The Peak Frequency and Luminosity of Synchrotron Emitting Shocks: from Non-Relativistic to Ultra-Relativistic Explosions
本文提出一个修正的同步辐射激波框架，考虑相对论效应和热电子，适用于非相对论到超相对论爆炸，发现传统框架高估高速激波参数，并得出与观测一致的峰值光度上限。
2024-11-12 astro-ph.HE
SN 2012fr: Ultraviolet, Optical, and Near-Infrared Light Curves of a Type Ia Supernova Observed Within a Day of Explosion
我们详细介绍了Ia型超新星（SN）2012 fr的紫外线，光学和近红外线曲线，它在天炉座星系团成员NGC 1365中爆炸。这些精确的高节奏光变曲线提供了相对于$B$ -波段最大值（\tmax）时期140天从$-$ 12到$+$的通量演变的密集覆盖。补充成像在最早的时期揭示了一个初始的缓慢，几乎线性上升的亮度与$\sim$ 2.5天的持续时间，随后是一个更快的上升阶段，以及再现的爆炸模型与适量的$^{56}$镍混合在喷出物。通过分析光变曲线，我们得出以下结论：$(i)$爆炸发生在$< 22$数小时前，是首次探测到超新星，$(ii)$上升到峰值的时间是热辐射（$λ> 1800 $）光度为$16.5 \pm 0.6$天，$(iii)$超新星很少或没有遭受宿主星系尘埃变红，$(iv)$在光学和近红外的峰值光度与正常Ia型多样性的亮端一致，在爆炸条件下合成了$^{56}$ Ni的$(v)$ $0.60 \pm 0.15 M_{\odot}$。尽管SN 2012 fr的光度正常，但它显示出异常普遍的高速\ion{Ca}{2}和\ion{Si}{2}吸收特征，并且$\sim$ 12，000 \kms处的\ion{Si}{2} $λ$ 6355线的光球速度几乎恒定，这是从\tmax前$\sim$ 5天开始的。在早期阶段测光和光谱演变的其他特点突出。SN 2012 fr也增加了越来越多的Ia型超新星…
2018-04-13 astro-ph.HE
Explosive nucleosynthesis of ultra-stripped Type Ic supernovae: application to light trans-iron elements
研究了由1.45和1.5 M $_\odot$ CO星演化的超剥离Ic型超新星在中微子驱动的二维爆炸过程中的爆炸核合成。这些超新星以$\sim 10^{50}$ erg的爆炸能量爆炸并释放出$\sim 0.1$ M $_\odot$喷出物。轻的反式铁元素Ga-Zr在中微子辐照的喷出物中产生。这些元素的丰度分布有很大的不确定性，因为中微子照射的喷出物的电子分数的不确定性。元素的产率将小于0.01 M $_\odot$。由轻CO核演化而来的超剥离超新星和核塌缩超新星可能是轻反式铁元素的主要来源。它们也能产生富中子核$^{48}$ Ca。超剥离超新星喷出$^{56}$ Ni，$\sim$为0.006 - 0.01 M $_\odot$。如果大部分中微子辐照的喷出物是富质子的，则会产生更多的$^{56}$ Ni。这些超新星的光变曲线表明它们是一种亚发光的快速衰变爆炸，峰值量级约为$-15$ - $-16$。未来对超剥离超新星的观测可能会对一类中子星合并的事件率产生限制。
2017-07-10 astro-ph.HE
Radio Emission from Ultra-stripped Supernovae as Diagnostics for Properties of the Remnant Double Neutron Star Binaries
超剥离超新星（SN）是一颗氦星或C+O星的爆炸，其外层被伴星中子星剥离。据信，爆炸后会留下一个双中子星（DNS）双星，它将在合并后发射引力波。最近对超剥离SN的几个候选者的探测已经限制了爆炸和祖星的性质，但关于残留DNS双星是否会在宇宙年龄内合并的信息很少。预计通过双星相互作用从氦星剥离的大部分物质将逃离系统并形成星周物质（CSM）。CSM应通过与SN喷出物碰撞引起的无线电发射来追踪。基于已有的恒星演化模型，我们计算了超剥离SNe的射电光度。我们发现，在其最大的高射电光度可以是一个指标的DNS二进制小分离导致其合并的宇宙年龄。我们的结果可以用来优化无线电后续观测的策略，如观测历元和频率。
2020-06-11 astro-ph.HE
Hints of point-symmetric structures in SN 1987A: the jittering jets explosion mechanism
通过在 SN 1987A 抛射物的 JWST 图像中识别出三对团块组成的点对称结构，并将其与 post-AGB 星云的喷流膨胀瓣形态类比，进一步支持了 SN 1987A 由喷流引爆的抖动喷流爆炸机制（JJEM）。
2023-09-14 astro-ph.HE
The interaction phase of engine-driven explosions and high-energy winds
Syracuse University（雪城大学）；Clemson University（克莱姆森大学）
研究引擎驱动爆炸与高能风的相互作用阶段，通过分析幂律密度分布下的绝热风，探讨其在不同密度条件下演化过程及相似解的适用性。
2026-07-10 astro-ph.HE
The Non Relativistic Interiors of Ultra-Relativistic Explosions: Extension to the Blandford McKee Solutions
本文用球几何中著名的Blandford-McKee解描述了强激波包围下的超相对论流动的流体动力学。然而，当流动接近牛顿速度时，这些解在冲击波后面的距离$\sim R/2$处变得不准确，其中$R$是冲击半径。在这项工作中，我们找到了一个新的自相似的解决方案，这是一个扩展的Blandford-McKee解决方案，并描述了内部的冲击波，在那里的流量达到温和的相对论牛顿速度。我们发现，流的内部部分的速度分布不依赖于冲击洛伦兹因子$Γ$的值，并且从$r=0$到冲击后面的$R/Γ^2$的距离是准确的。尽管激波与它后面的整个流动是因果联系的，但方程中出现了奇点。然而，该解决方案并不需要通过奇点：对于环境密度下降足够缓慢，$ρ\propto r^{-k}$与$k<\frac{1}{2}(5-\sqrt{10})\cong0.92$，二次冲击波的形式与流入的起源。
2021-08-07 astro-ph.HE physics.flu-dyn
Self-similarity of the third type in ultra relativistic blastwaves
针对极端相对论爆炸波在幂律密度剖面中传播的问题，发现并求解了一种由非自相似流主导的新型自相似解。
2024-02-12 astro-ph.HE
Strong Calcium Emission Indicates that the Ultraviolet-Flashing Type Ia SN 2019yvq was the Result of a Sub-Chandrasekhar Mass Double-Detonation Explosion
我们呈现了Ia型超新星（SN Ia）SN 2019 yvq的星云光谱，它在爆炸后有一个明亮的蓝色和紫外光的闪光，然后是类似于其他Ia型超新星的上升。虽然SN 2019 yvq显示出其他几个罕见的特征，例如在峰值亮度附近持续的高喷出物速度，但它并不特别特别，如果没有观察到早期的“过量”发射，它可能会被包含在宇宙学样本中。过剩通量可以用几种不同的物理模型来解释，这些模型与原始系统和爆炸机制的细节有关。每个人都有独特的预测光学薄发射在晚些时候。在我们的星云光谱中，我们检测到强烈的[Ca II] $λλ$ 7291，7324和Ca NIR三重态发射，与双爆轰爆炸一致。我们没有检测到H，He或[O I]的排放，预测一些单简并的祖系统和暴力的白矮星合并。上扫的H或He的量分别小于2.8 x 10^-4和2.4 x 10^-4 Msun。除了强烈的Ca辐射外，SN 2019 yvq星云光谱与典型的Ia型超新星相似，光变曲线形状相同。比较双爆轰模型，我们发现，钙排放是一致的模型与总祖质量为1.15 Msun。然而，我们注意到，较低的祖先质量更好地解释了早期的光变曲线和峰值亮度。SN 2019 yvq的独特性质表明，厚He壳层双爆轰仅占SN Ia总“正常”速率的$1.1^{+2.1}_{-1.1}\%$。SN 2019 yvq是迄今为止最好的例子之一，多个祖细胞通道似乎是复制“正常”SNe Ia的全…
2021-03-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Progenitor and Close-In Circumstellar Medium of Type II Supernova 2020fqv from High-Cadence Photometry and Ultra-Rapid UV Spectroscopy
本文介绍了超新星SN 2020 fqv的观测结果，它是一颗室女座星团II型核心坍缩超新星（CCSN），由凌日系外行星巡天卫星（TESS）提供的高时间分辨率光变曲线覆盖了爆发时间，由哈勃空间望远镜（HST）提供的紫外光谱从爆炸后3.3天开始观测，由地基光谱从爆炸后1.1天开始观测，由地球物理学家和天文学家提供的观测结果。以及广泛的光度观测。大质量恒星有着复杂的质量损失历史，导致它们以CCSNe的形式死亡，从而产生了与SNe相互作用的星周介质（CSM）。爆炸后最初几天的观测可以提供有关恒星演化后期质量损失率的重要信息。模型拟合SN 2020 fqv的准测辐射热光变曲线显示，CSM的约0.23 $M_{\odot}$被限制在距离其祖星约1450 $R_{\odot}$（$10^{14}$ cm）的范围内。来自HST和地面观测站的早期光谱（爆炸后<4天）显示了来自CSM外部光学薄部分的高电离金属物质的发射特征。我们发现，CSM是一致的喷发所造成的注入$\sim$ $5\times 10^{46}$尔格到恒星信封$\sim$爆炸前300天，可能从核燃烧不稳定的氧燃烧开始。光变曲线拟合、星云光谱学和爆炸前的\textit{HST}成像一致地指向一个红超巨星（RSG）的祖先，$M_{\rm ZAMS}$ $\approx$ $13.5$ -- $15 \, M_{\odot}$，是SN~II祖先…
2021-10-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type Ibn supernovae from ultra-stripped supernova progenitors
本研究揭示极剥离超新星前身星在核心坍缩前因剧烈硅燃烧损失质量并形成致密星周物质，导致其爆发被观测为Type Ibn超新星，为这类超新星起源提供新解释。
2025-10-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multi-D Simulations of Ultra-Stripped Supernovae to Shock Breakout
最近发现的许多双中子星系统及其作为LIGO-Virgo合并事件的检测要求详细了解它们的起源。在这方面，双星系统中的超剥离恒星的爆炸已被证明发挥了关键作用，并作为快速演变的无氢瞬变的潜在解释也引起了人们的兴趣。在这里，我们提出了第一次尝试，以模拟这样的爆炸的基础上，遵循质量转移到同伴，以获得一个一致的核心信封结构所需的可靠预测的超新星瞬变的二进制演化计算。我们模拟了2D和3D的爆炸，并证实了适度的爆炸能量~10^50erg和小的反冲速度在2D模型的基础上裸露的碳-氧核心报告。中子星的自旋上的不对称吸积是小的，在3D没有迹象表明自旋踢对齐。冲击波爆发的模拟表明，相当数量的铁族物质混合到氦包层中。鉴于最近的想法混合长度治疗（MLT）的瑞利-泰勒不稳定性的超新星，我们进行了详细的分析的混合，这揭示了浮力阻力平衡的证据，但在其他方面不支持MLT近似。这种混合可能会对未来需要研究的超剥离超新星的光谱特征产生影响。我们的恒星演化计算还预测了由于偏离中心的硅爆燃闪光导致的超新星前质量损失，这表明来自极度剥离的核心的超新星可能显示出与星周物质相互作用的迹象。
2018-03-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Imprints of the jittering jets explosion mechanism in the morphology of the supernova remnant SNR 0540-69.3
我确定了一个点对称的结构，在最近发表的VLT/MUSE速度图的不同元素在一个平面上沿视线在超新星遗迹SNR 0540-69.3的中心，并认为，抖动的喷流，爆炸这个核心坍缩超新星形成这个点对称的结构。组成这个点对称结构的四对两个相对的团块表明，两到四对抖动的喷流在这个平面上形成了内部喷出物。此外，几条谱线的强度图像揭示了一条微弱的条带（主喷流轴），它是抖动喷流平面的一部分，它与其他一些SNR和一些行星状星云的形态特征相似，进一步表明了喷流的成形。我的解释意味着，除了不稳定性之外，喷流还混合了核心坍缩超新星喷出物中的元素。基于点对称结构，并假设抖动喷流爆炸了这颗超新星，我估计中子星出生踢速度在天空平面上的分量约为235 km/s，与主喷流轴方向成47度角。本文在抖动射流爆炸机理的框架内，对这一冲击方向和其它12个信噪比进行了分析。
2022-01-10 astro-ph.HE
Strong Ultraviolet Pulse From a Newborn Type Ia Supernova
Ia型超新星是碳氧白矮星的毁灭性爆炸。虽然它们被经验性地用于测量宇宙学距离，但它们的祖先的性质仍然是神秘的。其中一个主要的祖先模型，称为单简并通道，假设白矮星吸积来自伴星的物质，导致其中心压力和温度的增加引发热核爆炸。在这里，我们报告的观测强烈，但下降的紫外线发射从Ia型超新星在四天内爆炸。这种发射与超新星和伴星喷射出的物质之间碰撞的理论预期一致，因此提供了一些Ia型超新星产生于单一简并通道的证据。
2015-05-19 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Stars Bisected by Relativistic Blades
本文通过高分辨率狭义相对论流体动力学模拟，研究毫秒磁星赤道风能否形成超相对论性 lamina 并破出恒星，给出了准直角、洛伦兹因子和能量条件。
2023-09-27 astro-ph.HE
Explosion of a Minimum-Mass Neutron Star within Relativistic Hydrodynamics
相对论流体力学方程适用于球对称的情况下，拉格朗日形式。它们被用来模拟最小质量中子星的爆炸破裂：这是短伽马射线暴剥离模型的关键组成部分。研究了伴随物质加速到超相对论速度的中子星表面激波爆发。与以前发表的非相对论计算的结果进行了比较。
2022-08-25 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Optical Observations of the Type Ic Supernova 2007gr in NGC 1058 and Implications for the Properties of its Progenitor
我们对正常的Ic型超新星（SN）2007 gr进行了广泛的光学观测，从最大光之前的一周到之后的一年多。SN 2007 gr的光学光和颜色曲线与宽线Ic型SN 2002 ap非常相似，但光谱显示出显著的差异。SN 2007 gr的光谱特征是异常窄的线，突出的碳线，以及最大光后线速度的缓慢演变。最早的光谱（在t=-8天时拍摄）显示了氦的可能特征（He~I 5876，速度约为19，000 km s{-1}）。此外，从早期星云光谱推断的[O I] 6300和6364线的较大强度比意味着爆炸后不久喷出物的不透明度较低。这些结果表明SN 2007 gr可能经历了一个双星系统中较小质量的沃尔夫-拉叶星（~ 8- 9 Msun）的能量较低的爆炸，通过爆炸前和爆炸后的哈勃太空望远镜图像分析祖星环境。在星云光谱中，[O~I] 6300和Mg~I] 4571谱线具有不对称的双峰轮廓。我们认为这两个峰值是由蓝移和静止帧分量贡献的。速度结构的相似性和两个分量的强度的不同演化有利于非球面爆炸与喷出物分布在环面或盘状几何形状，但在喷出物中的O和Mg有不同的分布。
2014-06-11 astro-ph.HE
SN 2023zaw: the low-energy explosion of an ultra-stripped star
本文报道SN 2023zaw，一颗低抛射物质量的快速演化超新星，通过光谱和多波段测光观测，结合贝叶斯分析，提出其能量来源除镍外还需额外加热，如中心引擎或星周物质相互作用。
2025-01-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Afterglows of Mildly Relativistic Supernovae: Baryon Loaded Blastwaves
相对论性超新星直到最近才被发现，只是因为它们与长时间的伽马射线暴（GRB）有关。由于喷出物的质量是可以忽略不计的相比，扫起的质量，这样的爆炸的blastwave很好地描述了Blandford-McKee（在超相对论制度）和Sedov-Taylor（在非相对论制度）的解决方案，在其余辉。然而，最近发现的相对论超新星SN 2009 bb，没有检测到伽玛暴，表明了高度重子加载温和的相对论流出的可能性，在无线电余辉期间保持在几乎自由膨胀阶段。在这项工作中，我们认为从一个大规模的，相对论性壳，发射的中央引擎驱动爆炸（CEDEX），减速，由于其与爆炸前的拱星风剖面的祖碰撞的动力学和排放。我们表明，这个模型解释了所观察到的原型SN 2009 bb的无线电演化，并表明SN 2009 bb有一个高度重子加载，温和的相对论流出。
2011-03-21 astro-ph.HE
A hot and fast ultra-stripped supernova that likely formed a compact neutron star binary
致密中子星双星系统是由大质量双星通过恒星演化产生的，其中包括两次超新星爆炸。这些系统形成的最后阶段还没有被直接观察到。我们报告了iPTF 14 gqr（SN 2014 ft）的发现，这是一颗Ic型超新星，具有快速演化的光变曲线，表明其喷出物质量（$\approx 0.2$太阳质量）和动能（$\approx 2 \times 10^{50}$尔格）极低。早期的光度学和光谱学揭示了一个扩展的富氦包层的冲击冷却的证据，可能是在一个强烈的爆炸前的质量损失插曲的祖喷射。综上所述，我们解释iPTF 14 gqr作为超剥离超新星的证据，在紧凑的双星系统中形成中子星。
2018-10-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Synthetic Light Curves and Spectra from a Self-Consistent 2D Simulation of an Ultra-strippped Supernova
本文基于超剥离超新星的二维爆炸模型，利用 ARTIS 辐射转移程序计算合成光谱和光变曲线，发现其预测特征与 SN 2005ek 等观测候选体不符，并揭示了 Mg II 谱线对多维结构和观测视角的敏感性。
2023-05-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Optical and Ultraviolet Observations of the Very Young Type IIP SN 2014cx in NGC 337
对SN 2014 cx进行了广泛的光度和光谱观测，SN 2014 cx是一颗在附近星系NGC 337中爆炸的IIP型超新星（SN）。观测在光学和紫外波段进行，覆盖从峰值光起的-20天到+400天。发现前图像的严格检测极限表明，这颗超新星实际上是在爆炸后大约1天内被检测到的。SN 2014 cx非常早期光变曲线的演化与从冲击爆发和冲击后冷却下降预测的相似。我们的光度观测表明SN 2014 cx有一个约100天的平台期，在t~50天的V带绝对星等约为-16.5等，镍质量为0.056+-0.008 Msun。SN 2014 cx的光谱演化类似于SN 1999 em和SN 2004 et等正常SNe IIP的光谱演化，除了它的膨胀速度略高（50天时约为4200 km/s）。根据光球温度冷却曲线，我们得到了前身星的爆炸前半径约为640 Rsun，这与SNEC模型（约620 Rsun）和观测量流体动力学模型（约570 Rsun）得到的结果一致。此外，流体动力学模拟产生的总爆炸能量约为0.4* 10 e51尔格，喷射质量约为8 Msun。这些结果表明SN 2014 cx的直接祖先可能是一颗质量约为10 Msun的红超巨星。
2016-09-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
The type Ib supernova 2010O: an explosion in a Wolf-Rayet X-ray binary?
Ib型超新星2010 O是最近在相互作用的星暴星系Arp 299中发现的。我们对爆炸前拍摄的两次Chandra档案对Arp 299的X射线观测进行了分析，并表明在与超新星一致的位置处存在一个瞬时X射线源。由于漫发射，背景很难估计。我们从两个X射线图像的差异估计瞬态的通量，并得出结论，瞬态可以描述为一个0.225 keV的黑体，亮度为2.5+/-0.7 10^{39} erg/s的距离为41 Mpc。这些特性使这一瞬变介于银河系黑洞双星XTE J1550-564和超亮X射线双星NGC 1313 X-1和X-2之间。与活跃的星暴相关的高水平的X射线变化使得不可能排除偶然的对齐。如果这个来源与超新星有关，则表明SN 2010 O是沃尔夫-拉叶X射线双星中第二颗恒星的爆炸，如天鹅座X-3、IC 10 X-1和NGC 300 X-1。
2010-03-26 astro-ph.CO astro-ph.HE
Light curves of the explosion of ONe WD+CO WD merger remnant and type Icn supernovae
本文通过模拟氧氖与碳氧双白矮星并合残余物爆炸的光变曲线，考察抛射物质量、爆炸能量、Ni56质量及CSM参数，发现该模型可解释SN 2019jc，为Icn型超新星提供新前身星通道。
2024-05-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
A luminous, blue progenitor system for a type-Iax supernova
Iax型超新星（SN Iax）是一种恒星爆炸，在最大亮度下的光谱与某些Ia型超新星（SN Ia）相似，只是喷出物的速度较低。它们也以较低的光度区分。在晚期，它们的光谱性质与其他SN不同，但它们的组成（主要由铁族和中等质量元素组成）表明它们与正常的Ia型SN有物理联系。这些并不罕见; SN Iax的发生率为正常SN Ia发生率的5%至30%。SN Iax的主要模型是碳氧白矮星的热核爆炸，这并没有完全解除恒星的束缚，这意味着它们是正常SN Ia的“不太成功”的表亲，在那里观察到完全的破坏。在这里，我们报告的发光，蓝色祖系统的类型Iax SN 2012 Z在深爆炸前成像检测。SN 2012 Z的光度、颜色、环境，以及与银河系氦新星船尾座V445的相似性，都表明SN 2012 Z是一颗白矮星从氦星伴星吸积而来的爆炸。在SN 2012 Z消失后的几年里，观测可以验证这一假设，或者表明这颗超新星实际上是一颗大质量恒星的爆炸死亡。
2014-08-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2016X: A Type II-P Supernova with A Signature of Shock Breakout from Explosion of A Massive Red Supergiant
我们提出了广泛的紫外线（UV）和光学测光，以及密集的光谱II型高原（IIP）超新星SN 2016 X，在附近（$\sim$ 15 Mpc）的螺旋星系UGC 08041爆炸。观测时间跨度从爆炸后的2天到180天;特别是，雨燕紫外数据可能捕捉到了与SN 2016 X爆炸相关的冲击爆发的特征。在爆炸后的第一周内，它显示出非常强的紫外辐射，$\sim$对热光度的贡献为20 - 30%（而正常SNe IIP的$\lesssim$为15%）。此外，我们发现这颗超新星在$R$波段有一个异常长的上升时间，约为12.6 $\pm$ 0.5天（而典型的SNe IIP的上升时间为$\sim$ 7.0天）。光学光变曲线和光谱演化与快速衰减型IIP天体SN 2013 ej非常相似，只是SN 2016 X有一个相对较亮的尾部。根据早期阶段的$Swift$资料推断的光球温度演化，我们得出SN 2016 X的前身星半径约为930 $\pm$ 70 R $_{\odot}$。根据银河系红超巨星的质量$--$半径关系，这颗大尺寸恒星预计是一颗红超巨星，初始质量为$\gtrsim$ 19 - 20 M $_{\odot}$，它是SNe IIP发现的最大和质量最大的祖先之一。
2018-01-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Progenitor of the Type IIb SN 2008ax Revisited
哈勃太空望远镜在2011年和2013年对超新星（SN）2008 ax的观测表明，在爆炸前的图像中检测到的可能的祖先物体实际上是多个。在新的更高分辨率的图像中解决了四个点源。我们确定了一个具有衰落SN的源。其他三个物体与单个超巨星一致。我们的结论是，他们的光污染了先前确定的祖先候选人。在减去这些恒星之后，这颗恒星的前身似乎比以前测量的要暗得多，也更蓝。超新星位置的爆炸后测光表明，前身天体已经消失。如果是单一的，它的前身星与B到中A光谱类型的超巨星兼容，而沃尔夫-拉叶星（WR）在紫外线下太亮，无法解释观测结果。此外，我们的流体动力学模型显示，爆炸前的质量是$4-5$ $M_\odot$，半径是$30-50$ $R_\odot$，这与WR祖先不相容。我们提出了一个可能的相互作用的二进制祖先计算与我们的进化模型，再现所有的观测证据。一颗与O 9-B 0主序星一样明亮的伴星可能在爆炸后仍然存在。
2015-09-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type Ia supernovae within dense carbon-oxygen rich envelopes: a model for 'Super-Chandrasekhar' explosions?
我们调查的后果，相当正常的Ia型超新星被嵌入在紧凑和致密的信封富含碳和氧的拱星材料通过详细的辐射流体动力学模拟。我们的主要重点在于探索喷出物和星周物质之间的相互作用对喷出物演化和宽带光变曲线的影响。在我们的计算中，我们发现，一个强大的反向冲击有效地减速和压缩喷出物的材料。这导致光学光变曲线的显著加宽，上升到最大值的时间更长，尾相下降更慢。在相互作用过程中，产生了大量的辐射能量，这些能量主要出现在极紫外和X射线区域。只有当由于辐射-物质相互作用而进行的再处理非常有效时，才能观察到光学光变曲线的显著提升。我们讨论这些发现，特别是在超亮事件SN 2009 dc的背景下。由于我们的计算能够再现其一些独特的性质，我们得出结论，在这项工作中研究的相互作用方案的味道构成了一个很有前途的候选人来解释这样的'超级-Bracrasekhar'超新星。
2016-10-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
A New Multi-Dimensional General Relativistic Neutrino Hydrodynamics Code for Core-Collapse Supernovae IV. The Neutrino Signal
考虑到广义相对论的二维超新星爆炸模型，我们系统地分析了从核心坍缩和反弹到爆炸后阶段的中微子发射的性质。这些模型是用Vertex-CoCoNuT代码计算的，在逐射线近似下使用三种味道，能量依赖的中微子输运。我们的研究结果证实了电子反中微子和重轻子中微子的平均能量以及它们在吸积阶段的交叉非常相似，就像以前用最先进的中微子输运方法进行的一维和二维模拟所观察到的那样。我们建立了一个粗略的线性标度的电子反中微子的平均能量与原中子星（PNS）的质量，它持有的时间，以及为不同的祖先。PNS内部的对流对中微子发射的影响在10-20%的水平上，并且在爆炸开始之后持续的吸积防止了在人工爆炸的1D模型中看到的中微子光度的突然下降。我们证明，基于小波的时间-频率分析的SN中微子信号在冰立方将提供灵敏的诊断SN核心动力学至少~ 10 kpc的距离。强，窄带信号调制表明准周期性的冲击晃动运动，由于驻存吸积激波不稳定性（SASI），和频率的演变，这种“SASI中微子啁啾”揭示了冲击膨胀或收缩。爆发的开始伴随着调制频率低于40- 50 Hz的偏移，爆炸后，在小波频谱图中扩展的频率范围内的活动间隔将发出幕式吸积下行流的信号。
2014-06-26 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ex
