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
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
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
A Subgrid-scale Model for Deflagration-to-Detonation Transitions in Type Ia Supernova Explosion Simulations - Numerical implementation
正常Ia型超新星（SN Ia）爆炸的一个很有希望的模型是质量为1000亿克拉塞卡的白矮星的延迟爆炸，其中燃烧开始为亚音速爆燃，并在爆炸的后期阶段转变为超音速爆炸。燃烧转爆轰（DDT）的机制尚不清楚，但最近已经确定了必要的条件。在爆炸的多维全明星模拟中，爆轰起始区域不能在空间上分辨。我们开发了一个亚网格尺度（SGS）模型DDTs在热核超新星模拟是符合目前已知的约束。DDT发生的概率是从在火焰附近的网格尺度上测量的湍流速度的分布和满足进一步的物理约束，如燃料分数和燃料密度的分形火焰表面积计算的。DDT判据的实现为延迟爆轰情景下热核超新星爆炸的模拟提供了坚实的基础。它考虑了目前已知的过渡的必要条件，并避免在模型中包含分辨率依赖的量。通过一个三维热核超新星爆炸的数值模拟，验证了DDT判据的有效性。
2013-07-30 astro-ph.SR
Modeling subgrid combustion processes in simulations of thermonuclear supernovae
Ia型超新星被认为是由碳氧白矮星恒星残骸的热核燃烧产生的。然而，导致观测到超新星的详细爆炸场景和恒星进化起源场景（或多个场景）仍然相当不确定。对所提出的设想的主要检验之一是与例如从超新星光谱推断出的爆炸产物进行比较。进行这种比较需要通过模拟所提出的方案来计算燃烧动力学和产物。在这里，我们讨论了两个具体的爆炸方案，爆燃-爆轰过渡和氦壳双爆轰，考虑到这两个例子，我们继续讨论在这些爆炸中发生的燃烧的计算建模的挑战。亚音速和超音速传播的反应前沿进行了讨论，分别称为爆燃和爆轰。燃烧的几个主要阶段发生在长度和时间尺度上，这些尺度比爆炸模拟中的尺度小许多数量级。试图捕捉这种次网格行为的模型和这些模型的验证进行了简要讨论。
2019-08-16 astro-ph.HE astro-ph.IM 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
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
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 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
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
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
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
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
Using $^{44}$Ti Emission to Differentiate Between Thermonuclear Supernova Progenitors
放射性同位素$^{44}$ Ti是在Ia型超新星（SNe Ia）中通过富含$α$的冻结和爆炸性氦燃烧产生的。在本文中，我们讨论了如何检测$^{44}$ Ti，无论是通过晚时间的光变曲线的超新星Ia，或直接通过伽马射线，可以唯一地约束的起源超新星Ia。特别是，建立在最近的进展，在流体动力学模拟氦点燃的双白矮星双星，我们证明了$^{44}$ Ti在附近的超新星Ia或在一个年轻的银河系超新星遗迹（SNR）的检测可以区分双爆轰和双退化通道的子-Bracrasekhar（子- $M_{\rm Ch}$）和近-Bracrasekhar（近- $M_{\rm Ch}$）超新星Ia。此外，我们预测，后期的光变曲线的富钙瞬变完全占主导地位的$^{44}$钛。
2022-10-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Thermonuclear oubursts of AM CVn stars
我们研究了具有白矮星施主的AM CVn型恒星演化的初始阶段，该阶段伴随着吸积He层的热核爆炸。结果表明，吸积不会导致He的爆轰，AM CVn星中的吸积体以大质量WD的形式完成演化。我们首次发现，在爆发中，由${\mathrm{^{22}{Ne}(α,n)^{25}Mg}}$反应引发的富n同位素的合成成为可能。
2019-04-16 astro-ph.SR
Probing thermonuclear supernova explosions with neutrinos
目的：本文给出了两种典型Ia型超新星爆炸模型的中微子光变曲线和能谱：纯爆燃和延迟爆轰。研究方法：我们计算中微子通量从$β$过程使用核统计平衡丰度卷积近似中微子谱的单个核和热中微子谱（对+等离子体）。结果如下：虽然这两个被认为是热核超新星爆炸的情况下，预计将产生几乎相同的电磁输出，它们的中微子签名似乎有很大的不同，这使得一个明确的识别爆炸机制：一个纯粹的爆燃产生一个单一的中微子光变曲线的峰值，而第二个最大的特点是延迟爆炸。我们确定了以下中微子信号的主要贡献者：（1）来自电子捕获（特别是质子Co 55和Ni 56）的弱电子中微子发射以及热核火焰和/或爆炸前沿产生的大量β活性核，（2）来自中子正电子捕获的电子反中微子，以及（3）来自对湮灭的热发射。我们估计，在1千秒差距的距离纯爆燃超新星爆炸将触发约14个事件在未来的50千吨液体闪烁探测器和约19个事件在0.5万吨水切伦科夫型探测器。结论：虽然与核心坍缩超新星相比，中微子只携带热核超新星爆炸中产生的能量的一小部分，但SN Ia中微子信号提供的信息使我们能够明确区分不同的可能爆炸场景。这些研究将成为可行的下一代拟议的中微子观测站。
2011-03-27 astro-ph.SR hep-ex hep-ph
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
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
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
Quantitative modelling of type Ia supernovae spectral time series II: Exploring the diversity of thermonuclear explosion scenarios
University of Warwick（华威大学）
本文提出riddler框架，通过机器学习自动拟合Ia型超新星，改进了训练数据并展示了其在不同爆炸场景中的准确性，为未来自动化分析提供重要工具。
2026-10-26 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Comparison of Ne-22 core and shell distilled WD detonations in AREPO
Mathematical Sciences Institute, Australian National University（澳大利亚国立大学数学科学学院）；Research School of Astronomy and Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天文与天体物理研究学院）；Department of Physics and Astronomy, University of Victoria（维多利亚大学物理与天文系）
本研究比较了白矮星内核与壳层去离子化 detonations 的核合成特征，发现不同配置对铁族同位素产量和光谱特征有显著影响。
2025-12-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Using nebular near-IR spectroscopy to measure asymmetric chemical distributions in 2003fg-like thermonuclear supernovae
本研究通过分析三颗2003fg型Ia超新星的晚期近红外光谱，发现其[Fe II]谱线存在不对称性，证实内部化学分布非球形，为前身星系统与爆炸机制研究提供了观测约束。
2025-03-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2016dsg: A Thermonuclear Explosion Involving A Thick Helium Shell
氦壳层爆炸在碳氧白矮星核心上引发的热核爆炸，由于氦壳层燃烧过程中产生的铁族元素，在早期被预测有强烈的紫外线覆盖。我们提出了SN 2016 dsg的光度和光谱观测，这是一个亚发光的奇特I型SN，与涉及厚He壳的热核爆炸一致。当红移为0.04时，$i$带的峰值绝对星等约为-17.5。该天体位于远离其宿主，一个早期类型的星系，这表明它起源于一个古老的恒星星族。在峰后收集的光谱是异常红色的，显示出强UV线覆盖和弱O I $λ$ 7773吸收线，并且在30天内没有显著地演变。在近红外光谱中检测到9700-10500 nm的吸收线，可能来自喷出物中未燃烧的氦。光谱演化是一致的热核爆炸模型的一个sub-Bracrasekhar质量的白矮星与厚的氦壳，而光度的演变是没有很好地描述现有的模型。
2022-06-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evaluating Systematic Dependencies of Type Ia Supernovae: The Influence of Deflagration to Detonation Density
我们探讨的影响爆燃到爆轰过渡（DDT）的密度对生产的Ni-56的热核超新星爆炸（Ia型超新星）。在DDT范式中，跃迁密度决定了爆炸爆燃阶段的膨胀量，因此也决定了产生的核统计平衡（NSE）物质的量。我们采用了一个理论框架，一个良好的控制统计研究的二维模拟热核超新星与随机的初始条件，可以与特定的选择过渡密度，产生类似的平均值和范围内的Ni-56质量从观察推断。在这个框架内，我们利用一个更现实的“慢炖”白矮星祖先模型，结合火焰模型和能量学方案，计算了一系列模拟爆炸合成的Ni-56和NSE材料的量，其中跃迁密度在1- 3 × 10^7 g/cc范围内变化。我们发现NSE产量的过渡密度，这是由羽上升和恒星膨胀之间的竞争的日志上的二次依赖。通过考虑金属丰度对跃迁密度的影响，我们发现对于太阳金属丰度评估的1个太阳金属丰度增加，NSE产额减少0.055 +/- 0.004太阳质量。对于金属丰度的相同变化，这一结果转化为Ni-56产额的0.067 +/- 0.004太阳质量减少，略强于由于电子分数从初始组成的变化。观测测试的金属丰度的产量的依赖性仍然有些模糊，但我们发现的依赖性是从一些研究中推断的。
2010-07-07 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Thermonuclear explosions as Type II supernovae
本研究模拟碳氧白矮星与红巨星氦核在公共包层内并合引发的双重爆轰，发现其可呈现约40天的IIP型超新星平台光变，并提出鉴别诊断。
2024-01-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spiral Disk Instability Can Drive Thermonuclear Explosions in Binary White Dwarf Mergers
热核，或Ia型超新星（SNe Ia），起源于碳-氧白矮星的爆炸，并作为可膨胀的宇宙学蜡烛。然而，尽管它们的重要性，引起SNe Ia的祖细胞系统的性质迄今尚未阐明。观测证据支持双简并通道，其中合并的白矮星双星导致超新星Ia。此外，观测和理论之间存在着显著的差异，到目前为止，还没有自洽的合并模型产生Ia超新星。在这里，我们表明，螺旋模式的不稳定性形成的吸积盘在二进制白矮星合并导致爆炸的动力学时间尺度。这一机制揭示了白矮星合并如何频繁地产生Ia超新星。
2015-01-30 astro-ph.SR
The Oxygen Features in Type Ia Supernovae and the Implications for the Nature of Thermonuclear Explosions
O I 7773吸收特征是Ia型超新星（SNe~Ia）的一个重要光谱指标，可用于追踪爆炸中的白矮星外层未燃烧物质。在这项工作中，我们使用大样本的SNe~Ia来检查这种吸收在早期阶段（即，-13天<t <-7天），并与Si~ Ⅱ 6355和Ca~ Ⅱ近红外三重态的吸收特征进行了比较。我们表明，对于一个子群的光谱正常SNe正常光球速度（即，vsi <12，500 km s^{-1}），O~I的高速特征线强度与Si~II（或Ca~II）的高速特征线强度呈负相关，并且与Ia超新星的光度也呈负相关。这一发现以及我们在O~ IHVF中发现的其他特征表明，对于这一SNe~Ia亚群，爆炸性氧燃烧发生在超新星的最外层，燃烧的差异可能导致观测到的多样性，这与流行的延迟爆轰模型的Ekrasekhar质量WD非常一致。
2016-05-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Faint calcium-rich transient from the double-detonation of a $0.6\,M_\odot$ carbon-oxygen white dwarf star
本文通过三维流体动力学模拟，研究0.4倍太阳质量氦白矮星与0.6倍太阳质量碳氧白矮星并合引发的双爆轰，提出该机制可解释暗弱富钙暂现源的前身场景。
2023-10-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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
Toward Data-Driven Subgrid-Scale Modeling of the Zel'dovich Deflagration-To-Detonation Mechanism in Dense Stellar Plasmas
本研究针对热核超新星爆炸中的爆燃转爆轰机制，构建了基于直接数值模拟数据库的热点神经网络分类器，并将其集成入FLASH/Proteus代码作为亚格子模型，验证了其在真实条件下的准确性。
2024-01-30 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
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
Neutrinos from type Ia supernovae: the deflagration-to-detonation transition scenario
人们早就认识到，从银河系下一个核心坍缩超新星中检测到的中微子有可能揭示有关爆炸动力学和核合成条件的重要信息，并使我们能够探测中微子本身的性质。从热核Ia型超新星中发射出的中微子也具有相同的势能，尽管这些超新星是较暗的中微子源。对于第一次，我们计算的时间，能量，视线，和中微子的味道依赖的功能，预期从三维延迟爆炸爆炸模拟，其中爆燃到爆炸过渡触发一个近kirrasekhar质量的碳-氧白矮星的完全破坏的中微子信号。我们还计算了中微子的味道演变沿八条视线，通过模拟作为时间和能量的函数，使用一个确切的三味转换代码。我们确定了一个特征光谱峰在$\sim 10$ MeV的电子捕获铜的签名。这个峰值是爆炸模型的一个潜在的区别特征，因为它反映了爆炸早期的核合成条件。我们用SNOwGLoBES事件率计算软件模拟了Super-K，Hyper-K，JUNO和DUNE中微子探测器的事件率，并计算了IceCube信号。Hyper-K将能够探测到我们模型中距离$\sim 10$ kpc的中微子。在1 kpc时，JUNO、Super-K和DUNE会记录几个事件，而IceCube和Hyper-K会记录几十个事件。
2016-08-22 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Type Ia supernova diversity: white dwarf central density as a secondary parameter in three-dimensional delayed detonation models
在解释光谱正常的Ia型超新星（SNe Ia）的光谱、光变曲线和宽度-光度关系方面，克拉塞卡质量白矮星（WD）的延迟爆炸是非常成功的。在WD核心的对流碳“煨”相结束时的热核爆燃火焰的点火仍然没有得到很好的理解，很多关于点火核分布仍然是未知的。此外，点火时的中心密度取决于仍然不确定的屏蔽碳聚变反应速率、前体的吸积历史和冷却时间以及组成。我们提出了12个高分辨率的三维延迟爆轰超新星爆炸模拟的结果，采用了一个新的标准来触发爆燃到爆轰转变（DDT）。所有的模拟都触发了我们的DDT标准，由此产生的延迟爆炸解除了恒星的束缚。我们发现一个趋势，增加铁族元素（IGE）的生产与增加中心密度明亮，微弱，和中间SNe。然而，总的56 Ni产率或多或少保持恒定，即使在高密度下增加的电子捕获导致IGE材料的56 Ni质量分数降低。我们将其归因于56 Ni产生和破坏作用的近似平衡。在较高密度下点燃的爆燃最初具有更快的亚网格尺度湍流增长速率。因此，有效的火焰速度增加得更快，这触发了DDT标准早，在一个时间时，中心密度的膨胀的恒星是较高的。这导致IGE产量的总体增加，这抵消了由于中子化导致的56 Ni的中间还原。
2011-03-09 astro-ph.SR
Iron-rich Metal-poor Stars and the Astrophysics of Thermonuclear Events Observationally Classified as Type Ia Supernovae. I. Establishing the Connection
在观测上被归类为Ia型超新星的热核事件的起源系统和爆炸机制是不确定的，并且很难使用Ia型超新星宿主星系、起源星系、光变曲线和遗迹的传统观测来唯一地约束。对于热核事件的子集是铁的多产者，我们使用已发表的理论核合成产率来确定一组元素丰度比，这些丰度比在贫金属恒星中不常见，但在一系列祖星系统和爆炸机制中共享：[Na，Mg，Co/Fe]<0。我们用这种丰度标志标记恒星“富铁贫金属”或IRMP星。我们认为，IRMP恒星形成的环境中占主导地位的热核核合成，因此，它们的元素丰度可以用来约束的祖系统和爆炸机制负责热核爆炸。我们在文献中确定了三个IRMP，并均匀地推断其元素丰度。我们发现BD+80 245、HE 0533- 5340和SMSS J034249.53- 284216.0的元素丰度最好地解释为亚克拉塞卡质量CO白矮星的（双）爆轰。如果我们对IRMP星的解释是准确的，那么它们在球状星团中应该是非常罕见的，在麦哲伦星云和矮球状星系中比在银河系的晕中更常见。我们建议，未来的研究IRMP星将量化不同的热核事件祖系统和爆炸机制的相对发生。
2023-03-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Light Curves and Spectra from a Thermonuclear Explosion of a White Dwarf Merger
碳氧白矮星的双简并（DD）合并最近成为正常Ia型超新星（SNe Ia）的主要候选者。然而，许多悬而未决的问题围绕DD合并，包括他们的光变曲线和光谱的特点。我们最近发现了一个螺旋不稳定的合并后阶段的DD合并，并证明了这种不稳定性自洽导致爆炸在某些情况下。我们称之为螺旋合并的超新星Ia模型。在这里，我们利用SuperNu辐射转移软件计算三维合成光变曲线和光谱的螺旋合并模拟与系统质量为2.1 $M_\odot$从Kashyap等人。因为他们的大系统质量，无论是暴力和螺旋合并光变曲线缓慢下降。螺旋合并类似于非常缓慢地下降的超新星Ia，包括SN 2001 ay，并提供了一个比其他超新星Ia爆炸模型更自然的解释。以前的合成光变曲线和光谱的暴力DD合并表现出强烈的依赖于视角，这是在冲突的观察。在这里，我们证明了螺旋合并的光变曲线和光谱是不太敏感的视角比暴力合并，与观察更接近。我们发现，56 Ni和IME的空间分布遵循一个特征沙漏形状。我们讨论了56Ni的不对称分布对SN 2014 J早期56Ni γ射线观测的影响。我们认为，DD合并同意正常超新星Ia的光变曲线和光谱可能需要一个较低的系统质量。
2016-08-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Dynamical He Flashes in Double White Dwarf Binaries
本文研究了双白矮星双星中的动力学氦壳层燃烧，提出了一种通过高熵氦白矮星供体稳定质量转移来积累氦壳层质量以实现双重爆轰的 scenario，并解释了 Ia 型超新星观测特征及 runaway 天体 D6-2 的起源。
2023-05-09 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
The Production of Electron-Capture Elements in Thermonuclear Supernovae: Theory vs. Observations
Florida State University（佛罗里达州立大学）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）；University of Hawai’i at Manoa（夏威夷大学马诺阿分校）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Planetary Science Institute（行星科学研究所）；Hamburger Sternwarte（汉堡天文台）
本文通过磁流体力学模拟，结合JWST观测，发现预存湍流会减少电子俘获元素产生量，指出需重新聚焦相关超新星模型及低Ye下的高精度电子俘获反应率。
2026-08-14 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Evaluating Systematic Dependencies of Type Ia Supernovae
Ia型超新星是明亮的恒星爆炸，被认为发生在热核失控消耗了大约太阳质量的简并恒星物质时。这些事件产生和传播铁峰元素，其光变曲线的性质允许标准化和随后用作宇宙学距离指标。然而，这些事件的爆发机制仍然只是部分了解。许多模型都认为，爆炸始于一颗白矮星的中心附近产生的爆燃，这颗白矮星从一颗恒星的伴星那里获得了质量。为了与观测结果相匹配，这种单简并场景的模型通常会调用（亚音速）爆燃到（超音速）爆炸的后续过渡，从而迅速消耗恒星。我们提出了一个调查假设这种范式的热核超新星的系统学。我们利用一个统计框架，这些事件的随机初始条件的二维模拟的对照研究。我们调查的组合物和热历史的祖上的放射性产量的影响，从而亮度，事件。我们的研究结果提供了一个解释的一些观察到的平均亮度与宿主星系的属性的趋势。
2010-11-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Neutrinos from type Ia supernovae: The gravitationally confined detonation scenario
尽管它们被用作宇宙学距离的指示器，在星系的化学演化中具有重要意义，但对正常Ia型超新星（SN Ia）的祖先系统和爆炸机制的明确识别仍然是难以捉摸的。主要的假设是这样的超新星是碳氧白矮星的热核爆炸，但确切的爆炸机制仍然是一个争论的问题。对Ia星系超新星的观测将对回答与这些事件有关的许多悬而未决的问题具有巨大的价值。关于爆炸机制和前身的一个潜在有用的信息来源是中微子信号。在本文中，我们计算预期的中微子信号从重力约束爆炸（GCD）爆炸的情况下，SN~Ia和显示如何在地球上的流量包含功能的时间和能量独特的这种情况。然后，我们计算了Super-K，Hyper-K，JUNO，DUNE和IceCube探测器的预期事件率，发现Hyper-K和IceCube都会在1 kpc或更近的GCD超新星中看到一些事件，而Super-K，JUNO和DUNE会看到一个事件，如果超新星比${\sim}0.3$ kpc更近。讨论了解决爆炸机制、中微子产生和中微子振荡过程所产生的时间和光谱特征所需的距离和探测器判据。然后将来自GCD的中微子信号与先前计算的来自爆燃到爆轰转变（DDT）爆炸模型的信号进行比较。我们发现，总体事件率是两种情况下，其次是事件率的时间结构之间最具区别性的功能。仅使用Hyper-K探测器中的事件率，如果到超新星的距离小于正常质量排序的$2.3\;{\rm kpc}$和颠倒排序的$3.6\;{\rm…
2017-05-11 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Nucleosynthesis in thermonuclear supernovae with tracers: convergence and variable mass particles
热核超新星多维模拟的核合成产额预测通常依赖于示踪粒子方法来获得给定超新星模拟的喷出物质的同位素信息。我们研究了需要多少示踪粒子来确定收敛的综合总核合成产率。为此，我们在固定的空间分辨率下对不同流体动力学爆炸模型的示踪粒子数进行了分辨率研究。我们进行流体动力学模拟的共同扩大欧拉网格在两个维度假设旋转对称的纯爆燃和延迟爆轰Ia型超新星爆炸。在一个给定的爆炸模型中，我们改变示踪粒子的数量，以确定所需的最小值的方法，给出一个强大的预测最丰富的核素的综合产量。首次放宽了通常的示踪粒子质量不变的假设，引入了示踪粒子质量的径向变化分布。我们发现，最丰富的物种（质量分数> 10E-5）的核合成产额是合理的预测为示踪剂数量小到32每个轴和方向-或多或少独立的爆炸模型。我们的结论是，在现存的已出版的作品中使用的示踪粒子的数量似乎已经足够的综合收益率最丰富的生产的核素而言。此外，我们发现，一个适当选择的示踪剂质量分布可以提高收敛的超新星外层中产生的恒定示踪剂质量处方遭受空间分辨率差的核。
2010-05-27 astro-ph.SR
Double-Degenerate Carbon-Oxygen and Oxygen-Neon White Dwarf Mergers: A New Mechanism for Faint and Rapid Type Ia Supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）起源于碳氧白矮星（CO WD）的热核爆炸，产生发光的光学瞬变。一个相对常见的各种亚发光超新星Ia事件，被称为超新星Iax，被认为是由一个CO WD的爆炸失败。本文在合并白矮星的双简并通道背景下研究了爆轰失败的Ia超新星。特别是，我们已经进行了第一次完全三维模拟的合并的一个ONe WD与CO WD。虽然热的，潮汐破坏的富碳盘材料起源于CO WD二次是容易受到爆炸在这样的合并，ONe WD的主要核心是不是。这种合并产生了一个失败的爆炸，导致少量的质量喷射，并留下了一个被踢的，由核燃烧产物的回落而富集的超rasekhar ONe WD残留物。由此产生的爆发是一个快速衰落的光学瞬态与少量的放射性$^{56}$ Ni供电的光变曲线。因此，ONe-CO WD合并自然产生非常微弱和快速衰落的瞬变，甚至比迄今为止观测到的最微弱的Iax型事件，如SN $2008$ ha和SN 2010 ae还要微弱。比这里考虑的更大质量的ONe原色可能会产生更亮和更长持续时间的瞬变。
2018-10-31 astro-ph.SR
Violent mergers of nearly equal-mass white dwarf as progenitors of subluminous Type Ia supernovae
亚发光Ia型超新星（SNe Ia）的起源长期以来一直没有任何解释，因为所有的克拉塞卡质量模型都有严重的问题来重现它们。最近，有人提出两颗0.9 M太阳的白矮星的剧烈合并可能导致类似1991 bg的超新星Ia事件。在这里，我们调查这种情况是否仍然适用于合并的两个白矮星的质量比小于1。我们的目标是确定在合并过程中仍然形成爆炸的质量比范围，因为只有这些事件才会导致超新星Ia。这一范围是人口综合的一个重要因素，也是判断假设是否可行的一个决定性因素。此外，我们进行了一个模型的分辨率研究。最后讨论了初始质量为0.9 M_sun的剧烈白矮星合并与类1991 bg超新星Ia的关系。最新版本的光滑粒子流体动力学代码Gadget3用于演化具有不同质量比的二元系统，直到它们合并。我们分析结果并寻找可能形成爆炸的热点。我们发现，合并的两个白矮星的主要白矮星质量约为0.9 M_sun和质量比大于约$0.8$强劲地达到我们所需要的条件，点燃爆炸，从而在合并本身产生热核爆炸。我们还发现，虽然我们的模拟还没有完全解决热点问题，但提高分辨率会导致更有可能引发爆炸的条件。（节略）
2011-02-07 astro-ph.SR
The impact of chemical differentiation of white dwarfs on thermonuclear supernovae
22 Ne在冷却的白矮星中的引力沉降可以影响热核超新星的结果。我们调查如何超新星能量学和核合成反过来又受到这个过程的影响。我们使用来自最先进的白矮星冷却序列的真实化学剖面。冷却序列提供了白矮星化学结构和超新星祖先系统年龄之间的联系。用最新的恒星演化程序计算了一个1兆太阳的白矮星的冷却序列。我们计算了两个krasekhar质量和亚krasekhar质量的白矮星爆炸，假设球对称和忽略对流混合在前超新星碳沸腾阶段，以最大限度地提高化学分离的影响。无论是22 Ne的重力沉降，还是12 C和16 O的化学分化，对Ia型超新星的性质都没有明显的影响，除非火焰性质（从爆燃到爆炸的转变密度）直接依赖于化学成分。在固定的跃迁密度下，从不同年龄的祖先获得的超新星星等的最大变化为~0.06星等，即使假设22 Ne的扩散系数不切实际地大，它也将小于~0.09星等。如果跃迁密度取决于化学成分（在其他条件相同的情况下）最古老的SNIa可能比最年轻的SNIa亮0.4等（在我们的模型中，年龄差为7.4 Gyr）。此外，我们的研究结果表明，22氖沉降不能被调用来解释形成一个中央核心的稳定的富中子的Fe-组原子核在喷出物中的sub-Bracrasekhar模型，所需的观测Ia型超新星。
2010-11-09 astro-ph.SR
Head-on collisions of white dwarfs in triple systems could explain type Ia supernova
Ia型超新星（SNe Ia），即碳氧白矮星（CO-WD）的热核爆炸，是目前最好的宇宙学“标准烛光”，但爆炸的触发机制尚不清楚。最近的研究表明，在三重系统中，典型的场CO-WD的迎头碰撞率可能与SNe Ia的碰撞率相当。在这里，我们提供的证据支持的情况下，大多数的超新星Ia是这种正面碰撞的CO-WD的结果。在这种情况下，核爆炸是由于一个很好理解的冲击点火，缺乏通常引入的自由参数，如爆燃速度或过渡到爆炸的标准。通过使用二维流体动力学模拟与一个完全解决的点火过程中，我们表明，零影响参数碰撞的典型的CO-WD与质量$0.5-1\,M_{\odot}$的结果在爆炸合成$^{56}$镍质量范围内的$\sim0.1-1\,M_{\odot}$，跨越广泛的分布观察到的产量为大多数的SNe Ia。所有的碰撞模型产生相同的后期时间（$>60$天爆炸后）的热辐射光变曲线时，规范化的$^{56}$镍质量（优于$30\%$），与观察一致。计算的$^{56}$ Ni质量加权视线速度分布的宽度与计算的$^{56}$ Ni产额相关，与观察到的相关性一致。强烈的相关性，这里首次显示，之间的$^{56}$镍产量和碰撞CO-WD的总质量（不敏感的质量比），是暗示作为观察到的SN Ia功能的连续分布的来源，可能包括飞利浦关系。
2013-11-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the brightness distribution of Type Ia supernovae from violent white dwarf mergers
我们调查的亮度分布预期的热核爆炸，可能会导致从引爆的点火过程中的剧烈合并的白矮星（WD）双星。确定它们的亮度分布对于评估这样的爆炸模型是否可以对观测到的Ia型超新星的大部分人口负责至关重要。我们认为，通过暴力合并模型实现的爆炸的亮度是由镍56在爆炸中产生的主要WD的质量。我们使用了一组亚克拉塞卡质量WD爆轰模型，推导出主要WD质量和预期峰值测热亮度之间的关系。我们使用这种关系来转换的质量合并主要WD从二进制人口模型的预测分布的爆炸亮度。我们发现我们的理论峰值幅度分布的形状和观测到的超新星Ia之间有惊人的相似之处：我们的模型产生的亮度分布大致覆盖了范围，并与观测到的超新星Ia的形状相匹配。然而，这种一致性取决于双星演化过程中质量吸积的一个特定阶段：主WD从轻微演化的氦星伴星获得~0.15-0.35 Msun。我们还发现，以高概率，暴力WD合并涉及最大规模的主要（这应该产生明亮的SNe）有延迟时间<500万年（删节）。
2012-11-16 astro-ph.CO astro-ph.SR
A progenitor binary and an ejected mass donor remnant of faint type Ia supernovae
Ia型超新星是测量宇宙膨胀历史的最重要的标准烛光。一颗白矮星的热核爆炸可以解释它们所观察到的性质，但是无论是祖先系统还是任何恒星残骸都没有被最终确定。暗超新星Ia被认为起源于一颗白矮星的所谓双爆。当一颗近距离的伴星吸积了大量的氦后，这些氦被点燃，产生爆炸波，引发了白矮星本身的爆炸。我们在由一颗碳/氧白矮星和一颗热氦星组成的致密双星系统CD-30 11223中发现了浅凌日和食，使我们能够确定其组成部分的质量和基本参数。在未来，这个系统将把质量从氦星转移到白矮星。模拟这个过程，我们发现，在吸积氦层的爆炸是足够强大的触发核心爆炸。然后氦星将以如此大的速度喷出，以至于它将逃离银河系。这个残骸的预测属性与所谓的超高速恒星US 708非常匹配，US 708是一颗热的富氦恒星，以超过750公里/秒的速度移动，足以离开银河系。祖先和残骸的鉴定提供了一个一致的图片的形成和演化的暗Ia型超新星。
2013-04-16 astro-ph.SR
Numerical and Physical Challenges to Nebular Spectroscopy in Thermonuclear Supernovae
该研究针对热核超新星星云光谱模拟的物理与数值挑战，利用非LTE流体动力学辐射代码HYDRA分析高能转化、紫外光学厚等效应，验证了近钱德拉塞卡质量偏中心延迟爆轰模型可复现JWST观测的Ia型超新星光谱特征。
2025-01-13 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.space-ph
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
Sensitivity study of explosive nucleosynthesis in Type Ia supernovae: I. Modification of individual thermonuclear reaction rates
我们探讨了由于Ia型超新星的核合成相对于核反应速率的不确定性的敏感性。我们采用了一个标准的一维延迟爆轰模型的一个质量为1196核白矮星的爆炸，并后处理的热力学轨迹的每个质量壳核合成代码，增加（减少）的10倍的速率。我们还计算了不同速率的12 C和16 O聚变反应的流体动力学模型。对于选定的反应，我们已经重新计算了核合成与替代处方的速率从JINA REACLIB数据库，并分析了温度范围内的修改，其速率有最强的影响核合成。除了12 C核的聚变反应外，Ia型超新星模型的核合成反应对于核反应速率的变化是相当稳健的。爆炸能量的变化小于\sim 4%。由于聚变反应速率的改变而引起的核合成的变化也是相当温和的，例如，质量分数大于0.02的物质的产率变化都不大于2倍。我们提供了最丰富的物种相对于与质子，中子和阿尔法最激烈的反应率的产率的灵敏度。一般来说，铁族核的产额比中等质量元素的产额更稳健。在带电粒子反应中，对超新星核合成影响最大的是30 Si + p \rightleftarrows 31 P + γ、20 Ne + α \rightleftarrows 24 Mg + γ和24 Mg + α \rightleftarrows 27 Al + p。（节略）
2012-04-09 astro-ph.SR nucl-th
Type Ia Supernova Explosions from Hybrid Carbon-Oxygen-Neon White Dwarf Progenitors
最近的结果在恒星演化，预测存在的混合白矮星（WD）的C-O核心内的O-Ne壳，我们模拟热核（Ia型）超新星从这些混合的祖先。我们使用FLASH代码进行多维模拟的爆燃到爆震过渡（DDT）爆炸范例。我们的混合祖星模型是使用MESA恒星演化代码生成的，并且包括Urca过程的影响，并且我们将祖星模型映射到FLASH网格。我们进行了一系列的DDT模拟点火条件下的祖先的热和对流结构，假设多个点火点。为了将这些混合WD星的结果与以前的C-O白矮星的结果进行比较，我们构建了一组具有类似性质的C-O WD模型，并类似地模拟了一系列爆炸。我们发现，尽管每个套件内的显着变化，区分爆炸的趋势是明显的$^{56}$镍产量和喷出物的动力学特性。我们评论的可行性，这些爆炸作为源的某些类观察到的亚发光事件。
2016-02-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Sub-Chandrasekhar White Dwarf Mergers as the Progenitors of Type Ia Supernovae
Ia型超新星通常被认为是由于质量接近于克拉塞卡质量的碳氧白矮星的热核爆炸。然而，这种情况有两个长期存在的问题。首先，爆炸并不能自然地产生正确的元素混合，而是必须进行微调，从亚音速爆燃到超音速爆炸。其次，星群模型和观测给出的近白矮星白矮星的形成率太小了。在这里，我们认为Ia型超新星是由质量大致相等的碳氧白矮星合并而成的，包括那些产生亚克拉塞卡质量残余的白矮星。对这种合并的数值研究表明，残余物由快速旋转的核心组成，核心包含大部分质量，中心最热，周围是致密的小圆盘。我们认为，磁盘吸积迅速，由此产生的压缩加热可能会导致中央碳点火。这种点火发生在纯爆炸导致类似于Ia型超新星事件的密度下。有了这个合并方案，我们就可以理解Ia型超新星的发生率，并对观测到的光度范围和更明亮的超新星偏向年轻群体的倾向有合理的解释。我们推测，白矮星的爆炸慢慢地达到了克拉塞卡极限-这也应该发生-是造成一些“非典型”Ia型超新星的原因。
2010-09-11 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
