White Dwarf/M Dwarf Binaries as Single Degenerate Progenitors of Type Ia Supernovae
在Ia型超新星（SNIa）起源的单一简并方案中，对白矮星伴星的限制越来越严格。在SNIa的伴星SNR 0509 - 67.5和SN 1572中，唯一能在极限条件下存活的非简并恒星是M矮星。M型矮星有一些特殊的性质，这些性质在大多数关于超新星Ia祖先的研究中都没有被考虑到：它们有很小但有限的磁场，而且它们经常耀斑。在SNIa祖细胞的背景下探索这些属性。白矮星/M矮星对可能足够多，足以提供足够的爆炸速率。即使白矮星和M矮星上有适度的磁场，也会产生足够的扭矩将两颗恒星锁定在一起，从而形成一颗缓慢旋转的白矮星，其磁极在轨道平面上相互指向。质量损失将通过一个连接两颗恒星的"磁瓶"引导，降落在白矮星上的一个集中的极地区域。与球形吸积相比，这提高了吸积的有效速率。白矮星表面吸积和氢燃烧产生的亮度可能会引起自激质量转移。自激质量损失、极性吸积和吸积层混合的磁抑制的综合效应给出了可能的方法，即使在相当温和的质量吸积速率下，也可以击败"新星极限"，使白矮星增长到克拉塞卡质量。
2012-09-18 astro-ph.SR
The delay time distribution of type Ia supernovae: a comparison between theory and observation
我们研究了椭圆星系中Ia型超新星不同形成方案的贡献。单简并方案（白矮星从主序晚期或红巨星伴星吸积）与双简并方案（两颗白矮星通过发射引力波辐射旋入并合并）进行了比较。我们使用人口数合成代码，将最新的物理结果在二进制进化，并允许区分某些物理场景（例如，描述共同的信封演变）和进化参数（例如，在罗氏瓣溢出的传质效率）。Ia型超新星的延迟时间的理论分布进行比较，观察到的，无论是在形态的形状和事件的绝对数量。这些分布对某些参数的关键依赖性被用来约束后者的值。我们发现，单退化的情况下，不能单独解释观测延迟时间分布的形态形状，而双退化的情况下（或两者的组合）可以。大多数双简并Ia型超新星是通过一个正常的准保守洛希瓣溢出，然后是一个共同的包络相，而不是通过两个连续的共同包络相。这可能会在其他研究中使用的分析形式主义，以确定延迟时间的怀疑。就绝对数量而言，旧椭圆星系中Ia超新星的理论发生率至少比观测到的低三倍。我们提出了一个解决方案，涉及旋转的影响，中等质量的双星的演变。
2010-03-12 astro-ph.SR
The Color Excesses of Type Ia Supernovae from Single-Degenerate Channel Model
单简并模型是Ia型超新星（SNe Ia）最普遍接受的祖先模型，其中一颗碳氧白矮星（CO WD）吸积来自主序星或轻微演化恒星（WD +MS）的富氢物质以增加其质量，当其质量接近克拉塞卡质量极限时发生爆炸。在这两个组件之间的质量传递阶段，光学厚风可能会发生和材料损失的风可能存在的拱星材料（CSM）。寻找祖星周围的CSM有助于区分Ia超新星的不同祖星模型。同时，CSM也是色余的一个来源，本文的目的是研究在光学厚风作用下单简并祖先模型产生的色余，再现Ia型超新星的色余分布。Meng et al.（2009）系统地对不同金属丰度的WD +MS系统进行了双星演化计算，给出了Meng & Yang（2009）在Roche瓣溢出前和超新星爆发时刻的系统参数。利用Meng et al.（2009）的结果，我们通过一种简单的解析方法计算了超新星Ia在最大光照下的色余值，并通过我们的二元总体合成方法再现了在光学厚风速度为10 km s $^{\rm -1}$量级时超新星Ia色余值的分布。然而，如果风速大于100 km s $^{\rm -1}$，则再现性差。
2009-07-16 astro-ph.SR
Some constraints on the lower mass limit for double-degenerate progenitors of Type Ia supernovae
最近的理论和观测研究都认为，双碳氧白矮星（WD）的合并是至少一些Ia型超新星（SNe Ia）的原因。以前对这个通道的预期SN诞生率的（标准）研究假设合并过程是保守的，并且爆炸的主要标准是合并质量超过Ekrasekhar质量。Han & Webbink（1999）证明了在许多情况下，紧密双WD中的质量传递和合并将是非保守的。Pakmor等人（2011年）进一步提出，合并过程应该是暴力的，以便引发爆炸。因此，我们研究了如何从双简并（DD）通道的超新星Ia出生率是受这些约束。使用双星人口合成方法，我们已经计算了DD SN Ia出生率保守和非保守近似下，包括较低的质量和质量比的限制表明最近平滑粒子流体动力学计算。预测的DD SN Ia率被所有这些约束显著降低。仅在动力学质量损失（剧烈合并）的情况下，出生率降低到保守出生率的56%。要求质量比$q>2/3$进一步将出生率降低到标准假设的18%。0.0061 SNUM的上限，或$4.6 \times 10^{-4}{\rm yr}^{-1}$的银河速率，可能是现实的。
2012-07-11 astro-ph.SR
The birth rate of supernovae from double-degenerate and core-degenerate systems
我们用一个快速的二进制演化程序进行了一系列的蒙特卡罗模拟，并对CE演化进行了两种处理，即$α$ -形式化和$γ$ -算法。我们发现，只有当$α$ -形式具有高的CE喷射效率时，DD系统的DTD的形状才可能与观测结果一致，即$\sim t^{\rm -1}$的幂次低，而SNe Ia的出生率值与观测结果勉强匹配.对于具有低CE喷射效率的$α$ -形式主义和$γ$ -算法，DTD的形状和出生率的值都不能与来自观测的比较。金属丰度可能不会显著改变DTD的形状，但低金属丰度可能会使SNe Ia的出生率略微增加2倍，特别是对于具有长延迟时间的SNe Ia。如果将单个简并（SD）通道的结果纳入到DTD中，则DTD的形状及其值可能与小于2.5 Gyr的SNe Ia的观测结果非常一致，并且SD和DD通道对总SNe Ia的贡献相当，而对于延迟时间大于2.5 Gyr的SNe Ia，DD是主要渠道，出生率比观察得出的出生率低一个系数，最高可达$\sim4$。此外，我们还计算了DD系统的各种积分参数的演化，没有找到任何一个适合解释超新星Ia亮度与其延迟时间之间的相关性。此外，有三个通道产生的核心简并（CD）系统可能会贡献一些SNe Ia，但CD系统的贡献不超过总SNe Ia的1%。
2012-05-24 astro-ph.SR
Double-Degenerate Carbon-Oxygen and Oxygen-Neon White Dwarf Mergers: A New Mechanism for Faint and Rapid Type Ia Supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）起源于碳氧白矮星（CO WD）的热核爆炸，产生发光的光学瞬变。一个相对常见的各种亚发光超新星Ia事件，被称为超新星Iax，被认为是由一个CO WD的爆炸失败。本文在合并白矮星的双简并通道背景下研究了爆轰失败的Ia超新星。特别是，我们已经进行了第一次完全三维模拟的合并的一个ONe WD与CO WD。虽然热的，潮汐破坏的富碳盘材料起源于CO WD二次是容易受到爆炸在这样的合并，ONe WD的主要核心是不是。这种合并产生了一个失败的爆炸，导致少量的质量喷射，并留下了一个被踢的，由核燃烧产物的回落而富集的超rasekhar ONe WD残留物。由此产生的爆发是一个快速衰落的光学瞬态与少量的放射性$^{56}$ Ni供电的光变曲线。因此，ONe-CO WD合并自然产生非常微弱和快速衰落的瞬变，甚至比迄今为止观测到的最微弱的Iax型事件，如SN $2008$ ha和SN 2010 ae还要微弱。比这里考虑的更大质量的ONe原色可能会产生更亮和更长持续时间的瞬变。
2018-10-31 astro-ph.SR
The Metallicity Dependence of the Minimum Mass for Core-Collapse Supernovae
了解核心坍缩超新星的祖先及其人口统计数据是目前天文学许多研究的关键因素，但迄今为止仍然难以捉摸。利用MESA恒星演化程序研究了形成核塌缩超新星的质量下限与恒星初始金属丰度的关系。我们发现这个质量极限在约[Z] = -2处最小，值为~ 8.3 Msun。在[Z] = 0时，极限为~ 9.5 Msun，并随着金属丰度的增加而继续上升。因此，对于一个固定的初始质量函数，在[Z] =-2时，超新星爆发率可能会高出20%到25%。这影响了观测到的SN率作为宇宙学恒星形成率、超新星调查率预测和人口合成研究的探针的关联。
2013-02-05 astro-ph.SR
The double-degenerate model for the progenitors of type Ia supernovae
双简并（DD）模型是由引力波辐射驱动的大质量双碳氧白矮星（COWD）的合并过程，是Ia型超新星（SNe Ia）形成的经典途径之一。最近，有人提出WD+He亚巨星通道对大质量双WD的产生有显着贡献，其中主WD通过吸积来自He亚巨星的富He物质来积累质量。我们演化了大约1800个CO WD+He恒星系统，并通过DD模型获得了一个大而密集的网格来产生SNe Ia。然后，我们进行了一系列的DD模型的二进制人口合成模拟，其中WD+He的亚巨星通道计算在这个网格内的插值。根据我们的标准模型，在DD模型的WD+He亚巨星通道中，Ia超新星的银河系出生率约为2.4*10^{-3}年^{-1};所有通道的总出生率约为3.7*10^{-3}年^{-1}，与观测结果一致。以前的理论模型仍然有赤字与观测到的SNe Ia与延迟时间为<1 Gyr and >8 Gyr。在考虑WD+He亚巨通道后，我们发现延迟时间分布与观测结果相当。此外，最近的一些研究提出，强烈的WD合并更有可能产生基于DD模型的SNe Ia。我们估计，通过DD模型的暴力合并可能只占所有SNe Ia的16%左右。
2017-10-11 astro-ph.SR
Simulations of the Magneto-rotational Instability in Core-Collapse Supernovae
通过分析典型坍缩后系统中不稳定模式的增长率和简化模型的数值模拟，我们评估了磁旋转不稳定性在核心坍缩超新星中的重要性。差分旋转和热分层的相互作用定义了不同的不稳定制度，我们在我们的模拟确认。我们调查的增长的MRI的寄生不稳定性的终止，建立标度律表征终止振幅，并研究的饱和湍流状态的长期演变。
2009-11-17 astro-ph.SR
The Single-Degenerate Channel Leads to Type Iax and Not Type Ia Supernovae due to Premature Ignition
Technion - Israel Institute of Technology（以色列理工学院）
单致残通道因过早点燃导致Iax型超新星而非Ia型，揭示白矮星质量阈值决定爆炸类型。
2026-02-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Double-detonation explosions as progenitors of type Iax supernovae
最近有人提出，Ia型超新星的一个子类（SNe Ia）既有足够的区别，又有足够的共同性，可以从SNe Ia的主体中单独分类，并建议在SN 2002 cx之后命名为“Iax型超新星”（SNe Iax）。我们表明，这一类的人口属性可以理解，如果事件起源于氦双爆子Brachasekhar质量爆炸，其中碳-氧白矮星（CO WD）积累的氦层从非简并氦星。我们已经纳入了详细的二进制进化计算的祖先系统到一个二进制人口合成模型，以获得出生率和延迟时间等事件。预测的银河系事件发生率为$\sim$ $0.6-1.8\times 10^{-3}\,{\rm yr}^{-1}$，与SNe Iax的测量率非常一致。此外，预测的延迟时间为$\sim$ 70\，Myr $-$ 710\，Myr，这与SNe Iax迄今为止只在晚型星系中发现的事实相一致。基于爆炸时的CO WD质量和以前的爆轰模型，我们还估计了由此产生的SN亮度（$-13 \gtrsim M_{\rm bol} \gtrsim -19$ mag）的分布，这可以再现SNe Iax的经验多样性。我们推测，为什么非简并捐助者的恒星双星可能会导致SNE Iax，如果类似的系统与简并捐助者不，并建议，较高的质量的氦层点火所需的吸积率较低，通常提供从非简并捐助者可能提供的解释。
2013-07-12 astro-ph.SR
Delay time distribution of type Ia supernovae: theory vs. observation
研究了椭圆星系中Ia型超新星的两种形成方案：单简并方案（一颗白矮星通过吸积双星中伴星的物质而达到克拉塞卡极限）和双简并方案（双星中两颗白矮星由于引力波辐射的发射而螺旋并合）。使用的人口数合成代码，其中包括最新的物理结果在二进制的演变，并允许区分某些物理场景（如常见的信封演变的描述）和演变参数（如罗氏瓣溢出期间的传质效率）。由此获得的Ia型超新星延迟时间的理论分布相比，观察到的，无论是在形态形状和绝对数量的事件。某些参数对这些分布的关键影响被用来约束它们的值。单退化的情况下，单独被发现是无法在再现的观测延迟时间分布的形态形状，而使用的双退化的（或两者的组合）确实导致公平的协议。大多数双简并Ia型超新星是通过一个正常的、准保守的洛希瓣溢出，然后是一个共同的包络相形成的，而不是像通常假设的那样，通过两个连续的共同包络相形成的。这可能会引起怀疑的延迟时间的确定，使用分析形式主义，有时在其他研究中。老椭圆星系中事件的理论绝对数量至少比观测到的速率低三倍。虽然这可能只是观测不确定性的结果，但更好地处理旋转对恒星结构的影响可以减轻这种差异。
2010-09-27 astro-ph.SR
Final Fates of Rotating White Dwarfs and Their Companions in the Single Degenerate Model of Type Ia Supernovae
考虑到旋转的质量吸积的白矮星（WD）的质量超过了Krasekhar质量，我们扩展了我们的新的单退化模型的Ia型超新星（SNe Ia）的祖先，占两种类型的二元系统，那些与主序星伴侣和那些与红巨星（RG）伴侣。我们提出了一个质量分布的WD爆炸SNe Ia，WD质量范围从1.38到2.3 Msun。这些祖细胞模型被分配到不同类型的SNe Ia。由刚性旋转支撑的WD的较低质量范围（1.38 Msun < M_WD <~ 1.5 Msun）对应于法向SNe Ia。不同的自旋下降时间可能导致亮度的变化。质量范围较大的WD（M_WD >~ 1.5 Msun），由差异自转支持，对应于较亮的超新星Ia，如SN 1991 T。在这种情况下，WD质量的变化可能导致亮度的变化。我们还显示了在超新星Ia爆炸的伴星的演化状态，并对看不见的同伴构成约束。特别是在WD+RG系统中，大多数RG伴星在超新星爆发前的自旋下降阶段已经演化为氦/碳氧WD。在这种情况下，我们不期望在爆炸前后立即有任何明显的同伴签名。我们还比较了我们的新模型与最近的严格限制看不见的祖先的超新星Ia，如SN 2011 fe。
2012-07-25 astro-ph.SR
What is the role of wind mass transfer in the progenitor evolution of Type Ia Supernovae?
Ia型超新星（SNe Ia）是碳氧白矮星（WD）的热核爆炸，从双星伴星吸积质量，伴星可以是非简并恒星（主序星或巨星），也可以是双星合并中的另一颗WD（分别是单简并和双简并）。在Ia超新星的星族合成研究中，渐近巨星分支（AGB）星对这两种情况的贡献都是微不足道的。然而，这些研究大多采用简化的假设来计算风的质量损失和吸积的影响，在双系统。这项工作调查的影响，风的质量转移人口的双星，并讨论了AGB星的作用，作为祖先的超新星Ia。
2017-07-25 astro-ph.SR
A Circumbinary Disk in the Final Stages of Common Envelope and the Core-Degenerate Scenario for Type Ia Supernovae
我们研究了共同包络（CE）演化的最后阶段，发现相当一部分的喷射质量没有达到逃逸速度。为了得出这个结论，我们在简化假设下使用自相似解。伴随白矮星（WD）的大部分引力能量在很短的时间内被释放到大质量渐近巨星分支（AGB）或红巨星分支（RGB）恒星的包层中。这种快速的能量释放在外壳中形成冲击波。我们遵循从AGB中心向外的爆炸波传播，并表明约1- 10%的喷射信封仍然绑定到残余的二元系统。我们认为，由于角动量守恒和进一步与双星系统的相互作用，后备材料形成了一个circumbinary磁盘周围的后AGB核心和同伴WD。环双星盘与双星系统的相互作用将减少轨道分离，这比单独从CE的动力学阶段（包层被弹出）所预期的要多得多。较小的轨道间隔有利于在CE阶段结束时或之后的短时间内合并，而核心仍然是热的。这是另一个通道，形成一个巨大的WD，具有超克拉塞卡质量，可能爆炸为Ia型超新星。我们称之为核心退化（CD）的情况。
2011-07-01 astro-ph.SR
Constraining the double-degenerate scenario for Type Ia supernovae from merger ejected matter
我们在Ia型超新星（SNe Ia）的双简并（DD）场景的特定情况下跟踪WD-WD合并过程中排出的质量，并发现SN喷出物与由此产生的风的相互作用影响早期（第一天）光变曲线，如果爆炸发生在合并后不久（即，$10^3~{\rm sec} \lesssim t_{\rm exp} \lesssim 1~{\rm day}$）。被驱逐的物质的主要来源是盘风，或在合并的粘性阶段由围绕更大质量WD的吸积盘发射的射流。这种盘源物质（DOM）将受到超新星爆炸喷出物的冲击和加热，导致早期光变曲线中的额外辐射。这种增强的早期辐射可以被解释为起源于一个半径为一个太阳半径或更大的祖先的爆炸，这与SN 2011 fe的观测结果相冲突。
2014-12-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolving to Type Ia Supernovae with Short Delay Times
单简并模型是目前Ia型超新星（SNe Ia）较好的前身模型。最近的调查WD + He星通道的单简并模型意味着，这个通道是值得注意的生产超新星Ia。在本文中，我们研究了超新星Ia出生率和延迟时间的通道，通过一个详细的二进制人口合成方法。我们发现，根据我们的标准模型，来自WD + He恒星通道的银河系SN Ia出生率为$\sim 0.3\times 10^{-3} {\rm yr}^{-1}$，并且该通道可以以较短的延迟时间（$\sim4.5\times10^7 - 1.4\times10^8$ yr）解释SN Ia。同时，这些WD + He星系统可能与超新星爆发前的年轻超软X射线源有关。
2009-06-23 astro-ph.SR
Type IA supernovae from very long delayed explosion of core - WD merger
在Ia型超新星的核心简并（CD）框架下研究了快速旋转白矮星（WD）的自旋下降时间尺度。在CD方案中，质量为1000万的WD是在共同包层阶段或行星状星云阶段结束时，由WD伴星与一颗大质量渐近巨星分支星的热核心合并而形成的。在CD方案中，快速旋转的WD形成于恒星形成幕之后不久，恒星形成到爆炸的延迟时间基本上取决于快速旋转的合并残余物的自旋下降时间。我们发现，引力辐射是低效的自旋下WD，而磁偶极子辐射扭矩可以导致延迟时间，需要解释超新星Ia。
2011-09-14 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
Single-degenerate type Ia supernovae without hydrogen contamination
Ia型超新星（SN Ia）光谱中氢元素的缺乏通常被认为是单简并（SD）祖先模型的麻烦。我们认为，由于角动量的持续吸积可以防止白矮星的爆炸，这可能是自然的捐助星在SD的祖先的Ia超新星爆炸前耗尽其信封和迅速收缩。这一结果似乎最有可能为SD SN Ia的祖先，那里的质量转移开始于一个巨大的供体星，并可能扩展到其他SD系统。这样的系统中不仅氢的含量低于目前的探测极限，而且当SD SN Ia发生时，供体星通常比它的洛希瓣小几个数量级，在这种情况下，试图观察SN冲击和巨型供体星之间的碰撞似乎不太可能成功。我们认为这个模型的约束从星周结构的光谱SN 2006X，并提出了一个新的解释这种材料的起源。
2011-02-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Smoothed Particle Hydrodynamics simulations of the core-degenerate scenario for Type Ia supernovae
Ia型超新星（SN Ia）的核心简并（CD）方案涉及渐近巨星分支（AGB）星的热核与白矮星的合并，可能在所有热核超新星中占不可忽略的比例。尽管它的潜在利益，很少有研究，并仅基于粗略的简化，一直致力于调查这种可能的情况下，相比之下，大量的努力投入到研究其他一些情况。在这里，我们进行了合并阶段的第一个三维模拟，并发现这一过程可以导致形成一个巨大的白矮星，如本方案所要求的。我们考虑两种情况下，根据在共同包络相的最后阶段围绕系统形成的环双星盘的质量。如果圆盘的质量足够大，恒星会在一个高度偏心的轨道上合并。否则，合并发生在环双星盘被抛出，引力波辐射使恒星接近洛希瓣半径，进入近圆形轨道之后。毫不奇怪，合并残留物的总体特征与双简并（DD）场景中发现的相似，独立于非常不同的核心温度和合并恒星的轨道。它们由一个中心的大质量白矮星组成，周围是一个热的、快速旋转的日冕和一个厚的碎片区域。
2015-04-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
A New Multi-Dimensional General Relativistic Neutrino Hydrodynamics Code for Core-Collapse Supernovae II. Relativistic Explosion Models of Core-Collapse Supernovae
我们提出了第一个二维的广义相对论（GR）模拟恒星核心的崩溃和爆炸的CoCoNuT流体动力学代码结合VERTEX求解器的能量依赖性，三味中微子运输，使用扩展的共形平坦性条件近似的时空度量和射线的射线加anomaly来解决运输的多维性。对于所研究的11.2和15太阳质量的祖先，我们获得了成功的，虽然看似边缘，中微子驱动的超新星爆炸。这一结果和模型的时间演变基本上同意与PROMETHEUS水求解器，包括一个近似处理的相对论效应的修改后的牛顿势以前得到的结果。然而，GR模型在中微子层条件下表现出微妙的差异相比，牛顿和伪牛顿模拟。这些差异导致显着更高的亮度和平均能量的辐射电子中微子和反中微子，因此更大的能量沉积率和加热效率的增益层具有有利的后果，为强大的非径向质量运动，并最终爆炸。此外，在重轻子中微子散射反应中，通过核子反冲将能量转移到中微子球周围的恒星介质中，也增强了上述效应。与以前的伪牛顿模型一起，所提出的相对论计算表明，重力和能量交换中微子相互作用的处理在某些数量上甚至可以产生50-100%的差异，并且可能有助于最终成功的爆炸机制，其程度不亚于不同维度之间的流体动力学差异。
2012-07-11 astro-ph.SR
A Single Degenerate Progenitor Model for Type Ia Supernovae Highly Exceeding the Chandrasekhar Mass Limit
最近对Ia型超新星（SNe Ia）的观测表明，一些前身白矮星（WD）的质量高达2.4-2.8 M太阳，大大超过了克拉塞卡质量极限。我们提出了一个新的Ia型超新星的单简并（SD）模型，其中WD质量可能达到2.3- 2.7Msun。三个二进制的演化过程中，光学厚风质量吸积WD，质量剥离的二进制伴星的WD风，和WD的支持下，由差分旋转。WD的质量可以通过吸积从初始的1.1（1.2）M_sun增加到2.3（2.7）M_sun，这与高光度的Ia型超新星SN 2003 fg、SN 2006 gz、SN 2007 if和SN 2009 dc相一致。爆炸的WD有三个特征质量范围。在极端大质量的情况下，由于T/ |W| \sim 0.14的长期不稳定性，在WD质量超过2.4 M_sun后不久，差动旋转的WD爆炸为SN Ia。对于M_WD=1.5-2.4 M_sun的中等质量范围，在WD质量达到最大值之后，直到碳被点燃以引起SN Ia爆炸需要一些时间（自旋下降时间），因为它需要角动量的损失或重新分布。对于刚性旋转WD的较低质量情况，M_WD=1.38-1.5 M_sun，自旋下降时间取决于WD的角动量损失的时间尺度。降转时间的差异可能产生“及时”和“迟缓”分量。我们还建议非常明亮的超超克拉塞卡质量超新星Ia诞生于低金属丰度环境。
2011-09-17 astro-ph.SR
Possible white dwarf progenitors of type Ia supernovae
我们研究了白矮星（WD）的星表，发现在核简并的框架下，有足够数量的质量大于1.35Mo的白矮星可能爆发为Ia型超新星（SNe Ia）。在核心简并的情况下，WD与巨星的碳氧核心合并，形成一个巨大的WD，可能会延迟数年到数十亿年的时间爆炸。如果所有的Ia超新星都是由核心简并的情况来解释的话，那么我们计算出银河系中大约有0.2%的WD是大质量的。此外，我们发现，从目录中的大质量WD相对于所有WD的分数约为1- 3%，具有很大的不确定性。也就是说，五到十倍的所需数量。如果有许多超新星Ia是由低质量的WDs（M_WD < 1.3Mo）引起的，而另一种情况是由另一种情况引起的，并且核心简并情况只考虑了超新星Ia爆炸为大质量的WDs，那么观测到的大质量WDs与所需的比值甚至更大。我们的发现留下的核心简并方案作为一个可行的和有前途的超新星Ia方案。
2018-08-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
No Surviving Companion to the Galactic SN 1181: Evidence for a Double-Degenerate Channel for Type Iax Supernovae
Columbia University（哥伦比亚大学）；University of Florida（佛罗里达大学）；Shinshu University（信州大学）；The University of Tokyo（东京大学）
研究Iax型超新星前身系统和爆炸机制，利用盖亚和泛星1号数据搜索超新星1181伴星，未探测到符合单简并通道的伴星，支持双简并通道，为Iax型超新星多种前身通道提供直接证据。
2026-07-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernovae Ia in 2017: a long time delay from merger/accretion to explosion
我使用最近的观测和理论研究Ia型超新星（SNe Ia），以进一步限制可行的超新星Ia的情况下，并认为必须有一个相当大的时间延迟之间的结束合并的白矮星（WD）与同伴或结束质量吸积到WD和其终端爆炸。这种合并/吸积爆炸延迟（MED）是必要的，以允许二元系统导致或多或少的球形爆炸，并防止爆炸前电离辐射。考虑到这些最新的结果和所需的MED，我的结论是核心简并的情况下是更有利的其他方案，其次是双简并的情况。虽然单一简并的情况也是可行的，但它不太可能解释共同的（正常的）Ia型超新星。由于所有的方案都需要大量的MED，MED已经从核心简并方案的缺点变成了理论应该克服的挑战。我希望，对MED的要求将激发对不同的超新星情景的讨论以及对这些情景的相互比较。
2017-12-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
On Identifying the Progenitors of Type Ia Supernovae
我们提出了两种新的方法来识别Ia型超新星的主要祖先-单或双简并：（i）如果超新星性质的范围在很大程度上取决于非球对称爆炸的视角范围，那么偏振与另一性质之间的相关性的性质（例如，速度梯度）可用于确定不对称性的几何形状，并因此确定祖细胞的性质，以及（ii）在双简并但不是单简并的情况下，观察到的特性的范围（例如，速度梯度）很可能随着在喷出物中看到的碳的量而增加。
2011-09-06 astro-ph.CO astro-ph.SR
Binary Paths to Type Ia Supernovae Explosions: The Highlights
这次研讨会的重点是寻找Ia型超新星的祖先。是否有生产SNeIa的主要渠道？如果是这样，这些难以捉摸的祖细胞是单简并系统还是双简并系统？虽然大多数参与者似乎倾向于单简并通道，但对于二元系统的类型并没有普遍的一致意见。一个突出的观测难题是我们银河系和外部星系中的超软源明显缺乏。单简并通道（正如已经指出的，也很可能是双简并通道）要求双星系统通过一个稳定的核燃烧阶段。然而，观察到的超软源的数量在解释SNeIa的估计出生率方面不足100倍。因此，这些超软源是否以某种方式隐藏起来并以不同的波长辐射，或者我们是否遗漏了这个难题的一些重要部分，可能导致某类祖先的消除？另一个未解的问题是关于SNeIa光度与其宿主星系年龄的关系。人们提出了几种假设，但没有一种被认为是最有可能的解释。公平地说，在研讨会结束时，对令人烦恼的祖先问题的最终答案仍然是完全开放的。
2012-09-06 astro-ph.CO astro-ph.SR
On the fate of the secondary white dwarf in double-degenerate double-detonation Type Ia supernovae -- II. 3D synthetic observables
本文首次对双简并双爆轰Ia型超新星并合中伴生白矮星存活与爆轰两种情景进行三维辐射转移计算，发现两者合成观测量均类似02es-like子类，且伴星爆轰会显著影响光谱、角度依赖性和宽度-光度关系。
2024-08-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the Progenitors of Core-Collapse Supernovae
理论认为，一颗初始质量约为太阳质量8倍至140倍的恒星，其铁核会发生灾难性的引力坍缩，最终形成中子星或黑洞。这种核心坍缩过程通常被认为伴随着恒星外壳的喷射，成为超新星。这一既定理论现在正在通过观测进行验证，超过30颗核心坍缩超新星的祖先恒星的性质已经通过检查爆炸前拍摄的高分辨率图像直接测量。在这里，我回顾了从这些研究中学到的东西，并简要地探讨了对恒星演化理论的潜在影响，“失败的超新星”的存在，以及我们对核心坍缩爆炸机制的理解。
2010-10-31 astro-ph.CO astro-ph.SR
Precursors of Supernovae from Mass Eruption: Prospects for Early Warning of Nearby Core-collapse Supernovae
最近对大部分II型超新星的观测显示，在非常接近原始恒星的地方有致密的星周介质（CSM）的痕迹。如果这个CSM是在核心坍缩前几个月由爆发性质量损失产生的，那么爆发本身可能是一个前兆，有助于作为不久的将来超新星的早期预警。利用基于开放源代码CHIPS的辐射流体动力学模拟，我们从理论上模拟了一颗红超巨星的质量爆发辐射。我们发现，对于中等质量的爆发，光度通常在$10^{39}$ erg s $^{-1}$的数量级上，可以持续数百天，直到恒星爆炸，并且主要在红外线（峰值附近从-9到-11等）明亮。我们讨论的观测策略，找到这些签名从银河系和本地II型超新星。
2023-02-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type Ia Supernovae Can Arise from the Detonations of Both Stars in a Double Degenerate Binary
本研究通过二维模拟发现双简并双星中主星双爆炸可触发伴星爆炸形成三重/四重爆炸，其合成光变曲线和光谱与观测匹配，为Ia型超新星起源提供新可能。
2024-07-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Neutrinos and core-collapse supernovae
讨论了核心坍缩超新星中中微子味转换的最新进展，重点讨论了中微子-中微子相互作用的影响。后者已被证明会产生新的现象，大大改变中微子通量和超新星观测。特别是，我们之间的链接的频谱分裂和磁共振现象。此外，最近的研究表明，超新星中微子流存在轻子CP破坏效应。我们总结了这些发现。
2011-08-31 astro-ph.SR hep-ph
Binary-Stripped Stars as Core-Collapse Supernovae Progenitors
大多数大质量恒星在其生命周期中都会经历双星的相互作用，这会改变被剥离的恒星的表面和核心结构，对它们最终成为核心坍缩超新星的命运产生重大影响。然而，迄今为止，核心坍缩超新星的模拟几乎完全集中在单个恒星的演化上。我们提出了一个系统的模拟研究的单一和双剥离的恒星具有相同的初始质量的候选人的核心坍缩超新星（11 - 21 M $_{\odot}$）。一般来说，我们发现，双星剥离的恒星核心往往是不那么紧凑，更突出，更深的硅/氧界面，并优先爆炸相应的相同初始质量的单星。这两种演化模式之间的行为二分法将对超新星统计数据产生重要影响，包括最终的中子星质量、爆炸能量和核合成产额。被剥离的双星残余物也很有可能填充最重的中子星和最轻的黑洞之间可能存在的质量差。我们的工作在两个方面有所改进，因为我们自洽地解释了坍缩前的恒星演化和随后的爆炸结果。即便如此，我们的研究结果强调需要更详细的恒星演化模型，以捕捉爆炸结果的敏感性。
2021-04-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Bolometric and UV Light Curves of Core-Collapse Supernovae
自2005年以来，雨燕紫外光学望远镜（UVOT）一直在观察紫外和光学的所有子类型的核心塌陷超新星（CCSNe）。我们在这里提出了50 CCSNe与斯威夫特UVOT观察，分析他们的紫外特性和行为。当我们在所有三个UV滤光器中具有多个UV检测时（λc = 1928 - 2600 nm），我们生成早期的热测量光变曲线，分析这些光变曲线的性质，UV对它们的贡献，并推导出UV通量对基于光学-IR的热测量光变曲线的贡献的经验校正。
2013-05-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Strong magnetic field inside degenerate relativistic plasma and the impacts on the neutrino transport in Core-Collapse Supernovae
Peking University（北京大学）；Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences (CAS)（中国科学院云南天文台）；Beihang University（北京航空航天大学）；The University of Tokyo（东京大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）
本文研究强磁场对核坍缩超新星中微子输运的影响，通过泄漏方案和1D模拟发现磁场增强中微子不透明度，导致中微子球半径增大、束缚时间延长、峰值光度降低和能量延迟。
2026-09-16 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Type Ia Supernovae inside Planetary Nebulae: Shaping by Jets
使用3D数值流体动力学模拟，我们表明，喷气式飞机发射前Ia型超新星（SN Ia）爆炸的核心退化的情况下，可以占两个相对的瓣（“耳朵”）沿对称轴的SN遗迹（SNR）的外观。在双简并和核心简并的情况下，两个简并的致密天体的合并很可能导致形成一个吸积盘，它可能发射两个相反的喷流。在CD方案中，这些喷流与在前一个公共包层阶段期间喷出的包层相互作用。如果爆炸发生在合并过程后不久，爆炸的气体和喷流将与喷出的星云碰撞，导致SNR与轴对称组件，包括“耳朵”。我们还探讨了喷流是由伴白矮星在与核心合并之前发射的可能性。这最后一个过程类似于某些行星状星云中喷射的过程。在这种情况下，SNR“耳朵”是由椭圆形行星状星云物体内部的球形超新星爆炸形成的。我们比较我们的数值结果与两个信噪比-开普勒和G299.2-2.9。
2013-05-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Single Binary May Host Recurrent Thermonuclear Supernovae
Iax型超新星（SNe Iax）最普遍被接受的前身系统是一颗质量接近600亿塞卡的白矮星（WD）从一颗非简并的氦供体恒星吸积而产生的部分爆燃，爆炸后留下一个束缚的残余物。在本文中，我们调查WD残留是否可以在系统的生命周期中经历多个SNe。我们使用模块在天体物理学实验（MESA）发展各种单简并双星，以确定可能会经历多个SNe Iax由于多个氦吸积阶段。我们还调查了双WD系统形成后，随后的Ia型SN的可能性。我们的工作的结论是，相对高质量的捐助者密切的双星产生的几个热核SNe的概率最高。
2023-02-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hydrodynamics of core-collapse supernovae and their progenitors
多维流体流动在大质量恒星的核心坍缩超新星爆炸中起着至关重要的作用。近年来，这些现象的三维（3D）模拟已经显着成熟。通过中微子驱动机制确定激波复活的成分已经取得了相当大的进展，并且已经在一些自洽的3D模型中获得了成功的爆炸。然而，这些进步也带来了新的挑战。由于需要增加物理真实性和有意义的模型验证，超新星理论现在正朝着一个更综合的观点发展，该观点将坍缩前后期对流燃烧阶段的多维现象，爆炸引擎和超新星包层中的混合不稳定性联系起来。在这里，我们回顾了我们目前的理解多维流体流动的核心坍缩超新星和他们的祖先。我们首先概述了核心坍缩超新星和后期对流燃烧阶段的流体动力学模拟所面临的具体挑战。然后，我们讨论了最新的进展和开放的问题，在理论和模拟。
2020-06-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Optimal Classification and Outlier Detection for Stripped-Envelope Core-Collapse Supernovae
在当前的时域天文学时代，拥有严格的数据驱动模型来对瞬变（包括超新星）进行分类变得越来越重要。我们提出了第一个应用主成分分析的剥离包络核心坍缩超新星的光谱。我们使用一个最大的编译光学数据集的剥离信封超新星，包含160 SNe和1551光谱。我们发现，前5个主成分捕获我们的光谱样本的方差的79%，其中包含剥离超新星的主要家族：Ib，IIb，Ic和宽线Ic。我们开发了一个定量的，数据驱动的分类方法，使用支持向量机，并探讨剥离信封超新星分类作为相对于V波段最大光相位的函数。我们的分类方法自然识别“过渡”超新星和超新星有争议的标签，我们详细讨论。我们发现，剥离信封超新星类型是最可区分的后期相位范围内的$10\pm5$天和$15\pm5$天相对于V波段最大值，我们讨论了我们的研究结果的影响，如ZTF和LSST当前和未来的调查。
2019-08-23 astro-ph.HE 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
General Relativistic Explosion Models of Core-Collapse Supernovae
我们目前的结果，从第一代多维广义相对论中微子流体动力学模拟核心坍缩超新星。与使用纯牛顿近似或“有效引力势”方法计算的模型进行比较，发现加热条件和引力波谱存在明显的定量差异。我们的研究结果强调了广义相对论在超新星问题中的重要作用（这似乎与其他重要因素，如维数和状态方程），无论是我们的爆炸动力学的理解，以及可观察到的签名的预测。
2011-12-08 astro-ph.SR gr-qc
PUSHing Core-Collapse Supernovae to Explosions in Spherical Symmetry II: Explodability and Global Properties
在先前提出的原理验证研究中，我们建立了一个参数化的球对称爆炸方法（PUSH），可以再现核心坍缩超新星的许多特征。本文超越了能够再现SN 1987 A的观测性质的具体应用，对一组广泛的非旋转、太阳金属丰度恒星祖先模型的爆炸性质进行了系统的研究，这些模型的质量范围从10.8到120 M $_\odot$，其中包括作为大质量恒星坍缩的最终结果的从中子星到黑洞的转变，以及后者与超新星和微弱/失败的超新星的关系。本文件提供了扩展的核合成预测的基础上，即将在星系演化模型中使用的文件。
2020-02-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Light-curve and spectral properties of ultra-stripped core-collapse supernovae leading to binary neutron stars
我们研究了超剥离核塌缩超新星的光变曲线和光谱性质。超剥离超新星是严重剥离的大质量恒星的爆炸，通过与致密伴星的双星相互作用失去了它们的外壳。它们的抛射量仅为~ 0.1 Msun，可能是形成双中子星系统的主要途径，这些系统最终合并并发射出强引力波。我们跟随一个超剥离超新星祖先的演变，直到铁核崩溃，并进行爆炸核合成计算。然后，我们合成的光变曲线和光谱的超剥离超新星使用核合成的结果，并提出其预期的性质。超剥离超新星合成~ 0.01 Msun的放射性~（56）Ni，其典型的峰值光度约为1 e42 erg/s或-16 mag.它们的典型上升时间为5 - 10天.比较合成的和观测到的光谱，我们发现SN 2005 ek，一些所谓的富钙间隙瞬变，和SN 2010 X可能与超剥离超新星。如果这些超新星实际上是超剥离超新星，它们的事件率预计约为核心坍缩超新星的1%。通过比较未来引力波观测得到的双中子星合并率和我们合成的光变曲线和光谱模型确定的光学瞬变测量得到的超剥离超新星率，我们将能够判断超剥离超新星是否实际上是双中子星人口的主要贡献者，并提供对双恒星演化的约束。
2016-12-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Nebular Spectra of 111 Type Ia Supernovae Disfavor Single Degenerate Progenitors
我们把统计约束Ia型超新星（Ia型超新星）的祖先使用227星云相位谱的111 Ia型超新星。我们没有发现任何星云相位谱中的剥离伴星发射的证据。使用最近的流体动力学模拟，对每个光谱中可能未被检测到的质量量设置了上限。有了这些零检测，我们把观测$3σ$上限的部分超新星Ia，产生通过经典的H-丰富的非简并同伴的情况下<5.5%。此外，我们设定了一个试探性的$3σ$上限的He星祖场景<6.4%，虽然进一步的理论建模是必要的。这些限度是指我们最具代表性的样本，包括正常、91 bg样、91 T样和“超级阿帕拉塞卡”\sne，但不包括SNe Iax和SNe Ia-CSM。作为我们分析的一部分，我们还推导出一个星云相位菲利普斯关系，它近似的亮度从$150-500$ ~天后，最大使用峰值幅度和下降率参数$Δm_{15} (B)$的超新星Ia。
2019-10-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Flavor Oscillations in Core-Collapse Supernovae
核心坍缩超新星是研究中微子物理学许多方面的独特实验室。核心坍缩超新星中原中子星附近的特征是大物质和中微子密度。这个区域的一个显著特征是中微子-中微子相互作用的影响。随后的非线性多中微子系统的性质进行检查，特别强调其集体行为和对称性。中微子的性质和相互作用的r-过程核合成，可能发生在超新星环境的影响进行了讨论。
2012-09-26 astro-ph.SR hep-ph nucl-th
The core-degenerate scenario for the progenitors of type Ia supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）的起源仍然不确定。核心简并（CD）方案已被提出作为一种替代方式的生产Ia超新星。在这种情况下，超新星Ia是由一颗碳氧白矮星（CO WD）与一颗渐近巨星分支伴星的CO核心合并而形成的。然而，Ia型超新星的出生率仍然没有很好地确定。在这项工作中，我们进行了详细的调查CD方案的基础上的二进制人口合成方法。在这种情况下，超新星Ia的延迟时间基本上在9000万年到25000万年之间，这主要是由于观测到的超新星Ia具有短的和中等的延迟时间，尽管这种情况也会产生一些旧的超新星Ia。同时，我们的工作表明，由于对质量转移的更仔细的处理，在这种情况下，超新星Ia的银河系出生率不超过总超新星Ia的20%。虽然本研究中Ia型超新星的出生率低于Ilkov & Soker的研究，但不能排除CD方案是Ia型超新星形成的可行机制。特别是，来自这个场景的星周物质的SNe Ia贡献了总SNe Ia的0.7-10%，这意味着CD场景可以重现像PTF 11 kx那样观测到的SNe Ia的出生率。我们还发现，SNe Ia发生系统性较早的金属丰度值和它们的出生率增加与金属丰度。
2016-10-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Exploding Core-Collapse Supernovae by Jets-Driven Feedback Mechanism
利用2.5维流体动力学模拟研究了核心坍缩超新星（CCSNe）抖动喷流爆炸模型中的流动结构，发现该模型中的流动满足爆炸的一些基本要求。在抖动喷流模型中，喷流由围绕新生中子星的间歇性吸积盘以随机方向发射。它们将自己的动能储存在坍缩的核内，并通过喷射外核引发爆炸。喷流的吸积和发射是由一个反馈机制控制的：当喷流设法喷射核心时，吸积停止。我们发现，即使当射流的方向围绕对称轴变化时，它们也会膨胀热气泡，设法将气体向各个方向排出。我们还发现，虽然大部分的环境核心气体向外喷射，足够的质量来提供动力的射流吸积（0.1Mo），主要是从赤道面方向。这与作为反馈机制的抖动射流爆炸机制是兼容的。
2013-11-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Gravitational Waves from Core-Collapse Supernovae
引力波是一种潜在的直接探测核心坍缩超新星爆发第一秒过程中多维流动的方法。在这里，我们概述了预测的引力波信号从中微子驱动的超新星的非旋转的祖先从最近的二维和三维模拟的结构。我们勾勒出一些定量的依赖关系，支配这个信号的振幅和它的演变在时间-频率域。
2017-03-14 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Influence of Magnetorotational Instability on Neutrino Heating: A New Mechanism for Weakly Magnetized Core-Collapse Supernovae
我们研究了磁旋转不稳定性（MRI）对弱磁化，快速旋转的核心崩溃的动力学的影响进行高分辨率的MHD模拟在轴对称与简化的中微子转移。我们发现，一个最初的子磁星类磁场是急剧放大的MRI，并大大影响其后的动态。虽然磁压不足以强到喷射物质，但放大的磁场有效地将角动量从高纬度转移到低纬度，这会由于额外的离心力而导致低纬度加热区的扩大。这会提高中微子加热的效率，最终导致中微子驱动的爆炸。这是一个新的核心坍缩超新星的场景，迄今为止从未被数值模拟证明。
2014-02-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
SuperNova IDentification spectral templates of 70 stripped-envelope core-collapse supernovae
我们使用Modjaz等人（2014）发表的640个剥离包络核心塌陷SNe（SESNe）光谱构建了70个超新星识别（SNID; Blondin & Tennis 2007）超新星（SN）模板。由458个光谱构建的56个SN模板是全新的，将SESNe的数量和当前SNID数据库中SESNe光谱的数量分别增加了2.6和2.0倍。我们还对当前SNID数据库中的模板进行了一些类型和阶段改进。
2015-03-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multi-band optical light-curve behavior of core-collapse supernovae
我们介绍了2002-2012年期间使用印度奈尼塔尔阿雅巴塔观测科学研究所（缩写为ARIES）运营的1 m级光学望远镜对19个明亮的核心塌陷SNe进行UBVRI光学光度跟踪获得的调查结果。这组均匀的数据已被用来研究光学光/色曲线的行为，并深入了解对象到对象的特性。我们推导出IIP、Ibc和发光SNe型的积分亮度。两个特殊类型的IIP事件的光度性质类似于正常的IIP和光谱性质类似于亚发光IIP已被确定。
2013-04-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Sterile neutrino oscillations in core-collapse supernovae
我们已经进行了核心坍缩超新星模拟，允许电子中微子（或其反粒子）与右手无菌中微子之间的振荡。我们已经考虑了一系列的混合角和不育中微子的质量，包括那些符合不育中微子作为暗物质的候选者。我们研究这种振荡是否会影响超新星的核心反弹和冲击再加热。我们确定的最佳范围的混合角和质量，可以大大提高超新星爆炸有效地传输电子反中微子从核心后面的冲击，他们提供额外的加热，导致更大的爆炸动能。我们表明，这种效应可以导致恒星爆炸，否则就会崩溃。我们发现，一个有趣的周期性的中微子光度的发展，由于一个周期的中微子密度的耗尽转换为无菌中微子关闭转换，然后由一个补充的中微子密度作为中微子运输通过核心。
2014-10-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
