的白矮星会产生过亮的Ia型超新星。我们在这里提出的线性和非线性微扰研究这种强magetised配置和极向或环向场的轴对称配置是不稳定的。扰动的数值演化在大约一个阿尔文穿越时间后显示出不稳定性。这个时间尺度对于磁支撑的超拉塞卡质量的白矮星来说非常短。绕对称轴的均匀旋转可以降低增长率，但不能稳定超大质量组态。由此得出结论：自然界中不可能存在由磁场支持的长寿命的超巨拉塞卡质量白矮星。
2017-09-28 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
A one-dimensional Chandrasekhar-mass delayed-detonation model for the broad-lined Type Ia supernova 2002bo
我们提出了一维非局部热力学平衡（非LTE）的时间依赖的辐射传输模拟合成0.51 Msun的56 Ni的一个质量延迟爆轰模型，并面对我们的结果，Ia型超新星（SN Ia）2002 bo在其演变的第一个100天。假设只有同系膨胀，这个相同的模型再现的测辐射热和多波段的光变曲线，第二近红外（NIR）的最大值，和光学和NIR光谱。我们模型的化学分层定性地与Stehle等人先前的推断一致，但揭示了铁族元素和中等质量元素两者的显著定量差异。我们表明，+/-0.1 Msun（即，+/-20%）的变化对我们模型的热测量和颜色演变有一定的影响。一个值得注意的例外是U波段，其中更大丰度的铁族元素通过电离效应导致不透明的喷出物，我们的模型具有更多的56 Ni显示更高的近紫外通量水平。在近红外范围内，56镍质量的这种变化影响了次极大值的时间，但不影响其大小，与观测结果一致。此外，I、J和K_s星等在距最大辐射热值约10天内的变化小于0.1等，证实了Ia超新星近红外测光在宇宙学上的潜力。总的来说，单颗克拉塞卡质量的白矮星祖先的延迟爆炸机制似乎非常适合SN 2002 bo和类似的Ia型超新星，它们显示出宽的Si II 6355 A谱线。无论在导致这些事件的爆炸过程中起作用的是什么多维过程，它们都必须共同产生一个类似于我们的球对称模型的喷出物。
2015-02-12 astro-ph.CO astro-ph.SR
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
Almost All Carbon/Oxygen White Dwarfs Can Host Double Detonations
本文通过真实 C/O 白矮星模型与一维、多维爆轰计算表明，多数低质量 C/O 白矮星及经少量吸积的大质量白矮星均可在双白矮星质量转移中触发双重爆轰。
2024-09-10 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
Detonations in white dwarf dynamical interactions
在古老而致密的恒星系统中，白矮星的碰撞是一种相当频繁的现象。在这里，我们提出了一套全面的光滑粒子流体动力学模拟的结果，近距离接触的白矮星，旨在探索的相互作用的结果和性质的最终残留物为不同的初始条件。根据初始条件和白矮星的质量，可能会有三种不同的结果。具体来说，相互作用的结果可以是直接碰撞或侧向碰撞，或者相互作用可以导致形成偏心双星系统。在发生碰撞的情况下，下落的物质被压缩和加热，从而在合并的最猛烈阶段达到爆炸的物理条件。虽然我们发现，爆炸发生在我们的模拟显着数量，在其中一些冲击区的温度上升迅速升降机简并，导致淬火的燃烧。因此，我们的特点是在何种情况下，爆炸是可能发生的结果，更大质量的白矮星的表面上的破坏的恒星的影响。最后，我们还研究了哪些相互作用导致束缚系统，以及在哪些系统中，更大质量的白矮星也被破坏作为动力学相互作用的结果。在这项工作中进行了大量的模拟，可以发现相互作用的结果如何取决于最接近的距离，以及碰撞的白矮星的质量，这是核处理材料的化学模式。最后，我们还讨论了相互作用的白矮星的质量和核的化学成分以及不同类型的碰撞对残留物性质的影响。
2013-06-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Significantly super-Chandrasekhar limiting mass white dwarfs and their consequences
自2012年以来，我们已经提出了一个新的想法，表明高度磁化或修改爱因斯坦引力诱导的白矮星的质量可能是具有不同质量极限的显着超磁吸塞卡。这一发现有几个重要的结果，包括解释奇特的，过亮的Ia型超新星，软伽马射线中继器和异常的X射线双星，而不会引起异常强大的，但未观察到的磁场。它进一步论证了可能的第二标准蜡烛。基于更简单的计算，这些白矮星的亮度也比它们的标准对应部分（低磁场）低得多。这一发现开创了一个新的研究领域.
2016-11-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Gravitational waves from r-mode instability of massive young sub- and super-Chandrasekhar white dwarfs
本文研究了电子气朗道量子化和磁制动条件下亚、超磁致伸缩磁化白矮星的r模不稳定性窗口、自旋降速和自旋降速率。计算了r模不稳定性引起的引力波应变振幅。主要的阻尼机制被认为是由于简并电子从离子液体中散射而产生的剪切粘度。发现在相同温度下，朗道量子化的磁化白矮星的临界频率最低，非朗道量子化的白矮星的临界频率较高，非磁化白矮星的临界频率最高。这意味着磁制动和朗道量子化都增强了r模不稳定性。我们还看到，由于附加的磁制动项，磁化的白矮星会有快速的自旋下降，但朗道量子化对自旋下降和与白矮星内部相关的磁场强度的自旋下降率没有显著的影响。我们发现，在1 kpc处快速旋转的超巨磁白矮星的r模引力波应变振幅为$\sim 10^{-27}$，这使得孤立的大质量快速旋转的热磁化白矮星成为未来寻找引力波的主要候选者.
2020-02-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
GRMHD formulation of highly super-Chandrasekhar magnetized white dwarfs: stable configurations of non-spherical white dwarfs
磁化的超级白矮星白矮星的话题是引人注目的，特别是在过去的几年里，自从我们提出它们的存在。通过全尺度的广义相对论磁流体动力学（GRMHD）数值分析，我们证实了存在稳定的、高磁化的、显著超对称的白矮星，其质量大于3个太阳质量。虽然极向场的几何形状使白矮星成为扁圆形，但环形场使它们保持整体准球形，正如我们早期工作中所推测的那样。这些白矮星被认为是超亮Ia型超新星的祖先。
2015-05-11 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
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
Stability and convergence of nuclear detonations in white dwarf collisions
本文研究了白矮星碰撞中热核爆轰的数值稳定性，设计了适应正面碰撞几何的网格策略，发现5 km以上分辨率可使能量和铁族产物不确定性低于10%，结论适用于多种成分和磁场条件。
2025-01-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Off-centre ignition of sub-Chandrasekhar white dwarfs does not resolve the tension with the observed $t_0$-$M_{\rm{Ni}56}$ relation of type Ia supernovae
本研究通过二维数值模拟验证亚钱德拉塞卡质量白矮星偏离中心点火的双爆轰模型，发现其t0-MNi56关系仍与观测存在矛盾，未解决该问题。
2025-01-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Maximum mass of stable magnetized highly super-Chandrasekhar white dwarfs: stable solutions with varying magnetic fields
我们解决的问题，最近提出的显着的超级超级拉塞卡白矮星的稳定性。本文给出了不同磁场分布下超超白矮星白矮星静磁平衡模型的稳定解。这已经通过自洽地包括在广义相对论框架中的磁压梯度和总磁密度的影响而获得。我们估计磁化白矮星的最大稳定质量可能超过3个太阳质量。这对于解释不符合传统的克拉塞卡质量极限的奇特的、过亮的Ia型超新星非常有用。
2014-05-20 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
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
The runaway velocity of the white dwarf companion in the double detonation scenario of supernovae
本研究考虑双爆轰情景中超新星抛射物有限速度，发现幸存白矮星逃逸速度比爆炸前轨道速度低8-11%，需更大初始质量，此类双星罕见，还支持该情景主要产生特殊Ia型超新星。
2024-01-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Circumstellar absorption in double detonation Type Ia supernovae
在形成时，简并的He核白矮星被主要由理想气体压力支持的富氢辐射层所包围。在这封信中，我们研究的影响，这富氢层的质量传递的He+C/O双白矮星二进制文件，最终将合并，并可能产生Ia型超新星（SN Ia）的双爆炸的情况。由于它的热剖面和状态方程与下面的He核不同，富H层在He核的潮汐破裂之前稳定地转移到C/O白矮星上。我们发现，这种物质是从双星系统中喷射出来的，并在Ia超新星爆发前几百到几千年席卷了周围的星际介质。由此产生的拱星介质配置文件和从最近的观测推断的值之间的密切匹配的拱星吸收在超新星Ia提供了进一步的可信度复苏的双爆轰的情况。
2013-05-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
SNe Ia from double detonations: Impact of core-shell mixing on the carbon ignition mechanism
在碳氧核心上吸积氦壳层的亚克拉塞卡质量的白矮星是正常Ia型超新星的潜在祖先。本工作的重点是在双爆轰sub-Brachasekhar模型的碳爆轰的发病的细节。为了模拟核-壳混合对碳点火机制的影响，氦壳及其爆轰与更准确地处理爆轰波传播的其余部分相比具有更高的分辨率。这大大改善了氦燃烧核合成产额的预测。用AREPO程序进行了模拟。一个碳-氧核和氦壳被建立在一维空间，并映射到三维空间。在流体动力学爆轰模拟开始之前，我们通过弛豫步骤确保了白矮星的稳定性。用辐射转移程序ARTIS计算了合成观测量。观察到了碳爆轰的点火机制，这是以前很少关注的。在这种“剪刀机制”中，氦爆轰波在与其点火点相反的方向会聚时对未燃烧材料的冲击足以点燃碳爆轰。这在核和壳之间的富碳过渡区中是可能的。爆轰机制被发现是敏感的核壳过渡的细节，我们的模型说明需要考虑核壳混合吸积过程中发生。尽管爆轰点火机制与会聚激波点火机制不同，但合成观测量的差异并不显著。虽然它们并不比以前的模拟更适合观测，但它们说明了多维模拟的必要性。
2020-02-03 astro-ph.SR
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
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
Neutrino and gravitational wave signal of a delayed-detonation model of Type Ia supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）的起源系统和爆炸机制仍在争论中。热核超新星的非电磁观测，特别是引力波和中微子辐射，是研究这些神秘天体的光变曲线和光谱的补充窗口。超新星Ia的一个主要模型是一颗质量接近克拉塞卡的碳氧白矮星在“延迟爆炸”中的热核焚化。我们计算了文献中广泛讨论的N100延迟爆轰模型的三维流体动力学爆炸，考虑到所有重要贡献源项的中微子发射的动力学效应。虽然中微子带走$2 \times 10^{49}$尔格的能量，我们确认的共同观点，中微子的能量损失是动态的不是很重要，导致只有一个温和的减少最终动能的百分之二，然后我们计算的引力波信号从时间演化的四极矩。我们的模型辐射$7 \times 10^{39}$ erg的引力波和频谱有一个明显的峰值附近0.4赫兹。根据视角和偏振，我们发现未来的天基引力波任务DECIGO和BBO将能够探测到我们的源到1.3 Mpc的距离。我们预测在中微子和引力波信号中有一个明显的从爆燃到爆轰转变的信号。如果观测到这种特征，它将是在质量接近克拉塞卡的白矮星中实现延迟爆炸的一个强有力的指示。
2016-01-25 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Models for the evolution of close binaries with He-Star and WD components towards Type Ia supernova explosions
Ia型超新星（SNe Ia）在相当长的一段时间内一直是天文学的重要工具;然而，它们的祖先的性质仍然有些神秘。最近的理论研究表明，碳氧白矮星（CO WDs）的质量可能会通过富氦物质的吸积而产生热核爆炸，这取决于质量吸积速率，质量和WD的初始温度，光谱上类似于正常的SN Ia或特殊的SN。本研究的目的是进一步解决的状态组成的一个sub-brasekhar质量的CO WD和氦星的吸积诱导爆轰发生的点，并约束的初始参数空间的一部分，这种现象是可能的。预先存在的数据，通过模拟的单一，不断吸积CO WD被用作新的二元模型，其中WD被视为一个质点，其中包括非退化的合作伙伴作为一个完全解决恒星模型的行为的指标。我们parameterized积累的氦层的点火，WD温度的变化，和CO核心质量的变化取决于传质速率。允许爆炸的初始条件不会在参数空间中形成单一的连续区域，其形状受到施主星行为的深刻影响。新星爆发造成的质量损失有利于爆炸。根据我们的标准，在这项研究中，大约10%的爆轰可以预期显示与普通超新星Ia相一致的光谱，其余的表现出特殊的功能。
2016-03-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Growing White Dwarfs to the Chandrasekhar Limit: The Parameter Space of the Single Degenerate SNIa Channel
一颗白矮星，从一颗非简并的伴星吸积了富含氢的物质，它能超过克拉塞卡质量并爆炸成Ia型超新星吗？我们探讨的范围内的吸积率，使白矮星（WD）的世俗增长的质量，并得出限制的吸积率和初始质量，将使它达到$1.4M_\odot$ -的Eschrasekhar质量。我们通过一长串的氢闪光来跟踪演化，在此期间，厚的氦壳积累起来。这就决定了氦闪长期自洽演化运行的有效氦质量吸积率。我们发现，净质量积累总是发生，尽管氦闪光。虽然在最初几次氦壳层闪光中损失的质量是闪光前积累的质量的一个重要部分，但这一部分随着氦壳层闪光的重复而减少。最后，在随后的闪光中，根本没有物质被喷射出来。这个意外的结果是由于WD内部被其表面附近的氦壳闪光持续加热而发生的。加热的效果是降低整个WD的电子简并度，特别是在外层。这一关键结果产生了氦燃烧，这是准稳态，而不是爆炸。因此，我们发现一个非常大的参数空间内，长期的，自洽的模拟表明，WD可以增长的质量，并达到Ehrasekhar极限，尽管它的氦闪光。
2015-08-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Optical and radio transients after the collapse of super-Chandrasekhar white dwarf merger remnants
双白矮星合并后的超拉塞卡残留物有时会坍缩成快速旋转的中子星（NS），伴随着几倍于$0.01M_{\odot}$的质量喷射。明亮的光学瞬态发射可以产生的喷出物，由于加热的放射性，特别是通过能量注入从NS。由于坍缩前的合并残留物类似于一颗恒星从渐近巨星分支阶段演化到行星状星云阶段，因此强烈的尘埃风被认为是在坍缩前大约几千年前驱动的，并以大半径包围残留物。因此，尘埃风对瞬态光辐射有一定的吸收和散射作用，从而抑制了瞬态光辐射的峰值，并在光变曲线上形成了一个散射平台。几年后，当喷出物最终赶上风物质时，它们之间的激波相互作用可以进一步引起数十天时间尺度上的可检测无线电瞬态发射。发现和观测这类尘埃影响的光学瞬变和激波驱动的射电瞬变，有助于探索超白矮星合并残留物的性质以及双白矮星系统的密度和型比，有助于评估它们的引力波贡献。
2019-05-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Stability of super-Chandrasekhar magnetic white dwarfs
最近有人提出，具有强量子化磁场的超大质量白矮星可能是超新星SN 2006 gz和SN 2009 dc的前身。在这项工作中，我们表明，在这些假定的超超白矮星白矮星的电子捕获和致密核反应的发生可能会严重限制其稳定性。
2013-10-14 astro-ph.SR
The Evolution and Fate of Super-Chandrasekhar Mass White Dwarf Merger Remnants
我们提出了两个碳氧白矮星（CO WD）合并的残余物的恒星演化计算。我们关注的情况下，有一个总的质量超过了Ekrasekhar质量。合并后，残留物表现为$\sim 10^4$年的$L \sim 3 \times 10^4 L_\odot$来源。尘埃风可能会发展，导致这些来源被自我遮蔽，看起来类似于极端的AGB星。大致上，$\sim 10$这样的天体应该随时存在于银河系和M31中。如在先前的工作中发现的，偏离中心的碳融合在合并残余物内被点燃，并通过碳火焰向内传播，将WD转化为氧-氖（ONe）组合物。通过跟踪比以前计算时间更长的演化，我们证明了在碳燃烧到达中心后，中微子冷却的开尔文-亥姆霍兹收缩导致质量为$\ge 1.35 M_\odot$的残余物中偏离中心的氖点火。由此产生的二氧化碳-氧气火焰将核心转化为硅WD。因此，超rasekhar WD合并残留物不经历电子捕获引起的崩溃，传统上认为。相反，如果残余质量保持在克拉塞卡质量之上，我们预计它将形成一个低质量的铁核，并坍缩形成一颗中子星。失去足够质量的残余物最终将成为大质量的孤立ONe或Si WD。
2016-09-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Asymmetry and the Nucleosynthetic Signature of Nearly Edge-Lit Detonation in White Dwarf Cores
大多数Ia型超新星的主要爆炸场景都涉及到白矮星通过爆炸波的核焚化。关于这种爆炸实际上可能如何发生，已经提出了几种设想，但爆炸发生的确切机制和环境仍然未知。我们探讨了一个偏离中心引发爆轰的玩具模型-一个预膨胀的近拉塞卡质量的白矮星的核合成产额产品的空间分布的影响。我们发现，一个单一的点近边缘点燃爆炸的结果在密度和热分布的不对称性，特别是膨胀的时间尺度，在整个超新星喷出物。我们证明，这种不对称的热力学轨迹应该是常见的偏心爆炸，少量的恒星燃烧前爆炸。的灵敏度上的扩展时标的结果在一个不对称的分布的元素合成的反应产物的产率。我们将超新星模型中产生的各种元素的质心的移动制成表格，并发现硅之后的元素的奇偶模式。我们的计算表明，在碳氧白矮星偏离中心的单点爆炸的标志是显着的组成不对称性，在其残余物，承担潜在的可观察到的签名在速度和坐标空间，包括元素镍的质量分数，从一个因素的变化从一侧的残余物到另一个2至3。
2011-09-16 astro-ph.SR
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
SN 2022joj: A Potential Double Detonation with a Thin Helium shell
本文通过光度与光谱观测发现SN 2022joj早期极红但后期趋于典型Ia型超新星，提出其可能源于亚钱德拉塞卡质量白矮星上薄氦壳的双爆轰，并指出星云光谱异常需进一步建模验证。
2023-08-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pulsating reverse detonation models of Type Ia supernovae. I: Detonation ignition
观测证据指出，Ia型超新星的共同爆炸机制是基于白矮星的延迟爆炸。虽然已经提出了几种方案，并通过一维，二维和三维模拟进行了探索，关键点仍然是理解的条件下，一个稳定的爆炸可以在不稳定的白矮星形成。其中一种可能性是，一个低效的爆燃导致了一个质量为100亿克拉塞卡的白矮星的脉动，随后在一个富含碳氧的核心周围形成了一个吸积激波。吸积激波限制核，并将坍缩晕的动能转化为核的热能，直至形成向内运动的爆轰波。这一系列的事件被称为脉冲反爆轰（PRD）。在这项工作中，我们探讨了鲁棒性的爆震点火不同PRD模型的特点是在爆燃阶段，M_defl的质量燃烧量。在关闭核反应的情况下，用三维流体动力学程序跟踪了白矮星到吸积激波形成的演化过程。我们发现，爆轰条件实现了一个广泛的M_defl。然而，如果在爆燃阶段释放的核能接近白矮星的结合能（~ 0.46 foes -> M_defl ~ 0.30 M_sun），吸积激波就不能有效地加热和限制核心，爆轰条件就不能很好地实现。
2009-01-20 astro-ph.SR
The asymmetry of white dwarf double detonations and the observed scatter around the Phillips relation
本研究通过模拟不同偏心点火的CO白矮星双爆震，发现偏心点火并非导致Phillips关系周围过大离散性的主因，而重氦壳层的爆震灰烬才是关键，减少氦壳质量有望改善模型与观测的吻合。
2025-05-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
