Presolar Grains As Probes of Supernova Nucleosynthesis
本文综述含44Ti等前太阳超新星颗粒的同位素证据，讨论超新星核合成、混合机制及陨石同位素异常的成因与未来方向。
2024-10-25 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
On the Optimal Choice of Nucleosynthetic Yields, IMF and Number of SNe Ia for Chemical Evolution Modelling
为了充分利用丰富的恒星元素丰度数据库，我们需要可靠的模型来帮助我们解释它们。银河系化学演化（GCE）模型就是这样一套模型，其中一个关键部分是选择不同核合成富集通道的化学产额，主要是渐近巨星分支（AGB）恒星，Ia型超新星（SNe Ia）和核心坍缩超新星（CC-SNe）。在这里，我们提出了一个评分系统的基础上，他们的能力，重现原太阳丰度在一个简单的参数化的GCE建模软件Chempy，边缘化的银河系参数描述简单的恒星星族（SSP）和星际介质物理产量表。两种统计评分方法，贝叶斯证据和留一交叉验证的基础上，并适用于5 CC-SN表，（a）所有相互可用的元素和（b）的一个子集的9个最丰富的元素。我们发现Prantzos等人（P18，包括恒星自转）和Chieffi & Limongi（C 04）的结果分别最好地再现了这两种情况下的原太阳丰度。（b）的推断最佳拟合SSP参数是初始质量函数高质量斜率的$α_\mathrm{IMF}=-2.45^{+0.15}_{-0.11}$和SN Ia归一化的$\mathrm{N}_\mathrm{Ia}=1.29^{+0.45}_{-0.31}\times10^{-3}$ M $_\odot^{-1}$，它们在测试的产额表中大致一致。此外，我们演示了如何化学可以用来显着提高元素丰度预测的流体动力学模拟插入定制的最佳拟合SSP参数到银河系模拟Gutcke & S…
2018-06-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nucleosynthetic yields of intermediate-mass primordial to extremely metal-poor stars
节录。我们的目标是更好地解释演化和命运，并确定原始和EMP金属丰度之间的中等质量恒星（Z = 1e-10，1e-8，1e-7，1e-6和1e-5）的更新核合成产额。我们还探讨了最古老的中等质量恒星的核合成在渐近巨星分支（AGB）阶段的不确定性。我们使用Monash-Mount Stromlo恒星演化代码MONSTAR分析了模型从其主序列到热脉冲AGB（TP-AGB）到其演化的最新阶段的演化。结果用代码MONSOON进行后处理，该代码允许测定高达62Ni的77种物质的核合成产率。正如在以前的作品中报道的那样，我们在我们的最低质量最低Z模型中确定了质子摄入事件（PIEs）。Z = 1e-10和Z = 1e-8的模型，在一个狭窄的初始质量范围内，大约5 Msun，经历了热脉冲的停止，它们作为I1/2型超新星的最终命运不能被丢弃。所有初始质量约为6 - 7 Msun的模型都经历了腐蚀性的第二次疏浚，并在其外壳中经历了显着的金属富集。这使他们能够发展出类似太阳的TP-AGB或TP-super-AGB，最终成为白矮星。除了那些经历热脉冲的停止，我们所有的模型都显示出有效的第三次疏浚和热底燃烧的核合成签名，与激活的NeNa循环和MgAlSi链。这导致大量CNO的产生，典型的[N/Fe]> 4），以及特征丰度标记[N/Fe]>[C/Fe]>[O/Fe]。由于输入物理的差异（主要涉及对流和对流边界）…
2022-09-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraining The Single-Degenerate Channel of Type Ia Supernovae With Stable Iron-Group Elements in SNR 3C 397
最近，SNR 3C 397的朱雀X射线光谱表明Ni、Mn、Cr和Fe的稳定铁族元素丰度增加。为了解决3C 397的祖先和爆炸机制的关键问题，我们计算核合成产量从一套多维流体动力学模型在近Kazrasekhar质量，单简并范式超新星Ia型。改变祖先白矮星的内部结构，成分，点火和爆炸机制，我们发现最好的匹配观察到的3C 397的铁峰元素是致密的（中心密度$\ge$ 6 $\times$ 10 $^{9}$ g cm $^{-3}$），低碳白矮星经历了一个弱的，中心点燃爆燃，随后爆炸。产生的$^{56}$ Ni的量与正常或明亮的正常Ia型超新星一致。一个中心点燃的，低中心密度（$\simeq$ 2 $\times$ 10 $^{9}$ g cm $^{-3}$）的祖先白矮星，在文献中经常被认为是一个纯粹的爆燃，也被发现产生良好的协议与3C 397核合成产额，但导致一个亚发光的超新星Ia事件，与X射线线宽数据相冲突。此外，在以前的工作，提出了一个大的超太阳的SNR 3C 397的白矮星祖金属丰度，我们发现令人满意的协议，太阳和太阳下的金属丰度祖。我们讨论了一系列的影响，我们的研究结果为单简并通道。
2017-05-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Effect of the Pre-Detonation Stellar Internal Velocity Profile on the Nucleosynthetic Yields in Type Ia Supernova
Ia型超新星爆炸机制的一个常见模型是基于白矮星的延迟爆炸。各种模型的不同之处主要在于爆燃导致爆炸的方法。然而，这些模型的一个共同特点是，所有这些模型都涉及爆炸通过一个膨胀或收缩的白矮星的传播，其中恒星的内部速度分布取决于时间和空间。在这项工作中，我们调查的爆轰前的恒星内部速度分布和爆轰后的膨胀速度对生产的α粒子核，包括Ni 56，这是由爆轰波产生的主要核的影响。我们进行一维流体动力学模拟的爆炸阶段的白矮星的中心和偏离中心的爆炸与五个不同的恒星速度分布在爆炸的开始。我们观察到两个不同的爆后膨胀阶段：稀疏和体积膨胀。几乎所有Ni 56的燃烧都只发生在稀疏阶段，其膨胀时间尺度受到恒星中预先存在的流动结构的影响，特别是爆炸前的恒星速度剖面。我们发现，α粒子核的质量分数，包括Ni 56，是紧函数的经验物理参数rho_up/v_down，其中rho_up是质量密度的上游的爆震波前和v_down是流动的速度下游的爆震波前。我们还发现vdown依赖于爆前气流速度。我们的结论是，预先存在的流动的性质，特别是恒星内部速度剖面，影响爆炸产生的燃烧物质的最终同位素组成。
2013-06-06 astro-ph.SR
Magnesium Isotopic Detection in Cool Stars: Tracing Nucleosynthetic Signatures from MgH Features
University of Canterbury（坎特伯雷大学）
研究通过MgH分子特征分析M型至G型恒星中镁同位素比例，评估其核合成信号的可靠性，并探讨铕和钡与镁同位素的比例关系。
2026-08-27 astro-ph.SR
Double-detonation sub-Chandrasekhar supernovae: can minimum helium shell masses detonate the core?
亚克拉塞卡质量的白矮星通过双爆轰方案的爆炸是Ia型超新星的一个潜在解释。在这种情况下，氦层中的表面爆炸引发下面的碳/氧核心中的爆炸，导致爆炸。对于一个给定的核心质量，一个下限已被确定在氦闪光，这是一个必要的先决条件，爆炸的动态燃烧所需的氦壳的质量。对于一个范围内的核心和相应的最小氦壳质量，我们调查是否假设的表面氦爆炸是能够触发随后的爆炸，即使在这种限制的情况下，在核心。我们进行了流体动力学模拟的共同扩大欧拉网格在两个维度假设旋转对称。爆炸传播使用水平集方法和一个简化的核反应方案，已校准了一个大型的核网络。相同的网络用于在后处理步骤中确定详细的核合成丰度。基于文献中的近似爆轰引发准则，我们发现所有模拟模型都触发了次级核爆轰，核质量从0.810到1.385 M_solar，相应的壳质量从0.126到0.0035 M_solar。这意味着，一旦爆炸在覆盖碳/氧白矮星的氦壳中触发，随后的核心爆炸几乎是不可避免的。
2010-10-22 astro-ph.SR
Three-dimensional delayed-detonation models with nucleosynthesis for Type Ia supernovae
我们提出了一套14个三维，高分辨率流体动力学模拟延迟爆轰模型Ia型超新星（SN Ia）爆炸的结果。该模型套件包括第一套三维超新星Ia模拟与详细的同位素产量信息。因此，它可以作为一个数据库，用于计算克拉塞卡质量延迟爆轰模型核合成产率，并用于推导合成观测值，如光谱和光变曲线。我们采用了一个物理激励，随机模型的基础上湍流速度波动和燃料密度计算现场的爆燃到爆轰转变（DDT）的概率。为了获得爆燃阶段的不同强度，从而获得不同程度的预膨胀，我们选择了一系列初始模型，分别为1、3、5、10、20、40、100、150、200、300和1600（两种不同的实现）中心密度为2.9 × 10^9 gcc的流体静力学白矮星中的点火核，此外，还有一个高中心密度（5.5 x 10^9 gcc）和一个低中心密度（1.0 x 10^9 gcc）的100点火核心构型。对于每一个模拟，我们都通过用384个核素的反应网络对10^6个示踪粒子进行后处理来确定详细的核合成产额。所有的延迟爆炸模型都会导致白矮星爆炸，产生0.32到1.11太阳质量的56 Ni。作为一般趋势，模型预测稳定的富中子铁族同位素不是在最低速度下发现的，而是在围绕富56镍核的壳层中以中等速度（~ 3，000 - 10，000 km/s）发现的。模型还预测了相对低速的氧和碳，典型的最小速度分别约为4，000和10，000 km/s。
2012-11-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Stellar origin of 15N-rich presolar SiC grains of type AB: supernovae with explosive hydrogen burning
我们报告了来自Murchison陨石的59个高度富集13 C的太阳前亚微米至微米尺寸的SiC颗粒的C、N和Si同位素数据，包括8个推定的新星颗粒（PNG）和29个富含15 N（14 N/15 N <=太阳）的AB颗粒，以及它们的Mg-Al、S和Ca-Ti同位素数据。这37个颗粒富含13 C、15 N和26 Al，PNGs显示出更极端的增强。富15 N的AB晶粒比富14 N的AB晶粒具有更高的26 Al和30 Si过剩。因此，我们建议将AB颗粒分为第1组（14 N/15 N <太阳）和第2组（14 N/15 N>=太阳）。我们首次获得了5个AB 1颗粒和1个PNG颗粒的S和Ti同位素数据，并发现了32 S和/或50 Ti的增强。有趣的是，一个AB 1粮食有最大的32 S和50 Ti过剩，强烈建议中子捕获核合成起源的32 S过剩，从而最初存在的放射性32 Si（t1/2=153年）。更重要的是，我们发现AB 1颗粒的15 N和26 Al过剩形成了一种趋势，延伸到C2颗粒所占据的N-Al同位素图中的区域，强烈表明AB 1和C2颗粒具有共同的恒星起源。超新星模型与AB 1和C2颗粒数据的比较表明，这些颗粒来自SNe，经历了H摄入到其祖先的He/C区。
2017-05-23 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$^{…
2017-11-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Mass Distribution of Population III Stars
极贫金属的恒星是关于大质量第三星族恒星性质的独特信息。模的几个元素，随着恒星演化，目前在极端贫金属恒星的光球丰度观察到的是其出生的气体云组成的代表。由于这个原因，极端贫金属恒星的化学性质密切反映了来自大质量第三星族恒星的超新星的核合成产率。在这里，我们从文献中整理了53颗极贫金属恒星的详细丰度，并推断出它们的第三星族祖先的质量。我们拟合了一个简单的初始质量函数的一个子集的29个推断的第III星族恒星质量，并发现质量分布是很好地代表了幂律IMF指数$α= 2.35^{+0.29}_{-0.24}$。从第三星族大质量恒星中推断出的超新星的最大祖先质量是$M_{\rm{max}} = 87^{+13}_{-33}$ M $_\odot$，我们在我们的样本中没有发现质量超过$\sim$ 120 M $_\odot$的恒星的贡献。最小质量与第三星族超新星的理论质量下限非常一致。我们的结论是，IMF的大规模人口III星是一致的初始质量函数的今天的大质量恒星，很可能已经形成的恒星远低于超新星质量的限制，可以生存到今天。
2017-04-03 astro-ph.SR
Magnetorotationally driven Supernovae as the origin of early galaxy $r$-process elements?
我们研究磁旋转驱动的超新星源的$r$过程中的元素在早期的银河系。基于中微子输运近似下的三维磁流体动力学核塌缩超新星模型中示踪粒子的热力学历史，在考虑和不考虑中微子吸收反应对后处理过程中电子分数（$Y_{e}$）的影响的情况下，进行了核合成计算.我们发现由于中微子的吸收，喷出物中$Y_{e}$的峰分布由$\sim0.15$向$\sim0.17$移动，并向高$Y_{e}$方向展宽。然而，在这两种情况下，太阳能$r$过程元素分布的第二和第三峰值可以很好地再现。这里使用的罕见的祖先配置，其特点是高旋转速率和大磁场的双极喷流的形成所必需的，自然可以提供一个网站的强$r$ -过程与早期银河系化学演化的观察。
2012-04-14 astro-ph.SR
Fates of the oldest intermediate-mass stars - Primordial to Extremely Metal-Poor AGB and Super-AGB Stars: White Dwarf or Supernova progenitors
摘要：更好地了解大多数贫金属恒星的演化和核合成产率。Z<=10^-5）是至关重要的，因为它们是原始宇宙历史大图景的一部分。然而，恒星演化的许多未知之处在于这些物体的诞生、生命和死亡。本文综述了现有文献中关于中等质量Z<=10-5的恒星演化模型，重点讨论了它们的最终命运问题。混合事件的深度和效率对于确定电子捕获超新星形成的质量极限至关重要，但我们对这些现象的了解并不完整，因为它们受到输入物理选择的强烈影响。我们还考虑了替代的SNI 1/2通道，以在最贫金属的IMS中形成SNe。在这种情况下，关键是要了解热脉冲AGB的演变，直到后期阶段。有效的第二次挖掘，以及后来的第三次挖掘，可能会污染恒星的外壳，足以让恒星以一种非常类似于较高初始Z物体的方式经历热脉冲。低效的第二次和/或第三次挖掘可能会留下一个几乎原始的包层，无法维持强烈的恒星风。这可能会让氢耗尽的核心在包层消失之前增长到M_Ch，从而让恒星爆炸为SNI 1/2。在回顾了关于这两种可能的SNe形成通道的现有信息之后，我们讨论了金属丰度Z<=10^-5的恒星的现有核合成产额，并给出了一个Z=10^-5的热脉冲超AGB星的核合成计算实例。我们将理论预测与检测到的最低[Fe/H]对象的观测进行比较。审查结束讨论目前的开放问题，以及可能富有成效的途径，为未来的研究。
2018-10-01 astro-ph.SR
Type Ia supernovae from exploding oxygen-neon white dwarfs
Ia型超新星（SNe Ia）的起源问题仍然没有解决。这些事件中的大多数被认为是碳氧（CO）白矮星（WD）的爆炸，但对于许多爆炸场景，特别是那些涉及外部触发爆炸的亚克拉塞卡质量WD（亚M Ch WD），也有可能有氧氖（ONe）WD作为祖先。我们模拟了ONe WD的爆炸，并从这些模型计算合成观测量。并将计算结果与相似质量的COWD中的爆轰和超新星Ia的观测数据进行了比较。我们进行流体动力学爆炸模拟的爆炸在最初的流体静力学ONe WD的范围内的质量低于Mrachasekhar质量（M Ch），然后详细的核合成后处理与384-同位素核反应网络。结果被用来计算合成光谱和光变曲线，然后与观测的Ia超新星进行比较。我们还进行了二元进化计算，以确定涉及ONe WD的SNe Ia的数量相对于其他有前途的祖通道的数量。亚M Ch ONe WD中模拟爆轰的喷出物结构与CO WD相似。然而，在质量分数和喷出物的速度有小的系统偏差。这些导致光谱特征系统地较少蓝移。然而，我们的ONe WD爆炸的合成观测值是类似的CO模型。我们的二元进化计算表明，一个显着的分数（3-10%）的潜在的祖系统应该包含一个ONe WD。我们的ONe模型与我们的CO模型的可比质量（1.2 Msun）的比较表明，蓝移较少的光谱特征更适合观测，虽然他们是太亮的正常SNe Ia。
2015-06-18 astro-ph.SR
Barium stars as tracers of s-process nucleosynthesis in AGB stars I. 28 stars with independently derived AGB mass
钡（Ba）星被富含慢中子俘获（s-过程）元素的物质污染，这些元素是在它们以前的渐近巨星分支（AGB）伴星内部合成的，现在是一颗白矮星。我们比较个别Ba星丰度模式AGB核合成模型，以验证AGB模型质量是否与独立推导的AGB质量兼容。我们选择了一个样本的28个Ba星，这两个自洽的光谱观测和分析是可用的和恒星质量的测定，通过定位恒星的HR图和比较的演化轨迹。对于这个样本恒星，我们考虑了以前和最近得出的元素丰度。然后，我们进行了详细的比较，这些s-过程元素丰度不同的AGB核合成模型从Monash和FRUITY的理论数据集。我们简化了二进制的质量传递计算稀释因子，以匹配[Ce/Fe]值的每一个明星时，使用不同的AGB模型，然后我们比较稀释的模型丰度完整的Ba星丰度模式。我们的比较证实，低质量，非旋转AGB恒星模型与13 C作为主要的中子源是污染的绝大多数考虑Ba星。在28颗恒星中，有21颗的模型与确定的丰度和独立推导的AGB质量都很好地吻合，尽管在16种情况下观察到的Nb、Ru、Mo和/或Nd、Sm的丰度高于预测。对于3星，我们得到一个匹配的丰度只有考虑模型的质量低于独立确定的。最后，4颗星显示出比模型预测高得多的第一个s-过程峰值丰度值，这可能代表了物理和/或核合成过程的签名，而这些过程在这里考虑的模型中没有表示。
2022-01-31 astro-ph.SR
Double detonations of sub-Chandrasekhar mass CO white dwarfs: Can different core and He shell masses explain variations of Type Ia supernovae?
具有氦壳层的亚克拉塞卡质量碳氧白矮星（CO WD）被认为是Ia型超新星（SNe Ia）的祖先。如果这是真的，那么由此产生的热核爆炸应该能够解释至少部分超新星Ia的观测范围。为了研究这一点，我们进行了参数研究的基础上的三维模拟的CO WD与He壳的双爆轰，假设不同的核心和壳质量。模型中还包括了壳层中C的混合物和太阳金属丰度。水动力学模拟使用AREPO代码进行。这使得我们能够以高的数值分辨率跟踪He壳爆轰，并提高了预测核合成壳爆轰产额的可靠性。向壳中添加C导致56 Ni的产量较低，而包括太阳能金属丰度增加了IME的产量。在太阳金属丰度下，更高质量元素的生产进一步转移到稳定同位素。此外，我们发现不同的核心爆轰点火机制取决于核心和壳质量配置。这对喷出物的结构有影响。我们提出的热光变曲线预测从我们的爆炸模拟使用的辐射转移代码ARTIS，并与超新星Ia数据进行比较。我们的模型的辐射热光变曲线显示了一系列的亮度，能够解释次发光到正常的Ia超新星。我们显示的模型测辐射热的宽度-光度的关系相比，数据的视角范围。我们发现，平均而言，我们更明亮的模型位于观测数据范围内。喷出物的不对称性产生了广泛的可观测值分布，这可能是数据中异常值的原因。然而，与数据相比，模型高估了这一程度。我们还发现，超过40天的热辐射下降率出现系统比数据快。（节略）
2021-02-12 astro-ph.SR
A new hydrodynamics code for Type Ia Supernovae
介绍了一个用于Ia型超新星（SNIa）模拟的二维流体力学程序。该程序包括五阶激波捕捉格式WENO、详细的核反应网络、火焰捕捉格式和亚网格湍流。对于后处理，我们已经开发了一个示踪粒子计划来记录流体元素的演化历史。我们还提出了一个一维辐射转移代码计算观测信号。该代码解决了拉格朗日流体动力学和力矩积分辐射转移方程。一个本地电离计划和成分依赖的不透明度。各种验证测试，包括在一个和两个维度的标准基准测试。研究了采用纯湍流爆燃模型和延迟爆轰转捩模型的SNIa模型。计算结果与文献结果一致。我们利用示踪粒子的历史计算了详细的化学演化，并根据流体力学结果构造了相应的辐射热光变曲线。我们还使用了图形处理单元（GPU），以加快一些高度重复的子程序的计算。我们实现了加速50倍的一些子程序和一个因素6的全球运行时间。
2015-09-06 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Measuring the Upper End of the Initial Mass Function with Supernovae
超新星起源于占据初始质量函数上端的祖星。它们的极高亮度使得单个大质量恒星能够在宇宙距离上被探测到，这为超新星作为IMF上端及其演化的示踪剂提供了巨大的潜力。开发这种潜力需要在超新星科学的许多领域取得进展。这些包括了解产生各种类型超新星的前身质量，并准确描述超新星爆发及其产生环境。我提出了一些初步的工作，确定产生最明亮的超新星的环境条件，相信产生的恒星质量大于100 M_太阳。我举例说明，这些极端的超新星在小恒星形成的矮星的存在可以用来测试我们的理解的IMF的上端。
2010-11-18 astro-ph.CO astro-ph.SR
Super-AGB Stars and their role as Electron Capture Supernova progenitors
我们审查的生活，死亡和核合成签名的中间质量恒星的范围约为6.5-12 Msun，形成超级AGB恒星接近他们的生命结束。我们研究了不同类型的大质量白矮星（CO，CO-Ne，ONe）之间的临界质量边界和白矮星和超新星之间的临界质量边界，并讨论了在经历电子捕获超新星之后，作为ONe白矮星或中子星（或ONeFe白矮星）结束生命的超级AGB星的相对比例。我们还讨论了其他潜在的单星通道的电子捕获超新星，失败的大质量恒星的贡献。我们描述的因素，影响这些不同的最终命运和质量限制，如成分，对流，旋转，核反应率，质量损失率，和第三次疏浚效率的效率。我们强调的重要性，生产电子捕获超新星的双演化通道。我们讨论了最近的核合成计算和元素产额的结果，并提出了一套新的s-过程重元素产额的预测。我们从银河系的角度评估超AGB恒星核合成的贡献，并考虑在球状星团中看到的多个恒星星族的背景下的（超）AGB方案。包括粉尘生产的最新工作的简要总结。最后，我们结束了讨论的观测限制和潜在的未来进展，研究这些恒星的低质量/高质量的恒星边界。
2017-03-20 astro-ph.SR
Iron-rich Metal-poor Stars and the Astrophysics of Thermonuclear Events Observationally Classified as Type Ia Supernovae. I. Establishing the Connection
在观测上被归类为Ia型超新星的热核事件的起源系统和爆炸机制是不确定的，并且很难使用Ia型超新星宿主星系、起源星系、光变曲线和遗迹的传统观测来唯一地约束。对于热核事件的子集是铁的多产者，我们使用已发表的理论核合成产率来确定一组元素丰度比，这些丰度比在贫金属恒星中不常见，但在一系列祖星系统和爆炸机制中共享：[Na，Mg，Co/Fe]<0。我们用这种丰度标志标记恒星“富铁贫金属”或IRMP星。我们认为，IRMP恒星形成的环境中占主导地位的热核核合成，因此，它们的元素丰度可以用来约束的祖系统和爆炸机制负责热核爆炸。我们在文献中确定了三个IRMP，并均匀地推断其元素丰度。我们发现BD+80 245、HE 0533- 5340和SMSS J034249.53- 284216.0的元素丰度最好地解释为亚克拉塞卡质量CO白矮星的（双）爆轰。如果我们对IRMP星的解释是准确的，那么它们在球状星团中应该是非常罕见的，在麦哲伦星云和矮球状星系中比在银河系的晕中更常见。我们建议，未来的研究IRMP星将量化不同的热核事件祖系统和爆炸机制的相对发生。
2023-03-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Late-Time Light Curves of Type Ia Supernovae: Confronting Models with Observations
Ia型超新星（SNe Ia）在测量哈勃常数和暗能量中扮演着重要的角色。越来越多的证据指向多个可能的爆炸通道作为正常Ia超新星的起源，可能对宇宙学参数的确定产生系统性影响。我们提出，第一次，全面比较公开的超新星Ia模型核合成数据与观测的晚时间光变曲线观测的超新星Ia事件。这些模型涵盖了广泛的白矮星（WD）的祖先质量，金属丰度，爆炸通道，和数值方法。我们专注于影响$^{57}$镍和它的同量异位衰变产物$^{57}$钴在供电的晚时间（$t > 1000$ d）光变曲线的超新星Ia。相对于更丰富的放射性同位素$^{56}$ Ni，$^{57}$ Ni和$^{57}$ Co是富中子的，并且因此是在更高密度的近亚克拉谢哈尔（近$M_{\rm Ch}$）祖WD处的中子化的灵敏探针。我们证明了一个Ia型超新星事件SN 2015 F的观测结果只与亚$M_{\rm Ch}$ WD祖先一致。其他四个事件（SN 2011 fe、SN 2012 cg、SN 2014 J、SN 2013 aa）的观测结果与近$M_{\rm Ch}$和亚$M_{\rm Ch}$祖先一致。继续观测附近Ia型超新星的后期光变曲线将提供关于Ia型超新星祖先性质的重要信息。
2022-06-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
The SILCC project --- IV. Impact of dissociating and ionising radiation on the interstellar medium and Halpha emission as a tracer of the star formation rate
我们提出了三维辐射流体动力学模拟恒星风的影响，光电加热，光离解和光电离辐射，和超新星的化学成分和恒星形成的分层盘模型。其次是一个基于下沉的模型，星团人口的个别大质量恒星。恒星风和电离辐射调节恒星形成率在一个低于模拟的10倍，只有超新星的反馈，由于其直接影响周围的星际介质后，恒星形成。电离辐射（包括风和超新星）显著降低了大多数超新星爆炸的环境密度，使之小于10^-25 g cm^-3，而只有风和超新星的模型则为10^-23 g cm^-3。来自大质量恒星的辐射减少了分子氢的数量，增加了中性氢的质量和体积填充率。只有这个模型的结果在2 Gyr的分子气体耗尽的时间尺度，并显示出最好的协议与观测。在辐射模型中，与碰撞激发（非辐射模型中的主要发射）相反，Halpha发射主要由辐射复合主导，碰撞激发仅占总Halpha发射的约1- 10%。寿命短的大质量恒星（M >= 30 M_sun）是造成Halalpha光度显著波动的原因。相应的推断恒星形成率可以低估真实的瞬时恒星形成率约10倍。
2016-10-20 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.comp-ph
Near-Chandrasekhar-Mass Type Ia Supernovae from the Double-Degenerate Channel
最近的观测证据表明，白矮星（WD）合并是一个非常有效的机制，质量吸积到星系中的WD。在本文中，我们表明，WD合并自然产生高磁化，均匀旋转的WD，包括一个很大的人口在一个狭窄的质量范围内，接近的Ekrasekhar质量（$M_{\rm Ch}$）。这些近$M_{\rm Ch}$ WD合并随后经历快速旋转和压缩的$\sim 10^2$年的时间尺度上，要么导致中心点火和一个正常的SN Ia通过DDT机制，或替代一个失败的爆炸和SN Iax通过纯爆燃。由此产生的SNe Ia和SNe Iax将具有光谱、光变曲线、偏振测定和核合成产额，这些产额与通过典型近$M_{\rm Ch}$单简并（SD）通道预测产生的产额相似，但具有双简并（DD）通道的$t^{-1}$延迟时间分布特征。此外，与SD信道相反，WD合并接近$M_{\rm Ch}$ SNe Ia和SNe Iax将不产生可观察的伴随签名。我们讨论了一系列的影响，这些发现，从超新星Ia爆炸机制，银河核合成的铁峰元素，包括锰。
2021-11-18 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
A Tracer Method for Computing Type Ia Supernova Yields: Burning Model Calibration, Reconstruction of Thickened Flames, and Verification for Planar Detonations
我们完善了我们以前介绍的参数化模型，在热核超新星（SN Ia）的爆炸性碳氧聚变添加校正记录拉格朗日流体元素的历史后处理，以获得更准确的同位素产量。验证了爆燃和爆轰产物在均匀密度介质中的传播。介绍了一种重建人工厚模型爆燃锋面内温度-密度历史的新方法。燃烧模型计算的电子俘获与后处理的产额之间的一致性优于5%.对于爆轰，我们比较了一个大的核反应网络和误差控制集成驱动稳态平面爆轰结构的基准计算。我们验证了，对于密度低至5 × 10^6 g/cc的稳态平面爆震，我们的后处理与基准解中的主要丰度相匹配，通常在激波前缘通过后大于0.01 s的时间内优于10%。作为一个测试案例来证明的方法，这里提出的后处理的第一次，我们进行了一个二维模拟的SN Ia的质量爆燃-爆轰过渡（DDT）的情况下。我们发现，重建的爆燃轨迹导致稍微更完整的硅燃烧比没有重建。由此产生的喷出物的丰度结构与观测到的超新星Ia的光谱研究的推论是一致的。我们确认没有一个稳定的Fe-组材料的多维DDT方案的中心区域。详细的同位素产率列表，只有适度的变化时，使用爆燃重建。
2016-05-16 astro-ph.SR
Sensitivity study of explosive nucleosynthesis in Type Ia supernovae: I. Modification of individual thermonuclear reaction rates
我们探讨了由于Ia型超新星的核合成相对于核反应速率的不确定性的敏感性。我们采用了一个标准的一维延迟爆轰模型的一个质量为1196核白矮星的爆炸，并后处理的热力学轨迹的每个质量壳核合成代码，增加（减少）的10倍的速率。我们还计算了不同速率的12 C和16 O聚变反应的流体动力学模型。对于选定的反应，我们已经重新计算了核合成与替代处方的速率从JINA REACLIB数据库，并分析了温度范围内的修改，其速率有最强的影响核合成。除了12 C核的聚变反应外，Ia型超新星模型的核合成反应对于核反应速率的变化是相当稳健的。爆炸能量的变化小于\sim 4%。由于聚变反应速率的改变而引起的核合成的变化也是相当温和的，例如，质量分数大于0.02的物质的产率变化都不大于2倍。我们提供了最丰富的物种相对于与质子，中子和阿尔法最激烈的反应率的产率的灵敏度。一般来说，铁族核的产额比中等质量元素的产额更稳健。在带电粒子反应中，对超新星核合成影响最大的是30 Si + p \rightleftarrows 31 P + γ、20 Ne + α \rightleftarrows 24 Mg + γ和24 Mg + α \rightleftarrows 27 Al + p。（节略）
2012-04-09 astro-ph.SR nucl-th
Using LSST late-time photometry to constrain Type Ibc supernovae and their progenitors
在它的生命周期中，Vera C. Rubin Observatory Legacy Survey of Space and Time（LSST）将监测数百万颗超新星（SNe）从爆炸到被遗忘的过程，从而获得关于其后期演化的前所未有的丑陋光度数据集。在这里，我们表明，Ibc型SNe的光度演化可以用来限制其喷出物的许多属性，而不需要昂贵的光谱观测。使用辐射传输模拟不同初始质量的氦星祖先的爆炸，我们表明，g-波段过滤器主要遵循的Fe II发射的强度，r-波段[OI]6300- 6364 A和[NII]6548- 6583 A，i-波段[CaII]7291，7323 A，和z-波段的CaII NIR三重态，因此提供了核合成产量的信息。缺乏关于较弱的线的信息，例如，可以用来限制结块。然而，通过与物理上一致的3D爆炸模型建立更紧密的联系，并通过合理选择一组小得多的光谱观测，提高辐射传输模拟的物理真实性，这一缺陷最终可能会得到解决。SN辐射固有的简并性将影响光度测量的解释，但来自星云相位光谱的线通量也同样受到影响。重要的是，我们的Ibc型SN模型“家族”在颜色-颜色星等图中遵循一个独特的轨迹，因为喷出物从100到450 d演化，允许人们解开不同的祖先或爆炸。这种光度测量方法提供了一种很有前途的方法来研究SNe Ibc的统计样本，并将其与不断改进的祖先和爆炸模型相对抗，以捕获与拱星材料的后期相互作用…
2022-09-27 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Large Late-time Asphericities in Three Type IIP Supernovae
II型坪超新星（SNe IIP）是红超巨星爆炸的结果，是核心坍缩超新星中最常见的子类。过去的观测表明，SNe IIP喷出物的外层大部分是球形的，但非球形的程度向核心增加。我们提出的证据表明，在最近的三个SNe IIP（SNe 2006 my，2006 ov和2007 aa）的内核高度的非球面性，揭示了晚时间的光学偏振光谱。这三个物体都被选择为具有非常低的星际偏振（ISP），这最大限度地减少了ISP去除的不确定性，并允许我们使用连续偏振作为非球面性的示踪剂。这三个天体在测光平台结束后的观测中具有0.83-1.56%的内在连续偏振，在强发射线的波长处偏振几乎下降到零。我们对SN 2007 aa早期的观测，在测光平台上进行，显示出相对较小的连续偏振（~0.1%）。SN 2006 ov的晚期H-α和[O I]线剖面为内部喷出物的非球面性提供了进一步的证据。在非常普通的核心坍缩超新星中，如此高的核心极化提供了进一步的证据，基本上所有的核心坍缩超新星爆炸都是高度非球面的，即使喷出物的外部只显示出与球面对称性的微小偏差。
2010-04-20 astro-ph.CO astro-ph.SR
$^{16}O(p,α)^{13}N$ makes explosive oxygen burning sensitive to the metallicity of the progenitors of type Ia supernovae
尽管Ia型超新星的主要核合成产物属于铁族，但中等质量的α核（硅、硫、氩和钙）在其光谱中突出，直到最大亮度过去几周。最近测量的钙，氩和硫的丰度在Ia型超新星遗迹已被解释为金属依赖的氧燃烧，根据以前的理论预测。已知与$^{16}$ O熔合反应的氧消耗相比，$α$富氧燃烧是由$^{16}$ O $\rightarrow^{12}$ C随后的有效$^{12}$ C+ $^{12}$ C熔合反应产生的，但是依赖于祖金属性的精确机制至今仍未确定.我表明，链$^{16}$ O（p，$α$）$^{13}$ N（$γ$，p）$^{12}$ C促进$α$ -富氧燃烧时，质子丰度大，增加了氩和钙的合成相对于硫和硅。对于高金属丰度的祖先，自由中子的存在导致质子丰度下降，上述链是无效的。虽然$^{16}$ O（p，$α$）$^{13}$ N的速率可以在天体物理反应速率库中找到，但它的不确定性是不受约束的。假设除了$^{16}$ O（p，$α$）$^{13}$ N之外的所有反应速率都保持它们的标准值，那么在$3-5\times10^9$ K量级的温度下，$^{16}$ O（p，$α$）$^{13}$ N速率增加大约7倍就足以解释在银河系和大麦哲伦星系超新星遗迹中测量到的整个钙硫质量比范围。这些相同的测量提供了在所述温度范围内$^{16}$ O（p，$α$）$^{13}$ N速率的下限，相对于广泛使用的文献表格…
2019-07-15 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Testing stellar yield prescriptions in OMEGA+: Implications for rising sodium abundances in young thick disc stars
University of New South Wales Canberra（新南威尔士大学堪培拉分校）；ARC Centre of Excellence for All-Sky Astrophysics in 3 Dimensions (ASTRO-3D)（三维全天空天体物理卓越中心）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Heidelberger Institut für Theoretische Studien（海德堡理论研究院）；Mathematical Sciences Institute, Australian National University（澳大利亚国立大学数学科学学院）；Institute of Astronomy (IvS), KU Leuven（荷语鲁汶大学天文研究所）；Research School of Astronomy and Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天体物理学研究学院）；Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理研究所）；School of Physics & Astronomy, Monash University（蒙纳士大学物理与天文学院）；Heidelberg University（海德堡大学）
本研究利用OMEGA+代码探讨年轻厚盘恒星中钠富集的成因，发现Ia型超新星可能对钠富集产生欠富集效应。
2025-12-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Studying the Diversity of Type Ia Supernovae in the Ultraviolet: Comparing Models with Observations
在紫外线（UV）中，Ia型超新星（SNe Ia）在其性质上比在光学上表现出更大的多样性。使用一个固定的蒙特卡罗辐射转移代码，在最大光的光谱网格创建不同的热光度和SN喷出物外层的金属量。然后将这个模型网格与一个高红移的Ia型超新星样本进行比较，以测试观测到的变星是否可以单独用光度和金属丰度的变化来解释。在近似恒定的光谱下，宽带紫外光通量和颜色的色散可以很容易地由模型网格匹配。特别是，UV 1-b的颜色被认为是一个很好的示踪剂的金属含量的外部喷出物，这可能反过来反映在SN祖金属。这些模型在再现其他观察到的趋势方面不太成功，例如主要紫外线特征的波长，这些特征由光学或中间波段光度指数的反向荧光光子主导。这可以解释为这些详细的观测值对相对丰度的适度变化具有更大的敏感性。具体而言，没有一个单一的因素负责观察到的趋势。由于其复杂的起源，这些趋势似乎并不是光度或金属丰度的良好指标。
2012-08-20 astro-ph.CO 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
Evidence for a Sub-Chandrasekhar Mass Type~Ia Supernova in the Ursa Minor Dwarf Galaxy
一个长期存在的问题是确定Ia型超新星（SNe Ia）的难以捉摸的祖先，它可以大致分为Chandraksekhar和sub-Chandraksekhar质量事件。这两种情况之间的一个重要区别是核合成产额，这是由增加的中子过剩在卡拉塞卡祖细胞由于其爆炸前沸腾和高中心密度改变。通过与理论核合成产量的比较，我们发现，在小熊座矮星系，COS 171，最富金属的恒星的化学成分，主要是由核合成从低金属丰度，低质量，次rasekhar质量SN Ia。关键的诊断丰度比包括C/Fe、α/Fe、Mn/Fe和Ni/Fe比值，这些比值不可能由质量为1000亿克拉塞卡的Ia超新星、核心塌陷II型超新星或成对不稳定性超新星产生。Ni/Fe、Cu/Fe和Zn/Fe的强烈缺乏也表明缺乏富含α的冻结核合成，有利于低质量WD祖SNe Ia。根据测得的Mn/Fe和Si/Fe比与爆轰模型的比较，我们估计WD质量接近0.95Msun。我们还将Mn/Fe和Ni/Fe比与Shen等人预测的最近理论产量进行了比较，找到一致的结果。为了解释COS 171 [Fe/H]（-1.35 dex），需要用~10^4 Msun的物质稀释单个超新星事件的喷出物;这是超新星遗迹膨胀到n~1 /cm ^3的温暖星际介质中的预期结果。在未来，发现更多具有我们在这里强调的独特化学特征的恒星对于限制sub-Bracrasekhar SNe Ia的速率和环…
2017-10-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
An asymmetric explosion mechanism may explain the diversity of Si II line widths in Type Ia supernovae
在接近最大亮度时，Ia型超新星（SNe Ia）的光谱呈现出硅II的典型吸收特征，大约在6100埃和5750埃处观测到。这些特征的伪等效宽度（pEWs）的2-D分布是用于分类Ia超新星光谱（分支图）的有用工具。比较观测到的分布SNe的分支图的模拟爆炸模型的结果，我们发现，1-D模型未能涵盖大部分的分布。相比之下，我们发现，TARDIS辐射转移模拟的WD迎面碰撞模型沿不同的视线几乎完全覆盖的分布。我们使用几种简化的方法来解释这个结果。我们进行数量级分析和模型的不透明度的Si线使用LTE和NLTE近似。引入一个简单的玩具模型的光谱特征的形成，我们表明，pEW是一个很好的示踪剂的吸收区域的喷出物的程度。使用合成SNe喷出物的辐射转移模拟，我们再现观察到的分支图分布通过改变SN的光度和Si密度分布的喷出物。我们推断，成功的碰撞模型覆盖的分支图是其不对称性的结果，这使得一个显着的范围内的Si密度分布沿不同的视角，不相关的范围内的$^{56}$镍产量，覆盖观测范围内的超新星Ia光度。我们使用我们的结果来解释分支图分布的形状和边界。
2020-08-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
The 50-100pc scale parent stellar populations of type II supernovae and limitations of single star evolution models
观测证据表明，零年龄主序星（ZAMS）质量为M_0~17-30 Msol的恒星缺乏核心坍缩超新星（ccSN）爆发，这被称为“红超巨星问题”。然而，现在的模拟预测，在20 Msol以上，我们确实应该只期望在M_0的某些口袋内的恒星产生可见的SN爆炸。验证这些预测需要大量不同类型的ccSNe和测量的M_0，这是具有挑战性的。本文探讨了用主星系发射谱线和Halpha等效宽度来限制ccSNe祖星系年龄的可靠性，并由此限制其M_0。我们使用双星星族和光谱合成模型，从MUSE观测到的电离气体性质和11个ccSNe位置的H α EW中推断出恒星星族的年龄。将我们的结果与已发表的M_0值进行比较，我们发现，不考虑双星系统的模型产生的恒星年龄在系统上太年轻（因此M_0太大），而考虑双星系统相互作用通常会高估恒星年龄（因此低估M_0）。考虑到光子泄漏的影响，使我们的M_0估计更接近于预期。这些结果突出了需要仔细的扩散环境，如存在于附近的II型超新星，电离发射线光谱可以被用来作为可靠的示踪剂的祖先恒星年龄的建模。
2019-12-18 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
