Explosive nucleosynthesis with fast neutrino-flavor conversion in core-collapse supernovae
快速中微子味转换（FFC）是核心坍缩超新星（CCSN）理论中可能改变游戏规则的成分。在本文中，我们研究的影响，包括FFC与非对称中微子发射到核合成计算参数的方式结合爆炸核合成的影响。我们发现，喷出物的组成是没有明显的影响，FFC比Co轻的元素，而组成的影响，FFC的较重的元素。我们还发现，FFC的作用取决于中微子发射的不对称程度（$m_{\rm asy}$）和中微子味混合的程度。FFC对$m_{\rm asy}$的影响不是单调的，当$m_{\rm asy}$达到$\sim 10\%$时，喷出物成分的变化比无FFC时增大，而FFC对超大非对称中微子发射（$\gtrsim 30 \%$）的核合成影响很小.我们的研究结果表明，FFC有利于在大多数情况下，富中子的喷出物的生产，虽然它使喷出物更富质子，如果反中微子的转换比中微子的转换更有力。这种趋势的关键因素是中微子吸收，其对核合成的影响可以通过简单的诊断来量化。
2022-12-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Explosive Nucleosynthesis in Near-Chandrasekhar-mass White Dwarf Models for Type Iax Supernovae: Dependence on Model Parameters
最近观察到的Ia型超新星（SNe Ia）的多样性，促使我们进行理论模拟的SNe Ia的参数范围很宽。特别是Iax型超新星（SNe Iax）的起源一直不清楚。继我们以前的工作的参数依赖性的SN Ia模型，我们专注于SNe Iax在本研究中。对于SNe Iax模型，我们采用了目前主流的近E-10质量C+O白矮星（WD）的纯湍流爆燃（PTD）模型。我们进行了二维流体动力学模拟爆燃波的传播，留下一个小的WD残留物的背后和喷射核合成材料。我们展示了如何爆炸属性，如核合成和爆炸能量，取决于模型参数，如中心密度和组成的WD（包括混合WD），湍流火焰处方和初始火焰几何形状。我们提取了相关的观测值在我们的模型，并与最近发现的低质量WD与不寻常的表面丰度模式和一些SN残留的丰度模式。我们提供的核合成产额表的应用，恒星考古学和银河系化学演化。我们的研究结果与文献中的代表性模型进行了比较。
2020-07-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Chandrasekhar-mass white dwarfs are the progenitors of a small fraction of Type Ia supernovae according to nucleosythesis constraints
Ia型超新星（SNe Ia）的精确祖先系统，无论它是一个接近于克拉塞卡极限的白矮星（WD）还是质量小得多的白矮星，几十年来一直是一个争论的问题。我们小组最近对大规模WD爆炸前的吸积和沸腾阶段的研究表明，热失控时的中心密度在$(3.6-6.3)\times10^9$ g cm $^{-3}$范围内，以便合理选择WD上的吸积速率和祖金属丰度。在这项工作中，我们已经计算了一维模拟爆炸的这种WD，特别强调喷出物的化学成分，这在所有情况下是非常丰富的中子化同位素铬（$^{54}$铬）和钛（$^{50}$钛）。我们表明，为了使这样的核合成与太阳系的同位素丰度相一致，质量为1000亿克拉塞卡的白矮星最多可以占到正常光度的Ia超新星的26%，或者说最多占到所有Ia超新星的20%。
2022-09-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nucleosynthesis in thermonuclear supernovae
热核（Ia型）超新星的爆炸能量来自于轻“燃料”核（主要是碳和氧）爆炸融合成以铁和硅族元素为主的更紧密结合的核“灰”时释放的核结合能的差异。同样的爆炸性热核聚变事件也是促成重元素，特别是铁族元素核合成的主要过程之一。例如，太阳及其行星系统中的大多数铁和锰都是在热核超新星中产生的。本文综述了碳氧白矮星材料中爆炸热核燃烧的物理过程，以及利用流体动力学爆炸模型计算预测核合成的方法。虽然主要的爆炸情景仍不清楚，但核燃烧和核合成的许多方面对所有模型都是共同的，必须以某种形式发生，以产生观测到的产量。我们总结了现有爆炸模型的预测核合成产量，特别强调不同的建议方案导致Ia型超新星的核合成签名的特征差异。在此之后，我们将讨论这些签名如何与几个单独的超新星，遗迹，以及我们的星系和星系团中的物质组成的观察比较。
2017-04-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type Ia Supernovae and their Explosive Nucleosynthesis: Constraints on Progenitors
Ia型超新星（SNe Ia）的前身是什么，它们是近克拉塞卡质量还是亚克拉塞卡质量的白矮星，几十年来一直是争论的问题。各种观测提示支持这两个模型作为主要的祖先。本文综述了这两类母星中Ia超新星的爆炸物理和化学丰度模式。我们将讨论超新星Ia的观测数据，他们的残余物，银河系和星系团可以帮助我们确定的基本特征，超新星Ia的数值模型需要匹配。
2021-11-29 astro-ph.HE
Explosive Nucleosynthesis in Core-Collapse Type II Supernovae: Insights from new C, N, Si, and Al-Mg isotopic compositions of presolar grains
本研究分析默奇森陨石中的前太阳X型SiC等颗粒，校正污染与SIMS标准偏差，揭示同位素负相关趋势并约束CCSNe爆炸核合成过程。
2023-12-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Explosive nucleosynthesis of ultra-stripped Type Ic supernovae: application to light trans-iron elements
研究了由1.45和1.5 M $_\odot$ CO星演化的超剥离Ic型超新星在中微子驱动的二维爆炸过程中的爆炸核合成。这些超新星以$\sim 10^{50}$ erg的爆炸能量爆炸并释放出$\sim 0.1$ M $_\odot$喷出物。轻的反式铁元素Ga-Zr在中微子辐照的喷出物中产生。这些元素的丰度分布有很大的不确定性，因为中微子照射的喷出物的电子分数的不确定性。元素的产率将小于0.01 M $_\odot$。由轻CO核演化而来的超剥离超新星和核塌缩超新星可能是轻反式铁元素的主要来源。它们也能产生富中子核$^{48}$ Ca。超剥离超新星喷出$^{56}$ Ni，$\sim$为0.006 - 0.01 M $_\odot$。如果大部分中微子辐照的喷出物是富质子的，则会产生更多的$^{56}$ Ni。这些超新星的光变曲线表明它们是一种亚发光的快速衰变爆炸，峰值量级约为$-15$ - $-16$。未来对超剥离超新星的观测可能会对一类中子星合并的事件率产生限制。
2017-07-10 astro-ph.HE
The $γ$-process nucleosynthesis in core-collapse supernovae II. Effect of the explosive recipe
本研究探讨了不同爆炸能量和配方对核心坍缩超新星中p核核合成的影响，发现p核产率通常随爆炸能量增加而提升，且C-O壳层合并的爆炸前产生机制具有稳健性。
2024-05-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Explosive Nucleosynthesis in Near-Chandrasekhar Mass White Dwarf Models for Type Ia Supernovae: Dependence on Model Parameters
利用湍流爆燃模型和爆燃-爆轰转换（DDT），对Ia型超新星（SNe Ia）的近亚克拉塞卡质量白矮星（WD）模型进行了二维流体动力学模拟.我们对41个模型进行了参数调查，以研究初始中心密度（即，WD质量），金属含量，火焰形状，DDT标准，湍流火焰公式比以前的研究更广泛的参数空间。通过后处理核合成计算获得这些模拟中$^{11}$ C至$^{91}$ Tc的最终同位素丰度。调查包括SNe Ia模型，中心密度从$5 \times 10^8$ g cm $^{-3}$到$5 \times 10^9$ g cm $^{-3}$（WD质量为1.30 - 1.38 $M_\odot$），金属度从0到5 $Z_{\odot}$，C/O质量比从0.3 - 1.0，点火核包括居中和偏心点火核。给出了33个模型的稳定同位素（从$^{12}$ C到$^{70}$ Zn）和主要放射性同位素的产额表。从太阳组成中获得的$^{55}$ Mn，$^{56}$ Fe，$^{57}$ Fe和$^{58}$ Ni的观测丰度，以及观测良好的超新星Ia和超新星Ia遗迹被用来约束爆炸模型和超新星祖先。讨论了纯湍流爆燃模型和亚发光爆燃模型之间的联系。我们发现，依赖的核合成产率的金属丰度和中心密度（WD质量）是大的。为了适应这些观测丰度，也为银河系化学演化建模的应用程序，这些依赖性的金属丰度和WD质量应考虑在内。
2019-06-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Intrinsic Stochasticity of the $^{56}$Ni Distribution of Single-Degenerate Type Ia Supernovae
数十年来，双巨拉塞卡质量的白矮星通过单简并通道从非简并的恒星伴星吸积质量一直是Ia型超新星的主要解释。然而，一个全面的理论解释还没有出现，以解释预期的性质的规范近拉塞卡质量白矮星模型。在白矮星的对流核心内的沸腾阶段导致散布在核心上的一个或多个火焰气泡的点燃。因此，近克拉塞卡质量的单简并超新星Ia具有内在的随机性，并有望导致一系列的结果，从次发光的SN 2002 cx类事件，到过发光的SN 1991 T类事件。然而，所有以前的模拟的单退化通道进行通过爆震阶段设置的点火点作为自由参数。在这项工作中，第一次，我们把点火点预测的{ \it ab initio}模型的对流阶段导致点火，并遵循通过爆震阶段在全三维模拟。在这个框架中，单简并的特征是过度发光。使用统计方法，我们确定的$^{56}$镍质量分布所产生的随机点火。虽然存在引爆模型的$\gtrsim 0.2 M_{\odot}$的总散布，但是分布是强烈左偏的，并且具有窄的标准偏差$\simeq 0.03 M_{\odot}$。相反，如果单简并不是过亮的，而是主要产生正常或失败的事件，那么模型需要微调点火参数，或者需要修改物理或祖模型。我们讨论的影响，我们的研究结果的建模单简并SNe Ia。
2018-10-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Massive Stars and their Supernovae
大质量恒星及其超新星是放射性同位素的主要来源，因此对它们的观测有助于改进我们的天体物理模型。我们对恒星演化和最终爆炸终点（如超新星或超超新星或伽马射线暴的理解依赖于磁流体动力学、伴随成分变化的核反应产生的能量、辐射输运和热力学性质（如恒星物质的状态方程）的组合。核能生产包括在恒星演化和爆炸结束阶段触发的所有核反应，也包括在此过程中产生的不稳定同位素。辐射输运涵盖了光子输运的原子物理学（例如不透明度），但也包括核物理学和中微子核子/核相互作用的后期阶段和核心崩溃。在这里，我们想集中在天体物理方面，即描述大质量恒星的演化及其端点，特别强调其喷出物的组成（在演化过程中的恒星风或爆炸喷出物的形式）。低质量和中等质量的恒星在演化结束时会变成一颗含有未燃烧的C和O成分的白矮星。大质量恒星演化超过这一点，并经历所有的恒星燃烧阶段，从H到He，C，Ne，O和Si燃烧，直到核心坍缩和爆炸结束阶段。在这一章中，我们将更详细地讨论所涉及的核合成过程和放射性核的产生。
2010-08-12 astro-ph.HE
Impact of New Gamow-Teller Strengths on Explosive Type Ia Supernova Nucleosynthesis
最近的实验结果已经证实了可能的减少的GT $_+$强度的pf壳核。这些富含质子的核与Ia型超新星的爆燃和爆炸燃烧阶段有关。虽然先前的GT强度导致核合成预测的电子分数低于预期，但与先前的壳层模型预测相比，GT $_+$强度的降低可能导致电子分数略微增加，尽管增强不如先前的增强那么大，从Fuller，Fowler和Newman基于独立粒子模型计算的速率。一个壳模型参数化已经开发，更紧密地匹配实验GT的优势。由此产生的电子捕获率用于碳爆燃和爆炸阶段的Ia型超新星的核合成计算，并将最终的质量分数与使用更常用的速率获得的质量分数进行比较。
2016-10-19 astro-ph.HE
$^{16}O(p,α)^{13}N$ 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
Explosive Nucleosynthesis in Sub-Chandrasekhar Mass White Dwarf Models for Type Ia Supernovae: Dependence on Model Parameters
最近对Ia型超新星（SNe Ia）的观测显示了爆炸强度、光变曲线和化学成分的多样性。为了研究超新星Ia这种多样性的可能起源，我们对钱德拉塞卡质量附近的碳氧（CO）白矮星（WD）的爆炸和相关核合成进行了多维流体动力学研究，参数范围很广（Leung and Nomoto 2018 ApJ）。在本文中，我们扩展我们的宽参数调查模型的爆炸sub-Bracrasekhar质量CO WD。爆炸机理采用双爆轰模型。测量的模型参数包括$Z = 0 - 5~Z_\odot$的金属丰度、$M = 0.90 - 1.20~M_\odot$的CO WD质量和$M_{\rm He} = 0.05 - 0.20~M_\odot$的He包络质量。我们还研究了初始He爆轰配置，如球形，气泡，和环形形状，触发C爆轰。对于这些参数，我们推导出最小的He信封质量触发C爆轰。然后，我们研究如何爆炸动力学和相关的核合成依赖于这些参数，并比较我们的结果与以前的代表性模型。我们将我们的核合成产率与在SNe Ia 2011 fe，2012 cg和2014 J中观察到的Fe峰元素和同位素的异常丰度模式以及SNe Ia残留物3C 397进行比较，以提供对它们的祖先和环境的限制。本文给出了亚克拉塞卡质量爆炸的核合成产额表，讨论了它们在银河系化学演化和考古学中的作用。
2020-06-30 astro-ph.HE
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
Explosive and radio-selected Transients: Transient Astronomy with SKA and its Precursors
由于平方公里阵列（SKA）的高灵敏度和宽视场覆盖，预计将发现大量爆炸瞬态样本。无线电波长，特别是在卫星勘测模式下，特别适合于揭示复杂的瞬态现象。这是因为在无线电波段的观测可能比在其他波段（例如光学/红外或X射线）由于灰尘吸收而遭受更少的遮蔽。与此同时，多波段信息往往比仅使用无线电波段数据更快地提供关键源分类。因此，从2020年代中期开始，具有宽视场的多波段观测工作将是瞬变天文学进步的关键，提供前所未有的深度图像和高空间和光谱分辨率。用SKA对伽马射线暴（GRB）进行射电观测，不仅将发现更微弱的暴，并验证灵敏度有限的群体与本质暗淡的GRB的说法，而且还将揭开神秘的孤儿余辉群体。由光学波段的尘埃消光引起的超新星速率问题有望在SKA时代被解除。此外，对于热核超新星的祖先，单简并情景与双简并情景的争论将被搁置，因为高灵敏度的测量将导致这些超新星中非常准确的质量损失估计。人们还期望在遥远的宇宙中用SKA波段探测到引力透镜超新星。一旦SKA上线，引力波的无线电对应物很可能成为现实。此外，SKA还可能发现各种新的瞬态。
2016-10-31 astro-ph.HE
High-energy neutrino flux from SN2024ggi: constraints from semi-analytic modeling of its post-explosive emission
INAF — Osservatorio Astronomico d’Abruzzo（意大利国家天体物理研究所阿布鲁佐天文台）；INAF — Osservatorio Astrofisico di Catania（意大利国家天体物理研究所卡塔尼亚天文台）；Università degli Studi di Roma “Tor Vergata”, Dipartimento di Fisica（罗马托尔维加塔大学物理系）；Università di Catania, Dip. di Fisica e Astronomia “Ettore Majorana”（卡塔尼亚大学埃托雷·马约拉纳物理与天文学系）；Laboratori Nazionali del Sud, INFN（意大利国家核物理研究所南部分离实验室）
研究利用半解析模型分析SN2024ggi的高能中微子辐射，约束爆炸参数，为未来观测提供框架。
2026-03-20 astro-ph.HE
High-Energy Shock Breakout from Supernovae and Gamma-ray Bursts
Center for Nonlinear Studies, Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室非线性研究中心）；Department of Physics & Astronomy, Louisiana State University（路易斯安那州立大学物理与天文学系）；X-ray Astrophysics Laboratory, NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心X射线天体物理学实验室）；McWilliams Center for Cosmology and Astrophysics, Department of Physics, Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学物理学院麦克威廉斯宇宙学与天体物理学中心）
本文提出了一种半解析方法，用于建模超新星和伽马射线暴的冲击波爆发信号，以更准确地捕捉自然复杂性，并探讨其在即发伽马射线暴中的作用。
2026-02-28 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
The Oxygen Features in Type Ia Supernovae and the Implications for the Nature of Thermonuclear Explosions
O I 7773吸收特征是Ia型超新星（SNe~Ia）的一个重要光谱指标，可用于追踪爆炸中的白矮星外层未燃烧物质。在这项工作中，我们使用大样本的SNe~Ia来检查这种吸收在早期阶段（即，-13天<t <-7天），并与Si~ Ⅱ 6355和Ca~ Ⅱ近红外三重态的吸收特征进行了比较。我们表明，对于一个子群的光谱正常SNe正常光球速度（即，vsi <12，500 km s^{-1}），O~I的高速特征线强度与Si~II（或Ca~II）的高速特征线强度呈负相关，并且与Ia超新星的光度也呈负相关。这一发现以及我们在O~ IHVF中发现的其他特征表明，对于这一SNe~Ia亚群，爆炸性氧燃烧发生在超新星的最外层，燃烧的差异可能导致观测到的多样性，这与流行的延迟爆轰模型的Ekrasekhar质量WD非常一致。
2016-05-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Possible detection of the progenitor of the Type II supernova SN2023ixf
通过哈勃太空望远镜的爆炸前成像，探测到SN2023ixf的前身星为红超巨星，初始质量约8-10太阳质量，并存在大量尘埃。
2023-06-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Strong gravitational lensing of explosive transients
最近在时域调查方面的快速进展使得有可能检测到宇宙中大量的各种类型的爆炸瞬变，其中一些将被引力透镜化为多个图像。虽然已经发现了大量的强透镜遥远的星系和类星体，爆炸瞬变的强透镜开辟了新的应用，包括改进宇宙学参数的测量，宇宙小尺度结构的强大探测器，以及暗物质场景的新观测测试，这要归功于它们快速演变的光变曲线以及它们的紧凑尺寸。特别是，这些瞬态事件的发射区域的紧凑尺寸表明，波动光学效应在某些情况下起着重要的作用，这可能导致这些透镜事件的全新的应用。最近，我们目睹了强透镜超新星的首次发现，以及其他类型的爆炸瞬变，如伽马射线暴，快速射电暴，和引力波从紧凑的双合并预计将很快被观察到的强透镜事件。本文综述了爆炸瞬变强引力透镜的研究现状，并展望了未来的研究方向。
2019-10-21 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
Interacting Supernovae: Types IIn and Ibn
超新星（SNe），显示出强烈的冲击相互作用的证据，其喷出物和预先存在的，较慢的拱星物质（CSM）构成了一个有趣的，多样的，仍然知之甚少的爆炸瞬态类别。它们非常有趣的主要原因是，它们告诉我们，在恒星死亡的一个子集中，祖星可能在爆炸前的几年、几十年或几个世纪变得非常不稳定。这是标准恒星演化模型中没有包括的东西，但可能会显著改变演化的最终产物和产量，并使我们将SNe映射到它们的祖先的尝试变得复杂。它们有趣的另一个原因是CSM相互作用是产生明亮瞬变的有效引擎，允许由正常SN爆炸能量产生超亮瞬变，并允许由次能量爆炸或低放射性产额产生正常SN亮度的瞬变。CSM相互作用使快速喷出物以明亮的激波发射，模糊了我们对潜在爆炸的正常看法，并且相互作用的辐射流体动力学模型具有挑战性。CSM相互作用也可能是高度非球形的，可能与祖细胞系统中的二元相互作用有关。在某些情况下，这些并发症使得很难明确区分核心塌陷或热核爆炸，或者区分非终端喷发，失败的SN或弱SN。努力揭示个别事件的物理参数和与可能的祖星的联系，使这成为一个迅速发展的话题，继续挑战恒星演化的范式。
2016-12-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolution of binaries containing a hot subdwarf and a white dwarf to double white dwarfs, and double detonation supernovae with hypervelocity runaway stars
Max Planck Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）
研究通过MESA代码探索热亚矮星与白矮星双星系统演化为双白矮星或双爆超新星的机制，并分析其对超高速逃逸星的影响。
2025-11-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Normal type Ia supernovae from disruptions of hybrid He-CO white-dwarfs by CO white-dwarfs
Ia型超新星（SNe）被认为起源于碳氧（CO）白矮星（WD）的热核爆炸。标准Ia型超新星的祖先已经研究了几十年，一般可以分为恒星非简并同伴（单简并; SD模型）的CO WDs吸积材料爆炸，以及两个CO WDs（双简并; DD模型）爆炸相互作用所产生的爆炸。然而，目前的模型，这种SNe的祖先未能再现所观察到的爆炸的不同属性，也没有解释推断率和观察到的Ia型SNe和他们的预期祖先的人口的特点。在这里，我们表明，很少研究的合并CO-WD与混合氦-CO（He-CO）WD可以提供一个显着的分数正常Ia型SNe。在这里，我们使用详细的热核流体动力学和辐射传输模型表明，广泛的合并CO WD与混合He-CO WD可以引起正常的Ia型SNe。我们发现，这种富含He的合并会引起爆炸，其合成的光变曲线和光谱类似于观测到的Ia型SNe，特别是，它们可以产生宽范围的峰值光度，MB（MR）~ 18.4至19.2（~ 18.5至19：45），与正常Ia型SNe观测到的一致。此外，我们的人口合成模型表明，加上大规模的双CO-WD合并（产生更明亮的SNe）的贡献，它们可以潜在地再现Ia型SNe的全部范围，它们的速率和延迟时间分布。
2019-10-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraints on Shallow 56Ni from the Early Lightcurves of Type Ia Supernovae
正在进行的瞬态调查正在提出一个前所未有的帐户上升的Ia型超新星（SNe Ia）的光变曲线。这种早期的发射探测了爆炸中的白矮星最浅的层，这可以提供对祖星和爆炸燃烧性质的限制。我们使用半解析模型的放射性供电的上升光变曲线来分析这些意见。正如我们在以前的工作中所总结的那样，确定56 Ni表面分布的主要限制因素是缺乏明确的爆炸时间，这可以通过检测冲击破裂或冲击加热冷却来提供。如果没有这一点，SN原则上可能会表现出几个小时到几天的“暗相”，其中唯一的发射是来自冲击加热冷却，太暗而无法检测到。我们表明，通过假设一个理论上动机随时间变化的速度演化，爆炸时间可以更好地约束，虽然与潜在的系统的不确定性。这种技术是用来推断表面56镍分布的三个最近的超新星Ia，特别是在其上升早期被抓获。在这三种情况下，我们发现56 Ni的分布相当相似。SN 2011 fe和SN 2012 cg的观测比SN 2009 ig探测到的深度更浅，在这两种情况下，56 Ni仅存在于距离WD表面约0.01 Msun的地方。考虑到精确限制爆炸时间的困难，这一结果的不确定性高达一个数量级。我们还利用我们关于爆发时间的结论来重新评估SN 2011 fe前身的半径约束，并讨论了许多观测到的上升光变曲线所推断的大致t^2幂律。
2014-02-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multidimensional Simulations of Thermonuclear Supernovae from the First Stars
理论模型表明，宇宙中的第一批恒星可能质量非常大，典型质量为$\gtrsim$ 100 \Msun。它们中的许多可能已经死于被称为对不稳定超新星（PSNe）的高能热核爆炸。我们提出了多维数值模拟的PSNe与新的辐射流体动力学代码CASTRO。我们的模型捕捉到了所有的爆炸燃烧，并跟踪爆炸，直到恒星表面爆发出冲击波。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，下边界的爆炸开始后20 - 100秒。之后，当冲击波到达氢包层时，形成一个强烈的反向冲击波，迅速发展出额外的瑞利-泰勒不稳定性。在红超巨星的祖先中，这些不稳定性的幅度足以混合超新星的喷出物并改变其观测特征。我们的研究结果提供了有用的预测PSNe的检测即将到来的望远镜。
2011-08-26 astro-ph.HE
Supernovae double-peaked light curves from double-nickel distribution
在不同光度的超新星（SNe）中，已经观察到许多双峰光变曲线（LC），代表了广泛的形态变化。在这项工作中，我们调查这些可以通过假设其放射性物质的双峰分布，如最初提出的SN2005BF建模。根据通常的混合情况，内部区域对应于常规的爆炸核合成并向外延伸。外层富含56 Ni的壳层可能与在SN激波到来之前与恒星更远部分相互作用的喷流效应有关。由于外层被光学厚度较小的物质覆盖，其能量出现得更早，并产生第一个辐射峰值。为了更详细地研究这种情况，我们应用了我们的流体动力学代码，该代码遵循通过祖星的激波传播，并考虑到放射性同位素衰变产生的伽马射线光子的影响。我们提出了一个简单的参数模型的56Ni丰度分布，并探讨个别不同的数量，定义这种分布的LC的后果，我们的重点放在剥离信封祖。在第一项研究中，我们感兴趣的是该模型对未被归类为超发光的SNe的适用性，因此，我们相应地选择了参数空间。然后，在56 Ni轮廓的相同数学处方内，我们重新审视了一系列对象的建模过程：SN2005bf，PTF2011mnb，SN2019cad和SN2008D。在某些情况下，需要降低伽马射线不透明度以适应后期观测。我们还讨论了其他情况下，这种情况可能是可能的解释LC形态。
2022-09-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Light curves of the explosion of ONe WD+CO WD merger remnant and type Icn supernovae
本文通过模拟氧氖与碳氧双白矮星并合残余物爆炸的光变曲线，考察抛射物质量、爆炸能量、Ni56质量及CSM参数，发现该模型可解释SN 2019jc，为Icn型超新星提供新前身星通道。
2024-05-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Studying the Power Sources Behind Type Ic Supernovae
本研究开发了包含多种能量源的超新星光变曲线解析代码，以Ic型宽线超新星为对象开展研究，发现恒星风激波相互作用可能是其峰值辐射的主导能量源。
2025-10-22 astro-ph.HE
Nucleosynthesis in magnetorotational supernovae: impact of the magnetic field configuration
本文通过五个三维MHD模型比较不同磁场拓扑对磁旋转超新星核合成的影响，发现产物可从铁族延伸至第三r过程峰，且主要由爆炸动力学与磁场构型决定。
2024-01-25 astro-ph.HE
On Silicon Group Elements Ejected by Supernovae Type Ia
有令人信服的证据表明，Ia型超新星的峰值亮度受到爆炸时电子分数Ye的影响。电子分数由白矮星的原始成分和爆炸前对流燃烧过程中发生的反应决定。到目前为止，确定白矮星祖先的组成依赖于间接的代理，例如宿主恒星星族的平均金属丰度。在本文中，我们提出的分析计算支持的想法，即电子分数的祖系统影响的核合成的硅族喷出物在Ia型超新星。特别是，我们建议在准核统计平衡中产生的丰度在随后的冻结过程中被保留。这使得一个潜在的恢复Ye爆炸的丰度恢复从观察到的光谱。我们表明，测量28Si，32S，40Ca，和54Fe的丰度可以用来构建叶在富硅地区的超新星。如果这四个丰度被精确测定，它们足以将Ye恢复到6%。这是因为在准核统计平衡中，这些同位素控制了富硅物质和富铁物质的组成。分析表明，28Si丰度对Ye不敏感，32S丰度与Ye呈近似线性变化趋势，40Ca丰度与Ye呈近似二次曲线变化趋势。我们验证了这些趋势与后处理的一维模型，并表明这些趋势反映在模型合成光谱。
2014-05-08 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Sub-Chandrasekhar Mass Models For Type Ia Supernovae
对于碳氧白矮星来说，吸积氢或氦的速率在1-10 x 10^（-8）Msun/y之间，在恒星达到克拉塞卡质量之前，各种爆炸性的结果是可能的。这些结果是针对一系列白矮星质量（0.7 - 1.1 Msun）、吸积速率（1 - 7 x 10^（-8）Msun/y）和初始白矮星温度（0.01和1 Lsun）进行调查的。结果对爆炸前最后几分钟的对流特别敏感。除非这种对流维持一个浅的温度梯度，除非密度足够高，否则吸积的氦不会爆炸。如果低于氦的临界点火密度（我们估计为5 ~ 10 × 10^5 g cm^（-3）），就会产生氦新星或氦爆燃。流体动力学，核合成，光变曲线，和光谱的一个有代表性的样品引爆和爆燃模型进行了探讨。有些可能是相当微弱的，由48 Cr和48 V的衰变在峰值供电几天。只有最热、质量最大、氦层最小的白矮星，其光变曲线和光谱才与常见的Ia型超新星相当吻合。对于其他模型，特别是那些涉及较轻的白矮星，氦壳质量超过0.05 Msun，合成的56 Ni质量超过0.01 Msun。这些爆炸看起来不像普通的Ia型超新星，或任何其他经常观察到的瞬变。
2011-03-29 astro-ph.HE
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
Prospects of direct detection of $^{48}$V gamma-rays from thermonuclear supernovae
对恒星爆炸中合成的放射性同位素发出的伽马射线进行探测，可以对超新星等瞬变过程提供重要的见解，并提供与宇宙化学演化相关的不同同位素种类丰度的详细普查。对附近超新星的观测已经提供了观测证据，证明$^{57}$ Co为SN 1987 A的光变曲线的晚期演化提供了动力，并且有确凿的证据表明$^{56}$ Ni及其子核为Ia型超新星的光变曲线提供了动力。在本文中，我们描述了探测核衰变线与$^{48}$ V，$^{48}$铬，这是预计将大量合成的子核衰变的前景- $M_{\mathrm{Cr}}\sim1.9\times10^{-2}\,\mathrm{M_\odot}$ -在瞬态引发的爆炸性氦燃烧（$α$ -捕获）的厚氦壳。我们计算了质量为$0.45\,M_{\odot}$的碳氧白矮星核心被质量为$0.21\,M_{\odot}$的厚氦层包围的热核爆炸的模拟爆炸模型的出射γ射线线通量。我们目前的观测限制$^{48}$ V在附近的SNe Ia 2014 J使用\textit{INTEGRAL}太空望远镜，不包括$^{48}$ Cr生产的表面上超过$0.1\,\mathrm{M_{\odot}}$。我们发现，根据我们对微弱热核瞬变的出生率预测，未来的伽马射线飞行任务AMEGO将有大约5%的机会在目前计划的运行寿命期间从这些事件中观测到$^{48}$ V伽马射线。我们描述了伽玛射线望远镜\text…
2021-09-08 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
Observational and Physical Classification of Supernovae
本章描述了目前超新星的分类方案。该方案已经发展了几十年，现在包括许多SN类型和子类型。其中许多是普遍公认的，虽然有争议的定义，成员，甚至一些子类的名称;我们将尝试在这里审查常用的命名法，并注意到主要的变量时可能的。SN类型是根据观测性质定义的;主要是最大光附近的可见光光谱，以及根据它们的光度特性。然而，SN分类的一个长期目标是将观测定义的类别与特定的物理爆炸现象联系起来。我们在这里表明，这一愿望现在终于实现了，我们建立的SN分类方案后，直接观测证据连接SN组与特定的祖星。在观测上，II型超新星包含了具有强烈氢光谱特征的天体，而缺乏氢光谱特征的天体则属于I型超新星，并进一步分为许多子类。最近一类超亮SNe（SLSNe，通常比标准事件亮10倍）已被确定，并进行了讨论。在本章的最后，我们简要描述了一个受恒星分类系统启发而提出的替代分类方案。该系统展示了我们对SN爆炸的新兴物理理解，同时将强大的观测特性与可以辩论的物理推断明确区分开来。这个新系统是定量的，自然地处理沿着连续统分布的事件，而不是严格地划分为离散的类别。因此，它可能更适合即将到来的时代，SN数量将从几千个事件迅速扩展到数百万个事件。
2016-11-27 astro-ph.HE
The Los Alamos Supernova Light Curve Project: Computational Methods
我们已经进入了爆炸性瞬变天文学的时代，即将到来的实时调查，如大型综合巡天望远镜（LSST），帕洛玛瞬变工厂（PTF）和全景巡天望远镜和快速反应系统（Pan-STARRS）将以前所未有的数量探测超新星。未来的望远镜，如詹姆斯韦伯太空望远镜，可能会发现宇宙中最早的恒星的超新星，并揭示它们的质量。这些天体物理瞬变的观测特征是揭示其中心引擎、发生环境以及它们将精确定位宇宙加速和暗能量性质的关键。我们提出了一种新的方法来模拟超新星的光变曲线和光谱的辐射流体动力学代码的SPECTRUM代码与详细的单色不透明度耦合。我们包括一套测试，演示如何改进的物理是不可或缺的建模冲击爆发和光变曲线。
2013-01-25 astro-ph.HE astro-ph.IM
No velocity-kicks are required to explain large-distance offsets of Ca-rich supernovae and short-GRBs
爆炸瞬变的环境将它们的祖先与底层的恒星星族联系起来，为它们的起源提供了关键线索。然而，一些富钙超新星（SNe）和短伽马射线暴（sGRB）似乎位于遥远的位置，远离其宿主星系的恒星星族，挑战我们对它们的起源和/或物理演化的理解。这些发现激发了一些模型，这些模型认为，要么是大的速度反冲被赋予了它们的祖先，使它们能够传播到很远的距离并到达遥远的位置;要么是它们形成了密集的球状星团，居住在晕中。在这里，我们表明，相反，这些瞬变的大空间偏移自然解释的高度扩展的基础恒星星族在（主要是早期类型）星系晕，通常错过了，因为他们只能通过超深/堆叠图像识别的意见。因此，没有大的速度踢，也没有晕球状星团的环境是必要的，以解释这些瞬变的起源。这些发现支持白矮星上的热核爆炸，富含Ca的SNe祖细胞的起源，以及sGRB祖细胞没有/小的出生踢。由于早型星系包含较老的恒星星族，由较老的恒星星族产生的瞬变会有较大比例的早型星系宿主，因此在大偏移距处有较大比例的瞬变。这是验证了我们的结果sGRB和富钙SNe显示不同的偏移分布在早期与晚型星系。此外，一旦划分为早型和晚型星系，不同瞬变的偏移量分布是一致的。最后，我们指出，对其它瞬变过程（如Ia-SNe或FRB）的偏移分布的研究也应该同样考虑宿主星系类型。
2021-01-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
