Post-adiabatic supernova remnants in an interstellar magnetic field: oblique shocks and non-uniform environment
我们提出了非常高分辨率的1D MHD模拟的后期超新星遗迹（SNR）。在后绝热阶段，磁场对激波动力学、流场结构以及宇宙射线的加速和发射具有重要而显著的动力学效应。我们发现，切向分量的磁场提供的压力支持，在一个公平的程度上防止崩溃的辐射壳，从而限制了总的压缩比的部分或全部辐射前向冲击。结果是宇宙射线的光谱不会像流体动力学模拟那样困难。我们还研究了磁场倾斜和气体密度和/或磁场中的大尺度梯度对流动剖面的影响。正的密度梯度缩短了演化阶段，而激波压缩降低。的磁场的切向分量的压缩导致其在下游区域的后绝热冲击的上游场的取向范围很广，这可以解释为什么一个优先观察切向无线电偏振在旧SNR的优势。由于大多数宇宙射线产生于信噪比演化的后期阶段，因此后绝热阶段和磁场的影响对于模拟旧信噪比下的宇宙射线加速和后期信噪比与云相互作用的伽马射线发射是最重要的。
2018-06-29 astro-ph.HE
Post maximum light and late time optical imaging polarimetry of type I superluminous supernova 2020znr
光学成像偏振测量是在贫氢超亮超新星2020znr最大光照后的3个阶段（大约+34天，+288天和+289天）进行的。经过仪器和星际偏振校正，所有测量结果与零偏振探测一致。用磁星自旋下降模型模拟的光变曲线表明SN 2020znr与其他SLSNe具有相似的磁星和喷出物参数。在SN 2017egm和SN 2015bn的文献中讨论的最佳拟合值的比较，两个贫氢SLSNe显示最大光后的偏振增加，表明SN 2020znr具有更高质量的喷出物，可能会阻止使用光学偏振测量的内部喷出物的几何形状。I型SLSNe的光谱学和光变曲线分析提供的组合信息可能是对这类瞬态的偏振特性进行分类的一个有趣途径。这种方法将需要扩大SLSNe偏振测量数据的样本，目前可与早期和晚期的时间新的测量。
2022-02-11 astro-ph.HE
A Physical Model of Delayed Rebrightenings in Shock-interacting Supernovae without Narrow Line Emission
核心坍缩超新星可以通过重新变亮和形成谱线来显示与预先存在的拱星壳物质相互作用的证据，甚至可以改变类型，因为氢出现在以前的氢贫乏光谱中。然而，最近观察到的一颗核心坍缩超新星-- SN 2019 tsf--在首次观察到大约100天后被发现变亮，这表明超新星喷出物正在与周围物质相互作用，但它缺乏任何可观察到的发射线，从而挑战了标准的超新星相互作用图片。我们表明，通过线性微扰理论，延迟rebrightenings没有形成的谱线产生作为一个后果的有限的声音穿越时间的激波后气体留下的超新星爆炸。特别是，我们证明了声波-产生的冲击后流作为一个冲击和密度增强之间的相互作用的结果-穿越冲击喷出物和冲击后，从后面在有限的时间，产生突然的变化，在没有周围的密度增强的冲击属性。我们还表明，爆炸波占主导地位的气体压力和传播的风馈介质是不稳定的小扰动导致形成的反向冲击内的后冲击流的观点，这意味着这些爆炸波的内部区域内的气体应该是高度湍流。
2021-11-29 astro-ph.HE
Feeding post core collapse supernova explosion jets with an inflated main sequence companion
模拟了主序星在10- 20 Ro距离上对一颗剥层（Ib或Ic型）核坍缩超新星（CCSN）爆发的响应.我们使用恒星演化程序MESA跟踪质量为3 Mo和7 Mo的主序星对能量沉积和质量去除的响应。CCSN喷出物与主序星的碰撞使主序星积累能量并膨胀。如果双星系统在CCSN爆炸后保持束缚，膨胀的主序星可能会吞没新生的中子星（NS）。我们假设NS通过一个吸积盘吸积质量并发射喷流。喷流从膨胀的主序星上带走质量，并与CCSN喷出物相撞。虽然这种情况是罕见的，但它与其他罕见的情况一起进一步支持了许多剥离的包层CCSNe由晚期喷气式飞机提供动力的观点。晚期的喷流可以为这些CCSNe-I提供很长一段时间的动力，并可能为它们的光变曲线提供动力。喷流也可能使内部喷出物形成两极形态。我们的研究结果进一步支持了这样一种观点，即有几种方法可以为NS（或黑洞）提供能量，从而在超亮超新星中发射晚期喷流。
2022-08-21 astro-ph.HE
Probing supernovae and kicks in post-supernova binaries
该研究重新分析SGR 0755-2933观测数据，发现其中子星更可能源自普通Ib/c型超新星而非超剥离超新星，并强调需用超新星后完整运动学分析推断爆炸与前身星条件。
2024-01-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Modeling SNR Cassiopeia A from the Supernova Explosion to its Current Age: The role of post-explosion anisotropies of ejecta
核心坍缩超新星（SNe）的残余物具有复杂的形态，可能反映了在祖先SN爆炸期间发展的不对称性和结构。在这里，我们调查的SNR仙后座A（Cas A）的形态如何反映祖SN的特点，目的是推导出的能量和质量的爆炸后各向异性负责所观察到的Fe和Si/S的空间分布。我们模拟的演化，从直接后果的祖先SN的三维互动的残余与周围的介质。喷出物的爆炸后结构是由小规模的材料和大规模的各向异性的结块。流体动力学多物质模拟考虑了爆炸后喷出物的适当同位素组成。用喷出物质量$M_{\rm ej}\approx 4M_{\odot}$和爆炸能量$E_{\rm SN}\approx 2.3\times 10^{51}$ erg的模型可以很好地再现所观测到的平均膨胀率和激波速度。爆炸后的各向异性（活塞）再现观察到的分布的Fe和Si/S，如果它们有一个$\approx 0.25\,M_{\odot}$的总质量和总动能的$\approx 1.5\times 10^{50}$ erg。活塞产生的喷出物层的空间反转的时代的Cas A，导致Si/S丰富的喷出物物理内部的Fe丰富的喷出物。活塞还负责形成富含Si/S材料的亮环，其形成于反向冲击与活塞周围在其传播期间积聚的材料之间的相交处。我们的研究结果支持的想法，在Cas A中观察到的大部分不对称性是固有的爆炸。
2016-03-11 astro-ph.HE
SN 2007it on the RISE -- a radio detection of an interacting supernova 18 years post-explosion
FSLAC IRL 2009, CNRS/IAC（法国国家科学研究中心/加那利天体物理学研究所）；Western Sydney University（西悉尼大学）；Faculty of Engineering, Gifu University（岐阜大学工程学院）；Instutito de Astrofísica de Andalucía IAA-CSIC（安达卢西亚天体物理研究所）；Humboldt-Universität zu Berlin（柏林洪堡大学）；Institute of Physics and Astronomy, University of Potsdam（波茨坦大学物理与天文学研究所）；Astronomy & Astrophysics Section, School of Cosmic Physics, Dublin Institute for Advanced Studies, DIAS Dunsink Observatory（都柏林高等研究院宇宙物理学院天文学与天体物理系）；School of Physics, University College Dublin（都柏林大学学院物理学院）；CSIRO Space and Astronomy, Australia Telescope National Facility（澳大利亚联邦科学与工业研究组织空间与天文部澳大利亚望远镜国家设施）；Department of Physics & Astronomy, University of Utah（犹他大学物理与天文学系）
研究通过ATCA观测到SN 2007it在18年后首次无线电发射，探讨其与周围恒星物质的相互作用，并建议多波段后续观测。
2026-04-22 astro-ph.HE
Post-adiabatic supernova remnants in the interstellar magnetic field. Parallel and perpendicular shocks
强子碰撞产生的伽马射线预计来自位于分子云附近的超新星遗迹（SNRs）。冲击波与稠密环境相互作用的温度很快达到$10^5$ K。等离子体的辐射损失在信噪比的演化过程中起着至关重要的作用。它们降低了热压力，并基本上增加了激波后面的密度。环境磁场的存在可能会大大改变绝热后SNR的行为相比，流体动力学的情况。本文对磁场中的辐射激波进行了磁流体动力学模拟。由于辐射损失引起的等离子体的高压缩也导致激波后磁场的切向分量的强度显著增加而平行分量的强度减小。如果激波前切向场的强度大于约$3\mathrm{μG}$，它就阻止了非常致密薄壳的形成。切向磁场的强度越高，辐射壳层的厚度越大，最大密度越低。平行磁场不影响激波后流体力学参数的分布。有几乎独立的渠道的能量转换：辐射损失是由于热能，磁能增加，减少动能。由于SNRs辐射壳层中垂直磁场密度大、强度高，使得强子γ射线通量比轻子γ射线通量大得多。
2015-11-19 astro-ph.HE
Radio Emission from Supernova Remnants: Implications for Post-Shock Magnetic Field Amplification and the Magnetic Fields of Galaxies
利用文献中的观测结果，我们表明，超新星遗迹（SNRs）的非热射电光度（L）是一个强大的功能的平均气体表面密度（Sigma）的星系中的遗迹居住，从正常的螺旋发光星爆。我们结合一个简单的理论，电子冷却的SNR观测到的射电光度估计剩余磁场强度（B_SNR）：L和西格玛之间的相关性意味着B_SNR也增加与西格玛。我们探讨了这种相关性的两种解释：（1）B_SNR是由激波后磁场放大产生的，B_SNR ^2与Sigma成正比;（2）B_SNR是由周围ISM磁场（B_ISM）的激波压缩产生的，在密度较大的星系中，B_ISM较大。我们发现，冲击压缩是，平均而言，足以产生观测到的无线电发射从超新星爆发的SNR，放大后的冲击磁场是不需要的。相比之下，在正常的螺旋星系中，激波后的场放大（放大了几倍--10倍）与数据是一致的;我们发现了初步的证据，即阿尔芬速度和B_SNR^2与激波后压力的比值（“B_SNR^2_B”）在不同星系的信噪比中是恒定的。我们讨论的观测测试，可用于区分这两种解释的射电光度的信噪比。无论哪种假设是正确的，SNR的无线电发射都为B_ISM提供了一个上限，该上限与最小能量假设无关。对于致密的星爆，ISM的磁能密度低于流体静力平衡所需的密度;因此，在星爆的最大尺度上，磁场在动力学上并不重要，这与像我们这样的螺旋星系形成对比。这种二分法可能对银河发电机理论有影响。
2009-02-11 astro-ph.HE
The relation between post-shock temperature, cosmic-ray pressure and cosmic-ray escape for non-relativistic shocks
超新星遗迹被认为是银河系宇宙射线的主要来源。这需要至少5%的可用能量被转移到宇宙射线中，这意味着超新星遗迹冲击波下游的宇宙射线压力很高。最近，它已被证明，下游的温度在一些残余物是低的相比，测得的冲击波速度，这意味着额外的压力支持加速粒子存在。在这里，我们使用一个双流体热力学方法来推导激波后分数宇宙射线压力和激波后温度之间的关系，假设没有额外的加热以外的绝热加热的冲击前兆和所有的非绝热加热发生在亚激波。推导出的关系表明，只有当大量的入射能流从系统中逃逸出来时，才有可能产生高分数的宇宙射线压力。最近在超新星遗迹RCW 86中测量了一个激波的速度和下游质子温度。我们应用双流体的解决方案，这些测量和发现，下游的分数宇宙射线压力至少是50%，宇宙射线的能量通量逃逸至少20%。一般来说，为了让5%的超新星能量进入加速的宇宙射线，平均来说，冲击后宇宙射线压力需要达到30%，有效的宇宙射线绝热指数为4/3。
2013-09-18 astro-ph.HE
Classical OBe Stars as Post-Supernova Runaways: Confirming Binary Origins
大质量双星在从引力波天文学到恒星演化等领域都扮演着重要的角色。我们提供了几条线的证据表明，经典的OBe星在小麦哲伦星云（SMC）获得其快速旋转的质量和角动量转移的大质量的双星，这预示着随后的超新星应该经常弹出OBe星到外地。结果表明：（1）OBe星比OB星具有更高的场频率;（2）OBe星的星距累积分布函数（CDF）表明，OBe星确实比相应光谱类型的普通OB星孤立得多;（3）OBe星的星距累积分布函数（CDF）接近已被证实的超新星后天体高质量X射线双星（HMXB）;（4）Oe星和Be星一样孤立于星团之外，这意味着它们的最终质量相对独立于初始质量，这与主要的质量转移相一致。最后，我们还发现超巨星OBe星的空间分布不同于经典OBe星，这与它们的发射线光谱的不同机制是一致的。
2022-08-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Post-shock-revival evolutions in the neutrino-heating mechanism of core-collapse supernovae
我们进行了球对称和轴对称的实验模拟，以了解核心坍缩超新星的后冲击复苏演化。假设停滞激波是由中微子加热重新启动的，并采用所谓的灯泡近似，我们通过手动将中微子光度提高到临界值来诱导激波复苏，这也是由动力学模拟确定的。使用15 M_{sun}祖细胞模型。我们将核网络计算与一个一致的状态方程的模拟占能量释放的核反应和它们的反馈流体动力学。任意改变冲击重新发射时间，而随后的长期演变系统，特别注意爆炸能量和核合成产量作为这个重新发射时间的函数，或相当于在冲击复苏的吸积率。我们详细研究了诊断爆炸能量如何接近渐近值，以及哪些物理过程对爆炸能量的贡献占多大比例，以及它们对重新发射时间和动力学维数的依赖性。我们发现核反应对爆炸能量的贡献与中微子加热相当或更大。特别是，在核反应的贡献中，再结合比燃烧占主导地位。有趣的是，本文研究的一维模型不能同时产生适当的爆炸能量和镍质量，过量生产镍，而如果在反弹后300- 400 ms重新发射冲击波，则在二维模型中解决了这个问题。
2013-05-02 astro-ph.HE
Type W and Type 15bn subgroups of hydrogen-poor superluminous supernovae: pre-maximum diversity, post-maximum homogeneity?
本文通过分析27颗I型超亮超新星极大后光谱，发现W型与15bn型在极大后温度和速度趋于一致、伪星云光谱均匀，主要差异源于极大前演化。
2023-05-29 astro-ph.HE
Neutrino Signals of Core-Collapse Supernovae in Underground Detectors
对于一套14个核心崩溃模型在动态的第一秒反弹后，我们计算详细的中微子“光”曲线预计在地下中微子天文台超级神冈，DUNE，JUNO，冰立方。这些结果是作为中微子振荡模态（正常或倒置层次）和祖质量（特别是，反弹后吸积历史）的函数给出的，并阐明了不爆炸的1D（球形）模型与相应的2D（轴对称）模型的光变曲线之间的差异。我们能够确定明确的签名爆炸（或非爆炸），反弹后吸积阶段，和硅/氧界面的吸积。此外，我们能够估计各种物理诊断的超新星探测范围和距离，其中嵌入在光变曲线中的各种时间特征可能被辨别出来。我们发现，祖质量密度分布和超新星动力学在动态爆炸阶段应该是可识别的超新星在整个星系的大部分在所有的设施研究和检测，其中任何一个，但特别是一个以上的音乐会，将大量的内部动力学超新星。
2018-08-06 astro-ph.HE
Evolution Of Post-Impact Remnant Helium Stars In Type Ia Supernova Remnants Within The Single-Degenerate Scenario
Ia型超新星（SNe Ia）的起源系统仍在争论中。根据最近的流体动力学模拟，在单简并情景（SDS）中的非简并同伴应该在超新星撞击中幸存下来。区分SDS和双简并的方法之一是在超新星Ia的遗迹中寻找撞击后的遗迹星。利用多维流体力学模拟与一维恒星演化模拟相结合的技术，我们研究了SDS中富氦双星同伴的撞击后演化。研究发现，这些富氦PIRS（He PIRS）在超新星爆发后10年左右急剧膨胀并演化为发光相（$L\sim 10^4 L_\odot$）。随后，它们收缩并通过释放引力能量而演化成热的蓝亚矮星（sdO-like），并在演化成氦红巨星之前持续数百万年。因此，我们预测，一个明亮的OB-like恒星应该在SN爆炸后的$\sim 30$年内被探测到。此后，它将收缩并成为SN Ia残余物中心区域的类似sdO的恒星，该区域位于通过SDS中的氦星通道进化的SN Ia祖先的恒星形成区域内。这些He PIRS被预测为快速旋转（$v_{\rm rot} \gtrsim 50$ km s $^{-1}$）并且具有高空间速度（$v_{\rm linear} \gtrsim 500$ km s $^{-1}$）。此外，如果超新星遗迹已经扩散，并且在后期无法识别，He PIRS可能是单颗sdO星和/或超高速星的额外来源。
2013-06-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Exploring the diversity of double detonation explosions for type Ia supernovae: Effects of the post-explosion helium shell composition
碳氧白矮星顶部氦壳层的爆炸被认为是Ia型超新星（SNe~Ia）的一种潜在爆炸机制。氦壳燃烧时产生的灰烬会导致光变曲线和光谱与正常的SNe~Ia不一致，但对于一些在爆炸后几天内显示光变曲线凸起的天体来说可能是可行的。我们提出了一系列的辐射转移模型，旨在模拟预测从双爆轰爆炸模型。我们考虑了一系列的核心和壳质量，并系统地探索多种爆炸后的氦壳组合物。我们发现，各种亮度和早期光变曲线凸点的时间尺度的结果，从这些模型的外壳含有$^{56}$镍，$^{52}$铁，或$^{48}$铬。将我们的模型与具有光变曲线凸起的SNe~Ia进行比较，我们发现这些模型可以再现几乎所有观测到的凸起的形状，但是只有那些在最大光附近具有红色的物体（$B-V \gtrsim 1$）在它们的演化过程中很好地匹配。与以前的工作相一致，我们还表明，这些模型中的壳不包含铁族元素提供良好的协议与正常SNe~Ia不同的光度从爆炸后不久，最大的光。虽然我们的模型并不等于积极的证据，有利于双爆轰的情况下，我们表明，提供氦壳灰不含铁族元素，它可能是可行的范围广泛的正常SNe~Ia。
2021-01-24 astro-ph.HE
Supernova Ia Remnants with M dwarf surviving companions
National Tsing Hua University（国立清华大学）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）
研究Ia型超新星残骸中存活的M矮星伴星，通过模拟和建模揭示其可能的形成机制与演化过程。
2025-12-02 astro-ph.HE
Radio view of a broad-line Type Ic supernova ASASSN-16fp
我们提出了广泛的无线电观测的Ic型超新星，ASASSN-16 fp。我们的数据代表的SN超过1000天的最低频率的观测与频率范围的$0.33-25$ GHz和时间范围的$\sim$ 8至1136天后爆炸。观测结果最好由一个模型的同步辐射从一个冲击拱壳最初抑制同步自吸收。假设相对论粒子和磁场能量均分，在爆炸后第8天的$t_{0}$ $\sim$上，我们估计爆炸波的速度和半径分别为$v \sim 0.15c$和$r \sim 3.4$ $\times$ $10^{15}$ cm。我们推断放射性物质的总内能演化为$E$ $\sim$ 0.37 $\times$ $10^{47}$（t/t $_{0}$）$^{0.65}$ erg。我们确定的质量损失率的祖星$\dot{M}$ $\sim$ $(0.4-3.2) \times10^{-5}$ $M_{\odot}\rm yr^{-1}$在爆炸后的各个时期，与银河系沃尔夫-拉叶星的质量损失率一致。射电光变曲线和光谱表明，在距离爆炸中心半径为$\sim$ $1.10 \times 10^{16}$ cm的CSM中存在密度增强的特征。
2020-03-05 astro-ph.HE
Constraining mass transfer and common-envelope physics with post-supernova companion monitoring
提出解析模型描述超新星伴星响应，通过测光约束双星参数，揭示IIb型与Ibc型超新星前身星分别源于稳定质量转移与公共包层通道，助力探究公共包层物理。
2023-06-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Search for High Energetic Neutrinos from Supernova Explosions with AMANDA
超新星爆炸是已知宇宙中最具能量的现象之一。有人认为，高达EeV能量的宇宙射线可能在年轻的超新星壳层中以几周到几年的时间尺度加速，这将导致TeV的中微子辐射。用似然法分析了2000年至2006年期间AMANDA中微子望远镜拍摄的数据，以寻找中微子事件与光学观测到的河外超新星之间的方向和时间巧合。超新星被堆积起来是为了提高灵敏度。一个相关的核心坍缩超新星目录已经创建。这张海报展示了分析的结果。
2009-07-27 astro-ph.HE
Simulations of the Early Post-Bounce Phase of Core-Collapse Supernovae in Three-Dimensional Space with Full Boltzmann Neutrino Transport
我们报告的核心坍缩超新星模拟，我们进行了11.2 M的祖模型在三维空间中反弹后20毫秒，使用辐射流体动力学代码与完整的玻尔兹曼中微子输运。我们用Furusawa和Togashi的核物质状态方程求解了三种中微子的六维Boltzmann方程和三维可压缩Euler方程。我们重点研究了反弹后10 ms的瞬发对流，并研究了中微子在对流物质中的输运。我们应用一个新的分析的基础上的特征值和特征向量的爱丁顿张量和玻尔兹曼输运结果和M1封闭近似之间的过渡制度的光学厚和薄的限制。我们使用椭圆体来可视化特征值和特征向量，其中每个主轴平行于特征向量之一，并且具有与相应特征值成比例的长度。这种方法使我们能够从一个新的角度来理解直接从玻尔兹曼模拟导出的爱丁顿张量与M1处方给出的爱丁顿张量之间的差异。我们发现，最长的主轴的椭球几乎总是几乎平行的M1封闭近似的能量通量，而在玻尔兹曼模拟中，它成为垂直的一些过渡区，在那里的平均自由程是0.1倍的半径。在三维空间中，对流运动使得很难预测这种情况发生在哪里，并可能改善那里的闭合关系。
2020-08-31 astro-ph.HE
Wait for it: Post-supernova winds driven by delayed radioactive decays
在大多数天体物理学情况下，56 Ni到56 Co的放射性衰变通过电子捕获发生，固定半衰期为6.1天。然而，当原子核被完全电离时，这种衰变速率显著减慢，因为K壳层电子无法被捕获。在本文中，我们探讨了这些延迟衰变对可能在Ia型和Iax型超新星（SNe Ia和SNe Iax）中幸存的白矮星（WD）的影响。56 Ni和56 Co的延迟放射性衰变释放的能量驱动了幸存的WD表面的持续风，这有助于在大部分SN喷出物的发射消失后这些SNe的后期外观。我们使用恒星演化程序MESA计算了这些风的流体动力学演化和由此产生的光变曲线。我们的后SN Ia模型与SN 2011fe的后期观测相冲突，但我们初始条件的不确定性使我们无法排除幸存的WD供体的存在。更好的协议与观察是实现与我们的后SN Iax绑定残留物模型，提供证据表明，这些爆炸是由于爆燃吸积WD未能完全解开WD。未来的辐射转移计算和风模型利用爆炸模拟更准确的初始条件将扩展我们的研究放射性供电的风从后SN幸存的WD，并使其成为强大的判别各种SN Ia和SN Iax祖场景。
2016-11-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Long-term evolution of post-explosion Helium-star Companions of Type Iax Supernovae
Iax型超新星（SNe Iax）是公认的无氢超新星的暗子类。然而，它们的起源，祖先系统的性质，是一个悬而未决的问题。最近的研究表明，在一个有氦星施主的双星系统中，一颗质量接近300亿塞卡的白矮星的微弱爆燃爆炸可能是SNe Iax的起源。在这种情况下，氦恒星供体有望在爆炸中幸存下来。我们使用一维恒星演化程序\textsc{MESA}和\textsc{Kepler}来跟踪幸存的氦伴星在撞击后的演化。恒星模型的基础上，我们以前的流体动力学模拟的喷出物捐助者的相互作用，我们探索这些幸存的氦同伴的观测特性。我们发现，幸存的氦同伴的亮度显着增加后的影响：他们可以从$2\mathord,500\,\mathrm{L_{\odot}}$到$16\mathord,000\,\mathrm{L_{\odot}}$的开尔文-亥姆霍兹时间尺度约为$10^{4}\,\mathrm{yr}$。当恒星达到热平衡后，它演化为O型热亚矮星（sdO），并沿着相同质量的正常sdO星的演化轨道继续演化。我们的研究结果将有助于在未来的观测中识别SNe Iax的幸存氦同伴，并对其祖先模型提出新的限制。
2022-06-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the rotation properties of a post-explosion helium-star companion in Type Iax supernovae
最近的研究表明，Iax型超新星（SNe Iax）很可能是由一颗质量为100亿克拉塞卡的白矮星与一颗氦（He）星伴星的双星系统中的一次微弱爆燃爆炸产生的。假设大多数SNe Iax是从这种情况下产生的，在这项工作中，我们扩展了我们以前的工作的三维流体动力学模拟的喷出物同伴相互作用，通过考虑的祖先系统的轨道和自旋速度。然后，我们使用一维恒星演化代码\textsc{MESA}跟踪一个幸存的He星同伴的撞击后演化。我们的目的是调查后爆炸旋转性质的氦星伴星在SNe Iax。我们发现，由于相互作用过程中的质量剥离和激波加热引起的角动量损失和膨胀，氦星伴星在碰撞后自旋下降。这就导致了这样一种情况，即幸存的伴星在撞击后几年膨胀到最大半径时，其表面旋转速度可以下降到爆炸前的三分之一。随后，恒星收缩，一旦储存的能量被释放，它就会再次旋转。SNe Iax幸存的He星同伴的这种自旋开关特征可能有助于在未来的观测中识别此类物体。
2022-06-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Implications for Post-Processing Nucleosynthesis of Core-Collapse Supernova Models with Lagrangian Particles
我们调查核心坍缩超新星（CCSN）核合成与自洽，轴对称（2D）模拟使用辐射流体动力学代码奇美拉。计算成本传统上限制了多维CCSN模型内的核组成的演变，至多是一个14种$α$ -网络，它只能跟踪从$^{4}$ He到$^{60}$ Zn的$(α,γ)$反应.这种简化的网络限制了精确地发展详细的成分和中子化或计算核能产生率的能力。拉格朗日示踪粒子通常用于扩展核网络演化，通过在后处理核合成计算中加入更真实的网络。然而，限制，如空间分辨率差的示踪剂粒子，不一致的热力学演化，包括错误估计的膨胀时间尺度，和不确定的多维质量切割结束时的模拟施加固有的不确定性，这种方法。我们提出了一个详细的分析，这种不确定性的影响，从恒星金属丰度，非旋转的祖先12 $M_\odot$，15 $M_\odot$，20 $M_\odot$，和25 $M_\odot$发起的四个自洽轴对称CCSN模型，并与较小的$α$ -网络的爆炸后超过1秒的发射。
2017-06-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Core-collapse supernova explosions triggered by a quark-hadron phase transition during the early post-bounce phase
我们探讨了大质量恒星的爆炸，这是通过夸克强子相变在核心坍缩超新星的早期后反弹阶段触发。基于奇异夸克物质的袋模型，我们构造了一个夸克状态方程。强子和夸克相位之间的过渡构造应用吉布斯条件。基于广义相对论辐射流体力学和球对称的三味玻尔兹曼中微子输运，将得到的夸克-强子混合状态方程用于核塌缩超新星模拟。混合相的形成降低了绝热指数，导致中心原中子星的引力坍缩。坍缩在纯夸克阶段停止，在那里绝热指数增加。一个强的吸积激波形成，它向质子中子星表面传播。由于密度降低了几个数量级，吸积激波转变为具有物质外流的动力激波。这一时刻定义了超新星模型中爆炸的开始，该模型允许夸克-强子相变，否则不可能获得爆炸。冲击波穿过中微子球层时会释放出大量的中微子。这为恒星核心的结构重构提供了一个强有力的可观测的识别。喷射出的物质在短时间内膨胀，并保持富含中子。这些条件可能适合于通过r-过程生产重元素。在质子中子星的冷却阶段后期，富含中子的物质之后是富含质子的中微子驱动的喷出物，在那里可能发生vp过程。
2011-04-14 astro-ph.HE hep-ph
The Antesonic Condition for the Explosion of Core-Collapse Supernovae II: Rotation and Turbulence
在定常自由下落到中心质量周围的驻激波上的问题中，“反音速”条件将稳定吸积的范围限制为$c_T^2/v_\mathrm{esc}^2\leq3/16$，其中$c_T$是亚音速激波后流中的等温声速，$v_\mathrm{esc}$是激波半径处的逃逸速度。在这个极限以上，不可能同时满足欧拉方程和激波跳跃条件，系统转变为风。这一物理解释了在核心坍缩超新星背景下的稳态模型中临界中微子光度的存在。在这里，我们使用一个简单的一维形式主义的antosonic条件与旋转和湍流流。这两种效应都降低了爆炸所需的临界激波后声速。虽然相当快速的旋转是需要一个显着的变化的临界条件，我们表明，通常在超新星模拟中实现的湍流水平可以大大影响$c_T^2/v_\mathrm{esc}^2$的临界值。对应于原中子星收缩后毫秒旋转周期的核心角速度只导致临界曲线降低$\sim\!5$ %。相比之下，近音速湍流与特定的湍流动能$K/c_T^2=0.5-1$，导致$c_T^2/v_{\rm esc}^2$的临界值下降了$\sim\!20-40$ percent.This分析提供了一个框架，了解后冲击湍流的作用，煽动爆炸的模型，否则会失败，并有助于解释为什么多维模拟爆炸更容易比一维的同行。
2020-09-09 astro-ph.HE
Semi-dynamical approach to the shock revival in core-collapse supernovae
我们发展了一种新的半动力学方法来研究核塌缩超新星中中微子加热引起的激波复活。我们的新方法是以前的研究，采用球对称的，稳定的，冲击吸积流与灯泡近似的延伸。后者已被广泛用于超新星社区的现象学研究的标准，成功的超新星爆炸。在本方法中，另一方面，我们摆脱了稳态条件，并考虑冲击波运动。我们考虑的情况下，而不是临界光度，但临界波动所产生的流体动力学不稳定性，如SASI和中微子驱动的对流在冲击波后区域决定了冲击波复苏的开始。在确认新方法确实定性地捕获了复苏激波的动力学之后，我们将该方法应用于各种初始条件，发现存在激波复苏的临界波动，可以通过以下公式很好地拟合：f_crit ~ 0.8 *（M_in/1.4M_sun）* {1-（rsh/10^8cm）}，其中f_crit表示由未扰动的激波后值归一化的临界压力波动。Min和rsh分别代表中心致密天体的质量和激波半径。临界涨落随激波半径的增大而减小，随中心物体质量的增大而增大。我们讨论了我们的研究结果对冲击波复兴的3D效应的可能影响，这是目前在超新星社区有争议的。
2013-01-17 astro-ph.HE
Post-Supernova Accretion of Light Elements onto a New-Born Neutron Star and NS 1987A
研究通过MESA代码模拟新生中子星早期吸积轻元素的过程，发现可在不触发核爆炸的情况下将这些元素吸积至高密度，为理解年轻中子星大气中轻元素的观测提供支持。
2025-11-19 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Monte Carlo population synthesis of post-common-envelope white dwarf binaries and type Ia supernova rate
双星群体合成（BPS）研究提供了一个全面的方法来了解双星及其最终产物的演化。近距离白矮星（WD）双星在研究尚未解析的物理参数对双星演化的影响方面具有重要的特征。在本文中，我们进行Monte Carlo BPS模拟，调查人口的WD/主序星（WD/MS）二进制和双WD二进制，与公开可用的双星演化代码下的37个不同的假设关键物理过程和二进制的初始条件。我们考虑了结合能参数（λ_g：仅考虑引力能，λ_b：同时考虑引力能和内能，λ_e：考虑引力能、内能和包层熵，它们的值用MESA程序导出）、CE效率、临界质量比、初始质量函数和金属丰度的不同组合。我们发现，当结合能参数由λ_e设定时，比采用其他规定的情况下，形成更多的后CE WD/MS双星在紧轨道。我们还发现其他输入参数对后CE WD/MS双星的轨道周期和质量分布的影响。由WD/MS双星演化而成的双WD系统至少包含一颗CO WD，可能通过合并爆发为Ia型超新星（SNe Ia）。在这项工作中，我们还调查了两个WD合并的频率，并将其与SNe Ia率进行比较。
2016-05-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
A 32-day Quasi-periodic Modulation in the Post-peak Light Curve of the Superluminous Supernova SN 2018bsz
National Central University（中央大学）；Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics（马克斯·普朗克地外物理研究所）；University College Dublin（都柏林大学学院）；Kyoto University（京都大学）；Space Telescope Science Institute（空间望远镜科学研究所）；Henan Academy of Sciences（河南省科学院）
对超亮超新星SN 2018bsz的多波段测光分析发现其峰值后光变曲线存在约31.6天的准周期调制，可能源于中心引擎进动或与星周物质相互作用。
2026-09-18 astro-ph.HE
SOFIA mid-infrared observations of Supernova 1987A in 2016 --- forward shocks and possible dust re-formation in the post-shocked region?
超新星（SN）1987 A的赤道环暴露于SN爆炸波的前向冲击波中，有人认为这些前向冲击波一直在破坏环中的尘埃。我们在2016年获得了SN\，1987 A的SOFIA FORCAST 11.1、19.7和31.5微米测光。与10年前的斯皮策测量相比，31.5微米的通量显著增加。31.5微米处的过量似乎与5年前检测到的Herschel 70微米过量有关。要解释这31.5- 70微米的过量，尘埃质量需要3- 7 × 10 ^-4兆太阳能，比10年前数据估计的环尘埃质量（1 × 10 ^-5兆太阳能）大10倍以上。我们认为，尘埃颗粒重新形成或增长后，冲击波在环中的区域后，向前冲击破坏了预先存在的尘埃颗粒在环中，并释放到气体中的难熔元素。在冲击波后的区域，原子可以粘附在幸存的尘埃颗粒上，尘埃质量可能增加（颗粒生长），或者尘埃颗粒可能直接从气体中凝结。另一种可能性是，膨胀的喷出物尘埃的外部可能被来自星周环的X射线辐射加热。这种过剩的未来发展可以揭示颗粒是否在环的冲击后区域重新形成，或者喷射的尘埃是否被X射线加热。
2018-10-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Post-explosion evolution of core-collapse supernovae
我们用二维流体动力学模拟和简单的中微子处理研究了核心坍缩超新星的爆炸后阶段。后者允许我们进行46次模拟，并在几秒钟内跟踪32次成功爆炸的演变。我们提出了一个广泛的研究的基础上的三个祖先（11.2 $M_\odot$，15 $M_\odot$，和27 $M_\odot$），不同的中微子加热效率，和各种旋转速率。我们发现，冲击波复苏后的第一秒决定了最终的爆炸能量，残余质量和喷射物质的性质。我们的研究结果表明，持续的质量吸积增加了爆炸能量，即使在后期。我们把晚期质量吸积与初始条件联系起来，如爆炸时的旋转强度和冲击变形。只有我们的一些模拟产生了一种中微子驱动的风，这种风能持续几秒钟。这表明中微子驱动的风并不是每次成功爆炸后的标准特征。即使我们的中微子处理是简单的，我们估计核合成的爆炸模型的15 $M_\odot$祖后，修正中微子的能量和光度，得到一个更现实的电子分数。
2021-07-01 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
The Role of Turbulence in Neutrino-Driven Core-Collapse Supernova Explosions
在核心坍缩超新星中，在失速激波后面的中微子加热的“增益层”对高雷诺数的湍流对流是不稳定的。我们进行和分析了一组新的19个高分辨率的三维（3D）模拟与三种中微子泄漏/加热计划，并与球对称（1D）和轴对称（2D）模拟进行了比较与相同的方法。我们研究了一个$15$ - $M_\odot$祖星的反弹后超新星演化，并改变了当地的中微子加热率，大小和空间依赖性的非球面对流燃烧的Si/O壳，和空间分辨率。我们的模拟表明，有一个直接的相关性之间的强度的湍流增益层和爆炸的可扩展性。2D和3D模拟爆炸的中微子加热速率比1D模拟低得多。这通常是由非径向动力学允许吸积材料在增益层中停留更长时间的事实来解释的。我们认为这种解释是不完整的。我们的研究结果表明，有效的湍流冲压压力施加在冲击波起着至关重要的作用，允许多维模型爆炸在较低的postshock热压力，从而减少中微子加热比一维模型。我们将湍流冲压压力与大尺度的湍流能量联系起来，并以这种方式解释了为什么2D模拟比3D模拟更容易错误地爆炸。
2014-11-11 astro-ph.HE
ASASSN-16fp (SN 2016coi): A transitional supernova between Type Ic and broad-lined Ic
我们提出的结果基于良好采样的光学（$UBVRI$）和紫外（{ \it Swift}/UVOT）成像，以及附近的Ic型超新星（SN）ASASSN-16 fp（SN 2016 coi）的低分辨率光谱跟踪观测。SN在光球阶段（$-10$到$+$，相对于$B$波段最大光，33天）进行监测。光变曲线上升到最大光和最大光后的早期下降是缓慢的。ASASSN-16 fp的峰值绝对星等（$M_{V}$ = $-17.7\pm0.2$ mag）与宽线Ic SN 2002 ap、SN 2012 ap和过渡Ic SN 2004 aw相当，但比GRB/XRF相关超新星（如SN 1998 bw、2006 aj）要暗得多。与光变曲线类似，光谱演化也是缓慢的。ASASSN-16 fp显示出明显的光球相位谱线以及C1，{ \sc ii}特征。喷出物在最大光照附近的膨胀速度达到$\sim$ 16000 km s $^{-1}$，并在最大值后1个月稳定在$\sim$ 8000 km s $^{-1}$。ASASSN-16 fp的准热释光曲线的分析建模表明，$\sim$ 0.1 M $_{\odot}$ $^{56}$ Ni质量是在爆炸中合成的，动能为6.9 $^{+1.5}_{-1.3}$ $\times$ 10 $^{51}$ erg，总喷射质量为$\sim$ 4.5\、$\pm$\、0.3 M $_{\odot}$…
2017-09-26 astro-ph.HE
Turbulence Generation by Shock-Acoustic-Wave Interaction in Core-Collapse Supernovae
核壳燃烧高级阶段的对流不稳定性在中微子驱动的超新星爆炸中起着重要作用。在我们以前的工作中，我们用线性微扰理论研究了涡旋波和熵波与超新星激波的相互作用。在本文中，我们扩展了我们的工作，通过研究声波的影响。当声波穿过激波时，扰动激波在激波后流中诱导出一个熵波和涡量波场。我们发现，即使当上游流被假定为占主导地位的声波扰动，激波产生的涡量波包含了大部分的湍流动能在激波后的区域，而熵波产生的激波后是负责大部分的密度扰动。熵扰动预计将成为浮力作为重力的响应，然后在激波后区域产生额外的湍流。这导致产生爆炸所需的临界中微子光度适度降低，我们估计其小于$ \sim 5 \% $。
2018-05-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Wave heating from proto-neutron star convection and the core-collapse supernova explosion mechanism
我们对核心坍缩超新星爆炸机制的理解是不完整的。虽然最受欢迎的方案是通过中微子加热延迟停滞激波的复苏，但很难可靠地计算爆炸结果和能量，这敏感地取决于激波后区域复杂的辐射流体动力学。（非）爆炸的动力学敏感地依赖于能量如何从原中子星（PNS）内部和附近传输到超新星激波后面的物质。虽然大部分PNS能量以中微子的形式损失，但流体动力学和磁流体波也可以将能量从PNS带到冲击波。我们发现，由核心PNS对流激发的重力波可以与传出的声波耦合，在激波后区域提供可观的能量和压力源。使用一维模拟，我们估计的重力波能量通量激发的PNS对流和该能量的分数向上传输到激波后区域的声波。我们发现波能量通量附近的$10^{51}\,\mathrm{erg}\,\mathrm{s}^{-1}$可能会持续$\sim1\,\mathrm{s}$后反弹。冲击波上的波压力可能超过热压力的$10\%$，这可能有助于冲击波的复苏，并随后导致成功的高能爆炸。我们还讨论了未来的模拟如何更好地捕捉波浪的影响，并更准确地量化波浪加热率。
2022-03-04 astro-ph.HE gr-qc
Type Ia Supernovae from Merging White Dwarfs II) Post-Merger Detonations
碳氧（CO）合并的白矮星是Ia型超新星（SN Ia）的一个有希望的祖先系统，但爆炸的基本物理和时间仍然存在争议。如果爆炸发生在副恒星完全分裂之后，爆炸的主星将膨胀成一种致密的CO介质，这种介质可能仍然具有盘状结构。这种相互作用将使喷出物减速并变形。在这里，我们进行了多维模拟的“夯实”SN Ia模型，使用粒子和网格为基础的代码来研究合并和爆炸动力学，和一个辐射转移代码来计算合成光谱和光变曲线。我们发现，合并后的爆炸表现出沙漏形的不对称性，导致光变曲线与视角的强烈变化。影响结果的两个最重要的因素是盘的标度高度，这敏感地取决于二进制的质量比，和总${}^{56}$ Ni产量，这是由残余核心的中心密度。合成的宽带光变曲线上升和下降非常缓慢，光谱通常看起来很奇特，具有中等质量元素的微弱特征，但相对较强的碳吸收。我们还考虑了残余物的粘性演化的影响，并表明合并和爆炸之间的较长的时间延迟可能会导致较大的${}^{56}$ Ni产量和更对称的残余物。我们讨论的相关性，这类非球面的“夯实”的超新星Ia解释类的“超超克拉塞卡”的超新星Ia。
2013-12-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Flash ionization signatures in the type Ibn supernova SN 2019uo
我们提出了光度和光谱观测的类型Ibn超新星（SN）2019 uo，有史以来第二个SN Ibn闪光电离（He II，C III，N III）的功能，在其早期光谱。SN 2019 uo的亮度在峰值后迅速下降0.1等（$^{-1}$），与大多数的伊本超新星相似，但比典型的伊本超新星要暗（$M^V_{max} = -18.30 \pm 0.24$等），并且颜色的变化介于伊本超新星Ib和最极端的伊本超新星之间。SN 2019 uo在早期光谱中表现出P-cygni He I特征，并逐渐演化为发射主导峰后特征。它也显示了更快的演化线速度相比，大多数其他成员的类型Ibn子类。用$^{56}$ Ni +星周相互作用模型较好地描述了辐射热光变曲线。
2019-12-17 astro-ph.HE
Radio evolution of a Type IIb supernova SN 2016gkg
本文介绍了在$t \sim$ 8 $-$ 1429天内对一颗IIb型超新星（SN IIb）SN 2016 gkg在频率为$ν\sim$ 0.33 $-$ 25 GHz下进行的广泛的射电监测。详细的射电光变曲线和光谱与由于SN激波与星周介质相互作用而产生的自吸收同步辐射大致一致。该模型低估了爆炸后$t \sim$ 299天的通量密度，低估系数为2，这可能表明，由于原始物质的不均匀质量损失，CSM的密度增加。假设风速为$v_{\rm w} \sim$ 200 km s $^{-1}$，我们估计在爆炸前的$\sim$ 8、15、25、48、87和115年期间，质量损失率分别为$\dot{M} \sim$（2.2、3.6、3.8、12.6、3.7和5.0）$\times$ 10 $^{-6}$ $M_{\odot}$ yr $^{-1}$。SN 2016 gkg的冲击波在爆炸后492天的$t \sim$ 24 $-$期间从$R \sim$ 0.5 $\times$ 10 $^{16}$扩展到7 $\times$ 10 $^{16}$ cm，表明冲击减速指数$m$ $\sim$ 0.8（$R \propto t^m$），平均冲击速度$v \sim$ 0.1 c。无线电数据与自由-自由吸收模型不一致，更高的激波速度支持SN 2016 gkg相对紧凑的祖先。
2022-06-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Gravitational Waves from Supernova Mass Loss and Natal Kicks in Close Binaries
一些在哈勃时间内合并的致密双星可能是由两颗大质量恒星孤立形成的。对于这个孤立的双星形成通道，除了幸存的共同信封演变，双星需要生存两个超新星（SN）爆炸。对于SN爆炸，质量损失和出生反冲都改变了轨道特征，产生了束缚或非束缚的双星。结果表明，引力波（GW）不仅可能产生于核心坍缩的SN过程，也可能产生于前SN向后SN过渡过程中的SN质量损失和SN出生反冲。我们的动力学演化模型的时间的第二个SN爆炸的运动方程，占有限的时间尺度的SN质量损失和SN出生踢。从双星的动力学演化出发，计算了与SN碰撞有关的GW爆发信号。我们发现，这样的GW突发可能是未来的中频GW探测器，如DECIGO感兴趣。我们还发现，由于SN质量损失和出生踢从GW发射的辐射的能量可能是一个显着的分数，${\gtrsim}10\%$，后SN二进制的轨道能量。对于未绑定的后SN二进制文件，在GW辐射的能量往往高于绑定的二进制文件。
2019-09-16 astro-ph.HE gr-qc
Magnetorotational supernovae: A nucleosynthetic analysis of sophisticated 3D models
磁旋转超新星是一种罕见的核心坍缩超新星，其中磁场和旋转在爆炸动力学中起着核心作用。我们提出了后处理的核合成的国家的最先进的中微子MHD超新星模型，遵循爆炸后的几秒钟的演变。我们发现了三种不同的动力学机制来产生重r过程元素：i）在核心反弹之后立即喷射物质，ii）由于质子中子星形状的重新配置而在后期喷射的富含中子的物质，iii）在射流中心喷射出少量具有高熵的质量。我们研究了总的喷出物产额，包括不稳定核，如$^{26}$ Al，$^{44}$ Ti，$^{56}$ Ni和$^{60}$ Fe。获得的$^{56}$ Ni质量在$0.01 - 1\,\mathrm{M_\odot}$之间变化。后一个极大值与超新星观测相符。此外，我们所有的模型合成Zn质量与旧的贫金属恒星的观察。我们计算简化的光变曲线，以调查我们的模型是否可以成为超亮超新星的候选者。仅考虑核加热得到的峰值亮度达到几个$\sim 10^{43} \,\mathrm{erg\,s^{-1}}$。在一定条件下，我们发现一个显着的影响$^{66}$镍衰变链，可以提高峰值亮度高达$\sim 38\%$相比，模型只包括$^{56}$镍衰变链。这项工作加强了磁旋转超新星的关键作用的理论证据，以了解发生的超新星，超亮超新星，重元素的合成。
2022-11-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multiwavelength view of circumstellar interaction in supernovae
本文综述超新星中星周相互作用的多波段研究，通过新观测数据揭示SN 2010jl极端质量损失历史，提出利用该相互作用作为“时间机器”技术以解决前身星与爆炸结果映射之谜。
2025-10-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Basic characteristics of neutrino flavor conversions in the post-shock regions of core-collapse supernova
本研究通过全局量子动能模拟，发现核心坍缩超新星光学厚区域存在强中微子味转换，影响加热与冷却，并评估闭合关系及探测器信号，提出识别味转换迹象的策略。
2023-11-15 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Should One Use the Ray-by-Ray Approximation in Core-Collapse Supernova Simulations?
我们在二维（2D）中进行了第一次自洽的，时间相关的，多组计算，以解决在核心坍缩超新星模拟中使用逐射线+传输简化的后果。这种降维被许多研究人员用来方便他们的资源密集型计算。我们的新代码（F{ \sc{ornax} }）实现了多维传输，并且可以通过将横向通量项归零来模拟逐射线+方案。使用相同的微观物理，初始模型，分辨率和代码，我们比较了模拟12-，15-，20-和25-M $_{\odot}$祖模型使用这两种传输方法的结果。我们的研究结果对普遍使用逐射线+方法的智慧提出了质疑。使用它会导致最大反弹后/爆炸前的冲击半径，几乎普遍比使用更精确的方案得出的大几十公里，通常会使反弹后的物质更少束缚，人为地更具“爆炸性”。“事实上，对于我们的25-M $_{\odot}$祖先，逐射线+模型爆炸，而相应的多维传输模型没有。因此，在二维空间中，射线-射线+与轴向晃动流体动力学（2D超新星动力学的一个特征）的结合可能导致定量的，也许是定性的，不正确的结果。
2016-08-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Stochasticity and efficiency of simplified core-collapse supernova explosions
我们提出了一个初步的报告160个高度简化的模型的反弹后核心坍缩超新星环境在三维空间（3D）的模拟。我们设置不同的值的一个参数表征的影响，在失速冲击，以调节后冲击流体的速度，从而确定对流和静止吸积激波不稳定性（SASI）的相对重要性。虽然我们的对流主导运行符合在给定的质量吸积率下爆炸的“临界中微子光度”的范式概念（尽管爆炸时间在阈值以上有一个非平凡的传播），但我们的SASI主导运行的结果要随机得多：在$\sim 20\%$的光度范围内，一个尖锐的阈值临界光度被“涂抹”成一个不断上升的爆炸概率。我们还发现，SASI占主导地位的模型能够爆炸的效率低3至4倍的中微子加热，这表明祖属性，流体和中微子微观物理，有利于SASI将使中微子驱动的爆炸机制更加强大。
2015-10-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Electron-Ion Temperature Equilibration in Collisionless Shocks: the Supernova Remnant-Solar Wind Connection
无碰撞激波是指激波前和激波后状态之间的过渡发生在比碰撞平均自由程短得多的长度尺度上的激波。在没有碰撞来实现激波后的热平衡的情况下，电子和离子不需要具有相同的温度。虽然电子的加速注入到冲击加速过程中产生宇宙射线已受到相当大的关注，相关的问题的冲击加热的准热电子一直相对被忽视。在本文中，我们回顾了我们的知识状态的电子加热的天体物理冲击，主要与超新星遗迹（SNRs），在太阳风的冲击与地面和土星的弓形冲击，和星系团冲击。太阳风和信噪比样本表明，电子温度与离子温度的比值随激波速度或阿尔芬马赫数的增加而减小。我们讨论了在何种程度上可以理解这种行为通过宇宙射线产生的波在冲击前兆，然后通过加热电子阻尼。最后，我们推测，一个类似的机制可能是在工作的太阳风和SNR冲击。
2013-05-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
SN 2025aedz: A typical short-plateau type IIP supernova with rapid post-peak decline
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；INAF - Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛史密森尼天体物理中心）
本文报道了典型短平台IIP型超新星SN 2025aedz，其快速峰值后下降源于低质量氢包层前身星及星周相互作用，为红超巨星问题提供观测约束。
2026-09-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Systematic Blueshift of Line Profiles in the Type IIn Supernova 2010jl: Evidence for Post-Shock Dust Formation?
I型超新星的爆炸波与母星周围致密的星周物质（CSM）之间存在强相互作用。SN 2010 jl是2010年最亮的核塌缩SN，是一个具有强CSM相互作用的IIn型爆发。Andrews等人最近报告了SN 2010 jl中红外过量的证据，表明新的尘埃形成或红外回波中CSM尘埃的加热。在这里，我们报告了SN 2010 jl的多时期光谱，揭示了新尘埃形成的迹象：随着线的红色一侧被越来越多的消光阻挡，发射线轮廓变得系统性地更加蓝移。这种效应在H $α$的中宽（400- 4000 km/s）分量中可以清楚地看到，大约从爆炸后30 d开始。此外，我们提出的近红外光谱表明，在氢线配置文件的不对称性是波长依赖的，出现在较短的波长更明显。这一证据表明，新的尘埃颗粒已迅速形成的后冲击壳SN 2010 jl产生的CSM相互作用。由于观测到的尘埃温度被归因于红外回波而不是新的尘埃，因此（1）$λ< 5 μ$ m处的红外过量发射不是SNe中新尘埃形成的特别敏感的示踪剂，或者（2）关于预期尘埃温度的一些假设可能需要进一步研究。最后，我们讨论了一种可能的机制以外的灰尘，可能会导致越来越蓝移线轮廓SNeIIn，虽然波长依赖性的不对称性反对这种假设的情况下，SN 2010 jl。
2011-08-14 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Spitzer Observations of the Type Ia Supernova Remnant N103B: Kepler's Older Cousin?
我们报告了斯皮策对SNR 0509-68.7的观测结果，SNR 0509-68.7也被称为N103 B，是大麦云星云中的一个年轻的Ia型超新星遗迹，它与西半球的致密介质相互作用。我们的图像显示，N103 B在冲击后环境中具有来自温暖尘埃的强红外辐射。我们推导出的冲击后气体密度为45 cm $^{-3}$，远高于大麦哲伦云中的其他Ia型残余物，尽管缺乏空间分辨率可能会使测量结果偏向高于平均密度的区域。这个密度类似于开普勒的SNR，一个Ia型与星周介质相互作用。光学图像显示H $α$辐射沿着激波西部的整个外围，[O III]和[S II]线从激波辐射的几个密集的物质团块中发射出来。这些尘埃本质上是硅酸盐，尽管标准的硅酸盐尘埃模型无法重现“18 $μ$ m”的硅酸盐特征，而是在17.3 $μ$ m处达到峰值。我们认为致密物质是从祖星系统中丢失的星周物质，就像开普勒一样。如果CSM的解释是正确的，这个残骸将成为第二个成员，随着开普勒，一类Ia型残留物的特点是与密集的CSM相互作用数百年后爆炸。缺乏N增强消除共生AGB祖细胞。这颗白矮星的伴星在爆炸时一定还没有进化。
2014-06-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pre-supernova evolution and final fate of stellar mergers and accretors of binary mass transfer
本研究利用MESA模拟，揭示双星质量吸积与并合如何改变大质量恒星的前超新星结构，导致蓝超巨星阶段及独特核心结构，并影响最终黑洞或中子星的形成质量。
2024-03-06 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
SN~2015da: Late-time observations of a persistent superluminous Type~IIn supernova with post-shock dust formation
本文通过晚期测光和光谱研究超亮IIn型超新星SN 2015da，揭示其持续高光度、强CSM相互作用及大质量前身星，并发现激波后尘埃形成的明确证据，指出双星相互作用可能是其前身星剧烈质量损失的原因。
2023-11-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Early-time spectra of supernovae and their precursor winds: the luminous blue variable/yellow hypergiant progenitor of SN 2013cu
我们提出了第一个定量光谱建模的早期超新星与其祖先风相互作用。使用辐射转移程序CMFGEN，我们研究了最近报道的IIb型SN 2013 cu爆炸后15.5 h的光谱。这是第一次，我们能够直接测量SN祖先的化学丰度，并发现相对富含H的风，H和He丰度（按质量计）分别为X=0.46 +- 0.2和Y=0.52 +- 0.2。相对于太阳值，风在N中增强，在C中耗尽（质量分数为8.2e-3和1 e-5）。我们得到，一个稠密的风/星周介质，质量损失率Mdot= 3e-3 Msun/yr和风速vwind=100 km/s，围绕在前SN阶段的恒星。这些值低于以前的分析估计，虽然我们发现Mdot/vinf与以前的工作一致。我们还计算了CMFGEN模型，以约束祖光谱类型，并发现高Mdot和低vwind意味着恒星有一个有效的温度约8000 K之前立即SN爆炸。我们的模型表明，它的前身要么是一颗不稳定的发光蓝变星，要么是一颗正在经历爆发阶段的黄色超巨星，并排除了WR星的可能性。我们将爆炸后15.5 h的光谱归类为XWN 5（h），并主张使用前缀“X”（eXplosion），以避免爆炸后非恒星光谱与大质量恒星光谱之间的混淆。我们发现，由于SN事件前后电离结构的巨大差异，祖先光谱类型与爆炸后早期光谱类型有显着不同。结果表明：LBV/YHG -> XWN 5（h）-> SN IIb.未来的早期紫外光谱将提供额外…
2014-08-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Thermal X-ray Spectra of Supernova Remnants
超新星遗迹的特征是快速冲击，它将星周物质和喷出物加热到极高的温度，导致显著的X射线发射。来自SNR的X射线光谱携带了大量关于等离子体的温度和电离状态、激波后物质的密度分布以及喷出物的成分的信息。这反过来又对祖星的性质、产生残骸的爆炸性核合成、SNR扩展的环境性质以及粒子加速对其动力学演化的影响产生了强烈的限制。在这里，我提出的结果从X射线研究信噪比在不同的进化状态，并强调从热发射推断的关键结果。
2013-09-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
