Collapse of rotating massive stars leading to black hole formation and energetic supernovae
通过数值相对论模拟，发现旋转大质量恒星坍缩形成的黑洞吸积盘黏性加热可驱动高能外流，快速旋转模型爆炸能量可达约3×10^51尔格，满足宽谱Ic型超新星条件，并可能产生短时标明亮暂现源。
2023-09-05 astro-ph.HE
Comprehensive study of ejecta-companion interaction for core-collapse supernovae in massive binaries
我们对大质量双星系统中超新星喷出物与伴星的相互作用进行了全面的研究。我们的目标是从物理上理解相互作用的运动学并预测观测特征。为了做到这一点，我们在一个巨大的参数空间的二进制配置，不同的质量的祖先和同伴，结构的同伴，爆炸能量和轨道分离进行模拟。我们的结果与Wheeler等人（1975）的经典模型不太一致，有时会偏离一个数量级。我们构建了一个替代的简单模型，合理地解释了模拟结果，可以用来估计任意爆炸轮廓和伴星结构的冲击速度。然后我们研究了超新星爆发后的长期演化，在那里伴星可以被注入恒星的能量膨胀。我们发现，伴星在超新星爆发后可以变得超过一个数量级，但在$\sim10$年后迅速消失，并在大约一个恒星的热时标内恢复到原来的光度。最后，我们还讨论了可能的表面污染的重元素从较慢的喷出物。
2018-07-27 astro-ph.HE
Type Ibn Supernovae May not all Come from Massive Stars
由于核心坍缩超新星是大质量恒星的爆炸，其寿命相对较短，它们几乎只发生在具有活跃恒星形成的星系中。另一方面，Ibn型超新星PS1- 12 sk在一个更典型的热核（Ia型）超新星的环境中爆炸：在星系团中最明亮的椭圆星系的外围。在那个位置缺乏任何明显的恒星形成，这对Ibn型超新星的模型提出了挑战，因为它是非常大质量的沃尔夫-拉叶星的爆炸。在这里，我们提出了一个补充搜索的恒星形成的网站PS1- 12 sk，现在超新星已经褪色，通过深紫外成像的主机集群与哈勃太空望远镜。我们在超新星位置的1千秒差距内没有检测到任何紫外线发射，这使我们能够将恒星形成率的限制加深一个数量级，与对该事件的原始研究相比。根据这个新的限制，我们讨论了Ibn型超新星的祖先是否可以是大质量恒星，以及已经提出了什么合理的替代方案。
2019-01-23 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Rapidly Fading Supernovae from Massive Star Explosions
瞬变测量最近发现了一类具有非常迅速的光变曲线下降的超新星（SNe）。这些事件通常也相对较弱，特别是与Ia型SNe相比。对这些事件的普遍解释是一次微弱的爆炸，产生了一个放射性流出物，喷出的质量和动能都很小（M ~ 0.1 Msun和E ~ 0.1 B），可能是由白矮星上的氦壳爆炸造成的。相反，我们认为这些事件可能是具有典型质量和能量（M ~ 3 Msun，E ~ 1B）的Ib/cSNe型，但喷出的放射性物质很少。在我们的图片中，光变曲线是由爆炸冲击波沉积的热能的扩散提供动力的，而快速演变是由于复合，这降低了不透明度并导致“氧气平台”光变曲线。使用辐射转移程序，我们生成的合成光谱和光变曲线，并证明该模型可以合理地拟合一个事件，SN 2010 X的观测。类似的模型可以解释其他快速发展的SNe的特征，如SN 2002 bj和SN 2005 ek。像这样的SNe需要具有相当大半径（R ~ 20 Rsun）的剥离包络祖细胞，这可能源于爆炸前发生的质量损失事件。
2013-09-16 astro-ph.HE
The Outcome of Supernovae in Massive Binaries; Removed Mass, and its Separation Dependence
大多数大质量恒星都是在双星系统中形成的。因此，我们有理由预期，大多数核心坍缩超新星（CCSNe）都发生在双星中，伴星的存在可能会在观测到的特征中留下一些印记。考虑到这一点，我们进行了二维流体动力学模拟的碰撞CCSNe喷出物与伴星在一个几乎相等的质量（$\sim 10M_\odot$）的二进制，以找出可能的后果，这样的事件。特别是，我们注意的质量去除量和它的依赖于二进制分离。与前面的结果相反，我们发现伴星质量的剥离不是通过动量转移，而是通过激波加热。对于最接近的分离，可以去除高达原始质量的$25\%$，并且去除的质量随着二元分离$a$而减小为$M_{ub} \propto a^{-4.3}$。通过人工修改入射喷出物的密度进行一些实验计算，我们表明，如果喷出物的速度是固定的，入射喷出物的密度是一个重要的参数，实际上决定了删除的质量为$M_{ub} \propto ρ_{ej} ^{1.4} $。另一方面，另一组修正了入射喷出物速度的模拟表明，加热恒星物质并导致伴星质量损失的前向激波的强度实际上是去除质量的关键参数。
2014-08-01 astro-ph.HE
Quark-Novae occurring in massive binaries : A universal energy source in superluminous Supernovae with double-peaked light curves
夸克新星（QN，从中子星到夸克星的突然转变）发生在大质量双星的第二公共包络（CE）阶段（Ouyed等人，2015a&b），非常适合超高亮度、贫氢、超新星（SLSNe），具有双峰光变曲线，包括DES13S2cmm、SN 2006oz和LSQ14bdq（http：//www.quarknova.ca/LCGallery.html）。在我们的模型中，质量较小的伴星的H包层在第一个CE阶段被喷射出来，而QN则发生在第二个CE阶段的深处，在CE的大小扩展到几十到几千个太阳半径的半径之后，这产生了我们模型中的第一个峰值。夸克星与CO核的合并导致了黑洞的形成和吸积，这解释了第二个持久的峰值。我们研究了具有双峰光变曲线的8个SLSNe Ic样品。我们的模型对所有这些都有很好的拟合，第一个峰的通用爆炸能量为2 × 10^52尔格（这是QN喷出物的动能）。在iPTF13ehe和LSQ14bdq中看到的后期发射与即将离开的富He（即第二个）CE和先前喷射的富H（即第一个）CE之间的激波相互作用相吻合。
2016-01-10 astro-ph.HE
Modeling the Evolution from Massive Stars to Supernovae and Supernova Remnants
该研究回顾了团队在大质量恒星到超新星及超新星遗迹演化建模的最新进展，重点探究年轻超新星遗迹性质与前身星、超新星爆炸的关联，以揭示超新星引擎物理与大质量恒星晚期演化机制。
2023-11-09 astro-ph.HE
The Atomic Physics Underlying the Spectroscopic Analysis of Massive Stars and Supernovae
我们已经开发了一个辐射转移代码CMFGEN，它使我们能够模拟大质量恒星和超新星的光谱。使用CMFGEN，我们可以获得基本参数，如有效温度和表面重力，获得丰度，并对恒星风特性进行约束。最后一个是重要的，因为所有的大质量恒星都在通过辐射压力驱动的恒星风失去质量，这种质量损失可以大大影响恒星的光谱外观和演化。最近，我们扩展了CMFGEN，使我们能够进行随时间变化的超新星辐射转移计算。这种计算将用于对超新星祖先施加限制，对超新星爆炸和核合成施加限制，并使用称为“扩大光球法”的物理方法推导距离。我们描述了代码和所涉及的原子过程的假设。代码中的一个关键成分是原子数据。对于建模，我们需要准确的过渡波长，振子强度，光电离截面，碰撞强度，自电离率，和电荷交换率几乎所有的物种，并包括钴。目前，现有的原子数据在数量和质量上都有很大差异。
2011-01-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernovae in compact star clusters as sources of high-energy cosmic rays and neutrinos
我们讨论了一个特定的人口的银河PeVatrons可能是银河宇宙射线（CR）的组成部分远高于PeV能量的主要来源。大质量恒星组成的致密星团中的超新星被认为是强有力的CR、中微子和伽马射线辐射源。在会聚激波流中非线性费米加速的数值模拟表明，这些加速器可以提供高达$10^{16}-10^{17}$ eV的非常硬的质子谱，该谱远高于在约$3\times10^{15}$ eV处的全粒子CR谱中的“膝”。我们认为，已知的超新星遗迹与年轻大质量恒星Westerlund I和Cl*1806-20的致密星团中的恒星风相互作用，可以与H.E.S.S.探测到的TeV伽马射线发射源相关联。可能是冰立方天文台探测到的一小部分高能中微子的来源。最近用LOFAR阵列进行的CR成分测量显示，在$10^{17}$ eV附近的能量处，轻质量分量可能主导所有粒子谱。如此强烈的光成分（主要是质子和氦）可能需要特定的银河系CR源，例如超新星与大质量恒星的致密星团相互作用，以及孤立的超新星遗迹。
2017-06-04 astro-ph.HE
Wave-driven mass loss of stripped envelope massive stars: progenitor-dependence, mass ejection, and supernovae
由星周相互作用提供动力的快速上升和衰减的超新星的发现表明，超新星爆发前阶段是大质量恒星演化中的一个临界现象。从理论上预测的物质抛射机制来理解星周介质的质量和径向范围是非常重要的。在这项工作中，我们研究了大质量贫氢恒星的波加热过程，运行一套恒星模型，以预测波能量和预爆炸的时间尺度的表面能沉积。我们调查恒星模型的主序星祖质量从20- 70 $M_{\odot}$和金属丰度从0.002到0.02。这些模型中的大多数预测，只有不到$\sim \! 10^{47} \, {\rm erg}$的能量沉积在包层中，大部分能量沉积在恒星演化的最后一周。这意味着CSM的质量小于$\sim \! 10^{-2} \, M_\odot$，延伸到小于$\sim \! 10^{14} \, {\rm cm}$，太小而不会对后续超新星的光变曲线或光谱产生很大影响，除非是在冲击爆发阶段。然而，一些模型预测有点较高的波能通量，我们进行流体动力学模拟的质量喷射过程。对后续超新星的辐射转移模拟预测了一个明亮但短暂的冲击冷却阶段，如果在爆炸后几天内发现某些Ib/c型超新星，就可以在其中检测到。
2021-12-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Revisiting the explodability of single massive star progenitors of stripped-envelope supernovae
几乎没有氢或只有少量氢的剥离包层超新星（IIb、Ib和Ic型）约占观测到的大质量恒星爆炸的三分之一。它们的起源和祖先的进化还没有完全了解。被自己的恒星风剥离的超大质量单星（太阳金属丰度为$\gtrsim 25-30 M_{\odot}$）被认为是这些事件的可能祖先。然而，最近的一维核心坍缩模拟表明，一些大质量恒星可能在爆炸失败后直接坍缩成黑洞，并伴随着微弱或不可见的瞬态。在这封信中，我们估计了直接坍缩成黑洞对单个恒星产生的剥离包络超新星速率的影响。为此，我们计算太阳金属丰度的单星MESA模型，并按照人口合成中常用的处方将其最终状态映射到其核心崩溃结果。根据我们的模型，没有一颗失去整个富氢包层的恒星能够爆炸，只有一小部分留下薄氢包层的祖先（IIb祖先候选者），除非我们使用一个处方，将湍流的影响考虑在内，或者调用增加的风质量损失率。这一结果增加了解释大多数剥离包层超新星的单星范式与其观测到的速率和性质之间的现有张力。从表面上看，我们的研究结果指向一个更高的贡献，双祖剥离信封超新星。或者，它们可能表明在将不同的恒星模型映射到大质量恒星的核心坍缩结果和/或更高的整体质量损失的常见实践中存在不一致性。
2021-12-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pair-Instability Supernovae via Collision Runaway in Young Dense Star Clusters
理论上预言氦核在~64和133 M_sun之间的恒星会以对不稳定超新星的形式死亡。这需要非常大质量的祖星，理论上，由于通过线驱动风的质量损失，在银河系恒星质量极限内的Pop II/I恒星是禁止的。然而，在一个密集的年轻星团中，恒星的失控碰撞可能会产生一颗合并的恒星，其质量足以以一颗不稳定的超新星结束其生命，即使在非零金属丰度下的质量损失增加。我们发现，根据该机制预测的速率与两颗观测到的对不稳定超新星SN 2007 bi和PTF 10 nmn的体积速率（约为2 × 10 ^-9 Mpc^-3 yr^-1）一致，这两颗超新星都没有不含金属的宿主星系。与先前的文献相反，只有在低红移z<2的对不稳定超新星才能用大型综合巡天望远镜（LSST）观测到。我们估计望远镜每年将观测到大约10^2个这样的事件，这些事件起源于星系团中的碰撞失控合并。
2012-04-17 astro-ph.HE
Constraining massive star activities in the final years through properties of supernovae and their progenitors
最近对超新星（SNe）爆炸后的观测表明，很大一部分SNe在附近有封闭的星周物质（CSM），而前SN增强的质量损失可能是一个共同的属性。这一现象的物理机制尚不清楚，能量沉积到包层已被提出作为一个可能的原因的限制CSM。在这项工作中，我们已经计算了响应的信封各种类型的持续能量沉积开始前几年的核心崩溃。我们进一步研究了由此产生的祖先结构如何影响随后的超新星的外观。虽然有人怀疑超爱丁顿能量沉积可能会导致一个强大的和/或爆发性的质量损失，以占封闭的CSM，我们已经发现，一个高度超爱丁顿能量注入到信封改变了祖星的结构显着，和所产生的SNe的属性变得不一致，通常的SNe。这一论点限制了最后几年可能的恒星活动所涉及的能量预算最多比埃丁顿光度高出一个数量级。然而，这样的能量产生不会在几年的时间尺度内动态地产生强风。因此，我们建议，一个次要的影响（例如，由亚爱丁顿能量注入引起的适度包络膨胀触发的脉冲或二元相互作用）可能引起质量损失。
2019-04-16 astro-ph.HE
Possible white dwarf progenitors of type Ia supernovae
我们研究了白矮星（WD）的星表，发现在核简并的框架下，有足够数量的质量大于1.35Mo的白矮星可能爆发为Ia型超新星（SNe Ia）。在核心简并的情况下，WD与巨星的碳氧核心合并，形成一个巨大的WD，可能会延迟数年到数十亿年的时间爆炸。如果所有的Ia超新星都是由核心简并的情况来解释的话，那么我们计算出银河系中大约有0.2%的WD是大质量的。此外，我们发现，从目录中的大质量WD相对于所有WD的分数约为1- 3%，具有很大的不确定性。也就是说，五到十倍的所需数量。如果有许多超新星Ia是由低质量的WDs（M_WD < 1.3Mo）引起的，而另一种情况是由另一种情况引起的，并且核心简并情况只考虑了超新星Ia爆炸为大质量的WDs，那么观测到的大质量WDs与所需的比值甚至更大。我们的发现留下的核心简并方案作为一个可行的和有前途的超新星Ia方案。
2018-08-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Quark-Novae in massive binaries : a model for double-humped, hydrogen-poor, superluminous Supernovae
LSQ 14 bdq和SN 2006 oz是超发光、贫氢、SNe，具有双峰光曲线。我们发现，夸克新星（QN;爆炸过渡的中子星的夸克星）发生在一个大质量的双星，经历两个共同的信封（CE）阶段，可以定量地解释光变曲线的LSQ 14 bdq和SN 2006 oz。质量更大的组分（A）首先作为一个正常的SN爆炸，产生一个中子星，当系统进入第一个CE阶段时，它会蒸发伴星的氢包层。在第二CE阶段期间，NS螺旋进入并膨胀第二富He CE。在这个过程中，它获得了质量，并触发了一个夸克新星，在CO核心之外，留下了一颗夸克星。在我们的模型中的第一个驼峰是QN冲击重新激活扩展的富氦CE。当富氦包层接近最大尺寸（~ 1000R_sun）时，QN发生，并给予足够的能量来解开和弹出包层。随后夸克星与组分B的CO核心在引力辐射的驱动下合并，将夸克星变成黑洞。随后的黑洞吸积为第二个更明亮和持久的驼峰提供了足够的能量。我们的模型表明，SLSNe-I型和Ic-BL SNe发生时，夸克新星被触发的CO核心内的可能连接。我们估计，在第二CE阶段，大质量双星中的QNe速率约为核心坍缩SNe速率的5 × 10 ^（-5）。
2015-09-16 astro-ph.HE
Observability of inflated companion stars after supernovae in massive binaries
本文系统地研究了大质量双星中伴星在受到超新星喷出物撞击后的响应。总共进行了720个一维恒星演化计算，以跟踪恒星对能量注入的膨胀和收缩以及它如何依赖于各种参数。我们发现，在膨胀阶段达到的最大光度只依赖于恒星的质量，我们推导出一个解析公式来描述的关系。膨胀持续时间和膨胀能之间也有密切的相关性。这些相关性将是有用的约束前超新星双星参数从未来的检测膨胀的同伴。我们还讨论了在考虑伴随暴胀时双星系统的可能结果。基于简单的二进制人口合成，我们估计，$\sim$ 1-3%的剥离信封超新星可能有可观察到的膨胀的同伴。最后，我们将我们的模型应用到观测到的SN 2006 jc伴星上，并对可能的超新星前双星参数进行了严格的限制。
2021-05-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pair-Instability Supernovae of Non-Zero Metallicity Stars
观测证据表明，局部宇宙中的一些非常大质量的恒星可能会以对不稳定超新星的形式死亡。我们提出了一个非零金属丰度恒星的对不稳定超新星的二维模拟。我们发现，在这种爆炸中几乎没有发生混合，因为恒星外壳中的金属驱动强风，在恒星死亡之前从恒星上剥离氢外壳。因此，在超新星爆发期间，反向冲击不能形成并触发流体不稳定性。在超新星的早期阶段，只有由核燃烧驱动的微弱混合发生，它太弱了，不足以影响爆炸的观测特征。
2015-01-27 astro-ph.HE
The gamma-ray bursts, core-collapse supernovae and global star forming rate at large redshifts
对伽马射线暴（GRB）、GRB宿主星系和恒星形成在小红移和大红移下的观测问题的陈述进行了简要的回顾和讨论：GRB宿主星系与典型星系群之间是否有相似之处和不同之处--这是目前GRB宿主星系研究的主要问题。简要讨论了长持续时间伽玛暴与大质量恒星爆炸的直接联系，伽玛暴与核塌缩超新星的一些谜团。独立于模型的观测宇宙学检验：高红移时的伽玛暴率和恒星形成率。
2011-11-06 astro-ph.HE
Core-Collapse supernovae and its progenitors
无法维持引力坍缩的大质量恒星，在核燃烧阶段结束时，变成核心坍缩超新星，留下致密的物体，如中子星或黑洞。像质量和金属丰度的祖属性主要决定爆炸参数和紧凑的残留物的类型。在本文中，我们总结了ARIES和其他印度天文台严格观测到的三种核心塌陷类型IIP SNe 2012 aw、2013 ab和2013 ej的观测研究，并讨论了它们的起源和爆炸性质。
2016-03-08 astro-ph.HE
Constraining the final fates of massive stars by oxygen and iron enrichment history in the Galaxy
最近对核心坍缩超新星的观测研究表明，只有零年龄主序星质量小于$16$ - $18\ M_\odot$的恒星在成为红超巨星时才会爆炸，产生IIP型超新星。这可能意味着更大质量的恒星会产生其他类型的超新星，或者它们只是坍缩成黑洞而不会产生明亮的超新星。这个失败的超新星假说可能会导致氧气生产效率非常低，因为在$20$ - $30\ M_\odot$周围具有零年龄主序星质量的大质量恒星的内层中大量产生的氧气可能不会被喷射到周围的星际空间中。我们首先假设一个未指定的人口的氧气注入事件有关的大质量的恒星，并获得一个模型无关的约束有多少氧气应该在一个单一的事件中释放，以及如何频繁地发生这样的事件。我们进一步进行了单盒星系化学富集计算与不同质量范围的大质量恒星爆炸的核心坍缩超新星。我们的研究结果表明，假设所有具有$9$ - $100\ M_\odot$的大质量恒星爆炸为核心坍缩超新星的模型仍然是最合适的解释太阳的氧和铁的丰度和它们在银河系中的富集历史。银河系中的氧质量没有得到解释时，假设只有大质量恒星的零年龄主序星质量在9-17 $M_\odot$的范围内，有助于银河系的氧富集。这一发现意味着，质量比$17M_\odot$大的恒星中有相当一部分应该在超新星爆炸或其他质量损失过程中喷射出它们的氧层。
2017-12-06 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Stellar progenitors of black holes: insights from optical and infrared observations
这里回顾的见解，从观测的光学和红外波长的低质量的限制以上的恒星似乎并没有结束发光的超新星。这些见解是：（1）在邻近星系的存档图像中，没有超过16-18太阳质量的核心坍缩超新星的恒星祖先，（2）识别出没有光学明亮的超新星而悄悄消失的发光大质量恒星，（3）在II-P型超新星的星云光谱中，没有预期来自20太阳质量以上的祖先的核合成产物，（4）在历史上核心坍缩超新星的环境中，质量大于20个太阳的恒星的颜色星等图中没有。从这些不同领域的观测天体物理学的结果，以及最近证实的依赖性的黑洞的形成的金属丰度和红移的祖先，它的结论是，在宇宙中的大部分大质量恒星双星结束作为双黑洞。
2016-11-28 astro-ph.HE
Neutron Stars in Supernovae and Their Remnants
中子星的磁场范围很大（~ 3e 10 - 1 e15 G）。可能有一种倾向，即更高磁化的中子星来自更大质量的恒星祖先，但其他因素也一定起作用。当与中子星可能的初始周期相结合时，磁场意味着一种覆盖范围很大的自旋下降功率，并且通常由超新星中的其他功率源主导。脉冲星自旋下降的功率输入的显着特点是功率的时间依赖性和在超新星内部创建一个低密度的气泡;在后期阶段的线轮廓没有集中峰值后，显着的脉冲星旋转能量已经沉积。在小于300岁的天体中，缺乏明确的脉冲星能量证据，这可以归因于大的典型脉冲星诞生时的旋转周期。
2010-11-16 astro-ph.HE
Ultra-delayed neutrino-driven explosion of rotating massive-star collapse
在完全广义相对论下，对由初始质量为$20$和$32M_\odot$的He星演化而来的旋转大质量恒星的坍缩进行了长期中微子辐射流体力学模拟.结果表明，如果坍缩的恒星核心有足够的角动量，旋转支撑的原中子星（PNS）的生存秒伴随着形成一个质量大于$1\,M_\odot$的巨大的环面。随后的质量吸积到中心区域产生了一个巨大而紧凑的中心物体，并最终增强了中微子的光度超过$10^{53}$ \，erg/s，导致非常延迟的中微子驱动的爆炸，特别是朝向极地方向。爆炸的动能可以明显高于大质量祖星的$10^{52}$ erg，并与高能超新星（如宽线Ic型超新星）的动能相一致。通过随后的吸积，大质量的PNS最终坍缩成一个快速旋转的黑洞，如果一个大质量的环面围绕着它，它可能是伽马射线暴的中心引擎。
2021-06-11 astro-ph.HE
The Low Detection Rate of Pair Instability Supernovae and the Effect of the Core Carbon Fraction
对不稳定性超新星（PISN）是大质量恒星（VMS）的共同命运。目前的理论预测的初始和CO的核心质量范围为PISNe的$\sim$ 140-260 $M_\odot$和$\sim$ 65-120 $M_\odot$分别为恒星的风质量损失的影响不大。PISNe和核心坍缩超新星之间的相应的相对事件率估计为$\sim$ 1%的初始质量函数。然而，到目前为止，还没有可靠的PISN候选者被发现，尽管近年来发现了1,000多颗超新星。我们首次通过在$^{12}$ C（$α, γ$）$^{16}$ O反应速率中引入一个倍增因子$f_{\rm cag} \in [ 0.1, 1.2 ]$，研究了具有不同核心碳氧比的VMS的演化.我们发现，一个质量较小的VMS与高$X$（C）/ $X$（O）发展壳对流在核心碳燃烧阶段，与恒星避免对创建不稳定性。第二个结果是大规模VMS的高爆炸性，即，具有高$X$（C）/ $X$（O）的恒星以较小的爆炸能量爆炸。因此，PISNe的初始和CO核心质量范围显着增加。最后，具有高$X$（C）/ $X$（O）的PISN产生较少量的$^{56}$ Ni。因此，具有高$X$（C）/ $X$（O）的PISNe更罕见且更微弱，难以检测。这一结果提出了通过直接改变CO核心质量范围来降低PISN事件率的第一个理论。
2018-07-14 astro-ph.HE
Helium star evolutionary channel to super-Chandrasekhar mass type Ia supernovae
最近发现的几颗超亮Ia型超新星（SNe Ia）表明，白矮星的爆炸质量可能大大超过了经典的克拉塞卡质量极限。快速的差速旋转可能支持这些大质量的白矮星。基于单简并假设，当吸积率为$\dot{M}>3\times 10^{-7}M_{\odot}\rm yr^{-1}$时，白矮星将发生差动自转，采用Eggleton的恒星演化程序，对由He星和CO白矮星（WD）组成的$\sim$ 1000双星系统进行了数值计算.我们提出的初始参数在轨道周期氦星质量平面（WD质量的$1.0 M_{\odot}$和$1.2 M_{\odot}$，分别），这导致了超rasekhar质量SNe Ia。结果表明，对于$1.2 M_{\odot}$的初始大质量WD，大量的超新星Ia可能是由超亚克拉塞卡质量WD形成的，超新星Ia爆炸时WD的最高质量为1.81 $M_\odot$，但不能形成超大质量（$>1.85M_{\odot}$）WD.然而，当WDs的初始质量为$1.0 M_{\odot}$时，超新星Ia的爆炸质量几乎是均匀的，这与观测中超亚克拉塞卡质量超新星Ia的稀少性相一致。
2011-01-21 astro-ph.HE
Merging of Components in Close Binaries: Type Ia Supernovae, Massive White Dwarfs, and Ap stars
《Scenario Machine》（一种为研究密近双星演化而设计的计算机代码）被用来对各种各样的合并天体进行总体合成：主序星与主序星;白矮星与白矮星、中子星和黑洞;中子星与中子星和黑洞;我们计算了这类事件的发生率，并绘制了合并白矮星和主序星的质量分布图。结果表明，Ia型超新星只有经过大约10亿年的星系演化才能被用作标准烛光。在这一演化过程中，Ia型超新星的平均能量大约会降低10%; Ia型超新星的最大和最小能量可能相差不少于1.5倍。在估计宇宙加速的参数时应该考虑到这种情况。根据理论估计，最大质量的（通常是磁性的）白矮星可能是由质量较低的白矮星合并而成的。至少有一些磁性的Ap和Bp星可能形成于低质量主序星（小于太阳的1.5质量）与对流包层的合并中。
2009-01-30 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Very massive stars, pair-instability supernovae and intermediate-mass black holes with the SEVN code
理解大质量（$\gtrsim 30$ M $_{\odot{}}$）恒星黑洞（BH）和它们的祖先恒星之间的联系是解释引力波事件观测的关键一步。在本文中，我们讨论了超大质量恒星（VMSs）的最终命运，与零年龄主序（ZAMS）质量$>150$ M $_{\odot}$，占脉动对不稳定超新星（PPISNe）和对不稳定超新星（PISNe）。我们描述了一个更新版本的人口合成代码SEVN，在其中，我们添加了恒星演化轨道VMSZAMS质量高达$350 $ M $_{\odot{}}$，我们包括PPISNe和PISNe的分析处方。我们使用新版本的SEVN来研究不同金属丰度$Z$下的BH质谱，范围从$Z=2.0\times 10^{-4}$到$Z=2.0\times 10^{-2}$。PPISNe和PISNe的主要作用是有利于第一次引力波事件（GW 150914）质量范围内的BH的形成，而它们阻止质量为60 - 120 M PDMATHAMN的残留物的形成。特别是，我们发现，PPISNe显着提高质量损失的金属贫乏（$Z\leq 2.0\times 10^{-3}$）与ZAMS质量$60\leq $ M $_{\mathrm{ZAMS}}/$ M $_{\odot{}}\leq 125$的恒星。相比之下，PISNe仅对中度贫金属（$Z<8.0\times 10^{-3}$）VMS有效。具有M $_{\…
2017-06-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Massive Star's Dying Breaths: Pulsating Red Supergiants and Their Resulting Type IIP Supernovae
大质量恒星经历基本模式和第一泛频径向脉动，周期为100-1000天，成为红超巨星（RSG）。在大振幅下，这些脉动大大改变了这些$M>9M_\odot$恒星最终核心坍缩产生的传出冲击波所遇到的外壳密度结构。使用恒星天体物理学实验模块（MESA），我们模拟了RSG包络中的基模和第一泛音脉动的影响，以及使用MESA+STELLA产生的IIP型超新星（SNe）。我们发现，在基模脉动的情况下，SN坪观测值，如在第50天的光度，$L_{50}$，时间积分的冲击能量$ET$，和坪持续时间$t_{\rm p}$是一致的考虑非脉动恒星爆炸的径向标度。也就是说，脉动的大部分效应与爆炸时不同大小的恒星的预期行为一致。然而，在泛音脉动的情况下，拉格朗日位移不是单调的。因此，在这种情况下，在不同的时间过于明亮或微弱的SN发射反映了近SN光球的发射区的密度不足或密度过高的结构。
2020-01-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type Ib supernovae are bluer than Type Ic supernovae
Max Planck Institute for Astrophysics（马普天体物理研究所）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Technische Universität München（慕尼黑工业大学）；Seoul National University（首尔大学）；Tel Aviv University（特拉维夫大学）；Michigan State University（密歇根州立大学）
研究发现Ib型超新星在光学颜色上比Ic型更蓝，可能反映不同剥离程度的前身星，且窄线超新星更蓝，可能与星周物质相互作用有关。
2026-07-17 astro-ph.HE 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
Binary progenitor systems for Type Ic supernovae
本文通过比较II型与Ic型超新星所处环境的分子气体密度，推断Ic型超新星前身星大多经历双星相互作用，而非单一极高质量恒星坍缩，为改进宇宙学模拟中的反馈与化学混合提供了依据。
2024-09-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pair Instability Supernovae of Very Massive Population III Stars
对原始恒星形成的数值研究表明，宇宙中的第一批恒星可能质量非常大。恒星模型显示，初始质量为140-260 Msun的非旋转星族III恒星会以高能对不稳定超新星的形式死亡。我们提出了新的二维模拟的原始对不稳定超新星与CASTRO代码。我们的模拟比以前的多维模型更早开始，在核心崩溃的开始，捕捉任何动力学不稳定性，可能是崩溃和爆炸燃烧的种子。这种不稳定性可以通过将热灰与燃料混合来提高爆炸产量，从而加速核燃烧，并通过在早期从恒星更深处挖掘重元素来影响超新星的光谱。我们的模型网格包括蓝超巨星和红超巨星，这些事件的前身质量范围都在预期之内。我们发现，由氧和氦燃烧驱动的流体不稳定性出现在氧壳层$\sim$的上，下边界的核心反弹后20 - 100秒。在SN激波离开氦核后，由燃烧驱动的不稳定性冻结。当冲击随后传播通过氢包层时，形成强烈的反向冲击，从而驱动Rayleigh-Taylor不稳定性的增长。在红超巨星的祖先中，这些不稳定性的振幅足以混合超新星喷出物。
2014-07-16 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
IK Pegasi and the Double-merger Path to Type Ia Supernovae
Weizmann Institute of Science（魏茨曼科学研究所）；Max-Planck-Institut für Astronomie (MPIA)（马克斯·普朗克天文学研究所）
IK佩加西型系统通过双合并路径揭示II型Ia超新星的中间阶段，利用s过程富集识别白矮星的形成机制。
2026-02-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radial pulsation runaway in massive red supergiants in late evolutionary stage and implications to hydrogen-rich supernovae
本研究使用Mesa模拟大质量红超巨星演化，发现高质量模型晚期发生强烈径向脉动导致包层抛射，并确定了脉动驱动质量抛射的光度-质量比条件，解释了IIP型超新星前身星的观测限制。
2025-09-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radio Emission from Supernovae in the Very Early Phase: Implications for the Dynamical Mass Loss of Massive Stars
最近的高节奏瞬态调查和快速跟踪观测表明，一些大质量恒星可能会在超新星（SNe）发生前的几十年内动态地失去自己的质量。这种质量损失形成了“受限”的星周介质（CSM）;一种仅分布在小半径范围内的高密度物质（$\lesssim 10^{15}$ cm，质量损失率为0.01 $\sim 10^{-4} M_\odot$ yr $^{-1}$）。虽然SN冲击应该触发粒子加速和磁场放大的“限制”CSM，同步辐射可能会被掩盖在厘米波长，由于自由-自由吸收，毫米范围可以是一个潜在的新窗口。我们研究了与典型的II-P型超新星有关的红超巨星被“受限”CSM包围的系统的同步辐射的时间演化。我们表明，同步辐射毫米波发射一般是可检测的，和信号可以被用来作为一个敏感的示踪剂的性质的“限制”CSM，它跟踪不同的CSM密度参数空间比在光学。此外，我们的模拟表明，“受限”CSM有效地产生次级电子和正电子通过质子非弹性碰撞，这可以成为主要贡献者的同步辐射在几十天以来的SN。我们预测，同步辐射是可检测的ALMA，并建议它将提供一个强大的证据的存在的“限制”CSM。
2019-09-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Related progenitor models for long-duration gamma ray bursts and Type Ic superluminous supernovae
我们在质量范围$5\,\rm{M}_{\odot}\dots 100\,\rm{M}_{\odot}$内模拟了快速旋转的沃尔夫-拉叶星的晚期演化和质量损失历史。我们发现，准化学均匀演化的单星计算增强混合保留非常少或没有氦，并与类型\，Ic超新星兼容。在我们的低质量模型中，更有效地去除核心角动量和预期的更小的紧凑物体质量，导致核心自旋在磁星驱动的超亮超新星的范围内。我们的更大规模的模型保留了更大的特定核心角动量，预计长时间的伽马射线暴在银河系的情况。由于没有明显的氦包层，核心氦耗尽后迅速增加的中微子发射导致整个恒星加速收缩，导致强烈的自旋上升，并在核心坍缩前的最后几年到几十年以高达$10^{-2}\,\rm{M}_{\odot}~\rm{yr^{-1}}$的速度离心驱动质量损失。由于我们的低质量模型中的角动量输运增强了包络自旋，因此它们显示了离心强制质量损失的最大相对量，即，高达预期喷出物质量的25%。我们最大的质量模型演化到脉动对不稳定状态。因此，对于喷出物质量低于$\sim 10\,\rm{M}_{\odot}$的~Ic型超亮超新星和喷出物质量高于$\sim 30\,\rm{M}_{\odot}$的最大质量的发动机驱动爆炸，我们可以预期它们与富含C/O的星周介质相互作用的特征。这种相互作用的迹象应该在超新星爆发的早期就可以观察到，并且可能与在超亮超新星的光变曲线中观察到的隆起有关…
2018-04-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
The CO White Dwarf + Intermediate Mass/Massive Star Binary Evolution: Possible Merger Origins for Peculiar Type Ia and II Supernovae
双星恒星演化是引发超新星等瞬变事件的重要途径。虽然双星的共同包层（CE）、CE的结果和CE阶段SN爆炸的条件都不确定，但有人认为CE阶段可以触发SN爆炸。在这项工作中，我们探索的形成和演化路线的碳/氧（CO）WD的二进制为了调查合并的CO WD和核心的非简并恒星在CE阶段作为可能的起源SNe下的核心合并爆炸（CMD）的情况下，考虑几个二进制物理模型。CO WD +中等质量正常（非简并和富氢）恒星双星的演化导致CE阶段的合并仍然可能触发Ia型SNe（SNe Ia）在不同的模型下与星周物质的相互作用。与其他CE合并事件相比，CE阶段内CO WD与He（非简并和富氦）恒星核心之间的合并是罕见的。这两个通道可能会产生特殊的超新星Ia，如过亮/超钱德拉塞卡质量超新星Ia，因为它们中的某些部分具有组合的核心质量$\geq2M_\odot$。在CO WD +大质量恒星（$\geq8M_\odot$）CE事件通道中，我们发现CO WD与大质量恒星He核的合并速率为（0.85 - 12.18）$\times10^{-5}{M_\odot}^{-1}$，可能引发类似SN 2006 gy的II型超亮超新星，其延迟时间在34 - 120 Myr之间。我们基于CMD模型的结果与奇异SNe的观测结果是一致的。
2021-07-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Relic proto-stellar disks and the origin of luminous circumstellar interaction in core collapse supernovae
一小部分的核心坍缩超新星（SNe）表明，传出的爆炸波遇到了相当大的质量约1-10 M_sun的星周物质（CSM）在半径约100-1000 AU，远远超过名义上可以解释的爆炸前恒星风。在极端情况下，这种相互作用可能会为迄今发现的最明亮、最具光学能量的SNe提供动力。到目前为止，对CSM起源的解释都集中在核心坍缩前几年到几十年的恒星爆炸性喷发上。在这里，我们考虑另一种可能性，推断CSM是一个遗留磁盘从恒星诞生。我们调查这一假设，通过计算大质量恒星周围的原恒星盘的演化后，他们的早期嵌入阶段使用自相似吸积模型。我们确定了一个初始的引力不稳定（“引力湍流”）阶段，其次是一个更长的时间内的辐射支持的吸积，在此期间，不太有效的非引力形式的角动量运输占主导地位。虽然外部的影响，如存在一个广泛的双同伴，可能会妨碍磁盘的生存在许多系统中，我们发现，大质量（~1-10 M_sun）磁盘可以优先生存周围的最大质量的恒星。这可能是违反直觉的原因，包括：（1）恒星寿命较短;（2）超大质量恒星的光蒸发半径较大（约1000 AU）;（3）由于屏蔽了外部电离源，磁旋转不稳定性受到抑制;（4）大质量盘相对不受低质量恒星碰撞和明亮的蓝色变星爆发的影响。由于非常明亮的超新星是罕见的，测试遗迹盘模型需要限制在一小部分超大质量恒星周围存在长寿盘。
2011-05-30 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
Supernovae in massive binaries and compact object mergers near supermassive black holes
围绕星系核中的超大质量黑洞（SMBH）的核星团是宇宙中的致密系统之一，拥有数百万颗恒星和致密天体（CO）。在距离SMBH几个秒差距的范围内，恒星可以形成双星。在本文中，我们模型的超新星（SN）的过程中，出生在SMBH附近，产生CO二进制的大规模的二进制文件。这些双星后来可以通过发射引力波合并，这是Lidov-Kozai机制的结果。我们研究了这些系统的动力学演化的高精度$N$体模拟，包括后牛顿（PN）项高达2.5 PN阶。我们采用不同的处方出生的速度踢在SN过程中给予，并发现较大的踢导致更紧凑的二进制合并更接近SMBH。我们还得出结论，大多数的合并进入LIGO波段具有非常高的偏心率。最后，我们分别计算了BH-BH、BH-NS、NS-NS的$0.05$-$0.07\ \mathrm{Gpc}^{-3} \mathrm{yr}^{-1}$、$0.04$- $2\times 10^{-3}\ \mathrm{Gpc}^{-3} \mathrm{yr}^{-1}$、$9.6\times 10^{-6}$ - $2.7\times 10^{-3}\ \mathrm{Gpc}^{-3} \mathrm{yr}^{-1}$的合并率，小于实际的LIGO-Virgo观测率。
2019-10-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
Wide binary pulsars from electron-capture supernovae
中子星在超新星诞生时受到速度的冲击。那些形成于超级渐近巨星分支恒星的电子捕获超新星中的恒星--在超新星中结束生命的质量最低的恒星--可能比典型的中子星受到的反冲要低得多。由于许多大质量恒星都是宽联星的成员，这表明存在着低质量（$1.25 < M_\mathrm{psr} / $ M $_\odot < 1.3$）、宽（$P_\mathrm{orb} \gtrsim 10^{4}$ \，day）、偏心（$e \sim 0.7$）、未回收（$P_\mathrm{spin} \sim 1$ \，s）的联星。这类双星的形成率对导致电子捕获超新星的（有效的）单颗恒星的质量范围、超新星之前的质量损失量以及中子星上任何出生踢的大小都很敏感。我们估计，在银河系中，每10，000个孤立的脉冲星中就应该有一个这样的脉冲双星，假设导致电子捕获超新星的单星质量范围的宽度是$\lesssim 0.2$ \，M $_\odot$，并且在电子捕获超新星中形成的中子星接收的典型反冲小于10\，km s $^{-1}$。我们已经搜索了观测到的双星目录，但没有发现可以通过这个通道形成的令人信服的候选者，这与预测的低速率一致。未来的观测与平方公里阵列可能会检测到这种罕见的子类脉冲双星，并提供强有力的约束的性质，电子捕获超新星及其祖先。
2022-05-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Light-curve and spectral properties of ultra-stripped core-collapse supernovae leading to binary neutron stars
我们研究了超剥离核塌缩超新星的光变曲线和光谱性质。超剥离超新星是严重剥离的大质量恒星的爆炸，通过与致密伴星的双星相互作用失去了它们的外壳。它们的抛射量仅为~ 0.1 Msun，可能是形成双中子星系统的主要途径，这些系统最终合并并发射出强引力波。我们跟随一个超剥离超新星祖先的演变，直到铁核崩溃，并进行爆炸核合成计算。然后，我们合成的光变曲线和光谱的超剥离超新星使用核合成的结果，并提出其预期的性质。超剥离超新星合成~ 0.01 Msun的放射性~（56）Ni，其典型的峰值光度约为1 e42 erg/s或-16 mag.它们的典型上升时间为5 - 10天.比较合成的和观测到的光谱，我们发现SN 2005 ek，一些所谓的富钙间隙瞬变，和SN 2010 X可能与超剥离超新星。如果这些超新星实际上是超剥离超新星，它们的事件率预计约为核心坍缩超新星的1%。通过比较未来引力波观测得到的双中子星合并率和我们合成的光变曲线和光谱模型确定的光学瞬变测量得到的超剥离超新星率，我们将能够判断超剥离超新星是否实际上是双中子星人口的主要贡献者，并提供对双恒星演化的约束。
2016-12-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Binary-Stripped Stars as Core-Collapse Supernovae Progenitors
大多数大质量恒星在其生命周期中都会经历双星的相互作用，这会改变被剥离的恒星的表面和核心结构，对它们最终成为核心坍缩超新星的命运产生重大影响。然而，迄今为止，核心坍缩超新星的模拟几乎完全集中在单个恒星的演化上。我们提出了一个系统的模拟研究的单一和双剥离的恒星具有相同的初始质量的候选人的核心坍缩超新星（11 - 21 M $_{\odot}$）。一般来说，我们发现，双星剥离的恒星核心往往是不那么紧凑，更突出，更深的硅/氧界面，并优先爆炸相应的相同初始质量的单星。这两种演化模式之间的行为二分法将对超新星统计数据产生重要影响，包括最终的中子星质量、爆炸能量和核合成产额。被剥离的双星残余物也很有可能填充最重的中子星和最轻的黑洞之间可能存在的质量差。我们的工作在两个方面有所改进，因为我们自洽地解释了坍缩前的恒星演化和随后的爆炸结果。即便如此，我们的研究结果强调需要更详细的恒星演化模型，以捕捉爆炸结果的敏感性。
2021-04-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Interacting supernovae and supernova impostors. LSQ13zm: an outburst heralds the death of a massive star
我们报告的光学瞬态LSQ13zm的光度和光谱观测。历史数据揭示了一次爆发事件（我们称之为“2013 a”）的存在，三周后发生了一次更明亮的爆发（“2013 b”），我们认为这是真正的超新星爆炸。该事件序列与SN2010mc和（2012年）SN2009ip观察到的事件序列非常相似。LSQ13 zm在2013 a（$M_R=-14.87\pm0.25\,\rm{mag}$）期间达到的绝对星等与超新星冒名顶替者相当，而2013 b事件（$M_R=-18.46\pm0.21\,\rm{mag}$）与相互作用的超新星一致。我们的光谱揭示了一个致密的和结构化的星周介质的存在，可能是通过许多前超新星质量损失事件产生的。此外，我们发现高速喷出物的证据，在超过20000 \kms的气体排出的一小部分。LSQ13zm的光谱显示出与已被充分研究的核心坍缩超新星的光谱非常相似。从现有的光度和光谱数据的分析，我们得出结论，我们第一次观察到的爆发序列的最后一个事件从一个大质量的恒星，可能是一个明亮的蓝色变量，这是一个短时间后爆炸的核心坍缩超新星。对档案图像的详细分析表明，宿主星系是一个恒星形成的蓝矮星致密星系。
2016-03-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Modeling Increased Metal Production in Galaxy Clusters with Pair-Instability Supernovae
星系团中每颗恒星所含的金属要比正常星系多得多，通常是正常星系的3倍。我们着手确定恒星质量函数和超新星速率需要什么样的变化来解释这种多余的金属。特别是，我们改变了Ia型超新星的发生率，IMF斜率，上，下质量截止，和合并率的大质量恒星。然后，我们使用现有的模拟结果，从AGB恒星，Ia型SNe和核心塌陷SNe的金属生产计算每太阳质量的恒星形成的每种元素的总量。对于超大质量恒星模型，我们还包括了对不稳定超新星（PISNe）的金属产生，我们发现，包括PISNe可以更容易地增加每颗恒星质量产生的金属量。因此，不需要一个单独的大质量恒星群体来产生星系团中发现的大量金属。我们还发现，包括至少一些PISNe增加了相对于氧和铁的中等质量元素的丰度，与ICM丰度的观测结果一致。
2014-02-10 astro-ph.CO astro-ph.HE
Discovering Supernovae at Epoch of Reionization with Nancy Grace Roman Space Telescope
大质量恒星对宇宙的再电离起着关键作用。在再电离时期（z > 6）的个别大质量恒星太微弱，无法观测和量化它们对再电离的贡献。然而，一些大质量恒星会爆炸成超亮超新星（SLSNe）或对不稳定超新星（PISNe），它们的亮度足以在z > 6时观测到，并允许在再电离时期直接表征大质量恒星的性质。此外，假设的长期追求的PISNe预计将优先出现在高红移，他们的发现将对我们理解大质量恒星演化和恒星质量黑洞的形成产生巨大影响。Nancy Grace Roman太空望远镜上的近红外宽视场仪器将擅长发现这种罕见的高红移超新星。在这项工作中，我们研究了在z > 6时发现和识别SLSNe和PISNe的最佳调查策略。我们发现，F158和F213滤波器的组合可以通过它们的颜色和星等将z > 6的SLSNe和PISNe与附近的超新星清楚地分开。在F158和F213滤波器中，极限星等分别需要27.0等和26.5等，以识别z > 6的超新星。如果我们用这些极限星等进行一次10 ° 2的瞬态观测，持续5年，以一年为周期，我们预计在z > 6时将发现22.5 +- 2.8 PISNe和3.1 +- 0.3 SLSNe，这取决于宇宙恒星形成的历史。估计相同的调查在5 < z < 6处发现76.1 ± 8.2 PISNe和9.1 ± 0.9 SLSNe。这样的超新星调查需要在5年内总共观测约525小时。调查获得的遗留数据也将…
2021-12-07 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Pair-Instability Supernovae of Fast Rotating Stars
我们提出了对不稳定的超新星在爆炸阶段考虑快速旋转的二维模拟。最近对Pop III恒星形成的研究表明，这些恒星可能以大约100 Msun的质量尺度诞生，并具有强烈的自转。根据恒星演化模型，这些大质量的Pop III恒星可能是作为高能量的对不稳定超新星而死亡的。我们进行二维计算，以调查对不稳定超新星的旋转的影响。我们的研究结果表明，旋转导致非球面爆炸由于各向异性崩溃。如果第一批恒星在它们的对不稳定性爆炸之前，氧核的开普勒旋转速率为50%，那么整体镍的产生量可以显着减少约两个数量级。一个极端的情况下，100%的开普勒旋转率显示了一个有趣的功能，沿赤道面的流体不稳定性所造成的非同步和各向异性点火的爆炸，使冲击运行到下降的气体和产生的Richtmyer-Meshkov不稳定性。
2015-01-27 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
The Early Evolution of Primordial Pair-Instability Supernovae
第一次宇宙爆炸的观测特征及其在第二代恒星上的化学印记都关键地取决于爆炸的最早阶段恒星内重元素的混合情况。我们提出了新的自适应网格加密代码CASTRO的人口III对不稳定超新星的早期演化的数值模拟。与15 - 40 Msun核心坍缩的原始超新星形成鲜明对比，我们发现大多数150 - 250 Msun对不稳定超新星在从恒星表面爆发后的时间内没有混合。这可能是确定原始超新星前身质量的关键，因为剧烈的混合会导致重金属（如铁和镍）的发射线在核心坍缩超新星的光变曲线中比在对不稳定爆炸中出现得更快。我们的研究结果还意味着，与低质量Pop III超新星不同，其集体金属产量可以直接与极贫金属恒星的化学丰度进行比较，需要进一步详细的数值模拟来确定超大质量Pop III恒星对其直系后代的核合成印记。
2010-10-21 astro-ph.CO astro-ph.HE
Modeling the Progenitor Stars of Observed IIP Supernovae
本文利用MESA一维恒星演化代码建模IIP型超新星前身星，系统研究恒星质量、金属丰度、自转、爆炸能量和56Ni产量对光变曲线的影响，揭示其物理联系。
2024-05-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Smoothed Particle Hydrodynamics simulations of the core-degenerate scenario for Type Ia supernovae
Ia型超新星（SN Ia）的核心简并（CD）方案涉及渐近巨星分支（AGB）星的热核与白矮星的合并，可能在所有热核超新星中占不可忽略的比例。尽管它的潜在利益，很少有研究，并仅基于粗略的简化，一直致力于调查这种可能的情况下，相比之下，大量的努力投入到研究其他一些情况。在这里，我们进行了合并阶段的第一个三维模拟，并发现这一过程可以导致形成一个巨大的白矮星，如本方案所要求的。我们考虑两种情况下，根据在共同包络相的最后阶段围绕系统形成的环双星盘的质量。如果圆盘的质量足够大，恒星会在一个高度偏心的轨道上合并。否则，合并发生在环双星盘被抛出，引力波辐射使恒星接近洛希瓣半径，进入近圆形轨道之后。毫不奇怪，合并残留物的总体特征与双简并（DD）场景中发现的相似，独立于非常不同的核心温度和合并恒星的轨道。它们由一个中心的大质量白矮星组成，周围是一个热的、快速旋转的日冕和一个厚的碎片区域。
2015-04-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Interacting supernovae
本文综述相互作用超新星，指出其与星周物质的作用可揭示前身星质量损失、激波物理及大质量恒星演化。
2024-05-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Open questions in massive star research
本文探讨大质量星从诞生到死亡的演化，分析双峰式形成、Eddington极限、双星质量转移及对不稳定与极亮超新星等开放问题。
2022-09-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Neutrino Intensity Interferometry: Measuring Proto-neutron Star Radii During Core-Collapse Supernovae
强度干涉测量法是一种用于测量源的大小的技术，其范围从重离子碰撞中形成的夸克-胶子等离子体到恒星的半径。我们研究使用相同的技术来测量原中子星（PNS）半径与中微子信号接收的核心坍缩超新星。使用一个完整的波包分析，包括中微子质量的第一次，我们得出的标准的效果可以预期提供所需的信号，并发现中微子从下一个银河系超新星应该包含可提取的PNS半径信息。
2017-11-01 astro-ph.HE hep-ph
