仙后座A核合成产物的空间分布：观测与三维爆炸模型的比较

仙后座A爆发的Spitzer IRAC图像和样品光谱

Spitzer IRAC Images and Sample Spectra of Cassiopeia A's Explosion

我们目前斯皮策IRAC图像，以及代表性的5.27至38.5微米的仙后座A超新星遗迹的IRS光谱。我们发现，各种IRAC通道是每个最敏感的不同的光谱和物理成分。通道1（3.6微米）匹配无线电同步加速器图像。在通道1相对于其他通道较强的情况下，较长波长的光谱显示出宽的连续谱，在26微米左右逐渐达到峰值，具有弱线或没有线。我们认为，这是由于未富集的祖先拱星尘埃背后的外激波，处理的冲击光子和电子。在通道4（8微米）相对于其他IRAC通道明亮的情况下，长波长光谱在21微米处显示出强的2-3微米宽的峰，这可能是由于硅酸盐和原硅酸盐以及[Ar II]、[Ar III]、[S IV]和[Ne II]的强离子线。在这些位置，尘埃和离子发射来自爆炸的O燃烧层。其中通道2（4.5微米）和3（5.6微米）相对于通道4最强的区域显示出逐渐上升至21微米的光谱，并且然后随着[Ne II]与[Ar II]的更高比率而更慢地上升至更长的波长。在这些位置的尘埃和离子发射主要来自C-和Ne-燃烧层。这些发现是一致的不对称的爆炸产生的速度结构在不同方向上的变化，但保留核合成层。在每一个位置，尘埃和离子线在中红外线，更热和更高度电离的光学和X射线发射，然后由层目前遇到的反向冲击在该方向上占主导地位。

核塌缩超新星爆发中的R过程核合成

R-Process Nucleosynthesis in Core-Collapse Supernova Explosion

研究了引力核坍缩SNeII中微子驱动风中的r过程核合成。找到了r过程核合成成功的物理条件，这符合最近在缺金属晕星中发现的重元素的几个特征。我们还发现了几个困难，在目前的风模型没有解释。我们讨论在核物理学，天体物理学和天文学的新见解的追求。

Explosive Nucleosynthesis in Aspherical Hypernova Explosions and Late Time Spectra of SN1998bw

Aspherical explosion models for the hypernova (hyper-energetic supernova) SN 1998bw are presented. Nucleosynthesis in aspherical explosions is examined with a two-dimensional hydrodynamical code and a detailed nuclear reaction network. Aspherical explosions lead to a strong $α$-rich freezeout, thus enhancing the abundance ratios [$^{44}$Ca, $^{48}$Ti, and $^{64}$Zn / Fe] in the ejecta. The nebular line profiles of the Fe-dominated blend near 5200 Åand of [\OI] 6300,6363 Åare calculated and compared with the observed late time spectra of SN 1998bw. Compared with the spherical model, the unusual…

核塌缩超新星的演化、爆炸和核合成

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）。

超新星残骸仙后座A附近的红外回波

Infrared Echoes near the Supernova Remnant Cassiopeia A

斯皮策太空望远镜在一年的时间间隔内在24微米处获得的两张仙后座A的图像显示了超新星遗迹外壳外的移动结构，距离超过20弧分。个别特征表现出每年10至20角秒的明显运动，由近红外观测独立证实。观察到的切向速度大约是光速。这些移动的结构很可能是红外线回波，其中星际尘埃被爆炸和残骸中心附近致密物体的耀斑加热。

仙后座A的百万秒钱德拉视图

A Million-Second Chandra View of Cassiopeia A

介绍了钱德拉X射线天文台对超新星遗迹仙后座A的百万秒观测。在新的图像中，富含硅的喷出物（NE喷流和SW对应物）的双极结构非常明显，它们的光谱证实了它们的化学相似性。这些最有可能是由于喷出物的喷流，而不是在拱星介质中的空腔，因为我们可以拒绝后者的简单模型。这些喷流和富铁喷出物的性质将为Cas A的爆炸提供线索。

核塌缩超新星MHD喷流爆炸中的R过程核合成

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。

核心坍缩的超大质量恒星：III 500 - 1000 $M_{\odot}$星族的演化、爆炸和核合成

Core-Collapse Very Massive Stars: Evolution, Explosion, and Nucleosynthesis of Population III 500 -- 1000 $M_{\odot}$ Stars

我们计算了星族III中具有500 $M_{\odot}$和1000 $M_{\odot}$的超大质量恒星的演化、坍缩、爆炸和核合成。超新星前的演化是在球对称中计算的。在双极射流模型的基础上，用二维程序计算了坍塌和爆炸。我们比较了核合成的结果与星系团内物质、M82中的热气体和星系晕中的极贫金属恒星的丰度模式。发现500 $M_{\odot}$和1000 $M_{\odot}$模型都进入了对不稳定区域，但继续经历核心坍缩。在前超新星阶段，硅燃烧区占据了很大一部分，超过总质量的20%。对于中度非球面爆炸，核合成的图案相匹配的观测数据的集群内介质和M82。我们的研究结果表明，第三星族核心坍缩的超大质量恒星的爆炸对星系团中气体的化学演化有重要贡献。对于星系晕星，我们的[O/Fe]比小于观测丰度。然而，我们提出的设想自然与这一结果相一致。对于$500M_{\odot}$和1000 $M_{\odot}$模型，最终黑洞质量分别为$\sim 230M_{\odot}$和$\sim 500M_{\odot}$。这一结果可能支持这样一种观点，即星族III的超大质量恒星是最近报道发现的中等质量黑洞的起源。

仙后座A点源探测的影响

Impacts of the Detection of Cassiopeia A Point Source

最近钱德拉第一光观测在仙后座A（Cas A）超新星遗迹中发现了一个点状光源。这一发现随后通过对ROSAT和Einstein观测的档案数据的分析得到证实。在这里，我们将这些观测结果与涉及黑洞（BH）和中子星（NS）的情况进行比较。如果这个点源是一个BH，我们提供了一个有前途的模型，低吸积率的盘电晕型模型，其中软光子源在~ 0.1 keV的Comptonized由更高能量的电子在电晕。如果它是一个NS的钱德拉观测到的主要辐射最有可能来自较小的，更热的区域的恒星表面，但我们认为，它仍然是值得比较的冷却组件从其余的表面冷却理论。我们强调，这个点源本身的检测应该提供潜在的超新星爆炸，祖情节，紧凑的残余物的形成，吸积到紧凑的对象，和中子星热演化的理论巨大的影响。

模拟大质量恒星的核合成

Modeling The Nucleosynthesis Of Massive Stars

本概述讨论了有关问题的模拟核合成II型超新星和喷出物的详细研究的影响。在简要介绍了恒星演化和参数化爆炸的最常见方法之后，讨论了一些核的相关性，以获得演化和爆炸机制的信息。最后，本文对多维仿真进行了展望。

仙后座A的X射线光谱成像和多普勒成像

X-ray spectral imaging and Doppler mapping of Cassiopeia A

详细的X射线光谱分析的Cas A使用深曝光的EPIC-MOS相机上的XMM-牛顿。使用两组分非平衡电离模型（NEI）在20“x20”像素的15 x15网格上进行光谱拟合，给出电离年龄，温度，星际柱密度，丰度和多普勒速度的地图。Si、S、Ar和Ca的丰度具有很强的相关性。丰度比是一致的核合成产率从12 Msun祖崩溃。Ne/Si、Mg/Si、Fe/Si和Ni/Si的丰度比变化很大，与S/Si、Ar/Si和Ca/Si明显不同，与目前的爆炸核合成模型一致。两个NEI成分的电离年龄和温度在残余物上变化很大。这些参数的准确测定产生可靠的多普勒速度为两个组件。这些数据与激波半径为153”时等离子体速度为2600 km/s相一致，这意味着主激波速度为4000+/-500 km/s。来自冷部件的Si-K和S-K线发射被限制在半径为100-150”的相对窄的壳层中。这一成分几乎肯定是喷出物物质，它是由反向冲击和喷出物团块在犁过已被初级冲击预热的介质时的加热相结合而加热的。Fe-K谱线的辐射扩展速度更快，半径范围为110-170”。大部分的铁排放被限制在两个大的团块，这是可能的，这些也是从喷出物子弹，而不是席卷了星周介质烧蚀的结果。

超新星核合成与银河系化学演化

Hypernova Nucleosynthesis and Galactic Chemical Evolution

我们研究“超新星”中的核合成，即，具有非常大的爆炸能量（$ \gsim 10^{52} $尔格）的超新星，无论是球形还是非球形爆炸。与普通的核塌缩超新星相比，超超新星的产额具有以下特点：1）完全硅燃烧发生在更大的区域，因此超超新星完全硅燃烧区与不完全硅燃烧区的质量比一般大于普通超新星。因此，较高能量的爆炸倾向于产生较大的[（Zn，Co）/Fe]、较小的[（Mn，Cr）/Fe]和较大的[Fe/O]，这可以解释在非常贫金属的恒星中观察到的趋势。2)Si燃烧发生在较低密度区域，从而增强了富含$α$的冻析效果。因此，$^{44}$ Ca、$^{48}$ Ti和$^{64}$ Zn的生成量比正常超新星要多。在非常贫金属的恒星中观察到的大[（Ti，Zn）/Fe]比强烈表明了超新星的重要贡献。3)由于爆炸能量更大，氧气燃烧也发生在更广泛的区域。然后合成更大量的Si、S、Ar和Ca（“Si”），这使得“Si”/O比更大。星暴星系M82的丰度模式可能归因于超新星爆炸。除了“Si”/O外，爆炸中的非球形增强了超新星的核合成性质。因此，我们认为，超新星对早期银河系（和宇宙）的化学演化作出了重要贡献。

超新星喷出物在轻元素Li、Be和B核合成中的作用

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。

多维SNIa爆炸中的核合成

Nucleosynthesis in multi-dimensional SNIa explosions

我们提出了基于多维（2D和3D）流体动力学模拟的热核燃烧阶段在SNIa核合成计算的结果。我们的爆炸模型的详细核合成产量计算后处理的喷出物，使用被动平流示踪粒子。用于计算爆炸核合成的核反应网络包含383个核素。我们分析了两种不同的选择点火条件（中心点燃，其中球形初始火焰几何形状与环形环扰动，和气泡，其中多点点火条件进行了模拟）。结果表明，未燃碳和氧的含量一般在40%~50%之间，与标准一维计算结果的主要区别在于，除了未燃碳和氧的质量分数较高外，（在我们的情况下，通常比一维计算高2.5倍），某些中等质量核的丰度略低，如S，Cl，Ar、K和Ca以及56 Ni。由于C和O的爆炸燃烧可能产生不同比例的铁族元素和它们的同位素，因此在不改变爆炸的动能的情况下，可以得到不同的56 Ni分数（从而得到超新星光度）。最后，我们表明，我们需要高分辨率的多点点火（气泡）模型燃烧的大部分材料的中心（证明高分辨率加上大量的点火点是至关重要的，以摆脱未燃烧的材料在一个纯粹的爆燃SNIa模型）。

超新星残骸仙后座A的Spitzer光谱图

Spitzer Spectral Mapping of Supernova Remnant Cassiopeia A

利用斯皮策空间望远镜的红外光谱仪数据，给出了仙后座A超新星遗迹精细结构红外线辐射的全球分布。我们确定发射从喷出物材料在内部，之前遇到的反向冲击，以及从冲击后的明亮的环。在激波处，全球电子密度增加了100以上，达到10^4 cm^-3，这为强辐射冷却提供了证据。在冲击波中，电离状态也发生了戏剧性的变化，来自低电离内部物质（如[SiIII]）的发射逐渐消失，让位于[SIV]，甚至在更远的距离，来自氢硅的高能X射线。两个紧凑的新月形团块，其氖丰度高度增强，对称地排列在中心的中子星周围。这些氖新月与致密天体从残骸膨胀中心的“踢”方向非常接近，追踪了一个新的爆炸不对称轴。它们表明，大部分明显的宏观元素混合可能来自不同的成分层的喷出物，现在通过沿不同方向的反向冲击。

仙后座A超新星的元素混合

Element mixing in the Cassiopeia A supernova

由于中红外观测，我们通过探测三个相邻层之间的混合，为超新星爆炸期间的元素混合提供了新的线索：氧燃烧产物层（硫，氩，...），硅酸盐层和氖层。硅酸盐和氖层都被硫和氩以宏观方式污染，但出现分离，因此混合是不均匀的。这一发现补充了从陨石中发现的太阳前颗粒推断出的微观混合信息，并意味着超新星目前可能不是银河系中的主要尘埃工厂。这种混合通常被解释为超新星核心内爆后向外的激波所驱动的流体动力学不稳定性。测试这种不稳定性是否会导致物质从一层注入上层而不完全混合，如本文所提出的观察所建议的那样，应该有可能使用开始用于模拟天体物理等离子体的强激光。

与XRF 060218相关联的SN 2006 aj：核合成-中子星驱动爆炸的特征

SN 2006aj Associated with XRF 060218 At Late Phases: Nucleosynthesis-Signature of A Neutron Star-Driven Explosion

SN 2006 aj的光谱学和光度学是在GRB 060218（与之相关的X射线闪光）之后的t > 200天用斯巴鲁望远镜进行的。观测到膨胀速度为v ~ 7，300 km/s的强星云发射线。峰值但相对较宽的[OI] 6300，6363表明存在约2 Msun的材料，其中约1.3 Msun是氧。核心可能是由轻微的不对称爆炸产生的。在SNe Ic中，该光谱是独特的：（1）不存在[CaII] 7291，7324发射，以及（2）在~ 7400 A处的强发射特征，这需要~ 0.05 Msun的新合成的58 Ni。如此大量的稳定的富中子Ni强烈地表明了中子星的形成。母源能量和爆炸能量分别限制在18 Msun < Mms < 22 Msun和E ~（1 - 3）10^{51} erg。

超新星核合成与早期化学演化

Hypernova Nucleosynthesis and Early Chemical Evolution

我们回顾了“超新星”核合成的特征，即，爆炸能量非常大的超新星（$ \gsim 10^{52} $尔格）。与普通的核塌缩超新星相比，超超新星的产额具有以下特点：1）完全硅燃烧发生在更大的区域，因此超超新星完全硅燃烧区与不完全硅燃烧区的质量比一般大于普通超新星。因此，更高能量的爆炸倾向于产生更大的[（Zn，Co）/Fe]、更小的[（Mn，Cr）/Fe]和更大的[Fe/O]，这可以解释在非常贫金属的恒星中观察到的趋势。2)Si燃烧发生在较低密度区域，从而增强了富含$α$的冻析效果。因此，$^{44}$ Ca、$^{48}$ Ti和$^{64}$ Zn的生成量比正常超新星要多。在非常贫金属的恒星中观察到的大[（Ti，Zn）/Fe]比强烈表明了超新星的重要贡献。3)由于爆炸能量更大，氧气燃烧也发生在更广泛的区域。然后合成更大量的Si、S、Ar和Ca（“Si”），这使得“Si”/O比更大。星暴星系M82的丰度模式可能归因于超新星爆炸。除了“Si”/O外，爆炸中的非球形增强了超新星的核合成性质。因此，我们认为，超新星对早期银河系（和宇宙）的化学演化作出了重要贡献。

来自GRB和Hypernova祖星的爆炸性核合成：直接坍缩与回退

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。

核坍缩超新星的核合成与GRB --贫金属星型接法

Nucleosynthesis in Core-Collapse Supernovae and GRB--Metal-Poor Star Connection

本文综述了不同恒星质量、爆炸能量和金属丰度的核塌缩超新星（SNe）的核合成产额。与贫金属恒星丰度模式的比较为检验爆炸模型及其核合成提供了极好的机会。我们表明，极贫金属（EMP）恒星的丰度模式，例如，C、Co、Zn相对于Fe的过量与高能爆炸（Hypernovae，HNe）而不是正常超新星的产额更好地一致。我们注意到，EMP星丰度分布的变化与超新星-伽玛暴联系的多样性有关。我们总结了（1）GRB-SNe，（2）Non-GRB HNe/SNe，（3）XRF-SN，（4）Non-SN GRB的不同性质。特别是，非SN伽玛暴（暗超新星）已被预测，以解释富C EMP星的起源。我们表明，这些变化和连接可以模拟在一个统一的方式与相对论射流引起的爆炸。最后，我们检查是否最明亮的超新星2006 gy可以一贯的对不稳定超新星模型的解释。

超新星爆发中轻元素和重r过程元素的核合成

Nucleosynthesis of Light Elements and Heavy r-Process Elements through the nu-Process in Supernova Explosion

本文从超新星中微子和银河系化学演化的角度研究了Ⅱ型超新星中轻元素~ 7 Li和~（11）B以及r过程元素的核合成。我们研究了超新星中微子的光度和平均能量（温度）对这两个核合成过程的影响。采用超新星中微子的总能量E_nu和中微子光度τ_nu的衰变时间的一般模型来理解这两个过程。采用16.2 M_odot星的超新星爆炸模型，通过后处理计算了SN 1987 A的轻元素核合成。我们发现7 Li和11B的抛射质量与中微子的总能量大致成正比，并弱依赖于中微子光度的衰变时间。对于r-过程核合成，我们采用了与1.4 M_odot中子星中微子驱动风模型相同的中微子光度模型。我们发现r过程的核合成是通过中微子的峰值亮度来影响的，峰值亮度取决于E_nu/tau_nu。我们还讨论了在轻元素的银河系化学演化中11B的过量产生这一尚未解决的问题。我们必须假设E_{nu} < 1.2 \times 10^{53}尔格，以避免11 B的过量产生，与从SN 1987 A的观测中推断出的3.0 \times 10^{53}尔格相比，11 B的过量产生太小而无法接受。我们建议把nu_{mu, tau}及其反粒子的温度降到T_{ nu_{mu, tau} } = T_{bar{nu}_{mu，tau}} = 6.0 MeV/k。中微子温度的这种修改，以解决11B的生产过剩的问题，同时仍然保持成功的r-过程丰度模式。

BeppoSAX上含MECS的仙后座A的空间分辨光谱

Spatially resolved spectroscopy of Cassiopeia A with MECS on board BeppoSAX

我们已经进行了第一次详细的空间分辨光谱的Cas A在1.6-10千电子伏的能量范围内，使用的数据与MECS光谱仪上的BeppoSAX天文台。我们对数据进行了空间反卷积，并最终生成了一组光谱，覆盖了Cas A中心周围约3弧分半径的区域。用非平衡电离等离子体模型和幂律拟合得到的结果是：（i）一个热分量足以拟合所有的谱，（ii）kT分布相当均匀，东最小，西最大，没有发现主震与ISM相互作用所期望的高kT的证据;（iii）从电离参数n_et的值的分布，我们推断存在两个不同的分量：第一个分量（a）在1-10 cm^（-3）的范围内，第二个分量（b）的值高10倍;如果我们将组分a与CSM联系起来，将组分b与喷出物联系起来，那么质量比M（a）/M（b）<= 1/10表明，在SN之前的生命中，一颗祖星只损失了一小部分包层。在这个假设中，整个残骸的B组分的分布表明，爆炸不是球对称的;（iv）丰度的分布表明，我们正在检测一个CSM组件与几乎太阳的组成，和喷出物成分富集在较重的元素。α元素的丰度与目前认为Cas A是由大质量恒星爆炸产生的观点一致。

核坍缩超新星的核合成计算

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。

双极超新星爆炸：核合成&对极端贫金属恒星丰度的启示

Bipolar Supernova Explosions: Nucleosynthesis & Implication on Abundances in Extremely Metal-Poor Stars

研究了双极超新星爆炸中的流体动力学和爆炸核合成，以解释超新星的一些特殊性质以及贫金属星的特殊丰度模式。爆炸被认为是由两极喷流驱动的，而两极喷流是由中心残骸上的吸积提供动力的。我们探讨了爆炸的特点与不同的祖细胞的质量和射流属性。结果与传统的球形模型不同。(1)在双极模型中，富铁材料沿射流轴高速喷射，而富氧材料占据中心区域，其密度由于从侧面连续吸积而变得非常高。这种位形可以解释超新星的光变曲线和星云光谱中的一些特殊现象。(2)$^{56}$ Ni的生成量往往小于球形热弹模型中的生成量。为了解释在超新星中观测到的大量$^{56}$ Ni，喷流应该是在致密残余质量仍然小于$2-3\msun$时开始的，或者喷流应该是非常大质量和缓慢的。(3)喷出的同位素按速度递减的顺序分布如下：速度最高的是$^{64}$ Zn、$^{59}$ Co、$^{56}$ Fe、$^{44}$ Ti和$^{4}$ He，速度中等的是$^{55}$ Mn、$^{52}$ Cr、$^{32}$ S和$^{28}$ Si，速度最低的是$^{24}$ Mg、$^{16}$ O。(4)（Zn，Co）/Fe丰度比增加，（Mn，Cr）/Fe丰度比降低。这可以解释极端贫金属恒星的丰度模式。这些模型和观测结果之间的一致性表明，超新星是由双极喷流驱动的，并对早期银河系的化学演化做出了重大贡献。

喷流诱发超新星中流体动力学和核合成的非球形性质

Aspherical Properties of Hydrodynamics and Nucleosynthesis in Jet-induced Supernovae

喷流诱发的超新星（SNe）被认为发生在伽马射线暴（GRB）和高能SNe（超新星）中。我调查射流引起的爆炸人口III $40_\odot$星的二维特殊相对论流体动力学代码的流体动力学和核合成的性质。得到了高、低能沉积率$\dot{E}_{\rm dep}=120\times10^{51} {\rm ergs s^{-1}}$和$1.5\times10^{51} {\rm ergs s^{-1}}$模型爆炸后的丰度分布和产额与角度的关系。在喷流引起的超新星中，Fe峰产物的喷射和未处理物质的回落解释了极贫金属（EMP）星的丰度模式。还发现缺硅贫金属星HE 1424- 0241的特殊丰度模式可由含$\dot{E}_{\rm dep}=120\times10^{51} {\rm ergs s^{-1}}$的模型的$θ=30^\circ-35^\circ$角定界产额重现。此外，我比较了射流诱导爆炸和球形爆炸的产量，并确认射流诱导爆炸中的喷射和回落几乎等同于球形爆炸中的“混合回落”。然而，与球形模型相比，在射流诱发爆炸中实现了高熵环境，因此[（Sc，Ti，V，Cr，Co，Zn）/Fe]增强。[Sc/Fe]和[Ti/Fe]的增强改善了与EMP星丰度模式的一致性。

仙后座A超新星遗迹中非热X射线暗条的自行和亮度变化

Proper Motions and Brightness Variations of Nonthermal X-ray Filaments in the Cassiopeia A Supernova Remnant

我们目前钱德拉ACIS X射线观测银河超新星遗迹仙后座A采取在2007年12月。将这些数据与钱德拉在2000年、2002年和2004年的观测资料相结合，我们估计残骸在最外层壳周围不同点的前向冲击速度在4200和5200 +/- 500 km/s之间。利用这些结果，结合以前对Cas A X射线辐射的分析，我们提出了一个Cas A演化的模型，发现它的膨胀很好地符合进入周风的rho_ej ~ r^{-（7-9）}喷出物轮廓。我们进一步发现，虽然在这个模型中的反向冲击波的位置是一致的，在X射线测量，为了匹配的前向冲击波的速度和半径，我们不得不假设，约30%的爆炸能量已经进入加速宇宙射线在前向冲击波。新的X射线图像还显示，一些向前的激波丝可能会发生亮度变化，就像在残骸内部投射的几个非热灯丝所看到的那样。对外部前向激波细丝和内部非热细丝的谱拟合表明，它们具有相似的谱。这与类似的通量变化一起表明，内部非热细丝可能只是投影中看到的前向激波细丝，而不是像最近提出的那样位于反向激波处。

超新星核合成及其对宇宙化学演化的启示

Hypernova Nucleosynthesis and Implications for Cosmic Chemical Evolution

我们研究了“超新星”中核合成的特征，即，爆炸能量非常大的超新星（$\gsim 10^{52}$尔格）。对宇宙化学演化和M82丰度的意义进行了讨论。

一颗核塌缩超新星的核合成和团簇形成

Nucleosynthesis and Clump Formation in a Core Collapse Supernova

高分辨率的二维模拟进行了前五分钟的核心坍缩超新星爆炸的演变在15太阳质量的蓝超巨星祖。计算在反弹后不久开始，包括中微子-物质相互作用，使用中微子的灯泡近似，以及由于爆炸性硅和氧燃烧引起的核合成的处理。我们发现，新形成的铁族元素分布在整个内半部分的氦核心的瑞利-泰勒不稳定性在Ni+Si/O和C+O/He接口，播种对流翻转在爆炸的早期阶段。观察到速度高达约4000 km/s的快速移动的镍蘑菇。这为Ib型爆炸的光变曲线和光谱合成研究中所需的混合提供了一个自然的解释。然而，对后来的计算的继续表明，SN 1987 A中观测到的铁速度不能再现，因为在He/H界面处的激波留下的致密壳层中的团块强烈减速。

伴随超新星的GRB喷流中的爆炸核合成

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。

在仙后座A中发现外围高速富氧喷出物

Discovery of Outlying, High-Velocity Oxygen-Rich Ejecta in Cassiopeia A

哈勃太空望远镜拍摄的年轻银河系超新星残骸仙后座A的图像显示，其外围高速喷射物的数量远远超过先前的猜测，具有更广泛的化学性质。我们确定了三个主要类别的外部喷出物：1）结为主的[N II] 6548，6583发射; 2）结为主的氧发射线，特别是[O II] 7319，7330;和3）结的发射线强度类似的[S II]强FMK喷出物常见的主发射壳。在疑似富含N的外层光球层和富含S的FMK类喷出物之间发现了大量富含O的喷出物，这表明Cas A祖先的化学层并没有被残骸东北和西南高速“喷流”区域之外的超新星爆炸完全破坏。此外，我们发现大多数富含O的外部喷出物在投影位置超出（v = 6500 - 9000公里/秒）的残骸的最快移动的富铁X射线发射材料（6000公里/秒）在钱德拉和XMM数据沿东翼。这表明富铁物质向上穿透富含硫和硅的地幔并没有延伸超过祖先的富含N或O的外层，至少在这部分遗迹中是这样。

经典新星爆炸

Classical nova explosions

对新星模拟的现状进行了回顾，并特别强调了一些具体方面。爆炸的主要核合成产物是什么？它们如何依赖于白矮星的性质（例如质量、化学成分：CO或ONe）？新星核合成作用对陨石前太阳颗粒的影响是什么？如果用现在或未来的卫星仪器观测到伽马射线，如何通过它们的核合成来约束新星模型？从过去和现在的X射线观测站的观测中，我们对经典新星的关闭有什么了解？最后但并非最不重要的是，关于新星建模的最关键问题是什么（例如喷出的质量，核心和外壳之间的混合机制）？

超新星及其核合成

Hypernovae and their Nucleosynthesis

我们回顾了“超新星”核合成的特征，即，具有非常大爆炸能量（$ \gsim 10^{52} $尔格）的核心坍缩超新星。超超新星的产额具有以下特点：1）超超新星中完全和不完全硅燃烧区的质量比大于正常超新星。因此，更高能量的爆炸倾向于产生更大的[（Zn，Co，V）/Fe]和更小的[（Mn，Cr）/Fe]，这可以解释在非常贫金属的恒星中观察到的趋势。2)由于富含$α$的冻结作用增强，$^{44}$ Ca、$^{48}$ Ti和$^{64}$ Zn的产生比正常超新星中的要丰富得多.在非常贫金属的恒星中观察到的大[（Ti，Zn）/Fe]比强烈表明了超新星的重要贡献。3)氧燃烧发生在超新星中更广泛的区域，以合成更大量的Si，S，Ar和Ca（“Si”），这使得“Si”/O比更大。星暴星系M82的丰度模式可能归因于超新星爆炸。因此，我们认为，超新星对早期银河系（和宇宙）的化学演化作出了重要贡献。

Ia型超新星多次延迟爆炸的核合成

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。

钱德拉对超新星遗迹的六年观测

Six Years of Chandra Observations of Supernova Remnants

我们提出了审查的前六年钱德拉X射线天文台观测超新星遗迹。从仙后座A的官方“第一光”观测首次揭示了爆炸的致密残留物，到最近的百万秒光谱分辨观测揭示了原始爆炸的恒星组成和动力学的新细节，钱德拉观测为超新星现象提供了新的见解。我们提出了一个公认的偏见概述六年的这些观测，突出了新的发现可能钱德拉的独特能力。

轴对称形变型II超新星的爆炸核合成

Explosive Nucleosynthesis in Axisymmetrically Deformed Type II Supernovae

利用二维流体动力学计算方法研究了II型超新星轴对称爆炸下的爆炸核合成。并与SN 1987A的观测结果进行了比较。我们的主要发现如下：（1）合成了$^{44}Ti$，从而解释了SN 1987 A辐射热光变曲线的尾部。我们认为这是因为在轴对称爆炸下，富α粒子的冻结发生得更活跃。(2)与观察结果相比，$^{57}Ni$和$^{58}Ni$往往会过度产生。然而，这种倾向强烈依赖于祖先的模型。我们还比较了质量数范围$A= 16-73$内各元素的丰度与太阳值。我们发现了三个突出的特点。(1)对于$A=16-40$范围内的核，它们的丰度对激波的初始形式不敏感。这种不敏感性是有利的，因为迄今为止的球面计算可以解释太阳系在这个质量范围内的丰度。(2)与球形爆炸相比，轴对称爆炸在A=45附近有相当好的增强。特别是，$^{44}Ca$，这是生产不足，在目前的球面计算，是显着增强。(3)此外，在A=65附近存在增强。这种趋势不依赖于质量切割的形式，而是依赖于初始冲击波的形式。这种增强可能是这个质量范围内的生产过剩的问题，尽管这种影响相对较小，因为I型超新星主要负责这个质量数范围。

II型超新星的核合成

Nucleosynthesis in Type II Supernovae

计算了主序星质量从13 $M_\odot$到70 $M_\odot$的前超新星演化和爆炸核合成。我们研究了超新星产额对恒星质量、$^{12}C(α, γ) ^{16}O}$速率和爆炸能量的依赖关系。超新星的产额积分的初始质量函数进行了比较，太阳的丰度。

核坍缩超新星和超超新星的核合成产额与银河系化学演化

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。

仙后座A超新星遗迹的膨胀不对称性和年龄

The Expansion Asymmetry and Age of the Cassiopeia A Supernova Remnant

利用HST ACS图像研究了年轻超新星遗迹Cas A的最高速度碎片的扩展和空间分布。报告了1800多个外围喷出物节的自行。横向扩张速度的分布，这些结显示出惊人的两极不对称性，最高速度节局限于几乎相反的东北和西南“喷气机”。相对于在其他方向上看到的残骸的最高速度碎片，射流在运动学和化学上都是不同的。外围喷出物的空间分布中的重要差距在于方向大致垂直于射流。外推的9个月自行的所有外部喷出物结和一个子样本的72个明亮和紧凑的节建议爆炸日期（假设没有结减速）1662 +/- 27和1672 +/- 18，分别。我们发现了一些证据，表明在不同方向上的非均匀减速，在减速最小的喷出物中，沿着西北边缘有结，这表明收敛日期为1681 +/-19。残骸的中央X射线点源位于估计的膨胀中心（PA = 169度）东南部的$7''$处，表明预计的运动速度约为350 km/s，朝向广阔的南部外部喷出物结间隙的中部。

太阳金属丰度大质量恒星的核合成与残留

Nucleosynthesis and Remnants in Massive Stars of Solar Metallicity

Hans Bethe在许多方面为我们理解大质量恒星中发生的超新星做出了贡献，但是，直到今天，仍然缺乏爆炸如何被激发的第一原理模型。然而，核合成的定量理论是可能的。我们提出了一个调查的核合成发生在32颗恒星的太阳金属量在12至120太阳质量的质量范围。最新的太阳丰度，不透明度，质量损失率，和当前的估计核反应率。根据核合成、测量的中子星质量和光变曲线，讨论了超新星的质量切割和爆炸能量的限制。核合成的结果，当集成在萨尔彼得初始质量函数（IMF），同意很好地与什么是在太阳中看到的。我们讨论了一些详细的生产的长寿命的放射性，26铝和60铁，以及为什么最近的模型为基础的估计比60铁/26铝是过大相比，卫星观测。这种差异的一个主要来源是这些不稳定同位素产生和毁灭的不确定的核截面。

再论瞬发超新星爆炸中的r过程

r-Process in Prompt Supernova Explosions Revisited

我们重新分析$r$过程的核合成富含中子的喷出物从提示超新星爆炸的低质量（11 M $_\odot$）的祖先。目前还不排除低质量超新星祖先发生壮观爆炸的可能性。此外，有越来越多的证据表明，可能需要一个新的$r$工艺场地。因此，我们假设瞬发爆炸是可能发生的，并对超新星喷出物中的r过程核合成进行了研究。为了实现迅速爆炸，我们进行了绝热坍缩和反弹的相对论流体动力学模拟使用相对论核物质状态方程。电子分数$Y_e$在崩溃期间被固定在初始模型值。内部坍缩核心的尺寸大到足以使迅速爆炸发生。采用计算出的迅速喷射的物质的轨迹，我们明确地计算了由于电子捕获的自由质子在光解喷出物的冲击后的通道的中子化的爆发。得到了起源于原中子星表面附近的富中子喷出物的热演化和成分演化。这些被用于核反应网络计算，以评估$r$ -过程核合成的产物。我们发现，与早期的研究不同，每颗超新星喷出的$r$过程物质的量与观测到的银河系$r$过程丰度相当一致。此外，计算的$r$过程元素丰度与太阳的$> 100$的$r$过程元素丰度符合良好.这表明，瞬发超新星仍然是一个可行的$r$过程的网站。这些事件可能是最重的$r$过程核丰度的原因。

Pop III型II超新星中锌和铁峰元素的核合成：与贫金属晕星丰度的比较

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。

早期宇宙中的超新星核合成

Supernova Nucleosynthesis in the Early Universe

宇宙中第一次金属富集是由第三星族（Pop）恒星的超新星（SN）爆炸造成的。这种痕迹仍然存在于极贫金属（EMP）恒星的丰度模式中。通过比较Pop III SNe核合成的产额与EMP星的丰度模式，研究了Pop III SNe核合成的性质。我们主要研究（1）不同能量沉积率[ $\dot{E}_{\rm dep}=(0.3-1500)\times10^{51}{\rm ergs s^{-1}}$ ]下喷流诱导的SNe，以及（2）不同主序星质量（$M_{\rm ms}=13-50M_\odot$）和爆炸能量[ $E=(1-40)\times10^{51}$尔格]下的SNe。Pop III SNe的变化可以解释EMP星的变化：（1）[Fe/H]低而[C/Fe]高;（2）丰度比[X/Fe]对[Fe/H]的变化趋势。

大质量无金属星的核合成与演化

Nucleosynthesis and Evolution of Massive Metal-Free Stars

质量为10- 100太阳质量的无金属恒星的演化和爆炸被跟踪，它们的核合成产额，光变曲线和残余质量被确定。当超新星的产额在萨尔彼得初始质量函数上积分时，所得到的元素丰度模式在性质上是太阳的，但明显缺乏奇Z元素（7 <= Z <= 13）。忽略来自中子星的中微子风的贡献，比锗重的元素没有明显的丰度。计算出的图案与[Z] ~<-3的缺金属星中观察到的图案相比是有利的。大多数恒星以蓝超巨星的形式结束生命，并产生类似SN 1987 A的独特光变曲线的超新星，但有些恒星通过疏浚产生原生氮并成为红超巨星。提出了一种新的自动拟合算法，用于在大型模型数据库中确定爆炸能量、混合和初始质量函数的最佳组合，以符合指定的数据集。该模型被应用于Cayrel等人（2004）的低金属丰度样本和两颗超贫铁恒星HE 0107 -5240和HE 1327 -2326。最好的协议，这些低金属量的恒星是实现了非常少的混合，并没有考虑的金属缺乏的数据集显示需要一个高能量的爆炸组件。相反，在大多数情况下，爆炸能量略小于1.2 B似乎是优选的。（略）

爆炸核合成

Explosive nucleosynthesis

许多与伽玛射线天体物理学相关的放射性核是在爆发事件中合成的，例如经典新星和超新星。在这些情况下，爆炸性核合成的最新结果的审查，特别强调随后的伽马射线发射从个别新星和超新星爆炸。还回顾了喷出物的动力学性质对伽马射线发射特征的影响，以及新星和超新星模型中仍然存在的不确定性。

采用SIMBOL- X的44 Ti核合成gamma-ray系

44Ti nucleosynthesis gamma-ray lines with SIMBOL-X

在这篇文章中，我们讨论了44 Ti核合成伽马射线线和他们的能见度与SIMBOL-X从模拟的基础上，其预期的灵敏度和光谱成像能力。44 Ti放射性核可以提供超新星爆炸细节的宝贵信息。它的寿命约为85年，这使它成为这些恒星爆炸年轻的最佳指标，通过其在67.9，78.4 keV和1.157 MeV的三条伽马射线线。我们集中在最年轻的银河系超新星遗迹，即：仙后座A，其位置和多普勒速度估计的44钛发射区的残骸将提供第一次的核合成过程中发生在最内层的超新星的独特的看法; SN 1987 A，在大麦云星云中，其前身是已知的，对这些谱线的预期测量将极大地限制恒星演化模型; Tycho和Kepler SNR，迄今为止从未检测到44 Ti线。银河系中“年轻，失踪和隐藏”的超新星遗迹的问题也将使用SIMBOL-X在44 Ti过量位置的观测来解决，像INTEGRAL和SWIFT/BAT这样的宽视场仪器应该能够揭示。

PopIII核坍缩超新星的核合成与贫金属星的丰度

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）。

超新星核合成与贫金属星

Supernova Nucleosynthesis and Extremely Metal-Poor Stars

我们研究了第三星族$40M_\odot$星喷流诱发爆炸的流体动力学和核合成性质，并与贫金属星的产额丰度模式进行了比较。结果表明：（1）Fe峰产物的抛射和未加工物质的回退可以解释极贫金属（EMP）星的丰度分布;（2）不同能量沉积率的喷流引发的爆炸可以解释极贫金属星丰度分布的多样性。此外，爆炸后的丰度分布和产额的角度依赖性的模型与高和低能量沉积率$\dot{E}_{\rm dep}=120\times10^{51} {\rm ergs s^{-1}}$和$1.5\times10^{51} {\rm ergs s^{-1}}$。我们还发现，缺硅贫金属星HE 1424- 0241的特殊丰度模式可以由含$\dot{E}_{\rm dep}=120\times10^{51} {\rm ergs s^{-1}}$的模型的$θ=30^\circ-35^\circ$的角定界产额再现。

Cas A周围星际介质的结构

Structure of the interstellar medium around Cas A

我们提出了一个为期三年的系列观测在24微米的斯皮策太空望远镜的星际物质在一个200 × 200弧分平方面积为中心的仙后座A。星际尘埃被超新星爆炸产生的向外光脉冲加热，以紧凑、移动的形式发射出来。它们的连续向外运动使我们能够研究仙后座A后面和附近的星际介质（ISM）的复杂三维结构。ISM由片和丝组成，在秒差距或更小的尺度上有许多结构。ISM的空间功率谱似乎与光谱指数为3.5的分形相似。空间波数k ~ 0.5 crips/pc以上的小结构的填充因子仅为~ 0.4%。

超新星遗迹中的分裂核合成。I.分析估计值

Spallative Nucleosynthesis in Supernova Remnants. I. Analytical Estimates

散裂核合成被认为是宇宙中唯一能够产生大量铍的过程。因此，需要高能粒子（EP）和核（在这种情况下最有效的C，N和O核），这表明超新星（SNe）可能直接参与了在银河系晕星中观察到的Be核的合成。我们应用当前有关超新星遗迹（SNR）演化和粒子激波加速的知识来计算与星际介质中SN爆炸相关的总Be产额，重点关注银河系化学演化的第一阶段（即当金属丰度Z < 0.01 Z_odot）我们表明，动力学方面必须仔细考虑，并对SN爆炸后在正向和反向冲击波作用下加速的EP引起的空间反应进行了解析计算。我们的研究结果表明，在早期银河系中的Be的生产仍然知之甚少，可能意味着选择性加速过程（非常有利于CNO加速），重新考虑观测数据（特别是O与Fe的相关性），甚至新的能源。

II型超新星的核合成和贫金属星的丰度

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。

银河系超新星残骸仙后座A的膨胀中心和动力学年龄

The Expansion Center and Dynamical Age of the Galactic Supernova Remnant Cassiopeia A

我们提出了自行车21个明亮的主壳和17个暗淡的，更高的速度，在Cas A超新星遗迹的外部喷出物结，并使用它们来获得新的估计残留物的膨胀中心和年龄。我们的研究包括1951年至1976年帕洛玛5米主焦板，1988年至1999年的CCD图像从KPNO 4米和MDM 2.4米望远镜，和1999年的HST WFPC 2图像。可测量的位置涵盖了23至41年的时间跨度为大多数节，与几个外节随后近48年。我们得到的膨胀中心α = 23 h 23 m 27 s.77 +-0 s.05，δ = 58 d 48' 49”.4 +- 0”.4（ICRS），使用外壳或主壳结得到的中心之间几乎没有差异。这个位置比van den Bergh和Kamper（1983）估计的位置偏北3.0角秒。它也位于残骸最近探测到的中心X射线点源的正北方（PA = 354度）6.6 +-1.5弧秒，这意味着X射线点源的横向速度约为330 km/s，距离为3.4 kpc。利用位于残骸前向爆炸波前方的纽结，我们估计纽结收敛的日期为公元1671.3 ± 0.9年，假设没有减速。然而，在300年的时间跨度内，仅约1.6 km/s yr的减速将产生公元1680年的爆炸，与J. Flamsteed怀疑的Cas A超新星的目击一致。

仙后座A节点的精细结构红外线

Fine-structure infrared lines from the Cassiopeia A knots

目的：年轻的银河系超新星遗迹仙后座A的红外精细结构线的档案观测使我们能够测试现有的模型，并确定快速移动的结（FMK），这是由超新星爆炸喷出的物质的金属为主的云的各个区域的物理参数。方法：从以前未发表的ISO档案数据中提取远红外[O i]和[O iii]线的通量。档案斯皮策数据被用来确定源自FMK的O，Ne，Si，S，Ar和Fe离子精细结构线的通量。这些线通量的比率用于等离子体诊断。我们还确定了红外线通量比的光学[O三] 5007 A线的结先前测量的红化。此外，我们分析了几个光学和近红外观测的FMK，以获得更清晰的洞察冲击后的光电离区（PIR）的结构。结果：我们表明，所有现有的理论模型的红外氧气线通量预测是正确的，只有在几个因素。为了使模型重现观测结果，必须包括尘埃的电子传导性和影响。诊断线通量比的详细分析，使我们能够定性地确认FMK发射的一般模型，并确定在PIR的物理条件后，冲击波阵面的观测。我们推断，激波前的云密度很可能是每立方厘米有几百个粒子。我们还确定了在红外连续谱和线的Cas A光度。我们表明，占在冲击后PIR的电荷交换过程，使我们能够重现大多数相关的谱线比，即使在该地区的单温度模型的框架。我们还估计了它的等离子体参数，厚度和碳丰度。

富氧超新星遗迹G292 .0+1.8核合成的Chandra X射线谱研究

Nucleosynthesis in The Oxygen-Rich Supernova Remnant G292.0+1.8 from Chandra X-Ray Spectroscopy

我们继续分析银河系富氧超新星遗迹（SNR）G292.0+1.8，这是由{ \it钱德拉X射线天文台}观测到的。高角分辨率的{ \it钱德拉}数据解决富含金属的喷出物结以及冲击拱星介质。G292.0+1.8中喷出物的X射线发射主要由高度电离的O、Ne和Mg组成。测量的丰度比表明，这种物质是在大质量祖星的流体静力演化过程中产生的。与仙后座A相反，几乎没有证据表明爆炸性核合成产生了发射X射线的喷出物，即，富含Si、S，特别是Fe的材料。这限制了G292.0+1.8中深层喷出物物质的混合或翻转量，并表明喷出物按成分强烈分层，反向冲击没有传播到Si/S或富Fe区。另一方面，明亮的赤道带主要由具有正常化学成分的X射线发射，这支持了冲击致密的星周物质的起源。我们发现SNR中的热压力远高于脉冲星风星云（PWN）中的压力，这表明反向激波还没有开始与PWN相互作用。

超新星中微子对黑洞形成中R过程核合成的影响

Supernova Neutrino-Effects on R-Process Nucleosynthesis in Black Hole Formation

质量范围很广的恒星为中到重质量的元素提供了各种各样的生产场所。质量为$\geq 8 M_{\odot}$的超大质量恒星以超新星爆炸而达到演化的高潮，超新星爆炸被认为是r过程核合成最可行的候选天体物理场所。如果超新星r过程的模型是正确的，那么核合成的结果也可能对超新星爆炸的遗迹、$i.e.$中子星或黑洞构成重要的约束。在非常巨大的核心坍缩的情况下，一个残余的恒星黑洞被认为是形成的。由于黑洞的形成，在开尔文-亥姆霍兹冷却阶段，来自中子化核和中微子球的强烈中微子流可能突然停止。探索这种中微子通量截断的可观测结果是有趣的。最近有文献提出，甚至中微子质量也可以由中微子发射停止后的形变中微子能谱的时间延迟（中微子截止效应）来确定。在这里，我们研究的r-过程核合成中微子截止效应的预期理论响应，以寻找这种现象的另一个独立的签名。我们发现，当中微子驱动风中的膨胀物质脱离核统计平衡（NSE）的临界时刻之后，中微子截止对r过程产额有一个敏感的响应。如果截断发生在r-过程中，r-过程核合成产额的变化最大。利用这一结果，结合未来对SN中微子谱随时间变化的探测，我们可以确定SN坍缩过程中何时形成黑洞。