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
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
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
Delay Times and Rates for Type Ia Supernovae and Thermonuclear Explosions from Double-detonation Sub-Chandrasekhar Mass Models
我们提出的理论延迟时间和热核爆炸率，被认为是生产Ia型超新星，包括双爆子Bracrasekhar质量模型，使用人口合成二进制演化代码StarTrack。如果在白矮星表面的氦积累层中爆炸后，亚克拉塞卡质量的碳氧白矮星的爆炸（“双爆炸”模型）能够产生与超新星Ia相似的热核爆炸，那么这些亚克拉塞卡质量的爆炸至少可以解释观测到的超新星Ia速率的一部分。不管是否所有的双爆炸看起来像“正常”的超新星Ia，在任何情况下，爆炸预计是明亮的，因此可能被检测到。此外，我们发现，双爆轰的子-Brachasekhar质量超新星Ia的延迟时间分布可以分为两个不同的形成通道：“即时”氦星通道的延迟时间<500百万年（所有的子-Brachas的10%），和“延迟”双白矮星通道，延迟时间>800百万年跨越到哈勃时间（~90%）。这些发现与最近的观测得出的延迟时间分布相吻合，后者揭示了大量的超新星Ia的延迟时间小于5亿年，而相当一部分的延迟时间也跨越了~1 Gyr到哈勃时间。
2011-06-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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
The Detonation Mechanism of the Pulsationally-Assisted Gravitationally-Confined Detonation Model of Type Ia Supernovae
我们描述的爆轰机制，包括“脉动辅助”引力约束爆轰（GCD）模型的Ia型超新星SNe Ia。这个模型是类似于以前的GCD模型报告在约旦等。（2008年）;然而，所选择的初始条件产生了实质上不同的爆炸机制，这是由于在爆燃阶段释放了更大的能量。由此产生的最终动能和镍-56产量符合更好的观测值比“经典”的GCD模型的情况。在目前的模型中，爆燃阶段的点火导致上升的燃烧的灰烬羽流。这些灰从白矮星的表面爆发出来，围绕恒星横向流动，并在爆发点的对跖点处的碰撞区域聚集。在爆燃阶段释放的能量足以使恒星迅速膨胀，因此当灰烬到达对跖点时，表面密度太低而无法引发爆炸。相反，当火山灰流入碰撞区域（同时与表面燃料混合）时，恒星达到最大膨胀状态，然后收缩。恒星收缩的作用是增加恒星的密度，包括碰撞区域的密度。这既提高了碰撞区域中燃料-灰混合物的温度和密度，又最终导致Zel'dovich梯度机制产生爆震所必需的热力学条件。我们证明了这种情况下的可行性与三个3维（3D），全明星模拟这个模型使用FLASH代码。我们的特点是在爆燃阶段释放的能量，范围从38%到78%的白矮星的结合能的模拟。我们表明，爆炸的必要条件，在所有三个模型实现。
2012-09-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Early Emission from Double Detonation Type Ia Supernovae
本文研究双爆轰Ia型超新星中CO与He爆轰碰撞产生的早期电磁信号，提出激波突破闪光、平面冷却和激波冷却辐射三阶段特征，并预测其可探测性。
2025-07-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type Ia Supernovae Can Arise from the Detonations of Both Stars in a Double Degenerate Binary
本研究通过二维模拟发现双简并双星中主星双爆炸可触发伴星爆炸形成三重/四重爆炸，其合成光变曲线和光谱与观测匹配，为Ia型超新星起源提供新可能。
2024-07-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Models of pulsationally assisted gravitationally confined detonations with different ignition conditions
在过去的几十年里，许多Ia型超新星的爆炸场景已经被提出和研究，包括不同质量的白矮星中的各种组合的爆燃和爆炸，最大质量为克拉塞卡质量。其中之一是重力约束爆轰模型。在这种情况下，一个微弱的爆燃燃烧到表面，包裹在束缚的核心周围，并在对极碰撞。随后在碰撞区域引爆。由于这种情况下的参数空间，即不同的中心密度和点火几何形状，还没有被详细研究，我们使用纯爆燃模型的以前的参数研究致力于Iax型超新星作为初始模型，调查重力约束爆炸的情况。我们的目标是判断这个通道是否可以解释Ia型超新星的许多亚群之一，甚至是正常事件。为此，我们采用了一个全面的管道三维Ia型超新星建模，包括流体动力学爆炸模拟，核网络计算，和辐射转移。然后将从辐射转移中提取的观测值与观测到的光变曲线和光谱进行比较。这项研究产生了一个广泛的合成56镍质量范围从0.257到1.057 $M_\odot$，因此，可以潜在地解释亚发光以及过发光Ia型超新星的亮度。然而，与观测到的光变曲线和光谱的粗略一致性只能在类91T天体中找到。虽然仍然存在一些差异，我们的结论是，重力约束爆炸模型不能被排除作为一种机制，以产生91 T类物体。然而，这些模型并不能很好地解释正常的Ia型超新星或Iax型超新星。
2022-03-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Double detonations: variations in Type Ia supernovae due to different core and He shell masses -- II: synthetic observables
本文通过三维辐射转移模拟研究不同核心与氦壳质量下的亚钱德拉塞卡质量白矮星双爆轰模型，发现其光变曲线可再现 Ia 型超新星宽度-光度关系暗端，但颜色偏红且光谱含 Ti II 吸收特征，更适合解释奇特 Ia 型超新星。
2023-07-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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
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
Failed-Detonation Supernovae: Sub-Luminous Low-Velocity Ia Supernovae and Their Kicked Remnant White Dwarfs with Iron-Rich Cores
Ia型超新星（SNe Ia）起源于碳氧（C-O）白矮星（WD）的热核爆炸。单简并的情况下是一个很好的探索模型的超新星Ia不稳定的热核燃烧开始在吸积，rasekhar质量WD，并形成一个前进的火焰。通过几个提议的物理过程，上升的燃烧物质引发爆炸，随后消耗并释放WD。然而，如果爆炸没有被触发，并且爆燃太弱而无法解开恒星，则会出现完全不同的情况。我们探讨了重力约束爆轰（GCD）机制的SNe Ia的失败，并通过二维和三维模拟演示了失败的爆轰SNe的性质。我们发现，失败的爆炸SNe驱逐几个0.1太阳质量的燃烧和部分燃烧的材料，一小部分的材料回落到WD，污染残留WD与中间质量和铁族元素，可能隔离的核心形成WD的核心是富铁。剩余的材料以与WD的逃逸速度相当的速度不对称地喷射，并且作为响应，WD被踢到几百km/s的速度。这些反冲可能会使双星脱离束缚，并弹出一个失控/超高速WD。虽然爆炸失败的超新星的能量和喷射质量是典型热核超新星的一小部分，但它们很可能是亚发光的低速超新星Ia。因此，这种失败的爆炸可能解释或与所观察到的特殊超新星Ia的分支有关，例如低速亚发光超新星家族（SN 2002 cx/SN 2008 ha-like SNe）。
2012-11-20 astro-ph.HE
Type Ia Supernovae: Can Coriolis force break the symmetry of the gravitational confined detonation explosion mechanism?
如今，旨在解释Ia型超新星现象的模型数量很多，区分它们是必须做的。在这项工作中，我们探讨了旋转的影响，在演化的核火焰驱动爆炸在所谓的重力约束爆轰模型。假设火焰开始在一个点状区域略高于中心的白矮星（WD），并添加适量的角速度的明星，我们遵循的演变使用平滑粒子流体动力学代码的爆燃。我们发现，结果是非常依赖于旋转轴之间的角度和连接的线的初始气泡的燃烧物质与中心的白矮星在点火的时刻。旋转的影响对于接近90°的角度更大，因为流体的浮动元素上的科里奥利力是最大的，并且其主要效果是破坏爆燃的对称性。这种对称性破缺削弱了核火焰在初始点火体积的对极处的会聚，改变了相对于非旋转模型的会聚区域周围的环境条件。这些变化似乎不利于爆轰的出现在压缩体积的对跖点，从而损害了所谓的重力约束爆轰机制的可行性。
2015-07-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Modeling of thermonuclear fusion flames : transition to detonation
本文主要研究恒星介质中控制燃烧转爆轰的关键机制。在一维火焰折叠模型的框架下，讨论了推进火焰与火焰驱动预压之间的正反馈触发的热失控问题。该论文是作者先前研究的扩展，该研究涉及非化学计量融合$fuel \to products$动力学（Phys.Rev.E，103（2021）），而不是物理上更相关的$fuel+fuel \to products$动力学。尽管有这种变化，失控的影响仍然存在。过渡发生在火焰与火焰支持的前驱激波合并之前，即过渡前火焰没有达到查普曼-茹盖爆燃的阈值。
2021-04-24 astro-ph.HE physics.flu-dyn
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
Multi-Dimensional Radiative Transfer Calculations of Double Detonations of Sub-Chandrasekhar-Mass White Dwarfs
双爆轰Ia型超新星的研究，其中氦壳爆轰触发碳核爆轰在亚克拉塞卡质量的白矮星，在过去的十年中经历了复苏。新的进化方案和对哪些核反应是必不可少的更好理解，使得白矮星的氦壳比几十年前的双爆方案更薄，从而成功地爆炸。在本文中，我们提出了第一套光变曲线和光谱的多维辐射转移计算薄壳双爆轰模型，探讨了一系列的白矮星和氦壳质量。我们发现广泛的协议与观察到的光变曲线和光谱的非奇特的Ia型超新星，从次发光的过发光的亚型，提供证据表明，双爆炸的亚克拉塞卡质量白矮星产生的大部分观察到的Ia型超新星。光谱速度和颜色的一些差异仍然存在，但这些可能会通过未来的计算，包括更准确的初始条件和辐射输运物理达成一致。
2021-08-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Multidimensional Nebular-Phase Calculations of Dynamically-Driven Double-Degenerate Double-Detonation Models for Type Ia Supernovae
Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）；Cosmic Dawn Center (DAWN)（宇宙黎明中心）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）；GSI Helmholtzzentrum für Schwerionenforschung（重离子研究中心）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理研究所）；School of Physics, Trinity College Dublin, The University of Dublin（都柏林三一学院物理系）；Heidelberger Institut für Theoretische Studien（海德堡理论研究所）
研究通过1D和3D模拟探讨Ia型超新星双致密天体双点火模型的多维星云相特征，发现多维结构显著影响离子平衡和光谱特征，但现有模型在光谱形状和强度上仍存在不一致，需进一步验证。
2026-04-16 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
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
Double-Detonation Models for Type Ia Supernovae: Trigger of Detonation in Companion White Dwarfs and Signatures of Companions' Stripped-off Materials
利用高分辨率光滑粒子流体动力学（SPH）方法模拟Ia型超新星（SNe Ia），研究了具有不同伴白矮星（WD）的双简并（DD）系统中的双爆轰。我们发现，在某些DD系统中只有主WD爆炸，而在其他DD系统中，主WD的爆炸会引起伴随WD的爆炸。前一种情况是所谓的动态驱动双简并双爆轰（D $^6$）爆炸，或氦点燃的猛烈合并爆炸。主WD的超新星喷出物从伴星WD中剥离物质，伴星WD的质量为$\sim 10^{-3}M_\odot$。当伴随WD是具有He壳层$\lesssim 0.04M_\odot$的碳-氧（CO）WD时，剥离的材料包含碳和氧。由于它们对iPTF 14 atg的低速喷出物成分有贡献，因此D $^6$爆炸可能是亚发光超新星Ia的对应物。剥离的物质可能有助于在几个超新星Ia中看到的低速C。在后一种情况下，如果是He WDs，则伴随WDs通过He爆轰发生爆炸，如果是CO WDs，则通过双爆轰机制与He壳发生爆炸。我们根据爆炸次数将这些爆炸命名为“三重”和“四重”爆炸（TD/QD）。量子点爆炸可能是明亮的Ia型超新星的对应物，如SN 1991 T和SN 1999 aa，因为它们产生大量的$^{56}$ Ni，并且它们的He爆轰产物有助于伴随这种明亮的Ia型超新星的早期发射。另一方面，TD爆炸可能不会产生足够量的$^{56}$ Ni来解释发光的Ia超新星。
2019-09-26 astro-ph.HE
Numerical Treatment of Shock-Induced Nuclear Burning in Double Detonation Type Ia Supernovae
针对双重爆轰Ia型超新星中的激波诱导核燃烧，本文构建基准问题并用Castro开展多分辨率一维模拟，证明实际计算中应禁用激波内燃烧。
2025-05-12 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
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
Type Ia Supernovae from Merging White Dwarfs II) Post-Merger Detonations
碳氧（CO）合并的白矮星是Ia型超新星（SN Ia）的一个有希望的祖先系统，但爆炸的基本物理和时间仍然存在争议。如果爆炸发生在副恒星完全分裂之后，爆炸的主星将膨胀成一种致密的CO介质，这种介质可能仍然具有盘状结构。这种相互作用将使喷出物减速并变形。在这里，我们进行了多维模拟的“夯实”SN Ia模型，使用粒子和网格为基础的代码来研究合并和爆炸动力学，和一个辐射转移代码来计算合成光谱和光变曲线。我们发现，合并后的爆炸表现出沙漏形的不对称性，导致光变曲线与视角的强烈变化。影响结果的两个最重要的因素是盘的标度高度，这敏感地取决于二进制的质量比，和总${}^{56}$ Ni产量，这是由残余核心的中心密度。合成的宽带光变曲线上升和下降非常缓慢，光谱通常看起来很奇特，具有中等质量元素的微弱特征，但相对较强的碳吸收。我们还考虑了残余物的粘性演化的影响，并表明合并和爆炸之间的较长的时间延迟可能会导致较大的${}^{56}$ Ni产量和更对称的残余物。我们讨论的相关性，这类非球面的“夯实”的超新星Ia解释类的“超超克拉塞卡”的超新星Ia。
2013-12-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Three-dimensional delayed-detonation models with nucleosynthesis for Type Ia supernovae
我们提出了一套14个三维，高分辨率流体动力学模拟延迟爆轰模型Ia型超新星（SN Ia）爆炸的结果。该模型套件包括第一套三维超新星Ia模拟与详细的同位素产量信息。因此，它可以作为一个数据库，用于计算克拉塞卡质量延迟爆轰模型核合成产率，并用于推导合成观测值，如光谱和光变曲线。我们采用了一个物理激励，随机模型的基础上湍流速度波动和燃料密度计算现场的爆燃到爆轰转变（DDT）的概率。为了获得爆燃阶段的不同强度，从而获得不同程度的预膨胀，我们选择了一系列初始模型，分别为1、3、5、10、20、40、100、150、200、300和1600（两种不同的实现）中心密度为2.9 × 10^9 gcc的流体静力学白矮星中的点火核，此外，还有一个高中心密度（5.5 x 10^9 gcc）和一个低中心密度（1.0 x 10^9 gcc）的100点火核心构型。对于每一个模拟，我们都通过用384个核素的反应网络对10^6个示踪粒子进行后处理来确定详细的核合成产额。所有的延迟爆炸模型都会导致白矮星爆炸，产生0.32到1.11太阳质量的56 Ni。作为一般趋势，模型预测稳定的富中子铁族同位素不是在最低速度下发现的，而是在围绕富56镍核的壳层中以中等速度（~ 3，000 - 10，000 km/s）发现的。模型还预测了相对低速的氧和碳，典型的最小速度分别约为4，000和10，000 km/s。
2012-11-13 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
Multi-Dimensional Parameter Study of Double Detonation Type Ia Supernovae Originating from Thin-Helium-Shell White Dwarfs
尽管Ia型超新星（SNe Ia）在整个天文学中的重要性，但驱动SNe Ia的精确祖先系统和爆炸机制仍然未知。最近获得关注的一个爆炸方案是双重爆炸，其中一个吸积的He壳爆炸并引发底层白矮星的二次爆炸。我们的研究提出了一个高分辨率，多维，全明星模拟薄的He壳，sub-bracrasekhar质量的白矮星的祖先，经历了双重爆炸。这套薄壳祖细胞采用了他的壳比那些在以前的多维研究薄。我们确认的可行性，在整个范围内的He壳参数空间的双爆轰，以及目前的散装产量和喷出物的配置文件为每个祖。所获得的收益率一般与以前的作品是一致的，并表明生产类似超新星Ia的观测值的可能性。我们的模拟的维度，使我们能够更密切地研究双爆震的功能，包括偏心二次点火和不对称喷出物的细节。我们发现相当大的差异，在不同的视线爆后产物的高速程度。这项工作的数据将用于生成预测的可观测量，并可能进一步支持双爆轰情景作为SNe Ia通道的可行性，以及显示祖先或视角的属性如何影响可观测特性的趋势。
2021-06-03 astro-ph.HE
Type Ia Supernovae from Merging White Dwarfs I. Prompt Detonations
合并的白矮星可能是Ia型超新星（SNe Ia）的祖先。虽然目前还不完全清楚在这样的系统中是否以及何时会触发爆炸，但数值模型表明，爆炸可能在恒星合并形成一个单一的紧凑物体之前开始。在这里，我们研究这样的“围合并”爆炸的数值模拟，建模的中断和核合成的恒星，直到喷出物达到海岸阶段。合成的光变曲线和光谱与观测结果进行比较。三个模型被认为是与主质量0.96 Msun，1.06 Msun，和1.20 Msun。其中，0.96 Msun的矮星与0.81 Msun的伴星合并，其Ni 56当量为0.58 Msun，是最有希望再生普通Ia型超新星的候选者。更大质量的合并会产生异常明亮的Ia型超新星，其峰值亮度接近于“超克拉塞卡”质量的Ia型超新星。虽然合成的光变曲线和光谱的一些模型类似于观察到的超新星Ia，喷出物的显着不对称性导致大的取向效应。峰值辐射热光度随视角变化超过2倍，并且当从光变曲线最亮的角度观察时，光谱吸收特征的速度较低。最大的取向效应出现在紫外线中，其中通量的变化超过一个数量级。尽管视角变化很大，但这三个模型大致遵循宽度-光度关系，较亮的光变曲线在B波段下降得更慢。在某些情况下，还可以看到来自次级恒星的未燃烧碳的光谱特征。
2013-11-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
The structure of detonation waves in supernovae revisited
热核爆炸波的结构可以精确地解决，因此，可以作为一个试验台，用于研究不同的近似，包括在多维流体动力学模拟的超新星。本文给出了等质量分数的$^{12}$ C和$^{16}$ O（CO）以及纯$^{4}$ He（He）在宽范围的上游等离子体条件下的热核爆炸结构。我们构建的同位素列表使我们能够确定爆炸速度，以及这些爆炸的最终状态，具有百分比水平的不确定性（在这里首次获得）。我们提供我们的结果与$\sim0.1\%$，这为未来的研究提供了一个有效的基准的数值精度。我们进一步表明，CO爆炸是病理性的所有上游密度值，这不同于以往的研究，得出的结论是，低上游密度CO爆炸的查普曼-朱吉特（CJ）型。我们提供了一个近似的条件，独立的反应速率，允许估计是否任意上游值将支持CJ型爆震波。利用这一论点，我们能够表明，CO爆炸是病理性的，并验证了他爆炸的CJ型，如以前声称的他。我们对控制核统计平衡方法的反应的分析表明，在高密度下，反应$^{11}$ B $+p\leftrightarrow3^{4}$ He起着重要作用，这是以前未知的。
2018-11-28 astro-ph.HE
The Impact of Resolution on Double-Detonation Models for Type Ia Supernovae
热核超新星是一颗白矮星剧烈分解的结果，但爆炸机制的确切性质是一个活跃的争论问题。为此，已经提出了几个具体的方案来解释超新星Ia的可观察到的特征。一个有希望的途径是双爆炸方案，其中一个白矮星从伴星吸积一个富氦物质的壳层，由此产生的氦壳层中的爆炸是爆炸的主要原因。通过一组二维网格模拟这种情况下，我们清楚地区分三个阶段的演变：外部富氦爆炸，核心压缩加热，最后核心碳燃烧。虽然在所有分辨率下都能实现整个系统的最终破裂，但只有最小分辨率为4~km或更好的模型才能显示所有三个阶段。特别是，核心压缩加热只观察到更高的分辨率，产生质的不同的核合成结果。我们确定的效果，更精细的空间分辨率的混合热硅之间的界面处的引爆氦层和底层的C/O WD作为这些动态差异的主要驱动程序。
2022-08-18 astro-ph.HE
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
Three Hypervelocity White Dwarfs in Gaia DR2: Evidence for Dynamically Driven Double-Degenerate Double-Detonation Type Ia Supernovae
双白矮星（WD）双星的双爆是近年来发现的最有希望的Ia型超新星（SN Ia）的起源现象之一。这种“动力驱动的双简并双爆轰”（D^6）方案的一个潜在结果是，伴随的WD在爆炸中幸存下来，并以等于其SN前轨道速度> 1000 km/s的速度被抛出。我们使用盖亚的第二次数据发布来搜索这些超高速逃逸的WD。在本文中，我们讨论了七个候选人跟进地面仪器。这三个来源可能是银河系中已知最快的恒星，总的银河系中心速度在1000到3000公里/秒之间，并且与之前在SN Ia系统中的伴星WD一致。然而，虽然其中一颗恒星的径向速度大于1000 km/s，但其他两颗恒星的径向速度却令人困惑地一致为0。来自盖亚的五参数天体测量解和来自后续光谱的径向速度相结合，初步证实了D^6场景的6D性。其中一颗恒星的过去位置将其置于一个微弱的旧SN遗迹中，进一步加强了这些候选者作为经历SNe Ia的双星系统的超高速逃逸的解释。
2018-07-18 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
Radioactively-Powered Rising Lightcurves of Type Ia Supernovae
最近，附近的超新星2011 fe的亮度上升显示出在最初的0.5-4天内与时间的二次依赖关系。此外，由许多Ia型超新星（SNe Ia）堆积在一起形成的复合光变曲线显示出类似的幂律指数1.8 ± 0.2。我探索什么范围的幂律上升是可能的，由于爆炸的白矮星（WD）的表面附近的放射性物质的存在。我总结了什么样的限制，这样一个模型的地方上的结构的祖先和喷出物的分布和速度。我的主要结论是，SN 2011 fe的上升需要质量分数为0.03的56 Ni（或其他热源，如48 Cr）分布在WD表面以下约0.004- 0.1 Msun的深度之间。如此浅的放射性元素在单一碳氧爆炸的模拟中是找不到的。可能产生这种材料的情景包括双爆轰点火过程中的氦壳燃烧、重力约束爆轰以及爆燃到爆轰过渡模型的子集。一般来说，幂律上升可能不同于二次上升，这取决于事件的细节，因此将这项工作与观测到的Ia超新星的热辐射上升进行比较，将对浅层放射性物质的分布产生强烈的约束，为识别Ia超新星难以捉摸的祖先提供重要线索。
2012-01-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Quantifying How Density Gradients and Front Curvature Affect Carbon Detonation Strength During Type Ia Supernovae
准确地再现Ia型超新星爆炸和由此产生的核合成产额背后的物理学对于解释光谱和遗迹的观测是重要的。所涉及的过程的规模跨越数量级，使得这个问题在计算上不可能在目前和不久的将来完全解决。在恒星的较低密度区域，爆炸前沿的弯曲将减缓爆炸，影响中等质量元素的产生。我们发现，由于密度梯度存在于外层的祖先的冲击加强是必不可少的理解核合成有，与燃烧延伸远低于密度在稳态爆炸是灭绝。我们表明，一个完整的反应网络是不足以获得物理爆轰在高密度和适度的分辨率，由于在未解决的反应前沿的数值混合。在低密度下，低于6 $\times$ 10 $^{5}$ g cm $^{-3}$，有可能达到足够高的分辨率来分离激波和反应区，并获得由完全解析的准稳态计算预测的丰度结构。对于我们目前最好的基准产量，我们利用一种方法，在该方法中，未解决的部分拉格朗日历史重建的基础上完全解决准稳态爆轰计算。这些计算表明，欠分辨模拟同意约，$\sim$ 10\%，在冲击后的温度，压力，密度和丰度值，与预期的爆炸结构足够远离欠分辨区域，但仍有一些改进的空间，在流体动力学的亚网格反应的处理之前，在所有密度下都可以达到优于1 $\%$。
2018-06-20 astro-ph.HE
ZTF 18aaqeasu (SN 2018byg): A Massive Helium-shell Double Detonation on a Sub-Chandrasekhar Mass White Dwarf
氦壳在白矮星上的爆炸被认为是Ia型超新星爆炸的可能触发机制。在这里，我们报告了ZTF 18 aaqeasu（SN 2018 byg/ATLAS 18 pqq），这是一颗奇特的I型超新星，与氦壳双爆相一致。从爆炸开始的上升时间为$\approx 18$天，瞬变达到了$M_R \approx -18.2$等的峰值绝对星等，表现出类似于亚发光SN 1991 bg的Ia型超新星的光变曲线，尽管在爆炸后的一周内亮度异常急剧增加。在峰值光附近拍摄的光谱显示出明显的Si吸收特征，以及由5000 Å的通量蓝向几乎完全的线覆盖产生的异常红色（$g-r \approx 2$ mag）。这种行为不同于以前观察到的任何热核瞬变。星云相位光谱采取在$\approx 30$天后，从峰值光揭示的证据，一个热核爆炸事件占主导地位的铁组核合成。我们表明，ZTF 18 aaqeasu的特殊性质是一致的爆炸的大规模（$\approx 0.15$ M $_\odot$）氦壳上的一个sub-Bracrasekhar质量（$\approx 0.75$ M $_\odot$）白矮星后，包括混合的$\approx 0.2$ M $_\odot$的材料在外部喷出物。这些观测结果提供了一种可能罕见的热核超新星的证据，这种超新星是由大量氦壳的爆炸产生的。
2019-01-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Type Ia Supernovae in the First Few Days: Signatures of Helium Detonation versus Interaction
早期阶段的蓝色和过量的发射在最初的几天内，到目前为止，报告了一些Ia型超新星（SNe Ia）的机制，已被认为是SN喷出物与非简并伴星或星周介质（CSM）的相互作用。最近，在He爆炸触发SN情景的背景下提出了另一种机制（即，双爆轰情景或He点燃的剧烈合并），其中SN喷出物最外层的放射性同位素产生早期发射。在本文中，我们调查这些不同的情况下预测的早期阶段过量排放的属性。He爆轰情景在早期闪光中表现出与同伴/CSM相互作用情景不同的行为。一旦将UV和光学中的行为结合起来，就可以提供特别清晰的诊断。合成的光谱为他爆炸的情况下，其特征在于由于他爆炸的产物，特别是在衰变阶段发展的反射。我们进一步预期早期闪光的性质与最大SN发射的性质之间的关系，在某种程度上，更亮和更慢的初始闪光伴随着更实质性的额外反射（和变红）效应。然而，这种关系应该与SN的最大光度一起考虑，因为较大的光度抑制了额外吸收的影响。有了这些预期的功能，我们解决了可能的起源观察到的过度早期阶段发射的几个SNE。
2018-05-31 astro-ph.HE
Bondi-Hoyle-Lyttleton Accretion in a Reactive Medium: Detonation Ignition and a Mechanism for Type Ia Supernovae
反应介质中的爆轰起爆可以通过外部产生的冲击波来实现。进入引力中心的超音速流动，称为邦迪-霍伊尔-利特尔顿（BHL）吸积，是一种自然的冲击波产生过程，但据我们所知，文献中从未考虑过反应介质。在这里，我们进行了一个数量级的分析，以调查在何种条件下，冲击诱导的反应区重新耦合到冲击波阵面。我们推导了自持爆轰点火的三个半解析判据。我们应用这些标准的特殊情况下，一个原始黑洞（PBH）的小行星质量穿越碳氧白矮星（WD）。由于碳氧WD中的爆炸被认为会产生正常的热核超新星（SNe Ia），因此从保守（乐观）分析来看，观测到的SNe Ia速率将暗物质（DM）以PBH形式存在的部分限制为$\log_{10}(f_{\rm PBH})< 0.8 \log_{10}(M_{\rm BH}/3\times 10^{22}{\rm g})$在$10^{21}\!-\!10^{22}$ g（$10^{20}\!-\!10^{22}$ g）范围内。最重要的是，如果DM的一个重要部分是质量为$10^{23}$ g的PBH形式，这些遭遇可以解释正常的亚克拉塞卡超新星Ia的速率和中值爆炸质量。
2021-06-30 astro-ph.HE
One-dimensional non-LTE time-dependent radiative transfer of an He-detonation model and the connection to faint and fast-decaying supernovae
我们提出了非LTE的时间依赖的辐射转移模拟的喷出物产生的爆炸的氦壳在低质量的碳/氧白矮星（WD）的表面。这种机制是一种可能的起源超新星（SNe）与微弱和快速衰减的光变曲线，如Ia SNe和富钙瞬变。我们的初始喷出物在1d的条件是由0.18B的爆炸模型COp 45 HEp 2 Waldman等人。0.2Msun的喷出物最初含有0.11Msun的He，0.03Msun的Ca和0.03Msun的Ti。我们获得了约5d的上升，达到3.59x10^41 erg/s的热测量最大值，主要由48 V衰变供电。多波段光变曲线显示出不同的形态，从U波段到K波段的最大星等（-14.3到-16.7等）在3到9天之间变化。近红外光变曲线显示无次最大值。由于在早期同时存在HeI和SiII系，我们获得了杂交Ia/Ib型分类。在光球相线覆盖期间，主要由TiII引起。在星云的时间，光谱显示强的CaII线的光学（但没有[OI] 6300- 6364 A发射），和TiII在近红外。总的来说，这些结果匹配定性非常不同的属性。Ia SNe和富钙瞬变。尽管我们预测的强烈TiII覆盖和红色很少观察到，但例如在OGLE-2013- SN-079中可以看到它们。此外，我们获得了比PTF 10 iuv更快的光变曲线演化，表明喷出物质量>0.2Msun。替代方案可以是两个WD的合并，一个或两个WD由He组成。
2014-11-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Unified Mechanism for Unconfined Deflagration-to-Detonation Transition in Terrestrial Chemical Systems and Type Ia Supernovae
Ia型超新星（SNIa）的性质--白矮星的热核爆炸--是天体物理学中的一个悬而未决的问题。几乎所有现有的正常明亮SNIa的理论模型都要求爆炸产生爆炸，以消耗所有的恒星物质，但燃烧到爆炸转变（DDT）的机制仍然不清楚。我们提出了一个统一的理论，描述了在无约束化学和热核爆炸引发爆轰的机制和条件。通过化学火焰实验和热核火焰数值模拟验证了模型的有效性。我们使用发展的理论来确定在单简并的拉塞卡-质量SNIa模型中爆轰起始的判据，并表明在密度为10^7 - 10^8 g/cc时，DDT几乎是不可避免的。
2019-10-31 astro-ph.HE physics.flu-dyn
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
Double-detonation sub-Chandrasekhar supernovae: synthetic observables for minimum helium shell mass models
节录。在Ia型超新星（SNe Ia）的双爆方案中，爆轰起始于一个富氦物质的壳层，该壳层是由一颗质量小于100亿克拉塞卡的白矮星（WD）从伴星吸积而来的。这种外壳爆炸驱动冲击波阵面进入碳-氧（C/O）WD，触发核心中的二次爆炸。核心爆炸导致WD的完全破坏。早期的研究得出结论，这种情况下有困难的帐户观察到的属性超新星Ia，因为爆炸喷出物包围的产品，爆炸他燃烧的外壳。最近，有人提出，爆炸可能比以前假设的质量小得多的He壳。此外，它表明，即使这些最小的He壳质量的爆炸强烈地触发爆炸的C/O核心。在这里，我们提出了时间相关的多波长辐射转移计算模型与最小的He壳质量和导出的光学和γ射线谱区的合成可观测量。这与早期的亚克拉塞卡质量爆炸模拟中发现的那些有很大的不同，在这些模拟中，人们考虑了更大质量的He壳。我们的模型预测的光变曲线，涵盖了范围内的亮度和上升和下降的时间观察到的超新星Ia。然而，它们的颜色和光谱与观测结果不符。特别是，它们的B-V颜色通常太红。我们发现，这种差异主要是由于我们的模型，其中包含大量的Ti和Cr的燃烧产物的组成的He壳。使用一个玩具模型，我们还表明，燃烧产品的他壳取决于其初始组成。这使我们得出结论，良好的协议之间的亚克拉塞卡质量爆炸和观察到的超新星Ia可能仍然是可行的，但需要进一步研究的壳属性。
2010-06-23 astro-ph.HE
Delayed Detonation Thermonuclear Supernovae With An Extended Dark Matter Component
我们提出了热核超新星混合扩展组件的费米子冷暗物质的模拟。利用具有球对称性的爆燃-爆轰过渡的爆燃模型，研究了一颗质量为10000万的白矮星的爆炸。由于暗物质的大小与正常物质相当，所以这个系统可以用二维欧拉流体力学来描述。在我们所考虑的所有模型中，爆炸留下的所有暗物质都被困为一颗残余的致密暗星。与没有暗物质混合物的普通爆炸相比，暗物质的存在延长了爆燃阶段，产生更多的热中微子和类似数量的铁族元素。暗物质混合模型产生了更暗和更宽的光变曲线，这对热核超新星作为宇宙距离测量标准蜡烛的作用提出了挑战。我们的研究结果还表明，通过近太阳质量的暗物质混合热核超新星，模拟亚太阳质量黑洞作为暗引力源的暗致密物体的形成路径。
2020-12-12 astro-ph.CO astro-ph.HE
Direct Numerical Simulations of Oxygen-Flame-Driven Deflagration-to-Detonation Transition in Type Ia Supernovae
该研究通过耦合核反应网络的流体力学数值模拟，证实Ia型超新星中氧火焰可通过泽尔多维奇梯度机制触发爆燃转爆轰，明确了相关参数阈值，并发现多维效应可降低爆轰触发密度。
2025-10-30 astro-ph.HE
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
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
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
