Light Curve and Spectral Models for the Hypernova SN 1998bw associated with GRB980425
一个不寻常的Ic型超新星1998bw，发现作为GRB 980425的光学对应物的改进模型，和合成的光变曲线和光谱与观测进行了比较。前30天的光变曲线和光谱的宽线特征可以用一颗14 $M_\odot$ C+O恒星爆炸的流体动力学模型重现，该恒星的核心初始质量为40 $M_\odot$，假设爆炸是非常活跃的（动能$E_{\rm K} = 5 \times 10^{52}$ erg），并且合成了0.4 $M_\odot$的$^{56}$ Ni。然而，在后期，观察到的光变曲线尾部下降得比这个充满活力的模型慢，并且与能量较低的模型（$E_{\rm K} = 7 \times 10^{51}$ erg）更一致。这种向低能量模型的转变可能意味着喷出物的内部比具有$E_{\rm K} = 5 \times 10^{52}$ erg的球对称模型具有更高的密度和更低的速度，因此$γ$射线沉积更有效。我们认为，一个非球面爆炸可以产生这样的喷出物的结构。我们还研究了超高能超新星爆炸的详细核合成计算，并与正常超新星的产额进行了比较。
2000-11-21 astro-ph
An Energetic Afterglow From A Distant Stellar Explosion
本文报道了GRB 050904的射电余辉辐射。这种爆发的峰值通量密度与典型的低红移伽马射线暴（GRB）相似。我们进一步表明，除了红移的顺序统一，无线电余辉的通量密度在很大程度上是不敏感的红移，与预测一致。通过结合现有的X射线，近红外和无线电测量，我们得到的动能和爆炸波的开口角的估计，并为环爆介质的密度，它扩展。动能和辐射能都表明GRB 050904是一个异常的高能爆发（10**52 erg）。更重要的是，我们能够在现场测量环爆介质的密度结构。我们的结论是，GRB 050904爆炸成一个恒定密度的介质，n=680 cm**-3，这是两个数量级以上的标称值的低红移GRB。下一代厘米（EVLA）和毫米射电仪器（ALMA）将能够定期探测像GRB 050904这样的事件，并利用它们来研究磁场，以及高红移宇宙中的原子和分子气体。
2006-04-27 astro-ph
Roles of Supernova Ejecta in Nucleosynthesis of Light Elements, Li, Be, and B
本文用相对论流体动力学程序研究了Ic型超新星（SNe Ic）的爆发过程，研究了其喷出物的最外层在轻元素核合成过程中的作用，并将其作为“初级”过程的一种可能机制。我们已经证实，最外层的能量分布的质量分数只有0.001%，遵循以前的工作提出的经验公式时，爆炸激烈。在这种爆炸中，相当大一部分喷出物（质量为$>$ 0.1%）的能量大于溅射反应的阈值能量。另一方面，它被发现，最外层的喷出物变得更有活力比经验公式预测时，爆炸能量每单位喷出物质量小于$\sim 1.3\times 10^{51}{ergs/}\Msun$。因此，有必要对爆炸进行数值计算，以估算SNe Ic的轻元素产额。对于SN 1998 bw等高能爆炸，使用经验公式会将产额高估$\gtsim 3$因子，而对于SN 1994 I等能量较低的爆炸，则会将产额低估类似因子。本文通过求解超新星Ic喷出物产生的宇宙射线的传输方程，估算了超新星Ic轻元素Li、Be和B（LiBeB）的产额，并与观测值进行了比较。
2004-04-15 astro-ph
On Iron Enrichment, Star Formation, and Type Ia Supernovae in Galaxy Clusters
恒星形成和Ia型超新星（SNIa）的性质在该领域的星系和丰富的星系团的对比并列的重金属在宇宙中的积累推断从观测到的恒星形成和超新星率的历史与数据的Fe丰度的演化在团内介质（ICM）。Fe在这些环境中的化学演化模型的构建，受观测的限制，为此目的。虽然SNIa的平均延迟为3 Gyr和标准初始质量函数（IMF）的模型与现场观测一致，但星团Fe富集立即跟踪快速，头重脚轻的恒星形成阶段-尽管Fe进入ICM的运输时间可能更长，恒星形成可能继续红移<1。这种快速浓缩的来源是II型超新星（SNII），每次爆炸产生至少0.1个太阳质量（如果SNIa速率归一化从其在3-8个太阳质量范围内的候选祖星的相对数量的值按比例缩小）和/或SNIa爆炸与快速恒星形成模式相关的短延迟时间。在丰富的星团中，恒星形成的效率比在野外高出3倍以上，减轻了数值星团模拟中的过冷问题。无论是在恒星中循环的重子的比例，还是以恒星残余物形式存在的现今恒星总质量的比例，在星团中都比在场中大得多。
2006-05-04 astro-ph
An Asymmetric, Energetic Type Ic Supernova Viewed Off-Axis, and a Link to Gamma-Ray Bursts
Ic型超新星是大质量恒星的核心坍缩后发生的爆炸，这些恒星先前已经失去了氢和氦的外壳，由于与长时间的伽马射线暴有关，它特别有趣。虽然有迹象表明这些爆炸是非球面的，但仍然缺少直接证据。对SN 2003jd（一颗明亮的Ic型超新星）的后期观测提供了这样的证据。最近的斯巴鲁和凯克光谱揭示了中性氧和镁的星云线的双峰配置文件。这些轮廓与已知的Ic型超新星的轮廓不同，无论是否有伽马射线暴，如果SN 2003 jd是从赤道面附近观察的非球面轴对称爆炸，它们都可以被理解。如果SN 2003 jd与一个伽马射线暴有关，我们就错过了它，因为它的方向远离我们。
2005-05-10 astro-ph
A Spectroscopic Analysis of the Energetic Type Ic `Hypernova' SN 1997ef
用蒙特卡罗谱合成程序研究了明亮高能的Ic型超新星SN 1997 ef的性质。分析最早的光谱是用来确定爆发的时间。利用光谱和光变曲线的变化特征探测喷出物并确定其成分，验证了爆炸计算结果。由于使用我们最好的爆炸模型CO 100计算的合成光谱只是适度良好的再现的观测，采用逆的方法，并通过要求它给出了最好的拟合所观察到的光谱在每个时代分析的密度结构。结果表明，在中等速度（5000- 25000 km/s）下，模型CO 100的密度结构是足够的，但在高速度（25000- 50000 km/s）下，要获得广泛的谱线混合，需要较慢的密度下降（$ρ\propto r^{-4}$）。“最佳拟合”密度分布导致SN的参数略有不同，即喷出物质量为9.6 $M_\odot$，爆炸动能为1.75 x 10^{52} erg。修改后的密度结构被用来计算合成的光变曲线，这是非常好地同意与周围的最大值所观察到的测辐射热光变曲线。确认SN产生的放射性$^{56}$ Ni的量为0.13 $M_\odot$。在轴对称爆炸的情况下，SN 1998 bw的动能可能比SN 1998 bw的小一些，这是由于SN的对称轴与视线不一致。这也可以解释为什么没有证据表明伽马射线暴与SN 1997 ef有关。
2000-07-17 astro-ph
The first chemical enrichment in the universe and the formation of hyper metal-poor stars
最近发现的一颗超贫金属（HMP）恒星，其金属量Fe/H小于太阳比的1/100，000，以及一颗早期的HMP恒星，提出了一个具有挑战性的问题，如果这些HMP恒星是宇宙中真正的第一代低质量恒星。我们认为，这些HMP星是第二代恒星正在形成的气体化学丰富的第一代超新星。这个解决方案的关键是这些HMP恒星非常不寻常的丰度模式，具有重要的相似性和差异性。我们可以重现这些丰富的功能与核心崩溃的“微弱”超新星模型，经历了广泛的物质混合和回落期间爆炸。
2005-05-26 astro-ph
Heavy sterile neutrinos and supernova explosions
我们考虑静止质量~0.2 GeV的无菌中微子。这种无菌中微子可以通过增强从核心到冲击波阵面附近的能量传输来增加核心坍缩超新星冲击波能量。这些中微子的衰变可能会产生一个非常活跃的中微子流，未来可以从银河系超新星的中微子观测中检测到。不育中微子质量和混合角的相关范围可以在未来的实验室实验中探索。
2008-10-01 astro-ph
Explosions and Outflows during Galaxy Formation
我们考虑一个爆炸中心的晕，形成在交叉丝内部的宇宙煎饼，一个方便的试验台模型星系形成。ASPH/P3 M模拟表明，这种爆炸是各向异性的。能量和金属被引导到低密度区域，远离煎饼。即使爆炸足够强大，吹走了位于光环内的所有气体，并重新加热了煎饼周围的IGM，煎饼基本上保持不受干扰。当晕继续增长时，入流会迅速地吸收这些喷出的气体，并逐渐恢复气体部分。在CDM模型中，不同质量星系的坍缩时期和SN能量释放的估计可以将这些结果与尺度相关的吹出和吹走问题及其对早期IGM加热和金属富集以及创建贫气体矮星系的影响联系起来。
2001-04-03 astro-ph
Relative Spectra and Distributions of Fluences of 3He and 4He in Solar Energetic Particles
太阳高能粒子（SEP）具有丰富的光谱和多种离子种类及其同位素的相对丰度。一个长期存在的难题是3 He离子的极度富集。最极端的浓缩现象是在低注量情况下观察到的，即所谓的脉冲事件，据信这种事件是在日冕的耀斑地点产生的，在向地球输送过程中几乎没有散射和加速。在之前的两篇论文（Liu et al. 2004和2006）中，我们展示了这种极端富集如何导致Petrosian和Liu（2004）开发的模型，其中离子被等离子体波或湍流随机加速。在本文中，我们解决的相对分布的3 He和4 He离子的能量密度的Ho等。（2005），这表明，虽然4 He的能量密度的分布像许多其他广泛的特点，太阳耀斑，是相当广泛的，3 He的能量密度是有限的，在一个狭窄的范围内。此外，注量的比率显示出与4 He注量的强相关性。我们的模型的预测之一是存在急剧变化的通量比与湍流的水平或加速率。我们在这里表明，这个功能的模型可以重现所观察到的分布的注量与非常少的自由参数。该模型在两个方面都取得成功的主要原因是完全电离的3 He离子具有独特的荷质比，可以与更多的等离子体模式共振相互作用，并且比4 He更容易加速。基本上在大多数耀斑中，所有的背景3 He离子都被加速到几MeV/核子的范围，而这只发生在非常强的事件中。在较弱的事件中，4 He离子的一小部分达到这样的能量。
2008-10-09 astro-ph
Type Ia Supernova Explosion: Gravitationally Confined Detonation
我们提出了大质量白矮星中Ia型超新星爆发的一种新机制。所提出的方案是从放松模型中的对称性假设，并涉及在开放的环境中产生的爆炸。爆炸开始于恒星物质的基本中心点火，引发爆燃。这种爆燃导致形成一个由热物质组成的被强迫驱动的气泡，以超音速到达恒星表面。气泡的破裂形成了强烈的压力波，横向加速了富含燃料的外层恒星。这些物质被引力限制在白矮星内，沿着恒星表面运动，并集中在与气泡破裂点相反的位置。这些核燃料流携带足够的质量和能量，足以在恒星表面上方引发爆炸。那一刻的流动条件支持爆炸，将焚化白矮星，并导致高能爆炸。恒星膨胀后的爆燃重新分配恒星质量的方式，确保生产的中间质量和铁族元素与观测一致。喷出物将具有强烈的层状结构，在早期爆燃阶段之后具有轻微的不对称性。这种不对称性，再加上由演化细节（主要是爆燃的能量学、爆炸的时间和前身的结构）决定的恒星膨胀量，可以预期会产生一个温和多样的Ia型超新星爆炸家族。
2004-05-08 astro-ph
Stellar explosions: from supernovae to gamma-ray bursts
评述了目前对核塌缩和热核超新星的认识。讨论了揭示宇宙伽马射线暴（GRB）本质的最新进展，重点讨论了几种GRB与恒星爆炸的高能子类Ib/c型核心坍缩超新星的明显联系。这种关系提供了强有力的证据，证明伽玛暴现象与大质量恒星演化的最后阶段有关，并可能与中子星和黑洞的形成有关。
2004-10-14 astro-ph
Self-enrichment in Omega Centauri
在半人马座ω观测到的丰度传播的起源研究的背景下，自我富集的情况。建立了五种化学演化模型，并与$ω$ Cen的经验金属丰度分布进行了比较。经过一系列的模拟，它被发现，无论是封闭的盒子，流出，也不是下落模型可以重现欧米茄Cen的经验金属丰度分布，而一个修改后的流出模型与双峰初始质量函数（IMF）给出了一个金属丰度分布，拟合密切的经验。在修正的外流模型中，长寿命恒星被假设在第二型超新星（SNII）第一次爆炸后在原云中形成。修改后的外流模型包括气体在第一个化学演变。因此，我们得出结论，自我富集的原因在ω Cen的丰度分散。双峰IMF外流模型的成功意味着球状星团（GC）中的低质量恒星应该是在第一代SNII已经富集的气体中形成的。这一假设最初由Cayrel（1986）提出，可以解释银河系中缺乏[Fe/H] > -2.2的球状星团的原因。
1999-12-28 astro-ph
Chemical Abundance Gradients in the Star-Forming Ring Galaxies
恒星形成的环形波在星系盘中向外传播，在尾流中留下化学丰度梯度。我们表明，相对[Fe/O]丰度梯度在环星系可以被用来作为一种工具，用于确定SNIa爆炸的化学富集的作用。我们考虑两种机制，可以创建向外传播的恒星形成环在一个纯粹的气体盘-自感波和密度波，并证明相对[Fe/O]丰度梯度的径向分布不依赖于特定的机制的波形成或恒星形成过程的参数。我们发现，[Fe/O]的配置文件是由波的速度，初始质量函数，和初始化学成分的恒星形成气体。如果SNIa爆炸的作用在化学富集中可以忽略不计，那么[Fe/O]的比值在整个银盘中保持不变，在波前处具有陡峭的梯度。如果SNIa恒星在宇宙铁的产生中很重要，那么[Fe/O]比在恒星形成波的尾流中具有梯度，其值取决于SNIa爆炸的频率。
1999-04-21 astro-ph
Supernova remnant energetics and magnetars: no evidence in favour of millisecond proto-neutron stars
一般认为异常X射线脉冲星（AXP）和软伽马射线重复星（SGR）是磁星，即表面磁场极强的中子星（$B > 10^{14}$ G）。这些高磁场的起源尚不确定，但一个流行的假设是磁星出生时的初始自旋周期不会超过对流翻转时间（约3毫秒），这导致了强大的发电机作用，将种子磁场放大到$> ~10^{15}$ G。预计部分旋转能量将通过快速的磁制动为超新星提供动力。因此，磁星的产生可能伴随着超新星，这些超新星的能量比正常超新星高一个数量级，只要它们的初始自旋周期是~1 ms。然而，我们在这里列出的证据表明，这些超新星遗迹的爆炸能量与AXP和SGRs-Kes 73有关。（AXP 1E 1841 - 045）、CTB 109（AXP 1E2259 + 586）和N49（SGR 0526 - 66）--接近于标准超新星爆炸能量$10^{51}$~erg，表明初始自旋周期>~5ms。因此，我们没有发现磁星是由快速旋转的原中子星形成的证据，考虑到它们可能是由具有高磁场核心的恒星祖先形成的，我们讨论了这两种形成方案的优点。在附录中，我们描述了XMM-牛顿观测Kes 73和N49的分析，用于推导这些残骸的爆炸能量。
2006-05-15 astro-ph
GRBs and Hypernova Explosions of Some Galactic Sources
知道了克尔参数，我们就可以定量地计算黑洞的转动能。结果表明，Sco新星（GRO J1655 - 40）、Il Lupi（4U 1543 - 47）、XTE J1550 - 564和GS 2023 + 338都是伽马射线暴（GRB）和超新星爆炸的遗迹。它们有足够的旋转能量来驱动自己。事实上，它们的能量是如此之大，以至于它们会破坏黑洞的吸积盘，而黑洞的吸积盘是由传递的旋转能量提供动力的，因此能量的传递是自我限制的。在双星中产生高转动能量的最重要的特征是低施主（次级恒星）质量。我们认为V4641 Sgr（XTE J1819 - 254）和GRS 1915 + 105经历了能量较小的爆炸;因为它们的施主质量很大。这些爆炸的能量比Nova Sco低一到两个数量级。天鹅座X - 1（1956 + 350）的爆炸能量更低，因为它的施主质量更大。我们发现，在软X射线瞬态源的演化中，施主（次级星）与从巨星演化而来的氦星潮汐锁定，因为氢包层在共同的包层演化中被剥离。潮汐锁定从氦星转移到它所落入的黑洞。根据施主的质量，黑洞可以旋转到伽马射线暴和超新星爆炸所需的角动量。施主粒子是爆炸的被动见证者，对于给定的角动量，爆炸就像伍斯利坍缩星模型一样进行。高质量的施主倾向于从低金属量产生长的伽玛暴，因为它们的低能量可以被中心引擎接受。
2007-10-29 astro-ph
Constraints on SN Ia Progenitors and ICM enrichment from field and cluster SN rates
假设星系团中的恒星是以标准IMF形成的，那么星系团中的铁质量大约是核心坍缩SNe可能产生的铁质量的6倍。Ia型SNe已被提议作为替代的主要铁源。我们使用我们的HST测量的集群SN-Ia率在高红移研究集群铁富集的情况。这些测量结果可以通过恒星星族形成到超新星-Ia爆发之间的平均延迟时间来约束恒星形成时期和超新星-Ia祖先模型。星系团SNe-Ia在z~1处的低观测速率将星系团中的恒星形成时期推后到z>2，这意味着延迟时间很短。我们还显示了一个相关的分析高Z场SNe这意味着，在某些条件下，一个长的SN-Ia延迟时间。因此，通过来自头重脚轻的IMF的核心崩溃SNe的集群富集可能仍然是唯一可行的选择。
2003-10-27 astro-ph
The First Supernova Explosions in the Universe
我们研究了在红移z~20的低质量小晕（M~10^6 M_sun）中结束大质量第III族恒星生命的超新星爆炸。利用光滑粒子流体动力学方法，对爆炸能量分别为E_SN=10^51和10^53尔格的成对不稳定超新星进行了数值模拟。我们发现，更有活力的爆炸导致的气体在minihalo的完全中断，而较低的爆炸能量留下了完整的晕。更高能量的超新星在3-5百万年的时间尺度内将> 90%的恒星金属驱逐到约1千秒差距的区域。由于这种爆发式的初始恒星形成事件，宇宙中的很大一部分可能已经被赋予了金属丰度底，Z_min>10^-4 Z_sun，而z>15。
2003-10-17 astro-ph
The Aspherical Properties of the Energetic Type Ic SN 2002ap as Inferred from its Nebular Spectra
本文用合成光谱的方法研究了宽线的类SN 1998 bw的Ic型SN 2002 ap的星云光谱。采用了两种不同的建模技术。在一种技术中，SN喷出物被视为一个单一的区域，而在另一个密度和丰度分布的速度是使用从爆炸模型。在这两种情况下，计算由伽马射线和正电子沉积引起的加热（在后一种情况下，使用蒙特卡罗技术来描述伽马射线和正电子的传播），以及通过禁止线发射的冷却。结果进行了比较，虽然一般协议被发现，分层模型所示的再现所观察到的线轮廓更准确地比单区模型。爆炸产生了约0.1 Msun的56 Ni。各种元素的速度分布与早期模型的结果一致，早期模型表明喷射质量约为2.5 Msun，动能为4 x 10^{51} erg。星云光谱学证实，大部分喷射的质量（约1.2 Msun）是氧气。富氧内核的存在，以及从早期模型推导出的56 Ni的高速，表明爆炸是不对称的，特别是在内部。
2007-08-07 astro-ph
Numerical Simulations of Type Ia Supernova Explosions
我们提出了一个系统的研究的多样性三维爆燃模拟Ia型超新星爆炸所产生的初始参数的变化。通过改变白矮星的碳质量分数、中心密度和金属丰度，我们建立了一个数值爆炸模型网格。虽然改变中心密度对爆炸能量的影响最大，但通过改变模型的金属丰度发现56Ni产量的最大变化。改变碳的质量分数几乎不影响56镍合成，但它改变了爆炸的能量。Ia型超新星的光变曲线的形状的可能后果进行了讨论。
2006-09-15 astro-ph
The Mechanism of Core-Collapse Supernova Explosions: A Status Report
我们回顾了目前的状态，以了解核心坍缩超新星的机制，如果中微子驱动。在这个过程中，我们讨论了球形爆炸的范例和它的问题，一些结果从我们的新套件的崩溃计算使用最近开发的一维隐式，多组，Feautrier/切线射线，玻尔兹曼求解器耦合到明确的预测/校正流体力学，超新星爆炸的基本能量学，和承诺的多维辐射/水模拟来解释为什么大质量恒星的核心爆炸。
2002-10-09 astro-ph
Feedback and metal enrichment in cosmological SPH simulations I. A model for chemical enrichment
我们讨论了一个模型来处理化学富集SNII和SNIa爆炸模拟宇宙学结构的形成。我们的模型包括金属依赖的辐射冷却和恒星形成致密的塌陷气体团。金属返回到弥漫的星际介质的恒星粒子使用本地SPH平滑内核。由于SNII和SNIa祖星的产率和寿命不同，在我们的治疗中出现了各种化学丰度模式的富集气体。在SNII化学品生产的情况下，我们采用金属依赖的产量。由于冷却速率对金属丰度的敏感依赖性，原则上，星系晕中金属的富集可以显着改变随后的气体注入和恒星成分的形成。事实上，在孤立星系的模拟中，我们发现，与原始冷却功能的模拟相比，金属依赖冷却的一致处理在中心区域之外产生了25%的恒星。然而，在高度富集的中心区域，重子的演化不受金属冷却的影响，因为这里的气体总是足够密集以冷却。在宇宙学模拟中也发现了类似的情况，因为我们没有考虑强反馈过程，这种过程可以将金属传播到很远的地方，并将它们混合到未富集的扩散气体中。我们证明了这一点明确的测试模拟，采用超太阳冷却功能，导致恒星质量和金属分布的巨大变化。我们还发现，金属丰度对星系恒星形成历史的影响可能取决于它们特定的演化历史。因此，我们的研究结果强调反馈过程的重要性，解释宇宙金属富集。
2006-07-10 astro-ph
SNe heating and the chemical evolution of the intra-cluster medium
我们计算的化学和热历史的集群内介质在丰富和贫穷的集群的假设下，超新星（I，II）是主要负责的化学富集和加热的集群内气体。我们假设只有椭圆星系和S 0星系通过超新星驱动的风对团内气体的富集和加热有贡献，并探索了几种描述超新星与星系中星际介质之间反馈的方法。然后，我们整合的化学和能量的贡献，从单个星系团星系团的光度函数，并得出这些量的变化作为宇宙时间的函数。我们得出以下结论：i）虽然II型超新星主导了星系内部的化学富集和能量学，但Ia型超新星在星系团内介质中起着主导作用，ii）星系模型再现了星系团内介质中观察到的化学丰度和丰度比，预测每个粒子的能量输入最大为0.3-0.4 keV，假设Ia型超新星贡献了100%的初始冲击波能量，而II型超新星只贡献了其初始能量的几分之一。
2002-04-09 astro-ph
The Contribution of Population III to the Enrichment and Preheating of the Intracluster Medium
如果恒星形成时具有标准的初始质量函数（IMF），则假设超新星的祖先属于在星系团中观察到的简单恒星星族（SSP），则团内介质（ICM）丰度高于预期。此外，ICM氧丰度的新结果表明，核合成发生非标准产量。的假设，即超新星（HN）一般，HN与人口III（流行III）特别是恒星，可能显着有助于ICM富集的介绍和评估。观测到的丰度异常可以用SSP的一个产生超新星的亚群来解释，但前提是它占所有超新星爆炸的一半，并且Ia型超新星的发生率非常低。此外，隐含的能量释放可能过多。然而，一个独立的Pop III贡献-以无金属，非常大质量的恒星演变成超新星的形式-也可以解释所有观测到的丰度，同时避免这些缺点并在随后的恒星世代中容纳正常的IMF。所需的Pop III恒星数量提供了足够的能量注入（在高红移）来解释ICM的“熵底”。Pop III超新星使星系际介质预先富集，并且可以产生在莱曼-阿尔法森林中观察到的金属的重要部分。ICM和IGM观测的几个可检验的预测。
2001-04-19 astro-ph
Superbubbles and Energetic Particles in the Galaxy. I: Collective effects of particle acceleration
观测表明，银河系中大多数大质量恒星都是成群出现的，称为OB协，它们的强风活动产生了称为超级气泡的大型结构，随后的超新星（SNe）在紧密的空间和时间相关性中爆炸。在承认这一事实的基础上，我们研究了四个主要问题：1）大质量恒星的聚集和超新星爆炸是否影响了通常与超新星爆炸有关的粒子加速过程，并诱导了在孤立超新星遗迹周围不会表现出来的集体效应？2)它对银河系宇宙射线（GCR）的一般现象，特别是它们的能谱和成分有影响吗？3)这是否有助于缓解标准GCR源模型中遇到的一些问题？4）超级气泡和高能粒子之间的联系是否得到观测数据的支持，是否可以进一步检验和约束？我们主张对所有这些问题作出肯定的回答。理论，现象学和观测方面的处理在单独的文件。在这里，我们讨论了大规模的恒星风和SN冲击超级气泡内的相互作用，并指出这是如何导致特定的加速效应。我们还表明，由于高SN爆炸率和低扩散系数，低能粒子经历反复冲击加速内超气泡。
2004-05-27 astro-ph
Explosions During Galaxy Formation
作为超新星在星系形成过程中能量释放效应的理想化模型，我们考虑了在宇宙学薄饼平面中由于引力不稳定性而在细丝交叉处形成的晕中心的爆炸。这种晕类似于CDM宇宙中N体模拟中发现的维里化物体，因此可以作为星系形成的方便的无标度测试台模型。ASPH/P3 M模拟表明，这种爆炸是各向异性的。能量和金属被引导到低密度区域，远离饼状平面。煎饼基本上保持不受干扰，即使爆炸足够强大，在爆炸开始时吹走位于晕内的所有气体，并重新加热煎饼周围的IGM。当晕质量继续增长时，吸入的气体迅速地吸收了喷出的气体，并逐渐恢复了气体部分。在CDM模型中，不同质量星系的坍缩时期和SN能量释放的估计可以将这些结果与尺度相关的吹出和吹走问题及其对早期IGM加热和金属富集以及暗物质主导的矮星系的产生的影响联系起来。
2000-06-21 astro-ph
The First Second of a Type-II Supernova: Convection, Accretion, and Shock Propagation
讨论了中微子驱动的超新星爆炸的一维和二维流体动力学模拟。模拟涵盖了瞬发激波停滞和核心反弹后约一秒之间的阶段。从中微子球的中微子通量的系统变化表明，爆炸能量，爆炸时间尺度，质子中子星的初始质量，和爆炸核合成的铁族元素敏感地依赖于中微子加热的强度在冲击波形成后的前几个100毫秒。激波后中微子加热区域的对流翻转，只有在中微子亮度的狭窄窗口内才对爆炸有重要的帮助。在这里，只有在多维情况下才能获得强大的爆炸。对于更高的核心中微子通量也球对称模型产生高能爆炸，而对于较低的光度，即使对流没有强烈的爆炸发生。
1995-03-03 astro-ph
Metal enrichment in galactic winds
观测提供了星系际介质（IGM）中存在金属的证据。在星系形成的标准场景中，负责将氢和氦转化为更复杂原子的恒星不会在星系外形成。超新星驱动的风及其相关的反馈被认为是解释IGM富集的可能解决方案。事实证明，在湍流的星际介质（ISM）中对超新星爆炸进行适当的建模是一项艰巨的任务。最近的进展已经获得了使用多相的方法来解决的ISM的热状态，加上一些额外的食谱来考虑超新星的动力学效应的银河系气体。在这里，我们简要地描述我们的实施超新星反馈的RAMSES代码，并将其应用到各种质量和角动量的孤立星系的形成和演化。我们已经探索了在什么条件下，银河风可以发展，如果只考虑恒星形成的静态模式。我们还描述了在IGM中扩散的气体外流中金属丰度的分布和演化。
2006-11-14 astro-ph
Powerful explosions at Z=0 ?
由于恒星风非常低，无金属恒星被假定为以恒定质量演化。这导致在演化的最后会有很大的CO核心质量，所以初始质量在25到85 Msol之间的原始恒星预计会以直接黑洞的形式结束，爆炸能量太弱，无法完全消除整个包层。我们表明，当旋转进入发挥作用，一些质量损失，因为恒星很容易达到临界速度在主序星演化。与金属丰度非常低但非零的恒星不同，旋转混合对包层的富集作用非常小，总质量损失也很小。原始恒星的致密性导致恒星内部的角动量传输效率非常低，因此ω（r）的分布接近于ω r^2 = const。随着核心收缩，旋转速率增加，恒星以快速旋转的核心结束其生命。这种配置已被证明可以大大改变爆炸的动力学。在人们认为爆炸很弱或根本没有爆炸的地方，旋转可能会增加爆炸能量，并驱动一颗强大的超新星。这将对原始恒星丰富早期宇宙的方式产生重要影响。
2008-07-31 astro-ph
Light Element Production in the Circumstellar Matter of Energetic Type Ic Supernovae
我们调查充满活力的Ic型超新星作为生产基地的Li 6和Be在银河系的早期阶段。最近的观测显示，一些[Fe/H]<-2.5的贫金属恒星拥有出乎意料的高丰度Li 6。有些还表现出Be和N的丰度增加。从理论的角度来看，最近对贫金属大质量恒星演化的研究表明，旋转引起的混合可以使外层H和He层富含C，N和O（CNO）元素，特别是N，同时导致这些层的强烈质量损失。在这里，我们考虑高能超新星爆炸后发生的祖星已经失去了所有，但一小部分的他层。超新星喷出物中最快的部分可以直接与由He和CNO组成的拱星物质（CSM）相互作用，并通过Spectrometry和He-He聚变反应诱导轻元素的产生。CSM应该足够厚，以便高能粒子的相互作用终止在其最里面的区域。我们计算由此产生的Li 6/O和Be 9/O的比例在喷出物+CSM材料的非常贫金属的恒星可能形成。我们发现，如果爆炸前核上剩余的He层质量为0.01-0.1太阳质量，并且混合在He层中的N的质量分数约为0.01，则它们与观测值是一致的。在低金属丰度下对Li 6、Be和N的进一步观测应能提供对这种生产情景的关键检验。
2006-04-20 astro-ph
The r-process in supernova explosions from the collapse of O-Ne-Mg cores
我们研究r-过程核合成的“提示超新星爆炸”从一个8-10 Msun祖星，作为一种替代方案的“中微子风”机制。在目前的模型中，祖星在其中心形成了一个氧-氖-镁核心。用一维牛顿流体动力学程序进行堆芯坍塌模拟。我们得到一个非常弱的提示爆炸，其中没有r-处理发生。我们进一步模拟高能瞬发爆炸的冲击加热能量的增强，以调查在这样的事件中的r-过程核的生产所需的条件。高度中子化的喷出物（叶= 0.14-0.20）导致强大的生产r-过程核，其相对丰度是在非常好的协议与太阳r-过程模式。我们的研究结果表明，8-10 Msun的氧-氖-镁核恒星的瞬发爆炸可能是一个有前途的r-过程核的网站。
2003-05-02 astro-ph
Bimodal star formation in elliptical galaxies and the enrichment of the intra-cluster medium
提出了一个详细的星系演化模型，用以解释星系团内介质（ICM）和星系团椭圆星系的铁含量。SNII负责在星系中产生Fe，并在周围介质中部分喷射。在椭圆星系演化的非常早期阶段，大质量恒星（$m>3~{\rm M_{\sun}}$）的高形成率，让人想起星暴星系，主张。SNII爆发的高速率引发了强大的星系风，随后是一个更安静的演化过程，恒星形成，具有正常的初始质量函数（IMF），来自风阶段后剩余的富集气体和早期阶段产生的最长寿恒星恢复的气体。大部分铁是由早期爆发阶段产生的大质量恒星产生的。
1995-05-30 astro-ph
Reionisation, chemical enrichment and seed black holes from the first stars: is Population III important?
我们研究了头重脚轻的恒星初始质量函数对星系际介质（IGM）再电离历史的影响。我们使用的宇宙学模拟包括自洽的电离辐射，H_2离解辐射和超新星（SN）爆炸的反馈。我们发现，即使在极端的假设下，用恒星源再电离z_rei>10的IGM也是困难的。如果10^9 M_ \odot星系中的恒星形成不受SN爆炸的抑制，汤姆逊散射的光学厚度τ_e< 0.13。如果我们考虑到来自SNe的正常能量输入，或者如果对不稳定性SNe占主导地位，我们发现taue<0.09。假设第一批恒星（popIII）的产额正常，当IGM的平均电离分数小于10%时，IGM的平均金属丰度已经是Z/Z_ \odot = 2 × 10 ^-3（在过密区域10^-3<Z/Z_ \odot <1）。由于这些原因，popIII星不能对再电离有显著的贡献，除非从SNe输入的机械能大大减少，并且金属产率或混合效率降低1000倍。如果popIII恒星坍缩成黑洞，这两个问题都有解决方案。如果质量M_*< 130 M_ \odot，它们以重元素回落为特征，或者如果质量M_*>260 M_ \odot，它们直接坍缩到黑洞上而不爆炸为SNe，这就可能发生。如果贫金属恒星最初很重要，坍缩到黑洞是典型的结果，那么SN诱导的种子黑洞吸积产生的电离辐射的二次发射可能比一次发射更重要。令人惊讶的是，包括反馈效应，我们估计，一个温暖的暗物质的情况下（粒子质量为1.…
2004-03-14 astro-ph
The efficiency of electron acceleration in collisionless shocks and GRB energetics
余辉观测通常用于确定伽玛暴爆炸的能量E、周围密度n、冲击波后磁场均分比ε B和电子均分比ε e等参数，但通常假设电子“注入”到相对论冲击波加速中的效率很高，即加速的电子所占的比例f~1。我们证明了f的值不能由当前的观测值确定，因为当前可检验的模型预测对于参数选择{E '= E/f，n'= n/f，E '_B=fε_B，E'_e=fε_e}是与f的值无关的，其中m_e/m_p< f< 1.目前的观测结果表明，高相对论性和次相对论性激波的效率f是相似的，并合理地表明f~1，这与蟹状星云的情况非常不同。然而，不能排除m_e/m_p< f<< 1的情况，这意味着在确定模型参数时有一个因子m_e/m_p不确定性。我们表明，早期，<10小时，射电余辉观测，这将是更容易在SWIFT时代，可能会提供限制f。因此，这种观测将为伽玛射线暴爆炸和无碰撞冲击中粒子加速的物理学提供强有力的诊断。
2005-03-24 astro-ph
Mass-Metallicity Relation for the Local Group Dwarf Spheroidal Galaxies: A New Picture for the Chemical Enrichment of Galaxies in the Lowest Mass Range
研究了本星系群矮球状星系的维里质量（$M_{\rm vir}$）与金属丰度的关系. Hirashita、Takeuchi和Tamura指出，dSphs可以根据它们的维里质量和光度之间的关系分为两个不同的类别：低质量（$M_{\rm vir} \la 10^8 M_\odot$）和高质量（$M_{\rm vir} \ga 10^8 M_\odot$）组。我们看到，无论是质量-金属丰度和质量-光度关系的高质量dSphs被理解为一个低质量的扩展巨型椭圆星系。相反，我们发现，经典的银河风模型是有问题的，适用于低质量的dSphs，其低结合能是由几个超新星爆炸释放的。在它们的形成阶段，需要一个受到强烈调控的恒星形成来重现它们观察到的金属丰度。根据Nishi & Tashiro的观点，这种调节在具有原始元素丰度的气体云中是自然预期的。一个显着的分散在低质量dSphs的质量金属丰度关系也成功地解释了与平下和同事的情况。我们不仅提出了一个新的图片的dSphs的化学富集，但也建议，质量金属丰度和质量光度关系的理解在一个一致的上下文中。
2001-04-28 astro-ph
Supernova Explosions from Accretion Disk Winds
从大质量旋转恒星内部形成的吸积盘吹来的风可能会导致恒星爆炸，可以观察到Ibc型和II型超新星。风的一个关键特征是它们能够产生为超新星光变曲线提供动力所必需的放射性镍-56。风的强度取决于由中微子发射和束缚核的光致蜕变引起的吸积盘冷却。这些冷却过程取决于恒星祖先的角动量，通过开普勒半径处的维里温度，在那里形成盘。因此，一个可观测到的超新星对应于伽马射线暴（GRB）的产生可能取决于恒星祖先的角动量。具有低角动量的恒星可能会产生伽马射线暴而不会产生可观测的超新星。角动量大的恒星可能会产生像SN 1998 bw这样非常明亮和充满活力的超新星。具有中等角动量范围的恒星可能同时产生超新星和伽玛暴。
2003-01-22 astro-ph
A most energetic type Ic supernova: SN 2003L
我们提出了广泛的无线电观测SN 2003L，最明亮和精力充沛的Ic型无线电超新星SN 1998bw除外。利用无线电数据，我们能够约束超新星的物理参数，包括速度和能量最快的喷出物，时间演化的磁场，和周围介质的密度分布。我们强调的无线电发射相对于超新星的正常特性在光学波段的非凡属性。我们发现，虽然爆炸没有显示出大量相对论喷出物的证据，但它产生的射电光度与不寻常的SN 1998bw相当。使用SN 2003L作为一个例子，我们简要地评论广泛多样的Ic型属性和相关的影响祖模型。
2003-10-10 astro-ph
Rotating Core Collapse and Bipolar Supernova Explosions
我们回顾了一些原因，相信一般的核心坍缩超新星是中微子驱动的，而不是MHD喷流驱动。我们包括一个讨论的旋转超新星爆炸的能量和形态可能发挥的作用，并推测的起源Cas A的和SN 1987 A的喷出物领域。两种“爆炸”现象可能与大多数核心坍缩有关，中微子驱动的超新星本身和随后的欠能量喷流状喷射。后者可能是一种磁风，可以很容易地穿透能量更高的超新星产生的碎片。我们预测，许多核心坍缩超新星遗迹应该有次主导的喷流一样的功能。在Cas A中，我们将这种次主导的准直风与观察到的“喷流/反喷流”结构相关联。我们认为，实际的Cas A爆炸本身是在几乎直角，这个喷流，沿着旋转轴，符合大部分的喷出物，铁瓣，和推定的运动方向的点源。当自转变得足够快时，强中微子驱动的超新星/弱喷流的对偶性可能会切换到强磁流体动力学喷流的场景，这可能与超新星有关，在某些情况下也与伽玛暴有关。最后，我们提出了一个新的2D多组，通量有限的辐射/流体动力学代码，我们最近开发的核心塌陷超新星的模拟计算。我们讨论了旋转引起的各向异性的中微子辐射场，中微子加热，和中微子通量矢量和推测旋转的超新星机制和整体超新星现象中可能发挥的作用。
2004-09-01 astro-ph
Early Metal Enrichment by Pregalactic Outflows: II. Simulations of Blow-away
我们通过三维数值模拟，研究了SN驱动的气泡在红移z=9时穿过质量为M ~ 10^8 Msun的次星系晕并逃离其控制时的动力学。流体动力学模拟使用嵌套网格方法来跟踪多SN爆炸事件的演化，这些事件的特征时间尺度为几× 10^7年，即大质量恒星的寿命。这些结果证实，如果次星系晕的恒星形成效率接近10%，那么很大一部分晕气体将被提升出势阱（“吹走”），冲击星系际介质，并使其受到富含金属的物质的污染，这是Madau、Ferrara和Rees（2001年）最近提出的一种设想。喷出物的体积填充因子接近于1。根据恒星的分布，我们发现，不到30%的可用SN能量被转换成动能的吹走的材料，其余的被辐射走。看来，机械反馈是不太有效的，比预期的简单的能量参数，作为非核SN爆炸驱动向内传播的冲击，往往收集和堆积冷气体的中心区域的主机晕。早期的低质量星系可能在多次SN事件中幸存下来，并继续形成恒星。
2001-12-04 astro-ph
SN 1998bw at late phases
我们目前的特殊超新星SN 1998 bw的观测，这可能是与GRB 980425。光度和光谱的演变监测到500天过去的爆炸。我们还提出了建模的基础上，球对称，大规模的祖模型和非常充满活力的爆炸。该模型允许线识别，并清楚地表明混合的重要性。根据后期的光变曲线，我们估计需要大约0.3-0.9个太阳质量的镍-56来为超新星提供动力。
2000-06-28 astro-ph
Evidence for Nearby Supernova Explosions
超新星爆炸是宇宙中最具活力--也是最具潜在致命性--的现象之一。几十年来，科学家们一直在猜测附近的超新星对地球上生命的可能影响，但缺乏这样一个事件的合理候选人。在这里，我们表明，天蝎座-半人马座OB协会，一组年轻的恒星目前位于约130秒差距的太阳，已经产生了20 SN爆炸在过去的1100万年，其中一些可能接近40 pc到我们的星球。我们发现，这些爆炸产生的60 Fe原子在地球上的沉积可以解释最近在深海地壳样品中过量的这种同位素的测量结果。我们认为，大约200万年前，其中一个SNe在离地球足够近的地方爆炸，严重破坏了臭氧层，引发或促成了上新世-更新世边界的海洋灭绝。
2002-01-23 astro-ph nucl-ex physics.ao-ph
