Detecting the signatures of helium in type Iax supernovae
最近的研究认为，Iax型超新星的祖先系统必须由一颗从氦伴星吸积而来的碳氧白矮星组成。基于现有的爆炸模型调用纯爆燃的碳氧白矮星，我们调查的可能性，产生光谱特征，由于氦在Iax型超新星。从这种情况下，我们选择的爆炸模型产生的喷出物和$^{56}$镍的质量大致一致的Iax型超新星（0.014 - 0.478~ $M_{\odot}$和$\sim0.003$ - 0.183~ $M_{\odot}$，分别）。为此，我们提出了一系列不同的光度（$-18.4 \lesssim M_{\rm{V}} \lesssim -14.5$ ~MAG）的模型，氦丰度占高达$\sim$ 36\%的喷出物质量，并涵盖了一系列的时代开始前几天B $-$带最大值后约两周。我们发现，检测\ion{He}{i}功能的最佳机会是在近红外波长，并在后最大光谱的这一类较暗的成员。我们发现SN~ 2007 J的光谱可能与大氦含量（几个10 $^{-2}~M_{\odot}$）一致，但认为目前的吸积模型和从伴星剥离的材料难以产生兼容的场景。我们还调查了氦在所有物体的近红外光谱的存在。我们发现SNe~ 2005 hk、2012 Z和2015 H要么不含氦，要么氦丰度被限制在低得多的值（$\lesssim$ 10 $^{-3}~M_{\odot}$）。我们的研究结果表明，Iax型超新星之间的氦含量的差异，也许指向不同的祖先通道。S…
2018-12-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Long-term evolution of post-explosion Helium-star Companions of Type Iax Supernovae
Iax型超新星（SNe Iax）是公认的无氢超新星的暗子类。然而，它们的起源，祖先系统的性质，是一个悬而未决的问题。最近的研究表明，在一个有氦星施主的双星系统中，一颗质量接近300亿塞卡的白矮星的微弱爆燃爆炸可能是SNe Iax的起源。在这种情况下，氦恒星供体有望在爆炸中幸存下来。我们使用一维恒星演化程序\textsc{MESA}和\textsc{Kepler}来跟踪幸存的氦伴星在撞击后的演化。恒星模型的基础上，我们以前的流体动力学模拟的喷出物捐助者的相互作用，我们探索这些幸存的氦同伴的观测特性。我们发现，幸存的氦同伴的亮度显着增加后的影响：他们可以从$2\mathord,500\,\mathrm{L_{\odot}}$到$16\mathord,000\,\mathrm{L_{\odot}}$的开尔文-亥姆霍兹时间尺度约为$10^{4}\,\mathrm{yr}$。当恒星达到热平衡后，它演化为O型热亚矮星（sdO），并沿着相同质量的正常sdO星的演化轨道继续演化。我们的研究结果将有助于在未来的观测中识别SNe Iax的幸存氦同伴，并对其祖先模型提出新的限制。
2022-06-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Helium giant stars as progenitors of rapidly fading Type Ibc supernovae
I型快速衰落超新星（RFSNe）似乎起源于无氢恒星，具有大半径，产生主要是冲击冷却的光变曲线，与更典型的富镍SNe Ibc形成对比。然而，仍然需要确定哪些类型的恒星会产生明亮的冲击冷却光变曲线，而没有放射性镍的显着贡献。质量在2-4个太阳质量范围内的裸氦星，由于核心外的氦和碳壳层燃烧强烈，密度梯度很大，因此已知流体静力学发展的半径可达100个太阳半径或更大。我们制作了几个这样的恒星模型，并证明，当爆炸时，这些氦巨星可以自然地产生RFSN光变曲线。由于许多原型SNe Ibc也应该来自这个质量范围内的大半径恒星，我们预测这些RFSNe可能与SNe Ibc不同，这仅仅是因为没有大量的镍。
2018-09-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Circumstellar properties of Type Ia supernovae from the helium star donor channel
我们研究了具有非简并氦恒星供体的Ia型超新星祖先系统的预测拱星性质。有人认为，由碳+氧白矮星和氦星组成的系统可能导致Ia型超新星爆炸。氦星施主通道的双星演化计算预测，在Ia型超新星爆炸时，这样的祖先系统要么处于稳定的氦壳燃烧阶段，要么处于弱的氦壳闪光阶段。通过从我们以前的研究中采取的二进制演化模型，我们表明，大部分的祖先系统与氦星供体有足够低的密度来解释目前未检测到的射电发射Ia型超新星。在Ia型超新星爆发时，大多数处于弱氦壳闪光阶段的祖星系统，可能主导了瞬时（短延迟时间）的Ia型超新星种群，它们的星周密度都很低，并且有一颗微弱的氦星施主，这是SN 2011 fe和SN 2014 J没有探测到射电辐射和爆炸前伴星的原因。我们还发现了一些祖先系统，这些系统与在Iax SN 2012 Z型爆炸位置确定的伴星候选者的性质一致。
2019-07-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Effects of Resistivity on Magnetized Core-Collapse Supernovae
我们研究了湍流电阻率在强磁化大质量恒星核坍缩中的作用，进行了二维电阻MHD模拟。研究了不同初始磁场强度和旋转的三种情况：1.强磁化旋转铁芯; 2.中等磁化旋转铁芯; 3.非常强磁化的非旋转磁芯。在每种情况下，理想MHD模型和连续MHD模型计算。作为计算的结果，每个模型都显示了由磁加速（以及旋转情况下的离心加速）帮助的物质爆发。我们发现，电阻率衰减的情况下1和2的爆炸，而它增强的情况下3的爆炸。我们还发现，在旋转的情况下，在反弹后阶段的磁场的放大的主要机制是向外平流的磁场和绕组的极向磁场-线的差分旋转，这是有点阻尼与电阻率的存在。虽然磁旋转不稳定性似乎发生在旋转模型中，但它在磁场放大中只起很小的作用。电阻率的另一个影响是对纵横比的影响。在旋转的情况下，一个大的喷射物质的纵横比，$> 2.5$，在一个理想的MHD模型中获得的电阻模型在一定程度上减少。这些结果表明，电阻率可能在强磁化超新星的动力学中起着重要的作用。
2013-01-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Can the Helium-Enriched Main-Sequence Donor Scenario Hide Enough Hydrogen to Explain Type Ia Supernovae?
流体动力学模拟预测，在Ia型超新星（SNe Ia）的单简并情况下，超新星爆发会从富氢伴星中带走大量的氢（>0.1太阳质量）。然而，在Ia型超新星的晚期光谱中没有发现富氢物质，这表明从其前身系统剥离的氢质量小于0.001-0.058太阳质量。在这封信中，我们包括热盐混合到自洽的二进制演化计算的氦丰富的主序列（HEMS）的施主通道的超新星Ia的第一次。我们发现，在这个通道中，预计扫起的氢质量约为0.10-0.17太阳质量，这是高于观测极限，虽然伴星是强烈的氦丰富时，SN爆炸。这对HEMS供体渠道提出了严峻的挑战。
2017-07-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Rates and delay times of Type Ia supernovae in the helium-enriched main-sequence donor scenario
Ia型超新星（SNe Ia）的祖先的性质仍然是一个谜。比较Ia型超新星的理论速率和延迟时间分布与观测推断的速率和延迟时间分布，可以限制它们的祖先模型。在这项工作中，考虑到热盐混合在富含氦的主序列（HEMS）的捐助者的情况下，我们解决的速率和延迟时间的SNe Ia在这个通道结合自洽的二进制演化计算的结果与人口合成模型。我们发现，银河系超新星Ia的HEMS捐助者的情况下，约0.6-1.2每世纪，这是约30%的观测率。在这种情况下，超新星Ia的延迟时间覆盖了0.1-1.0 Gyr的宽范围。我们还介绍了HEMS施主方案中伴星的爆炸前性质，这将有助于通过分析它们的爆炸前图像来约束Ia超新星的祖先。
2018-01-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Optical color of Type Ib and Ic supernovae and implications for their progenitors
本研究通过文献数据与STELLA辐射流体力学模型发现Ib型超新星在V波段峰值时比Ic型更蓝，并论证了前身星氦含量的二分性是造成这一光学颜色差异的主要原因。
2023-04-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraining the ellipticity of strongly magnetized neutron stars powering superluminous supernovae
超亮超新星（SLSNe）被认为是由强烈磁化的快速旋转的中子星提供动力的，中子星通常被称为磁星。在这个过程中，磁星的旋转能量通过磁偶极辐射辐射，并加热超新星喷出物。然而，如果磁星的几何形状高度扭曲，旋转能量主要作为引力波辐射损失，因此这样的磁星不能为SLSNe提供动力。通过简单地比较电磁波和引力波的发射时间尺度，我们约束上限的磁星的椭圆率，假设他们的权力所观察到的SLSNe。我们发现，它们的椭圆率通常需要小于约几个1 e-3。这表明，在这些磁星的环形磁场强度通常小于几个1 e 16 G，使其失真保持小。由于SLSNe的光变曲线模型表明，它们的偶极磁场强度为1 e14 G的量级，极向与环向磁场强度的比值被发现在为SLSNe供电的磁星中大于~ 0.01。
2016-04-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
The Magnetized White Dwarf + Helium star Binary Evolution with Accretion-induced Collapse
由氧/氖/镁组成的白矮星（ONeMgWD）+剥离氦（He）星双星的吸积诱导坍缩（AIC）是形成特殊中子星天体的一个有希望的途径。讨论了WD的磁场可能改变WD双星演化过程中的吸积阶段。通过考虑非磁性和充分磁化的WD，我们研究了ONeMg WD + He双星的演化与详细的恒星演化和二进制人口合成模拟。磁约束吸积在类毫秒双星和磁星可能形成途径中的作用也进行了研究。与球对称吸积情况相比，磁约束模型下，在低质量传递速率下，WDs的质量积累效率得到了提高。由于磁约束的影响，潜在AIC祖先系统的初始参数空间向更短的轨道周期和更低的施主质量移动（但不那么显著）。这也允许最终的MSP具有较低质量的WD同伴和较短的轨道周期。有和没有磁约束，这意味着WD的磁场不会显着改变的ONeMg WD + He星双星，可以产生AIC的银河系的出生率之间没有显着差异。值得注意的是，由于ONeMg WD和CO WD的吸积阶段相似，这些结论也适用于作为Ia型超新星祖先的CO（碳/氧）WD + He双星。磁星的银河速率可能是通过高磁化WD的AIC形成的$0.34\times10^{-4}\,{\rm yr}^{-1}$。
2021-12-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Modelling Type Ic Supernovae with TARDIS: Hidden Helium in SN1994I?
超新星（SNe）的光球光谱没有氢和氦的特征，通常被归类为Ic型超新星（SNe Ic）。然而，关于氦是否可以隐藏在超新星Ic的喷出物中（也就是说，氦存在于喷出物中，但在光谱中没有明显的特征）仍有争论。我们提出的第一个应用程序的快速，1-D辐射转移代码TARDIS的SN IC，我们调查的问题有多少氦可以隐藏在外层的SN IC喷出物。我们生成TARDIS模型附近，观察良好，广泛建模的SN IC 1994 I，我们执行一个代码比较不同的，完善的蒙特卡罗辐射传输代码。代码比较表明，TARDIS产生一致的合成光谱相同的喷出物模型的SN 1994 I。此外，我们进行了一个系统的实验，添加不同质量的外He壳到我们的SN 1994 I模型。我们发现，只有$0.05M_{\odot}$的外层He壳产生强烈的光学和近红外He光谱特征的SN 1994 I，这是不存在的观测，从而表明SN 1994 I喷出物几乎是完全缺乏He相比，典型的He-丰富的SN祖先的质量。最后，我们表明，我们的建模光谱的SN 1994 I的He I $λ$ 20851线伪等效宽度可以用来推断外He壳质量，这表明SNe Ic的NIR光谱后续将是至关重要的，以解决隐藏的氦问题的统计样本的SNe Ic。
2020-10-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Signatures of a surviving helium-star companion in Type Ia supernovae and constraints on the progenitor companion of SN 2011fe
由一颗白矮星和一颗非简并氦星伴星组成的单简并双星系统被认为是Ia型超新星的潜在祖先。在这个SD祖先模型中，氦星的伴星有望在超新星Ia爆炸中幸存下来。在本工作中，我们将从我们以前的三维流体动力学模拟的喷射物-伴星相互作用计算出的幸存的He星伴星模型映射到一维恒星演化程序MESA中，跟踪它们的长期演化，预测它们在撞击后的观测性质，这将有助于在未来的观测中寻找这些幸存的He星伴星。通过与观测最好的SN Ia，SN 2011 fe的非常晚时期的光变曲线进行比较，我们发现我们幸存的He星同伴在最大光之后约1000 d变得比SN 2011 fe更明亮。这表明氦星不太可能是SN 2011 fe的伴星。
2022-02-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Helium Accumulation and Thermonuclear Instabilities on Accreting White Dwarfs: From Recurring Helium Novae to Type Ia Supernovae
Technion - Israel Institute of Technology（以色列理工学院）；Azrieli College of Engineering（阿茨瑞利工程学院）
研究白矮星上氦的积累，探讨初始白矮星质量及氦吸积率的广泛参数空间，揭示不同吸积率下的不同现象，包括周期性氦新星爆发和Ia型超新星的可能触发机制。
2026-04-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pre-explosion helium shell flash in type Ia supernovae
我研究的可能性，在框架内的核心简并（CD）的情况下的Ia型超新星（SNe Ia）的合并过程中的渐近巨星分支（AGB）的核心和白矮星（WD）保持一个信封质量~ 0.03 Mo，导致后来的氦壳闪光。我估计爆炸前氦壳闪光事件的数量不到所有CD情景SNe Ia的百分之几。当恒星在HR图上以AGB后星（后期热脉冲; LTP）或WD冷却轨道（非常LTP）的形式向左移动时，氦壳闪光会导致恒星膨胀并成为重生的AGB星。合并残留物在AGB上爆炸形成了{氢污染}的奇特的Ia型超新星，而在膨胀的再次膨胀的恒星内部爆炸导致Ia型超新星光变曲线中的早期通量过剩。在所有Ia超新星中，可能显示出早期通量过剩的系统比例小于（几个）x10^{-4}，远低于观测到的比例。在CD方案的框架中，超新星Ia的早期通量过剩是由于超新星喷出物与行星状星云后退气体的碰撞，或者是由于56 Ni与超新星喷出物的外部区域的混合。正在进行的天空调查可能会发现大约每年一次LTP/VLTP影响SN光变曲线的情况。
2022-06-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Quasithermal GeV neutrinos from neutron-loaded magnetized outflows in core-collapse supernovae: spectra and light curves
本研究针对核心坍缩超新星中强磁化快速自转原中子星的磁化风场景，数值计算相对论性中子解耦碰撞产生的0.1-10 GeV准热中微子的能谱与光变曲线，预测银河系超新星的可探测事件数，为多能段中微子源及暂现天体研究提供支撑。
2024-10-09 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
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
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
Helium stars exploding in circumstellar material and the origin of Type Ibn supernovae
Ibn型超新星（SNe）是一类神秘的瞬变现象，其光谱呈现持续狭窄的HeI线，其热光变曲线通常快速演化，相对于标准的Ibc型SNe，在峰值处过亮。我们探索的相互作用的情况下，这种类型的伊本SNE进行辐射流体动力学和辐射传输计算。我们发现，标准能量的氦星在密集的风状星周物质（CSM）中爆炸，在白天的时间尺度上可以达到几个10^44 erg/s的峰值光度，让人想起像AT 2018 cow这样的特殊事件。类似的相互作用，但风力较弱，可以导致Ibc型SNe，具有双峰光变曲线和峰值光度范围在~10^42.2到~10^43 erg/s之间。相比之下，大多数Ibn型SNe的窄谱线和适度的峰值亮度表明，一颗初始小于~5 Msun的氦星发生了低能爆炸，很可能是由相互作用的双星产生的，并与一颗大质量的富含氦的、可能是类似喷射物的CSM在~ 10 ^15 cm处发生碰撞。对由相互作用产生并提供动力的缓慢移动致密壳层的非局域热力学平衡辐射传输模拟与Ibn SNe型（例如2006 jc、2011 hw或2018 bcc）在后期相比有利，并建议由约50%的氦组成，太阳金属丰度和总喷出物/CSM质量为1- 2兆太阳。一个较低的分数氦丰度导致弱或缺乏氦线，从而排除了更大规模的配置观察型伊本SNe。此外，铁II排放低于5500 A的优势，在伊本SNe型在晚些时候没有预测在低金属丰度。因此，尽管它们有很好的性质，但来自…
2021-11-26 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
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
A mixed helium-oxygen shell in some core-collapse supernova progenitors
我们发展的模型旋转的大质量恒星的铁芯崩溃的阶段，使用MESA代码，并发现在某些情况下，主要是氦和氧的混合成分的壳。在我们研究的初始质量为13-40 Mo和初始旋转速度为0-450 km/s的参数空间中，我们发现只有一小部分模型具有显著质量的氦氧混合壳层。虽然壳层是由于旋转混合而形成的，但坍缩前的旋转速率并不是很高，这是高能中子引发热核爆炸所需要的。我们的研究结果表明，最近重新审视的超新星坍缩引起的热核爆炸机制最多只能解释一小部分核心坍缩超新星。这种氦氧混合壳层的存在仍然可能对核心坍缩超新星有一些影响，例如当喷流存在时的一些核合成过程，或者可能导致特殊的亚发光核心坍缩超新星。
2018-04-01 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
The Evolution and Impacts of Magnetorotational Instability in Magnetized Core-Collapse Supernovae
我们进行了二维轴对称MHD模拟的核心坍缩超新星的快速旋转磁化祖。通过改变磁场强度和空间分辨率，研究了磁旋转不稳定性（MRI）的演化及其对动力学的影响。我们发现，MRI极大地放大了种子磁场的制度，而不是阿尔文模式，但浮力模式发挥了主要作用，在指数增长阶段。核磁共振成像确实对超新星动力学有着强大的影响。它使激波膨胀更快，爆炸更有活力，有些模型伴随着准直喷流的形成。然而，这些效果，是不是由磁压力除了准直喷流的形成。由磁共振引起的角动量转移导致加热区域的扩大，由此吸积物质获得额外的时间被中微子加热。磁共振成像还将低$Y_p$物质从核心内部深处漂移到加热区域，这使得净中微子加热速率因电子捕获而减少冷却而变大。这两种效应提高了中微子加热的效率，这被认为是促进爆炸的关键。事实上，我们发现，当净中微子加热被关闭时，我们的模型爆炸要弱得多。在目前的模拟中，即使在最强磁场的情况下，中微子加热对爆炸能量的贡献也可以达到60%.
2016-01-05 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
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
On the rotation properties of a post-explosion helium-star companion in Type Iax supernovae
最近的研究表明，Iax型超新星（SNe Iax）很可能是由一颗质量为100亿克拉塞卡的白矮星与一颗氦（He）星伴星的双星系统中的一次微弱爆燃爆炸产生的。假设大多数SNe Iax是从这种情况下产生的，在这项工作中，我们扩展了我们以前的工作的三维流体动力学模拟的喷出物同伴相互作用，通过考虑的祖先系统的轨道和自旋速度。然后，我们使用一维恒星演化代码\textsc{MESA}跟踪一个幸存的He星同伴的撞击后演化。我们的目的是调查后爆炸旋转性质的氦星伴星在SNe Iax。我们发现，由于相互作用过程中的质量剥离和激波加热引起的角动量损失和膨胀，氦星伴星在碰撞后自旋下降。这就导致了这样一种情况，即幸存的伴星在撞击后几年膨胀到最大半径时，其表面旋转速度可以下降到爆炸前的三分之一。随后，恒星收缩，一旦储存的能量被释放，它就会再次旋转。SNe Iax幸存的He星同伴的这种自旋开关特征可能有助于在未来的观测中识别此类物体。
2022-06-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Shocking and Mass Loss of Compact Donor Stars in Type Ia Supernovae
本文通过Athena++三维流体动力学模拟和MESA恒星演化程序，研究Ia型超新星爆炸对氦星或氦白矮星供体星的激波剥离作用及爆炸后演化，发现约0.01–0.02 M⊙物质被剥离，供体星保持高光度约10^5–10^6年，并与超高速星D6-2的观测性质吻合。
2024-08-29 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
Supernovae Ib and Ic from the explosion of helium stars
到目前为止，对于Ib型和Ic型超新星（SNe）的起源，还存在着许多困难，无法给出一个一致的解释。在这里，我们遵循一个启发式的方法，通过检查氦星的命运在质量范围4至12 Msun，这大概是形成在相互作用的双星。氦星的演化是利用恒星风的质量损失率，这与观测结果一致，并且重现了银河系WR星的观测光度范围，导致核心坍缩时的恒星质量在3- 5.5 Msun之间。然后，我们爆炸这些模型采用爆炸能量成正比的喷出物的质量，大致符合理论预测。我们施加一个固定的56 Ni质量和强混合。从输入的恒星模型出发，利用含时非定域热力学平衡辐射传输程序CMFGEN自洽地计算了3 ~ 100d的SN辐射。通过设计，我们的基准模型产生类似的光变曲线，上升时间约为20天，峰值光度约为10^42.2erg/s，与代表性的SNe Ibc一致。质量较小的祖先保留了富氦的外壳，并再现了SNe Ib代表性样本的颜色，线宽和线强度，而恒星风则去除了质量较大的祖先中的大部分氦，其光谱与典型的SNe Ic详细匹配。预测的类Ib和类Ic光谱之间的过渡是连续的，但它是尖锐的，使得所得到的模型基本上形成二分法。进一步的模型计算与不同的爆炸能量，56镍质量，和长期的权力注入从残留物表明，这些参数的适度变化可以重现SNe Ibc的多样性。我们的结论是，恒星剥离的一个双同伴可以占绝大多数的普通SNe Ib和Ic，和恒星风的质量损失是关键，以消除…
2020-08-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hydrogen and helium in the spectra of Type Ia supernovae
我们提出的预测氢和氦发射线光度从拱星物质周围的Ia型超新星（SNe Ia）使用时间依赖的光电离模型。SN Ia 2000 cx的ESO/VLT光学阶梯光栅光谱是在最大值之前和之后70天内拍摄的。我们没有检测到氢和氦线，并假设风速为10 km/s，太阳风丰度为1.3EE{-5}太阳质量，假定风的质量损失率上限为每年1.3EE {-5}太阳质量。在富氦的情况下，限制质量损失的最佳线是He I 10，830 A。我们证实了Patat等人讨论的SN 2000 cx星际Na I和Ca II吸收的细节，而且还发现了银河系中6613.56 A弥散星际带（DIB）吸收的证据。我们讨论的X射线发射的测量超新星喷出物和风之间的相互作用，我们重新评估的SN 1992 A的观测获得16天后的最大Schlegel和Petre。我们发现一个上限为1.3EE{-5}太阳质量每年。这些结果，加上以前的观测工作正常的超新星Ia 1994 D和2001 el，不赞成一个共生星在上质量损失率制度从可能的祖先的情况下，这些超新星。为了限制氢在晚时光谱中的存在，我们给出了超新星Ia 1998 bu和2000 cx极大后251-388天的ESO/VLT和ESO/NTT光学和红外观测结果。我们没有看到在SNe 1998 bu和2000 cx在这些时期的氢线发射，我们认为，从建模，这样的富氢气体的质量必须小于0.03太阳质量的超…
2013-07-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Helium ignition in rotating magnetized CO white dwarfs leading to fast and faint rather than classical type Ia supernovae
主要基于不包括自转的恒星模型，以大约$\sim 10^{-8}~\mathrm{M}_\odot/\mathrm{yr}$的速率吸积氦的CO白矮星被认为是许多瞬态天体物理现象的候选祖先，包括Ia型超新星和独特而暗淡的Iax型超新星。在这里，我们研究的吸积诱导自旋的影响，包括随后的磁场的产生，角动量输运，和粘性加热的白矮星演化到氦点燃点。我们解决了结构的氦吸积白矮星模型与一维拉格朗日流体动力学代码，修改，包括旋转和磁效应。我们发现，磁角动量输运，导致准固体旋转，深刻地影响了白矮星模型的演变。我们的旋转较低质量（$0.54$和$0.82~\mathrm{M}_\odot$）模型吸积高达50%以上的质量点火相比，非旋转的情况下，相反，我们更大规模的模型。此外，我们发现，旋转导致高达10倍的小氦点火密度，除了最低采用的初始白矮星质量。点火密度的顺序$10^6\,\mathrm{g/cm}^3$只发现最低的吸积率和大量的吸积氦$\gtrsim 0.4\,\mathrm{M}_\odot$。然而，相应地，大质量的施主恒星会以更高的速率转移质量。我们预计爆炸性的氦壳燃烧主要发生在$\dot{M}>2\cdot10^{-8}~\mathrm{M}_\odot/\mathrm{yr}$的爆燃中，而与白矮星的质量无关。我们的研究结果意味着氦以所考虑的速率吸积到CO白矮星上不太可能导致CO核心的爆炸或经…
2017-02-28 astro-ph.SR
Mass loss of massive helium star supernova progenitors shortly before explosion constrained by supernova radio properties
本研究基于大质量氦星质量损失模型估算Ibc型超新星射电上升时间与峰值光度分布，发现普通Ibc型超新星前身星光度范围内的大质量氦星需具备较大质量损失率，否则与观测不符，暗示其爆炸前夕可能经历非标准辐射驱动风机制的质量损失增强。
2022-05-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Formation of magnetized spatial structures in the Beta Lyrae system III. Reflection of magnetically controlled matter in circumbinary structures in helium lines, in particular arising from metastable levels
考虑到施主磁场的纵向分量在轨道周期内的变化，研究了Beta Lyrics系统的空间气体结构。这项研究主要是以围绕整个双星系统的星周结构的动力学研究为基础的。特别强调的是复杂的氦线的研究，特别是那些产生于亚稳能级。分析了从紫外到红色光谱区的许多不同的可观察事实。施主磁场的配置不仅是增强质量传递和影响恒星组件之间空间气体结构形成的因素，而且在某种程度上也影响物质的流出和这种相互作用的双星系统周围外部气体结构的形成。连同以前的文章\citep{Skulskyy2020a, Skulskyy2020b}，这项工作的证据，证实了磁控制物质在环双星结构中的反射，定义了组件之间的质量交换和物质向外流出的连贯图像的基础
2021-02-03 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
Type Ib/Ic supernovae: effect of nickel mixing on the early-time color evolution and implications for the progenitors
利用多群辐射流体动力学模拟研究了放射性镍（$^{56}$ Ni）混合对Ib型和Ic型超新星（SNe Ib/Ic）早期颜色演化的影响.我们考虑富氦和贫氦的祖细胞。使用高斯分布函数将$^{56}$ Ni的混合参数化。我们发现，早期的颜色演化与弱$^{56}$ Ni混合的特点是由三个不同的阶段：初始快速红化，蓝向演化由于延迟效应的$^{56}$ Ni加热，和红向演化之后，直到过渡到星云阶段。随着强$^{56}$ Ni混合，第二相消失。我们将我们的模型与几个SNe Ib/Ic（SN 1999 ex，SN 2008 D，SN 2009 jf，iPTF 13 bvn，SN 1994 I，SN 2007 gr，SN 2013 ge和2017 ein）的早期颜色演化进行比较，并分别发现SNe Ib和SNe Ic的相对较弱和较强的$^{56}$ Ni混合特征。这表明，在氦含量方面，SNe Ib祖细胞与SN Ic祖细胞不同，并且$^{56}$ Ni混合通常在碳-氧核心中较强，而在富氦包层中较弱。我们的结论是早期的颜色演变是一个强有力的探针$^{56}$ Ni混合在SNe Ib/Ic。
2018-10-07 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
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
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
Observational Predictions for Sub-Chandrasekhar Mass Explosions: Further Evidence for Multiple Progenitor Systems for Type Ia Supernovae
本文介绍了亚阿布拉塞卡质量白矮星（WD）爆炸的数值参数测量。碳-氧WDs吸积氦壳层有可能在亚克拉塞卡质量状态下爆炸。以往的研究表明，氦壳层的点火既可以直接点燃核壳界面处的WD，也可以将冲击波传播到核中，引起中心点火。我们研究了0.6 - 1.2 M $_\odot$的WD与0.01，0.05和0.08 M $_\odot$的氦壳层的爆炸。不同的观测签名的sub-Brachasekhar质量WD爆炸预测两类壳的大小。较厚的壳层模型显示出早期的通量过剩，这是由于氦壳层的灰烬中存在放射性物质造成的，并且由于这些灰烬在紫外线中通过光谱的蓝色部分产生了显着的线覆盖而导致红色。薄壳模型再现了几个典型的Ia型超新星特征。我们确定了硅II速度和光度之间的关系，这是第一次，确定了一个子类的观察到的超新星是符合这些模型。这一亚类的大气层中不含碳元素。我们认为，高速和正常速度的Ia型超新星之间的选择性完全消光比的差异不是由于这些事件周围的尘埃的性质的差异，而是一个人工制品的应用一个单一的消光校正两个本质上不同的超新星种群。
2019-01-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
A Single Binary May Host Recurrent Thermonuclear Supernovae
Iax型超新星（SNe Iax）最普遍被接受的前身系统是一颗质量接近600亿塞卡的白矮星（WD）从一颗非简并的氦供体恒星吸积而产生的部分爆燃，爆炸后留下一个束缚的残余物。在本文中，我们调查WD残留是否可以在系统的生命周期中经历多个SNe。我们使用模块在天体物理学实验（MESA）发展各种单简并双星，以确定可能会经历多个SNe Iax由于多个氦吸积阶段。我们还调查了双WD系统形成后，随后的Ia型SN的可能性。我们的工作的结论是，相对高质量的捐助者密切的双星产生的几个热核SNe的概率最高。
2023-02-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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
Mass Loss and Subsequent Thermal Evolution of Surviving Helium White Dwarfs Shocked by Thermonuclear Supernovae
本文通过三维流体动力学模拟和MESA演化模型，研究Ia型超新星冲击下幸存氦白矮星伴星的质量损失与后续热演化，建立了质量损失比例与压力比的关系，并用于解释观测到的超高速白矮星及约束超新星遗迹。
2025-08-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Reducing Uncertainties in the Production of the Gamma Emitting Nuclei 26Al, 44Ti, and 60Fe in Core Collapse Supernovae by Using Effective Helium Burning Rates
我们用氦燃烧反应的有效反应速率（ERR）来预测核坍缩超新星中γ发射核26 Al、44 Ti和60 Fe的产额。ERR允许的反应速率值的预测产率的变化比以前得到的小得多，并且比其他不确定性小。一个基于超新星前结构的超新星核合成产额的“过滤器”被用来估计失败的超新星对初始质量函数平均产额的影响;这大大降低了所有这些同位素的产额，但预测的产额比60 Fe/26 Al几乎没有受到影响。这个比率的鲁棒性是有希望的数据比较，但它是大于观察到的性质，这种差异的可能原因进行了讨论。
2017-04-05 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
Multi-Phase Shock Cooling Emission in Ultra-Stripped Supernovae
本文研究超剥离超新星中由环双星物质和扩展氦包层分别产生的两阶段冲击冷却辐射，通过解析与数值建模确定其可见参数空间，并用SN2019kbj和SN2019dge验证极端双星质量损失机制可解释部分Ibn型及超剥离超新星。
2025-03-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Exploring the shell model of high-velocity features of Type Ia supernovae using TARDIS
本文通过对超新星与致密壳层相互作用的流体动力学模型的合成光谱，探讨了Ia型超新星高速特征的可能性质。我们使用TARDIS计算光谱，并将模型光谱与SN~ 2011 fe在爆炸后2，5和9天的数据进行比较。我们将丰度模型应用于由氢，氦或碳-氧基质组成的壳层，其中金属的整体太阳丰度和钙丰度的耗尽或增强。我们改变钙的丰度在壳和喷出物的钙近红外三重态的光球和高速组件上的效果进行研究。基质不会在光谱上留下印记，但氦基质因要求过多的钙丰度而不受欢迎。我们发现，我们可以近似地再现混合的高速和光球速度功能在2和5天。9天的光谱显示了一个明显的高速组成部分的线。我们无法在现有型号中重现此特定功能。我们还探讨了氦壳双爆轰模型，发现他们往往没有高速功能或过于强大的功能。一个非常仔细选择的氦壳层质量可能会合理地再现所观察到的钙特征。我们讨论了我们的模型的高速功能的性质和它们的意义的演化和超新星~Ia爆发的影响。
2019-01-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Production of 26Al, 44Ti and 60Fe in Supernovae-sensitivity to the helium burning rates
我们研究了γ发射核26 Al、44 Ti和60 Fe的超新星产生对三重α和12 C（α，γ）反应速率变化的敏感性。在实验不确定度两倍的范围内，我们发现60 Fe的生产变化超过五倍。对于26 Al和44 Ti，观察到较小的变化，约为2至3倍。当使用Lodders（2003）的丰度而不是Anders和Grevesse（1989）的丰度时，这些同位素的产额发生显著变化。这些敏感性将限制基于观测到的伽马射线强度和恒星模型的比较的结论，直到氦燃烧速率更好地了解。讨论了提高氦燃速的前景，并提出了一种新的~（12）C（α，γ）Boyes燃速。
2010-12-21 astro-ph.SR nucl-ex
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
Physics-driven Explosions of Stripped High-Mass Stars: Synthetic Light Curves and Spectra of Stripped-Envelope Supernovae with Broad Lightcurves
本研究通过辐射转移模拟分析了剥离包层超新星，发现高抛射物质量模型的光变曲线与观测一致但峰值光度不符，且常用解析公式高估抛射物质量，而Haynie方法将误差降至20%，同时氦谱线强度受多种因素复杂影响。
2024-12-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Predicted spatial and velocity distributions of ejected companion stars of helium accretion-induced thermonuclear supernovae
热核超新星（SNe），其中一个子集是非常重要的SNe类型，Ia，仍然是现代天体物理学中了解较少的现象之一。近年来，单一的简并氦（He）供体通道，其中一个白矮星（WD）吸积富氦物质从一个氢耗尽的伴星，已成为这些事件的一个有前途的候选祖先场景。在这种情况下，一个悬而未决的问题是伴星的命运，这将是明显的失控热亚矮星（He sdO/B）在SN事件的后果。以前的研究表明，弹射伴星的运动学特性提供了一个机会，更仔细地检查SN祖系统的属性。然而，由于观测到的物体数量与理论预测不符，这种机制的可行性受到质疑。在这项研究中，我们首先合成了一个人口的伴星弹出上述机制，考虑到预测的喷射速度，推断人口密度在银河系（Gal.）质量分布和随后的运动学在Gal。潜力然后，我们讨论这个人口的天体测量性质。我们提出了$10^{6}$个人弹射轨迹，数值计算与一个新开发的，轻量级的仿真框架。预计在Gal方向上会出现近距离物体密度分布的峰值。中心如果实现了整个考虑的质量范围，径向速度分布应在500 \kms处显示峰值。如果仅考虑接近的US 1，708类似物，则在（$\sim750-850$）\kms处应存在峰。我们发现，令人费解的缺乏确认幸存的伴星的热核SNe，虽然可能是一个观测相关的选择效应，可能表明选择对高质量的捐助者在SD的他捐助者通道。（-abridged-）
2021-01-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Producing type Iax supernovae from a specific class of helium-ignited WD explosions?
最近有人提出，Ia型超新星的一个子类（SNe Ia）既有足够的区别，又有足够的共同性，可以从SNe Ia的主体中单独分类，并建议在SN 2002 cx之后命名为“Iax型超新星”（SNe Iax）。然而，它们的祖先仍然不确定。我们研究是否可以理解这一类的人口属性，如果事件起源于一个子集的submassasekhar大规模爆炸。在这个潜在的祖先群体中，一颗碳-氧白矮星（CO WD）从一颗非简并的氦星上积累了一层氦;氦层的点燃导致CO WD的点燃。我们将详细的二元进化计算的祖先系统到一个二元人口合成模型，以获得此类事件的速率和延迟时间。根据我们的标准模型，预测的这些爆炸的银河系事件速率为~1.5 \times 10^{-3}{yr}^{-1}，与SNe Iax的测量速率非常一致。此外，预测的延迟时间约为7000万年-80000万年，这与大多数SNe Iax都是在晚型星系中发现的事实相一致。如果爆炸被假定为双爆轰--遵循当前的模型预期--那么基于爆炸时的CO WD质量，我们还估计了由此产生的SN亮度的分布（-13 M_{bol}-19 mag），这可以再现SNe Iax的经验多样性。我们推测，为什么非简并捐助者的恒星双星可能会导致SNE IAX，如果类似的系统与简并捐助者不。我们建议，高质量的氦层点火所需的吸积率较低，通常提供非简并捐助者可能是必要的，以产生SN 2002 CX样的特性，…
2013-10-08 astro-ph.SR
