Constraining supernova progenitors: an integral field spectroscopic survey of the explosion sites
我们描述了使用积分场光谱（IFS）技术对附近核心塌陷超新星（SN）爆炸地点的调查，这是Kuncarayakti等人（2013，AJ，146，30/31）中描述的工作的扩展。该项目旨在根据对SN直接环境的研究来限制SN祖属性。利用积分场光谱学方法研究了SN爆炸点的恒星星族，该方法可以同时获得天体的空间和光谱信息。SN母恒星星族的光谱给出了其年龄和金属丰度的估计。有了这些信息，一次同时代的SN祖星的初始质量和金属丰度的推导。虽然调查主要是在光学中进行的，但另外，利用近红外积分场光谱技术并辅以自适应光学（AO），使我们能够以高空间细节（低至几个秒差距）来检查爆炸地点。这项工作正在智利和夏威夷使用多台配备积分场摄谱仪的2-8米级望远镜进行。
2014-10-31 astro-ph.CO astro-ph.IM astro-ph.SR
The Collapse and Three-Dimensional Explosion of Three-Dimensional, vis à vis One-Dimensional, Massive-star Supernova Progenitor Models
核心坍缩超新星的爆炸结果和诊断敏感地依赖于恒星祖先的性质，但迄今为止，大多数研究都只集中在一维，球对称的大质量恒星祖先。我们提出了一些第一个核心坍缩超新星模拟的三维大质量恒星超新星的祖先，一个12.5-和15-M $_{\odot}$模型，在三维演化从崩溃反弹通过爆炸与辐射流体动力学代码F{ \sc{ornax} }。我们比较使用那些从三维祖细胞的三维模拟的球对称，一维祖细胞相同的质量。我们发现，在大质量恒星演化的最后阶段，三维演化的模型更容易发生爆炸。在这些多维初始模型中产生的湍流作为种子湍流，促进激波复活。对引力波和中微子信号的探测可以揭示反弹前湍流的特征。
2022-01-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Disappearance of the Red Supergiant Progenitor of Supernova 2008bk
大质量恒星以壮观的超新星爆炸结束生命。确定祖星是对恒星演化和爆炸模型的检验。在这里，我们展示了超新星SN 2008bk的祖先恒星现在已经消失，这为这是一颗红超巨星的死亡提供了确凿的证据。
2013-10-08 astro-ph.CO astro-ph.SR
Constraints on core-collapse supernova progenitors from explosion site integral field spectroscopy
在观测上，超新星（SNe）根据其独特的特征被分为子类。这种多样性反映了祖先恒星的多样性。目前还不完全清楚大质量恒星演化成SN的不同路径是如何受到原始恒星初始质量和金属丰度等基本参数的影响。本文通过对母恒星星族在爆炸点的研究，对不同的核心坍缩SN子类中的母恒星初始质量和金属丰度进行了限制。收集和分析了83个中位距离为18 Mpc的近SN爆炸点的积分场光谱（IFS），使SN祖先的母恒星星族的检测和光谱提取成为可能。通过与简单的恒星星族模型和强线方法的比较，从母恒星的恒星星族谱出发，导出了同时代祖先恒星的初始质量和金属丰度。此外，近红外IFS被用来重现爆炸地点的恒星形成历史。不同SN类型之间没有观察到显著的金属丰度差异。发现SN Ic的典型祖细胞质量最高，其次是Ib型，然后是IIb型和II型。SN IIn是与年轻恒星星族相关性最小的恒星，因此是大质量的祖先。然而，只有当比较SNe IIn与其他亚类时，才观察到祖细胞初始质量的统计学显著差异。发现了初始质量估计值低于25~ $M_\odot$的剥离包膜SN祖细胞;这些被认为是二元祖细胞的结果。与以往的研究结果一致，这些结果支持了这样一种观点，即核心坍缩的SN祖先不能只来自单星通道，而单星通道和双星通道都在核心坍缩的SNe的产生中起作用。[删节]
2017-11-15 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Supernova Simulations from a 3D Progenitor Model -- Impact of Perturbations and Evolution of Explosion Properties
我们研究了对流壳燃烧的大尺度扰动对核心坍缩超新星爆炸机制的影响，使用三维（3D）多群中微子流体动力学模拟的18太阳质量的祖。从最近的一个O壳燃烧的3D模型中获得的O壳中的种子非球面性，有助于在反弹后330 ms触发中微子驱动的爆炸，而在基于球对称祖先的模型中，冲击波至少在另外300 ms内不会复活。我们初步推断，由于预坍缩扰动的冲击波复兴的临界光度减少约20%。这表明对流种子扰动在某些祖细胞的爆炸机制中起着重要的作用。我们跟踪了18太阳质量模型进入爆发阶段超过2s的演化过程，发现在这个阶段吸积和物质抛射的循环仍然在进行。初步的诊断爆炸能量值为0.77贝特，重子中子星的质量为1.85太阳质量，中子星的反冲速度约为600 km/s，模拟结束时中子星的自旋周期约为20 ms，爆炸和残余物的性质略有不典型，但仍然在观测到的分布范围内。虽然仍然需要更精细的模拟和更大规模的祖先调查，但这表明在观测范围内解决冲击波复兴和爆炸能量问题的方法是可以实现的中微子驱动的3D爆炸。
2017-07-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type Ia Supernova Explosions from Hybrid Carbon-Oxygen-Neon White Dwarf Progenitors
最近的结果在恒星演化，预测存在的混合白矮星（WD）的C-O核心内的O-Ne壳，我们模拟热核（Ia型）超新星从这些混合的祖先。我们使用FLASH代码进行多维模拟的爆燃到爆震过渡（DDT）爆炸范例。我们的混合祖星模型是使用MESA恒星演化代码生成的，并且包括Urca过程的影响，并且我们将祖星模型映射到FLASH网格。我们进行了一系列的DDT模拟点火条件下的祖先的热和对流结构，假设多个点火点。为了将这些混合WD星的结果与以前的C-O白矮星的结果进行比较，我们构建了一组具有类似性质的C-O WD模型，并类似地模拟了一系列爆炸。我们发现，尽管每个套件内的显着变化，区分爆炸的趋势是明显的$^{56}$镍产量和喷出物的动力学特性。我们评论的可行性，这些爆炸作为源的某些类观察到的亚发光事件。
2016-02-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Seeking Core-Collapse Supernova Progenitors in Pre-Explosion Images
我总结了我们所知道的关于恒星的本质，最终爆炸为核心坍缩超新星从检查之前采取的爆炸图像。通过记录超新星爆发前和超新星爆发后的图像，通常使用天基光学探测器或配备激光导星自适应光学系统的地基红外探测器以高分辨率拍摄，现在已经有近36颗核心坍缩超新星的祖先恒星的性质被直接测量或（更常见的）通过建立光度上限来限制。这些研究可以直接与恒星演化模型进行比较，从而可以对祖星的物理特征进行估计。我回顾祖特性（或限制）推断，从这项工作中的每一个主要的核心坍缩超新星类型（II-高原，II-线性，IIb，IIn，Ib/C），特别侧重于所使用的分析技术和过程中，通过得出的结论。还提供了一些个别事件的简要讨论，包括SN 2005 gl，一个IIn型超新星，被证明有一个非常明亮的-因此非常巨大的-在一个暴力的，明亮的蓝色变星样喷发阶段后不久爆炸的祖先，与标准的理论预测相反。
2009-08-13 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Three-dimensional core-collapse supernova simulated using a 15 $M_\odot$ progenitor
我们已经进行了从头算中微子辐射流体动力学模拟在三个和两个空间维度（3D和2D）的核心坍缩超新星从同一个15 $M_\odot$祖通过440毫秒后核心反弹。3D和2D模型都实现了爆炸，然而，爆炸的开始（冲击波复活）在3D中相对于2D对应物延迟了$\sim$ 100 ms，并且诊断爆炸能量的增长较慢。这与先前报道的利用具有致密地幔的铁核祖细胞的3D模拟一致。在$\sim$ 100毫秒前爆发的开始，中微子加热和湍流动能的诊断有利于早期爆炸的2D。在延迟期间，到达激波表面的对流羽流的角尺度增长，并且3D中的爆炸最终由单个大角度羽流导致，使膨胀激波的方向取向与2D模拟中的轴对称所施加的方向取向没有不同。我们认为，在三维模拟的冲击复兴和爆炸可能会延迟，直到足够大的羽流形成，而这样的羽流形成更迅速的二维，允许更早的爆炸。
2015-06-17 astro-ph.SR
Mass-loss histories of Type IIn supernova progenitors within decades before their explosion
我们提出的IIn型超新星的祖先在几十年内，他们的爆炸前的质量损失特性的系统研究结果。本文应用解析光变曲线模型对11个Ⅰ_n型超新星的辐射热光变曲线进行了计算，导出了星周介质的性质。我们重建的质量损失历史的基础上估计的星周介质的属性。估算的质量损失率大多高于1 e-3 Msun/yr，与其它方法得到的结果一致。在爆炸前的几十年内，质量损失率经常很高。这表明存在某种机制来维持IIn型超新星祖先的高质量损失率至少在爆炸前几十年。因此，在一些IIn型超新星祖先中观察到的较短的爆发性质量损失事件并不总是造成其致密的星周介质。此外，我们发现，IIn型超新星的祖先可能倾向于增加他们的质量损失率，因为他们接近爆炸的时间。我们还展示了我们的分析预测和数值结果之间的详细比较。
2014-02-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Erratum: Progenitor-explosion connection and remnant birth masses for neutrino-driven supernovae of iron-core progenitors (2012, ApJ, 757, 69)
对流体动力学结果的错误解释导致Ugliano等人（2012）对后备质量的错误确定，这也（在较小的水平上）影响了该论文中提供的中子星质量。Ertl et al.（2015）和Sukhbold et al.（2015）在后续工作中已经解决并纠正了这个问题。因此，建议读者使用后两篇出版物的新数据。在本勘误表的其余部分，我们详细介绍了新旧回退结果的差异，并解释了Ugliano等人（2012）原始分析中错误的起源。
2016-02-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Impacts of Multidimensional Progenitor Perturbations on Core-Collapse Supernova Explosions
North Carolina State University（北卡罗来纳州立大学）；University of Tennessee, Knoxville（田纳西大学诺克斯维尔分校）；Oak Ridge National Laboratory（橡树岭国家实验室）；National Center for Computational Sciences, Oak Ridge National Laboratory（橡树岭国家实验室国家计算科学中心）；Florida Atlantic University（佛罗里达大西洋大学）
研究多维前身结构对二维核心塌缩超新星爆炸发展的影响，分析冲击动力学、中微子加热、核丰度等核心机制，发现湍流能量对爆炸无显著影响。
2026-06-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radiative-transfer modeling of nebular-phase type II supernovae. Dependencies on progenitor and explosion properties
核心坍缩超新星（SNe）的星云相位谱提供了关于大质量恒星及其爆炸的关键和独特的信息。本文给出了一组II型超新星爆炸后300 d的一维稳态非局域热力学平衡辐射转移计算。引导的结果为一个大的恒星演化模拟，我们工艺的II型SNe从12，15，20，和25 Msun星爆炸的喷出物模型。喷出物的密度结构和动能，56 Ni的质量，和化学混合的水平被参数化。我们的模型光谱是敏感的，采用线多普勒宽度，一种现象，我们与铁II和OI线与Lyalpha和Lybeta的重叠。我们的光谱显示出对56Ni混合的强烈敏感性，因为它决定了衰变功率被吸收的位置。即使在爆炸后300天，富氢层也对来自内部富金属层的辐射进行再加工。在一个给定的祖先模型中，56 Ni质量和分布的变化会影响喷出物的电离，从而调节所有谱线的强度。这种电离位移可以淬灭CaII线发射。在我们的一组模型中，OI 6300双重峰强度是祖细胞质量的最稳健特征。然而，我们强调，对流壳合并在祖大质量恒星内部可以污染富O壳钙，这将削弱OI 6300的双重通量在由此产生的星云SN II光谱。这一过程可能发生在自然界中，在更高质量的祖细胞中发生得更多，并可以部分解释从星云光谱推断的17 Msun以下的祖细胞质量的优势。
2020-07-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Late-Time View of the Progenitors of Five Type IIP Supernovae
后期成像的获取是分析超新星前身爆发前观测结果的重要步骤。我们提出了晚时间的HST ACS WFC的五个类型IIP SNe的网站：1999 ev，2003 gd，2004 A，2005 cs和2006 my的意见。使用F435 W、F555 W和F814 W过滤器进行观察。我们确认了SNe 2003 gd，2004 A和2005 cs的祖先鉴定，通过它们的消失。我们发现，以前被排除为SN 2006 my的祖先的来源现在已经消失了。对SN 1999 ev现场的后期观测对先前在爆炸前WFPC 2图像中确定为祖源的源的性质产生了重大怀疑。使用图像减法技术产生改进的精度比测光只进行爆炸前的图像单独。特别是，我们注意到，在爆炸前的帧与后期图像的检测极限的深度增加。我们使用SED拟合技术来探讨不同的红化成分对祖细胞的影响。对于SNe 2003 gd和2005 cs，爆炸前的观测是足够的限制，只允许有限数量的尘埃（星际或拱星）。假设只有银河系的红化定律，我们确定SNe 2003 gd，2004 A，2005 cs和2006 my的初始质量分别为8.4+/-2.0，12.0 +/-2.1，9.5（+3.4，-2.2）和9.8+/-1.7Msun。
2013-02-28 astro-ph.SR
Progenitor properties of type II supernovae: fitting to hydrodynamical models using Markov chain Monte Carlo methods
II型超新星（SNe II）的起源和爆炸性质是理解大质量恒星演化的基础。特别感兴趣的是它们的祖先的初始质量的范围，但尽管作出了努力，它仍然是不确定的。爆炸前图像中祖细胞的直接成像指出了$\sim$ 18 $M_{\odot}$的上限初始质量截止。然而，这是在紧张局势与以前的研究中，由光变曲线模型推断的祖质量往往有利于高质量的解决方案。此外，有人认为，光变曲线模型本身不能提供一个独特的解决方案的祖先和爆炸性能的SNe II。我们开发了一个强大的方法，它可以帮助我们约束的物理参数SNE II拟合同时其测辐射热光变曲线和光球速度的演变，流体动力学模型，使用统计推断技术。超新星爆发前的红超巨星模型是使用恒星演化代码MESA创建的，改变了初始的祖先质量。然后通过流体动力学模拟处理这些祖细胞的爆炸，其中爆炸能量、合成镍质量以及后者在喷出物内的空间分布被改变。我们通过马尔可夫链蒙特卡罗方法进行比较。我们将这种方法应用到一组经过充分研究的SNe与爆炸前图像中观察到的祖细胞，并与文献中的结果进行比较。祖先质量的限制被认为是一致的，我们的结果和那些来自前SN成像和分析的后期时间的光谱建模。我们已经开发出一个强大的方法来推断祖和爆炸性能的SN II祖这是与文献中的其他方法一致，这表明流体动力学建模是能够准确地约束物理性质的SNe II。
2020-08-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the Progenitor and Supernova of the SN 2002cx-like Supernova 2008ge
我们对超新星2008 ge进行了观测，它在光谱上与奇特的SN 2002 cx相似，它的爆炸前位置表明它的祖先可能是一颗白矮星。NGC 1527是SN 2008 ge的宿主星系，是一个S 0星系，没有恒星形成或大质量恒星的证据。天体测量匹配SN 2008 ge的后期成像到爆炸前的HST成像，我们限制了祖星的光度。由于SN 2008 ge的光谱中没有氢或氦的迹象，它的前身在爆炸前一定已经失去了外层，这就要求它是一颗白矮星、沃尔夫-拉叶星或双星系统中质量较低的恒星。对宿主星系的观测显示，在SN位置或其他任何地方都没有个别大质量恒星、星团或H II区的迹象，这使得沃尔夫-拉叶祖先不太可能存在。SN 2008 ge的后期光谱显示出强[Fe II]线，与同类其他成员相比，具有较大的速度宽度。这些以前看不见的特征表明，SN喷出物中有大量是Fe（推测是SN中产生的56 Ni放射性衰变的结果），进一步支持热核爆炸。将SN 2008 ge的观测结果与SN类中其他天体的观测结果相比较，我们认为其前身极有可能是一颗白矮星。
2010-09-05 astro-ph.CO astro-ph.SR
A pre-explosion optical transient event from a white dwarf merger with a giant supernova progenitor
我们研究了一些罕见的双星系统的演化路线，其中初始质量较大的~5.5-8.5Mo主星形成白矮星（WD），而4 Mo <M_2，0 <M_1，0的副星从演化的主星吸积质量，后来终止为核心坍缩超新星（CCSN）。在这样的WD-NS逆演化中，在WD之后形成中子星（NS）或潜在的NS祖星大质量核。这些SN爆炸之前可能会有WD与巨型次级核心的强相互作用，导致爆炸前数周至数年的中亮度光学瞬变（英语：Intermediate-Luminosity Optical Transient）事件（英语：Intermediate-Luminosity Optical Transient）（英语：Intermediate-Luminosity Optical Transient）。WD和巨星的共同包层阶段结束于合并，形成一颗超新星，或包层抛射，在巨星核心的CCSN之后，导致NS-NS或WD-NS幸存的双星。WD可能遭受热核爆炸，这可能被观察为Ia型SN。这些CCSN和热核爆炸中的大多数都是奇特的。利用恒星天体物理实验模块（MESA）计算了典型情况下的恒星演化。这些系统的出现率约为CCSNe的3- 5%。
2014-01-07 astro-ph.SR
Investigation of the Progenitors of Nova Explosions
复发新星（RNe）是Ia型超新星（SNe）的主要起源系统之一，在宇宙学中被用作距离指示器。因此，研究它们的中心双星系统的性质，以确定中心系统参数与爆发类型之间的关系，并最终确定可能产生Ia型超新星祖先的新星种群是很重要的。初步调查的细节，寻找可能区分经常性和经典新星（CNE）系统，初始目标的选择进行详细的研究，并初步结果。我们确定了10个可疑的RNe银河系CNe的调查与利物浦望远镜人口和我们最初的光度观测他们的静态系统表明，2可能属于RS Oph型和2的U Sco型RNe。光谱学的后续工作正在进行中。
2012-02-21 astro-ph.SR
Matter Mixing in Aspherical Core-collapse Supernovae: Three-dimensional Simulations with Single Star and Binary Merger Progenitor Models for SN 1987A
我们对SN 1987A的非球面核坍缩超新星进行了三维流体动力学模拟。研究了四种前超新星模型和参数化非球面爆炸的影响。四个超新星前模型包括一个蓝超巨星（BSG）模型，该模型基于最近为SN 1987A的祖先开发的缓慢合并场景（Urushibata et al. 2018）。另外两个是基于单星演化的BSG模型和两个红超巨星（RSG）模型。在调查的爆炸（模拟）模型中，一个模型与二进制合并祖模型和不对称的双极爆炸，它调用一个喷流爆炸，最好的再现约束的质量高速$^{56}$镍，推断从观察到的[Fe II]线配置文件。二元并合先驱体模型的优点是C+O核和氦层的$ρ\,r^3$轮廓平坦且延伸较少，这可能是由于氦核质量小。从最佳爆炸模型出发，预测了双极爆炸轴的方向（最强爆炸方向）、中子星（NS）反冲速度及其方向。其他相关的影响和未来的展望也被给出。
2019-12-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Progenitors and Explosion Properties of Supernova Remnants Hosting Central Compact Objects: II. A Global Systematic Study with a Comparison to Nucleosynthesis Models
本研究针对含中心致密天体的超新星遗迹开展系统分析，结合X射线观测数据与核合成模型对比，发现常用爆炸模型无法匹配抛射物产额，揭示其前身星多为低质量大质量恒星、爆炸能量较低，指出需完善理论模型并发展下一代X射线观测。
2023-08-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
A new precise mass for the progenitor of the Type IIP SN 2008bk
IIP SN 2008 bk的前身是在爆炸前的g 'r' i 'IYJHKs图像中发现的，这些图像是由欧洲南方天文台甚大望远镜FORS、HAWK-I和ISAAC仪器以及双子座GMOS-S仪器拍摄的。爆炸前观测的丰富性使这个SN的前身成为自SN 1987 A前身探测以来研究得最好的超新星之一。由于爆炸前图像的光度校准质量有限，以及含有SN的场的拥挤性质，以前对祖星特性的分析受到阻碍。我们提出了新的晚时间观测SN 2008 bk的网站获得与爆炸前的观测相同的仪器和过滤器配置，并确认以前确定的红超巨星是这个SN的祖先，现在已经消失。图像减法技术被用来进行精确的测光，现在失踪的祖星，独立于任何附近的恒星混合。利用HST WFC 3 UVIS/IR观测，探讨了周围恒星星族的性质及其对爆炸前图像中归属于祖先的通量的贡献。通过与MARCS合成光谱的比较，我们发现其前身是一个亮度log（L/Lsun）=4.84+/-0.11的高度变红的RSG，对应的初始质量为Minit=12.9+/-1.7Msun。祖先的温度比先前预期的RSG（T ~ 4330 K）更热，但与使用SED拟合技术推导的RSG的新温度一致。我们表明，有证据表明显着灭绝的祖先，可能出现在CSM，但这种灰尘产生类似的变红规律，发现在ISM（E（B-V）=0.77与Rv=3.1）的灰尘。[摘要]
2013-08-20 astro-ph.SR
Observational Properties of SNe Ia Progenitors Close to the Explosion
我们通过假设旋转双简并场景，确定了超新星Ia祖先在爆炸前的各个观测波段的预期信号。我们的研究结果也适用于所有的演化场景调用旋转的吸积过程的驱动机制，以及进化到爆炸。我们发现，观测性质主要取决于爆炸物体的质量，即使角动量演化后的质量吸积阶段结束之前的C燃烧的发病起着不可忽视的作用。爆发前的M_V星等为9 ~ 11等，色（F225 W-F555 W）约为-1.64等，在爆发前的几十年中光度特性保持不变。在过去的几个月里，亮度下降得非常快。光学波段的相应下降从百分之几变化到一个量级，确切值取决于WD总质量和质量传递结束时的制动效率。这一特征与能量生产呈指数级增长有关，这种增长驱动着对流核心的形成，迅速延伸到爆炸物体的大部分。角速度也会下降。我们发现，在软X波段（0.5 - 2千电子伏）的观测可以用来检查是否SNe Ia祖先演化到爆炸是由旋转驱动，因此，区分不同的祖先的情况。
2017-12-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Determining the main-sequence mass of Type II supernova progenitors
我们提出了辐射流体动力学模拟的核心坍缩超新星（SN）爆炸，人工产生的驱动活塞在一个旋转或非旋转的红超巨星祖星的信封的底部。我们寻找喷出物运动学的趋势，在由此产生的II型高原（II-P）SN，探索爆炸能量和前SN恒星演化模型的依赖关系。我们恢复平凡的结果，较大的爆炸能量产生较大的喷出物的速度在一个给定的祖。然而，我们强调，对于一个给定的爆炸能量，增加氦核心质量与主序列质量的这种II-P SN祖导致喷射的核心嵌入富氧物质在更大的速度。我们发现，光球速度在15天后，冲击爆发是一个很好的和简单的指示爆炸能量在我们选择的一套前SN模型。这个测量值，结合星云相OI 6303 - 6363 A线的宽度，可以用来确定主序质量的上限。使用我们的模拟结果，我们发现，目前，但显着不足，晚的时间光谱类型II-P SNe支持祖主序列质量低于~ 20 Msun，从而证实了推断的基础上直接，但困难，祖识别爆炸前的图像。II-P型超新星中OI 6303 - 6363 A的星云光谱宽度很窄，不支持25- 30 Msun范围内的高质量祖星。结合定量光谱建模，这种诊断提供了一种手段来约束的主要序列质量的祖，质量分数的核心弹出，因此，质量的紧凑的残余物形成。
2010-06-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pushing 1D CCSNe to explosions: model and SN 1987A
我们报告的方法，推，触发核心坍缩超新星爆炸的大质量恒星的球对称。我们探索基本的爆炸性质和校准PUSH，使SN 1987 A的可观测量再现。我们的模拟是基于广义相对论流体动力学代码AGILE结合详细的中微子输运计划IDSA的电子中微子和ALS的μ子和τ中微子。为了在其他非爆炸模拟中触发爆炸，我们依靠中微子驱动机制。PUSH方法通过重中微子味的能量沉积局部地增加增益区中的能量沉积。我们的设置允许我们模拟核心反弹后几秒钟的爆炸。我们探索了18- 21 M $_{\odot}$的祖细胞范围。我们的研究揭示了高紧凑性（HC）和低紧凑性（LC）的祖先模型之间的区别，其中LC模型倾向于更早地探索，具有较低的爆炸能量，并具有较低的残余质量。HC模型需要获得Bethe 1附近的爆炸能量，如SN 1987 A所观察到的那样。然而，所有具有足够高爆炸能量的模型都过量产生$^{56}$ Ni。我们的结论是，回退是需要重现所观察到的核合成产率。$^{57-58}$ Ni的核合成产率敏感地依赖于电子分数和相对于祖星初始壳层结构的质量切割位置。我们确定了一个祖先和一组合适的PUSH参数，适合爆炸性能的SN 1987 A时，假设0.1 M $_{\odot}$的回退。我们预测一颗中子星的引力质量为1.50 M $_{\odot}$。我们发现爆炸属性和紧凑性的祖模型在探索祖之间的相关性。然而，更完整的分析将需要使用…
2015-05-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Excavating the Explosion and Progenitor Properties of Type IIP Supernovae via Modelling of their Optical Lightcurves
IIP型超新星（SNe）的前身是红超巨星，但它们的性质还没有很好的确定。我们采用流体动力学模型研究了八个IIP型超新星的爆炸特征，以及它们的祖先星的性质。我们使用{ \sc MESA}恒星演化程序建立演化模型，将这些模型分解，并使用{ \sc STELLA}程序模拟光学光变曲线。我们拟合的光学光变曲线，Fe II 5169日冕速度，光球速度，观测数据。最近的研究表明，IIP SNe型的祖细胞具有不超过$\sim18$ M $_{\odot}$的零年龄主序列（ZAMS）质量。我们的拟合给出了7颗超新星的祖星ZAMS质量$\leq18$ M $_{\odot}$。在以前的祖质量估计存在，从各种来源，如流体动力学建模，多波长观测，或半分析计算，我们的建模一般倾向于较低的质量值。这一结果与以前的流体动力学模拟结果相反，但与使用广义相对论辐射流体动力学代码获得的结果一致。我们确实发现了一个事件，SN 2015 ba，有一个质量接近24 M $_{\odot}$的祖先，尽管我们无法很好地拟合它。我们还推导出再现光变曲线的尾部所需的$^{56}$ Ni的量，并发现值通常大于以前的估计。总的来说，我们发现很难用一个单一的参数来描述爆炸，需要一系列的参数。
2019-06-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Properties of Convective Oxygen and Silicon Burning Shells in Supernova Progenitors
最近的三维模拟表明，壳燃烧产生的对流种子扰动在触发中微子驱动的超新星爆炸中发挥了重要作用。由于孤立的模拟不能确定这种微扰辅助机制是否具有普遍的相关性，在整个祖质量范围内，我们在这里调查的对流氧和硅燃烧壳在广泛的presupernova恒星演化模型的相关属性。我们发现，扰动辅助爆炸的条件是最有利的在约16和26太阳质量之间的祖细胞，表现出大规模的对流翻转与高对流马赫数的扩展氧壳。虽然最高对流马赫数达到0.3，在低质量的祖先的氧壳，对流通常占主导地位的小尺度模式在这些壳，这意味着一个更温和的作用，在爆炸机制的初始扰动。对流硅燃烧很少提供扰动辅助爆炸所需的高马赫数和大尺度扰动。我们还发现，大约$40\%$的祖细胞之间的16和26太阳质量表现出同时的氧和氖燃烧在同一对流区作为一个壳合并前不久崩溃的结果。
2017-09-20 astro-ph.SR
Type Ia Supernova Explosions from Hybrid Carbon-Oxygen-Neon White Dwarf Progenitors That Have Mixed During Cooling
有人提出了“混合”白矮星的产生，它是由一个在O-Ne壳层中的C-O核心组成的，研究表明，富C中心区域的点火使这些可行的热核（Ia型）超新星的祖先。最近的研究发现，当白矮星在吸积之前冷却时，C-O核心与周围的O-Ne混合，这导致大质量祖星中的中心C分数低于先前的假设。为了进一步研究混合白矮星作为热核超新星祖先的有效性，我们从一系列新的混合祖先中模拟了热核超新星，其中包括冷却过程中的混合效应。前身白矮星模型是用一维恒星演化程序MESA建立的，它代表了一颗恒星经过不稳定的内部混合阶段，然后是吸积，直到达到碳燃烧的点火条件。然后将MESA模型映射到FLASH模拟爆炸的二维初始条件。为了比较，对传统的C-O祖先白矮星进行了类似的模拟。通过比较爆炸的产率，我们发现，与早期的研究一样，与传统的C-O祖先相比，混合祖先中较低的C丰度导致56 Ni的平均产率较低。虽然未混合的混合WD也表现出类似的减少，在总铁族产率，混合的情况下，不和产生一个较小的分数的铁族元素的形式56镍。我们把这归因于点火所需的较高的中心密度和爆燃点火的中心或偏离中心的位置。
2019-10-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the Progenitor System of the Type Iax Supernova 2014dt in M61
我们呈现了M61中Iax型超新星（SN Iax）2014 dt爆炸前和爆炸后的哈勃太空望远镜图像。在对这些图像进行天体测量校准后，我们在爆炸前图像中SN的位置没有检测到任何恒星源，相对较深的极限（M_F438W > -5.0等和M_F814W > -5.9等的3西格玛极限）。这些极限与SN 2012 Z的前身系统（M_F435 W = -5.43 +/- 0.15和M_F814 W = -5.24 +/- 0.16等）的光度相似，这是SN Iax爆炸前图像中唯一可能探测到的前身系统，事实上，任何白矮星超新星都是如此。SN 2014 dt与SN 2012 Z所建议的C/O白矮星/氦星伴星祖先系统一致，尽管可能有一个稍微小一些或热一些的供体。这些数据也与SN 2014 dt有一颗低质量红巨星或主序星伴星相一致。这些数据排除了M_init > 16 M_sun的主序星和M_init > 8 M_sun的大多数演化恒星是SN 2014 dt的祖先。热的沃尔夫-拉叶星也是允许的，但是附近缺乏明亮的光源使得这种情况不太可能发生。SN 2014 dt距离我们很近（D = 12 Mpc），因此是长期观测的理想目标，大约2年内的图像可能会探测到伴星或其前身白矮星的发光残骸。
2014-12-02 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
A Simple Approach to the Supernova Progenitor-Explosion Connection
我们提出了一种新的方法来了解景观超新星爆炸能量，喷射镍质量，和中子星出生质量。与其他最近的参数方法相比，我们的模型预测的中微子驱动的爆炸的基础上的崩溃前的恒星结构，而不需要流体动力学模拟的属性。该模型是基于物理动机的标度律和简单的微分方程描述的冲击波传播，收缩的中子星，中微子的排放，加热条件，和爆炸能量。使用模型参数兼容的多维模拟和成千上万的超新星祖先的细网格，我们得到一个杂色景观的中子星和黑洞形成类似于其他参数化的方法，并找到良好的协议与半经验措施的“爆炸性”的大质量恒星。我们预测的爆炸性能在很大程度上符合镍质量和爆炸能量之间的相关性。考虑到在爆炸阶段流出和下降流的共存，我们自然地得到爆炸能量和喷出物质量之间的正相关关系。这些相关性是相对稳健的参数变化，但我们的研究结果表明，有相当大的余地，在参数模型，以扩大或缩小黑洞和中子星形成的质量范围，并扩大或缩小爆炸能量。我们的模型目前仅限于一个全有或全无的处理回退，模型预测和观测约束之间仍然存在一些微小的差异。
2016-05-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Dusty Explosions from Dusty Progenitors: The Physics of SN2008S and the 2008 NGC300-OT
SN 2008 S和2008 NGC 300-OT是恒星被非常密集的尘埃恒星风自遮蔽的爆炸性瞬变。需要一个未被观测到的激波爆发光度为10^10 Lsun量级的爆炸瞬变，才能使瞬变在峰值处几乎不被遮蔽，并在光学上可见。如此大的爆发光度意味着其前身星是冷的红超巨星，很可能是~9 Msun的极端AGB（EAGB）星。当爆炸产生的冲击波通过密集的风向外传播时，它们在软X射线中产生冲击波亮度，为瞬变的长寿命亮度提供动力。与瞬变爆炸进入周围星周介质的典型情况不同，这些系统中的祖风在光学上厚到软X射线，很容易吸收无线电发射，并迅速重新形成被瞬变峰值亮度破坏的尘埃。因此，X射线被气体吸收，能量最终被重整的尘埃辐射。在达到峰值后的三年，两个系统仍然比它们的祖先恒星明亮得多，但它们再次被重新形成的尘埃完全笼罩，只有在中红外线下才能看到。然而，我们的模型表明，SN 2008 S，而不是NGC 300-OT，现在应该是一个可检测的X射线源。SN 2008 S的估计激波速度更高，风密度更低，因此X射线在更早的阶段就开始逃逸。
2011-06-23 astro-ph.SR
A Cool and Inflated Progenitor Candidate for the Type Ib Supernova 2019yvr at 2.6 Years Before Explosion
我们提出了哈勃太空望远镜对SN 2019 yvr爆炸前对应物的成像，该图像是在其爆炸前2.6年作为Ib型超新星（SN Ib）获得的。与爆炸后的Gemini-S/GSAOI图像相一致，我们证明了有一个与SN 2019 yvr祖系统一致的单一来源，这是iPTF 13 bvn之后的第二个SN Ib祖系统候选者。我们还分析了爆炸前的斯皮策/IRAC成像，但我们没有在SN位置检测到任何对应物。SN 2019 yvr是高度红化的，将它的光谱和光度学与其他熄灭较少的SNe Ib进行比较，我们得出SN 2019 yvr的$E(B-V)=0.51\substack{+0.27\\-0.16}$等。对爆前源的测光进行了尘埃红化的校正，我们确定该源与$\log(L/L_{\odot}) = 5.3 \pm 0.2$和$T_{\mathrm{eff}} = 6800\substack{+400\\-200}$ K星一致。这个相对较冷的光球温度意味着它的半径为320 $\substack{+30\\-50} R_{\odot}$，比预期的含有微量氢的SN Ib祖星大得多，但与先前发现的SN IIb祖星系统一致。该系统的光度也与经历共同包层演化的双星模型一致，导致主星氢包层质量大部分耗尽，但似乎与SN 2019 yvr的SN Ib分类相冲突。SN 2019 yvr在后期（$>$ 150天）光谱和成像中具有强烈…
2021-01-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
A late-time view of the progenitor candidates of the Type II-P SN 2009ib and SN 2012ec
本研究利用哈勃空间望远镜晚期观测，证实SN 2009ib的前身星候选体实为未分辨场星混合、无真实前身星贡献，同时确认SN 2012ec的前身星候选体已衰减消失，为II-P型超新星前身星研究提供新观测证据。
2025-08-01 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
How much hydrogen is in Type Ib and IIb supernova progenitors?
核心坍缩的超新星只有很少或没有氢（分别用IIb型和Ib型表示），是大质量恒星失去部分或大部分外层的爆炸。它们如何失去质量尚不清楚，但可能涉及二元相互作用。到目前为止，在爆炸前的成像中已经确定了七个这样的超新星的祖先（五个是IIb型事件，两个是Ib型事件）。在这里，我们发展详细的二进制恒星演化模型，以更好地了解这些祖先的性质。我们发现，在爆炸时留在信封中的氢的量很大程度上取决于后相互作用的质量损失率。剩余的氢反过来又以非平凡的方式强烈影响祖先的性质，如温度和光球半径。再加上前体数据中的消光和距离不确定性，很难从爆炸前成像中推断出准确的前体氢质量。我们量化了这种不确定性，并发现现有的数据是一致的，提出的Ib-IIb型氢质量阈值约为0.033 Msun，这意味着即使是Ib型祖先不是纯氦星。这些结果缓解了SN 2019 yvr的Ib型分类与其候选祖先属性之间的紧张关系。我们还估计了幸存的2019 yvr祖先伴星的亮度，这可能会在未来的观测中被发现。
2022-02-01 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
Progenitors of supernova Ibc: a single Wolf-Rayet star as the possible progenitor of the SN Ib iPTF13bvn
核心坍缩超新星（SN）爆炸标志着大质量恒星动荡的生命的结束。确定它们的祖先的性质是理解SNe性质的关键一步。直到最近，还没有直接检测到Ibc型SN的祖先，据信它们来自通过恒星风失去氢包层的大质量恒星和伴星从主星剥离H包层的双星系统。在这里，我们分析了最近报道的iPTF 13 bvn的观测结果，这可能是基于爆炸前图像的SN Ib祖先的首次检测。非常有趣的是，最近发表的单星日内瓦模型可以重现观测到的候选祖先的测光及其质量损失率，证实了最近提出的方案。我们发现，一个单一的WR星的初始质量在31-35 Msun的范围内符合观测到的光度的祖先iPTF 13 bvn。母星的光度log（L/Lsun）约为5.55，表面温度约为45000 K，爆炸时的质量约为10.9 Msun。我们的非旋转32 Msun模型高估了祖先的半径，尽管这可能与更大质量（40至50 Msun之间），更热，更明亮的祖先的微调模型相一致。我们的模型表明，一个非常不确定的喷出物质量约8 Msun，这是高于平均的SN Ib喷出物质量，是来自光变曲线（2-4 Msun）。这种可能的高喷出物质量可以在iPTF 13 bvn光变曲线和光谱中产生可检测的影响。如果候选者确实被证实是祖先，我们的结果表明，具有相对较高的初始质量（>30 Msun）的恒星可以在死亡时产生可见的SN爆炸，并且不会直接坍缩成黑洞。
2013-10-10 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The Candidate Progenitor of the Type IIn SN 2010jl is Not an Optically Luminous Star
IIn型超新星（SN）的祖先星（或系统）的性质仍然不确定。虽然至少有四个IIn型超新星的祖先有直接的成像限制，其中之一是SN 2010 jl，但在解释不稳定的祖先和爆炸事件本身时仍然存在模糊性。爆炸前HST/WFPC 2图像中的蓝色源落在SN 2010 jl爆炸后地基成像得出的5 sigma天体测量误差圆内。然而，在地基天体测量发表时，SN还没有充分褪色，无法进行爆炸后的HST后续观测，以确定更精确的天体测量解和/或确认爆炸前的源是否已经消失，这两者都是最终解开可能的祖先情景所必需的。在这里，我们展示了2014年和2015年获得的SN 2010 jl场的HST/WFC 3成像，当时SN已经足够褪色，可以对祖先进行新的限制。在新图像中仍然检测到的SN偏移0。“099 +/-0。“008（24 +/- 2 pc）来自潜在的和扩展的排放源，该排放源至少部分（如果不是全部）贡献于先前在WFPC 2数据中被建议为候选祖源的蓝色源。仅这一点就排除了爆炸前图像中的蓝色源是爆炸恒星的可能性，但可能与一个年轻（<5-6百万年）的星团有关，并且仍然认为有一个大质量（>30个太阳质量）的祖先。我们获得了新的上限流量从一个单一的明星在SN的位置在爆炸前WFPC 2和斯皮策/IRAC的图像，可能最终被用来约束祖属性。
2016-11-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Catching a star before explosion: the luminous blue variable progenitor of SN 2015bh
本文利用CMFGEN程序对SN 2015 bh爆前光谱进行了辐射转移模拟。该物体由于其爆炸前和爆炸后的行为与SN 2009 ip非常相似而引起了极大的关注。它们似乎属于一类事件，其命运是真正的核心坍缩超新星还是非终结性爆炸仍在争论中。我们的CMFGEN模型表明，SN 2015 bh的前身的有效温度在8700到10000 K之间，光度在~ 1.8-4.74e6 Lsun的范围内，在表面含有至少25%的H质量，以及半太阳的Fe丰度。SN 2015 bh的前身星产生了质量损失率为6 e-4 ~ 1.5e-3 Msun/yr、速度为1000 km/s的扩展风。我们确定，在观测之前，风至少延伸到2.57e14厘米，并持续了至少30天，向星周介质中释放了5e-5 Msun。与2009 ip类似，我们认为这是爆炸性喷出物在后期可能相互作用的物质，也许会产生可观察到的特征，可以通过未来的观测进行探测。我们得出结论，SN 2015 bh的前身很可能是一个至少35 Msun的暖光蓝色变星。考虑到高风速，我们不能排除其前身是沃尔夫-拉叶星的可能性，它在2013年爆发前膨胀，类似于1994年爆发期间的HD 5980。如果这颗恒星幸存下来，后期的光谱学可能会显示出类似的LBV或沃尔夫-拉叶星，这取决于爆炸前H包层的质量。如果这颗恒星是真正的SN，2015 bh将是一个在SN前阶段黑洞形成后成功爆炸的显著例子…
2018-05-09 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The Overarching Framework of Core-Collapse Supernova Explosions as Revealed by 3D Fornax Simulations
我们已经进行了十九个国家的最先进的3D核心坍缩超新星模拟跨越广泛的祖质量。这是有史以来最大的复杂3D超新星模拟集合。我们已经发现，虽然这些模型中的大多数都爆炸了，但并不是所有的模型都爆炸了，即使是在可用的原始质量范围中间的模型也可能不太容易爆炸。这并不意味着那些我们没有看到爆炸的模型在自然界中不会爆炸，而是它们比其他模型更不容易爆炸。一个结果是，“紧凑性”的措施是不是一个度量的可爆炸性。我们发现，质量较低的大质量恒星祖先可能经历较低能量的爆炸，而质量较高的大质量恒星可能经历较高能量的爆炸。此外，大多数3D爆炸都有一个占主导地位的偶极子形态，有一个捏，蜂腰结构，并同时经历吸积和爆炸。我们再现的一般范围内的剩余中子星质量推断银河系中子星人口。然而，最大质量的祖先模型，特别是相对于爆炸能量，需要持续更长的物理时间才能渐近线到它们的最终状态。我们发现，虽然大多数的内部喷出物有Y $_e = 0.5$，有一个实质性的质子丰富的尾巴。这一结果具有重要意义的核合成产率作为一个功能的祖。最后，我们发现，非爆炸模型最终演变成紧凑的内部配置，经历一个准周期的螺旋SASI模式。除此之外，我们在爆炸模型中几乎看不到SASI的证据。
2019-11-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Type IIn Supernova 2010bt: The Explosion of a Star in Outburst
众所周知，大质量恒星（M > 8 M_sun）的演化直到恒星核心坍缩，在大多数情况下导致超新星（SN）爆炸。它们的不均匀性主要与爆炸时母星的不同配置以及它们的直接环境有关。我们提出了SN 2010 bt的光度学和光谱学，它被归类为一个IIn型SN，从发现后不久获得的光谱，并广泛观察了大约两个月。在由于接近太阳而出现季节性中断后，SN低于探测阈值，表明光度迅速下降。我们可以通过比较哈勃太空望远镜拍摄的主星系爆炸前的图像和SN最大亮度后的图像来识别可能的祖先，即一颗非常明亮的恒星（log L/L_sun ~ 7）。这样的光度并不适用于静止的恒星，而是适用于处于活跃阶段的大质量恒星。这一候选祖先后来通过2015年（发现后约5年）拍摄的图像得到证实，其中在SN位置没有检测到亮点源。鉴于这些结果和SN的行为，我们得出结论，SN 2010 bt可能是一个IIn型SN，它的前身是一颗大质量恒星，在最终爆炸前不久经历了一次爆发，导致SN前身周围的星周环境致密，富含H。
2018-05-06 astro-ph.SR
The Yellow Supergiant Progenitor of the Type II Supernova 2011dh in M51
我们目前的检测II型SN 2011 dh在档案爆炸前哈勃太空望远镜图像的祖先。利用Gemini NIRI+ALTAIR的爆炸后自适应光学成像，确定爆炸前图像中SN的位置在23 mas以内。它的前身天体与F8超巨星一致（log L/ L_{\odot} =4.92+/-0.20和T_{eff} =6000+/-280 K）。通过与恒星演化轨迹的比较，这对应于一颗恒星在核心C燃烧结束时的初始质量为M_{ZAMS} =13+/-3 M_{\odot}。基于以下原因，拒绝了祖先源是簇的可能性：1）源在空间上没有延伸; 2）不存在过量的Hα 1发射;以及3）与合成簇SED的拟合差。目前还不清楚是否有一个双星伴星对观测到的SED有贡献，尽管我们认为伴星的贡献并不显著，因为观测到的测光与一颗恒星SED有很好的对应关系。早期的光度和光谱观测显示，它的演化速度与过渡的IIb型SN 2008 ax相似，并表明其前身的大量氢包层在爆炸前被移除。
2011-06-13 astro-ph.SR
Matter Mixing in Core-collapse Supernova Ejecta: Large Density Perturbations in the Progenitor Star?
物质混合是核心坍缩超新星爆发研究的重要内容之一。在本文中，我们进行了二维流体动力学模拟再现的高速$^{56}$ Ni块在SN 1987 A中观察到。这是首次提出在CCSN前身中利用大密度微扰产生瑞利-泰勒（RT）不稳定性，使物质有效混合。在球形爆炸的情况下，RT不稳定性是有效的在两个C+O/He和He/H界面的SN祖。微扰图样中的径向相干结构对于获得高速$^{56}$ Ni团簇是重要的。在非球面爆炸的某些情况下，我们还可以得到物质混合的特征和高速$^{56}$ Ni团簇。我们发现，在我们的工作中，最有利的模型之一有一个组合的双极和赤道不对称爆炸，其中至少25%的密度扰动是在不同的组成界面的CCSN祖。这些模拟结果与SN 1987 A的观测结果相当。
2015-07-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Neutron star kicks by the gravitational tug-boat mechanism in asymmetric supernova explosions: progenitor and explosion dependence
超新星爆发早期的不对称物质抛射可以使新生的中子星产生反冲速度。对于中微子驱动的爆炸NS加速被证明主要是由各向异性驱逐内喷出物的引力吸引，而流体动力学的贡献在次主导的水平上，和不对称中微子发射只起次要作用。二维和三维流体动力学模拟表明，这种引力拖船机制可以解释观测到的年轻NS的空间速度高达1000 km/s以上。在这里，我们讨论了如何NS踢取决于能量，喷出物的质量，和不对称的SN爆炸，和哪种作用的紧凑性的预塌缩恒星核心起到的动量转移到NS。我们还提供了简单的解析表达式NS速度在这些数量。参考文献中的流体动力学模拟的结果，我们认为，为什么在讨论的情况下NS加速，电子捕获SNe，低质量铁核SNe和超剥离SNe可以预期有相当低的内在NS踢比核心崩溃SNe的大规模恒星核心。我们的基本论点仍然有效，如果祖星拥有大规模的不对称性，在其对流硅和氧燃烧层。可能的情况下，自旋踢对齐勾勒。我们的大部分讨论仍然是在概念和定性的水平上，需要更多的工作，在数值模拟方面，以确定所涉及的参数，其处方的依赖性将需要配方，可用于更好地描述NS踢在二进制进化和人口合成研究。
2017-02-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Progenitor-dependent Explosion Dynamics in Self-consistent, Axisymmetric Simulations of Neutrino-driven Core-collapse Supernovae
我们提出了自洽的，轴对称的核心塌陷超新星模拟进行普罗米修斯顶点代码的18个前超新星模型在11-28太阳质量的范围内，包括最近由其他团体调查的祖先。所有的模型都会产生爆炸，但根据原型结构的不同，它们可以分为两类。随着Si/Si-O界面处密度的急剧下降，该界面到达激波前沿导致质量吸积速率的突然下降，从而触发快速接近爆炸。随着吸积速率的逐渐降低，中微子加热需要更长的时间来克服吸积冲压压力和爆炸。反弹后的高质量吸积率和相应的高中微子光度结合在Si/Si-O界面处的吸积率和冲压压力的显着下降，促进了早期的爆炸。由于快速收缩的中子星半径和通过其最大值后后退的冲击前锋，我们的模型表现出短的平流时间尺度，这有利于有效的增长的常设吸积激波不稳定性。后者至少对失速激波在逃逸前的再膨胀起支持作用。考虑到增益层中的湍流压力的影响，我们推导出一个广义的临界中微子光度的条件，捕捉所有模型的爆炸行为非常好。我们通过测试随机性、数值分辨率和近似在微观物理学某些方面的影响来验证我们研究结果的稳健性。
2016-05-18 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Supernova 1987A: 3D Mixing and light curves for explosion models based on binary-merger progenitors
超新星1987 A（SN 1987 A）的六个双星合并的祖先，其性质接近蓝超巨星Sanduleak-69 202，它们被中微子加热爆炸，并在三维（3D）中演化到激波爆发后很长时间，并继续进行球对称的光变曲线计算。我们的研究结果证实了以前对单星祖先的发现：（1）具有SN 1987 A能量的3D中微子驱动爆炸合成了与放射性光变曲线尾部一致的Ni-56质量：（2）流体动力学模型将氢向内混合到最小速度低于40 km/s，与SN 1987 A的光谱观测一致;（3）对于给定的爆炸能量，Ni ~（56）向外放射性混合的效率主要取决于（C+O）/He和He/H组分界面处瑞利-泰勒不稳定性的高增长因子以及He/H组分界面下快速羽流与反向激波的弱相互作用。H接口。所有的双星合并模型都具有与Sanduleak-69 202的光度半径相匹配的超新星前半径，外层的结构使它们能够在最初的7天内重现观测到的初始光度峰值。模型混合约0.5兆太阳的氢到氦壳层，并表现出强烈的向外混合的Ni-56的最大速度超过3000公里/秒观察到的大部分喷射的Ni-56具有光变曲线形状与SN 1987 A光变曲线的圆顶很好的协议。基于单星和双星合并祖先的SN 1987 A的3D中微子驱动爆炸模型的最佳代表的比较分析表明，只有一个双星模型满足所有观测约束，除了一个。
2021-04-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
The explosion of 9$-$29$M_\odot$ stars as Type II supernovae : results from radiative-transfer modeling at one year after explosion
我们从最先进的爆炸模型出发，通过详细的核合成计算，提出了一组一年前II型超新星（SNe）辐射传输的非局域热力学平衡稳态计算。这个网格覆盖了初始质量在9到29 $M_{\odot}$之间的单星祖先，它们都是在太阳金属丰度和忽略自转的情况下用开普勒演化的。[OI] $λλ$ $6300,6364$线通量通常随祖细胞质量而增长，而H $α$表现出同样强的相反趋势。[CaII] $λλ$ $7291,\,7323$的强度在低$^{56}$ Ni质量、低爆炸能量或结块时增加。这CaII双峰，主要形成在爆炸产生的Si/S区，依赖于祖质量很少，但可能会加强，如果Ca $^+$占主导地位的H-丰富的发射区或如果Ca是丰富的O-丰富的区域。事实上，Si-O壳层合并之前，核心崩溃可能会提高钙双在OI双的代价，因此可能会模仿金属线强度较低的质量祖。我们发现，$^{56}$镍泡效应具有微弱的影响，可能是因为它太弱，导致在各个发射区的电离位移。我们的模拟结果与观测到的SNe II（包括SN 2008 bk）（例如，9 $M_{\odot}$型号）、SN 2012 aw（12 $M_{\odot}$型号）、SN 1987 A（15 $M_{\odot}$型号）或SN 2015 bs（25 $M_{\odot}$型号，无Si-O壳融合）。SNe II与窄线和低$^{56}$ Ni质量很好地匹配的9 $-$ 11…
2021-05-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Progenitors of early-time interacting supernovae
我们使用辐射转移程序CMFGEN计算了一组广泛的超新星与星周物质相互作用的早期光谱。我们的模型适用于从爆炸后1天到几天观察到的事件。使用这些模型，我们约束的祖先和爆炸性能的样本17个观察到的相互作用的超新星在早期。由于大质量恒星有很强的质量损失，这些光谱提供了关于超新星祖先的有价值的信息，如质量损失率，风速和表面丰度。我们发现，这些事件跨越了广泛的爆炸和祖属性，表现出超新星的亮度在1E8至1E12 Lsun范围内，温度从10000至60000 K，祖质量损失率从几个1E-4高达1 Msun/年，风速从100至800公里/秒，表面丰度从太阳到H-耗尽。我们的研究结果表明，与大质量恒星在其馀的生命周期中所表现出的质量损失相比，许多与星周物质相互作用的超新星祖先在爆炸前显着增加了质量损失。我们还推断缺乏表面丰度和质量损失率之间的相关性。这可能指向爆炸前的质量损失机制与恒星质量无关。我们发现，这些事件中的大多数具有hoc处理的表面丰度。在单星的情况下，这表明倾向于高质量的RSG作为相互作用的SNe的祖先，而双星演化可能会影响这一结论。我们的模型是公开的，并随时适用于分析正在进行的和未来的大规模调查，如Zwicky瞬态工厂的结果。
2020-05-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ejecta masses in Type Ia Supernovae -- Implications for the Progenitor and the Explosion Scenario
基于28颗Ia型超新星的观测数据，推断出大多数超新星抛射物质量低于钱德拉塞卡极限，支持亚钱德拉塞卡爆炸模型，同时部分与近钱德拉塞卡爆炸兼容。
2024-08-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Applications of Machine Learning to Predicting Core-collapse Supernova Explosion Outcomes
大多数现有的标准来自核心坍缩超新星的祖属性是不是很准确地预测爆炸的结果。我们提出了一个新的看识别核心塌陷超新星的爆炸结果使用机器学习方法。通知样本的100个二维轴对称超新星模拟进化与天炉座，我们训练和评估的随机森林分类器作为爆炸预测。此外，我们研究基于物理的功能集，包括紧凑性参数，Ertl条件，和一个新开发的集，其特征在于硅/氧界面。从9 $-$ 27 M $_{\odot}$超过1500超新星祖先，我们另外训练自动编码器直接从祖先密度分布提取物理不可知的功能。我们发现，仅密度分布包含有意义的信息，其爆炸性。硅/氧和自动编码器功能都能预测爆炸结果，精确度为$\approx$ 90\%。在更大的多维模拟集的预期中，我们确定了机器学习应用程序在爆炸结果预测之外的未来方向。
2022-08-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Initial Masses of the Red Supergiant Progenitors to Type-II Supernovae
有越来越多的附近SNe的祖先恒星被发现在档案爆炸前成像。从这些图像中可以测量爆炸前几年的祖星亮度，并最终估计其初始质量。先前的研究表明，II-P和II-L超新星（SNe）有红超巨星（RSG）的祖先，这些祖先的初始质量范围似乎仅限于$<$ 17 M $_\odot$。这与演化模型预测的25- 30 M $_\odot$的截止值形成对比，这一结果被称为“红超巨星问题”。在这里，我们调查一个特定的来源，系统误差目前在转换爆炸前测光到一个初始质量，即用于转换成一个单波段通量的热辐射光度的热辐射校正（BC）。我们表明，使用星团，RSG演变到后来的光谱类型，因为它们接近SN，这反过来又导致BC变得更大。不考虑这一点会导致系统性地低估恒星的光度，从而低估其初始质量。使用我们的经验动机的BC，我们重新评估的II-P和II-L SNe，其祖细胞在爆炸前成像检测。将初始质量函数拟合到这些更新的质量导致$M_{\rm hi}$的质量上限截断值增加= $19.0^{+2.5}_{-1.3}$ M $_\odot$，95%置信上限为$<$ 27 M $_\odot$。考虑到有限的样本量效应和质量-光度关系中的系统不确定性，将截止值提高到$M_{\rm hi}$ = 25 M $_\odot$（$<$ 33 M $_\odot$，95%置信度）。因此，我们的结论是，目前没有强有力的证据“失踪”的高质量祖核心崩…
2017-10-16 astro-ph.SR
PUSHing core-collapse supernovae to explosions in spherical symmetry IV: Explodability, remnant properties and nucleosynthesis yields of low metallicity stars
在本系列的第四篇论文中，我们使用参数化的球对称爆炸方法PUSH对两组非旋转恒星祖先模型进行了系统的研究。我们的研究包括爆炸前的模型与金属丰度Z=0和Z=Z $_{\odot}\times 10^{-4}$和覆盖的祖质量范围从11到75 M $_\odot$。我们提出并讨论了所有模型的爆炸性质，并预测在这种方法内的残余物（中子星或黑洞）的质量分布。我们还进行了系统的核合成研究，并预测详细的同位素产量作为祖质量和金属丰度的函数。我们提出了我们的核合成结果与观测派生的$^{56}$镍喷出物从正常的核心坍缩超新星和铁族丰度的贫金属星HD~84937的比较。总的来说，我们的爆炸能量，剩余质量分布，$^{56}$镍质量，和铁组产率的结果是一致的正常CCSNe的观察。我们发现，在低和零金属丰度的恒星祖先更容易BH的形成比那些在太阳的金属丰度，这允许在LIGO/VIRGO观察到的质量范围内的BH的形成。
2020-02-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernova Explosions of the Lowest-Mass Massive Star Progenitors
该研究通过对比1D和3D模拟，发现最低质量大质量恒星前身星在3D中爆炸能量和镍产量显著更高，且抛射物更富中子，强调3D模拟对捕获超新星可观测量的必要性。
2024-05-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Double-detonation explosions as progenitors of type Iax supernovae
最近有人提出，Ia型超新星的一个子类（SNe Ia）既有足够的区别，又有足够的共同性，可以从SNe Ia的主体中单独分类，并建议在SN 2002 cx之后命名为“Iax型超新星”（SNe Iax）。我们表明，这一类的人口属性可以理解，如果事件起源于氦双爆子Brachasekhar质量爆炸，其中碳-氧白矮星（CO WD）积累的氦层从非简并氦星。我们已经纳入了详细的二进制进化计算的祖先系统到一个二进制人口合成模型，以获得出生率和延迟时间等事件。预测的银河系事件发生率为$\sim$ $0.6-1.8\times 10^{-3}\,{\rm yr}^{-1}$，与SNe Iax的测量率非常一致。此外，预测的延迟时间为$\sim$ 70\，Myr $-$ 710\，Myr，这与SNe Iax迄今为止只在晚型星系中发现的事实相一致。基于爆炸时的CO WD质量和以前的爆轰模型，我们还估计了由此产生的SN亮度（$-13 \gtrsim M_{\rm bol} \gtrsim -19$ mag）的分布，这可以再现SNe Iax的经验多样性。我们推测，为什么非简并捐助者的恒星双星可能会导致SNE Iax，如果类似的系统与简并捐助者不，并建议，较高的质量的氦层点火所需的吸积率较低，通常提供从非简并捐助者可能提供的解释。
2013-07-12 astro-ph.SR
Supernova 2012ec: Identification of the progenitor and early monitoring with PESSTO
我们在档案爆炸前HST WFPC 2和ACS/WFC F814 W图像中识别了IIP SN 2012 ec型的祖先。在爆炸前WFPC 2 F450 W和F606 W图像中未检测到祖物质的属性进一步受到限制。我们报告了SN 2012 ec的一系列早期光度和光谱观测结果。r '-带光曲线显示M（r'）=-17.0的平台。早期光谱与IIP SN 1999 em相似，在发现后1天，在H α吸收最小值处测得的膨胀速度为-11，700 km/s。SN 2012 ec的光度和光谱演化表明它是一个IIP型SN，在爆炸后几天（<6d）才被发现。与MARCS模型的SEDs相比，我们得到了原始恒星的光度为log L/Lsun = 5.15+/-0.19，由此我们推断其初始质量范围为14- 22 Msun。这是第一个有确定祖先的SN，随后是公共ESO瞬态天体光谱调查（PESSTO）。
2013-02-01 astro-ph.SR
Spectropolarimetry of SN 2011dh in M51: geometric insights on a Type IIb supernova progenitor and explosion
我们介绍了M51中IIb型超新星（SN）2011 dh的七个分光偏振测量时代，跨越了86天的演化。第一个纪元是在爆炸后9天获得的，当时光球层仍然在剥离的包层祖先的耗尽氢层中。连续极化是安全地检测到的P~0.5%的水平，通过第14天，并出现减少到第30天，这是从其他核心崩溃SNe的研究所提出的普遍趋势不同。在P和位置角的时变调制检测跨P-Cygni线功能。H-α和HeI极化峰值后30天，并表现出位置角大致与早期的连续一致，而OI和CaII似乎是几何不同的。我们讨论了几种可能性来解释的连续谱和线偏振的演变，包括潮汐变形的祖星的潜在影响，非球面放射性加热快速上升的羽流的Ni-56从核心，斜激波爆发，或散射的星周物质。虽然这些可能性是合理的，并受到理论预期的指导，但它们并不是数据的唯一解决方案。需要构建更详细的流体动力学和辐射传输模型，其中包含复杂的非球面几何形状，以进一步阐明SN 2011 dh和其他IIb型超新星的偏振辐射的性质。
2015-09-05 astro-ph.SR
