On the type Ia supernovae 2007on and 2011iv: Evidence for Chandrasekhar-mass explosions at the faint end of the luminosity-width relationship
利用丰度分层技术建立了两颗过渡型Ia超新星（SNe Ia）的辐射传输模型。这两个天体--SN 2007 on和SN 2011 iv--都在同一个星系NGC 1404中爆炸，这使得可以进行直接比较。SN 2007 on合成了0.25 $M_{\odot}$的$^{56}$ Ni，其发光度低于SN 2011 iv，后者产生了0.31 $M_{\odot}$的$^{56}$ Ni。与SN 2011 iv相比，SN 2007 on的中心密度（$ρ_{c}$）较低，爆炸能量（$E_{\rm kin}$ $\sim 1.3\pm$ 0.3 $\times10^{51}$ erg）较高，产生的核统计平衡（NSE）元素较少（0.06 $M_{\odot}$）。SN 2011 iv的$ρ_{c}$较大，在最低速度区电子捕获率增加，产生0.35 $M_{\odot}$的稳定NSE元素。SN 2011 iv的爆炸能量为$E_{\rm kin}$ $\sim 0.9 \pm$ 0.2 $\times10^{51}$ erg。这两个物体的喷出物质量与克拉塞卡质量（CH质量）一致，它们的观测特性可以通过延迟爆炸模型的预测得到很好的描述。在这个框架内，与次亮SN 1986 G的比较表明SN 2011 iv和SN 1986 G具有不同的跃迁密度（$ρ_{tr}$），但相似的$ρ_{c}$。而SN 1986 G和S…
2018-02-26 astro-ph.HE
The ejected mass distribution of type Ia supernovae: A significant rate of non-Chandrasekhar-mass progenitors
Ia型超新星喷出的质量分布直接探测了其前身的演化历史和爆炸机制，并对它们作为宇宙学探测器的用途产生了影响。虽然克拉塞卡质量是白矮星作为Ia型超新星爆炸的自然质量尺度，但允许Ia型超新星以其他质量爆炸的模型最近引起了广泛关注。利用喷射质量与光变曲线宽度之间的经验关系，我们推导出了337颗具有红移的Ia型超新星样本的喷射质量$M_\mathrm{ej}$和$^{56}$ Ni质量$M_\mathrm{Ni}$，这些红移是最近宇宙学分析中使用的$z < 0.7$。我们使用分层贝叶斯推断来重建联合$M_\mathrm{ej}$ - $M_\mathrm{Ni}$分布，考虑测量误差。推断的$M_\mathrm{ej}$的边缘分布有一个长尾巴，朝向亚克拉塞卡质量，但在1.4 $M_\odot$以上急剧截断。我们的研究结果表明，25%~ 50%的正常Ia型超新星不符合克拉塞卡质量爆炸，几乎所有的超新星都是亚克拉塞卡质量爆炸，超克拉塞卡质量爆炸只占光谱正常Ia型超新星的1%。我们将Ia型超新星的宽度-光度关系解释为$M_\mathrm{ej}$和$M_\mathrm{Ni}$之间的潜在关系，并表明推断的关系不能自然地用任何单一的已知爆炸机制的预测来解释。
2014-08-28 astro-ph.CO astro-ph.HE
Evidence for Sub-Chandrasekhar Mass Type Ia Supernovae from an Extensive Survey of Radiative Transfer Models
正常的Ia型超新星（SNe Ia）有两类可存活的祖先：一个是白矮星在克拉塞卡质量下爆炸的系统（$M_{ch}$），另一个是白矮星在克拉塞卡质量下爆炸的系统（亚$M_{ch}$）。目前尚不清楚这些通道中哪一个占主导地位;观测和光变曲线模型为两者提供了证据。在这里，我们使用了一个广泛的网格的4500个时间相关的，多波长的辐射输运模拟表明，次$M_{ch}$模型可以再现整个的宽度-光度关系（WLR），而$M_{ch}$模型只能产生更明亮的事件$(0.8 < ΔM_{15}(B) < 1.55)$，这意味着快速下降的超新星Ia来自次$M_{ch}$爆炸。我们不假设一个特定的理论范式的祖或爆炸机制，而是构建参数化的模型，不同的质量，动能，和成分结构的喷出物，从而实现了广泛的可能结果的白矮星爆炸。我们提供了拟合函数的基础上，我们的大网格的详细模拟，映射可观察到的性质的超新星Ia，如峰值亮度和光变曲线宽度的物理参数，如$^{56}\mathrm{Ni}$和总喷射质量。这些可以用来估计观测到的Ia超新星的物理性质。
2018-01-02 astro-ph.HE
Chandrasekhar and sub-Chandrasekhar models for the X-ray emission of Type Ia supernova remnants (I): Bulk properties
Ia型超新星起源于双星系统中碳氧白矮星的爆炸，但其祖先的确切性质仍然难以捉摸。Ia型超新星遗迹的整体性质，如X射线谱中Fe K $α$混合物的半径和质心能量，是由超新星喷出物和周围介质的性质决定的。我们模拟Ia型超新星喷出物和一系列均匀的环境介质密度在一个维度上的年龄为5000年之间的相互作用的Brachasekhar和子Brachasekhar模型。我们从这些超新星遗迹模型中生成合成X射线光谱，并将它们在不同膨胀年龄下的体积性质与\textit{Chandra}和\textit{Suzaku}的X射线观测结果进行比较。我们发现，我们的模型可以成功地再现大多数观察到的残余物的散装性能，这表明Ia型SN祖细胞不修改他们的周围环境显着的几个PC的规模。环境介质密度和膨胀年龄是我们模型中体积性质多样性的主要贡献者。对于大块残留物的性质，克拉塞卡和亚克拉塞卡的祖先做出了类似的预测，但是对X射线光谱的详细拟合具有区分爆炸能量和祖先情景的能力。
2018-10-04 astro-ph.HE
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
Type Ia supernova explosion models are inherently multidimensional
该研究通过多维爆炸模拟比较多种Ia型超新星模型，证明其抛射物本质上具有多维结构，镍分布可由JWST星云光谱区分，并指出球对称模拟与一维后处理的不足。
2024-04-26 astro-ph.HE
Thermonuclear explosions of rapidly rotating white dwarfs - II. Detonations
背景：超亮Ia型超新星（SNe Ia）可以用快速旋转的白矮星（WD）的超拉塞卡质量爆炸来解释。在前面的论文中，我们表明，爆燃的情况下，适用于快速旋转的WD产生的爆炸，不能解释大多数的超新星Ia。目的：祖星的旋转允许形成具有较浅密度分层的超rasekhar质量WD。我们使用简单的估计生产的中间和铁族元素在纯爆炸的快速旋转WD评估其可行性，解释罕见的超新星Ia。方法：我们在流体静力学平衡中数值构建WD，根据各种旋转定律旋转。通过考虑密度分层和评价流体动力学模拟的结果来估计爆炸产物。结果如下：我们表明，大量的中间质量元素产生的理论动机的旋转法律，即使是对WD的即时引爆。结论：快速旋转的WD爆炸可能提供了一个罕见的超亮超新星Ia的燃烧物质和爆炸运动学方面的解释。
2009-11-18 astro-ph.HE
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
Hydrodynamical evolution of merging carbon-oxygen white dwarfs: their pre-supernova structure and observational counterparts
利用光滑粒子流体动力学（SPH）方法模拟了质量为$1.1$和$1.0$ $M_\odot$的碳氧（CO）白矮星（WD）的合并过程，直到合并残余物达到动力学稳定状态.利用这些结果，我们评估是否可以诱发热核爆炸，以及爆炸是否可以观察到Ia型超新星（SN Ia）。我们调查了三种爆炸机制：氦点火后的动态合并（“氦点燃的暴力合并模型”），碳点火（“碳点燃的暴力合并模型”），和爆炸后形成的Wasrasekhar质量WD（“Wasrasekhar质量模型”）。氦点燃的猛烈合并模型的爆炸是可能的，而我们预测，由此产生的SN喷出物是高度不对称的，因为它的伴星是完全完整的爆炸时。碳点燃的剧烈合并模型也可能导致爆炸。然而，爆炸WD的包线扩展到$\sim 0.1R_\odot$;它比SN 2011 fe（$< 0.1R_\odot $）的包线大得多，但比SN 2014 J（$\sim 1R_\odot$）的包线小得多。对于在这项工作中所研究的WD质量的特定组合，Eschrasekhar质量模型是不成功的，导致超新星Ia爆炸。除了这些评估，我们调查的演变未结合的材料通过合并过程（合并喷出物），假设的情况下，超新星Ia爆炸是不是由氦或碳点火在合并过程中触发。合并喷出物与周围的星际介质相互作用，形成一个壳。该壳的辐射热光度大于$2 \times 10^{35}$ ergs $^{-1}$，持续时间为$\sim …
2015-04-23 astro-ph.HE
Type Ia supernovae within dense carbon-oxygen rich envelopes: a model for 'Super-Chandrasekhar' explosions?
我们调查的后果，相当正常的Ia型超新星被嵌入在紧凑和致密的信封富含碳和氧的拱星材料通过详细的辐射流体动力学模拟。我们的主要重点在于探索喷出物和星周物质之间的相互作用对喷出物演化和宽带光变曲线的影响。在我们的计算中，我们发现，一个强大的反向冲击有效地减速和压缩喷出物的材料。这导致光学光变曲线的显著加宽，上升到最大值的时间更长，尾相下降更慢。在相互作用过程中，产生了大量的辐射能量，这些能量主要出现在极紫外和X射线区域。只有当由于辐射-物质相互作用而进行的再处理非常有效时，才能观察到光学光变曲线的显著提升。我们讨论这些发现，特别是在超亮事件SN 2009 dc的背景下。由于我们的计算能够再现其一些独特的性质，我们得出结论，在这项工作中研究的相互作用方案的味道构成了一个很有前途的候选人来解释这样的'超级-Bracrasekhar'超新星。
2016-10-21 astro-ph.HE 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
Sub-Chandrasekhar Mass Models For Type Ia Supernovae
对于碳氧白矮星来说，吸积氢或氦的速率在1-10 x 10^（-8）Msun/y之间，在恒星达到克拉塞卡质量之前，各种爆炸性的结果是可能的。这些结果是针对一系列白矮星质量（0.7 - 1.1 Msun）、吸积速率（1 - 7 x 10^（-8）Msun/y）和初始白矮星温度（0.01和1 Lsun）进行调查的。结果对爆炸前最后几分钟的对流特别敏感。除非这种对流维持一个浅的温度梯度，除非密度足够高，否则吸积的氦不会爆炸。如果低于氦的临界点火密度（我们估计为5 ~ 10 × 10^5 g cm^（-3）），就会产生氦新星或氦爆燃。流体动力学，核合成，光变曲线，和光谱的一个有代表性的样品引爆和爆燃模型进行了探讨。有些可能是相当微弱的，由48 Cr和48 V的衰变在峰值供电几天。只有最热、质量最大、氦层最小的白矮星，其光变曲线和光谱才与常见的Ia型超新星相当吻合。对于其他模型，特别是那些涉及较轻的白矮星，氦壳质量超过0.05 Msun，合成的56 Ni质量超过0.01 Msun。这些爆炸看起来不像普通的Ia型超新星，或任何其他经常观察到的瞬变。
2011-03-29 astro-ph.HE
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
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
Ca hnk: Calcium-rich Transient SN 2016hnk from the Helium Shell Detonation of a Sub-Chandrasekhar White Dwarf
我们目前的观测和建模SN 2016 hnk，富钙超新星（SN）是一致的，是一个C/O白矮星的He壳双爆轰爆炸的结果。我们发现SN 2016 hnk相对于典型的热核超新星本质上是红色的，并且具有相对较低的峰值光度（$M_B = -15.4$ mag），将其与低光度的Ia型超新星（SNe Ia）区分开来。SN 2016 hnk具有快速上升的光变曲线，与其他富钙瞬变（$t_r = 15$ d）一致。我们确定SN 2016 hnk产生${}^{56}\textrm{Ni}$的$0.03 \pm 0.01 M_{\odot}$和喷出物的$0.9 \pm 0.3 M_{\odot}$。光球光谱显示出强烈的，高速钙II吸收和显着的线覆盖在$λ< 5000$角，使其不同于典型的（SN 2005 E类）富钙SNe。SN 2016 hnk与SN 2018 byg非常相似，后者被模拟为He壳双爆轰爆炸。我们证明了SN 2016 hnk的光谱和光变曲线很好地模拟了$0.02 \ M_{\odot}$氦壳在$0.85 \ M_{\odot}$ C/O白矮星表面的爆轰。该分析突出了第二个观察到的氦壳双爆轰的情况，并提出了一个特定的热核爆炸，它在物理上不同于SNe，简单地定义为它们的低光度和强[Ca II]发射。
2020-05-20 astro-ph.HE
Sub-Chandrasekhar-mass detonations are in tension with the observed $t_0-M_\text{Ni56}$ relation 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。最近的研究表明，在一个薄的氦壳内的传播爆震围绕一个sub-Bracrasekhar质量CO核心，随后可以触发核心内的爆震（双爆震模型，DDM）。这种爆炸的结果类似于一个亚克拉塞卡质量的CO WD（SCD）的中心点火。虽然SCD与Ia超新星的一些观测性质是一致的，但一些计算挑战阻止了与观测结果的稳健比较。我们专注于观察到的$t_0-M_\text{Ni56}$关系，其中$t_0$（$γ$射线从喷出物的逃逸时间）与$M_\text{Ni56}$（合成的$^{56}$ Ni质量）正相关。我们应用我们最近开发的数值方案来计算SCD和计算的$t_0-M_\text{Ni56}$关系，这不需要辐射传输计算，收敛到百分之几的精度。我们发现我们的计算和观察到的$t_0-M_\text{Ni56}$关系之间存在明显的张力。SCD预测$t_0$和$M_\text{Ni56}$之间的反相关性，$t_0\approx30\,\textrm{day}$用于发光（$M_\text{Ni56}\gtrsim0.5\,M_{\odot}$）SNe Ia，而观察到的$t_0$在$35-45\,\textrm{day}$的范围内。我们表明，这种紧张是大于结果的不确定性，它存在于所有以前的研究问题。我们的研究结果暗示，…
2020-10-26 astro-ph.HE
Chandrasekhar-mass white dwarfs are the progenitors of a small fraction of Type Ia supernovae according to nucleosythesis constraints
Ia型超新星（SNe Ia）的精确祖先系统，无论它是一个接近于克拉塞卡极限的白矮星（WD）还是质量小得多的白矮星，几十年来一直是一个争论的问题。我们小组最近对大规模WD爆炸前的吸积和沸腾阶段的研究表明，热失控时的中心密度在$(3.6-6.3)\times10^9$ g cm $^{-3}$范围内，以便合理选择WD上的吸积速率和祖金属丰度。在这项工作中，我们已经计算了一维模拟爆炸的这种WD，特别强调喷出物的化学成分，这在所有情况下是非常丰富的中子化同位素铬（$^{54}$铬）和钛（$^{50}$钛）。我们表明，为了使这样的核合成与太阳系的同位素丰度相一致，质量为1000亿克拉塞卡的白矮星最多可以占到正常光度的Ia超新星的26%，或者说最多占到所有Ia超新星的20%。
2022-09-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Chemical abundances in Sgr A East: evidence for a Type Iax supernova remnant
最近的观测表明，热核超新星（SNe）的观测行为和爆炸机制有着显著的多样性。一种新兴的奇特热核超新星，称为Iax型，表现出与正常Ia型不同的光度和光谱行为。它们的起源仍然存在很大的争议，但白矮星（WD）的纯湍流爆燃被认为是主要的形成理论。大量的Iax型超新星表明存在着未被确认的银河系Iax型超新星遗迹（SNRs）。我们报告的证据表明，在银河系中心的SNR Sgr A东造成的一个纯粹的湍流爆燃的一个卡拉塞卡质量的碳-氧WD，爆炸机制用于Iax型SNe。我们的X射线光谱研究的Sgr A东使用3 MS的钱德拉数据显示低比例的中间质量元素的Fe和大的Mn/Fe和Ni/Fe比。这种丰度模式不符合核心崩溃或正常的Ia型模型。因此，Sgr A East是第一个被提出可能是Iax型起源的银河SNR，也是研究这一特殊类别的最近目标。我们将Sgr A East与富铁SNRs 3C 397和W 49 B进行了比较，后者也具有高Mn和Cr丰度，并被声称是由克拉塞卡质量WD的燃烧爆炸引起的（尽管存在争议）。我们的研究表明，它们有不同的丰度模式。热核SNRs的X射线能谱研究，为克拉塞卡质量WDs存在多种爆炸通道和多种金属输出的理论提供了观测证据。
2020-11-24 astro-ph.HE
Constraining Type Ia supernova explosions and early flux excesses with the Zwicky Transient Factory
在时域测量的新时代，Ia型超新星在爆炸后很快就被捕获，这暴露了它们早期光变曲线的显着变化。早期演化的两个驱动因素是镍在喷出物中的分布和各种原因导致的通量过剩。我们对迄今为止最大的年轻超新星样本进行了分析。我们比较了115个超新星Ia光变曲线从Zwicky瞬态设施的海龟模型网格包含的光变曲线与范围内的镍质量，镍分布和爆炸能量的质量爆炸。我们发现，我们所观察到的光变曲线的大部分都很好地再现了具有高度扩展的镍分布的偏好的Meskrasekhar质量爆炸模型。我们确定六个超新星Ia与我们的G-和R-波段数据（四个“蓝色”和两个“红色”通量过剩）的早期通量过剩。我们发现在z < 0.07的Ia超新星中，早期通量过剩的固有率为18+/-11%，基于30个观测到的Ia超新星中的三个（10%）探测到的通量过剩，模拟效率为57%，这与文献中的通量过剩率相当，但也解释了探测效率。其中两个事件大多与CSM相互作用一致，而其他四个具有较长的寿命与同伴相互作用和镍块模型一致。我们发现，在类似91 T/99 aa的事件中，通量过剩的频率更高（44+/-13%）。
2022-02-25 astro-ph.HE
Comprehensive Observations of the Bright and Energetic Type Iax SN 2012Z: Interpretation as a Chandrasekhar Mass White Dwarf Explosion
本文介绍了Iax型超新星2012 Z的紫外-近红外宽带测光、光学和近红外光谱。该数据集包括早期和晚期观测，包括光谱分类SN Iax获得的第一个晚期近红外光谱。简单的模型计算其热光度曲线表明SN 2012 Z产生了约0.3 M太阳的（56）Ni，喷射出约10^51 erg的物质，爆炸能量约为10^51 erg，使其成为迄今观测到的最明亮和最具能量的SN Iax之一。SN 2012 Z的晚期近红外光谱被发现与正常超新星Ia的类似历元光谱大致相似;然而，与其他超新星Iax一样，其相应的可见光波长光谱与所有超新星类型相比有很大不同。来自IME分布的限制，例如硅和镁，表明外部喷出物在燃烧期间或之后没有经历显著的混合，并且后期近红外线轮廓表明大部分（56）Ni是在高密度燃烧期间产生的。SN 2012 Z的各种观测性质与理论预期一致，即一颗质量为白矮星的祖先经历了一次脉冲延迟爆炸，在爆燃燃烧阶段产生了太阳质量的十分之几的（56）Ni，在爆炸阶段产生了很少（或没有）（56）Ni。在这种情况下，只有适度的瑞利-泰勒混合发生在爆燃和回落阶段的脉动，和分层结构的IME是一个产品的后续denotation阶段。超新星Iax星群并不遵循与超新星Ia类似的紧密的亮度-衰减关系，这一事实可以在脉动反弹期间混合量的变化和早期亚音速膨胀阶段（56）Ni产生量的变化的框架内理解。
2014-08-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Strong Calcium Emission Indicates that the Ultraviolet-Flashing Type Ia SN 2019yvq was the Result of a Sub-Chandrasekhar Mass Double-Detonation Explosion
我们呈现了Ia型超新星（SN Ia）SN 2019 yvq的星云光谱，它在爆炸后有一个明亮的蓝色和紫外光的闪光，然后是类似于其他Ia型超新星的上升。虽然SN 2019 yvq显示出其他几个罕见的特征，例如在峰值亮度附近持续的高喷出物速度，但它并不特别特别，如果没有观察到早期的“过量”发射，它可能会被包含在宇宙学样本中。过剩通量可以用几种不同的物理模型来解释，这些模型与原始系统和爆炸机制的细节有关。每个人都有独特的预测光学薄发射在晚些时候。在我们的星云光谱中，我们检测到强烈的[Ca II] $λλ$ 7291，7324和Ca NIR三重态发射，与双爆轰爆炸一致。我们没有检测到H，He或[O I]的排放，预测一些单简并的祖系统和暴力的白矮星合并。上扫的H或He的量分别小于2.8 x 10^-4和2.4 x 10^-4 Msun。除了强烈的Ca辐射外，SN 2019 yvq星云光谱与典型的Ia型超新星相似，光变曲线形状相同。比较双爆轰模型，我们发现，钙排放是一致的模型与总祖质量为1.15 Msun。然而，我们注意到，较低的祖先质量更好地解释了早期的光变曲线和峰值亮度。SN 2019 yvq的独特性质表明，厚He壳层双爆轰仅占SN Ia总“正常”速率的$1.1^{+2.1}_{-1.1}\%$。SN 2019 yvq是迄今为止最好的例子之一，多个祖细胞通道似乎是复制“正常”SNe Ia的全…
2021-03-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Helium star evolutionary channel to super-Chandrasekhar mass type Ia supernovae
最近发现的几颗超亮Ia型超新星（SNe Ia）表明，白矮星的爆炸质量可能大大超过了经典的克拉塞卡质量极限。快速的差速旋转可能支持这些大质量的白矮星。基于单简并假设，当吸积率为$\dot{M}>3\times 10^{-7}M_{\odot}\rm yr^{-1}$时，白矮星将发生差动自转，采用Eggleton的恒星演化程序，对由He星和CO白矮星（WD）组成的$\sim$ 1000双星系统进行了数值计算.我们提出的初始参数在轨道周期氦星质量平面（WD质量的$1.0 M_{\odot}$和$1.2 M_{\odot}$，分别），这导致了超rasekhar质量SNe Ia。结果表明，对于$1.2 M_{\odot}$的初始大质量WD，大量的超新星Ia可能是由超亚克拉塞卡质量WD形成的，超新星Ia爆炸时WD的最高质量为1.81 $M_\odot$，但不能形成超大质量（$>1.85M_{\odot}$）WD.然而，当WDs的初始质量为$1.0 M_{\odot}$时，超新星Ia的爆炸质量几乎是均匀的，这与观测中超亚克拉塞卡质量超新星Ia的稀少性相一致。
2011-01-21 astro-ph.HE
X-ray Limits on the Progenitor System of the Type Ia Supernova 2017ejb
我们提出了深X射线限制存在的爆炸前对应的低光度Ia型超新星（SN Ia）2017 ejb。SN 2017ejb是在NGC 4696中发现的，NGC 4696是半人马座星系团中一个经过充分研究的椭圆星系，在SN 2017ejb被发现之前的14到3年之间有894 ks的钱德拉成像。利用SN 2017ejb的爆炸后测光和光谱学，我们证明SN 2017ejb与低光度的SNe Ia如SN 1986G和SN 1991bg最一致。分析SN 2017 ejb在爆炸前图像中的位置，我们没有检测到爆炸前的X射线源。我们使用这些数据来放置上限的存在下，任何清晰的超软X射线源（SSS）。已知SSS系统是由一颗非简并伴星吸积而来的白矮星组成。我们排除了任何来源类似于已知的SSS系统与$kT_{\rm eff} > 85$电子伏特和$L_{\rm bol} > 4\times10^{38}~\text{erg s}^{-1}$以及模型的稳定吸积amerasekhar质量WD与吸积率$\dot{M}>3\times10^{-8}~M_{\odot}~\text{yr}^{-1}$。这些发现表明，与SN 2017ejb类似的低光度Ia超新星是从低质量的WD爆炸的，爆炸前的吸积率低，或者在爆炸前不久就吸积了。根据SN 2017 ejb和其他邻近的SNe Ia的极限，我们推断$<$ 47%的SNe Ia在稳定吸积的克…
2018-06-21 astro-ph.HE
A possible mechanism for over luminous type Ia supernovae explosions inspired by dark matter
暗物质被认为是我们宇宙的主要组成部分。本文提出了一种新的基于暗物质激发的超拉塞卡质量白矮星的机制来解释最近观测到的超亮Ia型超新星爆炸。计算表明，当白矮星吸积足够多的暗物质时，由于费米子暗物质粒子之间的泡利互斥原理，相应的暗白矮星（即白矮星与暗物质的混合物）的质量可以大大超过费米子极限。此外，我们还研究了暗白矮星的红移和转动惯量等物理观测量，发现这些物理观测量对暗物质粒子的分布很敏感，因此，这些物理观测量在未来可能被用来探测暗物质粒子的相关信息。
2016-10-18 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Optical tomography of chemical elements synthesized in Type Ia supernovae
我们报告了三个年轻的Ia型超新星遗迹（SNR）的非辐射冲击喷出物的光发射的发现：SNR 0519 - 69.0，SNR 0509 - 67.5和N103B。深积分场光谱观测揭示了广泛的和空间分辨的[Fe XIV] 5303发射。宽线的宽度首次揭示了反向冲击速度。对于其中的两个遗迹，我们可以用演化模型来约束潜在的超新星爆炸。SNR 0519 - 69.0可以很好地解释为一个标准的近亚克拉塞卡质量爆炸，而SNR 0509 - 67.5我们的分析表明一个高能的亚克拉塞卡质量爆炸。随着[S XII]，[Fe IX]和[Fe XV]的检测，我们可以独特地看到爆炸的不同层。我们把这种新的分析技术称为“超新星遗迹断层扫描”。
2019-06-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
The nebular spectra of the transitional Type Ia Supernovae 2007on and 2011iv: broad, multiple components indicate aspherical explosion cores
快速衰减的“过渡”Ia型超新星（SN）2007的星云时期光谱显示出双发射峰，这被解释为SN是两颗白矮星直接碰撞的结果。可以使用两个不同的发射分量来再现光谱，一个是红移的，一个是蓝移的。这些成分的质量相似，但电离度略有不同。它们以一个比它们的发射核心的总膨胀速度更大的视线速度彼此后退，因此作为两个独立的星云。虽然这种配置似乎与两颗白矮星相撞的情况一致，但它也可能表明一颗近拉塞卡质量的白矮星发生了偏离中心的延迟爆炸。在任何一种情况下，宽的发射线宽度和快速演变的光变曲线可以预期的辐射热光度的SN。SNe 2007on和2011iv都是这种情况，它们也是在同一个椭圆星系NGC 1404中爆炸的过渡型SN Ia。虽然SN 2011 iv没有显示出双峰的发射线轮廓，但其发射线的宽度使得双组分模型产生的结果比单组分模型更好。然而，大部分的质量是在一个组成部分，这表明SN 2011 iv是一颗质量为1000亿克拉塞卡的白矮星偏离中心点火的结果。
2018-02-26 astro-ph.HE
Quantitative modelling of type Ia supernovae spectral time series III: Implications for type Ia supernovae standardisation in cosmology
Department of Physics, University of Warwick（华威大学物理系）
研究通过机器学习框架分析Ia型超新星样本，发现约三分之二样本最佳拟合由次 Chandrasekhar 质量爆炸机制解释，揭示不同爆炸机制对光变曲线和宿主星系性质的影响，指出环境差异可能影响样本均质性，但样本偏差和小样本数限制了结论的统计显著性。
2026-04-24 astro-ph.CO astro-ph.HE
The critical mass ratio of double white dwarf binaries for violent merger-induced Type Ia supernova explosions
碳氧（CO）白矮星（WD）的合并被认为是Ia型超新星（SNe Ia）的潜在祖先之一。最近的流体动力学模拟表明，质量较小的（次级）WD猛烈地吸积到质量较大的（初级）WD上，发生碳爆炸，爆炸波通过初级传播，初级最终爆炸为亚克拉塞卡质量SN Ia。这种爆炸机制被称为暴力合并情景。基于光滑粒子流体动力学（SPH）模拟的合并CO WD，我们得到了更严格的临界质量比（qcr）导致的暴力合并的情况下，比以前的结果。我们认为这种差异主要来自初始条件的差异，以及WD是否同步旋转。利用我们的新结果，我们估计了超新星Ia在剧烈合并情景下的亮度分布，并与以前的研究进行了比较。我们发现我们的新qcr不会显著影响亮度分布。我们提出了直接的结果后，立即CO WD合并为各种主要的群众和质量比。我们还讨论了双极行星状星云Henize 2-428的中心系统的最终命运，该星云最近被认为是一个双CO WD系统，其总质量超过了Hubble时间内合并的最大质量。即使考虑到建议的二元参数的不确定性，我们得出的结论是，这个系统的最终命运几乎肯定是一个亚克拉塞卡质量的超新星Ia在激烈的合并方案。
2016-03-03 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
Explosive Nucleosynthesis in Near-Chandrasekhar-mass White Dwarf Models for Type Iax Supernovae: Dependence on Model Parameters
最近观察到的Ia型超新星（SNe Ia）的多样性，促使我们进行理论模拟的SNe Ia的参数范围很宽。特别是Iax型超新星（SNe Iax）的起源一直不清楚。继我们以前的工作的参数依赖性的SN Ia模型，我们专注于SNe Iax在本研究中。对于SNe Iax模型，我们采用了目前主流的近E-10质量C+O白矮星（WD）的纯湍流爆燃（PTD）模型。我们进行了二维流体动力学模拟爆燃波的传播，留下一个小的WD残留物的背后和喷射核合成材料。我们展示了如何爆炸属性，如核合成和爆炸能量，取决于模型参数，如中心密度和组成的WD（包括混合WD），湍流火焰处方和初始火焰几何形状。我们提取了相关的观测值在我们的模型，并与最近发现的低质量WD与不寻常的表面丰度模式和一些SN残留的丰度模式。我们提供的核合成产额表的应用，恒星考古学和银河系化学演化。我们的研究结果与文献中的代表性模型进行了比较。
2020-07-17 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
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
A hybrid type Ia supernova with an early flash triggered by helium-shell detonation
Ia型超新星（SNe Ia）是由碳氧白矮星的热核爆炸产生的。虽然它们光变曲线的均匀性使它们成为强大的宇宙学距离指标，但关于它们的祖先和爆炸机制的长期问题仍然存在。最近探测到的一个特殊的亚发光Ia超新星的早期紫外脉冲已被声称是通过单简并通道的同伴-喷出物相互作用的新证据。在这里，我们报告了一个Ia型超新星爆炸后0.5天在$\sim$发现了一个显著的红色闪光，它显示了不同Ia型超新星子类的混合特征：一个典型的正常亮度Ia型超新星的光变曲线，但具有强烈的钛反射，通常在亚发光的光谱中看到。我们认为，这种混合型超新星Ia的早期闪光与先前提出的同伴-喷出物相互作用等情景的预测不同。相反，它可以自然地解释为SN爆炸，由一个薄氦壳爆炸引发，该薄氦壳发生在一颗近千倍塞卡质量的白矮星（$\gtrsim$ 1.3 M $_{\odot}$）和一颗低当量的$^{56}$ Ni上，或者发生在一颗亚千倍塞卡质量的白矮星（$\sim$ 1.0 M $_{\odot}$）和一颗质量较小的白矮星合并上。这一发现提供了令人信服的证据，证明以前提出的爆炸模型的一个分支，氦点火情景，在自然界中确实存在，这样的情景可能解释白矮星在更大质量范围内的爆炸，而不是以前的假设。
2017-10-04 astro-ph.HE
Type Iax supernovae from deflagrations in Chandrasekhar mass white dwarfs
由于观测数量的增加，Ia型超新星现在被认为是一个由几个子类组成的异质天体。其中最大的一类是Iax型超新星（SNe Iax），它们被认为起源于CO钱德拉塞卡质量的白矮星（WD）的纯粹爆燃。虽然已经进行了一些爆燃研究，但尚未捕获该类的全部多样性。因此，我们提出了一个参数的研究与不同的点火位置，中心密度，金属丰度和组合物的单点点燃爆燃。我们还探索了一个刚性旋转的祖先，并进行了三维流体动力学模拟，核网络计算和辐射转移。新模型将先前研究所涵盖的亮度范围扩展到低端。我们的爆炸产生$^{56}$ Ni质量从$5.8 \times 10^{-3}$到$9.2 \times 10^{-2}\,M_\odot$。尽管参数空间的广泛探索的模型的主要特征主要是由质量的$^{56}$镍。次要参数的影响太小，无法解释观测到的微弱SNe~Iax趋势。我们报告踢速度的绑定爆炸残留物从$6.9$ $369.8\,$公里$\,s^{-1}$。对辐射转移中参数空间和视角效应的广泛探索，导致了合成观测量的显著扩展。然而，这一类别的微弱结束趋势并没有再现。这促使量化的建模过程中的系统不确定性和$^{56}$富镍结合残留物的影响。虽然纯爆燃场景仍然是明亮和中等亮度SNe~Iax的有利解释，但需要考虑SNe~Iax不包含单一爆炸场景的可能性。
2021-12-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the Ca-strong 1991bg-like type Ia supernova 2016hnk: evidence for a Chandrasekhar-mass explosion
本文给出了Ia型超新星（SN）2016 hnk的光学和近红外光度学和光谱学的综合数据集，并结合其宿主星系MCG-01 - 06 -070及其附近环境的积分场光谱学（IFS）。SN局部环境的属性的特点是通过应用于IFS观测两年后SN爆炸的单星人口合成。SN 2016 hnk光谱与其他1991 bg类SNe Ia，2002 es类SNe Ia和富钙瞬变进行了比较。此外，丰度分层建模用于识别早期相位光谱序列中的各种光谱特征，并将数据集与以前为sublumnious SN 1999 by制作的修改后的非LTE模型进行比较。SN 2016 hnk是一个亚发光（M $_{\rm B}=-16.7$等，s $_{\rm BV}$ =0.43 $\pm$ 0.03），高度变红的天体。它的宿主星系的IFS揭示了SN位置有大量的尘埃，以及残余的恒星形成，与星系中的其他位置相比，在当地环境中有很高比例的老恒星星族，这有利于SN 2016 hnk的老祖先。检查一年后获得的星云光谱最大包含两个狭窄的发射线归因于禁止[钙II] $λλ$ 7291，7324的双重多普勒频移为700公里秒$^{-1}$。基于各种观测诊断，我们认为SN 2016 hnk的前身可能是一颗近克拉塞卡质量（$M_{\rm Ch}$）的碳氧白矮星，产生了0.108 $M_\odot$的$^{56}$ Ni。我们的建模表明，在星云光谱中观察…
2019-08-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type Ia supernova ejecta-donor interaction: explosion model comparison
在Ia型超新星（SNe Ia）的单简并情况下，高速喷射的物质与双星系统中的施主星之间的相互作用预计会导致质量从施主星剥离。在以往的研究中，人们对超新星爆发过程进行了一系列的多维流体动力学模拟，大多采用简化的解析模型或W7模型来模拟超新星爆发过程。不同的爆炸机制是否会显著影响喷出物-施主相互作用的结果还不清楚。在这项工作中，我们模拟流体动力学喷出物与主序星（MS）施主星的相互作用在两个维度的两个近Ekrasekhar质量爆炸模型的超新星Ia，W7和N100模型。我们发现，约0.30和0.37 Msun的富氢物质剥离从2.5 Msun的施主星在2天的轨道由SN Ia爆炸在模拟与W7爆燃和N100延迟爆轰模型，分别。在每种情况下，供体星分别接受约74和86 km/s的反冲。N100模型中剥离的富氢物质的模态速度约为500 km/s，比W7模型中的模态速度约为350 km/s快1.4倍。根据我们的研究结果，我们得出结论，选择近的Sracekhar质量爆炸模型正常超新星Ia似乎没有显着改变一个给定的主序列供体模型的喷射物-供体相互作用，至少在2D。
2022-05-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Spin Evolution of Fast-Rotating, Magnetized Super-Chandrasekhar White Dwarfs in the Aftermath of White Dwarf Mergers
两颗白矮星合并后残留物的演化至今仍是一个悬而未决的问题。此外，很少有研究讨论残骸是质量大于钱德拉塞卡极限质量的磁性白矮星的情况。角动量的损失可能会使合并的残余物达到适合发展热核爆炸的物理条件。或者，残余物可能倾向于重力或旋转不稳定性，这取决于合并后达到的初始条件。偶极磁制动是可以驱动这种角动量损失的机制之一。然而，这些损耗发生的时间尺度取决于几个参数，如磁场的强度。此外，合并留下了一个环绕的开普勒圆盘，可以被新形成的白矮星吸积。在这里，我们计算合并后的超磁白矮星磁化的演变，考虑到所有相关的物理过程。这些包括作用在恒星上的磁力矩，开普勒盘的吸积，穿过盘的磁场线，以及白矮星核心的热演化。我们发现，中央残留物可以达到适合发展热核爆炸的条件之前，其他不稳定性（如逆β衰变不稳定性或长期轴对称不稳定性）达到，这反而会导致引力坍缩的磁化残留物。
2018-04-04 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
The mechanism of Supernova Ia explosion in elliptical galaxies
最近关于Ia型超新星速率的观测数据与双星群体合成的旧预测非常一致，并证实椭圆星系中绝大多数Ia型超新星（约99%）是通过总质量超过克拉塞卡极限的双星白矮星合并形成的。
2010-09-15 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
A possible evolutionary scenario of highly magnetized super-Chandrasekhar white dwarfs: progenitors of peculiar type Ia supernovae
最近发现的几个奇特的Ia型超新星似乎需要一个全新的形成理论，这可能有助于解释它们与标准Ia型超新星之间令人困惑的差异。观测分析中最引人注目的方面是有必要援引质量约为2.1- 2.8 M_sun（M_sun是太阳的质量）的超级钱德拉塞卡白矮星作为它们最有可能的祖先。强磁化的白矮星具有超克拉塞卡质量，已经被认为是奇特的Ia型超新星的潜在候选者。由于朗道量子化的基础电子简并气体，理论结果产生了观测推断的质量范围。在这里，我们勾勒出一个可能的进化场景，通过吸积到一个通常观察到的磁化白矮星上，可以形成超级白矮星白矮星，引发通量冻结现象。这就开启了多种可能的演化，最终以质量在上述范围内的超级白矮星白矮星的超新星爆炸而告终。我们指出，我们的建议有观测支持，如最近发现的大量磁化白矮星的SDSS。
2013-03-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Imprint of modified Einstein's gravity on white dwarfs: Unifying type Ia supernovae
首次在文献中证明了修正的爱因斯坦引力在白矮星中的重要性。我们发现，MG导致显着的子和超级的Bracrasekhar极限质量WD，取决于一个单一的模型参数。然而，传统的WDs在接近克拉塞卡极限时，预计会引发Ia型超新星（SNeIa），这是解开宇宙演化历史的关键。尽管如此，对几个特殊的、欠亮和过亮的超新星的观测表明，它们的极限质量与阿布拉塞卡的极限有很大的不同。爆炸的MG引起的子和超级的Ekrasekhar极限质量WD解释下和过度发光SNeIa分别，从而统一这两个明显不相交的子类。我们的发现质疑了爱因斯坦引力理论的全局有效性和拉塞卡极限的唯一性。
2015-06-09 astro-ph.HE gr-qc
Type Ia Supernovae and their Explosive Nucleosynthesis: Constraints on Progenitors
Ia型超新星（SNe Ia）的前身是什么，它们是近克拉塞卡质量还是亚克拉塞卡质量的白矮星，几十年来一直是争论的问题。各种观测提示支持这两个模型作为主要的祖先。本文综述了这两类母星中Ia超新星的爆炸物理和化学丰度模式。我们将讨论超新星Ia的观测数据，他们的残余物，银河系和星系团可以帮助我们确定的基本特征，超新星Ia的数值模型需要匹配。
2021-11-29 astro-ph.HE
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
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
SN 2012ij: A low-luminosity type Ia supernova and evidence for continuous distribution from 91bg-like explosion to normal ones
在本文中，我们介绍了一个亚发光Ia型超新星（SN Ia）2012 ij的光度和光谱观测，其具有绝对$B$ -带峰值幅度$M_{B,\rm{max}}$ = $-$ 17.95 $\pm$ 0.15 mag。$B$ -带光变曲线显示快速峰后下降，其中$Δm_{15}(B)$ = 1.86 $\pm$ 0.05 mag。所有的$R$和$I$ / $i$ -谱带光变曲线在峰后约3周显示出弱的次峰/肩特征，类似于Ia超新星的一些过渡子类，这可能是由于近红外（NIR）双峰的不完全合并。光谱具有Ti~{ \sc ii}和Si~{ \sc ii} $λ$ 5972的强吸收特征，这些特征在SN 1999 by等低光度天体中常见。最大光照前的近红外光谱显示出微弱的碳吸收特征，表明存在未燃烧物质。我们比较了SN 2012 ij的观测性质与亚克拉塞卡质量和克拉塞卡质量延迟爆轰模型预测的性质，发现这两个模型在一定程度上可以解释SN 2012 ij的光学和近红外光谱性质。通过比较$I$和$i$谱带的次峰特征，我们认为SN 2012 ij是连接正常Ia型超新星和典型类91 bg型超新星的过渡天体。根据已发表的来自$Carnegie~Supernova~Project~II$（CSP-II）的SNe Ia样本，我们估计SN 2012 ij样SNe Ia的分数不低于$\sim$ 2%。
2022-01-16 astro-ph.HE
The two most recent thermonuclear supernovae in the Local Group: radio constraints on their progenitors and evolution
年轻的超新星遗迹（SNRs）提供了一个独特的视角，超新星（SN）的祖先和连接SNe的晚期演化与SNR阶段的开始。在这里，我们研究SN 1885 A和G1.9+0.3，最近的热核SNe在本星系群（与年龄$\sim 100$年）的无线电数据，这提供了一个敏感的探头的SN环境和能量。我们减少和共同添加4-8 GHz的观测从卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA），以产生M31中心区域最深的无线电图像（RMS噪声为1.3 $μ$ Jy/波束，6.2 GHz）。我们在SN 1885 A附近探测到一些2.6 $σ$的弥散辐射，但与SN 1885 A的关联是不确定的，因为弥散辐射遍布M31的中心区域。VLA上限和HST测量得出SN 1885 A的环境密度$n_0 < 0.04$ cm $^{-3}$（$\pm$ 0.03 cm $^{-3}$，由于系统学原因），以及$1-1.4$ M $_{\odot}$喷出物质量的动能$E_k \sim (1.3-1.7) \times 10^{51}$尔格。对于相同的喷出物质量范围，G1.9+0.3的VLA观测产生$n_0 = 0.18$ cm $^{-3}$和$E_k = (1-1.3) \times 10^{51}$ ergs。我们认为，一个sub-Bracrasekhar爆炸模型可能是SN 1885 A，在协议与X射线研究，但在张力与模型的HST吸收光谱…
2017-09-15 astro-ph.HE
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
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
From supernova to supernova remnant: comparison of thermonuclear explosion models
超新星（SN）三维建模的进展促使我们重新审视超新星遗迹（SNR）阶段。我们继续我们的印记热核爆炸的SNR它产生的研究，我们开始与一个延迟爆炸模型的一个克拉塞卡质量的白矮星。在这里，我们比较了两种不同类型的爆炸模型，每种模型都有两种变体：两种延迟爆轰模型（N100ddt，N5ddt）和两种纯爆燃模型（N100def，N5def），其中N数参数化点火。每个SN模拟的输出被用作SNR模拟的输入，直到爆炸后500年。虽然所有SNR模型随着时间的推移变得更加球形，并且总体上显示了年轻SNR所预期的理论结构，但根据点火的几何形状和爆震前沿的存在与否，在模型之间可以看到明显的差异。与N100模式相比，N5模式具有较强的偶极分量，并产生不对称的残留。N5def产生一个规则的外观，但偏移残留，而N5ddt产生一个双面残留。纯爆燃模型表现出特定的特征：由于不完全爆炸，中心密度过高，以及贯穿表面的接缝线网络，燃烧单元之间的边界。超新星的特征在爆炸后100年至300年的信噪比形态中占主导地位，这取决于模型，并且在500年时仍然可以测量，这可能提供一种测试爆炸模型的方法。
2020-11-09 astro-ph.HE
Using late-time optical and near-infrared spectra to constrain Type Ia supernova explosion properties
Ia型超新星（SNe Ia）的晚期光谱是对其爆炸的潜在物理学的有力探测。我们研究了爆炸后200 d在VLT上用XShooter在$>$获得的7个Ia超新星的后期光学和近红外光谱。在这些时期，可以研究内部富铁喷出物。我们使用线拟合分析，以确定相对线通量，速度的变化，和线宽的突出功能，有助于光谱（[Fe II]，[Ni II]，和[Co III]）。通过聚焦在光谱的~7000-7500 μ m区域中的[Fe II]和[Ni II]发射线，我们发现样品中大多数超新星Ia的稳定[Ni II]与主要放射性产生的[Fe II]的比率与Krasekhar质量延迟爆炸模型以及金属丰度值高于太阳的亚Krasekhar质量爆炸一致。我们的样品的平均测量的Ni/Fe丰度是一致的太阳值。更高度电离的[Co III]发射线被发现更集中地位于喷出物中，并具有更广泛的线比[Fe II]和[Ni II]功能。我们的分析还加强了以前的结果，SNe Ia具有较高的Si II速度在最大光优先显示蓝移[Fe II] 7155在晚些时候的线。我们的综合结果使我们推测，大多数正常的超新星Ia爆炸产生的喷出物分布，显着偏离球对称。
2018-03-27 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Significantly super-Chandrasekhar limiting mass white dwarfs as progenitors for peculiar over-luminous type Ia supernovae
自2012年以来，我们已经开始系统地开发从简单到严格的模型，以证明高度超白矮星和高度亚白矮星，限制质量的白矮星可能存在。我们表明，高度磁化或修改的爱因斯坦引力诱导的白矮星的质量可能显着超钱德拉塞卡，并且此类白矮星可能完全具有不同的质量极限。另一方面，Ia型超新星（SNeIa）是解开宇宙演化历史的关键，被认为是在质量接近克拉塞卡极限的白矮星中触发的。然而，对几个特殊的、过亮和欠亮的SNeIa的观测表明，爆炸的质量与这个极限有很大的不同。我们认为，爆炸的超拉塞卡极限质量的白矮星的结果，在过度发光的SNeIa。我们得到这个启示，首先考虑简单的，球形的，牛顿的白矮星与恒定的磁场。然后，我们放松牛顿假设，考虑变化的领域，但得到类似的结果。最后，我们考虑了一个全尺度的广义相对论磁流体动力学描述的白矮星允许他们的自洽离开从一个球体到椭球。随后，我们还探讨了修改后的爱因斯坦引力的影响。我们的发现质疑的唯一性的Ekrasekhar极限。它进一步论证了可能的第二个标准蜡烛，这有许多深远的影响。
2015-09-30 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Quark-Novae in Neutron Star-White-Dwarf Binaries: A model for luminous (spin-down powered) sub-Chandrasekhar-mass Type Ia Supernovae ?
我们表明，呼吁夸克新星（QN）在一个紧密的双星系统包含一个大质量的中子星和CO白矮星（WD），Ia型爆炸可能发生。QN喷出物与WD碰撞，驱动冲击，触发简并条件下的碳燃烧（QN-Ia）。在我们的模型中，压缩的低质量WD（M_WD < 0.9M_sun）中的条件模拟了一个Ekrasekhar质量WD的条件。来自QN致密残骸（夸克星）的下旋光度提供了额外的能量，使得QN-Ia的光变曲线比具有类似56 Ni产额的标准SN-Ia更亮更宽。在QNe-Ia中，光度测量和光谱测量并不一定有联系，因为喷出物的动能有来自自旋下降功率和核衰变的贡献。虽然QNe-Ia可能不服从菲利普斯关系，但它们的亮度和相对“正常”的光变曲线意味着它们可以被包括在宇宙学样本中。光变曲线拟合者会被光谱学峰值和光度学之间的差异所迷惑，并通过有效地调亮或调暗QNe-Ia的视星等来校正它。因此，高估或低估了这些自旋下降供电的SNe-Ia的真实大小。如果QNe-Ia在高红移处的数量足够多，那么用于宇宙学分析的SNe-Ia样本中的QNe-Ia污染可能会系统地使宇宙学参数的测量产生偏差。下旋风引起的强烈混合，加上QNe-Ia的56 Ni产额较低，意味着它们在i波段缺乏次极大值，尽管它们具有发光的性质。我们讨论可能的QNe-Ia祖先。
2012-11-14 astro-ph.HE
Significantly super-Chandrasekhar mass-limit of white dwarfs in noncommutative geometry
大约在90年前，阿格拉塞卡有了一个惊人的发现，即一旦核聚变反应停止，致密物体白矮星的质量就会有一个极限值。这就是卡拉塞卡质量极限，对于不旋转、不磁化的白矮星来说是$\sim1.4M_\odot$。在接近这个极限质量时，白矮星被认为会以一种称为Ia型超新星的爆炸而点燃，这被认为是一种标准的蜡烛。然而，对几颗过亮、奇特的Ia型超新星的观测表明，克拉塞卡的质量极限要大得多。通过考虑位置和动量变量分量之间的非对易性，从而在量子尺度上测量它们的不确定性，我们证明了白矮星的质量可能是显著的超对称塞卡，从而达到一个新的质量极限$\sim 2.6M_\odot$，解释了一个可能的起源过于奇特的发光Ia型超新星。除了海森堡的不确定原理之外，非对易性的概念已经存在了相当长的一段时间，但是没有任何观测证据。我们的发现为非对易性提供了一个可信的天体物理学证据，为可能存在的第二标准烛光辩护，这具有许多深远的影响。
2021-01-13 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
A Systematic Study of Type Ia Supernova Remnants: Using Nucleosynthesis to Probe their Supernova Progenitors
University of Manitoba（曼尼托巴大学）；RIKEN Center for Interdisciplinary Theoretical and Mathematical Sciences (iTHEMS)（理化学研究所跨学科理论与数学科学中心 (iTHEMS)）
本研究通过对Ia型超新星遗迹的空间分辨X射线光谱分析，对比核合成模型探测其前身星，发现单一模型无法复现所有元素丰度比，不同遗迹对应不同Ia型超新星爆发家族，同时提出了模型改进方向。
2026-08-11 astro-ph.HE
Sensitivity of Type Ia supernovae to electron capture rates
大质量白矮星的热核爆炸被认为可以解释至少一部分Ia型超新星（SNIa）。在热失控之后，燃烧前沿留下的灰烬上的电子捕获决定了压力的损失，这影响了爆炸的动力学和物质的中子过剩。事实上，像$^{54}$ Cr这样的富中子物质的过度产生一直被认为是SNIa的拉塞卡质量模型的一个问题。我提出的SNIa模型的灵敏度研究的结果，弱相互作用的速率，已被直接纳入流体动力爆炸代码。弱率已经按比例放大/缩小了十倍，无论是全球范围内的共同书目来源，或个别选定的同位素。与以前的工作一致，弱利率的不确定性对SNIa的亚亚Kracrasekhar模型的影响几乎可以忽略不计。对Krasekhar-质量模型的动力学和对$^{56}$ Ni的产率的影响也很少。发现对富中子核的核合成的影响最强，如$^{48}$ Ca、$^{54}$ Cr、$^{58}$ Fe和$^{64}$ Ni。对核合成影响最大的物种与对物质中子化贡献最大的同位素并不一致。在最后一种中，有质子、$^{54,55}$ Fe、$^{55}$ Co和$^{56}$ Ni，而主要影响因素是$^{54,55}$ Mn和$^{55-57}$ Fe，这与Parikh等人（2013）的观点不一致，Parikh等人发现SNIa核合成对$^{28}$ Si、$^{32}$ S和$^{36}$ Ar的$β^+$ -衰变速率最敏感。pf壳层核的所有弱速率的最终增加将影响热…
2019-03-20 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
