The Supernovae Associated with Gamma-Ray Bursts
超新星（SNe）一直被怀疑是伽马射线暴（GRB）的可能祖先。这些论点依赖于间接证据。最近的几个伽玛暴，特别是GRB 030329，提供了直接的光谱证据表明SNe和伽玛暴是相关的。与GRB相关的SNe都是Ic型的，这意味着一个紧凑的祖先，这对GRB模型有影响。其他特殊的Ic型SNe可能有助于扩大对所涉及机制的理解。
2004-10-27 astro-ph
Optical Bumps in Cosmological GRBs as Supernovae
从对伽马射线暴（GRB）光变曲线"凸点“的光度和宽带光谱监测，特别是GRB 011121，一个强有力的超新星（SN）起源的案例。GRB-SN的联系最终被证实，因为发现GRB 030329中的隆起在光谱上与明亮的Ic型SN相似。根据这一结果，我纠正了以前的SN碰撞索赔，并得出结论：1）GRB-SN碰撞峰值幅度的分布与当地Ibc型SNe峰值分布一致，并建议2）所有长持续时间GRB中的晚期碰撞可能是超新星。
2004-03-23 astro-ph
Evolution, Explosion and Nucleosynthesis of Core Collapse Supernovae
我们提出了一组新的前超新星演化和爆炸产额的大质量恒星的初始太阳组成（Y=0.285，Z=0.02）在质量范围13-35 Msun。所有的模型都是用最新版本（4.97）的FRANEC代码计算的，该代码现在包括了从中子到Mo 98的核网络。爆炸核合成计算了两次：第一次采用流体程序，第二次采用辐射主导激波近似（RDA）。
2003-04-10 astro-ph
Impact of Few-Body Reactions on Explosive Nucleosynthesis: The Big-Bang and Supernovae
我们研究了在各种天体物理条件下轻到重质量元素爆炸核合成中的几个体反应。在SNeII引力核坍缩的中微子驱动风中，一些轻核和重不稳定核在产生r过程元素中起着重要作用。我们讨论了三体反应$^4$ He $(αn, γ)^9$ Be如何起着非常关键的作用，它的截面是知之甚少的。我们注意到r过程中的其他几个反应与大爆炸核合成有关。我们简要地讨论一下银河系的化学演化。
2000-06-06 astro-ph
Nucleosynthesis of PopIII Core Collapse Supernovae and the Abundances of Extremely Metal Poor Stars
基于新一代理论超新星前模型和零金属量大质量恒星的爆炸，以及[Fe/H]<-2.5的均匀恒星样本的新丰度分析，我们提出了对极端贫金属恒星中观测到的丰度的新分析（Cayrel et al. 2004）。
2005-07-14 astro-ph
Branching ratio of Type Ib/c supernovae into GRB-supernovae
本文研究了双星系统中大质量恒星核塌缩过程中黑洞的中心成核和偏心成核。根据贝肯斯坦的引力辐射反冲机制，一个新成核的黑洞通常会过早地离开中央核心。黑洞保持在中心位置的概率很低，如果双星系统是紧凑的，那么它会成熟为一个快速旋转的大质量黑洞。GRB 030329/SN 2003 dh表明Ib/c型超新星是长伽玛暴的母体，其分支比为${\cal R}=(2-4)\times 10^{-3}$。我们确定${\cal R}$与紧凑的双星中心成核的概率低。离心事件被预测会产生一个单一的引力辐射短爆发。据预测，中心事件将产生第二次长时间的引力辐射爆发，由发光的黑洞提供动力。这些特征是LIGO、VIRGO和TAMA感兴趣的。
2004-07-06 astro-ph
Nucleosynthesis in Neutrino-Driven Supernovae
核心坍缩超新星是化学元素宇宙起源故事的主角。现有的模型，一般假设球对称和参数化的爆炸，已经能够广泛复制观察到的元素模式。然而，包括中微子相互作用产生显着的改善，喷出物的组成相比，观察。中微子相互作用也可能为轻p过程核提供超新星源。
2005-11-18 astro-ph
An HST Study of the Supernovae Accompanying GRB 040924 and GRB 041006
本文介绍了{ \it哈勃太空望远镜/ACS}对040924（$z=0.86$）和041006（$z=0.71$）伽马射线暴超新星的研究结果。我们发现的证据表明，这两个GRB都与SN 1998 bw型超新星有关，分别被$\sim 1.5$和$\sim 0.3$等变暗，使GRB 040924成为有史以来探测到的最暗的GRB相关SN。我们研究了GRB/XRF相关SNe的光度色散，并与文献中的局部Ibc型超新星进行了比较。我们发现两个样本之间的显着重叠，这表明GRB/XRF相关的SNe不一定更明亮，也不一定比本地SNe产生更多的$^{56}$ Ni。基于目前（有限）的数据集，我们发现，这两个样品可能有一个相似的$^{56}$镍生产机制。
2005-12-06 astro-ph
Non-spherical core collapse supernovae and nucleosynthesis
受超新星SN 1987 A观测的启发，多位作者模拟了核心坍缩超新星包层中的Rayleigh-Taylor（RT）不稳定性（有关评论，请参阅Mueller 1998）。在这些模拟中发现的非径向运动定性地与SN 1987 A中的观测结果一致，但未能定量地解释新合成的56 Ni的混合程度。在这里，我们提出了一个2D流体动力学模拟的结果，重新解决这个故障，并涵盖了核心反弹后的第一个5小时的整个演变。
2000-10-04 astro-ph
Nucleosynthesis of Light and Heavy Elements in Baryon-Rich Outflows Associated with Gamma-Ray Bursts
伽马射线暴（GRB）必须起源于低重子负荷，超相对论外流;然而，更慢，更多的重子丰富的外流（BRO）也应该出现与GRB有关的“环喷风”和/或"失败的GRB“。我们研究核合成的可能性，在这样的BRO进行详细的反应网络计算的框架内的火球模型，表明它们可以是有趣的网站合成的重中子捕获元素，以及轻元素，如氘。这些产物可以在黑洞双星系统的伴星或极贫金属的恒星中观察到，这为中心引擎的条件提供了一个有趣的探测器。
2003-06-04 astro-ph
The nature of GRB980425 and the search for off-axis GRB signatures in nearby type Ib/c supernovae emission
将Ib/c型超新星鉴定为GRB祖先的动机是GRB 980425与SN 1998 bw和GRB 030329与SN 2003 dh的关联。虽然GRB 030329的伽玛射线光度是宇宙学伽玛暴的典型特征，但附近的GRB 980425（40 Mpc）的光度要低5个数量级。这种巨大的光度差异通常可以通过假设SNe Ib/c产生两种不同类型的伽玛暴来解释，或者GRB 980425是离轴观察的典型宇宙学伽玛暴喷流。在后一种情况下，强烈的无线电发射，~10^{30} erg/s Hz，预计在约1年的延迟，由于喷流减速到亚相对论速度，从GRB 970508观察。SN 1998 bw的射电光度比这个值低3个数量级。我们发现，如果围绕着前身的风的密度低于通常的预期，那么低射电通量可能与离轴喷流解释一致，\dot{m} =（\dot{M} /10^{-5} M_sun/yr）/（v/10^3 km/s）~0.1而不是\dot{m} >=1。较低的\dot{m}值与观测到的超新星冲击波进入风中的无线电发射一致。这种解释预言了在~10年的延迟下，在~1 mJy 10 GHz的通量和~23 mV的光通量下，在~10 mas的角源尺寸下，到亚相对论膨胀的转变。这也意味着，为了寻找与附近Ib/c超新星有关的离轴伽玛暴的特征，应该在多年的时间尺度上进行跟踪观测。
2003-11-20 astro-ph
Type Ia Supernovae: Simulations and Nucleosynthesis
我们提出了我们的第一个核合成的热核破裂的静态冷的Bracrasekhar质量的C/O白矮星的数值模拟结果。二维模拟进行了自适应网格欧拉流体动力学代码，FLASH，作为一个火焰捕捉计划的被动缩放的演变。为了计算同位素产额及其速度分布，在恒星中嵌入了10，000个无质量的示踪粒子。粒子沿流线平流，并提供了爆炸的拉格朗日描述。我们简要介绍了我们的验证测试和初步结果后处理的粒子轨迹与适度（214同位素）的反应网络。
2005-05-19 astro-ph
Explosive Nucleosynthesis of Weak r-Process Elements in Extremely Metal-Poor Core-Collapse Supernovae
有人试图用比Zn轻的元素的超新星核合成模型来拟合极端贫金属恒星的丰度模式。另一方面，观测表明，EMP星的存在具有特别高的“弱r过程元素”Sr，Y和Zr的比例。虽然提出了几种可能的过程，这些元素的起源，完整的解决方案，重现这些比例尚未找到。为了重现这些恒星的丰度模式，我们研究了一个模型，从传统的质量削减的内部区域的中子丰富的物质喷射。我们发现，在高能超新星（或称“超超新星”）中，爆发性核合成可以再现Sr、Y和Zr的高丰度，而在正常超新星中，核合成不能使Sr、Y和Zr的丰度增加。我们的结果意味着，如果这些元素是从一个正常的超新星喷出，核合成在更高的熵流比超新星激波是必需的。
2008-10-31 astro-ph
Nucleosynthesis in Type II supernovae and the abundances in metal-poor stars
我们探讨了各种参数（质量切割，中子过剩，爆炸能量，祖质量）对II型超新星核合成的影响，以解释所观察到的趋势的铁峰元素丰度比（[Cr/Fe]，[Mn/Fe]，[Co/Fe]和[Ni/Fe]）晕星作为金属丰度的函数范围$ -4 \le$ [Fe/H] $\le -2.5$。[Cr[Mn/Fe]和[Mn/Fe]随[Fe/H]的减小而减小，而[Co/Fe]则随[Fe/H]的减小而增大。我们表明，这样的行为可以解释的变化，在II型超新星的质量削减作为一个功能的祖质量，它提供了一个不断变化的组合，从富含α冻结出Si燃烧和不完全的Si燃烧的核合成。这一解释与通过模拟单个超新星的早期光变曲线确定的喷出$^{56}$ Ni的量是一致的。我们还认为，晕星的[H/Fe]比值主要取决于与单个超新星喷出物混合的星际氢的质量，该质量随爆炸能量和前身星的斯特伦格伦半径的增大而增大。
1998-12-15 astro-ph
The GRB 060218/SN 2006aj event in the context of other Gamma-Ray Burst Supernovae
与GRB 060218相关的超新星SN 2006 aj是迄今为止观测到的第二近的GRB SN（z=0.033）。介绍了甚大望远镜、利物浦望远镜和卡茨曼自动成像望远镜对SN 2006 aj的多色测光。这颗超新星被发现是亚发光的，并且正在迅速演化。它的早期光变曲线包括一个额外的波长依赖分量，这可以解释为冲击爆发。我们比较了多波段光变曲线的光度演化与本样品的相应性质的10多个GRB-SNe精确已知的红移。使用主机星系消光测量，我们得到的消光校正GRB-SN光度和放置SN 2006 aj的背景下，这个GRB选择的超新星样本，以及在本地剥离信封超新星的背景下。
2006-07-18 astro-ph
Explosive Nucleosynthesis from GRB and Hypernova Progenitors: Direct Collapse versus Fallback
长时间伽马射线暴背后的伽马星引擎提取了坍缩恒星快速吸积到恒星质量的黑洞中释放的能量。在坍缩的恒星中，这种黑洞可以通过两种方式形成：恒星核心直接坍缩成黑洞，以及在微弱的超新星爆炸中由回落引起的黑洞的延迟坍缩。对于延迟坍缩的黑洞，强的超新星驱动爆炸在冲击波爆发之前超过了弱的超新星爆炸，很难将这种黑洞形成场景与直接坍缩场景区分开来。然而，延迟坍缩机制，其双重爆炸，产生爆炸性的核合成产额，是非常不同的直接坍缩的情况。我们提出了1维的研究从两个黑洞形成的情况下，核合成产量的差异和趋势。
2006-04-21 astro-ph
Cosmological Nucleosynthesis in the Big-Bang and Supernovae
最近对宇宙微波背景（CMB）辐射功率谱的观测表明，宇宙学最有可能是平坦的。这表明，普适重子密度参数$Ω_b h^2 \approx 0.022 \sim 0.030$太大，以至于不能接受在同质大爆炸模型中对原始核合成的理论预言$Ω_b h^2 \le 0.017$。理论上限来自原始$^7$ Li丰度的严格限制。为了解决这个问题，我们提出了两个宇宙学模型：轻子非对称大爆炸核合成模型和重子非均匀大爆炸核合成模型。在这些宇宙学模型中，核过程类似于引力坍缩超新星爆炸中的r-过程核合成。大质量恒星$\geq 10 M_{\odot}$的演化以超新星爆炸而告终，超新星爆炸被认为是r过程核合成最可行的候选地点。即使在重元素的核合成中，原中子星表面的初始熵和密度也是如此之高，以至于核统计平衡有利于产生大量的轻核。在这样的爆炸环境中，许多轻到中等质量的富中子放射性核以及重质量核起着重要的作用。
2002-03-13 astro-ph
Circumstellar Interaction Around Type Ib/c Supernovae and the GRB Connection
对Ib/c型超新星的射电观测表明，星周相互作用发生在广泛的风密度范围内，与银河系沃尔夫-拉叶星的情况相当。需要在冲击区域中有效地产生磁场。从某些Ib/c型超新星中观测到的X射线辐射比热或逆康普顿机制所预期的要高;同步加速器的解释需要在高能量下的电子能谱变平，就像宇宙射线主导的冲击波中可能发生的那样。在两颗超新星中显示的风密度变化可能是由于一个双星伴星，尽管单个恒星的质量损失仍然是可能的。除了光学超新星辐射外，附近SN 2006 aj/GRB 060218的辐射似乎是由中央引擎提供动力，而SN 1998 bw/GRB 980425的辐射可能是由中央引擎或外部超新星喷出物提供动力。
2006-12-26 astro-ph
Nucleosynthesis in Electron Capture Supernovae of AGB Stars
研究了具有O-Ne-Mg核的AGB星（初始质量为8.8 M_ \odot）的电子俘获超新星的核合成。核心反弹后的第一个810毫秒的热力学轨迹是从最近的国家的最先进的流体动力学模拟。核合成的结果具有许多不同于其他铁核恒星（初始质量大于10 M_ \odot）坍缩产生的超新星的特征。首先是喷出物中含有少量的56 Ni（= 0.002-0.004 M_ \odot），这可以解释SNe 2008 S和1997 D等暗超新星的观测性质。此外，大的Ni/Fe比与蟹状星云（SN 1054的遗迹）的光谱结果是合理的一致。第二是大量产生64 Zn、70 Ge和轻p核（74 Se、78 Kr、84 Sr和92 Mo），特别是90 Zr，它们来源于低Y_e（= 0.46-0.49，每个核子的电子数）的喷出物。然而，我们发现，最小Y_e值仅增加1-2%，就能缓和90 Zr的过剩生产。相比之下，64 Zn的生产相对于Y_e的小变化是相当稳健的。这提供了这类事件发生的上限，约为所有核心坍缩超新星的30%。
2009-01-07 astro-ph
nu-Process Nucleosynthesis in Population III Core-Collapse Supernovae
我们调查的中微子核相互作用（核过程）的铁峰元素的生产在第三人口的核心坍缩超新星的影响。核过程和随后的质子、中子俘获反应在完全和不完全硅燃烧区产生奇Z铁峰元素。这一反应序列增强了超新星喷出物中Sc、Mn和Co的丰度。15颗和25颗M_sol星的超新星爆炸模型很好地再现了贫金属晕星的平均Mn/Fe比值。为了重现观测到的Mn/Fe比，超新星中的中微子总能量应该是3 ~ 9 × 10^{53}尔格。更强的中微子照射和其他生产网站是必要的复制所观察到的Sc/Fe和Co/Fe的比例，虽然这些比例增加的核过程。
2007-10-01 astro-ph
On the GRB progenitors: possible consequences for supernovae connection with gamma-ray bursts
使用6 m望远镜获得的GRB 970508光学瞬变（OT）的$BVRI$光变曲线的独特数据已在超新星（SNe）与长持续时间伽马射线暴（GRB）之间直接联系的概念框架内进行了解释。对于OT GRB 970228，在$I_{c}$波段的影响必须最大。对于GRB 970508的OT，建议SN的峰值绝对（$M_{B}$）星等必须在-19.5左右。因此，除了GRB 970228，GRB 980326，990712，991208的OT光变曲线上的特征“肩膀”之外，还发现了更多的证据表明GRB与Ib/c型SNe（或核心坍缩SNe）之间的联系，这可能是支持大质量恒星是长持续时间GRB祖先的观点的论据。如果所有或大部分长持续时间的伽玛暴都与超新星有关，那么伽玛暴的宿主星系（至少对于地面观测来说）必须比超新星的峰值亮度更暗。如果某种GRB/SN关系确实存在，并且如果所有或至少大部分长持续时间GRB都与SNe有关，那么作为结果，我们就有一个非常强的$γ$射线，其立体角高达$Ω_{beam} \sim (10^{-5} - 10^{-6})\cdot 4π$。此外，在伽玛暴（970508，970828，991216，000214）的X射线余辉谱中观测到铁的K $_α$线，以及与伽玛暴990705同时观测到中性铁（7.1keV）的红移吸收特征，也是支持伽玛暴起源于大质量恒星的证据。
2001-07-20 astro-ph
An optical supernova associated with the X-ray flash XRF 060218
长持续时间的伽马射线暴（GRB）与Ic型超新星有关，Ic型超新星比一般超新星更明亮，并以非常高的速度喷射物质。到目前为止，还没有发现亮度较低的超新星与GRB有关，因此GRB超新星被认为是罕见的事件。X射线闪光--类似于伽玛暴，但亮度较低，伽马射线较少--是否也与超新星有关，以及它们是本质上“弱”的事件还是偏离爆发轴观察的典型伽玛暴，目前还不清楚。本文报道了与X射线闪光XRF 060218有关的Ic型超新星SN 2006 aj的光学发现和后续观测。超新星2006 aj本质上不如GRB超新星明亮，但比许多没有伴随GRB的超新星明亮。从我们的光谱导出的喷出物的速度是这两组之间的中间，这是一致的伽玛射线暴输出和超新星射电通量的弱点。我们的数据，结合无线电和X射线观测，表明XRF 060218是一个本质上弱和软事件，而不是一个经典的伽玛暴离轴观察。这将GRB与超新星的联系扩展到X射线闪光和更暗的超新星，暗示了一个共同的起源。像XRF 060218这样的事件可能比GRB超新星还要多。
2006-08-31 astro-ph
Explosive Nucleosynthesis in GRB Jets Accompanied by Hypernovae
利用MacFadyen和Woosley（1999）的模型，进行了一个二维的流体动力学模拟，研究了一颗星的爆炸核合成。结果表明，当爆发持续时间为\sim 10秒时（这被认为是典型的爆发时间尺度），喷流中产生的~（56）Ni不足以解释观测到的超新星数量。即使合成了相当数量的56 Ni，如果所有的爆炸能量最初沉积，喷流的开口角变得太宽，在这种情况下，实现高度相对论的流出和伽马射线暴。从这些结果可以得出结论，在与伽玛暴有关的超新星中，56 Ni的起源不是喷流中的爆炸核合成。我们认为起源于吸积盘中的爆炸核合成的观点更有希望。我们还表明，爆炸成为双极自然由于变形的祖细胞的影响。这一事实表明，在吸积盘中合成并作为流出物输送的56 Ni被吹向旋转轴，这将解释SN 1998 bw的线特征和SN 2003 jd的双峰线特征。喷流中56 Ni衰变产生的一部分γ射线线将出现而不会损失其能量，因为只要喷流是相对论性流，喷流就会在大量56 Ni衰变之前变得光学薄。我们发现，丰富的原子核的质量数\sim 40在喷出物中的能量沉积率敏感地依赖于。因此，可以通过对贫金属星化学成分的观测来确定哪一种模型才是伴随着超新星的伽马射线暴的合适模型。
2006-05-11 astro-ph
Dynamics of shock propagation and nucleosynthesis conditions in O-Ne-Mg core supernovae
最近有人提出，爆炸O-Ne-Mg核的冲击表面层为r过程核合成提供了条件，因为它们的快速膨胀和高熵使重r过程同位素即使在初始中子过剩非常低的环境中也能形成。我们在这里表明，最复杂的可用流体动力学模拟（在球形和轴对称）不支持这个新的r-过程的情况下，因为它们不能提供必要的条件的温度，熵，和膨胀时间尺度的重要因素。这表明，r-过程元素的形成与Ning等人（2007，NQM 07）的建议不同，或者影响爆炸动力学的一些基本核心属性可能与Nomoto的祖先模型预测的不同。
2008-04-18 astro-ph
Type Ia Supernovae: Influence of the Initial Composition on the Nucleosynthesis, Light Curves, Spectra and Consequences for the Determination of Omega_M & Lambda
研究了爆炸的白矮星的初始成分对Ia型超新星的核合成、光变曲线和光谱的影响，以评估宇宙学时间尺度上演化效应的大小，如何识别这些效应以及如何对其进行校正。计算是基于一组延迟爆轰模型，给出了一个很好的帐户的光学和红外线曲线和光谱的演变。爆炸和光变曲线的计算使用一维拉格朗日辐射水力程序，包括一个核网络。NLTE-光谱计算的各个时期使用的结构产生的光变曲线代码。下面的问题是解决：我们了解祖先的进化和它的金属丰度？什么是宇宙学参数$Ω_M$和$Λ$的测定系统的影响，我们如何才能认识到这种潜在的“陷阱”，并纠正进化的影响？
1997-09-24 astro-ph
Nucleosynthesis in Type Ia Supernovae
Ia型超新星的克拉塞卡质量模型的主要不确定性包括吸积白矮星的伴星（或决定碳点火密度的吸积率）和点火后的火焰速度。我们提出了相对缓慢的爆燃（1.5 - 3%的声速）的核合成的结果，以限制从伴星吸积的速度。由于电子俘获，在中心区域合成了大量的富中子物质，例如^{54}Cr、^{50}Ti、^{58}Fe、^{62}Ni等。为了避免^{54}Cr/^{56}Fe和^{50}Ti/^{56}Fe的比值过大，热核逃逸时白矮星的中心密度必须低至\ltsim 2 \e 9 \gmc。如此低的中心密度可以通过与$\dot M \gtsim 1 \times 10^{-7} M_\odot yr^{-1}$一样快的吸积来实现。这些快速吸积的白矮星可能对应于超软X射线源。
1997-06-03 astro-ph
Constraints on Dark Energy from Supernovae, Gamma Ray Bursts, Acoustic Oscillations, Nucleosynthesis and Large Scale Structure and the Hubble constant
光度距离与红移定律现在使用超新星和伽马射线暴测量，角尺寸距离在最后散射的表面由CMB测量，在z = 0.35时由重子声学振荡测量。本文将这些数据拟合到状态方程模型中，其中w =-1，w = const，w（z）= w_0+w_a（1-a）。最后一个模型是不良的距离数据的约束，导致非物理的解决方案，其中暗能量占主导地位，在早期的时间，除非修改的大尺度结构和声学尺度的约束，以允许早期的暗能量的影响。平坦的LambdaCDM模型与所有数据一致。
2007-04-29 astro-ph
Nucleosynthesis Yields of Core-Collapse Supernovae and Hypernovae, and Galactic Chemical Evolution
我们提出了新的核合成产率作为恒星质量，金属丰度和爆炸能量（对应于正常的超新星和超超新星）的函数。我们将结果应用于太阳附近的化学演化。我们的新产量是基于超新星（SNe）和极贫金属（EMP）恒星的观测/理论研究的新发展，这些研究为测试爆炸模型及其核合成提供了极好的机会。我们使用单个SN的光变曲线和光谱拟合来估计祖源的质量、爆炸能量和产生的56Ni质量。通过与EMP星丰度图的比较，确定了核坍缩SNe的模型参数，如混合回退参数等。更具体地说，我们考虑了两种不同的大质量超新星：1）非常有活力的超新星，其动能（KE）是正常的核心坍缩超新星KE的10倍以上，和2）非常微弱和低能量的超新星（微弱的SNe）。这两类新的SNe可能是"黑洞形成" SNe，有旋转或非旋转的黑洞。超新星核合成的特征是具有较大的丰度比（Zn，Co，V，Ti）/Fe和较小的丰度比（Mn，Cr）/Fe，这可以解释在EMP星中观测到的这些比值的趋势。暗SNe核合成的特点是大量的回落，这解释了大多数贫铁星的丰度模式。这些比较表明，形成黑洞的SNe对早期银河系（和宇宙）的化学演化做出了重要贡献。
2006-05-30 astro-ph
Nucleosynthesis as a result of multiple delayed detonations in Type Ia Supernovae
用SPH程序对质量为1.36 M的白矮星$_\odot$的爆炸过程进行了三维数值模拟。爆炸遵循延迟引爆模式。在这种情况下，爆燃-爆轰转变是由瑞利-泰勒不稳定性和湍流引起的火焰阵面的大幅度收缩引起的。核合成产额的计算表明，某些中子化同位素，如54 ^Fe或58 ^Ni，相对于太阳系的比率并没有过度产生。中等质量元素的分布也与正常SNIa的光谱相一致。然而，例外的是碳和氧的丰度，这是过度生产。
2002-10-16 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
Correlation between the Peak Spectral Energy of Gamma-Ray Bursts and the Peak Luminosity of the Underlying Supernovae: Implication for the Nature of GRB-SN Connection
在本文中，我们提出的伽马射线暴（GRB）的峰值光谱能量和下面的超新星（SNe）的峰值辐射光度之间的相关性，基于一个样本的四对GRBs-SNe与光谱证实的连接。结合伽玛暴峰值光谱能量与各向同性等效能量之间的关系，我们得到了伽玛暴各向同性能量的上限，即\approx 10^{52} erg（L_{SN,peak} /10^{43} erg s^{-1}）^{10}，其中L_{SN,peak}是超新星的峰值辐射热光度。我们的研究结果表明，决定GRB-SN连接的关键参数是SNe的峰值光度，而不是通常假设的SN光谱和/或SN爆炸能量的特征。由于一般认为由放射性衰变提供能量的超新星的峰值亮度与超新星爆炸中产生的56 Ni的量有关，因此56 Ni的质量可能是理解伽玛暴性质及其与超新星联系的关键物理因素。我们的关系的应用与正常峰值亮度的Ibc型超新星表明，如果这些正常的超新星伴随着它们的伽玛暴，伽玛暴将是非常软的和亚高能的γ射线，因此更容易检测到X射线或紫外探测器比γ射线探测器。
2006-08-15 astro-ph
Trans-Relativistic Supernovae, Circumstellar Gamma-Ray Bursts, and Supernova 1998bw
超新星（SN）1998 bw和伽马射线暴（GRB）980425提供了超新星是某些GRB的祖先的第一个直接证据。然而，与其他已知的余辉爆发相比，这次爆发异常暗淡，平滑和柔和。它是否应该被认为是宇宙学伽马射线暴的原型，很大程度上取决于超新星爆炸和爆发是否是不对称的，或者可以被建模为球形。我们解决这个问题，通过治疗加速超新星冲击在恒星的最外层的信封，过渡到相对论流，以及随后的膨胀（和进一步加速）的喷出物进入周围的介质。我们发现GRB 980425可能是由SN 1998 bw的相对论性喷出物和恒星的前超新星风之间的碰撞产生的;该模型不需要显着的不对称性。因此，这一事件属于伽玛暴的一个暗淡子类，而不是喷流状宇宙伽玛暴的原型。
2001-06-19 astro-ph
Supernovae, Pulsars and Gamma-Ray Bursts: A Unified Picture
提出了一种解释观测到的高脉冲星速度和河外伽马射线暴（GRB）的方案。该模型涉及一个超相对论性喷流从超新星（SN），产生一个伽玛暴和余辉，其特性是类似于一个各向同性的火球伽玛暴也许有一些差异，在余辉的后期，一旦一些显着的横向扩散已经发生。在这个模型中，伽玛暴及其余辉的时间尺度和许多其他性质与观测结果是一致的。该模型中的伽玛暴具有特殊的内在性质，可以通过观测明确地证伪或证明该模型。最直接的证据是，超新星的探测与明亮的伽玛暴事件几乎同时发生。大多数GRB和SNe预计发生在中等红移（$z\sim 1-3$），如果他们遵循观察到的宇宙恒星形成的历史，在这个模型中暗示。寻找GRB/SN关联是一个挑战，因为大多数SNe都很微弱。一些额外的，戏剧性的可观察到的后果的预测，这也可以用来测试模型。
1998-09-02 astro-ph
Nucleosynthesis in Magnetically Driven Jets from Collapsars
我们已经做了详细的计算，磁驱动喷流的组成，喷射出的bracksars，或快速旋转的大质量恒星，基于长期的磁流体动力学模拟的核心崩溃与各种分布的磁场和角动量的崩溃前。我们使用一个大型的核反应网络，跟踪了大约4000种核素的丰度从坍缩阶段到喷射阶段以及通过喷流生成阶段的演变。我们发现，r-过程成功地运作，只有在充满活力的喷流（> 1 e51尔格），使U和Th的合成丰富，即使在磁星有一个相对较弱的磁场（1 e10 G）和适度旋转的核心崩溃前。喷流内部的丰度模式与太阳系中r元素的丰度模式相似。大约0.01-0.06 Msun的富中子重核被高能喷流喷出。较高能量的喷流具有较大量的Ni 56，从0.00037到0.06Msun不等。能量较低的喷流，喷射出少量的镍56，可以诱发超新星的伽马射线暴，如GRB 060505或GRB 060614。如果伽玛暴和超新星都是由黑洞附近的喷流诱发的，那么相当数量的r-元素很可能从伽玛暴和超新星中喷射出来。
2008-04-07 astro-ph
Radio Supernovae and GRB 980425
过去20年来对射电超新星（RSNe）的研究包括24个探测到的物体和100多个上限。从这项工作中，我们能够识别类的无线电特性，证明符合和偏离现有的模型，估计的星周物质的密度和结构，并推断，前超新星恒星风的演变，并揭示爆炸前的最后阶段的恒星演化。它也有可能沿着视线探测到电离氢，以证明恒星系统的二元性质，并显示星周物质的团块。更有可能的是，它可能提供距离估计无线电超新星。有趣的和不寻常的无线电超新星SN 1998 bw，这被认为是有关的伽马射线暴GRB 980425，特别详细地讨论。它的无线电性能进行了比较和对比与其他已知的RSNe。
2000-02-27 astro-ph
The Diversity of Cosmic Explosions: Gamma-Ray Bursts and Type Ib/c Supernovae
大质量恒星的死亡和控制致密残余物形成的过程尚未完全了解。在观测上，这个问题可以通过研究不同类别的宇宙爆炸及其能量来源来解决。本文讨论了伽马射线暴（GRB）和Ib/c型超新星（SNe Ib/c）能量学的最新结果。特别是，无线电观测GRB 030329，这使我们能够进行量热的爆炸，揭示了一些伽玛暴是由温和的相对论喷出物，使伽玛暴的总爆炸产量几乎是恒定的，而超相对论输出变化很大。另一方面，SNe Ib/c在快速喷出物中所含的能量方面表现出广泛的多样性，但迄今为止所观测到的（除了SN 1998 bw）都没有产生相对论性喷出物。因此，我们对可能引起GRB的SNe Ib/c的分数规定了3%的严格限制。因此，在流体动力爆炸（SNe）和引擎驱动爆炸（GRBs）之间似乎存在明显的二分法
2003-09-25 astro-ph
How Common are Engines in Ib/c Supernovae?
伽马射线暴（GRB）和Ib型和Ic型核心坍缩超新星（SNe）的关联是由在GRB 980425的错误框中探测到SN 1998 bw和现在在宇宙学GRB 030329中确定的类似SN 1998 bw事件激发的。SN 1998 bw的明亮射电辐射表明它具有一些预期的伽玛暴的独特属性，即在（轻度）相对论喷出物和可变能量输入中有大量的能量储备。在这里，我们讨论了一个系统的计划，无线电观测的最报告的Ib/C型SNe访问的超大阵列，旨在确定的部分Ib/C型SNe的发动机驱动的结果。我们的结论是：（i）这类事件的发生率很低，<3%，（ii）在大多数流体动力爆炸（SNe）和发动机驱动爆炸（GRB）之间似乎存在明显的二分法
2003-09-25 astro-ph
The Reaction Rate Sensitivity of Nucleosynthesis in Type II Supernovae
我们探讨了大质量恒星超新星中中等质量元素（28 < A < 80）的核合成对模型中所用核反应速率的敏感性。两个反应速率数据的标准来源（Woosley等，1978;和Thielemann等，1987）被用于其他方面相同的成对计算。两者都包括Caughlan & Fowler（1988）的实验反应速率作为共同的主干。两个恒星模型计算的两个主要序列的质量：15和25太阳质量。每颗恒星都是从核心的氢燃烧演化到超新星前的状态，携带着一个相当大的反应网络，然后在靠近铁核边缘的地方用活塞爆炸，如Woosley & Weaver（1995）所描述的。最后的恒星产量与两个速率集计算的模型进行了比较，发现在大多数情况下，在整个范围内的核研究不到两个因素的差异。的主要差异的原因进行了详细讨论，随着物理基础的两个反应速率集。核合成的结果是相对稳健的，不像预期的那样对核反应速率的不确定性敏感，尽管它们对所采用的恒星模型敏感。
1999-04-06 astro-ph
Nucleosynthesis Calculations from Core-Collapse Supernovae
我们回顾了计算核合成产额的一些不确定性，重点是爆炸机制。目前的计算倾向于使用活塞，能量注入或中微子不透明度的增强来驱动爆炸。我们表明，能量注入，或者更准确地说，熵注入机制是最适合模仿我们目前的理解对流增强超新星发动机。增强的中微子不透明度技术与核心坍缩超新星的模拟在质量上不一致，并且可能会在产量上产生误差。但活塞驱动的爆炸是最不一致的。活塞驱动爆炸严重低估了回落量，导致重元素产额的数量级误差。为了获得精确到几个级别的因子的产量，我们必须使用熵或能量注入，这已经成为NuGrid协作方法。
2008-11-28 astro-ph
Pop III Hypernova Nucleosynthesis and Abundances in Very Metal-Poor Halo Stars
计算了M = 13 ~ 270 Msun的大质量Pop III星的演化和核合成，并与贫金属晕星的丰度进行了比较。观测到的丰度可以用M < ~ 130 Msun的高能核心坍缩超新星（"hypernovae“）来解释，但不能用M ~ 140-270 Msun的对不稳定超新星（PISNe）来解释。这一结果限制了Pop III和非常贫金属的Pop II恒星的IMF。
2002-05-22 astro-ph
Radio Imaging of GRB Jets in Nearby Supernovae
我们计算了伽马射线暴（GRB）射电喷流的通量、视尺寸和图像质心运动的时间演化，并表明它们可以被VLBA在数百Mpc的距离上分辨。我们发现GRB 030329在距离$\approx$ 800 Mpc处显示出与一颗Ic型超新星（SN）有关的光谱证据，但它可能在几个月后才能被VLBA分辨出来。对于在类似SNe中没有GRB对应物的侧向喷流，前景要好得多;特别是，即使无法分辨喷流，VLBA也可以检测到这种喷流中通量质心的运动，直到$z\sim 1$。如果大多数伽玛暴都伴随着Ib/c型超新星，那么在距离$\lesssim$ 200 Mpc的范围内，每年应该有几个超新星/伽玛暴喷流，而且它们中的大多数都是侧向的，没有伽玛射线或X射线前兆。这些喷流的检测可以用来校准产生相对论外流的所有核心崩溃SNe的分数，并确定当地的GRB率。总的来说，Ib/c型超新星根本不产生伽玛暴，而是产生初始洛伦兹因子为几的相对论射电喷流，其速率可能比产生伽玛暴的速率大2个数量级。
2003-08-20 astro-ph
Nucleosynthesis in neutrino heated matter: The vp-process and the r-process
本文综述了超新星中重元素核合成的最新进展。最近的流体动力学模型的核心坍缩超新星表明，大量的质子丰富的物质下，强中微子通量喷射。该物质构成了vp过程的位点，其中反中微子吸收反应催化A > 64的核的核合成。超新星也与自然界中最重元素的合成过程有关。裂变过程中的r-过程可以发挥重要作用，在确定最终的丰度模式，并在解释几乎普遍的特点，看到贫金属的r-过程丰富的恒星。
2006-08-23 astro-ph
Light Curve Calculations of Supernovae from Fallback Gamma-Ray Bursts
目前流行的长时间伽马射线暴（GRB）模型，是从大质量恒星坍缩到黑洞的爆炸：直接或通过后备。那些通过回落形成的伽玛暴将产生更少的放射性镍，因此有人认为（没有任何实际计算）这些系统会产生暗淡的超新星。这些后退的黑洞GRB最近被认为是一组新发现的GRB的可能祖先，缺乏任何相关的超新星。在这里，我们提出了有史以来第一次辐射流体动力学计算的光变曲线的超超新星爆炸的延迟回落伽马射线暴。我们发现，辐射热光变曲线是由冲击沉积的能量，而不是放射性元素的衰变。因此，对这种爆发的观测实际上更多地探测了原始风的密度，而不是放射性镍的产生。
2007-05-04 astro-ph
On the Rates of Gamma Ray Bursts and Type Ib/c Supernovae
我们测量了"低亮度“（LL-GRB，即L<10^{48--49}erg/sec）和”高亮度“（HL-GRB）伽马射线暴的局部速率。数值范围分别为n 0 =100--1800 Gpc^（-3）yr^（-1）和n 0 =100--550 Gpc^（-3）yr^（-1），与SNe-Ibc的比值分别为\sim 1%-9%和0.4%-3%。这些数据可能表明存在两种物理上不同的伽玛暴，其中LL-GRB（本质上）比HL-GRB更频繁。然而，与目前的数据，我们不能排除的可能性，一个单一的人口的伽玛射线暴，引起各向同性的低发光的发射（LL-GRB：检测只有在附近的伽玛射线暴）和高度准直的高发光的发射（HL-GRB：检测优先在高Z）。我们还计算了以宽谱线为特征的超新星（Hypernovae）的SNe-Ibc速率，发现它约为1.5 \times 10^（-4）HNe yr^（-1）10^（10）L_（B \odot）（即小于10%的SNe-Ibc发生在螺线中）。这一结果意味着HL-GRB/HNe的比值小于1，可能在0.04- 0.3之间。我们利用超超新星和LL-GRB之间的比值将它们的聚束因子限制在f_b^（-1）\sim 10或更小。
2006-12-07 astro-ph
R-Process Nucleosynthesis in MHD Jet Explosions of Core-Collapse Supernovae
研究了一颗大质量恒星13 $M_{\odot}$中超新星磁流体动力学爆发过程中的$r$核合成.与球形爆炸的情况相反，由于旋转和磁场的组合效应，喷流状爆炸显著降低了铁芯上方层内的电子分数。我们发现导致$r$过程的低电子分数的喷射物质来自于前超新星模型的富硅层。这导致太阳能$r$工艺元素的产量达到第三个峰值。我们使用包含自发裂变和$β$延迟裂变的全核反应网络来检验裂变是否影响$r$过程路径。此外，我们特别注意如何质量公式影响的$r$过程的峰值与使用两个质量公式。结果表明，两个公式都能再现全球丰度分布，但在具体分布上有较大差异。我们指出，如果MHD效应在超新星爆炸中起重要作用，那么在$r$过程核合成中会有变化。
2005-04-05 astro-ph
A Radio Survey of Type Ib and Ic Supernovae: Searching for Engine Driven Supernovae
伽马射线暴（GRB）与Ib型和Ic型核心坍缩超新星（SNe）的关联是由在GRB 980425的错误框中探测到SN 1998 bw和现在在宇宙学GRB 030329中确定的类似SN 1998 bw事件激发的。SN 1998 bw的明亮射电辐射表明它具有一些伽玛暴的独特属性，即相对论性喷出物中的大量能量和可变的能量输入。SN 1998 bw的起源有两种流行的假设，一种是离轴观测到的典型宇宙学爆发，另一种是新的超新星爆炸（gSNe）。在前者中，预计约0.5%的当地Ib/c型SNe与SN 1998 bw相似;对于后者，不存在这样的限制。因此，出于这种动机，我们开始了一个系统的无线电观测计划，大多数报告的Ib/c型SNe都可以用甚大阵进行。在1999年末至2002年末观测到的33颗超新星中，最多只有一颗像SN 1998 bw一样明亮。由此我们得出结论，此类事件的发生率<3%。此外，无线电发射的分析表明，没有观察到的SNe表现出明确的发动机签名。最后，SN的射电辐射的GRB余辉的比较表明，没有SNe可能是由一个典型的GRB，独立的初始喷流方向。因此，虽然SN 1998 bw的性质仍然是一个悬而未决的问题，但大多数流体动力爆炸和发动机驱动爆炸之间似乎存在明显的二分法。
2003-07-10 astro-ph
Late-time Radio Observations of 68 Type Ibc Supernovae: Strong Constraints on Off-Axis Gamma-ray Bursts
我们提出了68个当地Ibc型超新星的晚期射电观测，包括6个具有宽光学吸收线的事件（“hypernovae”）。这些物体都没有表现出可归因于离轴伽马射线暴喷流的无线电发射，这些喷流扩散到我们的视线中。通过与我们的余辉模型的比较，我们得到了以下结论：（1）Ibc型超新星的小于$\sim 10%$的事件与最初偏离我们视线的典型伽马射线暴有关，这就对伽玛暴聚束因子$<f_b^{-1}> \lesssim 10^4$提出了一个经验约束，它对应于一个平均喷流张开角，即$θ_j \gtrsim 0.8$度。(2)这一点尤其适用于宽线超新星（SNe 1997dq、1997ef、1998ey、2002ap、2002bl和2003jd），它们被认为是伽玛射线暴喷流的宿主。我们的观测没有发现典型的（甚至是亚高能的）GRB的证据，并且排除了在84%的置信水平下每个宽线SN都有GRB的情况。他们的大光球速度和不对称的喷出物（从分光偏振和星云光谱推断）似乎是非相对论性超新星爆炸的特征，并不一定意味着相关的伽玛射线暴喷流的存在。
2005-12-06 astro-ph
GRB060218 and GRBs associated with Supernovae Ib/c
我们计划拟合长持续时间GRB 060218的完整伽马和X射线光变曲线，包括瞬发辐射，以澄清与SNe Ib/c相关的GRB类的祖先和天体物理情景的性质。电子-正电子等离子体的初始总能量E_{e^\pm} ^{tot}=2.32 \times 10^{50} erg，与其他与SNe相关的伽玛暴类似，具有特别低的值。我们第一次观察到重子负载B=10^{-2}，这与火壳动力学稳定性的上限相一致。有效环爆介质（CBM）密度显示出径向依赖性n_{cbm} \propto r^{-α}，1.0<α<1.7，从1到10^{-6}粒子/cm ^3单调下降。这样的行为被解释为是由于火壳中的碎片。类比与破碎的密度和填充因子表征新星概述。考虑到GRB 060218的完整数据集以及它满足Amati关系的事实，所呈现的拟合特别重要。我们拟合GRB 060218，通常被认为是一个X射线闪光（XRF），作为一个“典型的伽玛射线暴”在我们的理论模型。最小的可能黑洞是由双星系统中的中子星的引力坍缩形成的，它与SNe Ib/c相关的伽玛暴类的特别低的能量相一致。我们给出了第一个证据，证明火壳里有碎片。这种破碎在解释异常大的T_{90}和由此推断的煤层气有效密度异常低值方面至关重要。
2007-06-21 astro-ph
The Connection between Gamma-Ray Bursts and Extremely Metal-Poor Stars: Black Hole-forming Supernovae with Relativistic Jets
长持续时间的伽马射线暴（GRB）被认为与发光和高能的超新星（SNe）有关，称为超新星（HNe），由黑洞（BH）形成的大质量恒星坍缩造成。然而，对于最近附近的伽玛暴~060505和060614，预期的SNe没有被检测到。SN亮度的上限比GRB相关的HNe（GRB-HNe）弱约100倍，对应于$M({\rm ^{56}Ni})\sim 10^{-3}M_\odot$的喷射$^{56}$ Ni质量的上限。SNe和少量的$^{56}$ Ni喷射被观察为微弱的II型SNe。HNe和微弱的SNe被认为是极贫金属（EMP）恒星形成的原因。本文研究了相对论性喷流引起的40颗$M_\odot$星BH形成爆炸，并提出了流体动力学和核合成模型。这些模型可以统一地解释GRB-HNe和无亮SNe的GRB。它们与EMP星的联系也被讨论。我们认为，没有明亮的SNe的伽玛暴可能合成$\Mni\sim 10^{-4}$ $10^{-3}M_\odot$或$\sim 10^{-6}M_\odot$。
2007-02-19 astro-ph
Nucleosynthesis in Supernovae
核心坍缩超新星的能量传输主要来自中微子。因此，超新星的某些性质可能依赖于标准模型弱相互作用的对称性和特征。中微子俘获的截面比反中微子俘获的截面大一个量级的中微子能量与核子质量之比。这会使质子中子星上方由$ν$驱动的风中中子与质子的比例降低约20%，并可能显著阻碍r-过程核合成。
1999-05-19 astro-ph hep-ph nucl-th
Nucleosynthesis of Zinc and Iron-Peak Elements in Pop III Type II Supernovae : Comparison with abundances of Very Metal-Poor Halo Stars
我们计算了大质量Pop III星的核心坍缩爆炸的核合成，并将结果与贫金属晕星的丰度进行比较，以约束Pop III超新星的参数。我们专注于铁峰元素，特别是，我们试图重现大[Zn/Fe]观察到的极端贫金属恒星。观察到的比值[Zn，Co，Mn，Cr，V/Fe]的有趣趋势与超新星喷出物中完全和不完全Si燃烧区的相对质量的变化有关。我们发现，[Zn/Fe]是更大的更深的质量削减，更小的中子过剩，和更大的爆炸能量。在贫金属晕星中观察到的大[Zn/Fe]和[O/Fe]表明完全Si燃烧物质的深度混合和II型超新星中大量的回落。此外，需要大的爆炸能量（对于M ~ 13 Msun，E_51>~ 2;对于M >~ 20 Msun，E_51 >~ 20）来再现[Zn/Fe] ~ 0.5。观测到的铁峰元素丰度比的趋势，更好地解释了这种高能量（"超新星“）模型，而不是简单的”深“质量削减效应，因为镍的过剩可以避免在超新星模型。我们还给出了M = 130 - 300 Msun星的对不稳定超新星爆炸的产额，并讨论了对不稳定超新星不能解释非常贫金属星的丰度特征。
2001-12-08 astro-ph
Gamma--Ray Bursts associated with Supernovae: A systematic analysis of BATSE GRB candidates
我们研究了BATSE伽马射线暴（GRBs）的一个样本的性质，该样本包括与超新星（SN）有关联迹象的事件，有些是基于光学余辉光变曲线中的再增亮迹象，但在大多数情况下仅基于从星表的互相关推断出的“松散”时间和方向重合。尽管后一种选择方法存在很大的不确定性，但当将样本与所有BAT伽玛暴的样本进行比较时，时间和谱分析揭示了三个有趣的统计结果：暂时与SNe有关的伽玛暴主要（在$\sim$ 80%的情况下）具有单峰光变曲线，较软的光谱（即低能量幂律指数$α\sim$-1.5），并且倾向于不遵循滞后-亮度和各向同性能量-峰值能量相关性。这三个独立的统计属性指向存在大量的欠亮，GRB 980425-like事件构成-至少从观测的角度来看-一个尾巴或一个单独的类相对于整个BATSE GRB事件。在通过目录互相关识别的那些中，SN Ibc的异常高的百分比（因子$\sim 4$高于SN目录统计的预期）加强了（一些）所选事件的非随机性。
2005-10-03 astro-ph
Peculiar Chemical Abundances in the Starburst Galaxy M82 and Hypernova Nucleosynthesis
X射线观测表明，与氧相比，星暴星系M82中的化学丰度相当丰富。这样的丰度模式不能用任何传统的I型和II型超新星产量的组合来解释。此外，观测到的热等离子体的能量与重元素质量比也远高于正常超新星的结果。我们计算了核心坍缩超新星的爆炸核合成，并表明超新星核合成可以解释丰度模式和能量与重元素质量之间的大比值。这样的超新星爆炸预计会发生在质量大于20-25 Msun的恒星上，并且很可能主导了星暴，因为M82星暴后的年龄估计只有10^6 ~ 10^7年。我们还研究了对不稳定超新星（~ 150-300 Msun），并得出结论，在这些超新星的能量重元素质量比太小，无法解释的观察。
2002-07-02 astro-ph
No supernovae detected in two long-duration Gamma-Ray Bursts
强有力的证据表明，长时间的伽马射线暴（GRB）是在大质量恒星坍缩过程中产生的。在标准版本的坍缩星模型中，一颗宽线且明亮的Ic型核心坍缩超新星（SN）伴随着GRB。这种关联已经在对附近几个伽玛暴的观测中得到证实。最近的观测表明，一些长持续时间的伽玛暴是不同的。没有SN辐射伴随着长持续时间的GRB 060505和060614下降到比任何已知的Ic型SN更暗的极限，比伴随GRB 980425的原型SN 1998 bw暗数百倍。早期余辉的多波段观测，以及宿主星系的光谱学，排除了明显的尘埃遮蔽的可能性。此外，爆发起源于恒星形成的星系，在GRB 060505的情况下，爆发局限于其宿主星系螺旋臂中的一个紧凑的恒星形成结。我们发现，宿主星系的属性，爆发的持续时间长，在GRB 060505的情况下，爆发的位置在其主机内，都意味着一个大规模的恒星起源。因此，在如此深的范围内没有SN表明了一种新的大质量恒星死亡现象。
2007-03-27 astro-ph
