The interplay between chemistry and nucleation in the formation of carbonaceous dust in supernova ejecta
核心坍缩超新星被认为是高红移宇宙中星际介质原始尘埃富集的重要贡献者。到目前为止，恒星爆炸中尘埃形成的理论模型提供了有争议的结果，并且通常与当地超新星尘埃形成的观测结果不太吻合。我们提出了一种新的方法来计算年轻超新星遗迹中碳质尘埃的形成。我们的新技术使用成核理论和化学反应网络，使我们能够计算分子水平以上的尘埃生长，以及考虑形成颗粒的化学侵蚀。我们发现，碳质尘埃有效地形成在喷出物的核心，但需要几年的冷凝，比以前估计的时间更长。它的形成是不均匀的，并且仍然集中在残余的内部。这些结果支持了核心坍缩超新星作为尘埃工厂的作用，并为SN 1987 A的观测提供了新的见解，在SN 1987 A中，在核心坍缩后数年的时间尺度上发现了大量的尘埃。
2015-12-10 astro-ph.SR
The impact of Type Ia supernova explosions on helium companions in the Chandrasekhar-mass explosion scenario
在这里研究的SNe Ia的SD方案的版本中，CO WD在从非简并的He同伴吸积材料后爆炸接近Ekrasekhar极限。在本研究中，我们采用恒星GADGET代码进行三维流体动力学模拟的相互作用的超新星Ia喷出物与他的同伴考虑到它的轨道运动和自旋。结果表明，由于SN碰撞，只有2%-5%的初始伴星质量从He伴星外层剥离。对于一个给定的伴星模型，未束缚质量（或反冲速度）对轨道间距的依赖关系可以用幂律很好地近似拟合。在超新星撞击之后，氦供体恒星的外层明显富集了来自超新星Ia喷出物的低膨胀速度尾部的重元素。在不同的伴星模型中，伴星表面积累的SN-喷出物物质的总质量可达> 10 e-3 Msun。这种重元素的富集提供了一种潜在的方法来观测识别SN遗迹中幸存的伴星。最后，通过人为调整W7爆炸模型的爆炸能量，我们发现SN喷出物在伴星表面上的累积总量也与爆炸能量有关，在很好的近似下呈幂律关系。
2013-07-22 astro-ph.SR
The interaction of core-collapse supernova ejecta with a stellar companion
许多核心坍缩超新星（CCSNe）的祖先预计是在双星系统中。通过一系列的三维流体动力学模拟，我们研究了CCSN爆炸对其伴星的影响。我们发现，删除恒星质量的量，由此产生的冲击速度，和化学污染的同伴，结果从SN喷出物的影响，强烈增加减少二进制分离和增加爆炸能量。CCSN喷出物对主序星伴星结构的影响以及它们在爆炸后的长期演化一般来说并不显著。
2018-11-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Non-Equipartition of Energy, Masses of Nova Ejecta, and Type Ia Supernovae
在经典新星爆发过程中喷射出的总质量需要回答两个具有广泛天体物理意义的问题：吸积的白矮星能否被推向克拉塞卡质量极限以产生Ia型超新星？超亮红色变星是一种新的天体物理现象，还是仅仅是极端的经典新星？我们回顾了用于确定新星喷出物质量的方法。除了BT Mon（1939年新星）的独特情况外，所有新星喷出物的质量测定都依赖于未经检验的假设和多参数模型。新星喷出物中动能和辐射能（分别为E_kin和E_rad）均分的非常简单的假设被用来解决M31中超亮红色变星的这个难题。推导出的质量远大于任何经典新星模型产生的质量。我们对新星喷发的模拟表明，新星喷发物中的辐射和动能远未达到能量均分，E_kin/E_rad比值的变化通常为四个数量级。均分假设不能用来推断新星喷出物的质量;任何这样的“测定”都可能被高估10，000倍。我们对一系列广泛的新星模拟进行数据挖掘，以寻找可能产生新星喷出物质量的相关性。值得注意的是，在新星爆发时喷射出的质量仅取决于（并与之成正比）E_rad。如果我们测量到爆发新星的距离和它的辐射热光变曲线，那么E_rad和喷出的质量就可以直接测量。
2010-02-11 astro-ph.SR
Early ultraviolet signatures from the interaction of Type Ia supernova ejecta with a stellar companion
Ia型SNe的祖先尚未完全了解。两个主要的祖先场景是单退化（SD）场景和双退化场景。在SD的情况下，超新星Ia喷出物与其伴星的碰撞，预计将产生可检测的紫外线（UV）发射在SN爆炸后的头几天在某些视角。最近，Cao等人在一个类似SN 2002 es的奇特SN Ia iPTF 14 atg中探测到了强烈的紫外闪光，这被解释为早期的紫外信号的证据，由于SN喷出物与其伴星相互作用，支持SD的情况。在本文中，我们提出了预期的光度分布所产生的早期紫外辐射从超新星Ia喷射物的同伴相互作用进行二进制人口合成计算不同的祖系统在SD的情况下。我们的理论预测将有助于未来对Ia超新星的早期观测，以限制其可能的祖先。假设观测到的iPTF 14 atg的强紫外脉冲确实是由SN喷射物-伴星相互作用产生的，我们的星群合成模型表明iPTF 14 atg的祖先系统很可能是一个红巨星施主双星系统，而不太可能是主序星或氦星施主系统。
2015-09-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Effects of the core-collapse supernova ejecta impact on a rapidly rotating massive companion star
我们研究了核心坍缩超新星喷出物对快速旋转的大质量伴星的影响。我们表明，剥离质量提高了两倍时，与一个巨大的，但非旋转的伴星。在轨道周期约为1天的密近双星中，剥离质量可达$\sim 1 M_\odot$。通过模拟不同剥离质量的大质量伴星自转速度的演化，发现剥离质量大于$1 M_\odot$时，自转速度大大降低。在所有已知的高质量X射线双星中，天鹅座X-3和1 WGA J0648.024418的轨道周期最短，分别为0.2天和1.55天。前者的光学对应物是沃尔夫-拉叶星，而后者则是一颗热的亚矮星。将我们的模型应用于两个HMXB，我们认为它们的光学对应物的富氢信封可能已被CCSN喷出物剥离。
2017-01-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Dust Formation Observed in Young Supernova Remnants with Spitzer
我们目前的尘埃特征和质量观察年轻的超新星遗迹（SNRs）与斯皮策IRS映射和凝视观测的四个最年轻的超新星遗迹：SNR 1E102.2 - 7219（E0102）在SMC，在我们的银河系的Cas A和G11.2 - 0.3，和N132D在LMC。光谱图数据揭示了一些尘埃特征，其中包括Cas A中的21微米峰值尘埃和无特征尘埃以及E0102和N132D中的18微米峰值尘埃。18微米的峰值特征是由MgSiO $_3$和固体Si尘埃颗粒的混合物拟合的，而21微米的峰值尘埃是由硅酸盐和FeO的混合物拟合的;我们还探索了使用椭球体颗粒模型的连续分布拟合的尘埃。报道了在近红外波段对Cas A中CO基带的探测。我们回顾了在其他SNR中观察到和识别的尘埃特征。尘埃排放与喷出物排放在空间上相关，表明尘埃形成于SN喷出物中。E0102的光谱显示出来自喷出物的丰富的气体线，包括Ne和O的强喷出物线，包括两条[Ne III]线和两条[Ne V]线，这使我们能够诊断喷出物的密度和温度并测量喷出物质量。E0102和N132D显示出弱或缺乏Ar、Si和Fe的喷出物，而年轻的银河系SNR Cas A显示出强Ar、Si和S，弱Fe。我们讨论了尘埃的成分和质量，以及与喷出物的关联，最后，从SNe到早期宇宙的尘埃贡献。
2009-01-13 astro-ph.SR
Molecules and dust in Cassiopeia A: II - Dust sputtering and diagnosis of dust survival in supernova remnants
我们研究了超新星遗迹仙后座A的尘埃演化。我们通过模拟颗粒的溅射来跟踪II-b型超新星中形成的尘埃颗粒的处理过程。尘埃位于被反向冲击穿过的致密喷出物团块中。研究了反向激波破坏团簇后团簇间介质的进一步溅射。本文还研究了II-P型超新星及其残余物的致密喷出物团块中的尘埃演化。我们研究了描述喷出物氧核的富氧团块，以及对应于最外层富碳喷出物区的富碳团块。我们认为在超新星形成的尘埃成分，几个反向冲击波速度和团间气体温度，并得出尘埃粒度分布和质量作为时间的函数。我们发现，非热溅射在团块是重要的，占减少的颗粒人口的~ 40%至80%的质量，这取决于团块气体过密度和颗粒的类型和大小。II-b型超新星形成小颗粒，这些颗粒在团块内和团块间的介质中溅射。对于Cas A，硅酸盐颗粒在团间介质中不能经受热溅射。我们推导出的质量目前处理的硅酸盐，氧化铝和碳颗粒在Cas A同意以及从观察得出的值。II-P型超新星产生的颗粒更好地存活于残余阶段。对于密集的喷出物团块，尘埃的存活效率在质量的42%和98%之间。对于SN 1987 A模式，导出的幸存尘埃质量在~ 0.06-0.13 Msolar范围内。这种类型的致密超新星可以有效地为星系提供尘埃。具体地，超过0.1微米的硅酸盐颗粒和超过0.05微米的其他颗粒在残余物中经受住热溅射。因此，超新星起源的太阳前颗粒可能形成于II-P型超新星的密集喷出物团块中。
2016-03-02 astro-ph.SR
The effects of red supergiant mass loss on supernova ejecta and the circumburst medium
大质量恒星成为红超巨星时，在这短暂的演化阶段会失去大量的质量。然后，它们要么爆炸为富氢超新星（SN II型），要么继续演化为更热的超巨星（爆炸前）。红超巨星缓慢的尘埃喷出物将被炽热的星风和/或SN喷出物所淹没。我将提出这种相互作用的条件的估计，并讨论一些影响。
2009-06-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Condensation of dust in the ejecta of type II-P supernovae
目的：通过将尘埃的成核和凝聚阶段与气相化学耦合，研究II-P型超新星尘埃的产生。我们认为两个超新星的祖先群众与均匀和clusified喷出物，以评估化学类型和数量的尘埃，形成。粒度分布作为爆炸后时间的函数。方法：用化学网络描述气相化学和尘埃团簇的同时形成。被认为是形成的关键物种（CO，SiO）和灰尘的硅酸盐，氧化铝，二氧化硅，金属碳化物和硫化物，纯金属，和无定形碳的集群。描述成核相的化学的主方程耦合到基于布朗凝聚的尘埃凝结形式主义。结果：II-P型超新星产生的尘埃颗粒的各种化学成分和大小分布作为时间的函数。随着时间的推移，颗粒尺寸分布变得越来越复杂，向大颗粒倾斜，并且与通常用于星际尘埃的MRN幂律分布不同。气体密度以团块的形式增加，强烈影响粉尘的化学成分和粒度分布。硅酸盐和纯金属颗粒高度依赖于块状。具体来说，clusific喷出物产生的颗粒超过0.1微米，最终的尘埃质量达到0.14 Msun。相反，碳和氧化铝粉尘质量由粉尘产生区域中氧化铝和碳的质量产率控制。喷出物中形成了几种尘埃成分，总尘埃质量在爆发后3至5年的时间内逐渐增加。这种逐渐的增长为爆炸后早期形成的小尘埃质量和最近对超新星遗迹的观测得出的高尘埃质量之间的差异提供了一个可能的解释。
2014-12-17 astro-ph.SR
Molecules and dust in Cas A: I - Synthesis in the supernova phase and processing by the reverse shock in the clumpy remnant
目的：我们研究化学的IIb型超新星喷出物，导致了Cas A超新星遗迹，以评估化学类型和数量的尘埃，形成和演变的残余阶段。后来，我们模拟了一个密集的富氧喷出物结，在Cas A的反向冲击交叉研究团簇气相的演变和可能性，以改革后的反向冲击气体尘埃团。方法：化学网络，包括在高气体温度和密度有效的所有过程。描述了关键双分子物种（CO，SiO）和尘埃团簇的形成。刚性，耦合，普通，微分方程求解的条件有关的SN喷出物和后反向冲击气体。结果如下：我们发现，IIb型SNe喷出物无法形成大量的分子和尘埃团，而不是他们的II-P型同行，因为他们的弥漫喷出物。气体密度需要增加几个数量级才能形成尘埃团。我们发现，尘埃团的化学成分的变化急剧增加的气体密度和增益的化学复杂性。因此，Cas A超新星祖先的喷出物必须以致密团块的形式存在，以解释从Cas A的红外观测推断的尘埃化学成分和质量。我们发现，在一个团，这是由反向冲击重组后的反向冲击气体与低丰度比那些最初的喷出物团，除了SiO。这些分子包括CO、SiS和O2。尘埃团被反向激波破坏，即使在最高的气体密度下，也不会在反向激波后的气体中重新形成。这些结果表明，在Cas A的致密结和其他超新星遗迹中，不太可能从气相合成尘埃颗粒。
2014-01-22 astro-ph.SR
Impact of Type Ia Supernova Ejecta on a Helium-star Binary Companion
通过高分辨率的二维流体动力学模拟研究了Ia型超新星喷出物对氦星伴星的影响。对于一系列的氦星模型和初始的二元分离，它被发现，在相互作用中，$δM_{\rm ub}$，未结合的质量有关的初始的二元分离，$a$，由一个幂律的形式$δM_{\rm ub} \propto a^{m}$。根据氦星的质量，这个幂律指数在-3.1到-4.0之间变化。这个指数的小范围括号的值以前发现的富氢的同伴，这表明轨道分离的非束缚质量的依赖性并不强烈敏感的性质的二进制同伴。反冲速度也与初始的双星分离有关，指数在-2.7到-3.3之间，但幂律指数与先前研究中发现的富氢伴星不同。在超新星爆发前的双星系统中，超新星爆发后伴星的空间运动受其轨道速度的支配。由于超新星喷出物的通过而导致的伴星的Ni/Fe污染水平很难估计，但发现结合镍的质量上限为$\sim 5\times 10^{-4}\ M_\odot$。
2010-04-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Imprints of the ejecta-companion interaction in Type Ia supernovae: main sequence, subgiant, and red giant companions
我们研究超新星喷出物的同伴的相互作用，在一个现实的半独立的二进制系统的代表Ia型超新星的祖先二进制在一个单一的简并的情况下的样本。我们模拟的相互作用过程的帮助下，假设圆柱对称的高分辨率的流体动力学代码。我们发现，喷出物孔的半开角为40- 50 $^\circ$，密度降低2-4倍，与前人的研究结果一致。定量差异从过去的结果中剥离的同伴物质的数量和运动学和污染水平的同伴与喷出物材料可以解释不同的模型假设和影响，由于数值扩散。我们分析，并首次提供基于模拟的估计的数量和热特性的冲击加热的材料负责产生提示，软X射线发射除了冲击喷出物的材料，在原始模型中考虑卡森，我们还占剥离，冲击加热的信封材料的恒星同伴，我们预测部分有助于即时发射。储存在包层中的能量与储存在喷出物中的能量相当。可用于瞬时排放的总能量预算比卡森最初预测的小约2-4倍。虽然冲击包层比冲击喷出物具有更高的特征温度，但冲击物质的温度估计与Kasen模型吻合得很好。最热的激波等离子体是在次巨星伴星中产生的。
2016-12-14 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.comp-ph
Opacity of Ejecta in Calculations of Supernova Light Curves
本文比较了两种计算超新星抛射物膨胀不透明度的方法，并展示不同近似对模型光变曲线的影响。
2024-10-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Dense Iron Ejecta and Core-collapse Supernova Explosion in the Young Supernova Remnant G11.2-0.3
我们提出的结果，近红外光谱观测致密（$\simgt$ 10 $^3$厘米$^{-3}$）铁喷出物在年轻的核心塌陷超新星遗迹G11.2-0.3。预计靠近其中心的五个喷出物节显示出多普勒频移的大分散：东部的两个节的蓝移超过1，000 \kms，而西部的三个节的蓝移相对较小，为20-60 \kms。这种速度差异可能表明，西方的结已经显着减速或存在系统的速度差异之间的结。另一方面，在西北边界的一个喷出物丝状体红移了$\simgt$ 200 \kms，而在东南边界的相反丝状体显示出可以忽略的径向运动。一些结和细丝有二次速度分量，和一个结显示了弓形激波的速度结构的功能。铁的喷出物似乎没有来自其他重元素的强烈辐射，例如S，这可能证明了在靠近其中心的核心坍缩超新星爆炸的爆炸性核合成过程中富含α的冻结过程。Fe喷出物在西北和东南方向的显著两极分布，以及中央脉冲星风星云在垂直方向的伸长，与超新星主要沿西北和东南方向爆炸的解释一致。
2009-08-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Synthetic line and continuum linear-polarisation signatures of axisymmetric type II supernova ejecta
我们提出了合成单线和连续线性极化签名，由于电子散射轴对称II型超新星（SNe），我们计算使用蒙特卡罗和长特性的辐射传输代码。非球形喷出物是通过规定一个纬度缩放或拉伸SN喷出物的输入从1-D非LTE时间相关的计算。我们研究了偏振签名作为倾斜度，形状因子，波长，线身份，爆炸后的时间的函数。在早期，抵消和光学深度效应使偏振本质上很低，导致复杂的符号反转与倾斜或连续波长，并跨越线轮廓。虽然线偏振是正（负）的扁圆（长）形态在峰和红翼，连续偏振可以是任何符号。这些复杂的偏振变化不仅是由散射体的不对称分布产生的，而且也是由通量的不对称分布产生的。我们的早期特征与中心照明的非球面星云的预测相矛盾，尽管这在星云时代成为一个更好的近似。对于一个固定的不对称性，我们的合成连续极化一般是低的，可能会演变非单调的平台阶段，但它系统地上升，喷出物变得光学薄。极化随时间的变化并不一定意味着喷出物的不对称性发生了变化。SN结构（例如，密度/电离）严重影响极化水平。重要的是，早期的低极化（<0.5%）并不一定意味着通常假设的低程度不对称。非球面影响线轮廓形态和光度，这可能会损害SN特征的准确性推断从这些。
2011-04-28 astro-ph.SR
The chemistry of population III supernova ejecta: II - The nucleation of molecular clusters as a diagnostic for dust in the early universe
我们研究形成的分子前体尘埃在第三星族超新星喷出物使用化学动力学方法。我们的工作重点是零金属丰度20 Msun和170 Msun的祖先，我们认为完全宏观混合和未混合喷出物。用一个新的化学反应网络描述了小分子硅、金属氧化物和硫化物、纯金属和碳团簇的成核阶段。我们考虑的临界成核率的压力依赖性的影响，并测试微观混合的He+对碳尘形成的影响。170 Msun的超新星前身的未混合喷出物合成了约5.6 Msun的小星团，而20 Msun的对应物产生了约0.103 Msun。我们的研究结果指出，在喷出物中形成的尘埃量较少。III超新星的系数~ 5相比，由以前的研究得出的值，并不同的尘埃化学成分。这种偏差是由于一些错误的假设，不恰当地使用经典的成核理论来模拟尘埃的形成，以及忽略了超新星喷出物中分子的合成。大质量的Pop. III超新星的未混合喷出物主要形成二氧化硅和/或硅酸盐，以及纯硅颗粒，而它们的低质量对应物则形成以二氧化硅和/或硅酸盐为主的尘埃混合物，纯硅和铁硫化物。无定形碳只能在富碳区缺乏He+的喷出物中凝聚。第一次尘埃富集的原始气体在早期宇宙从Pop. III大质量超新星主要包括纯硅，二氧化硅和硅酸盐。如果碳尘存在于红移z> 6处，则必须考虑其他尘埃源。
2010-02-16 astro-ph.CO astro-ph.SR
Search for surviving companions in type Ia supernova remnants
Ia型超新星前身系统的性质至今仍不清楚.区分其祖先的单简并和双简并的一种方法是寻找幸存的同伴。使用一种技术，耦合的结果从多维流体动力学模拟计算的结构和演化的主序星和氦丰富的幸存的同伴，颜色和幅度的主序星和氦丰富的幸存的同伴预测作为时间的函数。本文讨论了银河系Ia型超新星遗迹和邻近的河外Ia型超新星遗迹中幸存的伴星候选者。我们发现，在没有灭绝的情况下，如果视星等极限为27等，则主序幸存伴星（富氦幸存伴星）的最大可探测距离为$0.6-4$ ~Mpc（$0.4-16$ ~Mpc），这表明大、小麦哲伦云和仙女座星系是寻找幸存伴星的理想环境。然而，只有五个Ia~SNRs被搜索到幸存的同伴，在单简并的情况下几乎没有支持的标准通道。为了更好地了解Ia型超新星的祖先，我们鼓励在附近的其他Ia型超新星遗迹中寻找幸存的同伴。
2014-07-25 astro-ph.SR
The interaction of Type Iax supernova ejecta with a helium companion star
Iax型超新星（SNe Iax）是Ia型超新星的一个重要的亚发光类型。然而，它们的祖先和爆炸机理至今仍不清楚。有人认为，SNe Iax可能是由氦（He）星施主双星系统中质量为600万吨的白矮星（WD）的弱爆燃爆炸产生的。在这样的祖系统中，剥离的He同伴物质所造成的喷射物的同伴相互作用，预计将提出一些他的功能，在其后期的光谱。然而，在SNe Iax的晚期光谱中探测到He线还没有成功，这给出了剥离的He质量的上限< 0.002-0.1太阳质量。在这项工作中，我们研究了SN Iax喷出物和一个He星同伴之间的相互作用进行三维流体动力学模拟与弱纯爆燃爆炸模型。我们发现，大约0.004太阳质量的He物质可以剥离的伴星由SN爆炸，这是非常接近（或低于）的观测上限的总剥离的He质量在SNe Iax。因此，我们的结论是，没有检测到的He线在晚时间光谱的SNe Iax可以合理地解释，如果他们确实是从弱纯爆燃爆炸的祖系统与He星捐助者的质量WDs。
2020-06-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Evolution of Dust Opacity in Core Collapse Supernovae and the Rapid Formation of Dust in Their Ejecta
核心坍缩超新星（CCSNe）的红外（IR）观测已被用来推断在其喷出物中形成的尘埃质量。推断的尘埃质量与超新星（SN）年龄的关系图显示了尘埃质量随时间增加的趋势，跨越了几十年的观测。这一趋势被解释为CCSNe中尘埃缓慢和逐渐形成的证据。从观测上看，这种趋势表现出一种$ t^2$行为，这正是从膨胀的光学厚度喷出物中所预期的。在这种情况下，观测到的尘埃存在于喷出物的红外（IR）薄的“光球层”中，并且仅构成总尘埃质量的一小部分。因此，我们认为粉尘的形成过程非常迅速，在爆炸后两年内，大多数可用的耐火元素都被冷凝。在早期的时期，只有一小部分的尘埃排放逃逸的喷出物占低观测到的尘埃质量。喷出物的全部尘埃含量在爆炸后几十年才被揭开，其红外不透明度逐渐降低。这张照片的佐证包括SN 1987 A喷出物中耐火元素的早期耗尽和SN~ 2004 et中300天左右出现的硅酸盐发射带。
2018-12-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Supernova Ejecta in the Youngest Galactic Supernova Remnant G1.9+0.3
G1.9+0.3是已知最年轻的银河系超新星遗迹（SNR），估计超新星爆发日期约为1900年，很可能位于银河系中心附近。到目前为止，只有自由膨胀速度大于约18，000 km/s的最外层喷出物层在这个动态年轻的可能是Ia型SNR中受到冲击。2011年，钱德拉天文台的一次长时间（980 ks）观测允许对重元素喷出物进行空间分辨光谱分析。我们用Krishnamurthy等人的空间光谱方法对Chandra数据进行去噪，并使用基于小波的技术来空间定位由中间质量元素（IME：Si和S）和铁产生的热发射。IMEs和Fe的空间分布是非常不对称的，最强的喷出物排放在北部边缘。铁Kalpha发射是特别突出的，并与热模型拟合表明强烈oversolar铁丰度。在一个局部的边缘区域，IME的丰度低于Fe，这表明未稀释的Fe族元素（包括56 Ni）以大于18，000 km/s的速度被这个SN喷出。但在西环内部，我们发现富含Si和S的喷出物没有任何Fe的痕迹，因此O燃烧的高速产物也被喷出。G1.9+0.3似乎类似于高能Ia型超新星，如SN 2010 jn，其中铁族元素在如此高的自由膨胀速度最近已被检测到。喷出物的分布和丰度的不均匀性显着的不对称性最好的解释是一个强烈的不对称SN爆炸，类似于最近的一些三维延迟爆炸Ia型模型中产生的。
2013-05-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Interaction of hemispherical blast waves with inhomogeneous spheres: Probing the collision of a supernova ejecta with a nearby companion star in the laboratory
过去的高能量密度实验室实验提供了对超新星、超新星遗迹和星际云破坏的物理学的见解。在典型的实验环境中，激光驱动的平面冲击波与成分均匀的球形或圆柱形靶相互作用。在这项工作中，我们提出了一个新的实验室平台，占曲率的冲击波和密度分层的目标。这两个特征都反映了在近距离双星系统中超新星爆炸后不久预期存在的条件。我们提供了一个拟议的实验设计（激光驱动器，目标配置，诊断系统）的细节，优化捕捉最近的喷射物同伴相互作用模型的关键属性。我们的实验模型和他们的天体物理学同行之间的良好的定性协议，突出了强大的潜力，所提出的设计，以探测的喷出物同伴相互作用的细节，广泛的对象类通过高能量密度实验室实验。
2018-12-15 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Multidimensional Models of Type Ia Supernova Nebular Spectra: Strong Emission Lines from Stripped Companion Gas Rule Out Classic Single Degenerate Systems
Ia型超新星（SN Ia）祖先的经典单简并模型预测超新星喷出物应该富含从伴星剥离的类似太阳的丰度物质。然而，对正常的Ia型超新星的光谱观测并没有导致氢的明确探测。在这封信中，我们研究线形成超新星Ia星云的时间使用非LTE光谱建模。我们提出，第一次，多维辐射转移计算超新星Ia剥离的物质混合在喷出物的核心，喷出物同伴相互作用的流体动力学模拟的基础上。我们发现，与主序列同伴的相互作用模型产生显着的H $α$发射在晚些时候，排除了这种类型的二进制是可行的祖先的超新星Ia。我们还预测显着的He I线发射在光学和近红外波长的富氢或富氦物质，提供了一个额外的观测探测剥离喷出物。我们生产的模型，减少剥离的质量，并找到一个更严格的质量限制$M_{st} \lesssim 1\times 10^{-4} M_\odot$剥离的伴随材料SN 2011铁。
2018-03-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
A solar-type star polluted by calcium-rich supernova ejecta inside the supernova remnant RCW 86
当双星系统中的一颗大质量恒星爆炸成为超新星时，它的伴星可能会被超新星喷出物中的重元素污染。这种污染已经在少数超新星后双星中被检测到（Gonzalez Hernandez et al. 2011），但没有一个与超新星遗迹有关。我们报告在一个靠近的偏心双星系统中发现了一颗太阳型恒星，在年轻的银河系超新星遗迹RCW 86中有一颗中子星。我们的发现意味着超新星的前身是一颗移动的恒星，它在其风泡的边缘附近爆炸，并在核心坍塌前不久由于共同的包层演化而失去了大部分初始质量。我们发现这颗太阳型恒星被钙和其他元素严重污染，这使得爆炸属于富钙超新星的范畴--微弱而快速的瞬变（Filippenko等人，2003年; Kasliwal等人，2012年），其起源存在强烈争议（Kawabata等人，2010年; Waldman等人，2011年），并提供了第一个观测证据，表明这种类型的超新星可能来自核心坍塌爆炸（Kawabata等人，2010年; Moriya等人，2010年）。
2017-04-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Three-dimensional simulations of the interaction between the nova ejecta, the accretion disk, and the companion star
上下文经典新星是恒星双星系统中由吸积的白矮星主持的热核爆炸。物质在轻度简并的条件下堆积在白矮星的顶部，导致热核失控。在包层运行的一系列核过程（主要是质子捕获反应和β衰变）释放的能量将材料加热到100至400 MK的峰值温度。在这些事件中，大约10-3 - 10-7 Msun，富集CNO，有时，其他中等质量的元素（例如，Ne，Na，Mg，Al）被喷射到星际介质中。目的。到目前为止，在经典新星爆发的建模中所做的大部分努力都集中在爆炸和喷射的早期阶段，忽略了喷射物的相互作用，首先是与围绕白矮星运行的吸积盘的相互作用，最终是与次级恒星的相互作用。方法.为了填补这一空白，对新星喷出物、吸积盘和恒星伴星之间的相互作用进行了一套三维SPH模拟，旨在测试不同参数（即，喷出物的质量和速度、吸积盘的质量和几何形状）对系统的动力学和化学性质的影响。结果我们讨论了导致吸积盘破裂和质量损失的条件。此外，我们讨论了化学污染的可能性与新星喷出物的影响，其潜在的影响下一个新星周期的恒星次级。
2017-12-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Late-Phase Spectropolarimetric Observations of Superluminous Supernova SN 2017egm to Probe the Geometry of the Inner Ejecta
利用斯巴鲁望远镜对邻近星系NGC 3191中的一颗I型超亮超新星SN 2017 egm进行了g波段最大光后185.0天的偏振光谱观测。这是SLSNe在晚期阶段的第一次光谱偏振观测。我们发现，在后期阶段的偏振度显着改变，从早期阶段的测量。在后期阶段的光谱显示出一个强大的钙发射线，因此，我们可靠地估计星际偏振分量假设发射线本质上是非偏振的。通过减去估计的星际偏振，我们发现在早期阶段的本征偏振只有~ 0.2%，这表明一个几乎球形的光球，轴比~ 1.05。在后期阶段的内在偏振增加到~ 0.8%，这对应于光球与轴比1.2。偏振的位置角几乎恒定，表明内部喷出物几乎是轴对称的。通过这些观察，我们得出结论，内部喷出物比外部喷出物更非球面。这可能表明存在一个中心能源产生非球面内部喷出物。
2020-04-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Survey of astrophysical conditions in neutrino-driven supernova ejecta nucleosynthesis
核心坍缩超新星产生的元素介于Fe和Ag之间，这取决于喷出物质的性质。尽管近几十年来超新星模拟取得了快速进展，但天体物理条件仍然存在不确定性。本文研究了天体物理不确定性对核合成的影响。由于基于水动力学模拟轨迹的系统研究在计算上非常昂贵，因此我们依赖于稳态模型。通过改变原中子星的质量和半径以及稳态模型中的电子分数，我们涵盖了广泛的天体物理条件。在我们的研究中，我们发现四个丰度模式，可以形成在富中子中微子驱动的喷出物。这提供了一个独特的轨迹模板，可用于研究核物理输入对代表性天体物理条件的核合成的影响。此外，我们将这四种模式与$T=3$ ~GK的中子-种子和α-种子比联系起来。因此，我们的研究结果给出了一个很好的概述潜在的核合成演化，可以发生在超新星模拟。
2018-02-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
VLBI observations of supernova PTF11qcj: Direct constraints on the size of the radio ejecta
我们提出了高灵敏度阵列（HSA）和增强的多元远程链接干涉仪网络（eMERLIN）的无线电大声宽线Ic型超新星PTF 11 qcj的观测获得$\sim7.5$年后的爆炸。之前对这颗超新星在爆发后5.5年的观测显示出双峰的射电光变曲线，并伴随着X射线的探测，但没有证据表明它具有宽的H $α$光谱特征。甚长基线干涉测量（VLBI）的观测结果表明，PTF 11qcj GHz的射电喷出物仍然在亚毫角秒水平上勉强解决了$\approx 7.5$年后爆炸，指向非相对论膨胀。因此，我们的VLBI观测有利于这样一种情况，即PTF 11 qcj射电光变曲线的第二个峰值与超新星喷出物与变密度的星周介质的强相互作用有关，而不是与离轴喷流的出现有关。继续VLBI监测PTF 11qcj的无线电可能会进一步加强这一结论。
2021-01-01 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Simulations of $^{60}$Fe entrained in ejecta from a near-Earth supernova: Effects of observer motion
最近的研究表明，深海样品、南极雪、月壤和宇宙射线中都存在活性（未衰变）放射性$^{60}$ Fe。$^{60}$ Fe代表太阳系中$3 \, \rm Myr$附近的超新星（SN）喷发物，最近发现了一个更早的脉冲$\approx 7 \ \rm Myr $ ago，这些数据表明一个或多个近地SN爆炸可能参与了局部气泡的形成。我们探索这一理论使用3D高分辨率光滑粒子流体动力学模拟孤立的超新星与喷出物示踪剂在一个统一的星际介质（ISM）。模拟使我们能够追踪气体形式的超新星喷出物和那些夹带在气体中的尘埃颗粒喷出物。我们考虑两种情况下的扩散喷出物：喷出物是很好地混合在冲击和当他们没有。在后一种情况下，我们发现，这些喷出物仍然远远落后于前向冲击，限制了夹带喷出物可以提供到$\approx 100$ PC在ISM与$n_\mathrm{H}=0.1\; \rm cm^{-3}$平均氢密度的距离。结果表明，$^{60}$ Fe吸积的强度和持续时间依赖于ISM密度和太阳系的轨道。此外，我们表明再现两个观测到的峰值$^{60}$ Fe浓度与此模型假设两个线性轨道的太阳系与$30$ -km s $^{-1}$速度的可能性。我们可以重现两个观测到的峰的事实进一步支持了$^{60}$ Fe信号起源于近地SNe的理论。
2022-02-06 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Integral Field Spectroscopy of Supernova Remnant 1E0102-7219 Reveals Fast-moving Hydrogen and Sulfur-rich Ejecta
研究了小麦哲伦星云中富氧年轻超新星遗迹1E0102.2 -7219（1 E0102）中重元素喷出物的光辐射。我们已经使用了多单元光谱探测器（MUSE）的光学积分场摄谱仪在甚大望远镜（VLT）在Cerro Paranal和宽视场摄谱仪（WiFeS）在澳大利亚国立大学2.3米望远镜在Siding Spring天文台获得深观测1 E 0102。我们的观测覆盖了从3500度以下到9350度的整个残余范围。我们的观察明确地揭示了存在快速移动的喷出物发射在[S II]，[S III]，[Ar III]和[Cl II]。与氧气或氖气（碳燃烧的产物）相比，富硫喷出物的分布更不对称。除了氧燃烧产物（S、Ar、Cl）的禁带谱线发射外，我们还发现了几个表面亮度低、快速运动的喷出物的Hα和Hβ发射。快速移动的氢的存在指向一个在超新星之前没有完全摆脱氢包层的祖先。因此，1 E 0102的爆发与IIb型超新星相当。
2018-01-19 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The Chemistry of Population III Supernova Ejecta: I - Formation of Molecules in the Early Universe
我们研究的形成和破坏的分子在喷出物的第III族超新星（SNe）使用化学动力学的方法来遵循的演变，从第100天到第1000天爆炸后的分子丰度。所包括的化学物质从简单的双原子分子到更复杂的尘埃前体物质。考虑了SN环境特有的所有相关化学过程。我们的工作重点是零金属量的祖先与质量为20，170，和270 Msun，我们研究了不同水平的重元素混合和向内扩散的氢对喷出物化学的影响。我们表明，喷出物的化学不达到稳定状态的分子形成的相关时间跨度内。形成的主要物质是O2、CO、SiS和SO。早在爆炸后200天就形成的一氧化硅，由于喷出物中二氧化硅分子前体的形成而迅速耗尽。CO向C2的快速转化及其在5000 K以上温度下的热分馏允许在未混合模型的富氧区中形成碳链，为在C/O比小于1的热环境中形成碳尘提供了重要途径。我们表明，完全混合喷出物的170 Msun祖合成11.3 Mun的分子，而20 Msun和270 Msun祖产生0.78，和3.2 Msun的分子，分别。将10%的氢混合到170 Msun的完全混合的喷出物中，将其分子产量增加到~ 47 Msun。一颗170 Msun没有氢穿透的超新星的未混合喷出物合成了约37 Msun的分子，而它的20 Msun对应物产生了约1.2 Msun。最后，我们讨论了宇宙学意义的分子形成的Pop. III SNe在早期宇宙。
2009-07-21 astro-ph.CO astro-ph.SR
Early excess emission in Type Ia supernovae from the interaction between supernova ejecta and their circumstellar wind
研究了Ia型超新星抛射物与星周风相互作用对测光性质的影响，发现特定质量损失率下CSM相互作用会导致光学和紫外波段的早期超量发射及颜色演化。
2023-05-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Mixing of Clumpy Supernova Ejecta into Molecular Clouds
从陨石的同位素分析到对太阳元素和同位素组成的研究，有几条证据表明，太阳系在其演化的早期受到附近超新星（SN）喷出物的污染。以前的模型认为SN物质被注入到现存的原行星盘中，或者各向同性膨胀的喷出物扫过遥远的（>10 pc）云核，同时使其富集并引发其崩溃。在这里，我们认为一个新的天体物理设置：注入clujiang SN喷出物，观察到的Cas A SN残留物，到分子气体在外围的HII区域所创建的SN的祖星。为了跟踪这些相互作用，我们进行了一套高分辨率（1500^3有效）的3D模拟，跟踪单个团块在进入分子气体时的演变。即使在这些高分辨率下，我们的模拟也没有完全实现数值收敛，这是由于正确解决喷出物和分子气体的小规模混合的挑战，尽管它们确实可以得出一些可靠的结论。各向同性的爆炸喷出物不会穿透分子云，但是，如果冷却被适当地考虑，则星团喷出物会穿透到~10^18 cm的距离，并与形成恒星的分子气体有效地混合。核塌缩SN的~2 M_ \odot高金属丰度喷出物可能与~2 \times 10 ^4 M_ \odot分子气体混合。因此，在HII区演化的晚期（约500万年），所有恒星都可能受到SN喷出物的污染，污染程度约为10^-4。这种污染程度与早期太阳系中短寿命放射性核素的丰度和可能的一些稳定同位素变化相一致，并可能与观测到的恒星元素丰度的变化相一致。形成行星系统的SN污染可能是一种常见的普遍过程。
2012-06-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Analysis of Late--time Light Curves of Type IIb, Ib and Ic Supernovae
放射性动力核心坍缩“剥离-信封”超新星的光变曲线峰值的形状约束的喷出物的质量，镍质量，和动能的亮度和扩散时间为一个给定的不透明度和观察到的膨胀速度。后期的光变曲线给出了喷射物质量和能量的限制，给出了伽马射线的不透明度。以前的工作表明，SN~IIb与少量的氢和氢/氦-缺乏SN~Ib/c的主要光变曲线峰值往往是相当相似的接近最大光，这表明类似的喷出物的质量和动能，但后期光变曲线显示出广泛的分散，这表明在喷出物的质量和动能的分散。它还表明，SN~IIb和SN~Ib/c可以有非常相似的后期光变曲线，但不同的喷出物的速度要求显着不同的喷出物的质量和动能。我们通过收集和分析来自文献的良好采样的单波段和准测辐射热光变曲线来重新审视这些主题。我们发现剥离包层核塌缩超新星的晚时光变曲线是不均匀的。我们还表明，所观察到的属性，光球速度在峰值，上升时间，和后期衰减时间，可以用来确定平均不透明度适当的峰值。以这种方式确定的不透明度比通常的估计要小得多。我们将讨论如何小的有效不透明度可能导致重组和不对称的喷出物。
2015-04-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN2025aico: An Interesting Case Of $^{56}$Ni Mixing, Ejecta Asymmetries, and Dust Formation in a Type IIb Supernova
The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；Institute of Science Tokyo（东京科学大学）
本研究通过多波段观测揭示IIb型超新星SN2025aico中$^{56}$Ni有限混合、抛射物不对称及新尘埃形成，连接了前身星演化与爆炸物理。
2026-09-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evidence for late-time dust formation in the ejecta of supernova SN~1995N from emission-line asymmetries
本研究分析 SN~1995N 的晚期红外辐射与发射线红翼衰减，论证其源于抛射物中新形成并被 CSM 相互作用加热的约0.4 M⊙非晶碳尘埃，并据此修正爆炸时间。
2023-08-17 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
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
Nuclear physics uncertainties in neutrino-driven, neutron-rich supernova ejecta
核心坍缩超新星（CCSNe）中的中子驱动喷出物提供了一个有趣的天体物理场景，其中Sr和Ag之间的较轻的重元素可以合成。以前的研究强调了（$α,n$）反应在这些元素的产生中所起的重要作用，特别是在富中子和富α环境中。本文研究了在不同天体物理条件下元素丰度对特定（$α,n$）反应速率不确定度的敏感性。在蒙特卡洛核合成研究超过36个代表性的天体物理风条件下，我们已经确定了最重要的反应的基础上，他们对最终元素丰度的影响。对这些反应的实验研究将减少核合成的不确定性，并有可能利用观测来了解较轻重元素的起源及其形成的天体物理条件。
2020-01-07 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
White dwarf deflagrations for Type Iax supernovae: Polarisation signatures from the explosion and companion interaction
越来越多的证据表明Iax型超新星可能是双星系统中质量为1000亿克拉塞卡的白矮星的热核爆燃的结果。我们进行蒙特卡罗辐射转移模拟和预测光谱偏振功能起源于超新星爆炸和随后的喷出物与伴星的相互作用。具体来说，我们计算视角相关的流量和偏振光谱的3D模型模拟爆燃的一个brasekhar质量的白矮星，并为第二个模型，模拟喷出物与主序星的相互作用。我们发现，内在的信号是弱极化，只有温和的视角依赖，由于整体的球形对称性的爆炸和去极化贡献的铁族元素占主导地位的喷出物组成。与伴星的相互作用在喷出物中形成了一个空洞，并产生了一个可检测的，但适度的信号，只有在相对蓝色的波长（$\lesssim$ 5000 $\unicode{x212B}$）才有意义。特别是，越来越微弱和红色的光谱预测观察者的取向进一步从腔，而一个温和的偏振信号$P\sim0.2$ %被发现在蓝色波长的取向30 $^\circ$和45 $^\circ$远离腔。我们发现一个合理的协议之间的相互作用模型，从这些方向和光谱偏振数据SN 2005HK和解释的最大光偏振信号在蓝色波长看到这个事件作为一个可能的签名的喷出物同伴的相互作用。我们鼓励进一步的极化观测SNe Iax测试我们的结果是否可以扩展和推广到整个SN Iax类。
2020-02-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nucleosynthesis in the Innermost Ejecta of Neutrino-Drive Supernova Explosions in Two Dimensions
我们研究的核合成在最里面的，中微子处理的喷出物（几个$10^{-3}\,M_\odot$）的自洽的，两维爆炸模型的核心坍缩超新星的六个不同的初始质量的祖星。三个模型的初始质量接近超新星范围的低质量端，$8.8\,M_\odot$（e8.8;电子捕获超新星），$9.6\,M_\odot$（z9.6）和$8.1\,M_\odot$（u8.1），初始金属丰度分别为太阳金属丰度的1，0和$10^{-4}$倍。另外三个是太阳金属丰度模型，初始质量分别为$11.2\,M_\odot$（s11）、$15\,M_\odot$（s15）和$27\,M_\odot$（s27）。低质量模型e8.8、z9.6和u8.1对于从Zn到Zr的轻反式铁元素表现出100- 200的高生产因子（相对于太阳的核合成丰度）。这与这些模型中富含中子的物质的明显喷射有关。值得注意的是，祖细胞e8.8和z9.6的核合成结果几乎是相同的，包括有趣的$^{48}$ Ca和$^{60}$ Fe的产生，而不管它们在坍缩之前的核（O-Ne-Mg和Fe）是完全不同的。在质量更大的模型s11、s15和s27中，产生了几种轻反式铁元素的富质子同位素，包括$p$同位素$^{92}$ Mo（s27），其生产因子高达$\sim$ 30。因此，低质量端附近的电子捕获和核心坍缩超新星都可能是银河系轻反式铁元素（从Zn到Zr）的主要贡献者，可能还有$^{…
2017-11-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolution of Main-Sequence-like Surviving Companions in Type Ia Supernova Remnants
最近对Ia型超新星爆发的理论和数值研究表明，非简并的伴星可以在超新星撞击过程中存活下来，并且可以在附近的超新星遗迹中检测到。然而，观测工作显示，从标准的单简并通道幸存的同伴的存在不太有希望的证据。自旋上升/自旋下降模型是解释未检测到幸存同伴的可能机制。在这些模型中，自旋上升阶段可能会增加爆炸的临界质量，导致超rasekhar质量爆炸，而自旋下降阶段可能会导致额外的质量损失和角动量重新分布。由于旋转白矮星延迟爆炸的自旋下降时间尺度尚不清楚，本文通过超新星碰撞和幸存同伴随后的恒星演化的二维流体动力学模拟，探索了一个巨大的主序类幸存同伴的参数空间。提供了描述质量剥离效应、超新星反冲和超新星加热深度的紧密的普适关系。我们的研究结果表明，尚未检测到幸存的同伴从附近的Ia型超新星遗迹的观测可能有利于低质量的同伴，短的二元分离，或更强的超新星爆炸能量比标准的单简并通道。
2022-05-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type Ia supernova ejecta-donor interaction: explosion model comparison
在Ia型超新星（SNe Ia）的单简并情况下，高速喷射的物质与双星系统中的施主星之间的相互作用预计会导致质量从施主星剥离。在以往的研究中，人们对超新星爆发过程进行了一系列的多维流体动力学模拟，大多采用简化的解析模型或W7模型来模拟超新星爆发过程。不同的爆炸机制是否会显著影响喷出物-施主相互作用的结果还不清楚。在这项工作中，我们模拟流体动力学喷出物与主序星（MS）施主星的相互作用在两个维度的两个近Ekrasekhar质量爆炸模型的超新星Ia，W7和N100模型。我们发现，约0.30和0.37 Msun的富氢物质剥离从2.5 Msun的施主星在2天的轨道由SN Ia爆炸在模拟与W7爆燃和N100延迟爆轰模型，分别。在每种情况下，供体星分别接受约74和86 km/s的反冲。N100模型中剥离的富氢物质的模态速度约为500 km/s，比W7模型中的模态速度约为350 km/s快1.4倍。根据我们的研究结果，我们得出结论，选择近的Sracekhar质量爆炸模型正常超新星Ia似乎没有显着改变一个给定的主序列供体模型的喷射物-供体相互作用，至少在2D。
2022-05-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
ASASSN-15no: The Supernova that plays hide-and-seek
我们报告了我们对奇特的超新星ASASSN-15 no的后续活动的结果，基于光学数据，涵盖了其演化的约300天。最初的光谱显示一个纯粹的黑体连续。几天后，HeI 5876 A跃迁出现，具有P-Cygni轮廓，膨胀速度约为8700 km/s。在最大值后50天，光谱显示出在相互作用的超新星中常见的迹象。一个宽的（FWHM~8000 km/s）H α在最大值后的150天内变得更加突出，之后迅速下降。在这些阶段，H α开始显示出一个中间分量，它与蓝色伪连续体一起是喷出物开始与CSM相互作用的线索。在最新阶段的光谱看起来非常相似的带状包络SNe的星云光谱。早期部分（最大值后的前40天）的热辐射曲线，峰值在正常和超亮超新星之间的亮度中间，很好地再现了一个模型，其中的能量预算基本上是来自喷出物重组和56镍衰变。根据这个模型，我们推断出喷出物的质量Mej = 2.6 Msun;光球的初始半径R 0 = 2.1 × 10^14 cm;爆炸能量Eexpl = 0.8 × 10^51 erg。一种可能的情况是，在爆炸前几年，祖星失去了一个巨大的、扩展的贫氢壳层。壳层被超新星喷出物撞击、加热和加速。加速的壳层+喷出物迅速稀释，露出下面未受扰动的超新星光谱。在大爆炸前9 - 90年，外层喷出物开始与祖先系统丢失的贫H外部CSM相互作用。
2018-01-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Predictions for the hydrogen-free ejecta of pulsational pair-instability supernovae
目前的时域天文学工作将揭示各种罕见的瞬变现象。我们在这里集中在脉动对不稳定性的演变，这可能会导致可观察到的电磁波和引力波的签名。我们模拟网格的裸氦星的特点所产生的黑洞（BH）的质量和喷出物的成分，速度和热状态。恒星对热核爆炸没有“弹性”反应：对不稳定性驱动的点火和质量喷射之间没有一一对应的关系，这导致了可观测脉冲的模糊性。与以前的研究一致，我们发现对于碳氧核质量为28 Msun < M_CO<30.5Msun的爆炸不足以影响表面。随着质量的增加，它们首先引起大的径向膨胀（30.5Msun<M_CO<31.4Msun），最后也引起质量喷射事件（M_CO>31.4Msun）。对不稳定性超新星中完全破裂的最低质量是M_CO= 57 Msun。M_CO> 121 Msun的模型达到光致蜕变区，产生M_BH> 125 Msun的BH。如果脉动模型通过（弱）爆炸产生BH，则先前喷射的材料可能会被冲击波击中。我们的特点是H-免费的拱星材料的脉动对氦核的不稳定性假设简单地说，喷出物保持恒定的速度后，喷射。我们的模型产生了质量为10^{-3}Msun<M_CSM<40 Msun的富氦喷出物。这些喷出物通常以几千个\kms发射，在核心坍塌之前达到~10^{12}-10 ^15} cm的距离。质量喷射事件和最终坍缩之间的延迟跨越了一个很宽的质量依赖范围（从亚小时到10^4年），并且喷射出的壳层也可以相互…
2020-06-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Runaway Dwarf Carbon Stars as Candidate Supernova Ejecta
矮碳（dC）星SDSS J 112801.67 +004034.6有一个异常高的径向速度，531 $\pm 4$ km s $^{-1}$。我们提出自行和新的光谱观测，这意味着一个大的银河系静止帧速度，425 $\pm 9$公里秒$^{-1}$。其他几颗SDSS dC恒星也被推断有非常高的银河系中心速度，同样每一颗都是基于高的日心径向速度和自信地探测到的自行。在矮星的光谱中，极高的速度和$C_2$带的出现都是罕见的。银河系中心附近的通道可以将恒星加速到如此极端的速度，但SDSS J1128的大轨道角动量排除了这种解释。双星系统中的超新星抛射或其他恒星对双星的破坏都是可能的，特别是当dC星被认为是通过演化的伴星的质量转移获得其光球层$C_2$时。
2016-12-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Type Iax supernovae as a source of iron-rich silicate dust
Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Academy of Scientific and Innovative Research (AcSIR)（科学与创新研究学院）
Ia型超新星通过非平衡化学动力学方法形成大量铁丰富的硅酸盐尘埃，其尘埃-爆发物质量比比典型Ia型超新星高1-2个数量级。
2026-03-09 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Formation, distribution, and IR emission of dust in the clumpy ejecta of Type II-P core-collapse supernovae, in isotropic and anisotropic scenarios
在探索核心坍缩超新星喷出物中形成的尘埃的特征时，发现观测估计和理论预测之间存在很大差异。我们重新审视了在爆炸后的第一个3000天，在典型的超新星喷出物的尘埃生产的情况下，与不断变化的物理条件和团块的分布有了更好的了解。确定了喷出物中尘埃的一般不均匀分布，并据此计算了相关的不透明度和通量。新兴的流量对视角的依赖性估计为各向异性，椭球体的几何形状的喷出物，模仿SN 1987 A。我们模型的He-核心从中心到其外缘为450分层，cloudly，环形壳，唯一确定其独特的速度，其特征在于其丰度，密度，气体和尘埃温度的变化。我们发现，尘埃的形成开始于爆炸后的第450天至第550天，并持续到大约2800天，尽管前1600天是最多产的。尘埃总质量从500天的10^-5兆太阳质量发展到800天的10^-3兆太阳质量，最后在0.06兆太阳质量时达到饱和。富氧尘埃（硅酸盐、氧化铝）的质量在任何时候都占主导地位，富碳尘埃（无定形碳、碳化硅）的质量在爆炸后2000天之后才形成碳尘埃。我们发现，不透明度是最大的800和1600天之间，和富O尘埃物种的特征光谱特征被抑制在那些时候。沿着椭球体喷出物最小轴出现的通量被发现是最模糊的，而与该轴成16至21度的视角似乎与SN 1987 A在第615天和第775天的通量最一致。
2022-12-07 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
SNR G292.0+1.8: A Remnant of a Low-Mass Progenitor Stripped-Envelope Supernova
我们提出了一个银河系超新星遗迹（SNR）G292.0+1.8，一个典型的例子，一个核心崩溃的SNR，包含富氧喷出物，拱星物质，一个快速移动的脉冲星，和脉冲星风星云（PWN）的研究。我们使用流体动力学模拟的残余物的演变表明，SNR的反向冲击波与PWN相互作用，最有可能震惊了大多数超新星喷出物。在我们的模型中，这种情况需要总喷出物质量为$\lesssim 3\: \rm M_{\odot}$，这意味着在反向激波内部没有大量的冷喷出物。根据这些结果，我们比较了估计的元素质量和丰度比的反冲击喷出物核合成模型，发现它们是一致的与一个祖星的初始质量为12-16 $\: \rm M_{\odot}$。我们的结论是，G292.0+1.8的前身可能是一颗质量相对较低的恒星，通过双星相互作用经历了显着的质量损失，并产生了一个剥离的信封超新星爆炸。我们还认为，在G292.0+1.8中被称为“马刺”的区域是由于脉冲星通过超新星喷出物的运动而产生的，其动力学性质可能表明脉冲星速度的视线分量，导致总空间速度为$\sim 600\: \rm km\:s^{-1}$，并意味着一个显着的出生踢。最后，我们讨论了与G292.0+1.8相关的二进制质量损失情况及其对二进制伴星性质和未来搜索的影响。
2022-05-03 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
An Emerging Class of Bright, Fast-evolving Supernovae with Low-mass Ejecta
最近对超新星（SN）2002 bj的分析显示，它显然是一个独特的Ib型SN。它的峰值亮度很高，绝对星等M_R为-18.5，但光变曲线非常快。它的上升时间<7天，然后在B波段每天下降0.25等，并显示出非常低的喷出物质量（<0.15 M_Sun）的证据。在这里，我们讨论两个额外的历史事件，SN 1885 A和SN 1939 B，显示出类似的快光变曲线和低喷射质量。我们讨论了从我们对M31中SN 1885 A残留物的分析中推断出的低质量喷出物，并首次提出了SN 1939 B的光谱。SN 1885 A（在M31的凸出部分）和SN 1939 B（在一个没有恒星形成活动痕迹的椭圆星系中）的旧环境强烈支持这些SNe的古老白矮星祖先。我们在SN 1939 B的光谱中没有发现氦的明确证据，这可能是从一颗白矮星的氦壳爆炸中得到的，这颗白矮星被认为是SN 2002 bj的起源。最后，在附近星系中发现所有观测到的快速演化的SNe表明，这些奇特的SNe的比率至少是所有SNe的1- 2%。
2011-01-25 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
