Hyper-runaway and hypervelocity white dwarf candidates in \textit{Gaia} Data Release 3: possible remnants from Ia/Iax supernova explosions or dynamical encounters
Ia型超新星和其他奇特的超新星（SNe）被认为起源于白矮星（WD）的热核爆炸。一些提出的通道涉及部分爆炸的WD（例如Iax SN残留物）或爆炸WD的伴随物以极高的速度（$>400$ km\，s $^{-1}$）喷出。因此，这种超失控/超高速（HVS）WD的特征可能会揭示SNe的物理和起源。在这里，我们分析了\textit{Gaia} DR 3数据，以搜索HVS WD候选者和特殊的子主序（子MS）对象。我们检索以前确定的HVS，并找到46个新的HVS候选人。其中，我们确定了两个新的未绑定WD和两个新的未绑定子MS候选人。剩下的恒星是超逃逸WD和超逃逸亚MS恒星。HVS WD和亚MS候选者的数量和性质表明，极端速度喷射（$>1000$ km\，s $^{-1}$）最多可以伴随一小部分Ia型SNe，不利于D 6情景对Ia型SNe起源的重大贡献。混合WD反向爆震通道后的HVS喷射率与识别的HVS一致。低速HVS WD的数量可能与Iax型SNe起源和/或动力学相遇的贡献一致。我们还检索了与已知SN残留物相关的HVS WD，但仅确定了一个此类候选物。
2022-11-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mass Ejection in Failed Supernovae: Variation with Stellar Progenitor
我们研究了在恒星核坍缩过程中，当停滞的激波不复活而形成一个黑洞时，物质的喷射。在质子中子星阶段的中微子发射导致核心的引力质量减少，导致向外的声音脉冲在穿过恒星时变陡成冲击波。我们探索这种质量喷射机制的性质在一系列的恒星祖先使用球对称的，时间依赖的流体动力学模拟参数化处理中微子质量损失，并遵循整个恒星的冲击传播。我们发现，所有类型的恒星祖先可以通过这种机制喷射质量。喷出的质量是恒星表面重力的递减函数，范围从红超巨星的几个$M_\odot$到蓝超巨星的$\sim 0.1M_\odot$和沃尔夫-拉叶星的$\sim 10^{-3} M_\odot $。我们发现，在表面的最终冲击能量是一个减少的核心紧凑性的函数，并在所有情况下是$\lesssim 10^{47}-10^{48}$ erg。在具有足够大的包封、高的核心致密性或两者的组合的祖细胞中，声脉冲不能使质量分离。成功的物质抛射伴随着显著的回退吸积，可持续数小时至数年。我们预测的冲击爆发和热坪发射产生的蓝超巨星和沃尔夫-拉叶祖否则失败的超新星的外壳喷射的属性。
2018-02-02 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Runaway and hypervelocity stars. The supernova connection
我们提出了一个调查的已知样本的逃逸恒星。这些恒星的轨道可以追溯到它们在银河系圆盘中的起源。这些恒星的速度分布与理论预测进行了比较。我们的结论是，大多数恒星是很好地解释了标准的双弹射机制（BEM）和动力学弹射机制（DEM）。然而，我们发现了一个样本的10颗恒星，其弹射速度超过了标准方案预测的速度。我们将讨论如何解释这些可以由一个变种的边界元法。这种机制可以产生超过银河系逃逸速度的逃逸恒星（称为超高速恒星）。在我们的银河系中的逃逸恒星的数量估计和比较的高质量的X射线双星，其形成的BEM通道的已知样本。
2011-09-19 astro-ph.SR
Panchromatic imaging and spectroscopic observations of the mass ejections of RY Scuti
我们描述了最近的全色成像和光谱研究的超巨星，质量转移，双星RY盾牌座，这是在一个简短的过渡阶段，成为一个沃尔夫-拉叶星和剥离信封超新星。
2015-08-28 astro-ph.SR
Pulsational Pair-instability Supernovae. I. Pre-collapse Evolution and Pulsational Mass Ejection
我们计算了大质量恒星的演化，当富氧核心形成时，它们会经历脉动对不稳定性（PPI）。计算了初始质量为$80 - 140$ $M_{\odot}$、金属丰度为$Z = 10^{-3} - 1.0$ $Z_\odot$的恒星从主序星到PPI起始的演化。由于质量损失，$Z \leq 0.5$ $Z_\odot$是恒星形成足够大质量的He核所必需的（即，质量$>40 ~M_\odot$）进行PPI。计算了质量为$40 - 62 ~M_\odot$和$Z = 0$的He核从PPI到Fe核开始坍塌的流体动力学演化阶段。在PPI期间，电子-正电子对的产生导致富氧核心的快速收缩，从而引发爆炸性的O燃烧和核心的脉动。我们研究了脉动动力学、热力学和核合成的质量依赖性。对于质量更大的He核，脉动更强，并导致如此大量的质量喷射，例如对于$40 - 62 ~M_\odot$ He核的$3 - 13$ $M_\odot$。这些He核最终经历Fe核坍缩。$64 ~M_\odot$ He核心完全破裂，成为一颗对不稳定超新星。这些氦核周围的无氢拱星物质的质量足以解释所观察到的I型（无氢）超亮超新星与拱星相互作用的光变曲线。我们还注意到，质量喷射将黑洞（BH）的最大质量设置为$\sim 50$ $M_{\odot}$，这与VIRGO和aLIGO最近检测到的BH质量一致。
2019-12-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Natal Kicks of Stellar-Mass Black Holes by Asymmetric Mass Ejection in Fallback Supernovae
雷佩托、戴维斯和西古德森最近对银河势中包含黑洞的低质量X射线双星的轨道进行了积分，结果表明，只有当黑洞受到明显的出生踢时，才能解释银河平面上方某些系统的大距离。令人惊讶的是，他们发现黑洞反冲速度的分布（而不是动量的分布）应该与中子星相似。在这里，我认为，这个结果可以理解，如果中子星和黑洞踢是一个后果，大规模的不对称性创造的超新星喷出物的爆炸机制。非对称排出物质的各向异性引力不仅通过“引力拖船机制”加速新生中子星。它也可以导致延迟黑洞的形成，因为初始喷出物的最慢部分不对称地回落到瞬时存在的中子星上，在此过程中，黑洞的动量可以随着回落质量的增加而增加。因此，黑洞反冲速度不会像由新生中子星的各向异性中微子发射引起的反冲那样，因中子星与黑洞质量之比而减小。
2013-05-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
A physical model of mass ejection in failed supernovae
在大质量恒星的核心坍缩过程中，质子中子星的形成伴随着大量质能（$\sim 0.3 \, M_{\odot}$）以中微子的形式发射。这种质量能量损失产生了向外传播的压力波，在恒星表面附近变陡成冲击波，可能为与否则失败的超新星相关的微弱瞬变提供动力。我们分析研究这种质量损失引起的波的产生和传播。启发式参数提供了一个准确的估计量的能量包含在传出的声音脉冲。然后，我们开发了一个一般的形式主义分析的恒星集中质量损失的线性微扰理论的响应。为了建立直觉，我们将这种形式主义多变恒星模型，找到定性和定量的模拟和启发式的论点协议。我们还将我们的结果应用于现实的前坍缩大质量恒星祖先（包括巨星和致密星）。我们的分析结果的声音脉冲能量，激发半径，和陡峭的恒星信封是在良好的协议与全时变流体动力学模拟。我们表明，{前}的声音脉冲到达恒星光球，光球已经达到速度$\sim 20-100 \%$的本地声速，从而可能适度降低恒星的有效温度之前，恒星消失。我们的研究结果提供了重要的限制失败的超新星的物理性质和观测外观。
2017-10-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
The properties of dynamically ejected runaway and hyper-runaway stars
逃逸星是被观测到的具有大的特殊速度的恒星。两种机制被认为有助于逃逸恒星的喷射，都涉及双星（或更高的多重性）。在双星超新星的情况下，当它的大质量双星伴星爆炸成超新星（SN）时，逃逸恒星获得了它的速度。在另一种动力学抛射方案中，逃逸恒星是通过恒星和致密星团或星团核心中的双星之间的引力相互作用形成的。在这里，我们研究弹射情景。我们利用大量的N体模拟的大质量集群，以及分析参数，为了表征预期的逃逸恒星的喷射速度分布。我们发现，最快逃逸粒子（>~80 km/s^-1）的抛射速度分布取决于星系团中双星的分布，这与我们的解析玩具模型相一致，而速度较低的逃逸粒子的分布似乎与双星的性质无关。对于二元分离的实际对数常数分布，我们发现速度分布遵循一个简单的幂律;对于高速逃逸，Gamma（v）的变化类似于v^（-8/3），对于低速逃逸，则类似于v^（-3/2）。我们计算总的预期弹射率失控的恒星从我们的模拟大质量的集群，并探讨其质量函数和他们的二元性。逃逸恒星的质量函数偏向于高质量，并且强烈依赖于它们的速度。逃逸双星的双星数是其抛射速度的递减函数，预计不会有速度大于150 km/s的双星被抛射出来。我们还发现，速度高达数百km·s^-1的超逃逸恒星可以从星团中动态地弹射出来，但速度非常低，这并不能解释观测到的星系晕中超高速恒星的数量。
2012-12-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dynamical vs Supernova Acceleration of OB Stars in the Small Magellanic Cloud
本研究利用 Gaia 自行运动和 RIOTS4 数据分析小麦哲伦云中大质量逃逸星的起源，发现动力学抛射机制比超新星机制占优2-3倍，并揭示了双星超新星踢出导致的两步加速的重要贡献。
2023-01-26 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Energetic feedback and $^{26}$Al from massive stars and their supernovae in the Carina region
我们研究了船底座区域的大质量恒星的种群及其能量反馈和$^{26}$ Al的喷射。我们对船底座星云几度范围内的年轻星团中的恒星星族进行了普查。对于每颗恒星，我们根据光谱类型和主星系团年龄估计了质量。我们用布居合成方法计算了大质量恒星及其超新星爆炸风中$^{26}$ Al的能量反馈和抛射。我们使用7年的INTEGRAL观测来测量该地区的$^{26}$ Al信号。积分$^{26}$ Al信号不显著，最佳拟合值约为1.5 e-5 ph/cm^2/s，约为康普顿伽马射线天文台（CGRO）公布结果的一半，但与CGRO最新估计一致。我们对年轻星团中的恒星星族的分析导致了预期信号为观测值的一半，但结果在2 σ内是一致的。我们发现，在沃尔夫-拉叶风中喷出的$^{26}$铝的分数是高的，所观察到的信号是不太可能造成的$^{26}$铝在超新星单独喷出，表明一个强大的风喷出的$^{26}$铝。由于缺乏突出的O型星，年龄$\gtrsim$ 10百万年的地区往往被忽视的OB协会的研究。我们发现，在船底座地区，这样的集群贡献显着的恒星质量和该地区的能量。
2012-02-01 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Modelling type IIP/IIL supernovae interacting with recent episodic mass ejections from their presupernova stars with MESA & SNEC
我们展示了红超巨星外部的星周气体的致密离散壳层如何影响以SN 2013 ej为例的II-P/II-L型SNe的光学光变曲线。早期的文献中使用了人造星周介质（CSM）缝合到演化恒星的表面，该恒星没有经历后期的严重质量损失阶段，本质上，这是CSM的来源。相比之下，我们允许增强的质量损失率从建模的明星在$^{16}$ O和$^{28}$ Si燃烧阶段，并构建CSM从由此产生的质量损失的历史，在一个自洽的方式。一旦这种演化的前SN恒星爆炸，我们发现，与冲击波和密集的CSM之间的早期相互作用的模型再现的光变曲线远远好于那些没有质量损失，因此没有密集的，附近的CSM。与没有CSM的那些相比，具有致密CSM的祖细胞所需的爆炸能量减少了几乎两倍。我们的模型，一个更现实的CSM配置文件和presupernova和爆炸参数，更好地拟合观测数据，在整个上升，高原和放射性尾阶段相比，以前的研究。这表明这是一种介于II-P/II-L型和II-n型SNe之间的超新星，具有同时出现紫外和光学峰、峰后缓慢下降和较长的平台期的特征。
2017-11-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Nature of Hypervelocity Stars and the Time Between Their Formation and Ejection
我们获得了银河系晕中速度最快的未绑定恒星之一HVS 5的凯克HIRES光谱。我们发现HVS 5是一颗3.62 +- 0.11 Msun主序星B，距离50 +- 5 kpc。它的年龄和它从银河系中心的飞行时间之间的差异是105 +-18（stat）+-30（sys）Myr;从银河系圆盘其他地方的飞行时间是相似的。从形成到抛射的这10^8年的“到达时间”很难与任何涉及寿命仅为10^7年的大质量恒星的抛射情景相一致。为了进行比较，我们推导出两颗未束缚逃逸B星的到达时间为10^7年，这与它们的盘起源一致，即双星系统中的超新星或致密星团中大质量恒星之间的动力学相互作用导致的抛射。对于HVS 5，在其寿命的前10^7年期间的喷射在3-sigma水平上被排除。再加上其他三颗经过充分研究的超高速恒星（HVS）的到达时间为10^8年，这些结果与HVS的银河系中心起源一致。如果HVS确实是被中央黑洞喷射出来的，那么银河系中心在大约2亿年前就开始形成恒星，而HVS的祖先则花费了大约1亿年的时间才进入黑洞的损失锥。
2012-06-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mass ejection in failed supernovae: equation of state and neutrino loss dependence
一颗失败的核心坍缩超新星来自非旋转的祖先，由于质子中子星的中微子发射导致引力减弱，它可以喷射出质量。这种机制产生了可观察到的瞬变，并为黑洞（BH）残余物的质量设定了上限。然而，先前对这一机制的全球模拟包括了中微子损失的参数化，直接影响了喷出物的质量和能量。在这里，我们发展的内部超新星核心的球对称，广义相对论中微子辐射流体动力学代码，直到BH形成。然后，我们将结果用于牛顿代码中，该代码遵循恒星外层对重力变化的响应，并解析表面压力刻度高度。我们发现，稠密物质状态方程（EOS）可以引入一个因素$\sim 2$变化的引力质量损失中微子，与刚性EOS匹配以前的参数结果，和软EOS产生较低的喷出物的质量和能量的几个因素。这种差异主要是由于在较硬的EOS中形成BH的时间较长。在软状态方程下，如果不包括氢复合能，我们的红、黄超巨星祖先就不能解除质量束缚。使用中微子的质能损失时间的线性斜坡（具有适当的参数）产生的恒星响应与使用中微子损失的详细历史所获得的响应在$\sim 10\%$范围内。我们的研究结果意味着定量的，但不是定性的修改，以前的预测，冲击爆发，高原排放，并最终BH群众从这些事件。
2021-02-11 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
The origin of early-type runaway stars from open clusters
逃逸恒星从它们在银河系盘面中的诞生地被弹射出来，一些年轻的B型逃逸恒星被发现以超过逃逸速度的速度从平面上飞行了几十千秒差距。年轻的疏散星团是一个可能的起源地，而喷射可能是通过N体相互作用或双超新星爆炸。盖亚天体测量的优良品质为研究年轻失控恒星的运动学开辟了道路，其精度如此之高，以至于可以唯一地确定开放星团的起源地。我们开发了一种有效的最小化方法来计算两个或多个对象是否可能来自同一个地方，我们对猎户座离家出走的样本进行了测试。我们的拟合过程，然后被用来计算已知的逃逸恒星的轨迹，我们使用盖亚数据和更新的径向速度。我们发现，只有一半的样本可以被归类为离家出走，而其他人是出走的明星。大多数后者的恒星被证明是双星。我们确定母集群失控的基础上，他们的轨迹，然后使用集群的年龄和飞行时间的恒星，以调查是否可能是由于一个双超新星或由于动态喷射喷射。特别是，我们表明，经典的逃逸AE御夫座和$μ$ Columnoid可能没有一起起源，与$μ$ Columnoid有一个更早的喷射从Collinder 69，一个集群附近的ONC。研究的第二个样本包括一组遥远的失控的B星的晕，已仔细研究了定量光谱分析。我们能够确定至少四颗恒星的候选母星团，包括超逃逸候选HIP 60350。喷射事件必须非常猛烈，以高达150至400公里/秒的速度喷射恒星。
2022-04-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Predictions for the hydrogen-free ejecta of pulsational pair-instability supernovae
目前的时域天文学工作将揭示各种罕见的瞬变现象。我们在这里集中在脉动对不稳定性的演变，这可能会导致可观察到的电磁波和引力波的签名。我们模拟网格的裸氦星的特点所产生的黑洞（BH）的质量和喷出物的成分，速度和热状态。恒星对热核爆炸没有“弹性”反应：对不稳定性驱动的点火和质量喷射之间没有一一对应的关系，这导致了可观测脉冲的模糊性。与以前的研究一致，我们发现对于碳氧核质量为28 Msun < M_CO<30.5Msun的爆炸不足以影响表面。随着质量的增加，它们首先引起大的径向膨胀（30.5Msun<M_CO<31.4Msun），最后也引起质量喷射事件（M_CO>31.4Msun）。对不稳定性超新星中完全破裂的最低质量是M_CO= 57 Msun。M_CO> 121 Msun的模型达到光致蜕变区，产生M_BH> 125 Msun的BH。如果脉动模型通过（弱）爆炸产生BH，则先前喷射的材料可能会被冲击波击中。我们的特点是H-免费的拱星材料的脉动对氦核的不稳定性假设简单地说，喷出物保持恒定的速度后，喷射。我们的模型产生了质量为10^{-3}Msun<M_CSM<40 Msun的富氦喷出物。这些喷出物通常以几千个\kms发射，在核心坍塌之前达到~10^{12}-10 ^15} cm的距离。质量喷射事件和最终坍缩之间的延迟跨越了一个很宽的质量依赖范围（从亚小时到10^4年），并且喷射出的壳层也可以相互…
2020-06-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Near-Earth Interplanetary Coronal Mass Ejections and Their Association with DH Type II Radio Bursts During Solar Cycles 23 and 24
分析了第23周和第24周行星际日冕物质抛射的特征。本分析主要基于近地ICME目录（Richardson和Cane，2010年）。这项研究的一个重要方面是了解近地和地球有效方面的ICME的关联（II型ICME）与缺乏（非II型ICME）的十米-百米（DH）II型无线电爆发，检测风/波和STEREOS/波。值得注意的是，由CME驱动的DH II型射电爆发表明强大的MHD冲击离开内日冕并进入行星际介质。我们发现，与前一个周期相比，太阳周期24中ICME的发生率大幅减少了56%（64对147事件）。有趣的是，尽管ICME/CME计数显著降低，但两个周期包含几乎相同的II型ICME分数（约47%）。我们的分析表明，即使在1 AU的大距离上，II型CME也保持着比非II型事件更高的速度（523 km/s对440 km/s）。虽然有一个明显的趋势，随着CME初始速度的增加，ICME渡越时间的减少，也存在一个明显的宽范围内的CME速度。从上下文来看，第23周期展示了10个过境时间较短的事件，主要是II类事件，过境时间在20-40小时之间，而有趣的是，第24周期几乎完全没有这种“快速”事件。我们发现一个显着减少的参数$V_{ICME} \times B_{z}$，黎明到黄昏的电场，由39%，在太阳活动周期24与前一个周期相比。此外，$V_{ICME} \times B_{z}$显示出与Dst指数的强…
2022-10-26 astro-ph.SR
Hypervelocity stars in the Gaia era: Runaway B stars beyond the velocity limit of classical ejection mechanisms
晕中的年轻大质量恒星被认为是来自银河系盘的逃逸恒星。可能的喷射场景是双星超新星喷射（BSE）或星团动力学喷射（DE）。超高速恒星（Hypervelocity stars，HVS）是一种极端的失控恒星，可能与银河系无关。产生它们需要强大的加速机制，如超大质量黑洞（SMBH）对双星系统的潮汐破坏。因此，HVS被认为起源于银河系中心（GC），这是已知唯一拥有SMBH的地方。第二次盖亚数据发布（DR2）提供了以前所未有的方式研究HVS的机会。我们重新审视了一些最有趣的高速恒星，也就是在前盖亚时代用哈勃太空望远镜获得的15颗自行恒星，以解开它们的起源。通过进行运动学分析的基础上修订的分光光度距离和自行从盖亚DR2，运动学特性，有助于限制这些恒星的空间起源。以前被认为是（非）束缚的恒星仍然（非）束缚在盖亚DR2天体测量所青睐的银河系势中。对于9颗恒星（5颗候选HVS加上所有4个径向速度异常值），GC至少在$2σ$置信水平上可以被排除为空间原点，这表明大部分已知的HVS是接近或超过银河系逃逸速度发射的盘状失控星。样本中最快的恒星HVS3被证实起源于大麦云云。由于我们的五颗非GC恒星的喷射速度接近或高于BSE和DE预测的上限，另一个强大的动力学喷射机制（例如，涉及中等质量黑洞等大质量微扰者）可能会在上述三种经典情况之外运行。
2018-10-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The effects of supernovae on the dynamical evolution of binary stars and star clusters
在这一章中，我回顾了超新星爆炸对（1）双星和（2）星团动力学演化的影响。(1)双星中的超新星可以彻底改变系统的轨道，有时会完全破坏它，并且被认为是“失控”大质量恒星的部分原因-银河系中具有巨大奇特速度的恒星。双星中质量较低的次级成分的抛射通常发生在质量较大的主星爆炸成为超新星的事件中。包含大质量恒星的双星的轨道特性意味着观测到的逃逸恒星的速度（10 s-100 s km s $^{-1}$）与这种情况是一致的。(2)恒星的形成本来就是一个低效的过程，年轻星团中的大部分潜力仍然以气体的形式存在。超新星原则上可以排出这种气体，这将通过使恒星脱离势能而彻底改变星团的动力学。然而，最近的数值模拟和观测证据表明，无气体的星团被观察到绑定，表明超新星爆炸对星团动力学的影响可能是最小的。
2016-09-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Runaway Dwarf Carbon Stars as Candidate Supernova Ejecta
矮碳（dC）星SDSS J 112801.67 +004034.6有一个异常高的径向速度，531 $\pm 4$ km s $^{-1}$。我们提出自行和新的光谱观测，这意味着一个大的银河系静止帧速度，425 $\pm 9$公里秒$^{-1}$。其他几颗SDSS dC恒星也被推断有非常高的银河系中心速度，同样每一颗都是基于高的日心径向速度和自信地探测到的自行。在矮星的光谱中，极高的速度和$C_2$带的出现都是罕见的。银河系中心附近的通道可以将恒星加速到如此极端的速度，但SDSS J1128的大轨道角动量排除了这种解释。双星系统中的超新星抛射或其他恒星对双星的破坏都是可能的，特别是当dC星被认为是通过演化的伴星的质量转移获得其光球层$C_2$时。
2016-12-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
PG 1610$+$062: a runaway B star challenging classical ejection mechanisms
超高速恒星是罕见的天体，大多数是主序星（MS）B星，它们的速度如此之快，以至于最终会逃离银河系。最近，人们已经表明，流行的希尔斯机制，其中一个双星系统是通过与银河系中心的超大质量黑洞的近距离接触而被破坏的，可能不是它们唯一的弹射机制。对盖亚数据的分析排除了其中一些恒星的银河系中心起源，而是表明它们是极端的盘状失控恒星，以超过经典场景（星团动力学喷射或双星超新星喷射）的预测极限的速度喷射。我们提出了一个新的极端磁盘失控星，PG 1610 $+$ 062，这是一个缓慢的脉动B星明亮到足以详细研究的发现。凯克天文台的ESI光谱定量分析显示PG 1610 $+$ 062是一颗4-5 $M_\odot$的晚期B型MS星，具有低的投影自转速度。丰度（C、N、O、Ne、Mg、Al、Si、S、Ar和Fe）与正常的B星HD 137366不同，表明PG 1610 $+$ 062有点富含金属。基于我们的分光光度距离（17.3 kpc）和盖亚第二次数据发布的自行，运动学分析表明PG 1610 $+$ 062可能以$550\pm40$ km s $^{-1}$的速度从船底座-人马座螺旋臂中喷出，这超出了经典极限。因此，这颗恒星是最极端的MS盘失控恒星中的前五名，并且在已知化学成分的五颗恒星中仅排名第二。
2019-07-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
He-star donor pathway for the hypervelocity star D6-2
Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）
针对Ia型超新星前身星不确定的问题，本研究通过MESA双星演化模型与MSE星族合成，发现热亚矮星+白矮星的氦星供体通道可解释超高速星D6-2的速度、成分特征，且对应超新星率与观测一致。
2025-11-15 astro-ph.SR
mu->e Gamma decay versus mu->eee bound and lepton flavor violating processes in supernova
即使是微小的轻子味违反（LFV）由于一些新物理学能够改变坍缩超新星核心内的条件，并可能促进爆炸。LFV自然出现在中微子质量产生的See-Saw II型模型中。实验上LFV受到稀有轻子衰变搜索的限制。特别是，强边界上的μ-> μ分支比和μ-e转换概率μ子金。目前，在MEG实验中正在研究μ->e伽马衰变，该实验旨在在未来三年内大幅提高灵敏度。我们寻找一个See-Saw II型LFV模式，它符合所有的实验约束，提供Br（mu->e γ）不小于Br（mu-> γ），并确保在超新星LFV过程的速率足够高，以修改超新星物理。这些要求足以消除模型中几乎所有的自由度。特别地，它们导致预测0.5*10^（-12）< Br（mu->e γ）< 6*10^（-12），这在最近的将来可由MEG检验。所考虑的情况下，也约束中微子质量混合模式，并提供上下限的τ轻子LFV衰变。我们还简要地讨论了一个模型与一个单一的双轻子，其中的μ-> μ衰变是在树的水平缺席。
2011-05-27 astro-ph.SR hep-ex hep-ph
[CoIII] versus NaID in type Ia supernova spectra
Ia超新星喷出物的高金属含量和快速膨胀导致其光谱中有相当大的谱线重叠。成分和电离的不均匀性使谱线识别过程进一步复杂化。在本文中，我们专注于5900A的发射功能，在超新星Ia光谱后的热辐射最大值，在过去的二十年中，这条线已与[CoIII]5888A或NaID。使用非LTE的时间依赖的辐射传输计算的基础上的质量延迟爆轰模型，我们发现，NaID线发射是非常弱的，在所有后最大的时期。相反，我们预测[CoIII]5888A在我们所有的超新星Ia模型中达到最大值后都会存在，这些模型涵盖了从0.12到0.87 Msun的56 Ni。我们还发现，[CoIII]5888A的禁线是存在的几天内的测辐射热最大值，并加强稳定的几个星期后。这两种预测都得到了观察的证实。而不是平凡的分类，这些研究结果证实，它是必要的，包括禁止线转换的超新星Ia的辐射传输模拟，以获得正确的喷出物冷却速率和匹配观察到的光谱。
2014-03-06 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Long-Time 2D Simulations of Fallback Supernovae: A Systematic Investigation of Explosions Dynamics and Mass Ejections
本研究针对60-95倍太阳质量的零金属丰度前身星开展二维回落超新星模拟，揭示爆炸能量、遗迹质量等演化规律，探讨多信使信号与中微子探测可能性。
2024-10-07 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
The diversity of Type II supernova versus the similarity in their progenitors
II型超新星（SN）光变曲线的高质量集合非常稀缺，因为它们的演化时间长达数百天，使得后续观察非常耗时，并且通常会持续多个观察季节。鉴于这些困难，SNe II的多样性尚未完全理解。在这里，我们介绍了2013 - 2014年期间由拉斯坎布雷斯天文台全球望远镜网络（LCOGT）监测的12个SNe II的紫外和光学光度学，并将其与先前研究的具有良好采样光变曲线的SNe进行比较。我们探索SN II多样性，通过寻找最大光后的线性光变曲线衰减的斜率（历史上用于将SNe II分为IIL和IIP）和其他测量的物理特性之间的相关性。虽然发现SNe IIL平均比SNe IIP更发光，但SNe IIL似乎没有比SNe IIP合成更多的56 Ni。最后，在我们的样品中的几个SNe获得的光学星云光谱被发现是一致的模型的红超巨星的祖先在12 - 16 Msun的范围。因此，SNe IIL似乎不能解释大质量红超巨星作为SN II祖先的缺陷。
2016-05-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Uncertainties in the nu p-process: supernova dynamics versus nuclear physics
我们研究超新星动力学以及核数据输入中的不确定性如何影响中微子驱动风中的NUP过程。对于超新星的动力学，我们发现，风终止由前面的密集喷出物壳，以及电子分数（Y_{e, 3} ;在3 10^9 K）起着至关重要的作用。在（1.5-3）10^9 K温度范围内的风终止大大提高了nu p过程的效率。这意味着早期的风阶段，当前面的超新星喷出物的最内层仍然是200-1000公里的中心，是最相关的NUP过程。Y_{e, 3} = 0.52-0.60的流出导致产生高达A=108的p-核，具有令人感兴趣的量。此外，如果达到Y_{e, 3} = 0.65，则可以产生高达A=152的p核。对于核数据输入，我们测试了与pp链区域（A < 12）的爆发相关的速率、重核上的（n，p）速率以及沿着核过程途径的核质量的敏感性。我们发现，一个小的变化率的三α和（n，p）反应56镍导致的p-核生产的实质性变化。我们还发现，96 Pd（N=50）的nup过程的路径上发挥的作用，作为第二个种子核的生产较重的p-核。Zr的核质量的不确定性可能导致p同位素Sr的丰度减少两倍。
2010-12-31 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
On the Progenitors of Core-Collapse Supernovae
理论认为，一颗初始质量约为太阳质量8倍至140倍的恒星，其铁核会发生灾难性的引力坍缩，最终形成中子星或黑洞。这种核心坍缩过程通常被认为伴随着恒星外壳的喷射，成为超新星。这一既定理论现在正在通过观测进行验证，超过30颗核心坍缩超新星的祖先恒星的性质已经通过检查爆炸前拍摄的高分辨率图像直接测量。在这里，我回顾了从这些研究中学到的东西，并简要地探讨了对恒星演化理论的潜在影响，“失败的超新星”的存在，以及我们对核心坍缩爆炸机制的理解。
2010-10-31 astro-ph.CO astro-ph.SR
Supernova explosions of runaway stars and young neutron stars above the Galactic plane
本文通过追踪逃逸OB星在银河系引力势中的运动，研究其超新星爆发的空间分布，并表明高银纬中子星Calvera可能起源于逃逸OB星，同时发现高银纬处核心坍缩超新星遗迹多于Ia型超新星遗迹。
2025-06-16 astro-ph.SR
Origin of a massive hyper-runaway subgiant star LAMOST-HVS1 -- implication from Gaia and follow-up spectroscopy
我们报告LAMOST-HVS 1是一颗质量为8.3 Msun的超逃逸亚巨星，根据盖亚数据发布2（DR 2）和高分辨率光谱学的自行数据，它在3300万年前以$568^{+19}_{-17}$ km/s的固有喷射速度从银河系$\sim$的内部恒星盘中喷射出来。极大的抛射速度表明，这颗恒星不是被双星伴星的超新星爆炸抛射出来的。相反，它可能是在高密度环境中与更大质量的物体发生3-或4-体动力学相互作用而喷出的。这样的高密度环境可能在质量为$\gtrsim 10^4$ Msun的年轻大质量星系团的核心区域获得。参与LAMOST-HVS 1抛射的抛射剂很可能是一个中等质量黑洞（$\gtrsim$ 100 Msun）、一颗超大质量恒星（$\gtrsim$ 100 Msun）或多颗普通大质量恒星（$\gtrsim$ 30 Msun）。根据LAMOST-HVS 1的飞行时间和抛射位置，我们认为其抛射剂或其诞生星团目前位于Norma旋臂附近，LAMOST-HVS 1的诞生星团可能是Norma旋臂附近一个未被发现的年轻大质量星团。
2019-02-06 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Dense Circumstellar Medium around Pulsating Massive Stars Powering Interacting Supernovae
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Pondicherry University（本地治里大学）
本研究利用 MESA 模型探讨脉动驱动不稳定性对红超巨星前星演化和质量流失的影响，成功构建了超新星爆发前致密星周介质密度分布，结果与 II 型超新星多波段观测推断相符。
2025-10-31 astro-ph.SR hep-th physics.comp-ph
Super-luminous supernovae: 56Ni power versus magnetar radiation
超亮超新星（SNe）的起源有很多不确定性。受Ic型SN 2007 bi发现的启发，我们研究了它与对不稳定SN（PISN）的拟议关联。我们计算原始~ 200 Msun恒星的恒星演化模型，模拟由于对生产不稳定性的内爆/爆炸，并使用它们作为详细的非LTE时间相关的辐射传输模拟，包括非本地能量沉积和非热过程的输入。我们从红超巨星、蓝超巨星和Wolf-Rayet（WR）恒星祖先中检索了PISN光变曲线的基本形态。虽然我们确认，一个祖100 Msun氦核心（PISN模型He 100）很好地符合SN 2007 bi的光变曲线，其低比率的动能和56 Ni质量的喷出物的质量，类似于标准的核心崩溃SNe，合谋产生冷光球，红色光谱受到强线覆盖，和窄线轮廓，所有与SN 2007 bi的观测相冲突。氦核模型增加56镍-喷出物的质量比有更蓝的光谱，但仍然太红，以匹配SN 2007 bi，即使是模型He 125 - 56镍加热的影响是抵消了相关的增加覆盖。相比之下，磁星延迟注入的能量代表了一个更有吸引力的替代方案，可以重现超亮SNe的蓝色，弱覆盖和宽线光谱。额外的热源是免费的覆盖，并没有明确地绑定到喷出物。实验与~ 9 Msun WR-恒星的祖先，最初爆炸产生一个~1.6B SN Ib/c喷出物，但后来受到可调磁星辐射的影响，我们产生了多样性的蓝色光谱形态联想到SN 2007 bi，奇特的Ib型SN 2005 …
2012-08-06 astro-ph.CO astro-ph.SR
Wave-driven stellar expansion and binary interaction in pre-supernova outbursts
我们认为，能量泄漏的主要结果进行波从核心的信封前坍缩的大质量恒星是信封膨胀，而不是主要的质量喷射。我们表明，传播波的半径小于由波驱动的对流成为超音速的半径，驱动半径的包络线中的压力增加。额外的波压力和波能量耗散导致包络线膨胀。使用数值代码MESA，我们表明，包络扩展吸收波携带的大部分能量。一个可能的结论是，爆炸前爆发（PEO）的结果从扩展包层的双星伴星吸积质量和释放大量的能量。吸积的伴星可能以双极形态排出质量，例如，喷射流和赤道环
2014-09-17 astro-ph.SR
Photoevaporation versus enrichment in the cradle of the Sun
本文通过N体模拟研究太阳诞生环境中短寿命放射性同位素增丰与原行星盘气体存留之间的矛盾，发现大质量恒星的光致蒸发会破坏气体盘，提出太阳系SLRs可能并非来自大质量恒星星风和超新星。
2023-08-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
New Radial Velocities for 30 Candidate Runaway Stars and a Possible Binary Supernova Origin for HIP 9470 and PSR J0152-1637
我们报告新的径向速度测量30候选逃逸星。我们修改了它们的年龄估计，并计算了它们过去在银河系中的轨迹，以确定它们的出生地。我们发现，其中7颗恒星的年龄可能小于1亿年，其中5颗恒星我们确定了多个年轻的星团和它们可能形成的协会。对于样本中最年轻的恒星HIP 9470，我们提出了一个可能的超新星事件中的喷射场景，并且它可能与年轻的脉冲星PSR J 0152 -1637有关。我们的光谱观测揭示了30颗样本中的7颗恒星是以前未知的光谱双星。其中四个的轨道解也在这里报告。
2014-09-02 astro-ph.SR
Bright Supernova Precursors by Outbursts from Massive Stars with Compact Object Companions
提出双星系统中致密天体吸积增能爆发机制，解释超新星前兆的高光度与能量矛盾，模型与观测及盖亚、引力波探测预期相符。
2024-03-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Explaining iPTF14hls as a common envelope jets supernova
我们提出了一个共同的信封喷流超新星的情况下，神秘的超新星iPTF 14 hls的中子星，螺旋在一个大质量的巨星的信封内吸积质量和发射喷流，动力弹射的拱壳和几个星期后爆炸本身。为了解释星周气体和爆炸的动能，中子星应该吸积大约0.3个太阳质量的质量。当中子星在巨恒星的包层内绕轨道运行大约一到几周时，数十个太阳质量的星周气体被喷射出来，这些气体构成了一些吸收线。在相互作用的最后几个小时，中子星与核心合并，吸积质量，并发射喷流，将核心和内部包层喷射出来，形成爆炸本身和超新星光球所在的介质。剩下的中子星吸积了后备气体，进一步为超新星提供了动力。我们把1954年爆发前的爆发归因于一个偏心轨道和临时质量吸积的中子星在近星通道开始前的共同信封阶段。
2017-12-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
The fastest unbound star in our Galaxy ejected by a thermonuclear supernova
超高速恒星（HVS）的速度如此之高，以至于超过了银河系的逃逸速度。讨论了几种加速机制。只有一颗HVS（US 708，HVS 2）是致密的氦星。在这里，我们提出了一个光谱和运动学分析的US\，708。它以$\sim1200\,{\rm km\,s^{-1}}$的速度运行，是我们银河系中最快的未束缚恒星。在重建其轨迹时，银河系中心变得非常不可能作为起源，这与其他HVS最有利的弹射机制几乎不一致。此外，我们发现US708是一个快速旋转体。根据我们的双星演化模型，它是由潮汐相互作用在一个紧密的双星中旋转起来的，很可能是热核超新星的喷射供体残骸。
2015-03-05 astro-ph.SR
Close binary progenitors and ejected companions of thermonuclear supernovae
热次矮星（sdO/Bs）是演化的核心氦燃烧恒星，具有非常薄的氢包层，可以通过普通的包层喷射形成。具有大质量白矮星（WD）伴星的近距离sdB双星是Ia型热核超新星（SN~Ia）的潜在祖先。我们发现了这样一个祖先候选者，以及一个幸存的伴星的候选者，它逃离了银河系。通过交叉匹配已知的sdB星与自行和光变曲线星表，已经发现了这两种类型天体的更多候选者。我们发现了72个具有高银河系静止帧速度的sdO/B候选者，其中12个可能与我们的银河系无关。此外，我们发现了已知的第二紧凑的sdB+WD二进制。然而，由于WD伴星的质量较低，它不太可能是SN\，Ia的祖先。
2016-12-09 astro-ph.SR
Observations of the extreme runaway HD271791: nucleosynthesis in a core-collapse supernova
在星系晕中可以发现一些年轻的大质量恒星。由于恒星的形成不太可能发生在晕中，因此它们一定是在盘中形成的，并在不久后被抛出。一种解释是紧密双星系统中的超新星。它的伴星被抛出，成为一颗逃逸的恒星。HD\，271791是已知的运动学上最极端的逃逸恒星（银河系静止帧速度$725 \pm 195\, \rm km\,s^{-1}$，甚至大于银河系逃逸速度）。此外，光谱分析表明$α$ -过程元素的增强。这表明捕获的超新星喷出物，因此在核心坍缩超新星的起源。由于在经典的双星超新星抛射场景中，逃逸恒星无法达到如此高的空间速度，因此需要一个非常大质量但紧凑的主恒星，可能是沃尔夫-拉叶型。因此，HD 1，271791是研究Ibc型超新星核合成的理想候选者。该项目的目标是通过对光学和紫外光谱范围的定量分析，确定来自$α$过程的大量元素、铁族和重元素的丰度。详细的线形成计算占偏离局部热力学平衡（非LTE）。我们打算验证核塌缩超新星是否是r过程元素产生的场所。在这里，我们陈述项目的现状。
2015-01-30 astro-ph.SR
Luminous Radio Emission from the Superluminous Supernova 2017ens at 3.3 years after explosion
本研究通过多年射电观测在爆炸后约3.3年首次探测到超亮超新星2017ens的明亮射电辐射，推断其前身星在核坍缩前经历了双星共同包层演化并抛射出富氢星周介质。
2023-06-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Predicted spatial and velocity distributions of ejected companion stars of helium accretion-induced thermonuclear supernovae
热核超新星（SNe），其中一个子集是非常重要的SNe类型，Ia，仍然是现代天体物理学中了解较少的现象之一。近年来，单一的简并氦（He）供体通道，其中一个白矮星（WD）吸积富氦物质从一个氢耗尽的伴星，已成为这些事件的一个有前途的候选祖先场景。在这种情况下，一个悬而未决的问题是伴星的命运，这将是明显的失控热亚矮星（He sdO/B）在SN事件的后果。以前的研究表明，弹射伴星的运动学特性提供了一个机会，更仔细地检查SN祖系统的属性。然而，由于观测到的物体数量与理论预测不符，这种机制的可行性受到质疑。在这项研究中，我们首先合成了一个人口的伴星弹出上述机制，考虑到预测的喷射速度，推断人口密度在银河系（Gal.）质量分布和随后的运动学在Gal。潜力然后，我们讨论这个人口的天体测量性质。我们提出了$10^{6}$个人弹射轨迹，数值计算与一个新开发的，轻量级的仿真框架。预计在Gal方向上会出现近距离物体密度分布的峰值。中心如果实现了整个考虑的质量范围，径向速度分布应在500 \kms处显示峰值。如果仅考虑接近的US 1，708类似物，则在（$\sim750-850$）\kms处应存在峰。我们发现，令人费解的缺乏确认幸存的伴星的热核SNe，虽然可能是一个观测相关的选择效应，可能表明选择对高质量的捐助者在SD的他捐助者通道。（-abridged-）
2021-01-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Common envelopes in massive stars III. The obstructive role of radiation transport in envelope ejection
本文通过三维辐射流体力学模拟研究大质量红超巨星共有包层演化，发现辐射输运显著抑制包层抛射，抛射质量约为绝热模拟的一半，支持动力学旋入后存在非绝热演化阶段。
2025-07-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Detection of Ubiquitous Circumbinary Matter in Hot Subdwarfs Formed from Common-Envelope Ejections
本研究通过分析LAMOST-LRS巡天中727颗热亚矮星的Ca II K吸收线，证实145颗恒星周围存在源于共包层抛射的星周物质，揭示了CE事件后能形成长期稳定的星周环境，为理解致密双星演化提供了新见解。
2025-02-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pulsational pair-instability and the mass gap of Population III Black Holes: Effects of overshooting
自从发现GW190521以来，已经提出了几个建议来解释由（脉动）对不稳定性（$M = 65-130 M_\odot$）引起的质量间隙中黑洞的形成。我们使用恒星演化和流体动力学程序，通过脉动对不稳定性（PPI）过程计算了Pop III星的质量抛射。如果采用一个相对较小但合理的过冲参数值，恒星在PPI阶段不会成为红超巨星。我们表明，在这种情况下，大部分的氢信封后，仍然由PPI的质量喷射。我们发现BH的质量最多可能是$M = 109 M_\odot$，低于对不稳定超新星的质量范围。
2020-11-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
