Extremely Metal-Poor Stars and a Hierarchical Chemical Evolution Model
利用分层星系形成模型研究了极贫金属（EMP）星的早期化学演化和形成历史。我们根据扩展的Press-Schechter理论建立了银河系的合并树。我们沿着树跟踪化学演化，并将模型结果与银河系晕的金属丰度分布函数和丰度比分布进行比较。我们采用三种不同的初始质量函数（IMF）。在以前的研究中，我们认为典型的EMP星的质量应该是高质量（~ 10 Msun）的基于研究的二元起源的富碳EMP星。在这项研究中，我们表明，只有高质量的IMF可以解释观察到的少数EMP星。对于相对元素丰度，高质量IMF和Salpeter IMF预测类似的分布。我们还研究了超新星（SNe）的核合成产额的依赖性。Kobayashi et al.（2006）和Chieffi & Limonge（2004）显示出与$α$ -元素的观测结果相当一致。我们的模型预测元素丰度在[Fe/H]<-3时显著分散。Francois等人的单区化学演化模型的最佳拟合产率。（2004）很好地再现了EMP星典型丰度的趋势，但我们的模型与它们的产量预测更大的丰度的分散比观测。与超新星的模型预测锌丰度与观测一致，但其他模型预测较低的[锌/铁]。高爆炸能量的超新星喷出物以大质量混合，减少了元素丰度的分散。
2011-05-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Origin of Elements from Carbon to Uranium
为了更深入地理解元素周期表中元素的起源，我们从第一性原理出发，为从C（A=12）到U（A=238）的所有稳定元素构建了银河系化学演化（GCE）模型，即，使用所有化学富集源的理论核合成产额和事件速率。这使我们能够预测元素的起源作为时间和环境的函数。在太阳附近，我们发现初始质量M> 30 M_（\odot）的恒星，如果有M~20- 50 M_（\odot）的超新星（HNe）的贡献，就可以成为失败的超新星。超渐近巨星分支（AGB）星（在太阳金属丰度处具有M~8- 10 M_ \odot）对GCE的贡献可以忽略不计，除非低质量超AGB星的混合白矮星爆发为Iax型超新星，或者高质量超AGB星爆发为电子俘获超新星（ECSNe）。在中子俘获元素中，第二（Ba）和第三（Pb）峰元素的观测丰度与我们从AGB星的慢中子俘获过程（S-过程）的最新产量很好地再现。第一个峰值元素Sr、Y和Zr是由ECSNe和AGB星一起产生的。中子星合并可以产生快速中子俘获过程（r-过程）元素的Th和U，但时间尺度太长，无法解释低金属丰度的观测。如果25-50 M_ \odot超新星中有3%是产生r-过程元素的磁旋转超新星，就可以很好地解释所观察到的演化趋势，如Eu的演化趋势。随着太阳的邻居，我们还预测的演化趋势，在晕，凸起，厚盘未来的比较与银河系考古调查。
2020-08-11 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
From Jets to Failed Supernovae: Morphologies and Gravitational-Wave Signatures in Two-Dimensional Magnetorotational Core-Collapse Supernovae
Department of Physics and Astronomy, North Carolina State University（北卡罗来纳州立大学物理与天文系）
研究二维磁旋转核心坍缩超新星的形态及引力波特征，探讨磁场和旋转对超新星爆炸的影响，发现不同爆炸形态及引力波信号特征。
2026-03-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Contributions of supernovae type II & Ib/c to the galactic chemical evolution
超新星SN II和Ib/c在星系化学演化过程中对稳定核素的清单做出了重要的恒星核合成贡献。一个案例研究是在这里进行的帮助下，最近开发的数值模拟的银河系的化学演化在太阳附近的了解的贡献SN II和Ib/C的恒星核合成产量的比较，在该领域的两个领先的团体。这些恒星核合成产额在处理恒星演化和核合成方面有所不同。银河系化学演化的公式是在最近修订的太阳金属丰度为0.014的情况下发展起来的。此外，最近的核合成产额的恒星模型的基础上修订的太阳金属丰度也被使用。分析表明，它可能是难以解释的自洽的方式与元素的演化趋势在银河系的时间尺度上的任何单一采用的恒星核合成模型的SN II和Ib/c的各种功能。
2014-01-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Contribution of type Ia supernovae to the chemical enrichment of the ultra-faint dwarf galaxy Bootes I
对于超暗矮（UFD）星系牧夫座I中的三颗恒星，我们已经确定了大气参数，对斯巴鲁档案中的高分辨率光谱进行了新的缩减，并在不使用LTE假设的情况下推导出了八种化学元素的丰度。因此，在牧夫座I类星系中，它现在拥有最大的恒星样本（11），具有均匀的大气参数和化学丰度，这使它成为研究UFD星系化学演化的最有希望的星系。我们发现，在范围-3<[Fe/H]<-2的三个$α$ -过程元素，镁，钙，钛，过渡从他们的过剩相对于铁[ $α$ /Fe] $\approx$ 0.3太阳[ $α$ /Fe]的比例发生。这很可能表明Ia型超新星开始产生铁。碳、钠、镍和钡丰度的行为与更大质量的星系、我们的银河系和经典矮球状星系没有什么不同。
2019-06-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Three-dimensional core-collapse supernovae with complex magnetic structures: I. Explosion dynamics
磁场可以在与伽马射线暴和超新星等剧烈事件相关的突出爆炸的动力学中发挥重要作用，因为它们提供了一种自然机制，可以利用中央原中子星的旋转能量和通过恒星祖星的动力相对论喷流。由于这种场的结构是相当不确定的，大多数MHD驱动的核心坍缩超新星的数值模型都认为初始磁场是一个对齐的偶极子，而实际上场的形态可能要复杂得多。我们提出了三维模拟的核心坍缩超新星与更现实的磁结构，如四极场，并首次，赤道偶极场。除了对准的偶极子之外的其他偶极子产生较弱的爆炸和较少的准直流出，但同时可以更有效地从PNS提取旋转能量。然后，这些能量被储存在PNS的周围，而不是为极地喷气机提供动力。一个显着的轴向偶极组件也产生的模型开始与四极场，指向一个有效的发电机机制在附近的PNS表面操作。
2021-07-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Chemical Evolution of Phosphorus
磷是为数不多的关于其核合成起源和化学演化知之甚少的轻元素之一，因为在长寿的FGK型恒星的光谱中缺乏光学吸收线。我们已经确定了在近紫外线（2135/2136 A），这是可测量的低金属量的恒星的PI双重。利用Hubble空间望远镜STIS谱，我们测量了13颗跨度为-3.3 ≤ [Fe/H] ≤-0.2的恒星的P丰度，并得到了[Fe/H] ~-3.8的上限值。结合文献中唯一的太阳型恒星中P丰度的另一个样本（范围为-1 <= [Fe/H] <=+0.2），我们将恒星数据与化学演化模型进行了比较。我们的研究结果支持以前的迹象表明，恒星P产量可能需要增加几个因素，以匹配恒星数据在所有金属丰度。我们的研究结果还表明，超新星是重要的贡献者的P生产在早期宇宙。由于磷是生命的关键组成元素之一，我们还讨论了生命的重要元素C-N-O-P-S的化学演化。
2014-11-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Explosion Mechanisms of Core-Collapse Supernovae
超新星理论，无论是数值的还是解析的，在过去的十年里都取得了显著的进展。这一进展是由于更复杂的模拟工具，特别是中微子输运，改进的微物理学，以及对流体动力学不稳定性作用的更深入了解。剧烈的、大尺度的非径向质量运动在超新星核心中是普遍存在的。中微子加热机制，辅助非径向流，驱动爆炸，虽然低能量的，ONeMg核心和一些Fe核心的祖细胞。新诞生的中子星的中微子发射特征得到了修正，引力波信号的新特征被发现，我们关于超新星核合成的概念被粉碎，我们对脉冲星反冲和爆炸不对称性的理解得到了显著的提高。但模拟也表明，中微子动力爆炸可能无法解释最具活力的超新星和超超新星，它们似乎需要磁旋转驱动。现在，建模正在从二维推进到三维，更多的现实主义，新的视角，并希望长期存在的问题的答案即将到来。
2012-06-12 astro-ph.SR gr-qc hep-ph
Chemical Signatures of the First Supernovae in the Sculptor Dwarf Spheroidal Galaxy
我们提出了一个均匀的化学丰度分析的五个最贫金属星的玉夫座矮球状星系。我们分析新的和档案高分辨率光谱从麦哲伦/MIKE和VLT/UVES和确定恒星参数和丰度在一个一致的方式为每颗恒星。我们样本中的两颗恒星，[Fe/H] = -3.5和[Fe/H] =-3.8，是我们对玉夫座进行Ca K巡天的新发现，而其他三颗恒星在文献中是已知的。我们确认Scl 07-50是在外部星系中发现的金属丰度最低的恒星，[Fe/H] =-4.1。两颗最贫金属的恒星都有非常不寻常的丰度模式，α元素明显不足，而其他三颗恒星类似于典型的极度贫金属的银河系晕星。结果表明，在相同的金属丰度范围内，玉夫座星中几种元素的星-星散射比晕星大。这种分散和最低金属丰度恒星的罕见丰度模式表明，最古老的幸存的玉夫座恒星被少量早期超新星富集，可能是来自星系形成的第一代恒星的高质量祖先。
2014-12-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Elemental and isotopic abundances and chemical evolution of galaxies
元素和同位素丰度是银河系考古学的化石。在标准的Λ-CDM图像和标准的恒星物理下，通过星系化学动力学模拟，粗略地再现了观测到的星系球和星系盘中的[X/Fe]-[Fe/H]关系以及星系的质量-金属丰度关系。像^{17，18}O和^{25，26}Mg这样的同位素比值可能需要对超新星和渐近巨星分支星的模型进行改进。最近对富碳阻尼莱曼α系统的观测只能用微弱的核心坍缩超新星来重现。这表明第一个星系中第一批恒星的化学富集不是由对不稳定超新星驱动的，而是由核心坍缩超新星（\sim 20- 50 M_ \odot）驱动的。观测到的F丰度可以用核心坍缩超新星的中微子过程再现。如F，在小系统中元素丰度的观测可能需要化学富集的进一步复杂化。在球状星团中，来自低质量超新星的相对贡献可能比在外场中小，而来自大质量超新星的贡献在矮球状星系中似乎比在太阳附近小。
2012-02-15 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The intermediate r-process in core-collapse supernovae driven by the magneto-rotational instability
基于磁旋转不稳定性引起的一种新的爆炸机制，我们研究了磁旋转超新星中的r过程核合成。详细的微观物理，包括中微子加热的轴对称磁流体动力学模拟进行了一系列，数值解决磁旋转不稳定性。以中子加热为主的爆炸，在磁场的增强下，显示出温和的富含中子的喷出物产生高达$A \sim 130$的原子核（即弱r过程），而具有较强磁场的爆炸模型则再现了类似太阳的r过程模式。在我们的模型中更常见的丰度模式是在弱和规则的r过程之间，产生较轻和中等质量的核。这些{ \it中间r-过程}表现出多种丰度分布，与r-过程增强的贫金属星中的几种丰度模式兼容。Eu喷出物的量$\sim 10^{-5} M_\odot$在磁驱动的喷流同意在早期星系的化学演化的预测值。相比之下，中微子加热主导的爆炸有大量的Fe（$^{56}{\rm Ni}$）和Zn，分别与常规超新星和超超新星相当。这些结果表明，根据爆炸动力学的不同，磁旋转超新星可以产生从铁族到r过程元素的各种重核。
2017-02-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Are Faint Supernovae Responsible for Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars?
暗超新星模型中的混合和后退模型被认为是重现观测到的星系晕中碳增强贫金属（CEMP）星的丰度模式。需要对单个恒星的模型参数进行微调，以重现观测到的碳与铁的比例。我们专注于极贫金属的恒星形成的喷出物的混合和回落模型，使用化学演化模型。我们的化学演化模型考虑到个别恒星的贡献，化学富集在主机晕连同他们的进化的背景下的层次聚类。在化学演化模型中，采用参数化的Pop. III型暗超新星混合模型和后退模型，并用合并树重现了观测到的CEMP星。对恒星形成和暗超新星金属污染模型参数的多种选择，都不能再现观测到的[Fe/H] < -4和[C/H] >-2的恒星，这是大多数低金属丰度恒星中的CEMP星。唯一可能的解决方案是从小质量的喷出物中形成恒星，这会产生不一致的金属丰度分布函数。我们的结论是，不是所有的CEMP星的混合和回落模型的解释。我们还测试了来自AGB星的二进制质量转移的贡献，AGB星也应该再现已知CEMP星的丰度。只有当我们假设长周期双星在[Fe/H] <-3.5时更有利时，这个模型才能合理地同时再现碳和铁丰度的分布。
2020-01-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Diversity in the Ultra-faint Dwarf Galaxy Tucana II
我们提出了第一个详细的化学丰度的超微弱矮星系杜鹃II的高分辨率麦哲伦/MIKE光谱的基础上的四个红巨星的研究。这些恒星的金属丰度介于[Fe/H] = -3.2至-2.6之间，所有恒星的中子捕获丰度都很低（[Sr/Fe]和[Ba/Fe] < -1）。然而，存在一些异常的化学特征。三颗恒星是碳强化的，包括最富金属的恒星。这颗恒星（[Fe/H]=-2.6）显示[Na，$α$，Sc/Fe] < 0，暗示了一个由AGB星和Ia型超新星贡献的扩展的恒星形成历史。其他碳增强型恒星的[Fe/H] < -3，可能与暗超新星的富集相一致，如果这种超新星可以产生中子捕获元素的话。第四颗[Fe/H] = -3的恒星是碳正常的，并且表现出与碳增强恒星不同的轻元素丰度比。碳正常恒星意味着至少有两个不同的核合成源，都可能与第三星族恒星有关，有助于该星系早期的化学富集。尽管它的光度非常低，但Tucana II显示出多样的化学特征，使其无法成为简单的“一次性”第一个星系，但仍然提供了一个窗口，以了解早期宇宙中的恒星和星系形成。
2016-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetorotational supernovae: A nucleosynthetic analysis of sophisticated 3D models
磁旋转超新星是一种罕见的核心坍缩超新星，其中磁场和旋转在爆炸动力学中起着核心作用。我们提出了后处理的核合成的国家的最先进的中微子MHD超新星模型，遵循爆炸后的几秒钟的演变。我们发现了三种不同的动力学机制来产生重r过程元素：i）在核心反弹之后立即喷射物质，ii）由于质子中子星形状的重新配置而在后期喷射的富含中子的物质，iii）在射流中心喷射出少量具有高熵的质量。我们研究了总的喷出物产额，包括不稳定核，如$^{26}$ Al，$^{44}$ Ti，$^{56}$ Ni和$^{60}$ Fe。获得的$^{56}$ Ni质量在$0.01 - 1\,\mathrm{M_\odot}$之间变化。后一个极大值与超新星观测相符。此外，我们所有的模型合成Zn质量与旧的贫金属恒星的观察。我们计算简化的光变曲线，以调查我们的模型是否可以成为超亮超新星的候选者。仅考虑核加热得到的峰值亮度达到几个$\sim 10^{43} \,\mathrm{erg\,s^{-1}}$。在一定条件下，我们发现一个显着的影响$^{66}$镍衰变链，可以提高峰值亮度高达$\sim 38\%$相比，模型只包括$^{56}$镍衰变链。这项工作加强了磁旋转超新星的关键作用的理论证据，以了解发生的超新星，超亮超新星，重元素的合成。
2022-11-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Modelling the chemical enrichment of Population III supernovae: The origin of the metals in near-pristine gas clouds
最贫金属、高红移的阻尼莱曼α系统（DLAs）为研究最初几代恒星提供了一个窗口。在本文中，我们提出了一个新的模型来调查近原始DLA人口的化学富集。这个模型解释了富集的恒星星族的质量分布，超新星的典型爆炸能量，以及有助于富集这些DLA的恒星的平均数量。我们进行了极大似然分析，这些模型参数使用所观察到的相对元素丰度（[C/O]，[Si/O]，和[Fe/O]）的11个最贫金属DLA目前已知的。我们发现，富集了这个贫金属DLA样品的恒星的质量分布可以很好地描述为Salpeter-like IMF斜率在M > 10 M_sun，一个典型的贫金属DLA已经富集了< 72颗大质量恒星（95%的置信度），质量< 40 M_sun。推断的典型爆炸能量（E_exp = 1.8^{+0.3}_{-0.2} x10^51 erg）略低于最近的贫金属晕星富集模型所发现的能量。这些限制表明，我们样本中的一些贫金属DLAs可能已经被星族II恒星富集。使用我们的富集模型，我们还推断出一些典型的物理性质的最贫金属的DLAs。对于氧相对丰度[O/H] ~-3.0的系统，我们估计恒星的总质量含量为log 10（M_*/M_sun）= 3.5^{+0.3}_{-0.4}，总气体质量为log 10（M_gas/M_sun）= 7.0^{+0.3}_{-0.4}。
2019-08-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence for sub-Chandrasekhar Type Ia supernovae from the last major merger
我们调查的贡献sub-Ekrasekhar质量Ia型超新星的化学富集的盖亚香肠星系，在银河系的早期生命的一个重要的合并事件的祖先。使用Nissen & Schuster（2010）、第三次GALAH数据发布（1D NLTE丰度校正）和APOGEE数据发布16的数据组合，我们将分析化学演化模型拟合到9维化学丰度空间（Fe，Mg，Si，Ca，Cr，Mn，Ni，Cu，Zn），特别关注铁峰元素Mn和Ni。我们发现，需要低[Mn/Fe] $\sim-0.15\,\mathrm{dex}$和低[Ni/Fe] $\sim-0.3\,\mathrm{dex}$ Ia型产率来解释盖亚香肠的[ $α$ /Fe]膝关节以外（大约在[Fe/H] $=-1.4\,\mathrm{dex}$）观察到的趋势。与理论产额计算结果的比较表明，在这个系统中，亚克拉塞卡质量的Ia型超新星的贡献很大（从$\sim60$ %到$100$ %，取决于理论模型，另外$\pm10$ %来自NLTE修正）。我们比较的结果，从其他本地组环境，包括矮球状星系，麦哲伦云和银河系的凸起，发现Ia型[Mn/Fe]产量必须是金属依赖。我们的研究结果表明，子Brackasekhar质量通道是一个显着的，甚至可能是占主导地位的，在金属贫乏的系统中的Ia型超新星的贡献，而更多的金属丰富的系统可以解释的金属依赖的子Brackasekhar质量产量，可…
2021-06-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Oxygen and zinc abundances in 417 Galactic bulge red giants
氧和锌在银河系核球的化学演化的理解的关键元素。氧与铁的丰度比提供了一个最可靠的恒星形成率和核球化学演化的指标。锌在贫金属恒星中被增强，表现为一种$α$元素，其产生可能需要在超新星中进行核合成。大部分的中性气体在高红移是在阻尼莱曼α系统（DLAs），其中锌也被观察到作为一个α元素。本工作的目的是从中等分辨率（R~ 22，000）的FLAMES-GIRAFFE光谱中导出417颗球巨星中α元素氧、氮和铁峰元素锌的丰度。对于具有较高分辨率（R~ 45，000）UVES谱的恒星，进行了比较。结果与文献数据和化学动力学模型进行了比较。
2018-03-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The impact of chemical differentiation of white dwarfs on thermonuclear supernovae
22 Ne在冷却的白矮星中的引力沉降可以影响热核超新星的结果。我们调查如何超新星能量学和核合成反过来又受到这个过程的影响。我们使用来自最先进的白矮星冷却序列的真实化学剖面。冷却序列提供了白矮星化学结构和超新星祖先系统年龄之间的联系。用最新的恒星演化程序计算了一个1兆太阳的白矮星的冷却序列。我们计算了两个krasekhar质量和亚krasekhar质量的白矮星爆炸，假设球对称和忽略对流混合在前超新星碳沸腾阶段，以最大限度地提高化学分离的影响。无论是22 Ne的重力沉降，还是12 C和16 O的化学分化，对Ia型超新星的性质都没有明显的影响，除非火焰性质（从爆燃到爆炸的转变密度）直接依赖于化学成分。在固定的跃迁密度下，从不同年龄的祖先获得的超新星星等的最大变化为~0.06星等，即使假设22 Ne的扩散系数不切实际地大，它也将小于~0.09星等。如果跃迁密度取决于化学成分（在其他条件相同的情况下）最古老的SNIa可能比最年轻的SNIa亮0.4等（在我们的模型中，年龄差为7.4 Gyr）。此外，我们的研究结果表明，22氖沉降不能被调用来解释形成一个中央核心的稳定的富中子的Fe-组原子核在喷出物中的sub-Bracrasekhar模型，所需的观测Ia型超新星。
2010-11-09 astro-ph.SR
The r-Process in Black Hole Winds
目前所有与核心坍缩超新星有关的r过程方案都面临着严重的困难。特别是，最近的核心坍缩模拟与中微子传输显示没有迹象表明一个富含中子的风从原中子星。在本文中，我们讨论了另一个天体物理站点，“黑洞风”，这是中微子驱动的流出从吸积环周围的黑洞的r-过程的核合成。这个条件被假定在双中子星合并、中子星-黑洞合并或超新星中实现。
2010-06-11 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
Revisiting the formation of molecules and dust in core collapse supernovae
Université de Montpellier, CNRS（蒙彼利埃大学，法国国家科学研究中心）；Consejo Superior de Investigaciones Cientificas, Instituto de Fisica Fundamental（西班牙高等科学研究理事会，基础物理研究所）
研究通过改进超新星喷发后的化学过程，确定尘埃和分子的形成机制及质量产率，揭示化学过程对尘埃预算的重要性。
2025-10-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Evolution of Isotope Ratios in the Milky Way Galaxy
同位素比值为研究恒星演化、超新星和星系化学演化的细节打开了一扇新的窗口。我们提出的元素丰度（从C到Zn）在太阳附近的同位素比的演变，凸起，晕，厚盘，使用化学演化模型与更新的渐近巨分支（AGB）恒星和核心塌陷超新星的产量。由于初始母体质量和金属丰度对元素生成的影响，每种元素的演化历史是不同的。在凸起和厚盘中，恒星形成的时间尺度比太阳附近的短，导致更高的[α/Fe]比率。同样，Ia型超新星在这些区域的贡献较小，导致[Mn/Fe]比值较低。同样在核球中，[（Na，Al，P，Cl，K，Sc，Cu，Zn）/Fe]丰度较高，这是由于金属丰度对核塌缩超新星产生元素的影响。根据我们的预测，有可能发现富含金属的恒星（[Fe/H]>-1），这些恒星是在早期宇宙中快速形成的结果。晕的化学富集时间尺度比太阳附近的长，因此[（C，F）/Fe]和12 C/13 C的比值较高，这是由于低质量AGB星的显著贡献。虽然[α/Fe]和[Mn/Fe]比值与太阳附近相同，但[（Na，Al，P，Cl，K，Sc，Cu，Zn）/Fe]比值预计会更低。此外，我们预测的同位素比值，如24 Mg/25，26 Mg是较大的，因为低金属丰度超新星的贡献。利用同位素比率，可以选择在化学富集效率低的系统中形成的恒星，例如在我们银河系中吸积的卫星星系。
2011-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemically controlled synthesis of dust in type II-P supernovae
我们研究了形成的分子和尘埃团在喷出物的太阳金属丰度，II-P型超新星使用化学动力学的方法。我们跟踪了爆炸后100天到1500天分子和小尘埃团质量的演变。我们认为恒星的祖先与初始质量为12，15，19和25 Msun爆炸的超新星分层喷出物。尘埃颗粒的分子前体包括二氧化硅、硅酸盐、金属氧化物、硫化物和碳化物、纯金属和碳的分子链、环和小团簇，其中硅酸盐团簇的成核通过金属和氧添加的两步过程来描述。我们研究了56 Ni质量对合成粉尘的类型和数量的影响。我们预测，大质量的分子，包括CO，SiO，SiS，O2和SO形式的喷出物。我们发现，在爆炸后约500天的红外波长下检测到的小尘埃质量与最近用赫歇尔在超新星遗迹中检测到的大量尘埃之间的差异可以用与喷射物质中分子和尘埃团形成相关的非平衡化学来解释。在爆炸后的5年时间里，尘埃从小质量（~10^{-5} Msun）逐渐积累到大质量（~ 5 x 10^{-2} Msun）。随后的粉尘形成和/或生长受到参与粉尘成核的化学试剂的短缺和长时间的堆积的阻碍。结果突出了粉尘的化学成分和质量的依赖性的56镍在爆炸过程中合成的量。这种依赖性可以部分解释超新星中尘埃形成时期的多样性。更一般地说，我们的研究结果表明，II-P型超新星是有效的，但适度的尘埃生产者与合成尘埃的质量上限范围从~ 0.03至0.09 Msun。
2013-09-24 astro-ph.SR
How to form a millisecond magnetar? Magnetic field amplification in protoneutron stars
要解释磁星（磁性最强的中子星）的性质，需要$10^{15}\,{\rm G}$量级的极强磁场。如此强大的磁场被认为对核心坍缩超新星的动力学起着重要作用，并且在快速旋转的情况下，可能为与长伽马射线暴相关的超亮超新星和超超新星提供动力。然而，这些强磁场的起源仍然不清楚，很可能需要在质子中子星中放大许多数量级。磁旋转不稳定性（MRI）是最有前途的代理之一，它可以在原则上指数快速放大一个弱的初始磁场的动态相关的强度。我们描述了我们目前的理解质子中子星的MRI，并显示其依赖于特定的质子中子星的物理条件，如中微子辐射，强浮力效应和大磁普朗特数的最新结果。
2017-06-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Faint Population III supernovae as the origin of the most iron-poor stars
银河系中最缺铁的恒星对天体物理学物体的性质提供了重要的观测限制，这些天体使原始气体富含重元素，这些恒星就是从这些物质形成的。其中，最近发现的缺铁恒星SMSS J031300.36-670839.3显示出显著的化学成分，未检测到铁（[Fe/H] $<-7.1$），碳和镁相对于钙的含量大幅增加。我们调查了无金属（人口III）恒星的超新星产量来解释这颗恒星所观察到的丰度模式。我们报告说，高[C/Ca]和[C/Mg]的比例和上限确定的其他元素丰度与核心塌陷超新星（具有正常的爆炸动能$E$的$E_{51}=E/10^{51}$尔格$=1$）或超新星（$E_{51}\geq 10$）的第三人口的25 $M_{\odot}$或40 $M_{\odot}$星的产量很好地再现。最佳拟合模型假设第三星族祖先的爆炸经历了广泛的物质混合和回落，留下了黑洞遗迹。在这些模型中，钙是由静态/爆炸性O燃烧和不完全的Si燃烧在第III族超新星/超超新星，在对比的建议，钙是起源于热CNO循环在超新星前演化。在5颗具有[Fe/H] $<-4.5$的贫铁星中，有4颗碳增强星与$^{56}$ Ni的质量小于10 $^{-3}M_{\odot}$的暗超新星模型一致。
2014-08-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
The impact of fallback on the compact remnants and chemical yields of core-collapse supernovae
核心坍缩超新星的回落在确定致密残余物和喷出物成分的性质方面起着至关重要的作用。我们对选定的非旋转超新星模型进行了三维混合和回落模拟，以研究爆炸能量和不对称性如何与残余质量，残余反冲和残余自旋相关。我们发现，最强的踢和旋转是由部分回落在不对称的爆炸。在这种情况下，可以得到几百个$\mathrm{km}\,\mathrm{s}^{-1}$的黑洞反冲和$\mathord{\sim}0.25$的自旋参数。如果初始爆炸能量刚好超过包线结合能，则会产生更强的回退，并且残余反冲和自旋仍然很小。如果爆炸能量相对于包络结合能是高的，则存在对残余反冲的小影响的小回退，但是回退引起的自旋上升可以是实质性的。对于不旋转的$12\,\mathrm{M}_\odot$祖先，我们发现中子星（NS）的旋转周期为毫秒。回退物质的高比角动量也可以导致黑洞周围形成盘。因此，后退可能是一条通向毫秒磁星或超超新星和伽马射线暴的类磁星发动机的途径，不需要快速的祖先旋转。在我们的一小组模拟中，没有一个重现了解释许多碳增强贫金属（CEMP）恒星的富金属贫铁组成所必需的特殊分层回落。然而，具有不同爆炸能量和不同不对称实现的模型可能与CEMP丰度模式兼容。
2020-05-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
The influence of chemical composition on models of Type Ia supernovae
Ia型超新星是明亮的恒星爆炸，其光变曲线可以作为宇宙学研究的距离指标。尽管以这种身份利用这些活动非常成功，但仍然存在许多根本问题。当代研究调查了来自宿主星系的祖系统的属性，如成分和年龄，如何影响事件的亮度，目的是更好地理解和评估亮度的内在散射。我们提供了这些超新星和建议的祖系统的概述，所有这些都涉及一个或多个紧凑的恒星称为白矮星。我们描述了当代的研究，调查如何的组成和结构的祖先白矮星系统地影响爆炸的结果假设的祖先是一个单一的白矮星，已获得质量的同伴。我们目前的研究结果说明了这些系统的影响。
2013-03-09 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
A New Model for Electron-Capture Supernovae in Galactic Chemical Evolution
我们研究的贡献，电子捕获超新星（ECSNe），低质量SNe从崩溃的铁核（FeCCSNe），和旋转的大质量恒星的化学成分的银河系。我们的模型包括热核ECSNe（tECSNe）和引力坍缩ECSNe（cECSNe）对化学演化的贡献。我们表明，如果ECSNe主要是引力坍缩SNe，但约15%的部分热核爆炸，该模型是能够再现太阳的丰度的几个重要的和有问题的同位素，包括$^{48}$钙，$^{50}$钛和$^{54}$铬连同$^{58}$铁，$^{64}$镍，$^{82}$硒和$^{86}$氪和几个锌-锆同位素。一个没有cECSNe发生的模型，只有tECSNe与低质量的FeCCSNe或旋转的大质量恒星，证明也非常成功地再现了这些同位素的太阳丰度。尽管ECSNe和低质量FeCCSNe的前身质量范围很小，但大的生产因素足以满足上述同位素的太阳库存。我们的模型是令人信服的，因为它没有引入新的紧张局势与太阳丰度分布的银河系模型-只倾向于改善模型预测的几个同位素。因此，提出的天体物理生产模型提供了一种自然和优雅的方式来解释天体物理元素生产周期表上最后一个未知的领域之一。
2019-08-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Chemical Enrichment in the Carbon-enhanced Damped Lyman $α$ System
我们表明，最近观察到的元素丰度图案的富碳贫金属阻尼莱曼$α$（DLA）系统是在极好的协议与核合成产额的微弱核心坍缩的原始恒星。所观察到的丰度模式与对不稳定超新星的核合成产率不一致。DLA的丰度模式与富碳极贫金属（EMP）星的丰度模式非常相似，来自低质量星和/或双星效应的贡献在DLA中应该非常小。这表明第一个星系中第一颗恒星的化学富集是由来自$\sim 20-50 M_\odot$恒星的核心坍缩超新星驱动的，也支持超新星作为银河系EMP星富集源的假设。
2011-02-11 astro-ph.CO astro-ph.SR
Production of carbon-rich presolar grains from massive stars
在超新星核心坍缩后大约一年，尘埃开始在喷出物中凝结。在陨石中，一小部分富含C的前太阳颗粒（例如，根据异常同位素丰度，X型碳化硅（SiC）颗粒和低密度石墨）被确定为这些事件的遗迹。这些丰度的一些特征仍然无法解释，并挑战了对核心坍缩超新星爆炸和核合成的理解。我们表明，第一次，大多数测得的富C颗粒丰度可以占在富C材料爆炸他燃烧的核心坍缩超新星与高冲击速度和随之而来的高温。$^{12}$ C（$α$，$γ$）$^{16}$ O反应相对于在$T > 3.5\times10^8 \mathrm{K}$处的$α$ -捕获链的其余部分的无效性导致最深的He壳材料是富碳和富硅的，并且贫氧。在这种材料的一部分，这里定义为C/Si区的同位素比的预测，是在与晶粒数据。我们的模型在He壳层底部达到的高温爆炸条件也可以代表超超新星中的核合成或不对称超新星中条件分布的高温尾部。最后，我们的预测是一致的观察大$^{44}$钙/ $^{40}$钙观察到的颗粒。这是由于在C/Si区中产生了$^{44}$ Ti和$^{40}$ Ca，和/或由于中子俘获强烈耗尽了$^{40}$ Ca。
2013-03-14 astro-ph.SR
Principal Component Analysis on Chemical Abundances Spaces
在准备HERMES化学标记调查约一百万银河系FGK恒星，我们估计的数量的独立维度的空间定义的恒星化学元素丰度[X/Fe]。[...]我们探讨了几种环境中的丰度，包括太阳邻居薄/厚盘星，晕贫金属星，球状星团，疏散星团，大麦云和天炉座矮球状星系。[...]我们发现，特别是在低金属丰度，生产的r-过程元素很可能与生产的α-元素。这可能支持核心坍缩超新星作为r过程的地点。我们还验证了轻s过程元素在低金属丰度时的过度丰度，发现在高金属丰度时相对贡献减小，这表明这种轻元素的主过程可能与大质量恒星有关。[...]我们的分析揭示了两种类型的核心坍缩超新星：一种主要产生α元素，另一种产生α元素和Fe峰元素，并有大量的重Fe峰元素的增强，这可能是来自超新星的贡献。[...]高金属丰度的低质量AGB星的额外贡献补偿了由于核心坍缩超新星喷出物的均匀化而导致的尺寸损失。[...] HERMES在太阳附近的[X/Fe]+[Fe/H]化学空间的独立维数约为8 - 9。比较暗星系和太阳邻域，我们发现暗星系如天炉座和大麦云云的化学空间具有更高的维度。这与较暗星系的恒星形成历史较慢是一致的。[...]
2011-12-14 astro-ph.SR
Type Ia supernovae from chemically segregated white dwarfs
本文利用一维超新星程序研究白矮星内部化学分离对Ia型超新星核合成产额的影响，发现其对$^{56}$Ni等主要性质影响较小，但会显著改变锰等诊断同位素产额及与前身星金属丰度和质量相关的观测指标。
2024-01-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Condensation of dust in the ejecta of type II-P supernovae
目的：通过将尘埃的成核和凝聚阶段与气相化学耦合，研究II-P型超新星尘埃的产生。我们认为两个超新星的祖先群众与均匀和clusified喷出物，以评估化学类型和数量的尘埃，形成。粒度分布作为爆炸后时间的函数。方法：用化学网络描述气相化学和尘埃团簇的同时形成。被认为是形成的关键物种（CO，SiO）和灰尘的硅酸盐，氧化铝，二氧化硅，金属碳化物和硫化物，纯金属，和无定形碳的集群。描述成核相的化学的主方程耦合到基于布朗凝聚的尘埃凝结形式主义。结果：II-P型超新星产生的尘埃颗粒的各种化学成分和大小分布作为时间的函数。随着时间的推移，颗粒尺寸分布变得越来越复杂，向大颗粒倾斜，并且与通常用于星际尘埃的MRN幂律分布不同。气体密度以团块的形式增加，强烈影响粉尘的化学成分和粒度分布。硅酸盐和纯金属颗粒高度依赖于块状。具体来说，clusific喷出物产生的颗粒超过0.1微米，最终的尘埃质量达到0.14 Msun。相反，碳和氧化铝粉尘质量由粉尘产生区域中氧化铝和碳的质量产率控制。喷出物中形成了几种尘埃成分，总尘埃质量在爆发后3至5年的时间内逐渐增加。这种逐渐的增长为爆炸后早期形成的小尘埃质量和最近对超新星遗迹的观测得出的高尘埃质量之间的差异提供了一个可能的解释。
2014-12-17 astro-ph.SR
Can pair-instability supernova models match the observations of superluminous supernovae?
越来越多的所谓的超亮超新星（SLSNe）被发现。据信，至少有一些具有缓慢衰减光变曲线的恒星起源于由对不稳定机制引起的恒星爆炸。最近的恒星演化模型自然地预测了来自大质量恒星的对不稳定超新星（PISNe），其金属丰度范围很广（Z=0.006，Yusof et al. 2013）。在这项研究的范围内，我们分析PISN模型是否可以匹配SLSNe的观测特性与各种光变曲线形状。具体来说，我们探讨了不同程度的宏观化学混合PISN爆炸产物的观测性能的影响。我们人为地将混合应用于Kozyreva等人（2014）的250 Msun PISN演化模型，并使用一维辐射流体动力学代码STELLA探索其超新星演化。在匹配SLSN观测中取得的最大成功是在极端宏观混合的情况下，所有放射性物质都被喷射到氢氦外层。这种极端宏观的化学物质重新分布产生了具有更快的光变曲线的事件，具有高光球温度和高光球速度。这些性质比非混合PISN模型更适合SLSNe。我们的混合模型匹配的光变曲线，色温和光球速度演化的两个观测良好的SLSNe PTF12dam和LSQ12dlf。然而，这些模型的极端化学再分布可能很难在大规模PISNe中实现。因此，替代模型，如磁星机制或风的相互作用可能仍然是有利的解释迅速上升SLSNe。
2015-10-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
First Stars. II. Evolution with mass loss
第一批恒星被认为是大质量的。虽然由于重元素的初始丰度较低，线驱动的恒星风在第一颗恒星中被认为是无效的，但这些恒星可能会通过其他机制失去大量的初始质量。在这项工作中，我们研究了非常大的质量，银河系和银河系前，人口III的恒星，初始金属度$Z=10^{-6}$和$Z=10^{-9}$，分别与规定的质量损失率的演化，和初始质量100，120，150，200，和250 $\,M_{\odot}$在氢和氦燃烧阶段。这些恒星的演化取决于它们的初始质量、金属丰度和质量损失率。低金属丰度恒星更热、更致密、更明亮，在赫茨伯格-罗素图中，它们被移到蓝色的上部。随着质量损失，这些恒星提供了核合成产物的有效混合，根据氦核的质量，它们的最终命运可能是对不稳定超新星或高能超新星。这些恒星有助于宇宙的再电离和重元素的富集，这影响了随后的恒星形成性质。
2011-10-20 astro-ph.SR
Using nebular near-IR spectroscopy to measure asymmetric chemical distributions in 2003fg-like thermonuclear supernovae
本研究通过分析三颗2003fg型Ia超新星的晚期近红外光谱，发现其[Fe II]谱线存在不对称性，证实内部化学分布非球形，为前身星系统与爆炸机制研究提供了观测约束。
2025-03-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernovae from rotating stars
本文讨论了恒星自转对前超新星产生的主要物理效应，以及证实这些效应的观测结果及其对前超新星模型的影响。旋转对爆炸核心的质量、包层的质量和化学成分、超新星的类型以及残余物的性质和化学产额都有重要影响。在伽马射线暴的形成过程中，自转和自转恒星的性质是关键因素。在双星系统中，轴向旋转和潮汐效应之间的相互作用常常会导致有趣和意想不到的结果。自转在塑造具有非常低金属丰度的大质量恒星的演化和核合成过程中起着关键作用（金属丰度低于小麦哲伦云的金属丰度，直到第三星族恒星）。在太阳和更高的金属丰度下，自转的影响与恒星风的影响竞争。在近距离双星中，同步过程可以将恒星锁定在高旋转速率，尽管有很强的质量损失，因此旋转和恒星风这两种效应都有很强的影响。总之，自转是恒星模型和前超新星阶段以及单星和近距离双星演化的关键物理成分。此外，在整个宇宙历史中，预期会有重要的影响。
2017-11-21 astro-ph.SR
Superluminous supernova 2015bn in the nebular phase: evidence for the engine-powered explosion of a stripped massive star
我们提供了贫氢超亮超新星SN 2015 bn的星云相位成像和光谱学，红移z=0.1136，最大光后跨越+250-400 d。光变曲线的下降速率从1.4 mag/（100 d）变陡到1.7 mag/（100 d），表明不透明度显著降低。这种变化伴随着从一个蓝色的连续光谱叠加光球吸收线的星云光谱占主导地位的氧，钙和镁的发射线的过渡。没有明显的星周相互作用或大镍质量的迹象。我们发现，在+400 d的光谱几乎是相同的一些充满活力的Ic型超新星，如SN 1997 dq，SN 2012 au，SN 1998 bw，表明类似的核心条件和加强之间的联系“hypernovae”/长伽马射线暴和超亮超新星。一个单一的爆炸机制可能统一这些事件的绝对震级跨度为-22 < M_B <-17。SN 2015 bn的光变曲线和光谱都与发动机驱动的爆炸一致，喷射出7-30 M $_\odot$的氧占主导地位的喷出物（在温度和不透明度方面进行合理选择）。一条强而相对窄的O II $λ$ 7774线，在许多这样的高能事件中可以看到，但在正常的超新星中看不到，可能指向一个内壳，这是一个中央引擎的标志。
2016-09-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
The effects of Thomson scattering and chemical mixing on early-time light curves of double peaked type IIb supernovae
Seoul National University（首尔大学）；NRC Kurchatov Institute（库尔恰托夫国家研究中心）；Keldysh Institute of Applied Mathematics（克雷洛沃应用数学研究所）
本研究通过辐射流体动力学模拟，探究汤姆逊散射与化学混合对双峰IIb型超新星早期光变曲线的影响，发现忽略二者的简化前身星结构推断方法会引入较大不确定性。
2023-10-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pre-collapse Properties of Superluminous Supernovae and Long Gamma-Ray Burst Progenitor Models
我们分析了42个快速旋转、低金属丰度、准化学均匀演化的恒星模型在核心坍缩时质量范围在4到45 $\,\mathrm{M}_\odot$之间的性质。这种模型被认为是超亮超新星（SLSNe）和长持续时间伽马射线暴（IGRB）以及与它们相关的Ic-BL型超新星（SNe）的祖先。我们的研究结果表明，无论这些模型产生磁星驱动的SLSN爆炸或近临界旋转的黑洞（BH）是不是初始质量的单调函数。相反，一旦化学均匀性被打破，它们的爆炸性根据晚期核心演化而非单调地变化。使用不同的爆炸性标准，我们发现，我们的模型有一个明显的偏好，以产生SLSNe在较低的质量，和IGRB在较高的质量，但发现几个例外，预计IGRB形成的恒星低至10 $\,\mathrm{M}_\odot$，和SLSNe的祖先质量为30 $\,\mathrm{M}_\odot$。在一般情况下，我们的模型再现预测的角动量，喷出物的质量和磁场强度在核心崩溃推断SLSNe和IGRB，并建议显着的相互作用与他们的拱星介质，特别是低喷出物质量的爆炸。
2020-08-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radiative-transfer modeling of supernovae in the nebular-phase. A novel treatment of chemical mixing in spherical symmetry
超新星（SN）爆炸，通过它们释放的金属，在宇宙的化学演化和生命的起源中发挥着关键作用。星云相位光谱学约束这样的金属产率，例如通过与OI、CaII、FeII或FeIII相关的禁限线发射。爆炸过程中的流体不稳定性产生了复杂的3D喷出物结构，具有相当大的宏观，但没有微观的元素混合。这种结构设置了一个艰巨的挑战，详细的非局部热力学平衡辐射转移建模，这通常是有限的一维网格为基础的代码。在这里，我们提出了一种新的和简单的方法，允许宏观混合没有任何微观混合，从而捕捉SN爆炸混合的本质。通过这种新技术，宏观上的混合喷出物是通过在质量空间中洗牌，或等效地在速度空间中洗牌，从未混合的滑行喷出物的壳来构建的。该方法不需要改变辐射转移，但需要高的空间分辨率，以解决快速变化的组成与深度固有的这种洗牌壳结构。我们显示了一些辐射转移模拟的II型SN爆炸从15 Msun祖星的结果。我们的模拟捕捉强烈的变化，在温度或电离之间的各种壳，富含H，He，O，或Si。由于非局部的能量沉积，伽马射线渗透通过喷出物的扩展区域，使得壳层排列的细节变得不重要。更大的物理一致性的方法提供了在星云的时间，更可靠的光谱特性，特别是在个别发射线的强度，这可能有助于限制SN产量，并为核心坍缩SNe，祖质量。该方法适用于所有SN类型。
2020-11-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
