Monte Carlo radiative transfer for the nebular phase of Type Ia supernovae
我们扩展了ARTIS 3D辐射转移代码的有效性范围，直到爆炸后数百天，当Ia型超新星处于星云阶段时。为了实现这一目标，我们添加了一个非局部热力学平衡（非LTE）人口和电离求解器，一个新的多频辐射场模型，和一个新的原子数据集与禁戒跃迁。我们处理碰撞与非热轻子产生的核衰变，以占其贡献的激发，电离和加热。我们验证了我们的方法与各种测试，包括比较我们的合成星云光谱的著名的一维W7模型与其他研究的结果。作为一个说明性的应用程序的代码，我们提出了合成星云光谱的爆炸sub-martrasekhar白矮星，其中可能的影响的重力沉降的Ne 22爆炸前进行了探讨。具体来说，我们比较合成星云光谱的1.06 M $_\odot$白矮星模型时，得到5.5陀螺仪的非常有效的解决是假设一个类似的模型没有解决。我们发现，这种程度的Ne 22沉降只有一个温和的影响所产生的星云光谱，由于Ni 58丰度增加。由于在次Neprasekhar模型中的高电离，星云[Ni II]发射仍然可以忽略不计，而[Ni III]线强度增加，整体电离平衡在Ne 22沉降的模型中略有降低。与以前的研究一样，在星云时代，这些模型过度产生[Fe III]相对于[Fe II]的发射，与正常的Ia型超新星的观测相比。
2019-12-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
About ionization zones remaining after supernovae explosions
研究表明，超新星爆炸后留下的电离区可以提供有关爆炸机制的信息。
2017-11-03 astro-ph.SR
The nebular spectrum of the type Ia supernova 2003hv: evidence for a non-standard event
用计算超新星星云辐射的代码分析了不发光的Ia型超新星2003 hv的光学和近红外晚期光谱。基于经典爆炸模型W7的合成光谱不能再现大的\FeIII / \FeII \比值和爆炸后$\sim 1$年的低红外通量，尽管SN\，2003 hv的光谱对于光度介于正常和亚亮之间的超新星（SN\，1991 bg-like）来说是相当好地再现的。一个可能的解决方案是超新星喷出物（$v \lsim 8000$ \，\kms）的内层包含的质量比经典爆炸模型（如W7）预测的要少。如果该内部区域包含材料的$\sim 0.5 \Msun$，而不是在单简并方案中开发的Ekrasekhar-质量模型中的$\sim 0.9 \Msun$，则低密度抑制复合，有利于在光学中观察到的大\FeIII / \FeII比，并降低主导IR光谱的\FeII线中的通量。最有可能的情况可能是一颗质量低于100000的白矮星爆炸。另外，两颗白矮星的剧烈/动力学合并，其合并质量超过了克拉塞卡极限，也显示了内部密度的降低。
2011-05-06 astro-ph.SR
Nebular spectra of pair-instability supernovae
如果非常大质量的恒星（M >~ 100 Msun）能够形成，并且在演化过程中避免了太强的质量损失，那么它们预计会以对不稳定超新星（PISNe）的形式爆炸。对候选事件的一个关键检验是，它们的核合成产额和内部喷出物结构（通过t >~ 1年的星云相位谱揭示）是否与模型预测的结果相匹配。在这里，我们计算理论光谱的基础上模型PISN喷出物在爆炸后1-3年，允许定量比较与观测。PISNe的高柱密度导致完全的γ射线捕获时间t >~ 2年，结合满足的稳态条件，导致与56 Co衰变相匹配的热超新星光度。大多数伽马射线被深层的铁和硅/硫层吸收。电离平衡显示出主要的中性气体状态，这导致Fe I、Si I和Si I的发射线。对于低质量的PISNe，金属核心膨胀得足够慢，以产生清晰的谱线森林，而高质量的PISNe膨胀得更快，产生更多无特征的光谱。在~5000 A以下的几年内，线阻塞是完全的，并且模型光谱是红色的。最强的谱线是典型的[Ca II] 7291，7323，这是来自电离物质的少数谱线之一。我们将我们的模型与建议的PISN候选SN 2007 bi和PTF 12 dam进行比较，发现几个关键观测值存在差异，因此不支持PISN解释。我们讨论了不同的光谱特征预测的模型，和检测对不稳定的爆炸之间的非超亮超新星的可能性。
2015-10-09 astro-ph.SR
Three Core-Collapse Supernovae with Nebular Hydrogen Emission
SN 2020 jfo是M61星系中的一颗IIP型超新星。光学光变曲线从Zwicky瞬态设施，补充数据从雨燕和近红外测光。350天的辐射热光变曲线显示出相对较短的（约65天）平台。这意味着中等的喷出物质量（~ 5 Msun）。一系列的光谱，包括光谱偏振观测。星云的光谱主要由H α，但也揭示了氧和钙的发射线。与合成星云光谱的比较表明，初始的祖先质量约为12兆太阳。稳定的镍存在于星云光谱中，具有超太阳的Ni/Fe比。爆炸前的哈勃太空望远镜成像显示了一颗可能的祖星，只在最红的波段被探测到，比10 - 15 Msun范围内的恒星预期的要暗，与LC分析和星云光谱模型相矛盾。我们提出了两个额外的核心崩溃SNe监测的ZTF，这也有星云Halpha-dominated光谱。这说明了与拱星物质相互作用的存在或不存在如何影响LC，特别是星云光谱。II型SN 2020 amv有一个由CSM相互作用供电的LC，特别是在大约40天后，LC颠簸并缓慢演变。后期的光谱显示出强烈的H α发射，其结构表明发射来自薄而致密的壳层。复杂的三喇叭线轮廓的演变让人想起SN 1998 S的观测结果。SN 2020 jfv的早期LC受限制很差，但显示出从贫氢的IIb型到IIn型的转变，其中在光变曲线重新变亮后的星云光谱主要由H α主导，尽管具有中间线宽。
2021-07-30 astro-ph.CO astro-ph.HE 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
Nebular Spectra of 111 Type Ia Supernovae Disfavor Single Degenerate Progenitors
我们把统计约束Ia型超新星（Ia型超新星）的祖先使用227星云相位谱的111 Ia型超新星。我们没有发现任何星云相位谱中的剥离伴星发射的证据。使用最近的流体动力学模拟，对每个光谱中可能未被检测到的质量量设置了上限。有了这些零检测，我们把观测$3σ$上限的部分超新星Ia，产生通过经典的H-丰富的非简并同伴的情况下<5.5%。此外，我们设定了一个试探性的$3σ$上限的He星祖场景<6.4%，虽然进一步的理论建模是必要的。这些限度是指我们最具代表性的样本，包括正常、91 bg样、91 T样和“超级阿帕拉塞卡”\sne，但不包括SNe Iax和SNe Ia-CSM。作为我们分析的一部分，我们还推导出一个星云相位菲利普斯关系，它近似的亮度从$150-500$ ~天后，最大使用峰值幅度和下降率参数$Δm_{15} (B)$的超新星Ia。
2019-10-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nebular Spectra of the Extremely Metal-Poor SN II 2023ufx Over a Year After Explosion: A Massive Progenitor and Unique Circumstellar Environment
Center for Cosmology and AstroParticle Physics（宇宙学与暗物质粒子物理中心）；Department of Astronomy, The Ohio State University（俄亥俄州立大学天文学系）；Institut d’Astrophysique de Paris, CNRS-Sorbonne Université（巴黎天体物理学研究所，法国国家科学研究中心-索邦大学）；French-Chilean Laboratory for Astronomy, IRL 3386, CNRS, Instituto de Astrofísica, Pontificia Universidad Católica de Chile（法智利天文学联合实验室，法国国家科学研究中心，智利天主教Pontificia大学天体物理研究所）
研究极贫金属II型超新星SN 2023ufx的光谱与测光，确定其前身星为25-35 M☉的红超巨星，星周环境特殊，环境金属丰度低，为研究大质量恒星演化提供了新样本。
2026-09-07 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
iPTF16abc and the population of Type Ia supernovae: Comparing the photospheric, transitional and nebular phases
Ia型超新星（SNe~Ia）爆发后几天内的早期观测可以获得有关其前身系统和爆发机制的关键信息。iPTF 16 abc是一个年轻的超新星Ia，具有良好的早期数据。在这里，我们提出了测光和光谱的SN在星云阶段。早期数据与SNe~Ia样本的比较显示出明显的特征，在早期阶段与正常SNe~Ia不同，但在最大光照后几周（即过渡相）和进入星云相时与正常SNe~Ia相似。透明度时标（$t_0$）的SNe~Ia的这个样本的范围之间的$\sim$ 25和41天，表明在喷出物质量的多样性。$t_0$也与峰值测热光度弱相关，与具有较高喷出物质量的SNe将产生更多$^{56}$ Ni的解释一致。比较$t_0$和最大光度，L $_{max}$ \，分布的SNe~Ia的样本的预测，从广泛的爆炸模型，我们发现一个迹象表明，sub-Brachasekhar质量模型跨越观测值的范围。然而，分布的亮端可以更好地解释由Krasekhar质量延迟爆轰模型，暗示在多个祖通道来解释所观察到的SNe~Ia的测热特性。iPTF 16 abc似乎与M $_{ch}$模型的预测一致。
2018-08-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nebular phase properties of supernova Ibc from He-star explosions
根据我们最近对II型超新星（SNe）的研究工作，我们从最先进的爆炸模型出发，给出了一组星云相Ibc型SNe的一维非定域热力学平衡辐射转移计算.我们的祖先模型的网格是来自他的恒星，随后演变的风质量损失的影响下。这些氦星很可能是通过双星质量交换形成的，它们合成的氧比具有相同零龄主序星（ZAMS）质量的单星要少。这种减少是更大的He-星模型演化增强的质量损失率。在200 d处获得了广泛的光谱特性。在初始质量大于6 Msun的He星模型中，[OI] 6300，6364的强度与[CaII] 7291，7323相当或更高--[OI] 6300，6364的强度随着He星初始质量的增加而增加。相比之下，来自低质量He星的模型显示出弱的[OI] 6300，6364，强的[CaII] 7291，7323，但也有强的NII线和低于5500 A的Fe II发射。喷出物的密度，调制喷出物的质量，爆炸能量，和结块，对气体电离，线冷却，和光谱特性的关键影响。FeII在5500埃以下占主导地位，在早期星云时代更强。随着SN年龄的增长，它会下降，而[OI] 6300，6364和[CaII] 7291，7323中的部分通量随着喷出物的重组而以类似的速率增加。虽然结果依赖于所采用的风质量损失率和前SN质量，我们发现，6- 8 Msun的He星（ZAMS质量为23- 28 Msun）的初始匹配足够的标准SNe Ibc的性…
2021-09-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Understanding nebular spectra of Type Ia supernovae
在这项研究中，我们提出了一维的，非本地的热力学平衡，辐射转移模拟（使用CMFGEN），其中我们引入微团在星云的时间到两个Ia型超新星喷出物模型。我们使用了一个含有1.02 M $_\odot$的sub-M $_{\rm Ch}$喷出物和一个含有1.40 M $_\odot$的M $_{\rm Ch}$喷出物模型。我们引入了聚团因子$f=$ 0.33、0.25和0.10，它们在整个喷出物中是恒定的，并与未聚团的$f=1.0$情况进行了比较。我们发现，结块是一种自然的机制，以减少喷出物的电离，减少排放[Fe III]，[Ar III]，和[S III]的几个因素。随着聚集因子$f$值的降低，[Ca II] $λλ$ 7291，7324双峰成为我们的M $_{\rm Ch}$模型的主要冷却线，但在我们的亚M $_{\rm Ch}$模型中仍然很弱。强[Ca II] $λλ$ 7291，7324表明该区域存在非热加热，可能会限制爆炸建模。由于稳定镍的丰度低，我们的亚M $_{\rm Ch}$模型从未显示出所有聚集值的[Ni II] 1.939微米诊断特征。
2019-06-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Exact and approximate expressions of energy generation rates and their impact on the explosion properties of Pair Instability Supernovae
核反应的能量学研究对于理解对不稳定性超新星（PISNe）的形成机制具有重要意义。基于流体动力学方程和热力学关系，我们推导出了适合于模拟求解的能量守恒的精确表达式。我们还表明，在文献中常用的一些公式得到的精确表达式的近似。我们模拟了~100-320 Msun的超大质量恒星的演化，零和1/10 Zsun，并计算进一步的爆炸PISNe，应用每个精确和近似公式。计算结果表明，不同的能量产生率对PISN的质量范围、56 Ni产额和爆炸能量等爆炸特性有显著影响。我们讨论了这些结果如何影响PISN检测率的估计，这取决于这样的爆炸性能的理论预测。
2015-11-10 astro-ph.SR
Core-Collapse Supernovae: Explosion Dynamics, Neutrinos and Gravitational Waves
几十年来，对超新星爆炸机制的探索一直是计算天体物理学中的一个突出挑战。模拟现在已经进展到一个阶段，在这个阶段，解决方案似乎接近，中微子和引力波信号从自洽爆炸模型变得可用。在这里，我们集中在超新星建模的最新进展之一，包括广义相对论在多维中微子流体力学模拟，并提出了最新的模拟结果为11.2和15太阳质量的祖。我们还提到3D效应是超新星物理学的另一个方面，有待进一步，更彻底的研究。
2011-12-08 astro-ph.SR
PUSHing Core-Collapse Supernovae to Explosions in Spherical Symmetry II: Explodability and Global Properties
在先前提出的原理验证研究中，我们建立了一个参数化的球对称爆炸方法（PUSH），可以再现核心坍缩超新星的许多特征。本文超越了能够再现SN 1987 A的观测性质的具体应用，对一组广泛的非旋转、太阳金属丰度恒星祖先模型的爆炸性质进行了系统的研究，这些模型的质量范围从10.8到120 M $_\odot$，其中包括作为大质量恒星坍缩的最终结果的从中子星到黑洞的转变，以及后者与超新星和微弱/失败的超新星的关系。本文件提供了扩展的核合成预测的基础上，即将在星系演化模型中使用的文件。
2020-02-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
PUSHing core-collapse supernovae to explosions in spherical symmetry V: Equation of state dependency of explosion properties, nucleosynthesis yields, and compact remnants
在本系列的第五篇论文中，我们使用参数化的球对称爆炸方法PUSH来研究八种不同的核状态方程（EOS）的影响。我们提出并讨论了爆炸性质和详细的核合成产额，并预测了所有模拟的残余物（中子星或黑洞）。为此，我们进行了两组模拟。第一，使用SFHo状态方程对11至40 M $_{\odot}$的非旋转恒星在三种不同金属丰度下进行了完整的研究。第二，一套模拟的四个祖先（16 M $_{\odot}$在三个金属丰度和25 M $_{\odot}$在太阳金属丰度）为八个不同的核EOS。我们比较我们预测的爆炸能量和产量观察到的超新星和贫金属恒星HD~84937。我们发现爆炸性质和核合成产率的EOS依赖的差异。然而，与观察结果相比，这些差异还不足以排除本工作中考虑的任何EOS。
2022-01-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
An asymmetric explosion as the origin of spectral evolution diversity in type Ia supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）形成了一种观测上一致的恒星爆炸类型，因为更明亮的物体具有较小的衰减率。这种单参数行为使得Ia超新星可以被校准为宇宙学的“标准烛光”，并导致了加速宇宙的发现。然而，最近的调查显示，Ia超新星的真正性质更为复杂。理论上，有人认为最初的热核火花是在偏离白矮星（WD）祖先中心的地方点燃的，这可能是爆炸前对流的结果。在观测上，Ia超新星光谱演化的多样性超出了光度下降率的关系，这是一个尚未解决的问题。在这里，我们报告的频谱多样性是随机方向的结果，从一个不对称的爆炸被视为。我们的研究结果表明，光谱演化的多样性不再是一个问题，在使用超新星Ia作为宇宙学标准蜡烛。此外，这表明，点火偏离的中心是超新星Ia的一般特征。
2010-06-30 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Pre-nebular light curves of type I supernovae
我们将超新星光变曲线的分析预测与最近来自SN 2011 fe（Ia），KSN 2011 b（Ia），Palomar Transient Factory（PTF）和La Silla-QUEST可变性调查（LSQ）（Ia）的高质量数据进行了比较。由于观测的稳定，快速节奏，KSN 2011 b提供了关于Ia超新星的独特的新信息：光变曲线的平滑度，这与爆炸期间显著的大规模混合一致，可能是由于3D效应（例如，Rayleigh-Taylor不稳定性），并为缓慢变化的泄漏（平均不透明度）提供支持。对于一个更复杂的光变曲线（SN 2008 D，SNIb），我们分离的光度由于多种原因，并指出放射性羽流的可能性。早期的亮度上升被证明是由热辐射和非热辐射的不透明度（泄漏率）的影响。阿内特规则的一般推导再次表明，它取决于加热等离子体的{ \em all}过程，而不仅仅是放射性过程，因此如果后者有多个加热过程，则Ia超新星将不同于Ibc超新星。
2017-08-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Explosion Mechanism of Core-Collapse Supernovae and Its Observational Signatures
大质量恒星的死亡被许多谜团所笼罩。其中之一是将简并铁核的坍缩转变为爆炸的机制，这一过程决定了超新星爆炸的能量、幸存的致密残骸的性质以及核合成产额。由于现代时域天文测量和对爆炸机制的新测试成为可能，核心坍缩超新星观测的数量一直在加速增长。我们回顾了参数化超新星爆炸模型的预测，并将其与从观测到的光变曲线、光谱和中子星质量推断出的爆炸性质进行了比较。
2020-12-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
'Super-Chandrasekhar' Type Ia Supernovae at nebular epochs
我们提出了第一个系统的比较超亮Ia型超新星（SNe Ia）在晚时代，包括以前未发表的光度和光谱观测SN 2007 if，SN 2009 dc和SNF 20080723 -012。在光度学上，我们样品中的物体显示出不同的后期行为，其中一些在~150- 200 d的光变曲线断裂后迅速褪色。后者很可能是由于尘埃形成导致的通量重新分布到红外线中的结果，而不是真正的热辐射效应。超亮超新星Ia的星云光谱的特点是微弱或不存在[Fe III]发射，指向一个低喷出物电离状态，作为高密度的结果。为了限制超亮超新星Ia的喷出物和56 Ni质量，我们将SN 2009 dc观测到的辐射热光变曲线与合成模型光变曲线进行了比较，重点关注~ 60 d后的放射性尾部。有足够的56 Ni来解释放射性衰变的光变曲线峰值，同时有足够的质量来保持喷出物的低速度，但由于太多的伽马射线捕获，无法重现SN 2009 dc的光变曲线尾部。相反，我们提出了一个模型，约1个太阳质量的56 Ni和约2个太阳质量的喷出物，这可能被解释为一个由0.6-0.7个太阳质量的C/O丰富的材料包裹的白矮星（WD）的爆炸，因为它可能是由两个大质量的C/O WD合并而成的。该模型较好地再现了SN 2009 dc的后期光变曲线。峰值处的通量不足可以通过喷出物与周围物质相互作用产生的光来补偿。
2013-05-03 astro-ph.SR
Inferring the progenitor mass-kinetic energy relation of stripped-envelope core-collapse supernovae from nebular spectroscopy
本文利用星云光谱中[O I]/[Ca II]与[O I]宽度的相关性，推导剥离包层核心坍缩超新星的CO核质量–动能关系，发现富氦与缺氦亚型遵循同一标度律。
2023-03-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type IA supernovae from very long delayed explosion of core - WD merger
在Ia型超新星的核心简并（CD）框架下研究了快速旋转白矮星（WD）的自旋下降时间尺度。在CD方案中，质量为1000万的WD是在共同包层阶段或行星状星云阶段结束时，由WD伴星与一颗大质量渐近巨星分支星的热核心合并而形成的。在CD方案中，快速旋转的WD形成于恒星形成幕之后不久，恒星形成到爆炸的延迟时间基本上取决于快速旋转的合并残余物的自旋下降时间。我们发现，引力辐射是低效的自旋下WD，而磁偶极子辐射扭矩可以导致延迟时间，需要解释超新星Ia。
2011-09-14 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
General Relativistic Explosion Models of Core-Collapse Supernovae
我们目前的结果，从第一代多维广义相对论中微子流体动力学模拟核心坍缩超新星。与使用纯牛顿近似或“有效引力势”方法计算的模型进行比较，发现加热条件和引力波谱存在明显的定量差异。我们的研究结果强调了广义相对论在超新星问题中的重要作用（这似乎与其他重要因素，如维数和状态方程），无论是我们的爆炸动力学的理解，以及可观察到的签名的预测。
2011-12-08 astro-ph.SR gr-qc
Measuring nickel masses in Type Ia supernovae using cobalt emission in nebular phase spectra
Ia型超新星（SNe Ia）的光变曲线是由早期$^{56}$ Ni到$^{56}$ Co的放射性衰变和爆炸后~60天$^{56}$ Co到$^{56}$ Fe的衰变提供动力的。我们研究的[Co III] 5892 A发射复合物在星云阶段的超新星Ia与多个星云光谱的演变，并表明，线通量如下的平方的质量的$^{56}$ Co作为时间的函数。这一结果表明，$^{56}$ Co衰变产生的正电子有效地进行了局部能量沉积，星云电离态也长期稳定。我们从文献中收集了25个Ia超新星的77个星云谱，并给出了包括SN 2014 J在内的7个Ia超新星的17个新的星云谱。从这些，我们测量在[Co III] 5892 A线的通量，并删除其良好的表现时间依赖性推断的初始质量的$^{56}$镍（$M_{Ni}$）在爆炸中产生的。然后，我们研究了不同超新星Ia喷射质量的$^{56}$ Ni产额（$M_{ej}$ -使用光变曲线宽度和喷射质量之间的关系计算），并发现SNe Ia的$^{56}$ Ni质量分为两个区域：用于窄光曲线（低拉伸s~0.7-0.9），$M_{Ni}$聚集在$M_{Ni}$ ~ 0.4 $M_\odot$附近，并且随着$M_{ej}$从~1增加到1.4 $M_\odot$而显示出浅的增加;在高拉伸下，$M_{ej}$以1.4 $M_\odot$的质量聚集，而$M_{Ni}$跨越0.6-1.2…
2015-07-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
The physics of Core-Collapse Supernovae: explosion mechanism and explosive nucleosynthesis
本文综述了核心坍缩超新星的1D和3D模拟进展，探讨了大质量恒星演化、爆炸机制、激波传播及各阶段的不确定性，并说明了爆炸的典型核合成产物。
2024-03-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
A New Multi-Dimensional General Relativistic Neutrino Hydrodynamics Code for Core-Collapse Supernovae II. Relativistic Explosion Models of Core-Collapse Supernovae
我们提出了第一个二维的广义相对论（GR）模拟恒星核心的崩溃和爆炸的CoCoNuT流体动力学代码结合VERTEX求解器的能量依赖性，三味中微子运输，使用扩展的共形平坦性条件近似的时空度量和射线的射线加anomaly来解决运输的多维性。对于所研究的11.2和15太阳质量的祖先，我们获得了成功的，虽然看似边缘，中微子驱动的超新星爆炸。这一结果和模型的时间演变基本上同意与PROMETHEUS水求解器，包括一个近似处理的相对论效应的修改后的牛顿势以前得到的结果。然而，GR模型在中微子层条件下表现出微妙的差异相比，牛顿和伪牛顿模拟。这些差异导致显着更高的亮度和平均能量的辐射电子中微子和反中微子，因此更大的能量沉积率和加热效率的增益层具有有利的后果，为强大的非径向质量运动，并最终爆炸。此外，在重轻子中微子散射反应中，通过核子反冲将能量转移到中微子球周围的恒星介质中，也增强了上述效应。与以前的伪牛顿模型一起，所提出的相对论计算表明，重力和能量交换中微子相互作用的处理在某些数量上甚至可以产生50-100%的差异，并且可能有助于最终成功的爆炸机制，其程度不亚于不同维度之间的流体动力学差异。
2012-07-11 astro-ph.SR
Nebular-phase spectra of superluminous supernovae: physical insights from observational and statistical properties
我们研究了超亮超新星（SLSNe）在极大光之后100天内的光谱演化。我们提供了Gaia 16 apd和SN 2017 egm的新数据，并使用包含12个事件的41个光谱的更大样本分析这些数据。光谱在光变曲线峰后2-4个$e$折叠时间内变为星云状，光谱演化速率与光变曲线时间尺度相关。发射谱线与氧、钙、镁、钠和铁的众所周知的跃迁相一致。SLSNe与其他Ic型SNe的区别在于突出的O I $λ$ 7774线和较高的氧电离状态。在5000欧姆附近的铁占主导地位的区域更类似于宽线SNe Ic，而不是正常的SNe Ic。主成分分析表明，5 'eigenspectra'捕获75%的方差，而聚类分析显示，没有明确的证据多SLSN子类。线速度为5000- 8000 km/s，并显示出喷出物的分层。O I $λ$ 7774可能产生于也产生钙排放的致密内部区域，而[O I] $λ$ 6300来自更远的外部，直到300- 400天。O I $λ$ 7774和Ca II的光度表明显著的聚集，与先前的研究一致。[Ca II] $λ$ 7300/[O I] $λ$ 6300的比率有利于具有相对大质量氦核的祖细胞，可能是$\gtrsim 6$ M $_\odot$，尽管这里需要更多的建模。具有宽光变曲线的SLSNe显示出最强的[O I] $λ$ 6300，表明喷出物质量较大。我们将展示如何推断的速度，密度和电离结构…
2018-11-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
The nebular spectra of SN 2012aw and constraints on stellar nucleosynthesis from oxygen emission lines
我们提出的星云相位光学和近红外光谱的类型IIP超新星SN 2012 aw结合NLTE辐射转移计算适用于喷出物从恒星演化/爆炸模型。我们的光谱合成模型一般表现出良好的协议从MZAMS = 15 Msun祖星的喷出物。氧、钠和镁的发射谱线都与14 - 18 Msun范围内的祖先核合成一致。我们还演示了如何演变的氧冷却线的[O I] 5577 A，[O I] 6300 A，和[O I] 6364 A可以用来约束的质量的氧在非分子冷却的灰烬< 1 Msun，独立于喷出物中的混合。这一限制意味着任何初始质量大于20 Msun的原始模型都难以与观测到的谱线强度相一致。一颗MZAMS = 15 Msun的恒星祖先可以一致地解释直接测量的祖先恒星的光度，观测到的星云光谱和推断的超新星爆发前的质量损失率。我们的结论是，仍然没有令人信服的例子，IIP型爆炸显示核合成预期从一个MZAMS > 20 Msun祖。
2014-02-18 astro-ph.SR
PUSHing Core-Collapse Supernovae to Explosions in Spherical Symmetry III: Nucleosynthesis Yields
在先前提出的原理验证研究中，我们建立了一个参数化的球对称爆炸方法（PUSH），可以再现各种爆炸前模型的核心坍缩超新星的许多特征。该方法是基于中微子驱动的机制，遵循崩溃，反弹和爆炸。我们的核合成预测模型有两个关键方面。首先，质量削减和爆炸能量同时出现在模拟中（确定每个恒星模型的铁族喷出物的数量）。第二，中微子和物质之间的相互作用被一致地包括在内（设置最里面的喷射物的电子分数）。在本文中，我们使用Ebinger等人（2018）成功的爆炸模型，其中包括两套太阳金属丰度的爆炸前模型，组合质量在10.8和120 M $_{\odot}$之间。我们进行系统的核合成研究，并预测详细的同位素产量。由此产生的$^{56}$镍喷出物是在总体上与正常的核心坍缩超新星的观测值。铁组产额也与贫金属恒星HD84937的丰度一致。我们还提出了一个比较我们的结果与观测趋势的α元素铁的比例。
2018-12-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
[OI] 6300,6364 in the nebular spectrum of a subluminous Type Ia supernova
本文介绍和分析了一颗Ia型超新星SN 2010lp的晚期光谱。与1991年类似bg的超新星Ia在相当的年代一样，其光谱的特征是相对较宽的[Fe II]和[Ca II]发射线。然而，SN 2010 lp显示的是[OI] 6300，6364，而不是像1991 bg一样的SNe最内部区域的窄[Fe III]和[Co III]线，通常与核心坍缩SNe有关，以前从未在亚发光热核爆炸中观察到。[OI]特征具有复杂的轮廓，具有两个强的窄发射峰。这表明氧气分布在靠近喷出物中心的非球形区域，严重挑战了文献中讨论的大多数热核爆炸模型。我们的结论是，鉴于这些限制，暴力合并是目前最有希望的情况下，解释SN 2010lp。
2013-08-20 astro-ph.SR
Astrophysical Nuclear Reactions: from Hydrogen Burning to Supernovae Explosions
本论文的主要工作是研究大质量恒星中核反应的动力学、周期和量子力学过程，以及在超新星爆发中起关键作用的爆炸核合成现象。将探讨四个主要领域：物理学的核反应，氢燃烧，CNO循环和爆炸超新星现象。第一章将提供核物理的背景和潜在的方法，如量子力学方面，截面和麦克斯韦-玻尔兹曼分布的概述。下一章将描述低质量恒星（我们的太阳）的氢燃烧过程，涉及更高质量恒星的CNO和热CNO循环以及钠和镁等其他循环。第三章将回顾红巨星由于氢燃料耗尽而参与的氦燃烧过程。下面将简要地讨论其他氦处理方法的概况。第四章对超新星爆炸中爆炸燃烧过程的公认模型进行了总结。爆炸核合成与重元素一起作为硅燃烧过程也将被描述。
2018-06-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernovae Ia in 2019 (review): a rising demand for spherical explosions
我回顾了2019年以来对Ia型超新星（SNe Ia）的新研究，并利用这些研究来改进五种Ia型超新星双星情景之间的比较。新的低偏振测量结果证实了大多数超新星Ia爆炸是全球球对称的（团块是可能的）。由动力学过程引起的爆炸，例如发生在双简并（DD）场景中的两颗白矮星（WD）合并过程中的爆炸，或者发生在双爆轰（DDet）场景和单简并（SD）场景中的吸积过程中的爆炸，导致非球形爆炸，与正常的Ia超新星的观测相矛盾。我认为，这些（DD，DDet，SD）的情况下，主要占奇特的超新星Ia。一个Mch的爆炸WD（爆燃到爆轰过程）有一个全球性的球形结构，这是与观测兼容。为了达到球形爆炸，Ia型超新星的设想方案应考虑到Mch-WD形成与爆炸之间的时间延迟。因此，我将DD方案拆分为没有合并到爆炸延迟（MED）时间的通道（其主要形成特有的SNe Ia），以及具有MED的通道，DD-MED通道（方案）。我推测，正常的超新星Ia的主要贡献者是核心简并（CD）的情况下，DD-MED的情况下，都有Mch的球形爆炸，和DD的情况下，亚Mch的非球形爆炸。
2020-05-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type Ic core-collapse supernova explosions evolved from very massive stars
我们调查的可能性，一个超发光的Ic型核心坍缩超新星产生大量的56镍。主序星质量大于100 Msun且金属丰度为0.001 < Z < 0.004的超大质量恒星，预计会爆发为超亮的Ic型超新星。质量约为110 - 150 Msun且Z < 0.001的恒星，如果在脉动对不稳定性过程中失去了整个H和He层，则会爆炸为Ic型脉动对不稳定性超新星。我们评估的总喷出物的质量和产量的56镍，O和硅的核心坍缩超新星演化的非常大质量的恒星。我们采用43.1和61.1 Msun WO星Z=0.004的超新星祖先预计爆发的Ic型核心坍缩超新星。这些祖先在零年龄的主序中有110和250 Msun的质量。爆炸能量大于2 e52 erg的球形爆炸产生超过3.5 Msun 56 Ni，足以重现SN 2007 bi的光变曲线。爆炸的非球面性影响总喷出物质量以及56 Ni、O和Si的产率。110和250 Msun模型的非球形爆炸重现了SN 2007 bi的56 Ni产额。这些爆炸也将显示出大的速度分散。SN 2007 bi的爆炸可能是由一颗非常大质量的恒星演化而来的非球形核心坍缩超新星。
2013-12-26 astro-ph.SR
Pre-Explosion Properties of Helium Star Donors to Thermonuclear Supernovae
氦星-碳氧白矮星（CO WD）双星是热核超新星的潜在单简并祖先系统。重新访问一组二进制演化计算使用恒星演化代码$\texttt{MESA}$，我们完善我们以前的预测，哪些系统可以导致热核超新星，然后表征的氦星施主在爆炸时的属性。我们将这些模型属性转换为NUV/光学量级假设黑体光谱，并支持这种方法使用匹配的恒星大气模型。这些模型将是有价值的比较与爆炸前的成像为未来的超新星，虽然我们强调的观测困难，检测极蓝的同伴。与SN 2012 Z相关的爆炸前源被解释为氦星双星，包含一个最初在多天轨道上的超大质量WD。然而，我们的二元模型扩展到初始CO WD质量高达$1.2\,M_{\odot}$，我们发现，这些系统进行偏离中心的碳点火，因此预计不会产生热核超新星。这种张力表明，如果SN 2012 Z与氦星- WD双星相关联，那么来自系统的爆炸前光学光必须被双星环境显着修改和/或WD没有富碳的内部成分。
2021-09-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pre-explosion companion stars in Type Iax supernovae
Iax型超新星（SNe Iax）被认为是Ia型超新星的一个新的子类，因为它们的观测性质与Ia型超新星的大部分有足够的区别。从数量和发生率来看，Iax型超新星是所有类型的奇特超新星中最常见的，估计其发生率约为Ia型超新星总发生率的5-30%。然而，SNe Iax的祖先系统仍然不确定。分析SNIax位置的爆炸前图像提供了一种直接的方式来对SNIax的祖系统的性质施加强约束。在这项工作中，我们预测的爆炸前的性质，在各种潜在的祖先系统进行详细的二元演化计算与一维恒星演化程序STARS。这将有助于从爆炸前的观测中限制SNe Iax的祖先系统。通过对SN~ 2012 Z-S1双星演化的计算，发现大质量C/O WD（> 1.1太阳质量）和C/O/Ne混合WD的非简并氦伴星都可以解释SN~ 2012 Z-S1的观测，但混合WD+He星的情况更有利。
2015-07-29 astro-ph.SR
Neutrino-driven explosions of ultra-stripped type Ic supernovae generating binary neutron stars
我们研究了超剥离超新星的爆炸特征，这是超剥离超新星产生双星中子星的候选者。作为第一步，我们进行恒星演化模拟裸露的碳氧核心的质量从1.45到2.0 $M_\odot$，直到铁芯变得不稳定，并开始崩溃。然后，我们使用这些恒星演化的结果作为初始条件进行轴对称流体力学模拟光谱中微子输运。所有模型都表现出由中微子加热驱动的成功爆炸。诊断爆炸能量、喷出物质量、Ni质量和NS质量通常为$\sim 10^{50}$ erg、$\sim 0.1 M_\odot$、$\sim 0.01M_\odot$和$\approx 1.3 M_\odot$，它们与SN 2005 ek等快速演化和发光瞬变的观测结果相一致。我们还发现，超剥离的SN是一个候选人，以产生次级低质量NS在所观察到的紧凑的双星，如PSR J 0737 -3039。
2015-09-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multidimensional Nebular-Phase Calculations of Dynamically-Driven Double-Degenerate Double-Detonation Models for Type Ia Supernovae
Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）；Cosmic Dawn Center (DAWN)（宇宙黎明中心）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）；GSI Helmholtzzentrum für Schwerionenforschung（重离子研究中心）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理研究所）；School of Physics, Trinity College Dublin, The University of Dublin（都柏林三一学院物理系）；Heidelberger Institut für Theoretische Studien（海德堡理论研究所）
研究通过1D和3D模拟探讨Ia型超新星双致密天体双点火模型的多维星云相特征，发现多维结构显著影响离子平衡和光谱特征，但现有模型在光谱形状和强度上仍存在不一致，需进一步验证。
2026-04-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Thermonuclear explosions of rapidly differentially rotating white dwarfs: Candidates for superluminous Type Ia supernovae?
观测到的“超亮”Ia型超新星的子类缺乏令人信服的理论解释。如果这类天体的辐射完全是由爆炸中形成的镍-56放射性衰变提供动力，那么就需要一颗不旋转的白矮星的母星质量接近或甚至超过克拉塞卡极限。显著超过该极限的质量可以通过差动旋转来支撑。因此，我们探索爆炸和预测不同的情况下产生的差异旋转的碳氧白矮星接近各自的稳定极限的观测值。具体来说，我们已经研究了一个提示爆震模型，爆炸后的初始爆燃阶段（“延迟爆震”模型），和一个纯爆燃模型。在后处理步骤中，我们进行了核合成和三维辐射转移计算，这使我们能够第一次从我们的模型中一致地获得合成观测值。我们发现，所有涉及爆炸的爆炸场景产生非常明亮的事件。然而，对它们的观测预测与任何已知的Ia型超新星的子类都不一致。纯粹的爆燃类似于2002 cx型超新星，可能是这类超新星的一部分。我们讨论了我们的发现的爆炸机制和差异旋转的白矮星作为超新星祖先的存在的影响。
2018-07-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Direct anthropic bound on the weak scale from supernovae explosions
核心坍缩超新星的爆炸可能是因为被困的中微子将物质推出恒星包层。这个过程是直接控制的弱尺度$v$：我们认为，超新星爆炸的发生，只有当基本常数被调整在一个因素的几个$v \sim Λ_{\rm QCD}^{3/4} M_{\rm Pl}^{1/4}$，使中微子被困在超新星的时间与引力时标。我们提供了分析参数和模拟球面近似，需要更全面的模拟验证。上述结果对于基础物理学可能是重要的，因为核心坍缩超新星爆炸似乎是人类所需要的，因为它们传播了“生命”所必需的中等质量核。我们还研究了恒星燃烧，发现它并不提供人择边界的$v$。
2019-10-01 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Numerical and Physical Challenges to Nebular Spectroscopy in Thermonuclear Supernovae
该研究针对热核超新星星云光谱模拟的物理与数值挑战，利用非LTE流体动力学辐射代码HYDRA分析高能转化、紫外光学厚等效应，验证了近钱德拉塞卡质量偏中心延迟爆轰模型可复现JWST观测的Ia型超新星光谱特征。
2025-01-13 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.space-ph
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
Supernovae Ia in 2017: a long time delay from merger/accretion to explosion
我使用最近的观测和理论研究Ia型超新星（SNe Ia），以进一步限制可行的超新星Ia的情况下，并认为必须有一个相当大的时间延迟之间的结束合并的白矮星（WD）与同伴或结束质量吸积到WD和其终端爆炸。这种合并/吸积爆炸延迟（MED）是必要的，以允许二元系统导致或多或少的球形爆炸，并防止爆炸前电离辐射。考虑到这些最新的结果和所需的MED，我的结论是核心简并的情况下是更有利的其他方案，其次是双简并的情况。虽然单一简并的情况也是可行的，但它不太可能解释共同的（正常的）Ia型超新星。由于所有的方案都需要大量的MED，MED已经从核心简并方案的缺点变成了理论应该克服的挑战。我希望，对MED的要求将激发对不同的超新星情景的讨论以及对这些情景的相互比较。
2017-12-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Viewing explosion models of type Ia supernovae via the insight from terrestrial cellular detonation
本文通过高分辨率二维模拟量化富氦白矮星包层爆轰的胞状结构，证明地面爆轰起爆与淬灭标准可解释既有流体动力学结果，为理解 Ia 型超新星双爆轰模型提供新视角。
2024-09-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pulsating reverse detonation models of Type Ia supernovae. II: Explosion
观测证据指出，Ia型超新星的共同爆炸机制是基于白矮星的延迟爆炸。然而，所有试图找到一个令人信服的点火机制的基础上延迟爆炸不稳定，扩大，白矮星一直难以捉摸到目前为止。其中一种可能性是，一个无效的爆燃导致了一颗质量为1000亿克拉塞卡的白矮星的脉动，随后形成了一个吸积激波，限制了一个富含碳氧的核心，同时将坍缩晕的动能转化为核心的热能，直到形成一个向内移动的爆炸。这一系列的事件被称为脉冲反爆轰（PRD）。在这项工作中，我们提出了三维数值模拟的PRD模型从爆轰开始的时间同源膨胀。以爆燃阶段燃烧的质量M_defl为特征的不同模型给出的爆炸范围为动能，K ~（1.0-1.2）foes，~（56）Ni质量M（56 Ni）~ 0.6-0.8 M_sun，这与对典型Ia型超新星的预期相符。光谱和光变曲线的角度平均球对称版本的PRD模型进行了讨论。Ia型超新星光谱对PRD模型提出了最严格的要求。
2009-01-20 astro-ph.SR
Wakes from Companion Interactions in Type Ia Supernovae Nebular Emission Line Profiles
本研究模拟双简并双爆燃Ia型超新星中抛射物与伴星相互作用产生的尾流，计算[Co III]和[Ar III]禁戒线形，预测观测角度依赖，并提供工具以支持JWST观测。
2025-07-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Difficulties of two exploding white dwarfs to account for type Ia supernovae with bimodal nebular emission profiles
本文通过动力学模拟发现两颗爆发白矮星抛射物的分离速度仅为4200-5400 km/s，难以解释Ia型超新星中速度分离高达约7000 km/s的双峰发射线轮廓，从而对该类模型提出挑战。
2025-05-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Post-explosion evolution of core-collapse supernovae
我们用二维流体动力学模拟和简单的中微子处理研究了核心坍缩超新星的爆炸后阶段。后者允许我们进行46次模拟，并在几秒钟内跟踪32次成功爆炸的演变。我们提出了一个广泛的研究的基础上的三个祖先（11.2 $M_\odot$，15 $M_\odot$，和27 $M_\odot$），不同的中微子加热效率，和各种旋转速率。我们发现，冲击波复苏后的第一秒决定了最终的爆炸能量，残余质量和喷射物质的性质。我们的研究结果表明，持续的质量吸积增加了爆炸能量，即使在后期。我们把晚期质量吸积与初始条件联系起来，如爆炸时的旋转强度和冲击变形。只有我们的一些模拟产生了一种中微子驱动的风，这种风能持续几秒钟。这表明中微子驱动的风并不是每次成功爆炸后的标准特征。即使我们的中微子处理是简单的，我们估计核合成的爆炸模型的15 $M_\odot$祖后，修正中微子的能量和光度，得到一个更现实的电子分数。
2021-07-01 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Including Neutrino-driven Convection into the Force Explosion Condition to Predict Explodability of Multi-dimensional Core-collapse Supernovae (FEC+)
本研究将中微子驱动对流纳入解析力爆炸条件FEC，得到适用于多维核坍缩超新星模拟的FEC+，其临界条件较原模型降低约30%，可准确预测多维模拟的爆炸条件，深化对爆炸机制的理解。
2023-11-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
The nebular spectra of SN 2023ixf: A lower mass, partially stripped progenitor may be the result of binary interaction
本研究通过SN 2023ixf的多阶段光谱与测光数据，推断其为低质量部分剥离包层的II型核坍缩超新星，抛射物质量低、存在激波与富氢区作用，前身星的包层损失或源于双星相互作用。
2025-03-20 astro-ph.GA astro-ph.HE 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
Progressive Red Shifts in the Late-Time Spectra of Type Ia Supernovae
我们研究了晚时间的演化，光学星云的Ia型超新星（SNe Ia）的特征，使用的样本包括160光谱的27个正常SNe Ia从文献中，以及未发表的光谱SN 2008 Q和ASASSN-14 lp。特别注意的是星云的功能之间的4000-6000 A的宽度和中心波长的时间变化。对突出的晚期4700 A特征的分析显示，对于我们的整个样品，中心波长从~4600 A逐渐向更长的波长偏移，至少到+300天。我们没有发现任何证据表明该功能的红移减缓或停止在[Fe III]混合质心4701 A已提出。特征的宽度也稳定地增加，其中FWHM在+100天时约170 A，到+350天时增长到200 A或更大。在4850和5000 A附近的两个较弱的相邻特征表现出与4700 A特征非常相似的红移，但直到非常晚的时间才显示出宽度的变化。我们讨论了可能的原因，观察到的红移这些后期的光学功能，包括贡献[钴II]发射在早期星云的时代和出现的额外功能在以后的时间。我们的结论是，无处不在的红移，这些共同的晚时间，星云超新星Ia光谱特征是不是主要是由于在禁止铁线的蓝移的减少，但结果，在一定程度上，允许铁线的速度和/或光学深度的降低。
2016-08-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Light Curves of Core-Collapse Supernovae with Substantial Mass Loss using the New Open-Source SuperNova Explosion Code (SNEC)
我们提出了超新星爆炸代码（SNEC），一个开源的拉格朗日代码的流体动力学和平衡扩散辐射输运的超新星膨胀信封。给定一个祖星的模型、爆炸能量和放射性镍的数量和分布，SNEC生成辐射热光变曲线，以及假设黑体发射的不同宽波段的光变曲线。作为SNEC的第一个应用程序，我们认为爆炸的网格15 Msun（在零年龄的主序星）的氢信封剥离到不同程度，并在不同的点在其演变。如果剩余的富氢物质>~1.5-2 Msun，则所得的光变曲线显示出持续约20-100天的平台，如果剩余的富氢物质较少，则没有平台。如果这些较短的平台长度在自然界中的IIP型超新星中看不到，这表明至少对于零年龄主序质量<~ 20 Msun，氢的质量损失是一个全有或全无的过程。这也许指出了双星相互作用在产生观测到的质量剥离超新星中所起的重要作用（即，Ib/c类事件）。这些光变曲线也不同于通常所见的IIL型超新星，认为简单地改变质量损失的量不能解释这些事件。最剥离的模型开始显示类似于IIb型超新星的双峰光变曲线，证实了以前的工作，这些超新星可以来自具有少量氢和半径约500 Rsun的祖先。
2015-10-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Explosion Energies for Core-collapse Supernovae I: Analytic, Spherically Symmetric Solutions
最近对核心坍缩超新星的多维模拟正在产生成功的爆炸和爆炸能量预测。在一般情况下，爆炸能量的演变是单调的，相对平滑，这表明一个可能的解析解。我们推导出解析解的增益区的扩展下，以下假设：球对称，一区壳，并由中微子和$α$粒子复合供电。我们考虑两个假设：爆炸能量由中微子和$α$复合提供动力，II）爆炸能量仅由中微子提供动力。在这些假设下，我们推导出基本的无量纲参数和解析标度。对于只有中微子的假设（II），渐近爆炸能量标度为$E_{\infty} \approx 1.5 M_g v_0^2 η^{2/3}$，其中$M_g$是增益质量，$v_0$是激波处的自由落体速度，$η$是加热时间标度和动力学时间标度的比值。包括中微子和复合（假设I），渐近爆炸能量是$E_{\infty} \approx M_g v_0^2 (1.5η^{2/3} + βf(ρ_0))$，其中$β$是无量纲复合参数。我们使用贝叶斯推断，以适应这些分析模型的模拟。这两种假设都符合对倾向于球形爆炸的最低祖先质量的模拟。拟合不倾向于假设I或II;然而，先前的研究表明$α$重组是重要的。正如预期的那样，这两种假设都不适合表现出非球面爆炸的更高质量的模拟。总之，这种爆炸能量理论与低原始质量的球形爆炸是一致的;与更高原始质量的模拟不一致表明，它们的理论必须包括非球形动力学。
2021-09-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Direct evidence of two-component ejecta in supernova 2016gkg from nebular spectroscopy
本文报道了2016gkg Ⅱ b型超新星的300 - 800天光谱观测结果。光谱显示了星云的特征，揭示了来自祖星富含金属的核心的辐射，并为爆炸的运动学和物理条件提供了线索。星云光谱主要由[O I] $λ\lambda6300, 6364$和[Ca II] $λ\lambda7292, 7324$的发射谱线组成。其他值得注意的（尽管较弱）发射谱线包括Mg I] $\lambda4571$、[Fe II] $\lambda7155$、O I $\lambda7774$、Ca II三重谱线和在H $α$位置处的宽的盒状特征。与其他带状包络SNe不同，由于存在强窄组分，[O I]双重峰明显分辨。双合线显示出前所未有的发射谱线轮廓，每个[O I] $\lambda6300, 6364$谱线至少由三个分量组成：宽分量（宽度$\sim2000$ km s $^{-1}$）和一对窄的蓝色和红色分量（宽度$\sim300$ km s $^{-1}$），与静止速度成镜像。窄成分也出现在其他行中，并且在[O I]中很明显。这表明在低速和高速下存在多个不同的材料运动学分量。低速分量可能是由中心附近的密集、缓慢移动的发射区产生的，而宽分量则是在较大的体积上发射的。这些观测结果表明，一个不对称的爆炸，支持的想法，两个组成部分的喷出物，影响所产生的后期光谱和光变曲线。SN 2016gkg因此提供了标准能量SN爆…
2020-08-27 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
