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
A hot subdwarf-white dwarf super-Chandrasekhar candidate supernova Ia progenitor
超新星Ia是明亮的爆炸事件，可以用来估计宇宙学距离，使我们能够研究宇宙的膨胀。据了解，它们是由一颗质量比太阳大的恒星的耗尽的核心形成的白矮星的热核爆炸造成的。然而，可能导致爆炸的祖先通道是一个长期存在的争论，限制了超新星Ia作为距离指标的精确度和准确性。在这里，我们展示了HD 265435，这是一个轨道周期小于一百分钟的二元系统，由一颗白矮星和一颗热亚矮星组成--一颗剥离核心氦燃烧星。该系统的总质量为1.65+/-0.25太阳质量，超过了稳定的白矮星的最大质量。由于引力波发射，该系统将在7000万年后合并，可能引发超新星Ia事件。我们使用这种检测的地方热亚矮星-白矮星双星超新星Ia祖先的贡献的限制。
2021-07-19 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Sub-Chandrasekhar progenitors favoured for type Ia supernovae: Evidence from late-time spectroscopy
铁、镍和钴的第一和第二电离阶段的非局域热平衡（NLTE）能级粒子数模型被用来拟合Ia型超新星（SNe Ia）的XShooter光学+近红外（NIR）光谱样本。从NIR线与光学线的比率，可以对发射区域的温度和密度设置限制。我们发现这些参数在我们的样本中有类似的演变。使用Fe II 12 $\,$ 570 $\,\mathring{A}\,$到7 $\,$ 155 $\,\mathring{A}\,$线的演变作为仅覆盖光学波长的光谱拟合的先验，我们表明7200 $\,\mathring{A}\,$特征完全由[Fe II]和[Ni II]单独解释。这种方法使我们能够确定丰富的镍II $\,$ / $\,$ Fe II的大样本的130个光学光谱的58超新星Ia的不确定性小到足以区分之间的Pracrasekhar质量（M $_{\text{Ch}}$）和子Pracrasekhar质量（子M $_{\text{Ch}}$）爆炸模型。我们的结论是，大多数（85 $\%$）的正常SNe Ia有一个Ni/Fe丰度，这是在与预测的亚M $_{\text{Ch}}$爆炸模拟的$\sim Z_\odot$祖。只有一小部分（11 $\%$）的对象在样品中的Ni/Fe丰度与M $_{\text{Ch}}$爆炸模型。
2019-09-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Manganese Indicates a Transition from Sub- to Near-Chandrasekhar Type Ia Supernovae in Dwarf Galaxies
锰丰度是探测Ia型超新星前身星的敏感探针。在这项工作中，我们提出了一个目录中的锰丰度矮球状卫星的银河系，使用中分辨率光谱测量。使用一个简单的化学演化模型，我们推断的锰产量的Ia型超新星在玉夫座矮球状星系（dSph），并比较理论产量。Ia型超新星的亚太阳辐射量（$\mathrm{[Mn/Fe]}_{\mathrm{Ia}}=-0.30_{-0.03}^{+0.03}$在$\mathrm{[Fe/H]}=-1.5$ dex，对金属丰度的依赖性可以忽略不计）意味着亚克拉塞卡质量（亚$M_{\mathrm{Ch}}$）白矮星祖先是该星系早期Ia型超新星的主要通道，尽管仍需要部分（$\gtrsim20\%$）$M_{\mathrm{Ch}}$ Ia型或Iax型超新星来产生观测到的辐射量。然而，这一结果并不适用于所有环境。特别是，我们发现，dSph星系延长恒星形成的历史（狮子座I，天炉座dSph）似乎有较高的[Mn/Fe]在一个给定的金属丰度比星系早期爆发的恒星形成（雕塑dSph），这表明$M_{\mathrm{Ch}}$祖先可能成为主导渠道Ia型SNe在以后的时间在星系的化学演化。
2020-02-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence for a Sub-Chandrasekhar Mass Type~Ia Supernova in the Ursa Minor Dwarf Galaxy
一个长期存在的问题是确定Ia型超新星（SNe Ia）的难以捉摸的祖先，它可以大致分为Chandraksekhar和sub-Chandraksekhar质量事件。这两种情况之间的一个重要区别是核合成产额，这是由增加的中子过剩在卡拉塞卡祖细胞由于其爆炸前沸腾和高中心密度改变。通过与理论核合成产量的比较，我们发现，在小熊座矮星系，COS 171，最富金属的恒星的化学成分，主要是由核合成从低金属丰度，低质量，次rasekhar质量SN Ia。关键的诊断丰度比包括C/Fe、α/Fe、Mn/Fe和Ni/Fe比值，这些比值不可能由质量为1000亿克拉塞卡的Ia超新星、核心塌陷II型超新星或成对不稳定性超新星产生。Ni/Fe、Cu/Fe和Zn/Fe的强烈缺乏也表明缺乏富含α的冻结核合成，有利于低质量WD祖SNe Ia。根据测得的Mn/Fe和Si/Fe比与爆轰模型的比较，我们估计WD质量接近0.95Msun。我们还将Mn/Fe和Ni/Fe比与Shen等人预测的最近理论产量进行了比较，找到一致的结果。为了解释COS 171 [Fe/H]（-1.35 dex），需要用~10^4 Msun的物质稀释单个超新星事件的喷出物;这是超新星遗迹膨胀到n~1 /cm ^3的温暖星际介质中的预期结果。在未来，发现更多具有我们在这里强调的独特化学特征的恒星对于限制sub-Bracrasekhar SNe Ia的速率和环…
2017-10-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A Single Degenerate Progenitor Model for Type Ia Supernovae Highly Exceeding the Chandrasekhar Mass Limit
最近对Ia型超新星（SNe Ia）的观测表明，一些前身白矮星（WD）的质量高达2.4-2.8 M太阳，大大超过了克拉塞卡质量极限。我们提出了一个新的Ia型超新星的单简并（SD）模型，其中WD质量可能达到2.3- 2.7Msun。三个二进制的演化过程中，光学厚风质量吸积WD，质量剥离的二进制伴星的WD风，和WD的支持下，由差分旋转。WD的质量可以通过吸积从初始的1.1（1.2）M_sun增加到2.3（2.7）M_sun，这与高光度的Ia型超新星SN 2003 fg、SN 2006 gz、SN 2007 if和SN 2009 dc相一致。爆炸的WD有三个特征质量范围。在极端大质量的情况下，由于T/ |W| \sim 0.14的长期不稳定性，在WD质量超过2.4 M_sun后不久，差动旋转的WD爆炸为SN Ia。对于M_WD=1.5-2.4 M_sun的中等质量范围，在WD质量达到最大值之后，直到碳被点燃以引起SN Ia爆炸需要一些时间（自旋下降时间），因为它需要角动量的损失或重新分布。对于刚性旋转WD的较低质量情况，M_WD=1.38-1.5 M_sun，自旋下降时间取决于WD的角动量损失的时间尺度。降转时间的差异可能产生“及时”和“迟缓”分量。我们还建议非常明亮的超超克拉塞卡质量超新星Ia诞生于低金属丰度环境。
2011-09-17 astro-ph.SR
A super-Chandrasekhar mass type Ia supernova progenitor at 49 pc set to detonate in 23 Gyr
发现距地球49 pc的超钱德拉塞卡质量双白矮星WDJ181058.67+311940.94，将在23 Gyr后通过双爆轰机制爆炸，缓解了Ia型超新星前身星观测缺失问题。
2025-04-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evidence for sub-Chandrasekhar Type Ia supernovae from the last major merger
我们调查的贡献sub-Ekrasekhar质量Ia型超新星的化学富集的盖亚香肠星系，在银河系的早期生命的一个重要的合并事件的祖先。使用Nissen & Schuster（2010）、第三次GALAH数据发布（1D NLTE丰度校正）和APOGEE数据发布16的数据组合，我们将分析化学演化模型拟合到9维化学丰度空间（Fe，Mg，Si，Ca，Cr，Mn，Ni，Cu，Zn），特别关注铁峰元素Mn和Ni。我们发现，需要低[Mn/Fe] $\sim-0.15\,\mathrm{dex}$和低[Ni/Fe] $\sim-0.3\,\mathrm{dex}$ Ia型产率来解释盖亚香肠的[ $α$ /Fe]膝关节以外（大约在[Fe/H] $=-1.4\,\mathrm{dex}$）观察到的趋势。与理论产额计算结果的比较表明，在这个系统中，亚克拉塞卡质量的Ia型超新星的贡献很大（从$\sim60$ %到$100$ %，取决于理论模型，另外$\pm10$ %来自NLTE修正）。我们比较的结果，从其他本地组环境，包括矮球状星系，麦哲伦云和银河系的凸起，发现Ia型[Mn/Fe]产量必须是金属依赖。我们的研究结果表明，子Brackasekhar质量通道是一个显着的，甚至可能是占主导地位的，在金属贫乏的系统中的Ia型超新星的贡献，而更多的金属丰富的系统可以解释的金属依赖的子Brackasekhar质量产量，可…
2021-06-21 astro-ph.GA 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
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
Super-Chandrasekhar-Mass Light Curve Models for the Highly Luminous Type Ia Supernova 2009dc
几个高亮度的Ia型超新星（SNe Ia）已经被发现。它们的高亮度很难用质量为1000亿克拉塞卡的白矮星（WD）的热核爆炸来解释。在本研究中，我们估计SN 2009 dc，一个非常明亮的SNe Ia，使用流体动力学模型的祖先质量如下。建立了超克拉塞卡质量（super-Ch-mass）爆炸模型，计算了多色光变曲线（LC）。我们的计算和SN 2009 dc的观测结果之间的比较表明，爆炸的WD具有2.2-2.4太阳质量的超Ch质量，产生1.2-1.4太阳质量的Ni-56，如果其宿主星系的灭绝可以忽略不计。如果灭绝是显著的，爆炸的WD的质量是\sim 2.8太阳质量，而\sim 1.8太阳质量的Ni-56是解释观测所必需的。无论宿主星系的灭绝是否显著，前身WD在最外层区域（WD质量的20-30%）必须具有厚的碳氧层，这解释了所观察到的喷出物的低膨胀速度和碳的存在。我们对前体WD质量的估计，特别是对校正过的病例，对Ia型超新星的当前情况具有挑战性。祖场景的影响进行了讨论。
2012-07-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
First-Principles Turbulence-Driven Deflagration-to-Detonation Transition Mechanism for Near-Chandrasekhar Mass White Dwarf Progenitors
University of Massachusetts Dartmouth（麻省大学达特茅斯分校）；University of Connecticut, School of Mechanical, Aerospace, and Manufacturing Engineering（康涅狄格大学机械、航空航天与制造工程学院）；Naval Research Laboratory, Laboratories for Computational Physics & Fluid Dynamics（海军研究实验室计算物理与流体动力学实验室）；University of Maryland, Physical Sciences Complex, Stadium Drive（马里兰大学）；Universität Heidelberg, Zentrum für Astronomie, Institut für Theoretische Astrophysik（海德堡大学天文学中心理论天体物理学研究所）
本文通过第一性原理的三维水动力学模拟，首次提出了一种实验室验证的湍流驱动爆轰-点火转变机制，为Ia型超新星的延迟爆轰提供了物理基础，同时揭示了其在不同初始条件下趋于一致的点火结果。
2026-05-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Trans-Fe elements from Type Ia Supernovae. I. Heavy element nucleosynthesis during the formation of near-Chandrasekhar white dwarfs
University of Naples Federico II（那不勒斯费德里科二世大学）；INAF – Osservatorio Astronomico d’Abruzzo（意大利国家天体物理研究所阿布鲁佐天文台）；E. A. Milne Centre for Astrophysics, University of Hull（赫尔大学E.A.米尔内天体物理学中心）；Heidelberg Institute for Theoretical Studies（海德堡理论研究所）；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, Institut für Theoretische Astrophysik（海德堡大学天文学中心理论天体物理研究所）；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, Astronomisches Recheninstitut（海德堡大学天文学中心天文计算研究所）；Department of Physics & Astronomy, University of Victoria（维多利亚大学物理与天文系）；INFN – Sezione di Napoli（意大利国家核物理研究所那不勒斯分部）；School of Chemical and Physical Sciences, Keele University（基尔大学化学与物理科学学院）；INFN – Sezione di Roma（意大利国家核物理研究所罗马分部）；School of Mathematics and Physics, Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学数学与物理学院）；INAF – Osservatorio Astrofisico di Torino（意大利国家天体物理研究所都灵天文台）
本研究通过五个模型探讨了近钱德拉塞卡质量白矮星并合过程中的重元素核合成，发现Fe以上元素富集可能是此类SNIa喷射物的标志性特征，可用于区分亚钱德拉塞卡爆炸。
2025-08-20 astro-ph.SR
Super-Chandrasekhar SNe Ia Strongly Prefer Metal-Poor Environments
我们讨论了一种新的趋势，即超克拉塞卡Ia型超新星（SCSNe）的祖质量估计显着超过1.4 M_sun往往在贫金属环境中爆炸。虽然Taubenberger et al. 2011注意到一些SCSNe宿主星系相对缺乏金属，但我们定量地关注它们在宿主星系中的位置，指出在四分之三的情况下，SCSNe爆炸发生在其宿主星系盘的外缘。因此，它们的祖先很可能具有比宿主中心区域的金属丰度低得多的金属丰度。在两个案例中（SN 2003 fg和SN 2009 dc），爆炸地点在宿主光的99%之外，而在一个案例中（SN 2006 gz），宿主的径向金属丰度斜率表明爆炸地点位于贫金属区域。第四种情况（SN 2007 if）具有光谱测量的最低SN Ia宿主金属丰度（Childress等人，2011年）。也许可以通过一些特定于这种情况的祖先场景来解释这些异常明亮的事件中的每一个，但是一个更简单和直接的结论是将控制因素归因于它们唯一共同的物理方面-贫金属环境。
2011-07-08 astro-ph.SR
Constraints on single-degenerate Chandrasekhar mass progenitors of Type Iax supernovae
SNe Iax被认为是SNe Ia的一个新的子类。据估计，SNe Iax占总SNi Ia比率的5-30%，并且大多数SNe Iax都是在晚型星系中发现的。此外，观察限制了一些SN Iax祖细胞的祖细胞系统的年龄小于8000万年。最近，弱爆燃爆炸的CH质量的CO WD似乎提供了一个可行的物理方案SNe Iax。在这里，从BPS计算与SN Iax观测的理论预测比较，我们把SD CH-质量模型作为一个可能的Iax祖的限制。在我们的RG施主通道中发现了>3Gyr的长延迟时间和~3e-5/yr的低SN速率，表明该通道不太可能产生SNe Iax。我们预测MS（He）施主通道的银河系速率约为1.5e-3/yr（3e-4/yr），这与观测到的Iax速率一致。He通道中的短延迟时间支持SNe Iax的年轻宿主环境。然而，MS供体通道中相对较长的延迟时间对Iax祖先年龄的观测限制不太有利。最后，我们将SN前质量损失率的上限设定为<10 e-4 M_sun/yr（对于V_wind=100 km/s）。SD Ch质量模型中的延迟时间不能解释大多数SNe Iax位于晚型星系中的原因。然而，至少有一个Iax事件（SN 2008 ge）是由一个没有恒星形成迹象的S 0星系主办的。此外，目前的X射线观测不能排除SD Ch质量模型。考虑到所有这些和考虑到SNe Iax的观测率的不确定性，我们认为，一些SNe Iax…
2014-12-15 astro-ph.SR
Evidence for sub-Chandrasekhar-mass progenitors of Type Ia supernovae at the faint end of the width-luminosity relation
低光度Ia型超新星（SNe Ia）的光变曲线演化速度更快，这表明它们可能是由质量低于克拉塞卡质量（$M_{\rm Ch}$）的白矮星（WD）的祖先爆炸造成的。在这里，我们提出了一维非LTE时间相关的辐射传输模拟的纯中心爆炸的碳氧WD与质量（$M_\rm{tot}$）之间的0.88 M $_{\odot}$和1.15 M $_{\odot}$，和一个$^{56}\rm{Ni}$产率之间的0.08 M $_{\odot}$和0.84 M $_{\odot}$。与$M_{\rm Ch}$模型相比，它们较低的喷出物密度导致早期光度更快地增加，并增强了$γ$射线逃逸分数超过最大光。因此，它们的热光变曲线显示较短的上升时间和较大的最大后下降率。此外，在给定的$^{56}\rm{Ni}$质量下，较高的$M(^{56}\rm{Ni})/M_\rm{tot}$比率增强了发光度较低的模型的光谱形成区域中的温度和电离水平，从而在最大光下产生更蓝的颜色，并且$B-V$颜色的最大后演化更快。对于在峰值时比$M_B\approx -18.5$等暗的次$M_{\rm Ch}$模型，较大的热辐射衰减和较快的颜色演变导致较大的$B$带最大后衰减率$ΔM_{15}(B)$。特别是，我们以前发表的所有$M_{\rm Ch}$模型（标准和脉动延迟爆轰）都局限于$ΔM_{15}(B) < 1.4$等，而$M_\rm{tot…
2017-06-06 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
SNe Ia: Can Chandrasekhar Mass Explosions Reproduce the Observed Zoo?
Ia型超新星（SNe Ia）前身的性质问题，对于我们详细了解恒星演化，以及将其用作宇宙学探测暗能量都是重要的。Ia超新星的许多基本特征可以直接从核物理学中得到理解，格里会很欣赏这一事实。我们目前的观测和理论情况的概述，并表明，它不与大多数超新星Ia是热核爆炸的结果附近的Mrasekhar质量不兼容。
2014-08-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
The detonation of a sub-Chandrasekhar-mass white dwarf at the origin of the low-luminosity Type Ia supernova 1999by
虽然具有低$^{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
The hybrid CONe WD + He star scenario for the progenitors of type Ia supernovae
混合锥型白矮星（WD）被认为是Ia型超新星（SNe Ia）的可能祖先。在这篇文章中，我们系统地研究了混合CONe WD + He星的情况下，为SNe Ia的祖先，其中一个混合CONe WD增加其质量的Srasekhar质量极限吸积富He材料从非简并的He星。根据一系列详细的二进制人口合成模拟，我们得到了该方案的超新星Ia出生率和延迟时间。在这种情况下，超新星Ia的出生率约为0.033-0.539*10^（-3）年^（-1），大约占所有超新星Ia的1-18%。估计的延迟时间约为28 Myr-178 Myr，这是迄今为止任何祖先模型预测的最年轻的SNe Ia。我们认为，从这种情况下的SNe Ia可能提供一个Iax型SNe的替代解释。我们还提出了一些性质的施主在点时，WD达到的Erasekhar质量。这些属性可能是一个很好的起点，为调查幸存的同伴的超新星Ia，并限制在这项工作中研究的祖先的情况。
2014-09-27 astro-ph.SR
The peculiar Type Ia supernova iPTF14atg: Chandrasekhar-mass explosion or violent merger?
iPTF14atg是一颗类似SN 2002es的Ia型超新星，是第一颗在早期光变曲线中观测到强烈紫外闪光的Ia型超新星。这已被解释为一个单简并（SD）祖系统的证据，这样的信号预计从SN喷出物和非简并伴星之间的相互作用。在这里，我们比较了不同祖先场景的多维最先进的爆炸模型的合成观测值与iPTF14atg的光变曲线和光谱。根据我们的模型，我们难以解释SD祖细胞通道内iPTF14atg的光谱演变。相比之下，我们发现，两个碳氧白矮星与0.9和0.76太阳质量的暴力合并，分别提供了一个很好的匹配，iPTF 14 atg的光谱演化，从10天前到几个星期后，最大的光。我们的合并模型不能自然地解释iPTF14atg的初始紫外线闪光。我们讨论了几种可能性，如相互作用的SN喷出物与星周介质和表面放射性从他点燃合并，可能能够占早期的紫外线辐射在暴力合并模型。
2016-04-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type Ia Supernovae and Accretion Induced Collapse
使用人口合成二进制演化代码StarTrack，我们提出的理论速率和延迟时间的Ia型超新星所产生的各种形成渠道。这些通道包括爆炸的白矮星达到克拉塞卡质量极限的双星（DDS、SDS和富氦施主方案）以及亚克拉塞卡质量方案，其中白矮星从富氦伴星吸积，并在达到克拉塞卡质量极限之前爆炸为超新星Ia。我们发现，使用一个共同的信封参数化采用能量平衡与α =1和λ =1，超新星率每单位质量（出生在恒星）的sub-Brachasekhar质量SNe Ia超过所有其他祖通道在历元t=0.7 - 4 Gyr的恒星形成的爆发在t=0。此外，亚阿布拉塞卡模型的延迟时间分布可以分为两个不同的演化通道：延迟时间<5亿年的“即时”氦星通道，以及延迟时间> 8亿年的“延迟”双白矮星通道，跨度可达哈勃时间。这些发现与最近观测得到的延迟时间分布相一致，后者预测大量Ia超新星的延迟时间小于1 Gyr，其中很大一部分的延迟时间小于5亿年。我们发现，DDS通道也能够占观察到的速率的SNe Ia。然而，对白矮星合并的详细模拟表明，大多数合并不会导致超新星Ia，而是通过吸积诱导的坍缩形成中子星。如果这是真的，我们的标准人口合成模型预测，唯一的祖先通道，可以占率的Ia超新星是sub-Brachasekhar质量的情况下，没有考虑的其他祖先可以完全解释所观察到的利率。
2010-09-19 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
Hunting for the progenitor of SN 1006: High resolution spectroscopic search with the FLAMES instrument
Ia型超新星在宇宙的演化中扮演着重要的角色，并且有着广泛的应用。人们普遍认为，这些事件是碳氧白矮星的热核爆炸，其质量接近1.38 M \odot。然而，CO白矮星出生时的质量远低于克拉塞卡极限，因此需要质量吸积才能成为Ia型超新星。吸积主要有两种情况。第一，两颗白矮星的合并，第二，来自伴星的稳定质量吸积。根据预测，这颗伴星（也被称为供体星）在爆炸中幸存下来，因此应该在Ia型遗迹的中心可见。在本文中，我们仔细检查了SN 1006残骸的中心恒星（共79颗），以寻找这种情况下预测的幸存的供体恒星。我们在SN 1006中没有发现与传统吸积方案一致的恒星。
2012-07-18 astro-ph.SR
Fourteen Months of Observations of the Possible Super-Chandrasekhar Mass Type Ia Supernova 2009dc
本文介绍和分析了一颗极其明亮、演化缓慢的Ia型超新星（SN Ia）2009 dc的光度学和光谱，并提供了它是一颗超克拉塞卡质量（SC）的SN Ia，因而具有SC白矮星（WD）祖先的证据。SN 2007 if是一个类似的天体，它的光谱也被显示出来。SN 2009 dc的光变曲线是SN Ia观测到的最慢的光变曲线之一，上升时间约为23天，Δ m_15（B）= 0.72 mag.我们计算出峰值辐射热光度的下限约为2.4e43 erg/s，尽管实际值可能大了近40%。SN 2009 dc和SN 2007 if在接近最大亮度时获得的光谱表现出很强的C II特征（表明有大量的未燃烧物质），最大亮度后的光谱主要由铁族元素组成。我们所有的SN 2009 dc和SN 2007 if的光谱也显示出低膨胀速度。然而，我们在SN 2009 dc中没有看到像SN 2007 if那样在最大亮度附近出现速度“平台”的强有力证据（Scalzo et al. 2010）。SN 2009 dc的高光度和低膨胀速度使我们得出WD的前身质量可能超过2 M_Sun，Ni-56的质量约为1.4-1.7 M_Sun。我们认为SN 2009 dc的宿主星系在相对较近的过去经历了与邻近星系的引力相互作用。这可能导致了恒星形成的突然爆发，这可能产生了SN 2009 dc的SC WD祖先，并可能将邻近的星系变成了“后星暴星系”。“没有…
2010-07-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Quadruple or Triple Origin For Tycho B and SN 1572
Kerzendorf等人（2012）最近报道了在第谷超新星遗迹中心附近发现一颗贫金属（[Fe/H]=-1 +/- 0.4）A型恒星的惊人发现。我们提出两种可能的解释。在第一个星系中，第谷B是一颗蓝离散星，由一颗K型或G型的近距离双星系统合并而成，而这颗双星系统之前曾与产生SN 1572的双星组成四重星系。这两个双星可能是由Kozai-Lidov振荡与潮汐摩擦共同作用引起的潮汐接触。类似的祖细胞系统可包括CzeV 343、VW LMi和KIC 4247791。在第二个星系中，Tycho B是一个三重星系中幸存的第三个组成部分，它也可能受到Kozai-Lidov振荡的影响。率进行了简要讨论。每个进化的情况下提出的问题。最后，不排除第谷B和超新星遗迹之间的偶然对齐。
2012-10-22 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
New mass limit for white dwarfs: super-Chandrasekhar type Ia supernova as a new standard candle
Ia型超新星是由质量接近克拉塞卡极限的白矮星爆炸而产生的，它对理解宇宙的膨胀率起着关键作用。然而，最近对几颗奇特的Ia型超新星的观测表明，它的前身质量明显是超克拉塞卡。我们表明，强磁化的白矮星不仅可以显着违反钱德拉塞卡质量极限，而且还表现出不同的质量极限。我们从基础水平确定了白矮星的类属质量极限为2.58太阳质量。这解释了超亮的奇特Ia型超新星的起源。我们的发现进一步论证了可能存在的第二标准烛光，这具有许多深远的影响，包括可能重新考虑宇宙的膨胀历史。
2013-01-25 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Is the X-ray pulsating companion of HD 49798 a possible type Ia supernova progenitor?
HD 49798（一颗贫氢的亚矮星O 6）和它的大质量白矮星（WD）伴星被认为是Ia型超新星（SNe Ia）的候选祖先。然而，目前还不确定HD 49798的伴星是碳-氧（CO）WD还是氧-氖（ONe）WD。当一颗CO WD的质量增长到接近于Oasasekhar质量时，它将爆炸成为一颗超新星Ia，而一颗ONe WD的吸积结果很可能是一颗中子星。我们采用一系列Monte Carlo双星布居合成方法模拟了一个WD + He星系统的形成过程。我们发现在这些ONe WD + He恒星系统中几乎没有HD 49798及其WD伴星的轨道周期，这意味着HD 49798的伴星可能不是ONe WD。我们认为HD 49798的伴星很可能是一个CO WD，它可以通过吸积HD 49798的富He物质来增加质量，使其质量达到布拉迪斯拉发的质量极限。因此，HD 49798和它的伴星可能会在未来的演化中产生一个Ia型超新星。
2015-04-07 astro-ph.SR
Hydrodynamical simulations favor a pure deflagration origin of the near-Chandrasekhar mass supernova remnant 3C 397
通过二维流体动力学模拟对比 DDT 与纯爆燃模型，研究表明 3C 397 的团块状铁族元素分布更符合高中心密度白矮星的纯爆燃起源。
2024-04-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Super-Chandrasekhar White Dwarfs with Magnetic-dependent Equation of State
最近发现了一些过亮的Ia超新星，这表明它们的前身是质量超过克拉塞卡极限的白矮星，这可能是由于白矮星内部的超强磁场造成的。我们提出了一个状态方程，明确地依赖于磁场和分析上可行的，并观察到，由于磁场沿半径衰减的状态方程的变化将如此显着地影响白矮星的配置，它的密度并不单调下降，但先下降，重新峰值附近的地壳和再次下降。由于在单颗Ia超新星系统中，一颗超新星会留下它的伴星和一颗中子星（脉冲星）的残骸，我们指出对这些天体的观测可以检验我们的模型
2015-05-05 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
The origin of the near-infrared excess in SN Ia 2012dn: Circumstellar dust around the super-Chandrasekhar supernova candidate
所谓的超克拉塞卡候选Ia型超新星（SC-SNe Ia）的祖先的性质一直在积极辩论。最近，Yamanaka等人（2016）报告了SN 2012 dn的近红外（NIR）过量，并提出过量来自星周（CS）尘埃的回波。在本文中，我们研究了SN 2012 dn周围CS尘埃的详细分布，并研究了CS尘埃回波场景对SC-SNe Ia一般情况的影响。我们发现，一个磁盘/双极CS介质配置再现近红外过量相当不错，其中的径向密度分布是由一个固定的质量损失。CS粉尘的内径为$0.04$ pc。对于椎间盘和双极CS介质配置，祖系统的质量损失率估计分别为$1.2 \times 10^{-5}$和$3.2 \times 10^{-6}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$，这为单次退化情况增加了另一个支持。我们的模型限制SN 2009 dc，另一个SC-SN Ia，具有小于SN 2012 dn的$0.16$倍的尘埃质量。虽然这可能仅仅表明SC-SNe Ia之间CS环境的一些变化，但这可能会引起另一种有趣的可能性。在SC-SNe Ia中可能有两类：在清洁环境中较亮的SC-SNe Ia（SN 2009 dc）和在尘埃环境中较暗的SC-SNe Ia（SN 2012 dn）。
2016-12-20 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
Impacts of Nuclear Reaction Rate Uncertainties on Sub-Chandrasekhar-Mass White Dwarf Detonations
Ia型超新星（SN Ia）前身的确切性质仍然是一个谜，但一颗亚克拉塞卡质量的白矮星（WD）的爆炸已成为一个有希望的候选者。有越来越多的工作表明，一个sub-Brachasekhar质量WD的碳核爆炸可以触发的氦壳从同伴WD吸积的爆炸，通过向内冲击收敛中心附近或直接的边缘点燃爆炸。这种“双爆轰”的Ia超新星可以由一个小的氦壳层触发，因此与裸露的碳氧白矮星（C/O WD）的爆轰很接近。实验和理论上确定的核反应速率的不确定性对亚克拉塞卡质量WD爆炸中核合成的影响尚未得到充分探讨。我们研究了该模型对核反应速率不确定性的敏感性，以更好地约束这些现象导致的核合成产率，并确定其不确定性对核合成影响最大的核反应速率。我们发现，化学丰度，特别是那些铁族元素，是相对不敏感的这些核反应率的不确定性。
2021-12-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
A search for Type Ia supernova progenitors: the central stars of the planetary nebulae NGC 2392 and NGC 6026
我们使用光电离模型来评估NGC 2392和NGC 6026中心恒星的双星性质。如果它们是近距离双星，如果总质量超过了克拉塞卡极限，它们就是潜在的Ia型超新星（SN Ia）的祖先。我们发现，NGC 2392的核可能有一个热的，大质量的（\simeq 1 Ms）白矮星的同伴，总质量约为1.6 Ms，使其成为一个特别有趣的系统。NGC 6026的双星质量较小，约为1.1 Ms，虽然它的轨道周期很短，但它并不被认为是超新星Ia的祖先。
2011-09-10 astro-ph.SR
A Classification Scheme for X-ray Bright Type Ia Supernova Remnants Based on Their Circumstellar Interaction
University of Pittsburgh（匹兹堡大学）；University of North Carolina Asheville（北卡罗来纳大学阿什维尔分校）；Kyoto University（京都大学）
本文研究了均匀各向同性外流对Ia型超新星前身星星周环境的影响，通过演化不同星周结构的超新星遗迹模型并与观测对比，提出了一种针对X射线明亮Ia型超新星遗迹的分类方案。
2025-10-30 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Single-Degenerate Type Ia Supernovae Are Preferentially Overluminous
最近的观测和理论进展都有利于合并和氦吸积的亚rasekhar质量的白矮星，分别在双简并和双爆轰通道，作为最有希望的祖先正常Ia型超新星（SNe Ia）。因此，在单简并通道中快速吸积的阿格拉塞卡质量白矮星的命运仍然比以往任何时候都更加神秘。在本文中，我们澄清的性质，点火在Mesrasekhar质量单简并超新星Ia通过解析推导存在的特征长度尺度，建立了从中央点火浮力驱动的点火过渡。使用这个标准，结合对流和点火的三维模拟的数据，我们证明了绝大多数的点火事件在单简并通道中的质量为白矮星内的浮力驱动，因此缺乏一个有力的爆燃阶段。因此，我们推断，单简并的Ia型超新星通常会导致过亮的1991 T型Ia型超新星事件。我们建立了从超软X射线源的人口和单简并通道的二进制人口合成模型预测的速率与观测到的过亮超新星Ia的速率大致一致，并建议超软X射线源的人口是SNe 1991T类事件的主要恒星祖先。我们进一步证明，单退化通道的正常和失败的2002CX样率的贡献是不太可能超过总SNe Ia率的1%。我们的结论与一系列的观测测试overluminous超新星Ia，这将支持或强烈约束单简并的情况。
2015-03-31 astro-ph.SR
Progenitors of Supernovae Type Ia
尽管Ia型超新星（SNeIa）在天体物理学的许多领域都具有重要意义，但SNeIa缺乏理论解释。标准的场景包括碳/氧白矮星接近克拉塞卡质量的热核爆炸;要么是来自伴星的吸积，要么是两颗白矮星的合并。我们调查的贡献，从两个渠道的SNIa率与二进制人口合成（BPS）代码SeBa，以约束二进制过程，如质量保留效率的WD吸积和共同的信封演变。我们确定的理论速率和延迟时间分布的SNIa祖细胞，特别是研究假设如何影响预测率。
2013-02-03 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
The Progenitors of Superluminous Type Ia Supernovae
本研究针对超钱德拉塞卡Ia型超新星的前身星问题，通过一维数值模拟对比磁化白矮星与白矮星并合模型，发现并合模型能更好重现观测的低抛射速度与光变特征，为后续观测和高维建模提供基础。
2023-06-14 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
The progenitors of Type Ia supernovae with asymptotic giant branch donors
本研究采用综合质量转移处方演化WD+AGB系统，通过洛希瓣溢流或风吸积过程形成Ia型超新星，给出了产生SNe Ia的参数空间及星周物质密度分布，并发现AT 2019qyl是强前身星候选体。
2023-04-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Ejecta masses in Type Ia Supernovae -- Implications for the Progenitor and the Explosion Scenario
基于28颗Ia型超新星的观测数据，推断出大多数超新星抛射物质量低于钱德拉塞卡极限，支持亚钱德拉塞卡爆炸模型，同时部分与近钱德拉塞卡爆炸兼容。
2024-08-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Progenitors of Type Ia Supernovae: Are They Supersoft Sources?
在经典模型中，Ia型超新星（SNe Ia）的前身是吸积的、核燃烧的白矮星（NBWD），当白矮星达到克拉塞卡质量M_C时，NBWD爆炸。这种大质量的NBWD是热的（kT ~100 eV），发光的（L ~ 10^{38} erg/s），并且可能作为发光的超软X射线源（SSS）被观察到。在过去几年中，对星系外的软X射线源进行了调查。本文表明，结果证伪的假设，即大部分的祖细胞是NBWD，目前可观察到的SSS。这些数据也限制了亚M_C模型。虽然Ia型超新星的祖先可能会经历一个或多个SSS活动阶段，但这些阶段远远短于吸积大部分物质所需的时间，使它们接近M_C。
2009-12-04 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Type Ia Supernova Models and Progenitor Scenarios
本文综述了Ia型超新星（SNe Ia）的起源系统与爆发机制之间关系的理论研究进展。(1)DD-subCh：在双C+O白矮星并合（DD方案）中，如果在早期动力学阶段在白矮星（WD）表面附近诱发碳爆轰，则可能导致亚阿布拉塞卡质量爆炸（有效）。(2)DD-Ch：如果没有表面C-爆轰被点燃，WD可以增长，直到达到Ekrasekhar质量，但结果取决于是否静态碳壳燃烧被点燃，并燃烧C+O到O+Ne+Mg。(3)SD-subCh：在单简并（SD）情况下，如果He壳闪光变强而引起He爆轰，则导致亚钱德拉爆炸。(4)SD-CH：如果氦壳闪光不够强烈，它们仍然在爆炸前的C+O WD表面附近产生了令人感兴趣的量的Si和S。在钱德拉质量爆炸中，中心密度高到足以产生电子捕获元素，例如，稳定镍-58观测星云光谱中Ni的发射线，为子钱德拉与钱德拉问题提供了有用的诊断。最近对Ia超新星表面附近相对低速碳的观测也为爆炸模型提供了有趣的约束。
2013-02-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spectropolarimetry of Extremely Luminous Type Ia Supernova 2009dc: Nearly Spherical Explosion of Super-Chandrasekhar Mass White Dwarf
本文介绍了对一颗Ia型超新星SN 2009 dc的首次偏振光谱观测。在B带最大值后5.6天和89.5天进行观察。在较晚的时期所采取的数据被用来确定星际偏振。连续极化被发现是小的（<0.3%），表明爆炸是近球对称的。这一事实表明SN 2009 dc不太可能发生非球面爆炸。在Si II和Ca II线的极化清楚地显示了Q-U平面中的一个环，表明中间质量元素的非轴对称，clusional分布。在Si和Ca线上的线极化程度是中等的（分别为0.5% ± 0.1%和0.7% ± 0.1%），但它高于从其他Ia型SNe的趋势所预期的。这可能表明，在厚的富56 Ni层（>~ 1.2 Msun）上方存在足够厚的富硅层。观测到的光谱偏振特性，结合光度和光谱特性，表明SN 2009 dc的前身具有超克拉塞卡质量，爆炸几何形状是全球球对称的，中等质量元素呈团块状分布。
2010-03-29 astro-ph.CO astro-ph.SR
Evidence for Sub-Chandrasekhar Type Ia Supernovae from Stellar Abundances in Dwarf Galaxies
尽管Ia型超新星（SNe Ia）在宇宙学和化学演化中具有重要意义，但对于它们的祖先还没有达成共识。我们解决这个问题，通过使用我们以前发表的目录中的镁，硅，钙，铬，铁，钴，镍丰度的矮星系卫星的银河系，以约束质量的白矮星爆炸期间一个典型的超新星Ia。我们拟合了一个简单的双线性模型来描述[X/Fe]与[Fe/H]的演化，其中X代表上述每个元素。我们使用的演变[Mg/Fe]加上理论超新星产量隔离什么分数的元素起源于超新星Ia。然后，我们推断出除了Mg之外的所有元素的SNe Ia的[X/Fe]产额。我们比较这些观测推断的收益率最近的理论预测两个类的克拉塞卡质量（M_Ch）超新星Ia以及亚M_Ch超新星Ia。大部分的超新星Ia产额与所有的理论模型一致，但[Ni/Fe]仅与亚M_Ch模型一致。我们的结论是，在古老的矮星系的超新星Ia的主导类型是一个亚M_Ch白矮星的爆炸。银河系和矮星系的恒星形成的历史延长有较高的[Ni/Fe]丰度，这可能表明，占主导地位的类超新星Ia是不同的星系的恒星形成持续了至少几个Gyr。
2019-07-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Non-Local Thermodynamic Equilibrium Radiative Transfer Simulations of Sub-Chandrasekhar-Mass White Dwarf Detonations
本文首次对一系列亚钱德拉塞卡质量白矮星爆轰模型开展非局部热动平衡辐射转移计算，其测光与光谱可定量匹配正常Ia型超新星的完整Phillips关系。
2023-12-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Progenitors of ultra-stripped supernovae
近距离双星中超剥离恒星的爆炸可能解释了新发现的微弱和快速的光学瞬变。我们已经证明，中子星（NS）的氦星伴星在爆炸时可能会演化成低至~1.5 Msun的裸露金属核，仅略高于卡拉塞卡质量极限。在这里，我们提出了一个新的系统的调查祖先的演变，导致这种超剥离超新星（SNe），在某些情况下产生前SN信封小于0.01 Msun。我们讨论了这些SNe（电子捕获与铁核坍塌）的性质和它们的观测光变曲线特性。超剥离SNe与双星系统以及LIGO/VIRGO对合并NS的引力波探测高度相关，因为这些事件预计将主要产生质量范围为1.10-1.80 Msun的低反冲NS。
2015-10-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
A metric space for type Ia supernova spectra: a new method to assess explosion scenarios
在过去的几年中，Ia型超新星（SNe Ia）已经成为确定宇宙膨胀历史的主要工具，并且对这些事件的观测和模型都给予了相当大的关注。然而，到目前为止，他们的祖先还不知道。所观察到的光变曲线和光谱的多样性似乎指向不同的祖先通道和爆炸机制。在这里，我们提出了一种新的方法，以系统的方式比较模型预测与观测。我们的方法是基于构建一个度量空间的SN Ia光谱的线性主成分分析（PCA），照顾丢失和/或噪声数据，并利用偏最小二乘回归（PLS）找到光谱特性和光度数据之间的相关性。我们调查目前讨论的爆炸模型的三个主要类别的实现：延迟爆轰的大规模爆炸，次大规模爆轰，和双退化合并，并将它们与数据进行比较。我们表明，在PC空间中，所有的情况下都观察到了对应物，支持不同的祖先可能的想法。然而，所有类别的模型面临的问题，在再现光谱特性和光变曲线和颜色之间的相关性。可能的原因进行了简要讨论。
2016-12-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Stable nickel production in Type Ia supernovae: A smoking gun for the progenitor mass?
目前，有强烈的迹象表明，质量远低于克拉塞卡极限（MCh ~ 1.4 Msun）的白矮星（WD）恒星贡献了相当大一部分的Ia超新星祖先。在爆炸中合成的稳定铁族元素的相对分数已被建议作为MCh和亚MCh事件之间的可能的判别。特别是，它被认为是高密度喷出物的MCh WD，这有利于合成稳定的同位素镍，结果在后期的光谱突出[Ni II]线。我们研究了爆炸性核合成稳定的镍在SNe Ia导致MCh和亚MCh祖细胞。我们探索潜在的[镍II]线在7378毫米和1.94微米的后期光谱作为诊断的爆炸WD质量，使用非局部热力学平衡辐射传输模拟与CMFGEN代码。我们发现，辐射质子捕获反应57 Co（p，γ）58 Ni是占主导地位的生产模式58 Ni在MCh和sub-MCh模型，而α-捕获反应54 Fe的最终58 Ni产量的影响可以忽略不计。更重要的是，我们表明，缺乏[Ni II]线在晚时间光谱的次MCh事件并不总是由于下丰富的稳定镍，而是，它导致从较高的电离镍在内部喷出物。相反，当56 Ni与最内层充分混合时，我们的1D MCh模型中预测的强[Ni II]线被完全抑制，最内层富含稳定的铁族元素。[Ni II]线在晚的时间SN Ia光谱有一个复杂的依赖于丰富的稳定镍，这限制了它们的使用中区分MCh和亚MCh祖细胞。然而，我们认为，一个低光度的超新星Ia显示强大的[镍II]线将最有可能导致从一个rasekha…
2022-03-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type Ia Supernova Sub-classes and Progenitor Origin
本文对Ia型超新星的起源作一简要综述。Ia型超新星爆发在峰值光度、光变曲线宽度和形状、光谱特征和宿主恒星星族环境等方面都有很大差异。仅在过去的十年里，理论模拟和观测数据已经结合在一起，严重挑战了长期存在的范式，即所有的超新星Ia都来自于大质量白矮星的爆炸。在这篇评论中，我强调了一些主要的发展（和不断变化的观点），我们的理解的性质的超新星Ia祖系统。我给一个简短的概述双星配置及其合理的爆炸机制，并从理论的角度推断一些不同的（观测分类）超新星Ia子类和它们的祖先起源之间的联系。
2020-01-14 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
Sub-Chandrasekhar-mass white dwarf detonations revisited
一颗质量小于1000亿克拉塞卡的白矮星（WD）的爆炸已经成为最有希望的Ia型超新星（SN Ia）的起源场景之一。最近的研究表明，非常少量的氦从一个WD到另一个WD的快速转移足以点燃氦壳爆轰，随后引发碳核爆轰，产生“动力驱动双简并双爆轰”SN Ia。由于围绕核心爆炸的氦壳层非常小，这种情况接近裸C/O WD爆炸的极限情况。在以前的文献中的差异和最近需要详细的核合成数据的动机，我们重新模拟裸C/O WD爆炸在本文中。我们在某种程度上不同意以前关于亚克拉塞卡质量裸C/O WD爆炸的工作的核合成结果;例如，我们发现中等亮度的Ia超新星是由1.0 MsolWD而不是更大质量和更稀有的1.1 MsolWD爆炸产生的。在我们的模拟中，富中子核合成与一些观测约束基本一致，尽管与其他约束仍然存在紧张关系。也有与外部喷出物的速度和光变曲线形状相关的差异，但总的来说，我们的合成光变曲线和光谱与观测大致一致。我们希望，未来的多维模拟将解决这些问题，并进一步支持动态驱动的双简并双爆轰方案的潜力，以解释大多数超新星Ia。
2018-01-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
The interaction of Type Iax supernova ejecta with a helium companion star
Iax型超新星（SNe Iax）是Ia型超新星的一个重要的亚发光类型。然而，它们的祖先和爆炸机理至今仍不清楚。有人认为，SNe Iax可能是由氦（He）星施主双星系统中质量为600万吨的白矮星（WD）的弱爆燃爆炸产生的。在这样的祖系统中，剥离的He同伴物质所造成的喷射物的同伴相互作用，预计将提出一些他的功能，在其后期的光谱。然而，在SNe Iax的晚期光谱中探测到He线还没有成功，这给出了剥离的He质量的上限< 0.002-0.1太阳质量。在这项工作中，我们研究了SN Iax喷出物和一个He星同伴之间的相互作用进行三维流体动力学模拟与弱纯爆燃爆炸模型。我们发现，大约0.004太阳质量的He物质可以剥离的伴星由SN爆炸，这是非常接近（或低于）的观测上限的总剥离的He质量在SNe Iax。因此，我们的结论是，没有检测到的He线在晚时间光谱的SNe Iax可以合理地解释，如果他们确实是从弱纯爆燃爆炸的祖系统与He星捐助者的质量WDs。
2020-06-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Dynamics of Quadruple Systems Composed of Two Binaries: Stars, White Dwarfs, and Implications for Ia Supernovae
[摘要]我们研究了由两个四极和八极双星组成的四重系统在扰动哈密顿量下的长期动力学和Lidov-Kozai（LK）偏心率振荡。我们发现，在更广泛的参数空间范围内，相对于三重系统，系统达到高偏心率的分数得到增强。我们表明，这部分增长随着时间的推移，不像三重系统在四极顺序。这从根本上是因为它们的额外的自由度，四极系统没有一个最大的一组运动的交换常数，即使在四极阶的长期理论。我们讨论这些结果的背景下，恒星和白矮星-白矮星（WD）的双星，重点是WD WD合并和碰撞有关的Ia型超新星的问题。对于恒星-恒星系统，我们发现超过30%的系统在哈勃时间内达到高偏心率，可能通过恒星合并或近距离双星形成三重系统。对于WD-WD系统，考虑到广义相对论和潮汐的岁差和耗散，我们表明，合并率在四重系统中相对于三重系统增强了3.5 - 10倍，并且四重系统的长期演化导致合并和碰撞的延迟时间分布~1/t。在GW驱动的合并紧凑的对象，我们分类的合并，其在相空间中的演化模式，并确定了一个制度，在约8%的轨道收缩合并，偏心振荡发生在广义相对论进动时标，而不是更长的LK时标。最后，我们推广以前的治疗振荡的内二进制偏心偏心的相互轨道。我们评估的合并率在四重和三重系统和它们的生存能力的影响，恒星合并和超新星Ia的祖先。
2018-02-20 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
